スーパーカミオカンデにおけるMeV領域
宇宙ニュートリノの探索
日本物理学会 ２００３年秋季大会
宇宙線シンポジウム
主題：ニュートリノ天文学
９月１１日
宮城教育大学 福田 善之

スーパーカミオカンデにおけるMeV領域
宇宙ニュートリノの探索
 MeV領域のニュートリノ
GRB ?

¾ 超新星爆発によるニュートリノバースト(SNν)¾ 過去の超新星爆発由来のニュートリノ
(SN Relic ν)¾ ガンマ線バーストに相関するニュートリノ(GRB ν)２００３年９月１１日

日本物理学会 ２００３年秋季大会

ReactorSolar 8B
Solar hep
SRN

Atmospheric

SN average2

超新星爆発ニュートリノバーストの探索
 大マゼラン星雲での超新星爆発(SN1987A)

２００３年９月１１日

日本物理学会 ２００３年秋季大会

3

超新星爆発ニュートリノバーストの探索 カミオカンデが観測したニュートリノ事象

２００３年９月１１日

日本物理学会 ２００３年秋季大会

4

超新星爆発ニュートリノバーストの探索

カミオカンデ検出器
高さ１６ｍ、直径１５．６ｍの水タンク。
純水２１４０トン
２００３年９月１１日

日本物理学会 ２００３年秋季大会

5

超新星爆発ニュートリノバーストの探索

Electron anti-neutrino luminosity ニュートリノバーストの時間変化
A.Burrows et al, Phys. Rev. D45, 3362(1992)

Time after start of collapse (sec)

２００３年９月１１日¾ 全ての種類のニュートリノが発生¾ エネルギー : 〜10-30MeV• <Eνe> 〜12MeV• <Eνe> 〜15MeV• <Eνμ> 〜20MeV¾ 時間の広がり : 数十秒

日本物理学会 ２００３年秋季大会

6

超新星爆発ニュートリノバーストの探索 ニュートリノバーストの時間変化(LLLグループ）

e− p − > ν e n<E>=23MeV<E>=15MeV
Totani,Sato,Dalhed,Wison(1998)

２０太陽質量モデル
２００３年９月１１日

日本物理学会 ２００３年秋季大会<E>=10MeV

7超新星爆発ニュートリノバーストの探索 スーパーカミオカンデ実験(SK-I)
Outer detector
1867 of 8” PMT

LINAC
41.4m

Inner detector
11146 of 20” PMT50kton
stainless steel tank39.3m¾¾¾¾¾¾

1km(2700 m.w.e)

Photo coverage 40% Fid. Vol. for solar ν 22.5kton
Sensitive to all types of neutrino
Real-time energy, vertex and direction measurement
Resolution (10MeV e-) Pos : 87cm E : 14% Dir : 26 degree
Dead-time 0% even if less 30,000 events (distance > 1.1kpc)
GPS timing < 1µs

２００３年９月１１日

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8

超新星爆発ニュートリノバーストの探索 スーパーカミオカンデ（ＳＫ-II）再スタート
１０−１２月に超純水を給水し、２００２年１２月１０日より満水後の本格観測に入った。
Super-Kamiokande
Run20941Event2717
201-1
2 -1
1 :0
1 :4
9 :47

Inenr: 34
0 5 ih ts, 72Ouetr:1 85ih ts,

823 pE306 pE (in-time)Tr
i g er ID:0 x0b
D law:1 690 .0 cm

Full y-Co tn aine dCharge(pe)>26.
723.3-26.
7
20.2-23.3
17.3-20.2
14.7-17.312.2-14.7
10.0-12.2
8.0-10.0
6.2-8.0
4.7- 6.
2
3.3-4.7
2.2-3.3
1.3- 2.
2
0.7-1.3
0.2-0.7< 0.2710568
426284
142
00500

