宇宙背景ニュートリノ崩壊探索
イントロダクション
Introduction to Search for Cosmic
Background Neutrino Decay
宇宙史研究センターワークショップ
素粒子構造部門セッション
Mar. 23, 2022
武内勇司

Contents• 宇宙背景ニュートリノ
• COBANDプロジェクト概要• 宇宙背景ニュートリノ崩壊現象の物理へのインパクト

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CMBCB
Cosmic Neutrino Background

宇宙背景ニュートリノ

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Neutrino decoupling𝜈ҧe-e-



e-e+e-e+e+e-e-

ppe-e-e-e+ne+pe+ee+e+e-e-eep

T>1MeV

T<1MeV𝑇𝜈 = 𝑇𝑒 = 𝑇𝛾𝑇𝜈 ≠ 𝑇𝛾𝜈 + 𝜈ҧ ↔ 𝑒 − + 𝑒 + ↔ 𝛾𝛾

𝑒 − + 𝑒 + → 𝛾𝛾

𝜈+𝑒 ↔𝜈+𝑒4

Neutrino decoupling 前後の宇宙の温度
After T<1MeV (t～1sec after big bang)は，熱的に切り離され，𝑒 ± は，対消滅が進む.

T<1MeV

T>1MeV𝑎1𝑒 ±, 𝛾 ,𝜈𝑒 , 𝜈ഥ𝑒𝑇𝛾 = 𝑇𝑒 = 𝑇𝜈

エントロピーの保存

𝑒 + + 𝑒 − ⟶ 2𝛾

𝛾𝑎2𝑇𝜈 ∝ 1/𝑎

𝜈𝑒 , 𝜈ഥ𝑒𝑇𝛾 > 𝑇𝜈

𝒆± の持っていたエントロピーがphotonを加熱

CMBとCBの温度
エントロピー密度𝑠/𝑉 ∝ 𝑔eff 𝑇 3e+ e− ↔ 𝛾𝛾 の場合
光子(ボゾン)+電子・陽電子（フェルミオン）の自由度

𝑔eff = 2 + 2 + 2𝛾 だけの場合

𝑔eff = 2

エントロピー保存
4T𝜈 =
117×8

132𝑇𝛾3 =T𝛾 = 1.95K2+ 2+27×8T𝜈3𝑘T𝜈 = 0.168meV
6CMBとCBの密度
ニュートリノ密度(fermion)𝑑3 𝑝1𝑑𝑛𝜈 =2𝜋 3 exp(𝑝Τ𝑘𝑇𝜈 ) + 1

光子の場合(boson)𝑑3 𝑝1𝑑𝑛𝛾 =2𝜋 3 exp 𝑝Τ𝑘𝑇𝛾 − 1𝑛𝜈 Τ𝑛𝛾 =2∞𝑥3𝑘𝑇𝜈 ‫׬‬0 𝑑𝑥 𝑒 𝑥 + 1=
2∞𝑥𝑘𝑇𝛾𝑑𝑥‫׬‬0𝑒𝑥 − 1𝑇𝜈𝑇𝛾33Γ 3 𝜁 34 334=× =Γ 3 𝜁 3
11 4 11𝑛𝛾 = 411個/𝑐𝑚3 （２自由度）より

411 3𝑛𝜈 = 𝑛𝜈ഥ =×= 56個/𝑐𝑚3211CBの温度と密度は，CMBの測定と量子論的熱力学だけから分かる‼
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宇宙の粒子数密度
物質粒子(フェルミオン)の中で宇宙で最も多いのがニュートリノ

