スーパーカミオカンデにおける超新星爆発ニュートリノアラート
毛受弘彰 (名大ISEE)for SKコラボレーション

第12回光赤外天文学大学間連携ワークショップ，2021年11月24­26日，オンラインper-Kamiokande
スーパーカミオカンデ実験

0050,000
tonsof Water Cherenkov detector
t の純水を用いたニュートリノ検出装置
Kamioka mine

Japan
~1km

~3km

~2km

(2700 mwe)
Cherenkov
light

41.4 mID

OD

KamLAND

ChargedparticleSuperK
KAGRA

39.3 m2

Threegeneration of “Kamiokande”“カミオカンデ”の歴史
Kamiokande(1983-1995)

Super-Kamiokande (1996-)

Hyper-Kamiokande (~2027-)

SN1987A
Kam-II (11 evts.)
IMB-3 (8 evts.)
Baksan (5 evts.)

24 events total

SK-Gd (2020-)

2020年から建設スタート !!
8倍の有効面積
中性子検出性能の向上→ 超新星ニュートリノの検出感度向上5

SK実験フェーズ
History of Super-Kamiokande

experimental phases

Tank refurbishment

SK-Gd
1996

2002

SK-I

SK-II

2006 2008
SK-III

SK-IV

2020.7.14
2018 2019
2019
SKV

SK-V

Pure water

SK-VI

“SK-G

SK-VI

Gd-loaded Water

ʻSK-Gdʼ
is a broad and general term for the experiment after the start of the Gd-loading
検出器の改良（光電子増倍間の位置、読み出し回路など）を-行いながら20年以上観測を続けている。

- 超新星爆発の観測機会を逃さないために、非可動時間を最小化- 2020年から硫酸ガドリニウム溶かして真フェーズ：SK-Gdスタート

SKのさまざまな物理

ニュートリノ天文学特集（1）ニュートリノ振動• 加速器ニュートリノ
• 大気ニュートリノ
• 太陽ニュートリノ
図 9 SK-Gd における超新星背景ニュートリノ観測のバックグラウンドとなる大気ニュートリノ
• 超新星爆発ニュートリノ
の中性カレント反応．ガンマ線を信号の陽電子と見間違え，中性子も放出されると信号（図超新星背景ニュートリノ
•6）となかなか区別がつかない．
図8

SK-Gd における予想事象数とその他のニュートリノ事象数 [24]．

•天体ニュートリノれることがあり，信号とほとんど区別がつかない．しかしながら，まったく太刀打ちできな
（図 9）

3
*
定である．その後，順次濃度を上げていき，ガド
T2K
実験
の加速
いかというとそうではない．
陽子崩壊の検出リニウムの中性子捕獲確率が 90％となるトータ

器ニュートリノを SK に打ち込むことにより，実ルで約 130 トンの硫酸ガドリニウムを溶解させる

際に SK 内でこの反応を起こすことができる [27]．

超新星爆発ニュートリノ
Supernova neutrino in SK-Gd
超新星背景ニュートリノの探索

8

超新星爆発ニュートリノバースト

Diﬀuse Supernova Neutrino Background
Supernova Precursor
プレカーサー
3298
K.
Nakamuraetal.
(DSNB)(Si-burning neutrino)

Supernova
burst neutrino
バースト（Si 燃焼期） K.Nakamura et. al. MNRAS 461, 3296 (2016)

Now

5 billion
years ago
Neutrinos frompast SNe
10 billion
years ago

13.8 billion
years ago

Big Bang

Figure 1. Time sequence for neutrino (red lines for ν e and ν̄e and magenta line for ν x ; ν x represents heavy lepton neutrino ν µ , ν τ ,line), and electromagnetic (EM, black line) signals based on our neutrino-driven core-collapse simulation of a non-rotating 17 M! prog
are direct or indirect results of our CCSN simulation, whereas the dashed lines are from literatures or rough speculations. The left-hanshows time before (after) core bounce. Emissions of pre-CCSN neutrinos as well as the core-collapse neutrino burst are shown as labellthe optical output of the progenitor, the SBO emission, the optical plateau, and the decay tail are shown as labelled. The GW luminosi
during our simulation and the blue shaded area presents the region between the two straight lines fitting the high and low peaks during 3
hight of the curves does not reflect the energy output in each messenger; total energy emitted after bounce in the form of antielectron
GW is ∼6 × 1052 erg, ∼4 × 1049 erg, and ∼7 × 1046 erg, respectively. See the text for details.

