ビッグバン数秒後の残照に標準理論の綻びを探る

COBAND計画
令和元年度 定例 第７回 物理学セミナー
2019年11月20日

武内勇司(宇宙史研究センター)1

素粒子➔物質の究極の構造
フェルミ粒子・ゲージ粒子・ヒッグス粒子

レプトン

クォーク

uct

nenmntdsbe

𝝁𝝉＋

上の粒子の反粒子素粒子➔物質の究極の構造
フェルミ粒子・ゲージ粒子・ヒッグス粒子
電磁相互作用光子（フォトン）

弱い相互作用強い相互作用ウィークボゾン

gg

Z0
W+

グルーオン

W

Interaction and decay of elementary particles

𝑒−
𝑝4

𝑒−𝑝3𝛾

𝜇− → 𝑒 − 𝜈𝑒ҧ 𝜈𝜇Time

Time𝑒 −𝑒 − → 𝑒 −𝑒 −

𝜈𝜇𝑒−

𝜈𝑒ҧ

𝑒𝑒𝑝1

𝑒−

𝑊−𝑝2
𝑒−

𝜇−SpaceFeynman diagram of EM
interaction between electrons

Muon decay by
weak interaction
4ニュートリノとは• 素粒子，フェルミオン，レプトン• 電荷を持たない．弱い相互作用をする．
• ３種類ある (𝜈𝑒 , 𝜈𝜇 , 𝜈𝜏 )– 非常に小さい質量があり，３種類の間で異なった質量をもつ．質量そのものは測定されていない．

• 宇宙で光子の次に多いと，予言されている．
• 寿命不明 下限値のみ• 粒子・反粒子の区別があるか不明．
– マヨラナ粒子かも知れない．

nenmnte𝝁𝝉5Neutrino• 質量固有状態 (n1, n2, n3)• フレーバ固有状態 (ne, nm, nt) は，質量固有状態ではない
𝜈𝑒𝑈𝑒1
𝜈𝜇 = 𝑈𝜇1
𝜈𝜏
𝑈𝜏1

𝑈𝑒2
𝑈𝜇2
𝑈𝜏2

𝑈𝑒3
𝑈𝜇3
𝑈𝜏3

𝜈1
𝜈2
𝜈3ユニタリー行列➔ニュートリノフレーバは，飛行中に振動(変化)する．これに22より質量二乗差(Δ𝑚12, Δ𝑚23)が測定されている．
⚫ しかし，質量そのものは，まだ測られていない．
⚫ 実は粒子・反粒子に区別があるか(Dirac or Majorana)も分かっていない6フェルミオン質量• ニュートリノ質量階層性 (m1<m2<m3 or m3<m1<m2?)• 不自然に小さいニュートリノ質量7CMB
Cosmic Microwave
Background8

Recombination (Photon decoupling)
宇宙の晴れ上がり

378,000 years after the Big Bang•••

T～3000K (E=kBT～0.3eV)
e- and p+ become bound to form neutral H atoms
Photons get traveling freely though universe9我々が空を見上げる
とき見えるのは雲の表面

我々が宇宙の果てに光に
よって目にするのは宇宙誕
生38万年の姿
10

CMB Temperature Fluctuations byPlanck Satellite•••

T～3000K ➔ 2.7K (Red shift) Z～1100
Almost uniform temperature, but very small fluctuations
Displayed by Red (hot) and blue (cold), but difference
between red and blue is ～1/100,000

11CMB is a snapshot ofthe Universe
378,000 years

This tiny fluctuation
evolves into matter
density in theuniverse at present.

Distribution of galaxies
from 2MASS Redshift
Survey12

Curvatureof Universe

We know thesize of the hotspots.