102~330 ∕ cm3にもかかわらず，宇宙背景ニュートリノの存在は，実験的には，検証されていない．（間接的証拠のみ）

10-78

ニュートリノ崩壊
 重たいニュートリノは，軽いニュートリノへ崩壊可能✓

但し寿命は，宇宙年齢よりもはるかに長い➔ ニュートリノ源として宇宙背景ニュートリノ(CB)を用いたニュートリノ崩壊探索実験の可能性

γ𝑊

𝜈3e, 𝜇, 𝜏𝜸

𝝂𝟑

𝝂𝟐

𝜈1,29

ニュートリノ質量と崩壊光子エネルギーとの関係• 振動実験から
2– Δ𝑚23= 𝑚32 − 𝑚22 = 2.4 × 10−3 𝑒𝑉 2𝜸

𝝂𝟐𝝂𝟑𝑚32 − 𝑚22𝐸𝛾 =2𝑚3

2– Δ𝑚12= 𝑚22 − 𝑚12 = 7.65 × 10−5 𝑒𝑉 2
• CMBの揺らぎ(Planck+WP+highL) とバリオン音響振動(BAO)から– ∑𝑚𝑖 < 0.23 eV

m3=50meV➔50meV<𝑚3 <87meV𝐸𝛾 =14～24meV
𝜆𝛾 =51～89m

E =24.8meV
m2=8.7meV

m1=1meVEγ =24meV期待される宇宙背景ニュートリノの崩壊光の波長分布dN/d(a.u.) distribution in ν3 → 𝜈2 + 𝛾Sharp Edge with
1.9K smearing

𝒎𝟑 = 𝟓𝟎 𝐦𝐞𝐕Red Shift effect

10500 [m]100100 50

20105E [meV]

50𝜇𝑚(25meV)
鋭いエッジを持った分布は，ある質量を持った粒子の二体崩壊によるもの➔ ニュートリノ崩壊の決定的証拠といえる

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COBAND (COsmic BAckground Neutrino Decay)
宇宙背景ニュートリノの中のニュートリノ崩壊を探索➔ 波長50μmの微弱な光として観測

𝜈3 → 𝜈1,2 + 𝛾 in CBNASA/WMAP Science Team

𝜈2𝜈1𝜈3𝜈2𝜈3𝜈3𝜈1𝜈3𝜸𝜈1𝜈3𝜸
𝜈2

Surface Brightness I [MJy/sr]

C𝜈B radiative decay and Backgrounds
CIB summary from Matsuura et al.(2011)
ZE

CMB
AKARI
COBE

at λ＝50μm
黄道輻射𝐼𝜈 ～8 MJy/sr

宇宙赤外線背景放射
(CIB)

ZL

𝐼𝜈 ～ 0.1-0.5 MJy/srCB Decay

ISD
DGL

1Jy=10-26W/m2・Hz

Expected 𝐸𝛾 spectrum

SL

𝑚3 = 50meV
Wavelength [m]E [meV]

λ＝50μmE=25meV𝜏 = 3 × 1012 yr𝑠
𝐼𝜈 ~ 0.8MJy/sr

Excluded by S.H.Kim et. al 2012

𝜏 = 1 × 1014 yr𝑠
𝐼𝜈 ~ 25kJy/sr

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COBAND実験提案
ロケット実験でのニュートリノ寿命測定感度目標𝜏 𝜈3 = Ο 1014 年◼

JAXA 観測ロケット S-520
◼
◼
◼

◼

◼

http://www.jaxa.jp/projects/rockets/s_rockets/index_j.html
直径: 520mm
ペイロード: 100kg
到達高度: 300km

高度200～300km で200秒の測定◼
◼

主鏡直径20cm ，焦点距離80cm の望遠鏡
光学系(主鏡，副鏡，フィルター，シャッター，回折格子等)は全て1.8K程度に冷却 将来計画：衛星実験◼
◼

検出器の視野角を増やし，60日程度の測定1017年の測定感度を目指す

JAXA 観測ロケット
S-520
https://www.jaxa.jp/projects/rockets/s_rockets/index_j.htmlから引用

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COBAND ロケット実験の到達感度

L-R SM =0.02, M(W2)=715GeVCOBAND rocket
200sec meas.

mi < 0.23eV• 焦点距離：80cm• 40～80m の範囲を回折格子で分光• 400m400m50ピクセルの素子で受光• 受光素子での単一光子検出率は22%m312 = 2.510-3eV2

