1142■ 研究紹介

暗黒物質直接探索実験 XENON1T による
電子反跳事象の超過の観測とその展望
名古屋大学 高等研究院/ 素粒子宇宙起源研究所

風間 慎吾
kazama@isee.nagoya-u.ac.jp
名古屋大学 宇宙地球環境研究所

山下 雅樹
yamashita@isee.nagoya-u.ac.jp
2020 年 (令和 2 年) 11 月 7 日

1

はじめに

おいて, 液体キセノン Time Projection Chamber(TPC)
検出器を用いた実験を進めている。XENON1T はこの2020 年 6 月に国際共同実験グループ XENON コラボ

分野において, 最もバックグラウンド (BG) が低く, 標

データに, 1-7 keV のエネルギー領域で 3 σ 以上の有意値（1 keV）を実現している検出器であり, WIMP 探索

レーションは, 解析を行った 2017 年から 2018 年までのさでバックグラウンドの予想を超える電子反跳事象が観測されたことを発表した (図 1)[1]。

的質量が最も大きく（約 1 トン）, また低エネルギー閾だけでなく, 標準理論を超えた様々な物理探索を同時に行っている。

暗黒物質と液体キセノンの衝突頻度は存在するとしても非常に稀であり, 観測される殆どの事象は検出器中に含まれている放射性物質に由来するため, 解析においては, BG の数を精密に評価し, 得られた観測データと既知の BG との比較を行う必要がある。しかし, そのような BG の考慮をいれてもなお, 予想されていた 232 個のBG を 53 個上回る有意な超過事象が観測された。

これは WIMP による原子核反跳の信号ではなく, 電子反跳による信号であり, この超過事象が未知の粒子に起因していればその相互作用はキセノン原子が持つ電子を寄与と考えられる。この過剰な事象についてはまだ完
全には解明されてないが, いくつかの可能性が考えられており, 太陽中で生成されたアクシオン, 太陽ニュートリ

図 1: XENON1T 実験にて観測された低エネルギー電子

反跳の超過事象。 B0 はバックグランド (BG) モデルを表し, 黒点 (SR1 data) が実験データを表す。下図のバンドで示した領域は実験を繰り返した時に上下に動く範囲 (1 σ, 2 σ) を表す。(カラーはオンライン, 以下同様)

XENON グループは, Weakly Interacting Massive

Particles (WIMPs) に代表される暗黒物質の直接検出を主目的とし, イタリアのグランサッソ国立研究所 (INFN,

Laboratori Nazionali del Gran Sasso) の地下研究所にノの異常磁気能率, 暗黒物質の候補でもある Axion Like

Particles (ALPs) などがその候補である。一方で, 検出

器中に極微量に存在するトリチウムの可能性もある。

本稿では XENON1T 検出器やその解析の詳細についてお伝えする。

2

気体-液体 2 相型キセノン検出器

液 体 キ セ ノ ン 検 出 器 は 大 型 化 し 易 い こ と（ 密 度

3g/cm3 , 約-100 ℃）, 質量数（A ∼ 131）の大きい物
質は WIMP 検出感度が高いこと, シンチレーション発

2
143

1 個の電離電子に対し約 200 光子である。よって, 検出

器がトンスケールの大型検出器であるが, 1 電離電子信号まで見てとることができる。

電離電子の移動速度は電場によるが 1-2mm/µsec である。S1 と S2 の時間差は電離電子の移動時間に相当し,S2 は, ほぼ気体-液体の境界面で発生するため, この時間

差が S1 発生位置の Z 方向情報に相当する。また, S2 信
号の上部 PMT アレイのヒットパターンから機械学習を用いて X-Y 平面の位置情報を得ることができる。この
図 2: 2 相型キセノン TPC の検出原理。検出器は液相と方法による位置の決定精度は数 mm 程度である。

また, 反跳核の事象は反跳電子に比べ電離密度が高い

気相の 2 相からなる。S1 と S2 の蛍光は上下に並べられので, 媒質中で再結合する割合が多く, S2 信号は反跳電子反跳では dE/dx の違いにより S1 と S2 の信号の比がを見ることによって, 反跳粒子を弁別することができるによる信号は断面積が小さいため, 検出器内での反応はは断面積が小さいため, 検出器内での反応は一度と考え乱や中性子の多重散乱では複数回反応するためそれに伴は複数回反応するため, それに伴い複数の S2 信号が観た PMT によって信号が読み出される。原子核反跳と電異なり, 粒子弁別が可能となる。また, WIMP や Axion