1000

1500

2000

Times (ns)２００２年１０月始め取り付け完了
２００３年９月１１日

満水後の宇宙線μ粒子サンプル

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9超新星爆発ニュートリノバーストの探索

10

total cross section * Targets/H2O(10- 442cm ) ニュートリノの検出反応
–

4

νep

¾ νｅ＋ｐ→ｅ++n
σ＝８．９×１０−４２×(Eυ/10MeV) 2 ㎝2

¾ νｅ＋e−→νｅ＋ｅ−
νeO

103––

νee

–

νee

10

σ＝９．３×１０−４４×(Eυ/10MeV) ㎝2¾ νｘ＋e−→νｘ＋e−
σ＝３．９×１０−４４×(Eυ/10MeV) ㎝22–

–

νµe

10–

νµe

σ＝１．３×１０−４４×(Eυ/10MeV) ㎝2 (μ,τ)¾ νµ,τ＋e−→νµ,τ＋e−
σ＝１．５×１０−４４×(Eυ/10MeV) ㎝2–

νeO

1(e)

¾ νｅ+１６O→e-+１６F−４４-1

1005

10２００３年９月１１日

15202530

35 40 45 50
Neutrino energy
日本物理学会 ２００３年秋季大会

σ＝~１×１０×(Eυ(MeV)- ~13)2 ㎝210超新星爆発ニュートリノバーストの探索
 各反応における角度分布0.50.40.30.20.1010.80.6
0.4
0.2
00.4
0.3
0.2
0.1
0

ν＋e−→ν＋ｅ−-1-0.8 -0.6 -0.4 -0.2

00.2 0.4 0.6 0.8 1cosθνｅ＋ｐ→ｅ++n-1-0.8 -0.6 -0.4 -0.2

00.2 0.4 0.6 0.8 1cosθ

νｅ+１６O→e-+１６F
νｅ+１６O→e++１６N-1-0.8 -0.6 -0.4 -0.2

２００３年９月１１日

00.2 0.4 0.6 0.8 1
cosθ

COSθSN

日本物理学会 ２００３年秋季大会(T=4MeV, Haxton 1987)
11

超新星爆発ニュートリノバーストの探索 νe+p→e++nの角度分布
νｅ＋ｐ→ｅ+＋ n10.90.8

陽電子の角度分布にニュートリノのエネルギー依存性がある

0.7
0.6
0.50.4

5MeV
10MeV
20MeV
30MeV

0.30.2neutrino energy

0.1
0-1-0.8 -0.6 -0.4 -0.2

0P.Vogel and J.F.Beacom,Phys.Rev.D60(1999)053002.

0.2 0.4 0.6 0.8 1
cosθ

COSθSN
２００３年９月１１日

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12

超新星爆発ニュートリノバーストの探索
 ＳＫで期待される超新星ニュートリノバースト
エネルギー分布ニュートリノ反応の期待数
νｅ＋ｐ→ｅ++ n :~3500νｅ＋e−→νｅ＋ｅ− :~160
νｘ＋e−→νｘ＋e−：~90
νe＋e−→νe＋e−:~60
νe＋16O→e±＋F(N)~40
R=10kpc ,mass=12M◎,
and Ee > 5.5 MeV()(νｅ＋ｐ→ｅ＋+ n)1020

２００３年９月１１日

40

MeV

νｅ＋e−→νｅ＋ｅ−(-)

Based on Mayle et al.ApJ,318(1987)288.

30

1020

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30

40

MeV
13

超新星爆発ニュートリノバーストの探索
 ＳＫで期待される時間分布と角度分布
角度分布

Number of events

時間分布

νｅ＋ｐ→ｅ＋+ nνｅ＋e−→νｅ＋ｅ−
νｘ＋e−→νｘ＋e−
νx＋e−→νx＋e−

Elapsed time (sec)
２００３年９月１１日

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14

超新星爆発ニュートリノバーストの探索 スーパーカミオカンデ(SK-Ⅰ)における探索

平均８９％の稼働率

１９９６年５月３１日〜２００１年７月１５日 観測時間１７０４日
２００３年９月１１日

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15

超新星爆発ニュートリノバーストの探索
 データ解析
太陽ニュートリノ解析とほぼ同じ(E>6.5MeV)
Energy & Vertex reconstruction
Data reduction (Noise cut, FV cut, Spallation cut, etc)
Time-cluster search (3 for 0.5 sec / 4 for 2 sec / 8 for 10 sec)
149 time-clusters were foundSpatial distribution Cut (Mulipulicity vs Rmean)
Final candidate
２００３年９月１１日