=1.0000.005(Planck+BAO)

xxx

>1

=1

<113Cosmic Energy Budget
宇宙のエネルギー内訳

我々に見えている物質は，宇宙の5%
これも，CMBなどの測定から明らかになった．

14

Results from CMB on the universe

Various parameters on the early universe are obtainedfrom CMB.
• Age of the universe. Hubble constant, matter density,dark matter density, dark energy density, …
15

Neutrino decoupling
ee+ne+e-e-n+epe-ppe+e+pe-e-ne-ne+e-e-pee-e-p

T>1MeVT<1MeV𝑇𝜈 = 𝑇𝑒 = 𝑇𝛾
𝜈 + 𝜈ҧ ↔ 𝑒 − + 𝑒 + ↔ 𝛾𝛾
𝜈ҧ + 𝑝 ↔ 𝑒 + + 𝑛 𝜈 + 𝑛 ↔ 𝑒 − + 𝑝
𝜈+𝑒 ↔𝜈+𝑒𝑇𝜈 ≠ 𝑇𝛾16CMBCnB
Cosmic Neutrino
Background17

Neutrino decoupling
When neutrinos were relativistic (E>1MeV), 𝑒 ± , 𝜈𝑒 , 𝜈ഥ 𝑒were well interacted for each other and in thermal
equilibrium• electron-neutrino scattering– 𝑒 ± + 𝜈𝑒 ↔ 𝑒 ± + 𝜈𝑒
– 𝑒 ± + 𝜈ഥ𝑒 ↔ 𝑒 ± + 𝜈ഥ𝑒𝜈𝑒𝑒 − 𝜈𝑒
𝑊 𝜈 𝑒−𝑒𝑊𝑒− 𝑒+−𝑒𝜈𝑒ҧ−𝑒• Annihilation-pair creation

𝜈𝑒𝑍 𝑒−– 𝑒 + + 𝑒 − ⟷ 𝜈𝑒 + 𝜈ഥ𝑒𝜎 ≃ 𝐺𝐹2 𝐸 2 , 𝜌𝜈 ∝ 𝑇 3𝜈𝑒ҧ𝑒−𝑍𝜈𝑒𝜈𝑒ҧ• 𝑒 ± and 𝛾 are also in thermal equilibrium– 𝑒 + + 𝑒 − ⟷ 2𝛾
18

Neutrino decoupling• T<1MeVになると(1sec後)
𝑒 ± ,𝛾が熱平衡でなくなる．𝜈は熱平衡から外れる．
𝑒 + + 𝑒 − ⟶ 2𝛾

T>1MeV𝑎1𝑒±𝜈𝑒 , 𝜈ഥ𝑒 , 𝛾𝑇𝛾 = 𝑇𝜈

エントロピーの保存

T<1MeV𝑎2

𝜈𝑒 , 𝜈ഥ𝑒 , 𝛾𝑇𝜈 ∝ 1/𝑎𝑇𝛾 > 𝑇𝜈
± の持っていたエントロピー
𝒆→がphotonを加熱

19

CMBとCnBの温度
エントロピー密度𝑠/𝑉 ∝ 𝑔eff 𝑇 3e+ e− ↔ 𝛾𝛾 の場合光子(ボゾン)+電子・陽電子（フェルミオン）の自由度

𝑔eff = 2 + 2 + 27×8𝛾 だけの場合 𝑔eff = 2

エントロピー保存 2𝑇𝛾3 =4T𝜈 =11132+ 2+2T𝛾 = 1.95K

7×8T𝜈3𝑘T𝜈 = 0.168meV20

CMBとCnBの密度ニュートリノ密度(fermion)𝑑3 𝑝
1𝑑𝑛𝜈 =
2𝜋 3 exp(𝑝Τ𝑘𝑇𝜈 ) + 1

光子の場合(boson)𝑑3 𝑝1𝑑𝑛𝛾 =
2𝜋 3 exp 𝑝Τ𝑘𝑇𝛾 − 1𝑛𝜈 Τ𝑛𝛾 =2∞
𝑥3𝑘𝑇𝜈 ‫׬‬0 𝑑𝑥 𝑒 𝑥 + 1
=
2∞
𝑥𝑘𝑇𝛾
‫׬‬0 𝑑𝑥 𝑒 𝑥 − 1𝑇𝜈𝑇𝛾33Γ 3 𝜁 34 3
34=× =
Γ 3 𝜁 311 4 11𝑛𝛾 = 411個/𝑐𝑚3 （２自由度）より

