57FeとSOI検出器による太陽アクシオン探査(Investigating Solar Axion by Iron-57, ISAI)藤井 俊博（京大理/白眉）
fujii@cr.scphys.kyoto-u.ac.jp

鶴 剛, 池田 智法, 天野 雄輝（京大理）身内 賢太朗, 島田 拓弥（神大理）小貫 良行（東大理）SOI = Silicon On Insulator

ダークマターの懇談会2020 online

2020年9月8日

1

2

アクシオン
量子色力学の「強いCP問題」を"洗い流す"解決策（Peccei-Quinn機構）から予言される新粒子 R.D. Peccei and H.R. Quinn, Phys.Rev.Lett. 38, 1440 (1977)

暗黒物質として十分な量が初期宇宙に生成された可能性もFIG. 7. Fits to the data under various hypotheses. The null and alternative hypotheses in each scenario arehttps://www.bokool.com/
denoted by grayproducts/axion-dish(solid) and red (solid) lines, respectively. For the tritium (a), solar axion (b), and neutrino magnetic moment(c) searches,the null hypothesis is the background model B0 and the alternative hypothesis is B0 plus the respective signal.
Contributions
washing-paste-lime-400-g
from selected components in each alternative hypothesis are illustrated by dashed lines. Panel (d) shows the best fits for an
additional statistical test on the solar axion hypothesis, where an unconstrained tritium component is included in both null
Aand alternative hypotheses. This tritium component contributes significantly to the null hypothesis, but its best-fit rate isnegligible in the alternative hypothesis, which is illustrated by the orange dashed line in the same panel.

XENON1Tから太陽アクシオンと解釈可能な結果 (m ∼ 46 - 56 eV)
13

the ABC component is the most consistent with the observed excess.
The three projections of Fig. 8 can be used to reconstruct the three-dimensional 90% confidence surface fore↵
gae , gae ga , and gae gan. Due to the presence of an excess at low energy, this surface would suggest either anon-zero ABC component or a non-zero Primako↵ component. However, the coupling values needed to explain
this excess are in strong tension with stellar cooling constraints [106–110]. The CAST constraints [104] as shown
are valid for axion masses below 10 meV/c2 while thosefrom XENON1T and similar experiments hold for all axion masses up to ⇠ 100 eV/c2 .
As described above, we cannot exclude tritium as an
explanation for this excess. Thus, we report on an additional statistical test, where an unconstrained tritium
component was added to the background model B0 andXENON1T collaboration,profiled
arXiv:2006.09721
over alongside the other nuisance parameters. Inthis case, the null hypothesis is the background model

tritium is unconstrained in both cases. The solar axion
signal is still preferred in this test, but its significance
NOTE: not confidence
isreducedto2.1.
Thefits for this analysis are shown
Interpreting theintervals.
in Fig.as7 an(d).axion
The tritium component is negligible in theexcess
Overlap of specific benchmark
alternate
best-fit,butits withpresence
allows for a better fit
modelsour model-independent
signalconfidence volume.
under—and thus a reduced
significance of rejecting—theNot confidence intervals.
Should be interpreted asnull hypothesis.

IFC.

approximate, consistent mass
rangesDFSZMoment Results
Neutrino Magnetic
ma ~ 0.1–5 eVWhen compared to the neutrino
magnetic moment sighadronic
nal model, the backgroundmodel B is rejected at 3.2 .
ma ~ 5–20 eV0The best-fits of the null (BE0 )~andalternative (B+ µ⌫ )0 confidence
Notintervals.
5-7
hypotheses for this search are shown in Fig. 7 (c).
The 90% confidence interval for µ⌫ from this analysis
is given by

E. Shockley for XENON | LNGS Webinar | 17 June 2020

62

Did I mention they aren’t confidence intervals?