‣ 宇宙での重元素合成の歴史‣ 超新星爆発メカニズムの解明‣ マルチメッセンジャー観測‣ 光学観測へのアラート発信

Table 1. Detectable signals, detectors, and their horizons.

ニュートリノシグナル
ニュートリノ事象例（電子ニュートリノ） ‣ ニュートリノが水中で相互作用荷電粒子がつくるチェレンコフ光を検出

e±, μ, pν
低エネルギーニュートリノ事象例

トリノ
に検出

‣ さまざまなバックグラウンド‣ 環境中の放射性物質（ラドン）‣ 宇宙線ミューオン‣ ミューオンによる原子核の破砕核‣ 光電子増倍感ノイズのアクシデンタルコインシデンス

シグナル（ニュートリノ）とバックグラウンドの弁別が鍵
図4

シミュレーションによる超新星ニュートリノ

MeV領域のニュートリノ反応
SK-Gd

Dissolving Gd to enhance neutron detec
Supernova burst neutrino
scatterin
逆ベータ崩壊（Inverse Beta Elastic
Decay:IBD）

Pointing accuracy
反応断面積

Inverse Beta Decay (IBD)nIBDν (dominant)pe!
pTotal cross section for water
νe+p
νe+16O νe+16O

eutrino
νe+e

e+!

Gd

(2.2MeV) Angular distribution
Nextneutrino
targetbetween incident(2.2MeV)Gd

e+!

Final gorand recoil electronγ#

InitialloadingEν=10MeV~50% n-captu

~8MeV

~8MeV

Elastic
scattering
電子弾性散乱

No neutron taged

νe,xRemovethe neutron tagged- eventein the direction calculation‣ 反跳電子はニュートリノ進行方向にp

25 / N→ニュートリノシグナルと同定する強力な手法

BD (dominant)
γ#

14

γ#

Strong directional

νx+e

p

p

p

γ#

e

‣ 断面積”大”→事象数が最も多い
No directionality
delayed coincidence‣ 電子と中性子捕獲によるγ線のコインシデンス
Neutron taged
ΔT~20μsec (0.1%Gd)

νe+e

n

νe!

n

γ#

Neutron cap

νe,x(2.2MeV)

Angular distribution（弱く）ブースト
between incident neutrino→ 超新星爆発天体方向の決定

SK-Gd• 中性子捕獲断面積が大きいガドリニウムを水中に溶かす。

6

SK-Gd
→中性子を捕獲したガドリニウムがだす高エネルギーガンマ線を検出

Dissolving Gd to enhance neutron detection capability
Inverse Beta Decay (IBD)

νe!

n

p

p

Neutroncapture eﬃciency on Gd
Gdによる中性子捕獲効率
γ#

or

e+!

Gd

(2.2MeV)γ#

Final goal
Next target (2022)
Initial loading (2020)~50% n-capture on Gd~8MeV

delayed coincidence

ΔT~20μsec (0.1%Gd)

0.01 0.03
0.1
Gd concentration
Gd濃度[%][％]

超新星バーストニュートリノ
• ニュートリノ事象の選別条件- E > 7 MeV (低エネルギーバックグラウンドの除去)- 宇宙線ミューオンのトラックと付随しない（後述）• 期待されるイベント数＠10 kpc
K. Abe et al. / Astroparticle Physics 81 (2016) 39–48

Table 1
Numbers of expected events at SK in the 22.5-kton fiducial volume with the 7 MeV total energy threshold for
ニュートリノ振動の
a SN burst witha distance of 10 kpc. We estimated these numbers using SK MC: we generate
30 0 0 ensembles
超新星爆発時のニュートリノフラックスモデル
パラメータof the MC samples, reconstructed the events with the SK standard reconstruction tool, applied
the selection
criteria, and then calculated the average numbers.
Wilsonν̄e + p → e+ + n
νe + e− → νe + e−ν̄e + e− → ν̄e + e−
νx + e− → νx + e−ν̄x + e− → ν̄x + e−
νe +16 O → e− + X
ν̄e +16 O → e+ + X

Total

NK1

NK2

No osc.