411 3𝑛𝜈 = 𝑛𝜈ഥ =×= 56個/𝑐𝑚321121宇宙背景ニュートリノ物質粒子(フェルミオン)の中で宇宙で最も多いのがニュートリノ~330 ∕ cm3にもかかわらず，宇宙背景ニュートリノの存在は，実験的には，検証されていない．
（間接的証拠のみ）
22

Neutrino flux v.s. energy
CnB

Solar neutrino

Atmospheric neutrino

Accelerator neutrino

23

Neutrino Detector(Super Kamiokande)

Solar
Accelerator
AtmosphericSuper Nova
41.4 m39.3 m24

Neutrino Detector(Super Kamiokande

Not for CnB
41.4 mTo detect neutrino inCnB directly is almost
impossible

39.3 m25

ニュートリノ崩壊
 重たいニュートリノは，軽いニュートリノへ崩壊可能✓

但し寿命は，宇宙年齢よりもはるかに長い➔ ニュートリノ源として宇宙背景ニュートリノ(CnB)を用いたニュートリノ崩壊探索実験の可能性

γ𝜸

𝝂𝟑𝑊

𝝂𝟐𝜈3e, 𝜇, 𝜏𝜈1,226

標準模型でのニュートリノ崩壊(遷移放射)
振動実験からもし

2Δ𝑚12= 7.65 × 10−5 𝑒𝑉 22Δ𝑚23= 2.40 × 10−3 𝑒𝑉 2

m12 ≪ m22 とすると
𝑚2 = 8.7𝑚𝑒𝑉
𝑚3 = 50𝑚𝑒𝑉

P.B.Pal and L.Wolfenstein, Phys. Rev.D23, 766-773(1982)

γℓ𝐿

𝜈𝑗𝑊ℓ𝐿

𝜈𝑖

𝜈𝑗

γℓ𝐿
𝑊

𝜈𝑖

𝑚3 = 50𝑚𝑒𝑉とすると

Γ3→1,2 ~ 1043 ~1044 yr −1

標準模型では，ニュートリノの寿命は非常に長い.
cf 宇宙年齢138億年 ～ 1010年
27ニュートリノの磁気能率γ𝜈𝑗𝐿𝜖, 𝑞𝑖𝜎 𝜇𝜈

ベクトル結合項は，ゲージ不変でない(𝜖 → 𝑞の置き換えで0にならない)

𝜖𝜇 𝜈𝑗ҧ 𝛾 𝜇 𝜈𝑖𝜈𝑖𝑅
磁気能率に寄与するラグラジアンの項

𝜖𝜇 𝜈𝑗𝐿ҧ 𝑖𝜎 𝜇𝜈 𝑞𝜈 𝜈𝑖𝑅𝜎 𝜇𝜈 =𝑖 𝜇 𝜈[𝛾 , 𝛾 ]2𝜎 𝜇𝜈 は，ガンマ行列を二個含んでいるのでニュートリノのカイラリティーはL-R結合• 𝜈𝑗𝐿
ҧ 𝑖𝜎 𝜇𝜈 𝑞𝜈 𝜈𝑖𝐿 や 𝜈𝑗𝑅ҧ 𝑖𝜎 𝜇𝜈 𝑞𝜈 𝜈𝑖𝑅 の項は許されない28

ニュートリノの磁気能率標準模型での寿命予想が長いのは，遷移磁気能率項に対する強い抑制効果のため
𝜈𝑗𝐿
標準模型: SU(2)Lｘ U(1)Yγ
標準模型では，Wボゾンは，Lカイラℓ𝐿 = 𝑒𝐿 , 𝜇𝐿 , 𝜏𝐿
リティのフェルミオンとのみ結合
𝑚 𝜈𝑖
𝑊𝐿
𝜈𝑖𝐿
𝜈𝑖𝑅
ニュートリノ質量項 𝑚 𝜈ҧ 𝜈 + 𝜈ҧ 𝜈 を通じて L-R結合➔𝑚𝜈 で抑制𝜈𝐿 𝑅𝑅 𝐿