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16

超新星爆発ニュートリノバーストの探索
 Time-cluster search¾ 時間的に集中している事象を探す
０．５秒間に３事象 又は２秒間に４事象 又は１０秒間に８事象¾

ほとんどは宇宙線µの酸素原子核破砕によるバックグ
ラウンド、もしくは光電子増倍管の光球
１日あたり平均１５回¾ それらは空間的にも集中している場合が多い
２００３年９月１１日

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17

超新星爆発ニュートリノバーストの探索

4000

Rmean

Rmean

 空間的クラスターの判別
Σi=1,Nmulti Σj=1,Nmulti |ri-rj|
Rmean =
NmultiC2
Expected by MC

3500

4000

Observed clusters

3500

3000

3000

2500

2500

2000

2000

1500

1500

3 Mine blasting events

Select above

1000

1000

500

Long-lived spallation

500

96.7% efficiency for Nmulti=301

２００３年９月１１日

10102

10multiplicity

301

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10102

10multiplicity

183

超新星爆発ニュートリノバーストの探索 ニュートリノバーストの理論依存性

SKにおけるシミュレーション(10kpc +12solar mass)

２００３年９月１１日

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19超新星爆発ニュートリノバーストの探索

Detection efficiency

 超新星爆発の検出効率
1.2

12 solar mass

1

RTQORVOQFGN*5W\WMK 0.8

FGNC[GFOQFGN
4/C[NG,49KNUQP
CPF&05EJTCOO

0.6

超新星爆発の検出効率はモデル計算にはそれほど依存しない。但し、質量により事象数が変化するため効率は変動する。

0.4

100kpc以内はほぼ100%の検出効率

0.2

0

100

200300Distance (kpc)

２００３年９月１１日

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20

超新星爆発ニュートリノバーストの探索 SK-Iにおける探索結果
１９９６年５月３１日〜２００１年７月１５日
観測時間１７０4日において、超新星爆発からのニュートリノバーストは観測されなかった
100kpc以内に銀河系に対する超新星爆発の発生頻度の上限値は0.49SNe/年
我々の銀河内（8.5kpc)の超新星爆発の発生頻度はカミオカンデⅡ（Dec.85~Apr.90）の3.18年とⅢ（Dec.90~Aug.92)の1.08年の計4.26年の観測結果を加算すると上限値は0.26SNe/年
２００３年９月１１日

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21

超新星爆発ニュートリノバーストの探索 リアルタイムによる超新星ニュートリノ探索
オンラインにより自動的にデータを解析し、（スパレーション除去は完全には行えない）超新星ニュートリノを常時モニターしている
現在（ＳＫⅡ）の状況•解析時間 < 10 min•SK-Iと同様の解析プログラム•エネルギー閾値が異なっている
6.5 MeV in SK-I
8.5 MeV in SK-II

２００３年９月１１日

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22

超新星爆発ニュートリノバーストの探索 エネルギー閾値による検出効率の変化
Number of events in SK

νe + pe+ + n
主なプロセスであるνe+pに対して、約２％のみの事象数減に留まっている。

SK-I6.5MeV
SK-II
8.5MeV

12 solar mass @ 10kpc

超新星ニュートリノの検出
効率にはそれほど影響がない

Threshold [MeV]