風間さん提供の参考資料よりµ⌫ 2 (1.4, 2.9) ⇥ 10 11 µB ,

R~ =Ao p, I„,7r/2,(11)アクシオン-原子核反応(gaN)に特化した検出方法
op=2o.oyI /I

(12)

3

here o.oy
26 + 10 ' cm is the maximum res= 4.7 X
nant cross section of y rays [14], and I
0 ' keV is the total decay width of the first excited
XENON1Tはアクシオンの3種類（電子gae、光子gaγ、原子核gaN）の相互作用が混在
ate of Fe. The factor 2 in Eq. (12) represents thefference of the spin multiplicity between photons and„,

アクシオン-原子核反応gaNに特化した検出方法で、アクシオンの性質を調べる

xions.

太陽アクシオンの予想Flux
10 13

太陽57FeのM1遷移経由でγ＋Fe-57gaNγ＋アクシオンを放出

a

10 12gaN 相互作用のみ B

a~10γ%1010gaγ'.

57Fe—0s»

I

5s»

γ
IiI

II&&s

101520axion energy (keV)

S. Moriyama,(1995)
IG. 1. Differential
Aux Phys.Rev.Lett.
of the axion 75,
from18 theSun.

The実験室にある57Feで吸収/脱励起によりSOIPIX

SOIPIX
14.4 keVを放出

実験室

⼈⼯衛星

先行研究 (PDG 2020)
mA < 145 eV, 57Fe+Si(Li)検出器（直径66mm, 厚さ5 mm）で45日間の測定
A.V. Derbin, Phys.At.Nucl. 74, 596 (2011)

mA < 216 eV, 57Fe+PINフォトダイオード
2個で14日間の測定
T. Namba, Phys.Lett.B 645, 398 (2007)

mA < 12.7 eV, 83Kr(9.4 keV)による比例係数管で613日測定（gaN反応ではない）
Y. M. Gavrilyuk et al., JETP Lett., 107, 10, 589 (2018)
Particle Data Group, PTEP, 083C01 (2020)
http://pdglive.lbl.gov/DataBlock.action?node=S029IAN4

先行研究で測定されたスペクトル400

10103 (number of counts)/(0.64 keV 45 d)

A.V.Derbin,
Phys.At.Nucl.
74,SOLAR
596AXIONS(2011)
NEW LIMIT ON
THE MASS OF 14.4-keV

599

5T. Namba, Phy.Lett.B 645 (2007) 398

T. Namba / Physics Letters B 645 (2007) 398–401
3.0102 (number of counts)/(0.16 keV 45 d)

The efficiency is estimated2.5conservatively検出器がwith the following
5 mmとassumptions. 9
2.0

分厚く, BGが多い

1.557• The size of the Fe enriched foil is t 35 µm × 28 mm ×8

1.028 mm.
0.5Although the averaged thicknessof the foil is 40 µm, we as60
2040
sumed its thickness as 35 µm whichistheworst value assured
E, keV
7by the company. The area of the foil is also underestimated as
28 × 28 mm2 . Its corresponding mass is 211 mg. This assumption means that6 we define only 35 µm from the surface of thefoil as 57 Fe region and ignore the deeper region.
In this setup, the escape probabilityof 14.4 keV γ rays from the14.4 keVFig. 2. The solid histogram shows the source measurements with the enrichedfoil is 26.2%. Taking
accountof
theacceptanceofthephotodi557 Fe foil (95.85% of 57 Fe), and the dashed shows the background measureodes, 22.7% of emitted γ rays can reach the effective region ofments with the natural iron (2.2% of 57 Fe). The energy region from 12.4 keV
them.
10141216
1820
to 16.4 keV is used for the analysis.
E, keV• The surface insensitive layer of the photodiode is 36 µm,Fig. 1. Result of approximating the spectrum measured in anticoincidence with an active-shield signal in the range 10–20 keV.
andthelayermeasured
is 385The insetshows
the depletion
Si(Li)-detector spectrum
in theµm.
range 10–80 keV.
than the 14.4 keV signal region. The energy resolution (σ ) at
The detection efficiency of the photodiode for the perpendicular
is
0.83
keV.
Althoughtheenergyresolutionatcoincidence with the active shield 高分解能、低BGな装置による長期観測でmade it possible to total spectrum, the energy resolution obtained for the 59.5 keV peakm<100eVを狙うA
irradiation
isindependently
measuredwithcollimated
14.4keVdetermine the probability for the excitation of the first 14.4-keV γ line was σ = FWHM/2.35 = 0.63 keV.
14.4 keV should be better than that at 59.5 keV, even taking