(遷移磁気能率の場合)内線を電子，ミュー，タウが寄与し，打ち消し合う➔GIM抑制𝑒𝐿 +𝜇𝐿 +𝜏𝐿 = 𝑂

𝑚𝜏24𝑚𝑊
29

Motivation of n-decay search in CnB➔標準模型を超える物理の寄与がほんの少しでもあれば，劇的に寿命は短くなり得る
例えば L-R symmetric model では，Right-handed と couple するボゾン 𝑊𝑅± , 𝑍𝑅 が存在．
ただしすごく重たいので今までの観測にかかっていない．
➔ 𝜏 = Ο(1017 yr𝑠)まで寿命が短くなる可能性あり．

30

L-R 対称模型
もしRight-handedのinteraction をする𝑊𝑅 が𝑊𝐿 と混合していると◼

cos𝜁
𝑊1=𝑊2sin𝜁

−sin𝜁
cos𝜁

質量固有状態◼

𝑊𝐿𝑊𝑅

WL and WR はそれぞれ L, Rと結合する
 は，混合角カイラリティ固有状態

我々が知っている𝑊粒子は，実は，𝑊1 のことで𝑊2 は非常に重くてまだ見つかっていないだけかもしれない．
• 𝑀𝑊2 無限大で 𝜁 = 0で標準模型と一致．
• 現在の測定下限値 𝑀𝑊2 > 1.8 TeV/𝑐 2 , 𝜁 < 0.013
ATLAS:EPJ C72(2012)2056

𝑀𝑊2 = 1 TeV, 𝜁 = 0.02 というシナリオは十分あり得る
31

L-R 対称模型でのニュートリノ崩壊(磁気能率)
M. Beg, W. Marciano and M. Rudeman Phys. Rev. D17 (1978) 1395-1401
ニュートリノ崩壊幅をSU(2)L ｘ SU(2)R ｘ U(1)模型で計算WがRight handと結合できるので，内線の荷電レプトン質量項を通じて L-R結合➔𝑚𝜈 の抑制がない
ほぼタウのダイアグラムのみが寄与する➔ GIM抑制がない

LRS: SU(2)LｘSU(2)RｘU(1)B-L
𝜈𝑗𝐿γ𝑊1ℓ𝐿𝑚𝜏ℓ𝑅

𝑀𝑊2 = 1 TeV, 𝜁 = 0.02,𝑚3 = 50 meV を仮定すると𝚪SM−𝟏𝟒𝟑~ 𝟏𝟎 𝒚𝒓

𝜈𝑖𝑅

𝜁~0.02による抑制のみ
𝑊1 ≃ 𝑊𝐿 − 𝜁𝑊𝑅𝚪𝐋𝐑𝐌 ~ 𝟏𝟎𝟏𝟕𝒚𝒓−𝟏

PRL 38,(1977)1252, PRD 17(1978)1395

1026 の増幅
32

宇宙背景ニュートリノ崩壊探索のMotivation• 標準模型での寿命予想 𝜏 = Ο(1043 yr𝑠)
• 現在の実験的寿命下限値 𝜏 > Ο(1012 yr𝑠)
S.Kim et al.,JPSJ 81 (2012) 024101• 𝜏 > Ο(1012 yr𝑠)は，全く手が付けられていない未踏の領域➔何があっても全然不思議ではないもし，C𝜈Bからのニュートリノ輻射崩壊光が標準模型予想よりもずっと短い1012 𝑦𝑟𝑠 < 𝜏 𝜈3 ≪ 1043 𝑦𝑟𝑠で観測されたら➔標準模型を超える物理の発見!!!
• C𝜈Bの直接検出!!!
• ニュートリノ質量の絶対値測定!!!

