ニュートリノ物理学

δ?

金 信弘
(筑波大学物理学系)
2003年9月25日
Soo-Bong Kim氏(SNU)講演より引用

 2002年度ノーベル物理学賞"for pioneering contributions to astrophysics, in particular for thedetection of cosmic neutrinos“
Raymond Davis Jr. USA(University of Pennsylvania)

Masatoshi Koshiba Japan(University of Tokyo)"for pioneering contributions to astrophysics, which have led to thediscovery of cosmic X-ray sources“
Riccardo Giacconi USA(Associated Universities Inc.)ニュートリノ天文学
 Neutrinos can probe the interior of stars（星の内部）.
 Neutrinos are transparent to the Milky way（銀河通過）.
 Neutrinos are efficient to carry out energies from thestar explosion（星の爆発）.
 Neutrinos from Sun, Supernova explosion, Galaxy,Dark-Matter Annihilation, etc（太陽，超新星爆発，銀河，暗黒物質消滅）.

宇宙線ニュートリノ
 Solar Neutrinos 太陽ニュートリノ
 Atmospheric Neutrinos 大気ニュートリノ
 Supernova Neutrinos 超新星ニュートリノ
 Cosmic Background Neutrinos 宇宙背景ニュートリノ
 Ultra High Energy Neutrinos 超高エネルギーニュートリノ

ニュートリノ物理学の歴史
 W. Pauli (1931): Undetectableneutral particle

 R. Davis (1968): First detection ofsolar neutrinos

 E. Fermi (1934): “Neutrino”

Nobel Prize (2002)

 F. Reines (1956): Discovery

Nobel Prize (1995)

 M. Koshiba (1987): Supernova
neutrinos by Kamiokande-II and IMB
Nobel Prize (2002)

 L. Lederman, M. Schwartz, J.
Steinberg (1962): Muon Neutrino
 Y. Totsuka (1998): Oscillation of
atmospheric neutrinos at SuperKamiokandeNobel Prize (1988)

 SNO (2002): Oscillation of solar
neutrinos

素粒子とは？

原子

原子核

陽子
電子
クォーク

素粒子と素粒子間の力（素粒子物理標準理論）
物質を構成する粒子（フェルミオン）
クォーク

アップ(0.002)
ダウン(0.005)

電荷2/3
- 1/3

チャーム(1.3)
トップ(175 )ストレンジ(0.14) ボトム( 4.2)
レプトン

電子(0.0005)

ミュー粒子(0.106)

タウレプトン(1.8)

電子ニュートリノ νeミューニュートリノ νμタウニュートリノ ντ

-10

力を伝える粒子（ゲージボソン）
強い力
グルオン(0)

電磁気力
光子(0)

弱い力
Ｗ粒子(80)Ｚ粒子(91)（ ）内の数字はGeVの単位で書かれた質量

ニュートリノを用いた素粒子物理学と宇宙物理学
 GUT（大統一理論）規模の物理の検証(ニュートリノの質量・振動) 宇宙膨張(暗黒物質)
 レプトンセクターの混合(MNS 行列) ニュートリノ天文学(超高エネルギーニュートリノ, 超新星ニュートリノ, …)

ニュートリノ振動
ニュートリノが2種類の場合

νανβcosθ

sinθ

- sinθ

cosθ

( ) (=

ν1
ν2)( )

P(να→νβ) = sin22θ sin2(1.27∆m2L/E)∆m2 = m22 - m12 (eV2)
L (km): Distance from source to detector
E (GeV): Neutrino energyニュートリノ振動の実験結果

 Solar neutrino data 太陽ニュートリノ
(Super-Kamiokande, SNO)
 Atmospheric neutrino data 大気ニュートリノ
(Super-Kamiokande) Neutrino beam data (K2K) ニュートリノ・ビーム

Super- Kamiokande（スーパーカミオカンデ）
C Scientific American

Water Cherenkovdetector
 1000 m underground 50,000 ton(22,500 ton fid.) 11,146 20 inch PMTs
 1,885 anti-counter PMTs
42m

ν

39m

SK-I: Apr 1996 – Jul 2001
SK-II: Dec 2002 –SK-1
(Jan. 1996)

2001年11月12日の事故

6777 ID + 1100 OD PMTs destroyed

事故を繰り返さない為に•Never repeat the accident

Encase all the existing PMTs (5246) in acrylic + frp cases to prevent shock wave
generation

修理完了(Sep. 17, 2002)

SK-II
Resumed data-taking
in Dec, 2002!

