1107■ 研究紹介IceCube 実験による超高エネルギーニュートリノ検出
千葉大学大学院理学研究科

石原 安野
aya@hepburn.s.chiba-u.ac.jp
吉田 滋
syoshida@hepburn.s.chiba-u.ac.jp
2012 年 (平成 24 年) 9 月 5 日

1

はじめに
ニュートリノはここで述べるまでもなく非加速器物理を含む高エネルギー物理分野では重要な役割を果たしているが，宇宙物理・宇宙線物理において宇宙を調べるメッセンジャーとしては新参者である。長い歴史と実績を有する電磁波観測に立脚した天文学の圧倒的存
在感と宇宙線本体の観測が主流を占める宇宙線物理において，ニュートリノは「これからの人」扱いに甘んじてきたと言える。その大きな理由は，1987 年の 超新星

SN1987A および，太陽からのニュートリノ観測以外には宇宙ニュートリノ検出実績がなく，はたして宇宙を調べるツールとしてニュートリノが現実的に確立され得るのかという疑問符がついてまわったからである。
それにもかかわらず，ニュートリノ天文学を，特にSuperK ではカバーできない高エネルギー領域で目指そうではないかという，よく言えば野心的で怖いもの知らずの人間たちは脈々と生まれ出てついには IceCube という途方もなく巨大な実験装置を南極点という極限地域に打ち立てるに至った。これはやはりニュートリノが持つ巨大な潜在的可能性に賭けてみたいという熱病のようなものが絶えることなく世界中に流布しているから，ということになる。筆者もその (それも重度の) 熱病患者の一員であるが，その熱こそが，ようやく大気ニュート
リノから期待されるエネルギー流量を大きく上回る超高エネルギーニュートリノ事象の検出に結びついたと思っている。ニュートリノが実際的な宇宙観測手段として最初の一歩を踏み出した今夏の成果に至る熱病患者の顛末記が本稿の主題である。

番手はニュートリノが長年解決していない高エネルギー
宇宙線起源を解明する手段として他には置き換えの効かない優れものであるということにつきる。ご存知のようにいわゆる宇宙線は，宇宙放射の最も高エネルギー領域の担い手である。そのエネルギーは 1020 eV にも達するが，これがどこでどのようにして生まれたのかは宇宙線発見 100 年の節目の年である 2012 年になってもよく分かっていない。大きな障壁の一つが宇宙線は荷電粒子(陽子，原子核) であり銀河磁場によって軌道が曲げられることにある。したがって到来方向から放射天体の位置にたどり着くのは容易ではない。さらに厄介なことに湾曲した軌道を決める銀河系内外の磁場の量や向き，そして宇宙線粒子の電荷量 (すなわち原子核の種類) も不定性が大きい。何かを言うために必要な基本的物理量自体があやふやなのである。電荷のない粒子をきちんと同定
して観測できればこの袋小路から脱却できる。ただし，電荷がないというだけならば X 線や γ 線といった電磁波でよいのだが，これらは残念ながら宇宙線とは無関係に電子から純粋な電磁相互作用過程 (例えばシンクロト
ン放射) によって放射され，観測されている X 線や γ 線のほとんどはこちらのチャンネルに由来している。宇宙線陽子が加速領域周辺の物質や輻射場と衝突して生まれる π 0 の崩壊から γ 線ができることが期待されており，また，最近一部の超新星残骸からの高エネルギー γ 線
はこの過程で放射されたと示唆される結果もある。しかし，電磁過程で説明が付くというモデルも常に並び立つため，結論は出ていない。
しかし高エネルギーニュートリノは，荷電パイ中間子の崩壊で生成されるが電磁相互作用過程では作られない。すなわち，高エネルギーニュートリノの存在は高エ

2

宇宙線起源とニュートリノ
そもそもニュートリノをなぜ観測したいのであろう

か? 多様な理由がある中で少なくとも筆者の理由の一

ネルギー宇宙線の起源に必ず関連しているのである。陽子が光子と光パイオン生成過程を介して衝突する反応
(−)

(−)

γp → π ± X → µ± νµ X → e± νe νµ ν̄µ X

(1)