2𝑚3 = 𝑚32 − 𝑚1,2
ൗ2𝐸𝛾33ニュートリノ質量と崩壊光子エネルギーとの関係𝜸• 振動実験から
2– Δ𝑚23= 𝑚32 − 𝑚22 = 2.4 × 10−3 𝑒𝑉 2𝝂𝟐𝝂𝟑𝑚32 − 𝑚22𝐸𝛾 =2𝑚32– Δ𝑚12= 𝑚22 − 𝑚12 = 7.65 × 10−5 𝑒𝑉 2
• CMBの揺らぎ(Plank+WP+highL) とバリオン音響振動(BAO)から– ∑𝑚𝑖 < 0.23 eV

m3=50meV➔50meV<𝑚3 <87meV
𝑬𝜸 =14～24meV
𝝀𝜸 =51～89mm

Eg =24.8meVEγ =24meV

m2=8.7meV
m1=1meV34

Energy/Wavelength/Wavenumber

𝐸𝛾 = 25 meV

𝜈 = 6 THz

𝑐𝐸𝛾 = ℎ𝜈 = ℎ𝜆𝜆 = 50𝜇𝑚
35

𝜆 = 50𝜇𝑚

36COBAND (COsmic BAckground Neutrino Decay)
Search for Neutrino decay in Cosmic background neutrino➔To be observed as photons in neutrino decaysin
𝜈2
𝜈1
𝜈3
𝜈2
𝜈3

𝜈3

𝜈1

𝜈3
𝜈1
𝜈3𝜸𝜸
𝜈237

38

ニュートリノ崩壊探索実験
COBAND(COsmic BAckground Neutrino Decay)
Collaboration Members (2019年11月)

金信弘，武内勇司，飯田崇史, (武政健一)，浅野千紗，(若狭玲那，笠島誠嘉，中原瑳依子，前川群，山根 綾太，(大塚洋一) (筑波大学)
松浦周二 (関西学院大学)，
池田博一，和田武彦，長勢晃一 (JAXA/ISAS)，
吉田拓生，鈴木健吾，竹下勉，浅胡武志(福井大学) ,石野宏和，樹林敦子 (岡山大学)，
美馬覚 (理化学研究所), 木内健司(東京大学)，
加藤幸弘 (近畿大学) ,羽澄昌史,新井康夫，倉知郁生 (高エネルギー加速器研究機構) ，浮辺雅宏，志岐成友，藤井剛，大久保雅隆 (産業技術総合研究所)，川人祥二 (静岡大学)
Erik Ramberg, Paul Rubinov, Dmitri Sergatskov (Fermilab)，
Soo-Bong Kim (Seoul National University) ，Yong-Hamb Kim, Hyejin Lee (IBS/Center for Underground Physics)

38

期待される宇宙背景ニュートリノの崩壊光の波長分布g distribution in ν3 → 𝜈2 + 𝛾dNg/d(a.u.)

Sharp Edge with
1.9K smearing

𝒎𝟑 = 𝟓𝟎 𝐦𝐞𝐕Red Shift effect

10500 [mm]100

100 50201050𝜇𝑚(25meV)

5Eg[meV]

鋭いエッジを持った分布は，ある質量を持った粒子の二体崩壊によるもの➔ニュートリノ崩壊の決定的証拠

39地上で50mm光は観測可能か?
http://macroscope.world.coocan.jp/ja/edu/clim_sys/radiation/radiation.html

50mm• 大気は，50mmを透過しない．

40

地上で50mm光は観測可能か?
http://macroscope.world.coocan.jp/ja/edu/clim_sys/radiation/radiation.html

50mm• 地上付近の熱を持ったあらゆる物体から50mmが放射➔大気圏外での観測が必須

41

黄道光(Zodiacal Emission)• 惑星間ダストによる太陽光の散乱(可視光付近)– こちらは問題にならない• 惑星間ダストからの熱輻射– 地球近傍のダストからの輻射が問題

wiki より42

波長50mm域の黄道光

Surface brightness In [MJy/sr]

Infrared Space Observatory (ISO)• ISOCAM/LW: 3232 pixel array of SiGa (=5～16mm)• 単一温度の黒体放射分布にFit (T～270K)

Reach et al (2003)43

Surface brightness In [MJy/sr]

C𝜈B radiative decay and Backgrounds
CIB summary from Matsuura et al.(2011)

ZE

CMB
AKARI
COBE

at λ＝50μm
Zodiacal Emission
𝐼𝜈 ~ 8 MJy/sr
Cosmic Infrared
Background (CIB)
𝐼𝜈 ~ 0.1-0.5 MJy/sr

