超高エネルギーニュートリノ観測の将来展望とARAν

千葉大学大学院理学研究科
ハドロン宇宙国際研究センター
吉田滋

The most energetic universe
The Cosmic Rays
Mostly protons
Some light nuculei
He, Li, ….

Heavy nuclei (ex. Fe)
may dominate athigher energies
Not so sureat the highest energy end
Theoretically favors protons

The Cosmic Ray Spectrum

Recompiled from the ICRC 2013 Rapporteur talk (Y.Tsunesada)The challenge
No clear correlations…..
Two possibilities
1. Our hypotheses on the high energy
cosmic ray emitters are totally wrong

We may not be so smart.
Arrival directions of UHE cosmic-rays measured by Augerand the Integral X-ray map (above) or the nearby clusters(arxiv-1101.0273 D.Fargion et al)

2. Cannot handle pointing them backto their radiation points

Magnetic field?
Particle charge?
Proton or even iron?

Solutions
1. Correct more and more events
A super high statistics may resolve B, charge, andsource locations, all of which are uncertain at the moment

2. Neutrinos!!
No electric charge. Coming to us straightHighly complementary – ν can travel over a LONG distanceThe cons : measurement of ν’s is really a tough businessThey are weakly interacting particles Æ a huge detector
The atmospheric ν or μ backgrounds dominatesÆ needs excellent filtering programs

black holeradiationenvelopingblack hole

The Cosmic Neutrinos
Production Mechanisms“On-source” νp

TeV - PeV
matter

p
ra

iont
a
di

“GZK” cosmogenic ν
100EeV ppp Æ π Æ νγp Æ π Æ νphotopion production

EeVCMBγp Æ π Æ ννThe Neutrino Flux: overview
Solar ν (8B)
SN relic νAtmospheric νThe main background for astro-ν“On-source” astro-ν
produced at the UHECR sources
Not established yet“GZK” cosmogenic νMeVGeVTeVPeV

EeV

produced in the CMB fieldNot detected yetTracing history ofthe particle emissions with ν flux
color : emission rate of ultra-high energy particles
rare

Intensity gets higher
if the emission is more
active in the pastνbecause ν beams arepenetrating overcosmological distances

frequent

Present

The cosmological evolution
Many indications that the past wasmore active.
Star formation rateÆThe spectral emission rate

ρ(z) ~ (1+z)mm= 0 : No evolution

Redshift (z)Past

Hopkins and Beacom, Astrophys. J. 651 142 (2006)

Tracing history ofthe particle emissions with ν flux
ρ ~ (1+z)m0<z<zmax

Decerprit and Allard, A&A (2012)

Yoshida and Ishihara, PRD 85, 063002 (2012)

“Cover-boy” ofPhysical Review Letters

The executive summary
The model-independent
upper limit on flux in UHE

null observationin this regime
nearly exclude• radio-loud AGN jets
• m>4 for (1+z)m• emission maximallyallowed by the Fermi γ
all flavor sum

Bert & Ernie + O(10) sub-PeV events
4.1 σ excess over atmosphericThe Constraints on evolution(=emission history)of UHE cosmic ray sources
ρ(z) ~ (1+z)mz<Zmax

The solid bound by
the GZK νexcedludGRBs+by the on-source ν
if optical depth ~1AGNs withradio-loud jets

Star FormationRateno high-redshift emission
consistent withthe star formation rate

IceCube を高エネルギー領域で拡張する
PeV (=1015 eV)のエネルギーをもつニュートリノ2事象の同定に世界で初めて成功
史上最高エネルギー( LHC x 1000) のニュートリノ
日本グループの解析により探索・同定された
これらが宇宙ニュートリノ以外のバックグラウンドとして現れる確率は ~10-3~ 500 m

2011年 8月8日

~ 500 m高エネルギー宇宙ニュートリノは確かに存在する。

2012年1月3日2事象の「エネルギー」分布と理論的な予測

この2事象を説明する機構は幾つかある(遠方宇宙のγ線バースト天体等)

統計を格段にあげる必要
2事象検出から推定される PeV以上のν信号の数
0.5~3 事象/年/1km3
宇宙初めからの放射の歴史に依る

今現在実現された観測有効体積
これを増やすことが本質

IceCube とその拡張実験(ARA)によって、こうした事象を約50例検出する。

IceCube + ARA(Askaryan Radio Array)

IceCube(~1km2)