2
108

は，衝突断面積が共鳴構造を持ち (∆ 共鳴)，ある衝突エネルギーで断面積が増大することが分かっているため，
この反応は比較的容易に起こる。ニュートリノは宇宙線起源に対しての smoking gun であるといえる。
弱相互作用粒子であるというニュートリノの性質は，非常に遠方宇宙からエネルギーを失うことなくニュート
リノは飛来するという帰結をもたらす。宇宙線粒子のエネルギーが十分高ければ上記の γp 衝突は，宇宙背景輻
射 (CMB) との間でも起こる [1]。CMB は宇宙遠方では赤方偏移効果によってその密度もエネルギーも高いた
めにこの衝突はより頻繁に発生し，結果生じるニュート
リノの量は増える。したがって GZK ニュートリノと呼ばれるこのニュートリノの流量が測定できれば，宇宙線放射天体がどこまで遠方に広がっているのか，宇宙線放射というものは宇宙論的存在なのか比較的局所的な現象なのか探ることができるのである。この意味で高エネ
ルギーニュートリノ観測は到来方向など θ, φ 方向だけ
でなく，奥行き R 方向に関する情報をも引き出せるのである。対照的に，電磁波 (γ 線) では PeV を超えるような超高エネルギー領域では CMB との電子対生成のチャンネルが開いてしまうため我々の銀河系程度の大きさしか進むことができず，遠方宇宙を探査することはできない。
高エネルギー宇宙線起源の有力候補天体である GRB(γ 線バースト) や AGN(活動的銀河核−中心に巨大なブラックホールがある) といった我々の銀河系外のエネル
ギッシュな天体周囲で作られるニュートリノは 100 TeVから 100 PeV くらいのエネルギー領域に広がっていると思われ，100 EeV (1EeV = 1018 eV) にも達する超高エネルギー宇宙線陽子と CMB との衝突で作られる

GZK ニュートリノは EeV の領域に主として存在するはずである [2]。しかもその量を決定する因子は宇宙論的遠方での宇宙線量である。これはニュートリノを観ることでしかわからない。だからこそ野心的なテーマなのである。

図 1: IceCube 観測装置の全体像。深さ 1450m から2450m の位置に光検出器 (DOM) を埋め込む。
われる単位は [GeV/ sec sr cm2 ] である。この単位で，予想される宇宙ニュートリノの量は O(10−10 ) ∼ O(10−8 )である。中心値は測定値が存在する宇宙線流量でほぼ決まるが，幅は宇宙線天体の種類 (天体で直接作られる場合) または宇宙線が宇宙の歴史に沿ってどのように分布するか (GZK ニュートリノの場合) という，まさに我々が知りたいと欲してやまない情報に依存しており測ってみなくてはわからない (逆にだからこそ測定すれば宇宙線起源がわかる)。この値を，SuperK で測られている大気ニュートリノの energy flux， すなわち GeV 領域でO(10−3 )，と比較すればその量の少なさがわかる。このことから，高エネルギー宇宙ニュートリノ検出は極めて挑戦的な課題であることがお分かりいただけると思う。
とにもかくにも巨大な検出面積を持つ実験装置が必要不
可欠であったのだ。ギガトンの容積を持つ IceCube 実
験はそのような背景から提案・建設された。

3.1

実験の概観

アイスキューブ (IceCube) 実験は南極点直下の深氷河を衝突標的兼チェレンコフ輻射体として用いて 1 km3 の3

IceCube 実験
狙うべき高エネルギー宇宙ニュートリノは希少とも言える存在である。この業界ではよくエネルギー流量(energy flux) という物理量で，ニュートリノの存在量を議論する。微分スペクトル (dN/dE) つまり単位時間・
単位面積・単位立体角・単位エネルギーあたりのニュートリノの数という量にエネルギーの 2 乗を乗じたもの
で (E 2 dN/dE)，大雑把に言ってあるエネルギー領域でニュートリノが総計でどのくらいのエネルギーを運んでいるか，という概念を語っている。これは天文学で広く使われる考え方である。ニュートリノ・宇宙線分野で通常使検出容量を持たせたニュートリノ検出器である [3]。測定原理は水と氷の違いはあるものの SuperK と同じである。ただし, 検出容量は SK の約 2 万倍である。その代わり自然の氷河を使うため測定精度の精密さには限界があり，氷河内の不純物や気泡によりチェレンコフ光が散乱されながら検出器に届くためチェレンコフリングの個数やそのイメージからニュートリノフレーバーを識別するような芸当はできない。2002 年に国際コラボレー
ションが結成され，2005 年より本格的な建設を開始して 2010 年 12 月に建設が終了した。2011 年 5 月よりフル稼働して継続的な観測が行われている。
検出器は図 1 のように氷河内に 120m 間隔に縦穴を310979 本掘って配置される。縦穴の中には，チェレンコフ光を検出する光検出器モジュール (DOM:Digital Optical

大半の事象が大気 µ のトラックである。ここから 高レ
ベルトリガーとも言うべきフィルタリング解析を半リア

Module) 60 個をストリング状に並べて配置し (実際に「ストリング」と呼ばれる)，17m 間隔に埋め込んでいく。いわば三次元の広がりを持たせた検出器アレイと言ルタイムにおこなって意味のある事象を北半球に送る。

える。中心部には密に配置された 8 本のストリングによってより高密度なアレイが組まれている。DeepCore

νe から生成された電子がカスケードを生成しほぼ点源
状にチェレンコフ光を放射するカスケード事象の二つがと呼ばれるこのサブコンポーネントは，主に低エネルある。また超高エネルギー領域では，µ・τ トラックに多ギー (GeV -100 GeV) 領域のニュートリノ測定及び暗黒