ZL

ISD

DGL

CnB Decay

CnB decay

Expected 𝑬𝜸 spectrum

SL𝑚3 = 50meV
wavelength [mm]Eg [meV]

λ＝50 μm
Eg=25 meV
1Jy = 10−26 𝑊 Τ𝑚2 ⋅ 𝐻𝑧

𝜏 = 3 × 1012 yr𝑠
𝐼𝜈 ~ 0.8MJy/sr

Excluded by S.H.Kim et. al 2012

𝜏 = 1 × 1014 yr𝑠
𝐼𝜈 ~ 25kJy/sr44

COBAND 実験提案
ニュートリノ寿命測定感度目標𝜏 𝜈3 = Ο 1014 yr𝑠◼

JAXA 観測ロケット S-520
◼
◼
◼
◼

◼

http://www.jaxa.jp/projects/rockets/s_r
ockets/index_j.html
直径: 520mm
ペイロード: 100kg
到達高度: 300km

高度200～300km で200秒の測定◼

◼

主鏡直径20cm ，焦点距離80cm の望遠鏡
光学系(主鏡，副鏡，フィルター，シャッター，回折格子等)は全て1.8K程度に冷却 将来計画：衛星実験◼

◼

検出器の視野角を増やし，60日程度の測定
1017年の測定感度を目指す
45

COBAND 実験の要求する光検出器• ニュートリノ崩壊を同定するため ～50mm域スペクトル測定により崩壊光子エネルギー端検出が重要• 光強度測定の系統誤差 << 光子数の統計誤差．

～50mm (E=25meV)単一光子検出が可能な性能• Dark count rate が到達可能な光強度測定の感度を決める• Superconducting Tunnel Junction (STJ) sensor• Cryogenic amplifier readout
46

COBANDロケット実験◼

デザイン

焦点位置に=40-80mm (16-31meV) をカバーする回折格子と 50(波長方向)
ピクセル配列の遠赤外光検出器(STJ)

光子計数

 各々のピクセルで波長ごと(Δ𝜆 = 0.8𝜇𝑚)の

 1ピクセル当たりの受光面積は400mmx400mm (視野角400mrad x 400mrad)

光検出器
(STJ)

𝜆50 columns
𝜆 = 40 − 80𝜇m
𝐸𝛾 = 16~31meV

47

COBAND rocket experiment sensitivity

L-R SM =0.02, M(W2)=715GeVCOBAND rocket
200sec meas.

mi < 0.23eV200-sec measurements with a sounding rocket
20cm dia. and 80cm focal length telescope and grating in 40~80mm range
Each pixel in 400mm400mm50pix. array counts number of photons withdetection efficiency of 22%
m312 = 2.510-3eV2•••x100 improvement!
S.H.Kim et. al (2012)
Mirizzi et. al (2007)48

Density of State

Density of State

超伝導エネルギーギャップ
𝑇 > 𝑇𝐶𝑇 < 𝑇𝐶𝜖𝐹𝜖𝐹

超伝導状態では，フェルミ準位𝜖𝐹 の付近の準位の電子二個が2の束縛エネルギーにより，Cooper 対を形成 ➔ エネルギー準位にギャップが生じる
SiTc[K]Δ[meV]

1100NbTaAlHf9.23

4.48

1.200.1651.550

0.70.1720.020

Δ~1.8𝑘𝐵 𝑇𝐶 (BCS theory)超伝導トンネル接合素子 Superconducting Tunnel Junction (STJ)
超伝導体/絶縁層/超伝導体の構造（ジョセフソン接合）

E

超伝導体
絶縁膜

300nm 2Ns(E)超伝導
超伝導絶縁層Δ: 超伝導ギャップエネルギー
接合面を挟んで電位差(|V|<2Δ/e)を印加
超伝導体に吸収された光子のエネルギーにより複数のクーパー対が解離(励起)し，生成された準粒子によって，エネルギーに比例したトンネル電流が発生．
• 超伝導ギャップ(Δ)は遠赤外フォトンのエネルギーよりもずっと小さい(＜1meV)➔原理的には，遠赤外域一光子を検出可能• 1ms 程度の比較的高速なパルス応答(Nbの場合)
50➔光子計数することでS/Nの著しい向上が期待