一度と考えられるが (右上, 右中), γ線のコンプトン散い, 複数の S2 信号が観測される (右下)。

光量が多いこと等の理由から暗黒物質の直接探索を目的とした検出媒体として優れており, この分野において 10

年以上にわたり最も良い感度で探索を生み出している。
希ガス液体検出器はシンチレーターとしてだけでなく,電離箱としても利用できる。

入射電子が液体キセノン中でシンチレーション光または電離電子１個を作り出すのに必要な平均のエネルギー
は, それぞれ 21.6 eV と 15.6 eV である [2]。 液体キセ

ノン検出器は, 神岡における XMASS[3] のようにシンチ

レーションだけで使われることもあるが, 2 相型検出器

はこの直接蛍光と電離電子の両方の信号を用いるのでTPC としての動作が可能となる。その際, 液体中で発生した電離電子を気体相で比例蛍光に変えて読み出すところに特徴がある。電離電子が気体相で多数の比例蛍光を発生させるため, 信号の閾値を数電離電子相当まで下げることが可能になり, 低エネルギー領域の感度が飛躍的に向上する。さらに, 電離電子信号の読み出し用の前置

増幅器が不要になり, 光電子増倍管 PMT のみで容易に信号の読み出しができる。

図 2 に検出器の動作原理を示す。まず入射粒子が検出器内で相互作用し, 約 30nsec で減衰する直接蛍光 (S1)が PMT で捉えられる。続いて再結合を免れた電離電子

は液中の電場によって上方向（Z とする）に移動する。

液体と気体の 2 相間には約 0.7 eV のポテンシャルが存在するため, 約 10 kV/cm の高電場を用いて, 電離電子

を液体層から気体層へ引っ張りだす。気体相では, ドリフトされた電離電子数に比例した蛍光 (S2) が発生し, この信号をさらに PMT で読み出す。比例蛍光の増幅率は子より小さくなる。よって図 2 のように, S1 と S2 の比(識別能力 >99.8%)。また, WIMP や Axion による信号られるが, γ線のコンプトン散乱や中性子の多重散乱で測される。

今回の報告のポイントは, WIMP 探索ではこの粒子弁別を行い原子核反跳を Region-Of-Interest(ROI) とするが, 電子反跳の信号を見ることによって, また違った物
理探索が可能であるところである。

3

XENON1T 検出器

本稿で XENON 実験を初めて紹介させて頂いたのは

XENON10 の時代でもう 10 年以上前になるが [4], その後も最も良い感度で WIMP 探索を続けている。ここで,

XENON1T 検出器を紹介させて頂く [5]。XENON1T は

XENON10（2005-2007 年）, XENON100(2008-2016 年)に続く後継機で, 液体キセノン 2 トンの有効質量を持ち,この分野で最も大きい検出器となる。2016 年にグランサッソ研究所にて運転を開始し, 2018 年に終了している。現在は更に大型化された XENONnT 検出器が試運転を行っている。図 3 に XENON 実験の設備を示す。目

的とする事象が非常に稀であるため, 如何に放射性 BGを減らすかが実験の肝となる。環境中性子, γ 線を遮蔽するために検出器は直径約 10m× 高さ 10 m の水シール

ドタンク内に備え付けられている。また, 水タンク内には 80 個の 8 インチ PMT(R5912) が反射材と共に壁に設置され, 宇宙線を伴った事象は, 中性子を生成する可能性があるため排除している。観測時には常に検出器内の液体キセノンを蒸発させゲッターを用いた純化装置を循環している。ガス循環速度は運転期間中に改良を行ったため, 時期によって異なるが, 最終的には磁気ポンプを使用して約 70 SLPM のスピードで循環することができる。購入したキセノンガスには通常 Kr が ppb-ppm 程3144

図 3: イタリア・グランサッソ地下実験施設 Hall B に設置された XENON 実験の現場。左側が直径 10m × 高
さ 10m の水シールドタンク。水タンクには XENON1T

検出器の様子が分かるように検出器が描かれた垂れ幕がぶら下がっている。右側はキセノン純化システム, デー

図 4: 上下に設置された PMT アレイ。上面には 127 本,

下面には 121 本の 3 インチ R11410-21(Hamamatsu) が並ぶ。

解析

タ取得装置, シフト部屋がある 3 階建てのビルディング。

4

突き抜けている。

事象探索の解析の詳細について述べる。

Kr 除去する蒸留塔は高さ 5.5m あり, 1 階から 3 階まで
度不純物として存在し, その同位体 85 Kr の β 崩壊が, 主
な BG となるが, これは蒸留を行うことで Kr は ppt 程度まで除去される。