NH

IH

No osc.

NH

IH

No osc.

NH

IH

4923
74
25
41
34
8
64
5169

5667
130
29
33
33
662
196
6750

7587
114
37
34
29
479
531
8811

2076
43
10
17
14
22
27
2209

2399
56
12
19
14
78
48
2626

2745
56
14
18
14
74
70
2991

1878
39
9
17
13
16
20
1992

2252
54
11
17
13
72
41
2460

2652
54
13
17
14
68
64
2882

nd its simulation are described in [20]. We apply the

We also compute a variable D that character検出数と平均エネルギーの時間発展
Supernova burst neutrino

Detection at the early stage
500
450
400
350
300

平均エネルギーMean energy (MeV)

events/20msec

フラックス

Nakazato,1D,30M,Z=0.004,BH
Nakazato,1D,20M,Z=0.02
Takiwaki,3D,11.2M
OakRidge group,2D,20M
Princeton,2D,20M
Basel group,2D,21M
Max-Plank group,3D,27M
Totani et al. (1998)
Thompson et al. (2003)
Buras et al. (2006) s112_128_f
Sumiyoshi et al.(2005) Shen EOS
Liebendorfer et al.(2005) AB
Liebendorfer et al.(2005) VERTEX

250
200

35
32.5
30
27.5
25
22.5

150

20

100

17.5

50

15

0

12.5
0

0.05

0.1

0.15

0.2

0.25

0.3

Time (sec)Nakazato,1D,30M,Z=-0.014,BHTotani et al. (1998)
Nakazato,1D,20M,Z=0.02
Thompson et al. (2003)
Takiwaki,3D,11.2M
Buras et al. (2006) s112_128_f
OakRidge group,2D,20M
Sumiyoshi et al.(2005) Shen EOS
Princeton,2D,20M
Liebendorfer et al.(2005) AB
Basel group,2D,21M
Liebendorfer et al.(2005) VERTEX
Max-Plank group,3D,27M

0

0.05

0.1

0.15

0.2

0.25

0.3

Time (sec)

ニュートリノフラックスの時間発展、エネルギーの予測はモデルによって様々→高統計のデータによって超新星爆発のメカニズムに迫ることができる

1

K. Abe et al. / Astroparticle Physics 81 (2016) 39–48

超新星爆発検出：方向決定aElastic
電子弾性散乱 scattering
0
-1

νe,x

-0.8 -0.6

-0.4

-0.2

0

0.2

0.4

0.6

0.8

cos

e cos

1

1
SN

Entries/bin

SN
100
90
bins: (a) 7 < E <8010 MeV, (b) 10 < E < 15 MeV, (c) 15 < E < 22 MeV, (d) 22 <y, and (f) all energies
70 combined. The superimposed solid lines are the fitted likelihood
60
50
40
30
20
10
0
-1 -0.8 -0.6 -0.4 -0.20
0.2 0.4 0.6 0.8
1cAngular distribution
再構成事象のSkymap@MC,
10kpc
between incident neutrino
SN位置and recoil electron

SK-Gd
逆ベータ崩壊

or

100
90
80
70
60
50
40
30
20
10
0
-1
350

Eν=10MeVeb

Entries/bin

Entries/bincos SN

20
18
16
14
12
10
8
6
4
2
0
-1

100
90
80
70
60
50
Dissolving Gd to enhance neutron dete4030
‣ 陽電子とニュートリノの方向は相関しない
Inverse Beta Decay (IBD)
Neutron c
20
10
γ#
n
0
νe! -0.4p -0.2 0 p0.2 0.4 0.6 0.8 1 Final-1 -0.8 -0.6