シミュレーション条件• 測定時間：200秒• 主鏡直径：20cm

x100 improvement!
S.H.Kim et. al (2012)
Mirizzi et. al (2007)15

3 寿命• 標準模型(Standard Model)での寿命予想: 𝜏 = Ο(1043 ) 年– c.f. 宇宙年齢: 1010年• 現在の実験的寿命下限値: 𝜏 > Ο(1012 ) 年
S.Kim et al.,JPSJ 81 (2012) 024101

標準模型では，ニュートリノ崩壊は厳しく抑制される．
逆に言えば，ニュートリノ崩壊は標準模型を超える新物理に対して非常に高い感度を持っている．
• 例えば，L-R symmetric model では，モデルのあるパラメータが許される範囲の最大値（ 𝑊𝐿 -𝑊𝑅 混合角 𝜁 ~0.02 ）において
𝜏 = Ο(1017 ) 年 が予言されている．
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ニュートリノの磁気能率による遷移輻射

γ

𝜈𝑗𝐿

𝜖, 𝑞

ベクトル型結合項は，ゲージ不変でない(𝜖 → 𝑞の置き換えで0にならない)

𝜖𝜇 𝜈𝑗ҧ 𝛾 𝜇 𝜈𝑖𝑖𝜎 𝜇𝜈𝜈𝑖𝑅
磁気能率に寄与するラグラジアンの項

𝜖𝜇 𝜈𝑗𝐿ҧ 𝑖𝜎 𝜇𝜈 𝑞𝜈 𝜈𝑖𝑅
𝜖 → 𝑞の置き換えで自動的に0𝜎 𝜇𝜈 =𝑖 𝜇 𝜈[𝛾 , 𝛾 ]2

𝜎 𝜇𝜈 は，ガンマ行列を二個含んでいるのでニュートリノのカイラリティーはL-R結合• 𝜈𝑗𝐿
ҧ 𝑖𝜎 𝜇𝜈 𝑞𝜈 𝜈𝑖𝐿 や 𝜈𝑗𝑅ҧ 𝑖𝜎 𝜇𝜈 𝑞𝜈 𝜈𝑖𝑅 の項は許されないニュートリノの磁気能率標準模型での寿命予想が長いのは，遷移磁気能率項に対する強い抑制効果のため
𝜈𝑗𝐿

標準模型: SU(2)Lｘ U(1)Yγ

WボゾンはLカイラリティのフェルミオンとのみ結合
ニュートリノ質量項 𝑚𝜈 𝜈ҧ𝐿 𝜈𝑅 + 𝜈ҧ𝑅 𝜈𝐿 を通じて L-R結合

𝑊𝐿
𝜈𝑖𝐿➔𝑚𝜈 で抑制(遷移磁気能率の場合)内線を e，μ，τが寄与し，打ち消し合う➔ℓ𝐿 = 𝑒𝐿 , 𝜇𝐿 , 𝜏𝐿
𝑚 𝜈𝑖
𝜈𝑖𝑅

GIM抑制𝑒𝐿 +∗𝑈𝑒𝑗𝑈𝑒𝑖

𝜇𝐿 +∗𝑈𝜇𝑗𝑈𝜇𝑖𝜏𝐿 = O𝑚𝜏24𝑚𝑊

∗𝑈𝜏𝑗
𝑈𝜏𝑖

足すとMNS行列U（ユニタリー）の𝑈 † 𝑈 = 1 の非対角成分

L-R 対称模型でのニュートリノ崩壊(𝜁~0.02のシナリオ)
M. Beg, W. Marciano and M. Rudeman Phys. Rev. D17 (1978) 1395-1401
ニュートリノ崩壊幅をSU(2)L ｘ SU(2)R ｘ U(1)模型で計算

WがRight handと結合できるので，内線の荷電レプトン質量項を通じて L-R結合LRS: SU(2)LｘSU(2)RｘU(1)B-L➔𝑚𝜈 の抑制がない
𝑚𝜈 → 𝑚 𝜏𝜈𝑗𝐿