くのカスケード (その多くは e+ e− あるいは制動放射か物質探索に用いられる。

らの γ) が付随する事象がメインとなる。これらイベン

DOM は 耐圧ガラス球の中に 10 インチの光電子増倍管 (PMT) と高電圧回路，読み出し回路を収納した自立トの形状に着目した解析が IceCube では多く実施され，型のモジュールである。PMT は 10 のゲインでオペレー
7

ションされ，single photo electron (SPE) スペクトルのピークをとることでゲインキャリブレーションを行う。

IceCube で検出されるイベントには µ トラックに沿って DOM に光子がヒットするトラック事象と，例えばミューオントラックを抽出するような解析は，TeV 領域のニュートリノ点源探索や大気ニュートリノ測定解析，
100 TeV 領域の diffuse ニュートリノ探索といった物理に供され，一方でカスケード事象を抽出して大気ニュー

Discriminator のしきい値は 0.2 photo electron (p.e.)前後であり，その意味で IceCube は Photon Counting

トリノや宇宙ニュートリノを探索する解析も独立して行実験であるとも言える。PMT の応答や光電面の一様性，ある超高エネルギーニュートリノ探索ではこのようなイ光電子変換効率は詳細に測定され解析に取り込まれていベント形状弁別は行わず，来るものは何でもこい，といる [4]。建設時の日本グループの主要な寄与でもあった。

うポリシーで解析を進めていた。このやり方が今回の大耐圧ガラス球及び内部のサポート用ジェルの透過率の影きな成果につながった，と考えている。この点は学ぶと響も考慮した photon 実効検出面積 も日本側で測定ところも多かったので 6 節で改めて触れる。

シミュレータ開発：計算が行われ，10 % の系統誤差でわれている。ただし後述するように本稿の主要テーマでエネルギーが高くなるとニュートリノの衝突断面積は決定されている。この値が現在も解析・MC で使われて増えるため, 検出器を埋設している場所に届く前にニューいる [5]。

トリノが地球内で相互作用を引き起こす確率は増える。

SPE レベルで測定する Photon Counting 実験ではあるが，超高エネルギーニュートリノ事象では一つの PMT

この結果生じたミュー粒子が，1 キロメートル以上も走りながらレンジアウトすることなく検出器に届きうる。

に数万の photon が飛び込むことが予想されていたため，極限の高エネルギー領域 (≥ EeV = 1018 eV) ではタウ

このような高輝度信号を記録するためのダイナミックレ

粒子もミュー粒子以上に長いレンジを持つ。このため実ンジの確保も重要である。このため IceCube では読み

質的な衝突容量は検出器を埋設している容積よりも大き出し回路にゲインが異なるデジタイザーを 3 種類用意

く，この増大量はエネルギーとともに増える。このおかして，切り替えながら信号を記録する。ATWD と呼ばげで IceCube 実験で探索・検出を狙う宇宙ニュートリ

れるこのチップはローレンスバークレー研究所で開発さノのエネルギーは下は TeV から上は EeV 以上まで 6

れ，14 ビットのレンジで 3 万 p.e. 相当の波形まで 3.3

桁以上にもひろがっている。これほどのダイナミックレ

ナノ秒毎のサンプリングで記録する。ただし記録できンジをカバーする宇宙物理・天文学の実験は他になく，る時間幅は 400 ナノ秒であり，これ以上の遅い信号は，

高エネルギーニュートリノ望遠鏡としての大きな特徴の

6.4 マイクロ秒の記録窓を持つ FADC で記録する。詳細は文献 [6] にある。PMT 応答 の線形性は 107 ゲイン一つである。

では約 1000 p.e. 程度までであり，そこからは徐々に

saturation が始まる。この複数のデジタルシステムの信
号をどのように解析にのせていくかという部分で解析者(グループ) の思想と優劣が現れる。
トリガーは，最近いくつかの別の種類のものも付加されたが，基本はベーシックなマルチプリシティートリガーである。隣り合う DOM 同士が ±1 µsec 以内に同期した信号があった場合にその情報は地表に送られる。

3.2

データの流れとシミュレーション

南極からは衛星回線でデータを伝送するが，IceCube
実験に割り当てられたバンド幅は 88 GByte/day という制限があるため，2.6 kHz で取得されたデータをさらに半オンライン解析し，選択された一部の事象を北半球に送っている。フィルタリングというこの過程は，一年に一度のアップデートが許されている以外は固定されて

8 µsec 内に 8 個以上の同期信号が存在した場合にトリいるので下流の物理解析に最初の枠をはめる。例えば，
ガーがかかる。トリガーレートは現在約 2.6 kHz であり， 「ミューオンフィルター」は，上向き事象と解析された

4110

ミューオントラックを選択的に拾い上げる。オンライン

ニュートリノの候補としてはすでに述べたように主に 2で許容された計算時間内で可能な簡易解析で得られたつに分けられる。一つの候補は宇宙線を加速している天「上向き」事象は，実際には下向きの大気 µ 事象が上向体から直接やってくるニュートリノであり，もう一つのきに誤解析されたものが大半であるため，緩めのクオリ