Entries/bin

Entries/bin

Entries/bin

50
45-0.8 -0.6 -0.4 -0.20
0.2 0.4 0.6 0.8
140
cos SN
35
350
30
f
300
25
250
20
15
200 ‣
反跳電子とニュートリノの進行方向は(弱く)相関
10
150
5
100
0
50
-1 -0.8 -0.6 -0.4 -0.20
0.2 0.4 0.6 0.8

Entries/bin

Entr

60
50
40
30
20
10
0
-1

300
250

d

Gd

e+!

(2.2MeV)γ#

cos SN

Next targe

Initial loadi~50% n-cap~8MeV

delayed coincidence
方向決定においてはバックグラウンド-0.8 -0.6-0.4

ΔT~20μsec (0.1%Gd)

-0.2

0

0.2

0.4

0.6

到来方向のCosθ分布

0.8

1

0.8

1

cos SN

Ef > 7MeV

200

25 / N150
100
50-0.8 -0.6

-0.4

-0.2

0

0.2

0.4

0.6

0.8

cos

1

0
-1

-0.8 -0.6

-0.4

-0.2

0

0.2

0.4

0.6

cos

Fig. 7. Reconstructed direction on a sky map in the equatorial system obtained bySN
SNa MC simulation with the Wilson model at 10 kpc. Red points are the directions ofelastic scattering events, blue points are event directions of inverse beta decay andthe10reconstructed
SN direction.
chargedoxygen,the starmodel
point isatutionsof currentscos θ SNonwith
theandWilsonkpc for thefive energy bins: (a) 7 < E < 10 MeV, (b) 10 < E < 15 MeV, (c) 15 < E(Forinterpretationofthereferences
to
color
in
this
figurelegend,thereaderenergy,isand (f) all energies combined. The superimposed solid lines arend (e) 35 < E < 50 MeV, where E is the measured total electron
referred to the web version of this article).

赤：電子弾性散乱事象
青：その他の事象（ほとんどがIBD）

15

SK-Gdでの方向決定の向上
Supernova
burst neutrino

15

Supernova
neutrino‣ SK-Gdでは逆ベータ崩壊の中性子を検出することで方向決定精度を向上
Pointing
accuracy burst
SN simulation at 10kpc
Pointing(90%C.L.)[degree][degree]
Pointing accuracy
accuracy (90%C.L.)

Pointing accuracy SN simulation at中性子検出効率と方向決定精度
10kpc

No
Gd
純水
No Gd
4 deg.
4 deg.

Current
現在
Current

0.01%0.01%
Gd Gd

3.5 deg.
3.5 deg.
NextNext
Next(2022)

0.03%0.03%
Gd Gd

2.9 deg.
2.9 deg.

No oscillation

No oscillation

With oscillation (N.O.)

With oscillation (N.O.)

With oscillation (I.O.)

With oscillation (I.O.)

Neutron detection
eﬃciency
中性子検出効率

Neutron detection eﬃciency

水中Gd濃度‣ 方向決定精度は検出ニュートリノ数にも強く依存

Δθ ∝

1/N

(3.5 deg @10 kpc → 0.4 deg @ 1 kpc)

大

SK超新星爆発モニターシステム
超新星爆発即時
リアルタイムプロセス(~2 min.)‣ データ・フォーマットの変換‣ 各事象の再構成‣ 衝突点（Vertex）‣ エネルギー‣ 方向

生
クラスタ事象の探索

発生
全
spallation
SK実
365日24時間
silentalarm 1例
動
バックグラウンド事象の除去

real time process(~ 20 sec)