SOI検出器（XRPIX7）
出器

lator(SOI)

実験条件、セットアップo.)40nmSi

天野、鶴6（京大）

次世代X線衛星搭載用に開発されたSOI検出器! （XRPIX7）
4

k bias: -1 V (本番は -50 V)、常温、大気圧、部屋の明かりはつけたり消したりmware, DAQ は宮崎大学で使用されていた、フレーム読み出し (8x8 pixel) 用のものを使用

OI

壊24.6 mm × 15.3 mm × 300 micron (608 × 384 pixels)
各ピクセルに読み出し回路とトリガー機能を実装
イベント駆動型読み出しが可能（< 10 μs 時間分解能）, 1 kHz のスルーレート

Circuit Layer : ~10 ʅm
Buried Oxide (BOX) : 200 nm
Sensor Layer : 50 - 725 ʅm

高分解能：14.4 keVで σ~250 eV (FWHM 590 eV)
目標：σ~110 eV (FWHM 250 eV)
反同時計数法によりさらなる低バックグラウンド化

出器

XRPIX7
候

イメージング能力を持ち、イベントが残すトラックからもBG除去が可能
T.G. Tsuru et al., Proc. SPIE 10709, (2018)

低BGを実現する上で最適なSOI検出器
項目

PINフォト超伝導TES

ダイオード

CCD

SOI検出器DSSD

3500 eV

200 eV250 eV

1000 eV

10 eV

Tracking×◎◎△?

反同時計数法××◎◎◎

分解能(FWHM)

7（※）（※）超伝導TESは高い分解能を持つが、ターゲットとなる57Feによって性能が落ちてしまい、57Feの質量を多くとれない（満田 Darkon 2019 より）

DSSD: Double-sided Silicon Strip Detector

8小貫（東大）

実験装置の準備状況

2枚のXRPIX7で57Fe箔を挟み、40 cm立方体の恒温槽内（-85℃）に設置
基板（G10 Chip-board）に含まれる放射線がBG源になる>50 mmの鉛で環境放射線を遮蔽

クリーンブース化

冷却 冷却57Fe箔と2枚のXRPIX(予備)実外側

恒温槽外
室温•
•

外

(Ra吸着塵支持構 体(去))

懸架

恒温槽内
-85℃
@40x40x40cm3

MC-812

•
••
•
•

内側

内
支持構 体(SUS430)
50mm~150mm厚
Xmm厚無検出器
体 150x150x50mm3
XRPIX

40 cm

リジット・フレキシブル基板による低BG化
Expected BG spectrum w/ simulation

リジッド基板の放射線量をHPGeで測定し、シミュレーションで 1ヶ月間のBGを推定↓FeKa/b↓SiKa↓CuKa/b↓224Ra(220Rn-L)

Generated simulation data
Corresponding exp. period: 30 days
Energy resolution: 0.170 keV @ 13.95 keV
Used data: one of two stack XRPIX5b.