候補はすでに述べたように宇宙線が宇宙空間を伝搬中にティーカットをかけてオフラインでの詳細解析が可能な

CMB との衝突を介して作る二次生成 GZK ニュートリ

データ量に落として伝送する。同様にカスケードフィル

ノである。

ターと呼ばれるストリームはカスケード事象候補を形状

それでは背景事象として排除しなくてはいけないのは等から弁別する。次節で述べる本稿の主題である，超高どのようなものであろうか。これも大きく 2 つにわける

エネルギー ν 探索で使われるデータは Extremely Highことができる。大気ミューオンと大気ニュートリノであEnergy (EHE) フィルターと呼ばれ，各 DOM で記録る。大気ミューオンと大気ニュートリノも宇宙線が大気された photo-electron 数を足し上げ，1000 p.e. 以上のと相互作用をおこす中で生成される粒子であるが，そのものを無条件で伝送する。日本グループが実質管理して粒子の性質の違いからその扱いが変わってくる。数としいるこのチャンネルのレートは現在 1 Hz 弱である。レては大気ミューオンが圧倒的に多く IceCube で取得されベル 1 と呼ばれる全ての伝送されたデータは，更にレベるデータのほとんどが大気ミューオンであるが，我々がル 2 と呼ばれるオフライン解析を経たのち，各物理ワー

ターゲットする領域では高エネルギー宇宙線のフォワー

キンググループに卸される。後述する EHE 解析のアルド領域に O(100∼1000) のミューオンのトラックがほとゴリズムは比較的短時間の計算で実行可能であるため，んど重なった状態でやってくるミューオン束という状態

データや MC をみながら様々な改良をすぐにフィートで検出器に到達する。検出器は深さ 1500m にあるのでバックして実質的にレベル 2 を使わずレベル 1 からオフ

低いエネルギーのミューオンは当然検出器に到達する前

ライン解析がおこなわれた。

にエネルギーを失ってしまいレンジアウトしてしまうの解析に使われる MC シミュレーションは，多岐にわだがそれでも 100 をこえるミューオンがアイスキューたる。主要雑音である大気 µ は Corsika という空気シャブ氷河中明るい軌跡を描く。数としては圧倒するこれら

ワーシミュレーターに SIBYLL，QGSJET といったハの事象であるが，排除は比較的シンプルに行うことが出

ドロン衝突模型ジェネレーターを挿してシミュレートす来る。なぜなら，これらの事象のスペクトラムは E −3.7

る。主として宇宙線分野で使われるこれらのジェネレー

程度の傾きをもちこれは信号から期待される傾きよりか

ターは，例えば GEISHA といった高エネルギー分野でなりソフトであるためで，信号の期待されるエネルギー多用されたものよりも LHC データとの合いがよい，と領域に近づくにつれ，その数を減らす。また，ミューオ

いうので最近話題になっている。ニュートリノのシミュ

ン束の事象数は下向きの方向にピークをもち，水平に近レーターは IceCube 用に開発したものを使い，E −2 のくなるにつれその数を大きく減らす。これは角度によっエネルギー分布にしたがってデータを生成しておいて，て検出器に到達するまでに要する距離の違いに起因す各イベントにエネルギー毎に違う「ウエイト」を与えるる。ミューオン束は非常に明るいトラック状の光の軌跡

ことによって大気ニュートリノスペクトル，あるいは宇を持つため，事象角度再構築が比較的容易に行えるので

宙ニュートリノ予想スペクトルを再現するデータセット

ミューオン束角度分布に依存したエネルギーしきい値ををつくるというテクニックを使っている。もう一つの主設けることで，背景大気ミューオンを効率良く排除する

要な雑音である大気ニュートリノはこの手法によってシことが出来る。これに対し，信号である PeV を越える

ミュレートしている。EHE 分野では，ニュートリノがエネルギーのニュートリノは主に水平方向に分布のピー

地球内でより頻繁に相互作用して µ や τ に変わることかクを持つため，あまりその数を減らすことがない。

ら，µ や τ の伝播計算と統合されたニュートリノシミュ

背景大気ニュートリノの排除も同様の方針によって行

レータを別途開発し [7]，やはり「ウエイト」手法を用うのであるがその角度分布の違いに注意が必要である。

いることで超高エネルギー領域で卓越する多様なエネル

大気ニュートリノも宇宙ニュートリノもニュートリノでギー分布の宇宙ニュートリノをシミュレートしている。

あるので，地球を突き抜けてやってくる。信号である
ニュートリノであるか背景事象である大気ニュートリノ

4

超高エネルギーニュートリノ解析
超高エネルギーニュートリノの解析において信号となるのは PeV 以上のエネルギーのニュートリノが地球の中で二次的に生成する荷電粒子から出るチェレンコフ
光である。この時，信号として期待される PeV 以上のであるかの区別はそのエネルギーからのみ推定する必要がある。大気ミューオンと同様に大気ニュートリノスペ
クトラムも E −3.7 程度の傾きを持つことが知られている。これに加え PeV の領域ではチャームを含む中間子の崩壊から作られる大気ニュートリノが存在すると考えられる。この「プロンプト」大気ニュートリノの流量予