Solar Neutrino Data of Super-Kamiokande

Ee = 5.0 - 20 MeV

νe e
νee scattering(contains 15% of NC)

νeθsun8B flux : 2.35 ± 0.02 ± 0.08

[x 106 /cm2/sec]
22385 solar ν events(14.5 events/day)COSθsunData
SSM-0.015= 0.465 ±0.005 +0.016

KamLAND（カムランド）(Confirmation of solar neutrino oscillations)
From K.Inoue (Tohoku Univ.)-2

3 years 95% rate

∆m2 (eV2)

10-310LMA
95%-410-510KamLAND sensitivity-61010600 ton, 5 years
80% reactor power
shape analysis above 2.6 MeV
5% systematic error-11sin22θ太陽ニュートリノデータのまとめ
 Solar neutrino oscillations (νeνµ/ντ) areestablished by Super-Kamiokande and SNO
data. (∆m122 ~ 10-4eV2 ) LMA solutions are favored by no spectrum
distortion and no day/night effect.
 Large Mixing Angle(LMA) by a global fit:
2.5 x10-5eV2 < ∆m2 (∆m122) < 3.3 x10-4eV20.25 < tan2θ < 0.9(3σ C.L.) KamLAND confirmed the LMA at 4.6σ C.L.
See also: Phys. Lett. B539 179-187, 2002

大気ニュートリノ振動

Zenith Angle Distributions 天頂角分布100-1-0.50cosθ

0.5

200

80

15060

100

40

-1-0.5

0cosθ

0.5

1060

-1-2 -1
-1340
20

50

2080

-13

250

100

-1-0.50cosθ

0.5

10〜 13000km 〜500km 〜15km

-1

-0.5

0cosθ

0.5

1.2
10.8
0.6
0.4
01

-2 -1

100300120

1.4 Upward Stopping µ0.2Flux(10140cosθ

Number of Events

01Flux(10200-1300cm s sr )Multi-GeV Multi-ring µ−likeNumber of Events

350 Multi-GeV µ-like + PC

400

Multi-GeV e-like

0150 Sub-GeV Multi-ring µ−like454035302520
151050-1-0.500.5500

Number of Events

Number of Eventscosθ

Sub-GeV µ-like

Number of Events

Number of Events

450 Sub-GeV e-like
400
350
300
250200150
100
500-1-0.500.5cm s sr )Best fit ( ∆m2=2.5x10-3eV2, sin22θ=1.0
χ2min=163.2/170 d.o.f)
Null oscillation(χ2=456.5/172 d.o.f)νµ ντ
2-flavor oscillations

1-1-0.8 -0.6 -0.4 -0.2

cosθ

04 Upward Through Going µ3.5
32.52
1.5
10.50-1 -0.8 -0.6 -0.4 -0.2 0cosθ

〜 13000km〜500kmEvidence forneutrino oscillations
and masses

The most cited paper inthe experimental particle
physics (more than 1,600)

νµ ντ 振動 (∆m23 )2

νµ∆m2 (eV2)

-110

ντ
Best fit(∆m2=2.5x10-3,sin22θ=1.0
χ2min=163.2/170 d.o.f)-210∆m23 = (1.6~3.9)x10-3eV 2
sin22θ23 > 0.92 (90%CL)
2-310FC+PC+UPMU combined
FC+PC
Upgoing through µ
Upgoing stop µ/Upgoing through µ-41000.1

0.2

0.3

0.4

0.5

0.6

0.7

0.8

0.9

12sin 2θ

3-flavor mixing
３つのフレーバー間の混合θ13?

太陽ニュートリノと大気ニュートリノにおける３つのフレーバー間の混合νeSolar ν∆m12 ~10-4 eV22

νµAtmospheric ν-32
∆m23 =3x10 eV2ντ3つのフレーバー間の振動

m3

Oscillation Probabilities when ∆ m122 << ∆ m 232 ≈ ∆ m132

m2
m1

Atmospheric ν¾ θ23 :νµ disappearance(2Pµ → x ≈ 1 − cos 4 θ 13 ⋅ sin 2 2 θ 23 ⋅ sin 2 1 . 27 ∆ m 23
L / Eν

¾ θ13:νe appearance

common(2P µ → e ≈ sin 2 θ 23 ⋅ sin 2 2 θ 13 ⋅ sin 2 1 . 27 ∆ m 23
L / EνSolar ν))¾ θ12:νe disappearance
Pe → x ≈ cos 4 θ 13 ⋅ sin 2 2 θ 12 ⋅ sin 2 (1 . 27 ∆ m 122 L / E ν )+ 12 sin 2 2 θ 13

3つのフレーバー間の振動の実験結果から許された領域(∆m2 = ∆m232 ∼ ∆m132)
-1

-1

10

10102

∆m (eV )222∆m (eV )10-3

SK 90% C.L.
SK 99% C.L.
CHOOZ 90% CL excludePALO VERDE 90 % CL exclude

-40-3

1010

1090% C.L.
99% C.L.