事象行
‣ 20 秒のTime Window 取得後5 10分
20秒
後 完了

‣ 壁際（<2m）の事象の除去‣ 宇宙線ミューオン事象‣ ミューオンによる原子核破砕事象

時間

Supernova watch‣ 事象の空間分布 事象
SN → 一様分布

時間的

見

時間的

探
20秒 完了約子
PC 携帯
自動的 配信超新星爆発アラート✓オペレーションの確認- 通常観測モード (観測時間の98%)- キャリブレーション、テスト (~2%) → アラート配信抑制✓クラスタイベント数(N)によるアラートレベル判定- Golden alert (N > 60)→ 即座にTV会議を開催、データチェック。
本物だとみなされるとアラートの配信- Normal alert (N > 25)→ 解析エキスパートによるチェック。
必要に応じてTV会議を開催（↑）- Silent warning ( N > 13 in 10秒)
→ 解析エキスパートにメール配信（1日に数回）

New- 自動 Golden alert (N > 60 + 優位なIBD事象数)→ リアルタイムプロセスが自動でアラート配信
配信までの時間を数分まで短縮

バースト発生から〜1時間以内アラート配信‣ テキスト配信- ATel、SNEWS、GCN Circular‣ Machine Readable (2021年4月〜)- GCN Notice
配信アラート例（テスト・月１回）

GCN Noticeのリスト

0
0

100

150

200
250
Distance to SN (kpc)

1

NH

0.9

Golden: Wilson
Normal: Wilson
Golden: NK1
Normal: NK1
Golden: NK2
Normal: NK2

0.6
0.5
0.4

SMC

0.7

LMC

0.8
Milky Way (edge)

Detection efficiency

Sensitivity
50

0.3
0.2
0.1

fficiency

0
0
1
0.9

50

100

150

200
250
Distance to SN (kpc)

WilsonモデルではSMCまで
IH
Goldenアラートの検出効率は100％Golden: Wilson

ber of ev
than 7 M
Fig. 5(b)a recent
to be spaination f
given theFig. 5silent wa
about 17and thefiles aremonitorfinish th
construction. We
SN moniperforma
Fig. 5itor syste
erates w
SN event
ate durin将来計画‣ SK-Gd計画の進展- 水中のGd濃度を0.1％まで段階的に上げことによって中性子捕獲効率を90％まで向上→ 超新星爆発天体の方向決定精度の向上‣ Si燃焼期（プレカーサー）のニュートリノ検出‣ ハイパーカミオカンデ計画

新星前兆ニュートリノ
超新星前兆ニュートリノ
超新星爆発前のSi-buriningからのニュートリノ検出の検討

超新星前兆ニュートリノ

プレカーサーニュートリノ検出
Supernova
precursor•
SN ベテルギウス, 200 pc)については検出できる可能性
ネルギーが低いが、中性子検出と組み合わせることで近傍の超新星
e.g.

新星爆発前のSi-buriningからのニュートリノ検出の検討• 超新星爆発前のSi-buriningからのニュートリノ検出の検討
エネルギーが低いが、中性子検出と組み合わせることで近傍の超新星

18Supernova
precursor
エネルギーが低いが、中性子検出と組み合わせることで近傍の超新星•
Expected energy distribut
N ベテルギウス,
Neutrinosphase
ニュートリノフラックスの時間変化
ニュートリノのエネルギー分布
g.
200Si-burningpc)については検出できる可能性
超新星爆発前のSi-buriningからのニュートリノ検出の検討

Pre-SN ⌫e at SK-Gd

Pre-SN ⌫e at SK-Gd
Pre-SN ⌫e at SK-Gd• エネルギーが低いが、中性子検出と組み合わせることで近傍の超新星
Figure200
frompc)については検出できる可能性
Odrzywolek & Heger, 2010
(e.g. ベテルギウス,
Expected energy distribution

Neutrinos
Si-burning
phase
Figurefrom
Odrzywolek& Heger, 2010
rles Simpson
NuPhys
2018(e.g. ベテルギウス, 200 pc)については検出できる可能性

Figure from Odrzywolek & Heger, 2010s Simpson - NuPhys 2018
Figure from Odrzywolek & Heger, 2010 39
Charles Simpson - NuPhys 2018Charles Simpson - NuPhys 2018