図 4 の写真のように TPC 内には浜松ホトニクス社

製の極低 BG PMT(R14110-21) が上面 (127 本) と下面（121 本）に並べられており, 入射粒子がエネルギーを落とした際に発光したシンチレーション光を捉える。 TPCのサイズは直径 96cm × 高さ 97cm, 側面は VUV 光に対して反射率の高い (反射率 = 99%)PTFE で囲んでいる。
電極は図 2 のように配置されており, TPC のドリフ

ト電場はカソード電極に −8 kV, 液面近くのゲートに

0V を与えることにより 80 V/cm となる。ガス相のアノードには+4.0 kV の電圧がかけられ, 電子を引っ張り出す電場は 8.1 kV/cm となる。 液面はゲートから 2.5

mm に位置する。外部から電場の影響を防ぐためのスクリーン（Top/Bottom screen）が上下 PMT 前にあり,−1.55 kV の電位が与えられている。

S2 信号は上面 PMT 直下のガス層で発光するため光量も多く, 局所的な分布をしており, この情報を用いて,

X-Y 平面の位置構成を行う。

液体キセノンを維持する冷却には, 液体キセノン用にKEK-Iwatani で開発されたパルス管冷凍機 (PC150, 冷
凍能力 250W) が用いられ [6], 液体キセノンを約 −96◦ Cに維持した。この時のキセノン蒸気圧はおよそ絶対圧

1.9 bar であり, 長期安定運転を行うことができた。

この章では, 超過が見つかった低エネルギー電子反跳

4.1

イベントセレクション, 検出効率

まずは用いたデータやイベントセレクション, 検出効率について述べる。用いたデータは, 2017 年 2 月から2018 年 2 月までの約 1 年間 (SR1 と呼ぶ) に取得されたもので, キャリブレーションの期間を除くと約 227 日分に相当する。有効体積は図 5 で示されるように, 検出器

壁からのガンマ線 BG の寄与を減らすため, 検出器の内側のみ (1042 kg) が用いられており, total exposure は0.65 ton-year に相当する。

イベントセレクションは, 基本的には 1 ton-year の

WIMP 探索結果 [7] で用いられたものと同じセレクショ

ンが用いられており, 検出器中で複数回散乱した事象を除いたり, ノイズが大きい事象を除くなど非常にシンプ

ルなものになっている。図 6 が検出効率を表している。
セレクション効率は約 91%程度と非常に高く, turn-on

構造は, S1 信号を形成するための 3-fold PMT コインシ
デンス要求に起因している。超過が見られた 2.3 keV 付

近での検出効率は 80%程度である。この検出効率自体の validation は 5.1 節で述べる。低エネルギー領域でのエネルギー分解能は以下の式で表され, 2 keV 付近での分解能は約 20%程度である。

σ(E) [keV] = 0.31 ×√

E + 0.0037 × E

(1)

4
145

図 6: 本解析の検出効率。2keV 付近の turn-on 構造は

S1 信号を形成するための 3-fold PMT コインシデンス

要求に起因している。
図 5: 低エネルギー電子反跳事象の反応点分布。検出器

内側を選択することで, 検出器部材のガンマ線 BG を効率的に排除できていることが分かる。

4.2

信号模型

次に本解析でターゲットとした信号模型について述べる。本解析では, 主に太陽中で生成されたアクシオン,

ALPs は, axion と同様に擬スカラー粒子であるが, その質量と崩壊定数は axion とは異なり独立なパラメターである。ALPs は WIMP と同様に暗黒物質の候補であり,

axioelectric 効果を通じて検出器中に信号を残す。ALPs

は非相対論的な運動をしていると考えられており, 図 7に示されるように, その質量に対応した単色ピークを形成する。

ニュートリノの異常磁気能率, そして ALPs の仮説検定を行っており, これらの信号は WIMP の原子核反跳とは異なり電子反跳事象を形成する。

太陽アクシオンは 3 つの異なるカップリング (gae ,gan , gaγ ) に対応して異なる生成メカニズムがあり, 本
解析でも (1) Atomic recombination and de-excitation,