-2-2

0.1

0.2

0.3

0.4

-40.5

1000.20.8

1

sin θ23sin θ13getting close to CHOOZ’s limit on θ13

0.6
22Pure νµ ντ

0.4

Pure νe ντconsistent with CHOOZ’s excluded region

Pure νe νµ大気ニュートリノデータのまとめ νµν τ 2 flavor oscillations are established.

(∆m2 = ∆m23 ∼ ∆m13 >> ∆m12 )222∆m = (1.6~3.9)x10 eV
sin22θ23 > 0.92(90% C.L.) νs admixture is disfavored (sin2 ξ<0.19 @90%CL).
 3 flavor oscillations are tested and give an allowed
region of θ13, consistent with CHOOZ:
sin2θ13 < 0.1(90% C.L.)
2-32

K2K (KEK to Kamioka)実験

KEKで検出されたニュートリノ
(June 1999 – July 2001)

Detector
1kt

Neutrino
Events~80,000(25t, H2O)

SciFi

7,240

87.6±1.03(stat) +10.6-11.9(sys)~125,00087.4±0.24(stat) +12.7-13.9(sys)(5.9t, H2O+Al)

MRD(73t, Fe)

Expectation
at SK
80.6±0.3(stat)+7.3-8.0(sys)Super-K での事象検出GPSevents− 0.2 ≤ ∆T ≡ TSK − TSpill − TOF ≤ 1.3µ sec
FC103102No Decay-e±500µsec

HE Trig.

10Tspill

TSKTSpill: Abs. time of spill start
TSK: Abs. time of SK event
TOF: 0.83ms (KEK to Kamioka)

FCFV

1-500

events20-2500

FC: fully contained
250500(No activity in Outer Detector)∆T (µsec)∆(T) µs FV: 22.5kt Fiducial Volume±5µsec

15Expected Atm. ν BG
<10-3 within 1.5µs.

10556 events !

0-501.5µs5∆(T) µs∆T (µsec)Super-Kamiokandeでのニュートリノ反応K2K実験でのニュートリノ振動の結果
obs

zReconstructed Eν shape of 1-RFCµ(29 1-R events in Nov99-Jul01)
EventsNexp=80.1 +6.2-5.4

10

no oscillation

zNumber of total interactions(Jun99-Jul01 )
N =56

987

Normalized by area

#Events

65+w/ Bestoscillations
fit point(KS-test = 79%)

432

10

Protons on target (E18)

00.5

1

1.5

2

2.5

GeV

3

3.5

4

4.55EνrecK2K実験結果

zK2K Best fit point =(1.0, 2.8x10-3eV2)•Method1•Method2

2.8x10-3
2.7x10-3

zNull oscillation probability< 1%Super-K result•Method1•Method2

0.7%
0.4%

Two independent
methods agree witheach otherレプトンセクターでのフレーバー混合(素粒子物理の新分野が始まった!) MNS(Maki-Nakagawa-Sakata) 混合行列
⎛ν e ⎞ ⎛⎞ ⎛ν 1 ⎞⎜ ⎟ ⎜⎟⎜ ⎟⎜ν µ ⎟ = ⎜ U αi ⎟ ⎜ν 2 ⎟( ∆ m 122 + ∆ m 223 + ∆ m 231 = 0 )⎜ ⎟ ⎜⎟ ⎜ν ⎟⎠⎝ 3 ⎠⎝ν τ ⎠ ⎝− iδ⎞ ⎛ cos θ 12 sin θ 12 0 ⎞⎛eθ
θsin
cos
0100⎞⎛
1313⎟⎜⎟⎜⎟⎜10⎟ ⎜ − sin θ 12 cos θ 12 0 ⎟U = ⎜ 0 cos θ 23 sin θ 23 ⎟ ⎜0⎟⎜⎟⎜ 0 − sin θ cos θ ⎟ ⎜iδ
θ0cos
010esinθ
−⎠⎝231323 ⎠ ⎝13⎠⎝P(ν α → ν β ) = δ αβ − 4 ∑ Re( U α*i U β i U α j U β* j ) sin 2 Φ ij
i> j± 2 ∑ Im( U α*i U β i U α j U β* j ) sin 2 Φ ij
i> j

Φ ij ≡ ∆ m 2ij L / 4 Eν = 1 .27 ∆ m 2ij [eV 2 ] L[km ] / Eν [GeV]JHF-神岡ニュートリノ実験(2007)