39

Pre-SN ⌫e at SK-Gd

39

39

プレカーサー

バースト

C.
Simpsonetalal[Super-Kamiokande[Super-Kamiokande
CollaboraC.
etalal[Super-Kamiokande[Super-Kamiokande
Collaboration]
C. et
SimpsonetCollaboration
C. Simpson
SimpsonCollaboration]
Figure2.
Totalemissionversusenergyfor
pre-SN
and
from
a
SN
burst,
integrated
Figure2.TotalTotalemissionversusforfrom
pre-SNfromaSN
burst,
Astrophys.
885,
133(2019)
Astrophys.
J.885,
885,(2019)eFigure2.
emissionversusenergyenergy
for ⌫⌫ee from
from
from
aand
SN
burst,
integrated
ove
Figure2.
Totalemissionversusenergyfor ⌫⌫pre-SN
from andpre-SN
and
from
a133
SN
burst,
J.J.
885,
133
19
Astrophys.
J.(2019)
133(2019)
eAstrophys.
19 int😄
respectivemodels.
The
dottedline
reactionthreshold
IBD.Pre-SN
Pre-SN
spectrumshown
respectivemodels.
The
dottedlineshowsshows
reactionthresholdofofIBD.
spectrumshown
is arespectivemodels.
The
dottedline
threshold
IBD.
Pre-SN
spectru‣ 爆発前に長期間ニュートリノ放射が期待
respectivemodels.
The
dottedlineshows
shows reaction
reactionthreshold
ofof
IBD.
Pre-SN
spectrumetal.
spectrumis3030M
fromNakazatoetMM waschosensothat
et al.
SNSN
spectrum
ispossible
fromet al.
al.(2013).
(2013).
30
waschosenso choththet(2017b),al. (2017b),
SN
spectrumis30
30
fromdetect
Nakazatoetal.
(2013).
30
MM
waschosenet(2017b),al.
(2017b),SN
spectrumisM
MM Nakazato
fromNakazatoetal.30(2013).
30
wasThoughtheenergy
is
low,
it
is
to
the
signalThoughtheenergy
is
low,
it
is
possibletodetectthesignal‣ 瞬間フラックスはバーストより数桁低い😞neutrinos
mass.
Note
that
the
pre-SN
neutrinos
are emitted
emittedovertimescale
(1000
hours
vs.
20
mass.
Note
that
the
pre-SN
neutrinos
areover aa muchmuch
longertimescale
(1000
hours
vs
mass.
Note
that
the
pre-SN
neutrinos
are emitted
emitted
over
aa
much
longer
(1000
h
mass.
Note
that
the
pre-SNareoverlonger
much
longertimescale
timescale(100
sectionis strongly
energydependent.
dependent.
crosscrosssectionissectionstronglyenergycross
is strongly
energydependent. tagging technique.
‣from
cross
sectionisstronglyenergydependent.
ニュートリノエネルギーが低い。
from
near
SN,
like
Betelgeuse,using
neutron😞
near SN, like Betelgeuse, using
neutron tagging technique.

→バックグラウンドが多く、中性子同時検出によるシグナル選別が必須
energyof ⇠8MeV,muchmore
more
than
the
single
MeV
by by
TNC
on
totaltotalenergyof⇠8MeV,single2.2
MeV-rayproduced
produced
TNC
oT
total
energyof⇠8muchMeV,muchthanmorethethan
the2.2
single2.2-ray
MeV-ray produced
byhy

totalatenergy⇠8 MeV,much
moreetthan
the single
2.2 through
MeV Compton-ray producedused
SK for ofneutrontagging(Zhangal. (2015)).
Mainlyscattereb
at neutron
SK for neutron
et al. (2015)).
throughComptonused at used
SK fortaggingtagging(Zhang (Zhang
et al. (2015)).
MainlyMainly
throughComptonscatt
used at inSK
neutrontagging(Zhanget TNCal. (2015)).
MainlythroughdetectedSKforindirectly.
The-ray cascadefromon Gd produces
visibleenergyComp
compin SK indirectly.
Thecascade-ray cascadefromonTNC
Gd produces
detecteddetectedin SK indirectly.
The -rayfrom TNC
Gd on
produces
visiblevisibleenergyenc⇠4
to 5 MeV
energy.
detected
in total
SK indirectly.
The -ray cascade from TNC on Gd produces visible