Bremsstrahlung, and Compton(ABC), (2) 57 Fe の M1

核遷移 (14.4 keV の単色エネルギーを持つ), (3) プリマ

コフ効果, の 3 つの効果を全て取り入れた解析を行なった。液体キセノン検出器でこれら信号を検出するには,

axioelectric 効果と呼ばれる光電効果に似た現象を利用しており, これは gae にのみ依存している。期待される

図 7: 太陽アクシオン (左図), ニュートリノ異常磁気能率(右図の左線), ALPs(右図の右線) 信号の期待されるエネ

ルギー分布。塗りつぶされた分布は検出器の効果 (検出効率, 分解能) を考慮したものである。

信号の分布を図 7 に示す。今回行った解析では, アクシ

4.3の特定の模型に依存した解析ではなく, これら 3 つのパ

214

オンの代表的な模型である DFSZ 模型, KSVZ 模型など

ラメーターが完全に独立と考えた解析を行なった。

ニュートリノは, 素粒子標準理論の枠組みでは磁気能率を持たないが, 標準理論を超えた物理のいくつかの模型では 10−15 µB (µB はボーア磁子) を超えた値が予言されており, 低エネルギー領域での生成断面積が増加することが期待されている。XENON1T 実験では, 陽子陽子 (pp) 連鎖反応起源の太陽ニュートリノの観測を通じてその探索が可能となり, 図 7 に示される信号分布が期待される。

バックグラウンドモデル

この章では, BG モデルの詳細 (主要な BG である

Pb, 85 Kr) について解説を行う。

興味のある低エネルギー領域での主要な BG は 222 Rnの娘核 214 Pb の β 崩壊事象であり, 検出器部材からのラドンの湧き出しにより検出器中に一様に存在するため主要な BG となる。214 Pb の放射能は, 214 BiPo の遅延同時計測により 5.1 ± 0.5 µBq/kg, 218 Po の α 崩壊により 12.6 ± 0.8 µBq/kg 以上であると予測されている。本解析では, 最終的なフィットを行う際にはこの制限を仮定せず, 上記予測値との比較を行った。

BG-only フィットの結果 (図 8) では, 214 Pb の放射能は5
146(11.1 ± 0.2stats ± 1.1sys ) µBq/kg と評価され, これは上述した予測の範囲と一致している。
第 2 の主要な BG は, Kr の放射性同位体 85 Kr の β 崩

壊事象である。この Kr BG は, 前述した蒸留塔により除去でき, rare gas mass spectrometry (RGMS) により

1 ppt 以下まで削減できていることが確認されている。

図 9: 214 Pb の β 崩壊事象の分布の比較。一番上に書かれた線 (This work - final 214 Pb model) がスクリーニング

効果と Exchangeﬀect 効果を取り入れたモデルを表す。
解析では, Unbinned Profile Likelihood Fit を行っている点に注意いただきたい。

図 8 から明らかなように 1 - 210 keV の広範囲に渡って実験データと BG-only フィット結果が非常に良く合っている。また, 1 - 30 keV での BG 量は, (76 ± 2)

図 8: 実験データ (SR1 data) に対する BG-only フィット結果 (B0 )。214 Pb 起源の BG は, 低エネルギー領域 (<25 keV) で一番寄与が大きく, 85 Kr 起源の BG はその次に寄与が大きい。

本解析で特に注意した点は, これら β 崩壊事象の低エネ

ルギーでの振る舞いである。

214

Pb,

85

Kr の崩壊は, それ

ぞれ first forbidden non-unique, first forbidden uniquetransition であるが, 通常使用される IAEA の LiveChartや Geant4 のどちらにおいても, 重要となるスクリーニ

ング効果 (電子雲が原子核の電荷を遮蔽する効果) [8] やExchange eﬀect [8] が考慮されておらず, 低エネルギー

領域 (< 10 keV) では, これら全ての効果を取り入れた記述が必要となる。そのため, 本解析では専門家である

X. Mougeot 氏と協力してその計算を行った。図 9 が,214

Pb に対する計算結果であり, 10 keV 以下でそれぞれのモデルの違いが顕著に現れている様子が分かる。本解析では, すべての効果を取り入れたスペクトル (図 10)を BG モデルに取り入れている。