5
111

7.5

10

7.5

10

7

1

7

1

6.5

6.5

10-1

6
10-2

5.5
10-3

5

10-4

4.5

10-5

4
3.5
-1 -0.8 -0.6 -0.4 -0.2 0

0.2 0.4 0.6 0.8

1

10-6

cos θ

log10 NPE

log10 NPE

6

10-1
10-2

5.5
10-3

5

10-4

4.5

10-5

4
3.5
-1 -0.8 -0.6 -0.4 -0.2 0

0.2 0.4 0.6 0.8

1

10-6

cos θ

図 2: 背景事象（左図）及び信号である GZK ニュートリノ（右図）から期待される事象数を再構築された天頂角(cos θ) と NPE の関数として示す。NPE が大きいほどエネルギーは高い。NPE = 106 の事象は 100 PeV 程度のエネルギーを持っている。信号ニュートリノ事象は，ニュートリノ振動の効果によって νe : νµ : ντ = 1 : 1 : 1 となることを考慮したうえで，3 つのフレーバーを全て足し上げている。黒の曲線の上にある事象が背景雑音に卓越した信号事象として同定される。
測には不定性が大きくその扱いに注意が必要である。

相当) となった。また，現在の上限値に近い量の「プロ検出器内に粒子のエネルギー損失として放出されるンプト」大気ニュートリノの寄与を含めると，2.18σ 相

エネルギーデポジットは粒子のエネルギーに比例する。

当の有意性となる。背景雑音の内訳を表 1 に示した。一

このエネルギーデポジットは事象の全光電子数 (NPE)

つの事象は 2011 年 8 月 8 日，もう一つの事象は 2012 年

として観測できる。信号ニュートリノから期待される

NPE は背景事象に比べ非常に大きい。本解析では事象

1 月 3 日に観測された。この 2 事象の大きな特徴は，観測されたチェレンコフ光の分布が非常に美しい球状をし再構築天頂角に依存した NPE しきい値を設けることでているということと，NPE の値が比較的しきい値に近背景ミューオン事象を排除し，角度に依存しない NPE

いという点である。図 3 に観測された 2 事象のうち一つ

しきい値を設けることで背景大気ニュートリノ事象を排のイベントの光子分布を示す。丸の一つ一つが光電子を除する。2011 年度データに対するこの NPE しきい値は検出した DOM を表し，丸の大きさでその光量を表す。

図 2 での太線で示す。図 2 では，背景事象及び信号であ色は検出された光子のタイミングを表す。事象の中心にる GZK ニュートリノから期待される事象数が再構築さあるもっとも大きな光量を受けた DOM が最初に光を検れた角度と NPE の関数として示されている。我々は少出した DOM でもある。

数検出が期待される信号の信頼性を確保するためブライ観測された球状チェレンコフ光の分布は検出器内に生ンド解析を行っている。しきい値の最適化はシミュレー

成された粒子カスケードが作るチェレンコフ光子分布とション分布に対して行い，シミュレーションとデータのよく一致する。粒子カスケードはニュートリノが中性カ

整合性は全統計数の一割に当たるデータをテストサンプ

レント相互作用や荷電カレント相互作用をおこすときにル (Burn Sample と呼ばれる) として比較してチェック

相互作用点近くに作られる。ただしミューオンニュート

している。

リノやタウニュートリノの場合，荷電カレント相互作用をおこすとミューオンやタウを作りその軌跡が観測され

5

解析結果

2010 年 5 月から 2012 年 5 月までに取得されたデータを用い，有効観測時間 670.1 日分に相当するデータに置ける信号ニュートリノの探査の結果，2 事象のニュートリ
ノ候補が検出された。この時大気ニュートリノ及び大気µ 束から期待される背景事象は 0.057 であり，系統誤差を含まない preliminary の p-value は 1.6 × 10−3 (2.95σ

るはずであるのでこの事象とは矛盾する。この検出された 2 事象に対しては様々なカスケード事象再構築アルゴ
リズムが試された。その結果，粒子カスケードとして検出器内に放出されたエネルギーの量は，それぞれ 1.1PeV
及び 1.3PeV と推定されている。決定精度は 30%程度であり，チェレンコフ光の氷河内における散乱：吸収過程の理解不足に起因している。
このエネルギー放出量は，観測された事象が νe が引

6
112
103
IceCube experimental
Atmospheric νAtmospheric µ

Number of events per bin (670.1days)

102

Atmospheric ν prompt Enberg et al.
Total background
GZK ν Yoshida et al.