２００３年９月１１日

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23

過去の超新星爆発由来ニュートリノの探索
Neutrino Flux per sq-cm per second per MeV

 過去の超新星爆発由来(SNR)ニュートリノ
10710610510410

3102Population synthesis (Totani et al., 1996)
Reactor ν
Solar 8B Constant SN rate (Totani et al., 1996)
Cosmic gas infall (Malaney, 1997)
Solar hep Cosmic chemical evolution (Hartmann et al., 1997)
Heavy metal abundance (Kaplinghat et al., 2000)
LMA ν oscillation (Ando et al., 2002)

10110101010101010SRN
predictions-1-2

Atmospheric ν-3

期待されるフラックス-4-5-6-70

10

２００３年９月１１日

2030

40

5060 70 80 90 100
Neutrino Energy (MeV)

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24過去の超新星爆発由来ニュートリノの探索

Number of events / day / 22.5kt / 0.5MeV SNRνに対するバックグラウンド
10

4

10

3

10

2~10-15MeV energy range
Mainly Spallation events

10
1-1

101010-2-3-4SRN
10
predictions

２００３年９月１１日

68101214161820Energy (MeV)

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25

過去の超新星爆発由来ニュートリノの探索
 解析手法¾ 超新星ニュートリノ解析用データに対し、18MeV以上のデータを用いる（SNRν有感領域）¾ この領域に残っているバックグラウンドを除去
宇宙線µによるスパレーションの残り太陽ニュートリノのしみ込み
大気ニュートリノνµにより生成されたµ
大気ニュートリノνeによる電子大気ニュートリノνµにより生成された（チェレンコフ光を出さない）低運動量µの崩壊による電子¾ 除去できるノイズをカットし、残った事象のエネルギー分布をシミュレーションと比較し、SNRνを求める
２００３年９月１１日

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26

過去の超新星爆発由来ニュートリノの探索
 スパレーション事象の除去¾ 宇宙線ミューオンµ が酸素原子核16O を核破砕し生成された不安定核がβ線を放出¾ Eβ:3-21MeV; τβ>8.5m秒
従って、エネルギー分解能を考慮してE<34MeVに対し、以下のカットを施す¾ ∆T<0.15秒の全ての事象をカットし、long-livedspallation事象を除去する¾ エネルギー閾値が18MeVにセット可能になった

２００３年９月１１日

Cuttheseevents

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27

過去の超新星爆発由来ニュートリノの探索
 Sub-eventカット¾ 運動エネルギーTが50140MeVのµを除去¾ µは主に低エネルギーの大気νµにより生成¾ SKの1事象中にµと崩壊電子の両方を伴うような事象を探す(gatewindow 1.3µsec)¾ µ全体の34%を除去

２００３年９月１１日

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28

過去の超新星爆発由来ニュートリノの探索
 チェレンコフリングの角度によるカット¾ 更に残っているµをチェレンコフリングの角度で判別
Ee>18MeVTµ<140MeV

42°と思って無理矢理再構築
２００３年９月１１日

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29

過去の超新星爆発由来ニュートリノの探索
 事象の方向とチェレンコフ光間の角度による除去
Cut(muons)Cut(no ring)¾ 大気 νµ により生成されたµを除去¾ チェレンコフ リング角度:
Cos(θC) = 1 / (n・β)Data

２００３年９月１１日

MC¾ θC = 37o 以下をカット

97% 以上の µを除去
¾ θC = 50o 以上をカット
励起状態の原子核からの（多重）ガンマ線等を除去

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30

過去の超新星爆発由来ニュートリノの探索
 太陽方向カット¾ 解析のエネルギー閾
値18 MeV はHep
ν のカットオフより低いため、しみこむ可能性がある。
¾ エネルギー分解能により8B νもしみこむ可能性もある¾ 従って太陽方向より30度以内で 34MeV以下の事象に対しカット

２００３年９月１１日

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Remove these events31

過去の超新星爆発由来ニュートリノの探索
 SNRν有感領域でのデータ解析
Spallation cut
Cherenkov
angle cutSolar direction cut