電流

STJ I-V 特性
2Δ

DC光照射ありなし-2/e2/e 電圧
リーク電流
ジョセフソン電流

磁場印加により抑制
B field51

FWHM(eV)STJ energy resolution for near infrared photon

P. Verhoeve et. al 1997

30mm sq. Ta/Al-STJ◼ E~130meV @ E=620meV(=2mm)◼ Charge sensitive amplifier at room temp.
 Electronic noise ~ 100meV◼

Electronic noise

Photon Energy(eV)In sub-eV ~ several-eV region, STJ gives the best energy resolution amongsuperconductor based detectors, but limited by readout electronic noise.
52

STJの候補
Nb/Al-STJSi
Tc[K]
Δ[meV]

NbAlHf9.23

1.200.165

1100 1.550

0.1720.020• 最もよく使われていて，製法も確立••••

Al層を入れることにより，近接効果で Δ~0.6meV
実用運転の温度 <400mK
バックトンネルゲイン ~10
Nq.p.=25meV/1.7Δ10~ 250 E/E~10% for E=25meV➔ 25meV の一光子検出も原理的には可能．分光光学系と組み合わせ➔ ロケット実験に使う光検出器候補

極低温増幅器による冷凍機内信号読出しにより25meV単一光子検出へのブレークスルーを目指す．
Hf-STJ• 我々を含め世界中のいくつかのグループが開発中または開発を試みたが，まだ実用段階のものができたという報告はない• Nq.p.=25meV/1.7Δ~ 735• 25meV の一光子に対して2% のエネルギー分解能➔ 分光光学系なしでエネルギー分布測定可能➔ 将来の衛星実験に使う光検出器候補53

FD-SOI-MOSFET at cryogenic temperature
FD-SOI : Fully Depleted – Silicon On Insulator
ChannelWidth : W
Channel Length : L~50nm

 Very thin channel layer in MOSFET on SiO2
 No floating body effect caused by charge
accumulation in the body FD-SOI-MOSFET is reported to work at 4K
JAXA/ISIS AIPC 1185,286-289(2009)
J Low Temp Phys 167, 602 (2012)

Id-Vg curve of W/L=10mm/0.4mm at |Vds|=1.8V

Ids

1mA

1mA
̶ ROOM
̶ 3K

1nA-Ids1mA

p-MOS
Vgs (V)-2-1.5-1-0.501mA

̶ ROOM̶ 3K

1nAn-MOS

1pA

Vgs (V)
00.5

11.5

2Both p-MOS and n-MOS show excellent performance at 3K and below.
54

10mV

SOI prototype amplifier for demonstration test
T=350mK

1nF
Ｖ

TestpulseAmplifier
stageBuffer
stage

150mV

8mV

INPUT

100ms
OUTPUT

Test pulse input through C=1nF at
T=3K and 350mK• Power consumption: ~100μW• Output load: 1M and ~0.5nF
We can compensate the effect of shifts in the thresholds by adjusting bias
voltages.
55

STJ response to laser pulse amplified by Cold amplifier
10MSTJ

Vdd

4.7mF

cold stage
T~350mK

Vss

465nm laser
pulse throughoptical fiber

3He sorption

GND

STJ SOI
Cold amp.
output4.7mF
Cold amp.
input monitor

Connect 20mm sq. Nb/Al-STJ and SOI amplifier on the cold stage
through a capacitance56

STJ response to laser pulse amplified by Cold amplifier

Voltage [μV]

Voltage [μV]

Laser pulse(=465nm)
70

Input to SOI amp. from STJ

60
5018μV40
1600

T=350mK

Output from SOI amp.
1.2mV

1200
800
4000-100-80-40-40-2002040

60

80

100time [μs]Demonstrated to show amplification of Nb/Al-STJ response to laser
pulse by SOI amplifier situated close to STJ at T=350mK
Development of SOI cryogenic amplifier for STJ signal readout is now
moving to the stage of design for practical usage!
57