10

GZK ν Ahlers et al.
GZK ν Kotera et al.
-89E-2 φ ν + ν + ν =3.6x10 [GeVsr -1cm-2 sec-1], Emax=10 GeVeµτPreliminary

1
10-1
10-2
10-3
10-4
-5

10

4.5

5

5.5

6
log NPE

6.5

7

7.5

10

図 3: 8 月に観測された事象のイベントビュー。丸の大きさでその光量を表し，色は検出された光子のタイミングを表す。
き起こした荷電カレント相互作用によるものであるとす
ると，100%のエネルギーが放出されるので，ニュート
リノエネルギーそのものに相当する。中性カレント相互作用によって引き起こされたとする場合には，非弾性量，
すなわちニュートリノから核子に移行したエネルギー量の分布を考慮する必要がある。これら二つのケースを考慮すると信頼度 90% で一つの事象は 1.0-3.9 PeV， もう一つは 1.2-5.7 PeV のエネルギーを持つニュートリノ
事象であると見積もられている。
図 4 で示すのは，解析で定義された最終信号領域にお図 4: 事象の NPE 分布。一種のエネルギー分布に相当する。黒点が検出された 2 事象で各ヒストグラムが背景雑音または信号ニュートリノから期待される分布である。

表 1: 各雑音事象数の期待値。誤差は統計誤差だけを表記している。

Background

Event Rates

Contributions

in 670 days

Atmospheric muons
Conventional atmospheric neutrinos
Total backgroundTotal backgroundwith prompt ν Enberg et al. [9]

ける事象の NPE 分布である。実験データを黒丸で表す。
背景事象である大気ミューオン，大気ニュートリノのシ
ミュレーションの結果をシェードで示し，信号分布は線モデルとして冪乗関数分布 E−2で表されるニュートリノ流量 (前回の解析から IceCube で得られた上限値 [8]）を比較として描いた。GZK ニュートリノモデルと実験
データとの比較から，この事象を GZK ニュートリノで説明するには宇宙線スペクトラムのいわゆるアンクルと呼ばれる折れ曲がりのある 1018.5 eV より低いエネル
ギー領域から銀河系外起源の宇宙線が我々の銀河系内
起源の宇宙線にたいしてすでに卓越し，その宇宙線がCMB でなく可視光や赤外線と衝突をして作るニュート
リノが多く存在するというやや極端な仮定が必要である
ことがわかった。そうでなければ，GZK ではなく，宇宙線加速天体での生成を含む何か別の機構である可能性が高い。微分流量上限値としては 108 GeV を越えるエ
ネルギー領域で前回の結果 [8] よりも約 4 倍厳しい値となり，遠方宇宙や初期宇宙における高エネルギー粒子放射に対する強い制限をあたえている。最後に最終レベル

0.021 ± 0.001

0.0573 ± 0.0063
0.190 ± 0.01

における事象数を表 2 として示す。

で示す。信号としてはここでは，3 つの GZK ニュート
リノモデルと，天体から直接やってくるニュートリノの0.036 ± 0.0062

6

表立っては語られないよもやま話
今年 6 月に開催されたニュートリノ国際会議での発表をターゲットに進めてきた解析であったが，決して順風に来たわけではなかった。IceCube は 2010 年末に完成
し，周囲にそう喧伝してきた。当然，今年の会議では少なくとも完成前後の時期の観測データを公表すると業界は期待する。当たり前の話だ。しかし，IceCube 内での実態はというとほとんどの物理解析は 2009 年 (7 割程度の検出器が埋設・稼働) 下手をすると 2008 年データ (半分が稼働) を延々といじくっていた。なまじライバルがいないだけに，グイグイと押しまくるアグレッシブな雰囲
気に欠けていたのだ。誰よりも早く一番良い結果を出す，ということを最重要命題として育てられてきた筆者には考えられないことである。言うまでもなく 我々EHE 超高エネルギー解析ワーキンググループでは，周囲のペースに合わせることなく着々と 2010 年データ解析を推し7113

表 2: 宇宙ニュートリノ信号事象数の期待値

SignalEvent Rates

ModelsAllGZK Yoshida et al. [10]2.1

GZK Kotera et al. (FRII) [11]GZK Ahlers et al. (maximal) [12]

4.1
3.2

2.4
2.7

1.6

1.3

12.0

1.7

GZK Ahlers et al. (the best fit) [12]E 2 dNdE= 3.6x10−8GeVsec

−1

cm

−2

sr

IceCube−1[8]Eν ≥100 PeV
1.7

Event Rates

ExperimentalAll

2010-20112

Eν ≥ 100PeV
0

進め，2009 年データと合せて少なくとも世界最高でか思っている。IceCube はいったん検出器を埋設してしまつ信号に手が届く感度での探索結果を公表する予定でうと再び取り出すことは不可能であるため，ハードウエあった。しかし，二つの出来事が大いなる危機感に我々