Supernova
precursor
プレカーサーニュートリノ検出
超新星前兆ニュートリノ
ande
Collaboration
超新星前兆ニュートリノ
Neutrinos
Si-burning phaseokandeCollaboration
Detection probability as a function o

19Supernova
precursor
超新星前兆ニュートリノ
iokandeCollaboration
超新星前兆ニュートリノ
期待されるニュートリノ検出数
Expecteddelayed coincidence
signalin 12 hours Detection probability as a function of distance
Neutrinos
Si-burningphase
miokande
Collaboration(a) NO, 5 /48 hours FPR equivalent
C. Simpson
et al [Super-Kamiokande(a) NO,
5 /48 hours
FPR equivalent

C. Simpson
et al [Super-Kamiokan
Astrophys.
J. 885, 133 (20Astrophys. J. 885, 133(a) NO, 5 /48 hours FPR equivalent
C. Simpson
et al [Super-Kamiokande(a) NO,
5 /48 hours
FPR equivalent Collaboration]
検出効率

C. Simpson
et al [Super-Kamiokande
Astrophys.
J. 885, 133 (2019)Collaboration]
Astrophys. J. 885, 133 (2019)

Expected
200delayedpc, NO coincidence signal in 12 hours

200 pc,
０.1%
GdNO
０.1%
Gd
200
pc, NO
200 pc,０.1%
GdNO
０.1% Gd

Time window = 12 時間

NO,
3 FPR
/48 hours
FPR equivalent(c) NO, 3(c)/48
hours
equivalent
NO,
3 FPR
/48 equivalent
hours FPR equivalent(c) NO, 3(c)/48
hours

(b)
expectedsignal
signalrate(b) DCDC expected
rate(b) DCDC expected
raterate(b)
expectedsignal
signal• 順階層性の場合には、ベテルギウスからのSi-burningnの信号を有意に検出可能• 順階層性の場合には、ベテルギウスからのSi-burningnの信号を有意に検出可能
Figure12. As12.
Figurebuton
withreferencefor KamLA
Figure
As9,Figure
9,going.
but withnumbers
referencenumbe
順階層性の場合には、ベテルギウスからのSi-burningnの信号を有意に検出可能
PreparationasSN
precursor
monitorisnow•
順階層性の場合には、ベテルギウスからのSi-burningnの信号を有意に検出可能•
Figure12.
As
Figure9,butwithreference
numbers
for
KamL
w,
after
detection
efficiencies
are
taken
into
accountaspersection5.
Figure12.
As
Figure9,butwithreference
num
with
a
trial
factorof1
per48
hours.
Di↵erencesin
expectedala
fter
detection
efficiencies
are
taken
into
accountaspersection
5.
with
a
trial
factorof1
per48
hours.
Di↵erences
in
ow,
after
detection
efficiencies
are
taken
into
accountaspersection
5.
with
a
trial
factorof1
per48
hours.
Di↵erencesin
expectedadetection
efficiencies
are
taken
into
accountaspersection5.
wafterthe highandlowbackgroundassumptions.
超新星前兆モニターとしての運用を目指している
•
are
those
of
Odrzywolek
et
al.
with
a
trial
factorof1
per48
hours.
Di↵erences
eowhighandlowbackgroundassumptions.
•the超新星前兆モニターとしての運用を目指している
high超新星前兆モニターとしての運用を目指している
and low background assumptions.
are thoseof Odrzywolek
are thoseof Odrzywolek
et al. et al.
the high• andlow background assumptions.