Almost左図の1/100以上の低BG化により、ほぼBGフリーな測定を目指す
all BGs are coming from
G10 Chip-board(~3.5Bq/board)c.f. 100uF
MLCC(38mBq),
FPC
connector(13mBq).
Y. Onuki
et al.,NIM-A, 924,
448–451(2019)

9Investigating Solar Axion by Iron-57(ISAI)実験
図 3.510

銅箱57Fe鉄箔XRPIX7リジット・フレキシブル基板のXRPIX7を4枚使用
57Fe を2枚のXRPIX7で挟む

図 3.757

Natural Feを2枚のXRPIX7で挟む

Fe 箔

XRPIX（24.6 mm × 15.3 mm）と同じ大きさの鉄箔を設置

57Fe

鉛シールド

57Feの質量 127 mg（厚さ40 micron）

Nat. Fe
恒温槽(-85度)

恒温槽内の鉛シールド内部に設置
30日の試験観測後、1年の本観測を検討

11Efficiency計算

Energy Spectrum

๏ 有感体積を最悪値で計算‣ 57Fe箔とXRPIXの可能な距離感 : 1mm‣

更に間に Al箔 : 0.2um, Si : 0.2um‣

検出効率 : 14.9%
XRPIX7Al Si

57Fe foil

XRPIX7๏

14.4keV Gamma
40um

300um

300um

1mm

Air

12Eventの様子

島田、身内（神戸大）

メータであり、z はアップクォークとダウンクォークの質量の比である。

質量とレートの関係式は次のようになる [1]。

ISAI実験でのアクシオン質量の予想感度√1z 1.3 × 10 GeV
R4ma = 1eV()
621+z
C × 103 × 1074.4 でアクシオンの質量制限を引く。

理由と期待される信号

S. Moriyama, Phys.Rev.Lett. 75, 18 (1995)

C = 0.27 核構造のパラメータz = 0.56 トップとダウンクオークの質量比
R: 検出レート（観測量）

R (day-1 kg-1)

mA (eV)

4.5E+05145

移を持つ原子のうち、 Fe を用いる。その理由は三つある。
57

Fe がもつ線スペクトルのエネルギーである 14.4 keV が、ノイズに飲み込まれるこ
1E+05100ぎることもない測定しやすい大きさであるからである。二つ目の理由として、我々

1E+0456
57る以上、太陽中心に多く含まれていることが必要であり、 Fe は太陽中心に多く1E+0331三つ目に、比較的入手がしやすいからである。

1E+02
1857
ルのエネルギーは 14.4 keV である。まず太陽中心に存在する Fe 原子核が熱放射

12アクシオン質量に対するISAI実験の予想感度
mA (eV) = 5.55 × R1/4, R = S / (Mηε) η = 0.105, 14.4 keV放出確率
検出効率
S,95%C.L.
t(days)
Target, M
limit (day-1)
εR (day-1kg-1)

mA(eV)

mA=50 eVの期待値

197 mg14.8%

147.12

2.33E+06

216(0.018)

A.V. Derbin
1260 mg(2011)

8.9%45(5.30)(4.5E+05)

145(0.075)

30

2.98 / t

5.00E+04

83

0.39

7.33E+03

51

4.757FeT. Namba(2007)

ISAI試験観測
ISAI
本観測

127 mg
127 mg

14.9%
14.9%

365

Nobs=0, NBG=0.12

5.23 / t
Nobs=2, NBG=1.4

上限値推定：G.J. Feldman and R.D. Cousins, Phys.Rev.D 57, 3873, (1998)

13

まとめと今後

14

太陽アクシオン探査において異彩を放つ Investigating Solar Axion by Iron-57, ISAI実験
アクシオン-原子核反応gaNに特化した実験
57FeとX線衛星搭載用のSOI検出器を使用する

高分解能、トラッキング能力、反同時係数法により低BG化が期待
1年の観測で mA = 51 eVまで到達でき、XENON1Tの結果を独立な手法で検証する
テーブルトップ型装置で、世界最高感度を実現できる
将来計画：Extensionally Investigating Solar Axion by Iron-57, EISAI実験
同じ恒温槽内に10組の57FeとSOI検出器を並べ、それぞれの検出器を1.6倍の高効率化
EISAI実験の1年観測で mA = 26 eVまで到達でき、太陽アクシオン探査の英才へ基板の開発・試験費用が必要なため、次の科研費申請予定