アに工夫や改善を施すことができない。そこで改善は主を駆り立て，さらにアグレッシブに最新の 2011-2012 年

としてソフトウエア面に偏ってしまい，それはえてして，データ，すなわち IceCube 完成後の最も統計の良いデー

我々の検出器の理解に限りがあることを忘れた凝りすぎ

タも解析に加え，ニュートリノ国際会議直前の最新イベた解析手法の開発という形で現れてしまう。何かというントまでをも取り込むことを決断したのだった。一つはとすぐ「likelihood」を万能選手であるかのように振り解析の進行の遅さに業を煮やした筆者の一人 (吉田) が回し，すぐに「Boost Decision Tree」などのラーニング

コラボレーション会議中の非公式な酒席で，我々は遅すマシン法に行ってしまう。これらは MC がデータをあらぎる，これではダメだというと，複数のヨーロッパ人がゆる面で綺麗に再現する，線源を自在に吊るすなどの能「Shigeru, 数年遅れようと正確な結果を出すほうが重要

動的なキャリブレーションデータが豊富にあり解析を実だよ」とのたまったことだった。
「正確」の定義にもよる

際のデータに則してチューンできる，といった環境ではが，例えば系統誤差を 30 % 減らせばより「正確」な結威力を発揮できようが，IceCube の環境では結局，複雑果ではあるが，そのために結果の公表が周囲の期待よりなことをしても解析のバグだしや解析結果の系統誤差がも 2 年遅れていいとはとても思えない。そしてもう一つどこに由来しているのかという作業に時間が取られてしは超高エネルギー解析においても 2009 年データの解析

まう。最初はなるべく単純に，ロバストに，というのがを任せていた人間 (日本ではない) の仕事が遅く，とて超高エネルギー解析での合言葉であった。

もニュートリノ国際会議のある 6 月に間に合いそうになとは言うものの，unblinding proposal を ワーキングいことが判明したことであった。ワーキンググループのconvener である筆者 (石原) の危機感は最高潮に達し，

グループレベルの同意を得てコラボレーション全体に

自ら最新データの解析をやって結果をニュートリノ国際のは 5 月 21 日，国際会議発表日のわずか 2 週間前のこ会議に間に合わせることを優先順位トップに持っていくとである。IceCube では Analysis call と呼ばれる会議

提出したのは 5 月 3 日，ブラインド解除が認められたことにしたのであった。今年 1 月のことであり，その時で，原則として全 collaborator 参加の元で集中審議を点で最新データ解析のための MC データプロダクショ行うルールである。日本時間で夜中 12 時半に開始されンすら公式には走っていなかったのである！当然レベル

るこの電話会議ではしばしば論議は紛糾し，終わるのは2 など予定すらまだ立てられていなかった。全てを日本側で自力でやり抜くことにしたのである。ライバルの不在云々というよりもこれは我々自身との戦いであった。

朝の 3 時，という過酷な日々であった。今回の超高エネ

比較的短期間で解析を完遂できた大きな理由は，すであった。現在は，二つの独立した大気 µ が偶然同じタイに過去のデータを解析・出版した際に得た経験値があっムウインドウ内に入る確率をシミュレートする MC がたということと，解析のアルゴリズムを凝りすぎない，

宇宙線スペクトルに由来する不定性を被ってデータを記信号を発見したときに誰もが納得できるようなわかりや述しきれていなかったという原因であることが分かってすい指標を解析に用いる，という我々の哲学にあったといるが，当時はそんなことを調べる時間的猶予はない。

ルギー解析で問題となったのは，あるパラメータスペー
スで MC とデータの合いが良くないように見える点で

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実験屋として取るべき次善の策は，そのパラメータス

は，5 月 29 日 (日本時間 5 月 30 日)，国際会議発表のわ

ペースに入り込むデータの統計を上げてより詳細な分布

ずか 1 週間前のことである。

をとり，そこから宇宙ニュートリノ信号領域に染み出す

今回の結果を受けて，MC ばかりを見て複雑な解析をバックグラウンドの数を推定して，系統誤差が最終結果

組み上げていく従来のやり方をやめて，この 2 イベンに影響を及ぼさないということを示せばよい。しかしそトに類似したニュートリノイベントをもっとダイレクト

こに通常全データの 10% (Burn Sample) を調べることに探索しようという動きが最近，米ウイスコンシン大学

しか許さない IceCube ブラインド解析の規定が立ちはから出てきた。解析手法は比較的単純であり，MC よりだかった。我々は統計をあげるため，Burn Sample に適はデータに重きをおいて探索条件を決めている。我々が用していたクオリティーカットを緩めて数を稼ぎ分布をとって，信号領域への染みだしは無視できるレベルであEHE でとってきた解析哲学に近く，実際彼らは EHE
ワーキンググループで，解析の進展を議論している。アることを示したが，少数の反対意見を覆せない。ならばメリカ人らしいアグレッシブさで突き進む彼らは見ていと我々は全てのデータを見てチェックしたいと主張するて心地よく，結果が楽しみである。この 2 事象の検出を一方で，我々が呼ぶところの「ブラインド解析原理主義