‣ プレSNアラートとして配信するためのシステムを現在整備中。
Preparation as SN precursor monitor is now on going.
オンラインモニターシステムは構築済み• 超新星前兆モニターとしての運用を目指している
are those of Odrzywolek et al.
アラート配信のストラテジーを議論中
umed
Warning(hours)Electron anti-neutrinos from a pre-SN star precede those
sumed
Warning(hours)dWarning (hours)
Electronanti-neutrinos
from a pre-SN
precedeElectronanti-neutrinos
from a star
pre-SN
starthopance
med
estance
c)
nce
(pc)

given FPR
Warning(hours)
given
FPR
given
FPR
1/year
1/cy.
given
FPR
1/year1/cy.

energy rapidly
over aanti-neutrinos
period of hours: fromthis hasnever beendElectronahas
pre-SN
star
energyrapidlyoveraperiodofhours:
this
never
been
over aofperiodof enabling
hours: thishasenableenergy
efficientrapidly
identification
neutrons,
the reducover aofperiodof enabling
hours: thishaenableenergy
efficientrapidly
identification
neutrons,
the redハイパーカミオカンデ(HK)実験
検出器大きさ：258 kt

有効質量：188 kt (SKの8倍)• 8km south of Super-K→ SNνの統計数８倍• 295km from J-PARC and 2.5 deg. off-axis (same as Sup• 600m rock overburden

Detector Location

600 m

SK検出器の近くの山に新しくHK検出器用のキャビンを作成

Kamioka Town

•

Mass production starte

ID photo-detectors:
20Project
time
line
and
milestones• Prototypes PMT covers
ハイパーカミオカンデ実験– First 1,000 20”PMTs a

•
•
•
•
•
•

2020: project officially started, geo-survey was carried• out
New HPK Box&Line 20-inch PMT (R12860) R&D com
Hamamatsu R12860
2021: Tunnel excavation started, followed by cavern excavation
until– High QE(x22024SK) w/ similar dark rate as SK (4kHz),
2020年から建設開始
2021:
20” PMT mass production started and covers/electronics
will
follow.
– Betterchargeand timing resolution
Tank construction in 2024-2025, followed by PMT installationsin 2025-2026.
– 1.25MPapressure tolerance
2027年に観測開始
J-Parcbeam upgrade also on-going. New IWCD detector
is planed
to built.
• 136
prototype
PMTs installed in SK since 2018 for lo
photo-detectors:
Operation will get started in 2027.
• IDMass
production started. 20-inch
Total 20,000PMT
20”PMTs del‣‣•– First
1,000
20”PMTs
toExcellent
Kamioka.
DetailNew HPK Box&Line
20-inchPMT(R12860)are
R&Ddelivered
completed.
performan– High •QE (x2SK) w/ similar PMT
dark rateas SK (4kHz),
Prototypes
covershave been developed. Final– Better charge and timing resolution– 1.25MPa pressure tolerance

ｘ２万本

•
•

Hamamatsu
R12860136 prototype
PMTs installedin SK since 2018 for long term test.
Mass production started. Total 20,000 20”PMTs delivered until 2026.

– First 1,000 20”PMTs are delivered to Kamioka. Detail inspection is on-going.

•

Prototypes PMT covers have been developed. Final test and design fixed soon.
Hamamatsu R12860

5

9

まとめ
• スーパーカミオカンデ実験は、銀河系と大小マゼラン星雲で発生した重力崩壊型超新星爆発からのニュートリノ観測を目指し、20年以上観測を継続している。

• ガドリウムを純粋にとかしたSK-Gdフェーズが2020年からスタート。高い中性子捕獲性能により、逆ベータ崩壊事象の同定が可能となり、バックグラウンドとの弁別性能が向上• 2021年4月から超新星爆発ニュートリノバーストのアラートの
GCN Noticeを通した配信を新たに開始。12月からバーストから
アラート配信までの遅延時間を数分まで改善。

• SK-GdとHKによって、Si燃焼期を含めた超新星爆発ニュートリノの検出能力が向上。