電荷積分型増幅器の製作と評価

試作SOI 極低温電荷積分型増幅器
テレスコピックカスコード電流ミラーによる差動増幅回路に容量性負帰還を用いた可視光(465nm)に対する応答信号の冷凍機内増幅に成功
58

Other R&D components for COBAND rocket experiment

Design of Telescope optics

Prototype rocket-borne
3He sorption refrigerator

Design of parabolic opticalconcentrator for STJ

FIR laser for STJ calibration
59

まとめ• ビッグバンの数秒後に自由となり現在も存在し続ける宇宙背景ニュートリノの中にニュートリノ崩壊現象を探す
COBAND計画が筑波大を中心として進行中– ニュートリノ寿命感度1014年を目指したロケット実験– 将来計画として1017年の感度を目指した衛星実験• もし標準理論の予想していない寿命で検出されると，– 標準模型を超える物理の発見!!!
– C𝜈Bの直接検出!!!
– ニュートリノ質量の絶対値測定!!!

60

まとめ
• 光検出器となる STJ素子は要求値を満たすものが手に入る• STJ信号読出しのための極低温増幅器は開発が進んでいる• ロケット実験の光学系（望遠鏡や回折格子など）の設計・製作も始まった．
• ロケット搭載冷凍機：試作機製作段階

各要素のプロトタイプでの実証が完了後，JAXAへの提案が認められれば，ロケット実験は最短で2年後に実施可能

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Backup62

マヨラナの場合のニュートリノ崩壊• Rカイラリティーは，超重たいニュートリノなので始状態・終状態には現れない• 𝜈𝑗𝐿
ҧ 𝑖𝜎 𝜇𝜈 𝑞𝜈 𝜈𝑖𝑅 の代わりに 𝜓ത𝑗𝐿 𝑖𝜎 𝜇𝜈 𝑞𝜈 𝜓𝑖𝐿𝐶 も許されるので，WL結合のみ場合，標準模型との違いはない．(但し i=jのときは，マヨラナでは消える)
𝑚𝑚𝑅• L-R模型での増幅はマヨラナ模型では， 𝜈の中の𝜓𝑅 成分が 𝐷 で抑制されるので，1017yr の寿命の場合はマヨラナ模型を否定

𝜓𝑗𝐿γℓ𝐿 = 𝑒𝐿 , 𝜇𝐿 , 𝜏𝐿
𝑚 𝜈𝑖
𝑊𝐿
𝜓𝑖𝐿𝐶
𝜓𝑖𝐿
𝜓ത𝑗𝐿 𝑖𝜎 𝜇𝜈 𝑞𝜈 𝜓𝑖𝐿𝐶

たぶん・・・

𝜓𝑗𝐿
γ𝑊1ℓ𝐿
𝑚𝜏
ℓ𝑅 𝒎𝑫
𝜓𝑖𝑅 𝒎𝑹𝜈 ≡ 𝛾 5 𝑁1 −𝑁1 =𝜈𝑖

𝑁2 =1212𝑚𝐷
𝑁𝑚𝑅 2

𝜓𝐿 + 𝜓𝐿 𝐶
𝜓𝑅 + 𝜓𝑅 𝐶

ニュートリノ質量と崩壊光子エネルギーとの関係𝜸• 振動実験から
2– Δ𝑚23= 𝑚32 − 𝑚22 = 2.4 × 10−3 𝑒𝑉 2𝝂𝟐𝝂𝟑𝑚32 − 𝑚22𝐸𝛾 =2𝑚32– Δ𝑚12= 𝑚22 − 𝑚12 = 7.65 × 10−5 𝑒𝑉 2
• CMBの揺らぎ(Plank+WP+highL) とバリオン音響振動(BAO)から– ∑𝑚𝑖 < 0.23 eV

m3=50meV➔50meV<𝑚3 <87meV
𝑬𝜸 =14～24meV
𝝀𝜸 =51～89mm

Eg =24.8meVEγ =24meV

m2=8.7meV
m1=1meV64