期に，IceCube 内に健全な競争心が芽生えたのだとした者」(コラボレーション内に主としてヨーロッパ方面にら，それはまさに予期せぬうれしい副産物である。

少なからず生息する) は一切まかりならん，解析をやり直せという。信号領域ではないパラメータスペースにあるデータならスタディーに使ってもよいではないかという良識派に手を回して，ある厳密に定義された条件を満たす事象は全て使って分布をとってもよろしいという妥
協案をつくり，これが無事認められたのが前半の山場であった。
後半の山場は，言うまでもなく 2 事象が信号領域にあったことをコラボレーションに報告したときにはじまった。検出されたイベントが µ あるいは τ のトラック
事象ではなくカスケードであったことは想定外ではあったが，どんな形状のものでも条件さえ満たせば検出できるように網を張っていたわけであるから，十分あり得る状況である。イベントをみるとそれは綺麗なカスケード
で，目をさらのようにしてディスプレイを繰り返し眺めたものである。これがニュートリノでなくて一体なんであろうか，というほどの美しいイベントであったが，それを実際に種々の分布をとって示さなくてはならない。
コラボレーション内は興奮の嵐の中，俺にもこのイベントを解析させてくれ，俺の仮説はこうだ，と積極的に手を貸してくれる一団と，懐疑的あるいはブラインド解除
後の追加解析は認めないとする「原理主義者」の一団に分かれた。後者のネガティブ派にとって，我々超高エネ
ルギーグループはカスケード事象を専門にやってきたわ
けではないということがマイナスに映っていたと思われる。しかし，こうした連中の存在は心理的にはストレス
要因ではあるものの，結局自分ではなにも手を動かさないのでジリ貧になってゆく。一方でカスケードグループ
は，中核の何人かが色々と手助けをしてくれ，この 2 事
象は紛れもなくニュートリノからのカスケードであることを示してくれた。ワーキンググループの枠を超えた協力は非常にありがたく，最後は物理が勝つ，という原則
が生きていたことは嬉しい発見であった。2 イベントの検出を国際会議で公表するというゴーサインがでたの

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今後の展望
2 事象の検出と関連する解析結果は現在論文として出版すべくコラボレーション内で最終解析が進められている。背景雑音事象数とその系統的不定性についてはほぼ最終の数値がまとまり，本稿で載せているものとかなり近い数字になるはずである。検出されたカスケードのエ
ネルギー及び到来方向については，異なる解析手法による違いが多少ありその原因を煮詰めている。その差はたいした大きさではないのだが延々と議論ばかりが続いているため，どこかで決断して系統誤差に入れろ，と言い続けている。ここの数値が最終的に決まらないと各宇宙
ニュートリノ模型の検定やニュートリノ流量の上限及び下限値といった重要な物理量をファイナライズできない
ため，筆者はやきもきしているが秋までには全て収束するであろう。

5 章に記したようにこの 2 イベントは PeV のエネルギーを持つが EeV(= 103 PeV) 領域の極高エネルギー領域ではニュートリノは未検出で流量上限値のみが得られている。最高エネルギー宇宙線放射をつかさどる天体として有力候補であった明るいジェットを持つ電波銀河を主要起源とする考え方に修正をうながすものになるかもしれない。この天体は遠方により多く存在するため

GZK ニュートリノとして IceCube の観測にかかっても良い程度の流量が予測されていたためだ。一方 PeV のスケールでは γ 線バースト天体が最も有力視されているが，検出されたイベントを含め IceCube のデータがバー
スト時刻と同期していたことはなく，これもすんなりとは説明できない。我々は何かを見落としているのであろうか？明らかなことは，3σ 弱に過ぎない有意性を上げ
大気ニュートリノを上回る強度の超高エネルギーニュー
トリノの存在を確定し，検出数をあげることでより広範な情報を得る必要があるということだ。このために我々

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は二つの方向に向けて展開しようとしている。IceCubeのフルデータはこれから安定的に供給されるため，より感度の高い解析を実現することは統計的にも大きな改善を意味する。とくに PMT 応答が線形性をはずれサ
チュレーションをおこすような事象に対して適切な補正をかけることができれば超高エネルギーニュートリノ検
出感度が格段に向上することがわかっている。IceCubeの解析をこのように強化していくことが一つの方向である。もう一つは IceCube をはるかに上回る検出面積をもつ将来実験を実現していくという方向だ。実際に我々は ARA 実験という将来構想を持ち，チェレンコフ放射を UHF 電波領域で捕らえることで，検出器のコストを抑え面積を IceCube の百倍に広げることを目指している。R&D はすでに 3 年前からはじまり，試験検出器を今冬に南極点の IceCube サイトに隣接した場所に埋設する。この試験検出器からのデータ解析を完遂させて，2013 年度から第一フェーズの本格建設を開始すべく努力を続けている。
長年待ち望んだニュートリノはようやく検出されました。我々は入り口にたちましたが，そこから目的地にたどり着くか否かはこれからの努力にかかっているといえます。私たちと一緒にこの野心的な旅をつづける新しい仲間も募集しています。興味ある方はぜひ御一報くだ
さい。

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