SRN
predictions
２００３年９月１１日

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32

過去の超新星爆発由来ニュートリノの探索
 最終データの解析（エネルギー分布の形状）

２００３年９月１１日

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33

過去の超新星爆発由来ニュートリノの探索
 SNRνに対するバックグラウンド事象率¾ µ崩壊電子(Michel electron)
Best fit
MCからの期待数¾ 大気ニュートリノ(νe)
Best fit
MCからの期待数: 174±16 events: 145±43 events: 88±12 events: 75±23 events

期待されるバックグラウンドはデータを見事に再現
Best fitは６モデルすべてでαが０になる
２００３年９月１１日

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34

過去の超新星爆発由来ニュートリノの探索
 SNRνのフラックス計算
90%C.L.の全エネルギー領域におけるフラックス :ここでzzzzz

２００３年９月１１日

Np ：ＳＫ中の自由陽子の数 1.5×1033
τ ：SK-Iのlivetime 1496 days = 1.29×108秒
f(Eν) ：SRNのスペクトラム
σ(Eν) ：反応断面積 9.52×10-44Eepe cm2
Eν ：19.3-83.3MeVまで積分

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35

過去の超新星爆発由来ニュートリノの探索
 SNRν探索結果

Rule out

２００３年９月１１日

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36

過去の超新星爆発由来ニュートリノの探索
 理論予言値との比較(Totani et al., 1996) (Malaney, 1997)

２００３年９月１１日(Kaplinghat et al., 2000) (Totani et al., 1996) (Ando et al., 2002)(Hartmann et al., 1997)

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37

過去の超新星爆発由来ニュートリノの探索
 19.3MeV以上での上限値1/3~1/4!

(Totani et al., 1996)(Malaney, 1997)(Totani et al., 1996) (Ando et al., 2002)(Hartmann et al., 1997) (Kaplinghat et al., 2000)

２００３年９月１１日

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38

過去の超新星爆発由来ニュートリノの探索
 SNRν探索の結果
zzzzzzSK-Iの1496日分のデータについて、過去の超新星爆発由来の反電子ニュートリノの探索を行った
18MeV以上の事象について、残留µ事象やスパレーション等の除去を行い、エネルギー分布の形状を用い探索した
この領域の理論の予言値は0.2-3.1νecm-2s-1
最適値は０と一致し、90%C.L.の上限値として1.2νecm-2s-1を得た
Const.SN rateモデルを否定。他のモデルもリミットを1/3~1/4下げると到達可能（再解析も検討）
将来計画 νe + p e+ + n
積極的に検出する

２００３年９月１１日

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39

過去の超新星爆発由来ニュートリノの探索
 中性子の検出¾ n+p→D+γ(2.2MeV)z
検出効率が非常に小さい（数％以下）z
新しいトリガーロジックの導入等が必要¾ Gdによるn捕獲γ(8MeV)z
GdCl3は水に溶ける
z
90%の検出効率を得るに100トン必要(要study)
２００３年９月１１日

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40

GRBに相関するMeVニュートリノの探索
 何故GRBか？
¾ GRBは最もエネルギーを放出する天文現象の一つ¾ GRBからニュートリノはでるのか?
(Hypernova? NSの合体？）
放出エネルギーの大部分をニュートリノが持ち出している
ニュートリノは親星の情報を持っている可能性がある¾ スーパーカミオカンデでGRBニュートリノを探索¾ 但しモデルは確立していない :Model-independent search(independent of energy spectrum)２００３年９月１１日

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41

GRBに相関するMeVニュートリノの探索
 探索のための解析手法
BATSE GRBsのカタログとＳＫのニュートリノ事象との相関をみる¾ SK data samples:
Low-energy (LE) sample (6.5~80 MeV)
High-energy (HE) sample (0.2~200 GeV)
Upward-going muon (Upmu) sample (2~105GeV)¾ GRB times from BATSE:
1454 GRBs (April 1996 - May 2000)
Triggered and non-triggered