IceCube 実験の解析手法をさらに改善することで、PeV領域での高感度長期間観測の実施=＋

IceCubeの100倍の面積を覆う拡張実験「ARA」をIceCube に隣接したエリアに建設

複合ニュートリノ望遠鏡による高信頼度高統計観測により高エネルギー宇宙ニュートリノ科学を「検出」から「測定」へとパラダイムを変える。

検出手法の概観
IceCube の 100 倍の面積を合理的なコストで覆うにはニュートリノ反応からの電波放射を捉える手法の確立が不可欠
IceCube (スーパーカミオカンデ実験も同様)で測定しているチェレンコフ光放射の電波領域の極限

Askaryan 効果と呼ばれる

よく知られたチェレンコフ放射の表式で表される。

電子ビームを標的に照射する実験で検証された
Phys.Rev.Lett. 99 171101 (2007)

この「チェレンコフ電波放射」の特徴• コヒーレントな位相で放射• 縦編光である雑音との弁別が容易

検出手法の概観
IceCube の 100 倍の面積を合理的なコストで覆うにはニュートリノ反応からの電波放射を捉える手法の確立が不可欠
IceCube (スーパーカミオカンデ実験も同様)で測定しているチェレンコフ光放射の電波領域の極限

Askaryan 効果と呼ばれる

よく聞かれる質問
チェレンコフ放射は ~1/λ2. 波長が長い電波領域は強度が足りないのでは?
答え
もはや光子ではなく、波。ポインティングベクトル(=Energy)が測定感度を決める。
１個の荷電粒子からの電場位相

ここがコヒーレントであれば、強度=Poynting Vector
は荷電粒子数の２乗に比例検出手法の概観
IceCube の 100 倍の面積を合理的なコストで覆うにはニュートリノ反応からの電波放射を捉える手法の確立が不可欠
IceCube (スーパーカミオカンデ実験も同様)で測定しているチェレンコフ光放射の電波領域の極限

Askaryan 効果と呼ばれる

コヒーレント性
氷河中での電磁カスケードの大きさは L~ O(m) 程度ων) << 1(1 – nice cosθch) L = 0.38 (c300MHz~1.8@UHFν• コヒーレントな位相で放射• 縦編光である

雑音との弁別が容易

検出手法の概観
電波雑音の弁別が鍵
南極現地での R&DARA検出器

ニュートリノ反応に無関係な電波雑音は氷河の外からくる

電波パルサー

太陽からのRF、熱雑音、人工活動雑音

ニュートリノ反応事象は、電波ノイズの無い氷河深部からくる

天頂角

深度2600 m に埋設したパルサーからの擬似信号を弁別して、方向(=深氷河、すなわち下方向からきた)を推定することができるか?

天頂角

氷河

反応点の方向を再構成できた。

方位角

End-to-End calibrationcascade 中の電荷超過
電子数>>陽電子数

LINAC at the Telescope Array site
ICE

来年度冬の実験開始を目指している。

ARAAskaryan Radio Array

The Station Layout
横偏光縦偏光2013年度の日本の主担当
横偏光縦偏光An Example of the calibration
Waveform Timing Correction
波形の位相が正確に記録できれば干渉計の手法が使える
アンテナ A

位相を合わせるためにどのくらい時間をずらせばよいかという情報から、カスケード反応点の場所をにじりだせる

アンテナ B

Input: sin pulse

フーリエ変換補正前

timefrequency
補正後2014年度以降の日本の主担当• 引き続き 光信号伝送部分• 3 station 分のアンテナ製造
国内での製造ラインを現在計画中• Linac を使った end-to-end calibration• IceCube との統合シミュレーション・解析
IceCube サイドで超高エネルギーν探索を主導している強み2014年度以降の日本の主担当• 引き続き 光信号伝送部分• 3 station 分のアンテナ製造
国内での製造ラインを現在計画中• Linac を使った end-to-end calibration• IceCube との統合シミュレーション・解析
IceCube サイドで超高エネルギーν探索を主導している強み

一緒にやらないかい2014年度以降の日本の主担当• 引き続き 光信号伝送部分• 3 station 分のアンテナ製造
国内での製造ラインを現在計画中• Linac を使った end-to-end calibration• IceCube との統合シミュレーション・解析
IceCube サイドで超高エネルギーν探索を主導している強み

ボーリング大会に優勝したついでにやってやるぜThe ARA Sensitivity

ARA
Askaryan Radio Array