タウ粒子のダイアグラムがほぼ寄与する➔GIM抑制がない𝑚𝜏2
11→~42 −𝑚22𝑚𝑊𝑚𝑊𝑚𝑊𝜏

γ𝑊1

𝑀𝑊2 = 1 TeV, 𝜁 = 0.02,
𝑚3 = 50 meV を仮定すると

ℓ𝐿𝑚𝜏
ℓ𝑅

Γ𝑆𝑀 ~ 1043 𝑦𝑟 −1𝜈𝑖𝑅ΓLRM ~ 1017 𝑦𝑟 −1

𝜁~0.02による抑制のみ

PRL 38,(1977)1252, PRD 17(1978)1395

𝑊1 ≃ 𝑊𝐿 − 𝜁𝑊𝑅22𝑚𝜏 𝑚𝜏
24
𝜁
∼2×102𝑚𝜈 𝑚𝑊

1026 の増幅

マヨラナの場合のニュートリノ崩壊• Rカイラリティーは，超重たいニュートリノなので始状態・終状態には現れない• 𝜈𝑗𝐿
ҧ 𝑖𝜎 𝜇𝜈 𝑞𝜈 𝜈𝑖𝑅 の代わりに 𝜓ത𝑗𝐿 𝑖𝜎 𝜇𝜈 𝑞𝜈 𝜓𝑖𝐿𝐶 も許されるので，WL結合のみ場合，標準模型との違いは factor 1/2のみ．
• 但し 𝑖 = 𝑗 のとき(磁気能率)は，マヨラナでは消える
𝑚𝑚𝑅• L-R模型での増幅はマヨラナ模型では， 𝜈の中の𝜓𝑅 成分が 𝐷 ~制されるので，1017yr の寿命の場合はマヨラナ模型を否定
𝜓𝑗𝐿γℓ𝐿 = 𝑒𝐿 , 𝜇𝐿 , 𝜏𝐿
𝑚 𝜈𝑖
𝑊𝐿
𝜓𝑖𝐿𝐶
𝜓𝑖𝐿
𝜓ത𝑗𝐿 𝑖𝜎 𝜇𝜈 𝑞𝜈 𝜓𝑖𝐿𝐶

マヨラナ＋ WL結合のみ𝑚𝜈< 10−10𝑚ℓ

𝜓𝑗𝐿γ𝑊1ℓ𝐿𝑚𝜏
ℓ𝑅
𝜓𝑖𝑅𝒎𝑫𝒎𝑹𝜈 ≡ 𝛾 5 𝑁1 −𝑁1 =𝜈𝑖

マヨラナ＋ LRM

𝑁2 =1212𝑚𝐷𝑁2𝑚𝑅

𝜓𝐿 + 𝜓 𝐿 𝐶
𝜓𝑅 + 𝜓𝑅 𝐶で抑ダークエネルギーの時間依存性情報
dN/d(a.u.) distribution in ν3 → 𝜈2 + 𝛾
Sharp Edge with
1.9K smearing

𝒎𝟑 = 𝟓𝟎 𝐦𝐞𝐕Red Shift effect

1ℎ𝑐 𝑐𝜆𝐼𝜆 =𝜌𝜈,0 2Ω𝑚,04𝜋𝜏𝜈𝜆 𝐻0𝜆𝑠
10100 50100
2010500
51−23+ ΩΛ,0[m]E [meV]Red shift によるテール部分：ダークエネルギーの時間依存情報を内包➔宇宙終焉シナリオを予測する上で重要
宇宙一様に分布する輻射崩壊する粒子➔CBが唯一のソース
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宇宙背景ニュートリノ崩壊探索の意義
𝜏 > Ο(1012 )年は，既存の測定で全く手が付けられていない未踏の領域➔何が見つかっても全然不思議ではない
目指すニュートリノ寿命感度：𝜏 = Ο 1013 − 1017 年
もし，C𝜈Bからのニュートリノ輻射崩壊光が標準模型予想よりもずっと短い
1012 年 < 𝜏 𝜈3 ≪ 1043 年で観測されたら• 標準模型を超える物理の発見!!!
• C𝜈Bの直接検出!!!
• ニュートリノ質量の絶対値測定!!!

2𝑚3 = 𝑚32 − 𝑚1,2
ൗ2𝐸𝛾

• 重いRニュートリノのマヨラナモデルの排除!!!

• ダークエネルギーの時間依存性情報!!!

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