２００３年９月１１日

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42

GRBに相関するMeVニュートリノの探索
 GRBとニュートリノ事象との相関¾ 仮定:
ニュートリノの（質量による）飛行時間の遅れはない(LEとHEの)バックグラウンドの事象率が一定¾ Time correlation search (LE, HE samples):GRB trigger時間を中心に±10s, ±100s, ±1000s のwindowを採用し、相関をみる
time-correlated事象にたいして方向の相関をみる¾ Time+direction correlation search (upmusample):±1000s time window と15º direction cone

¾ Non-coincident search (ALL samples):GRB trigger時間に対し、1hr から ±1day まで拡大する
２００３年９月１１日

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43

GRBに相関するMeVニュートリノの探索
No. of GRBs

 相関結果(LE+HE)
103103102102101011-1-11010

No. of GRBs

01031021

No. of GRBs

4501010101110-11010310212341011101031022345678901-1-110101023456789501012345678910-7..-8 hr

10 11 12 13 14 1512345678910 11 12 13 14 15(HE) GRB correlated events

2101104(HE) GRB correlated events(LE) GRB correlated events 10 310321022-1101011(HE) GRB correlated events(LE) GRB correlated events 10 301-110012345678910 11 12 13 14 15(LE) GRB correlated events

２００３年９月１１日

ＢＧによるポアッソン分布1000 s135210104-11013データ

100 s0-122510101(HE) GRB correlated events(LE) GRB correlated events 10 30

No. of GRBs

3(LE) GRB correlated events 10 30

No. of GRBs

210 s

-1012345678910 11 12 13 14 15(HE) GRB correlated events

有意な分布の+4..+5 hr 違いは見当たらなかった

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44GRBに相関するMeVニュートリノの探索 相関結果(upµ)

Expected BG 0.67±24hr

One single upµ was found in GRB window.
Consistent with the expectation from the BG.
Within ±24hr, no cluster of muons were found.
２００３年９月１１日

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45

GRBに相関するMeVニュートリノの探索
90%C.L. limit on total number of ν interaction
 フラックスの定義 NNｔ: :numberof interaction target
90σ(Eν) : total cross section as a function of energy¾フラックスの定義: ε(Eν) : detector efficiency as a function of energyλ(Eν) : normalized neutrino energy spectrum

Φ(E’ν )

δ(E’ν - Eν)¾Model-independent fluence Green’s function - Φ(Eν).
¾Calculate fluence from Green’s function:

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GRBに相関するMeVニュートリノの探索
 Fluence limit“Green’s function”
for LE, HE andupµ２００３年９月１１日

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GRBに相関するMeVニュートリノの探索
 Fluence Limitの例¾ E-2 neutrino spectrumに対してfluence limitを計算¾ GRBの大雑把な計算との比較:
仮定: z = 1, Etot = 1053 erg, isotropic emission

G¾ Fluence limitの上限値は 予言値に対して~106(LE)、104 (HE)、30 (upmu)程度高い
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結果とまとめ SK-IにおけるMeV領域ニュートリノの探索を行った 観測期間 １９９６年５月３１日〜２００１年７月１５日
 超新星爆発ニュートリノバーストは観測されず、100kpc以内の銀河系に対し0.49SNe/年、カミオカンデの結果と合わせると我々の銀河系では0.26SNe/年の上限値を得た
 過去の超新星ニュートリノの探索では、19.3MeV以上のニュートリノに対し1.2νecm-2s-1の上限値を得たことでConst.SN modelを否定し、他のモデルの予言値もこの値の~1/3であるから、再解析を含めて近将来的に到達の可能性
 GRBに相関したニュートリノ現象は、MeV領域に限らずGeVよりエネルギーの高い領域でも観測されなかった SK-IIは昨年１２月より開始しており、超新星爆発モニター及び過去の超新星ニュートリノの探索を引き続き行っている
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