5

結果

前章までで得られた BG モデルと信号模型を用いた,観測データに対するフィット結果をこの章で述べる。本

events/(t·y·keV) と見積もられ, このエネルギー領域で世界で最も BG が少ない検出器の実現に成功した。

5.1

超過事象

図 8 に示されるように, 広範囲のエネルギー領域では実験データと BG 予測はよく合っているが, 図 1 の 7

keV 以下を拡大した分布を見ると, BG 予測に対して実験データでは有意に超過事象があることが一目瞭然である。1-7 keV での BG 予測は 232 ± 15 事象であるのに対して, 観測された事象数は 285 事象であり, これは 3.3 σのポアソン揺らぎに相当する。

超過が最も多く出ている領域は 2.3 keV 付近であり,検出効率の turn-on に近いことから, 最初に疑われたのは検出効率の不定性である。XENON1T 実験では, 電子反跳事象のキャリブレーションに, 主要な BG である

214

Pb と似た信号を形成する 212 Pb(220 Rn の娘核) の β崩壊を用いており, 全く同じフィットをこれに行うこと

で, その正当性の確認を行った。220 Rn 線源をキセノンガ
スの循環ラインに直接投入することで, 212 Pb も 214 Pbと同様に検出器に一様な事象を得られ, この点からも
214
212

Pb と似た信号が期待される。図 10 に示される様に,
Pb の観測データとフィット結果は非常によく合って

おり (p-value は 0.5), 2 keV 付近での不定性は十分小さいことが確認された。

次に考えられるのは, 予想していなかった BG の寄与である。本研究では, 127 Xe, 37 Ar, さらにはトリチウムなど様々な可能性の検討を行った。このうち 127 Xe と

6147

ではまず, トリチウムの β 崩壊分布が観測データに合うかどうか, フィットを行いその検証を行った。図 11 に示されるように, トリチウムの β 崩壊分布は, 良くデータと合っており, トリチウムを含まない BG モデルに対してトリチウムを考慮したモデルの統計的有意度は 3.2 σに達する。フィット結果は, トリチウムが XENON1T 検
出器中に 159 ± 51 事象/(t·y·keV) 程度含まれていることを示唆している。これは 6.2 ± 2.5 × 10−25 mol/molに相当し, キセノン 1kg 中に約 3 個程度のトリチウムが含まれていることに相当する。この量は非常に微量であるため, 現在の技術では本当にトリチウムがキセノン中に含まれていたかどうか検証することは非常に難しい。
そこで本解析では, 上述した宇宙線による放射化,

図 10: 212 Pb キャリブレーションデータに対するフィット結果。β 崩壊のエネルギー分布は 214 Pb や 85 Kr と同様にスクリーニング効果や Exchange eﬀect が考慮されている。

HT/HTO の湧き出しに関して, それぞれできる限り定量的な検討を行い, トリチウムが BG として最もらしいかどうかの確認を行った。

5.2.1

宇宙線による放射化の場合実験に使用されるキセノンガスは地下実験室に移動するまでは地表で宇宙線による放射化が進む。そこで,キセノンガスが地表にて十分長い時間さらされ, 放射化が飽和する量を考えるとキセノン中に生成されたトリチウムの量に上限値を与えることができる ( 4× 10−20

mol/mol)。トリチウムの大部分はキセノンガス中の不純物である水（ppm レベル）と反応し HTO を形成すると考えられる [9]。しかし, 地下実験室にキセノンガスが運搬された後, キセノン保持タンクが-100 ℃まで冷却

図 11: トリチウム+BG モデルでのフィット結果 (H1 )。
37

Ar に関しては, 使用されたキセノンガスは導入前に数年に渡って地下深くに保存されていたこと, 蒸留塔によされ水は壁にトラップされること, 実験開始時にはゲッター（水素除去装置付き）を用いてキセノンガス中の水分や水素は ppb レベルまで除去されることを考慮に入れるとトリチウムの含有量は < 10−27 mol/mol になると見積もられ, 宇宙線による放射化の影響は無視できるる除去などから, その可能性は排除され, 残る可能性はと結論付けられる。

キセノン検出器を用いた暗黒物質探索では考慮されてこ

5.2.2

トリチウムのみとなった。トリチウムは, これまで液体なかった全く新しい BG であり, 本研究ではその可能性に関して詳細な検討を行った。

5.2

トリチウム仮説

トリチウムは水素の放射性同位体であり, 半減期 12.3

年で β 崩壊 (Qend = 18.6 keV) をする。トリチウムが検出器中にどのように混入するかは, 可能性として二つが考えられる。一つは, 宇宙線によるキセノンガス自体の放射化, もう一つは, 検出器部材中に HTO (tritiatedwater) や HT (tritiated hydrogen) として取り込まれ,検出器中に湧き出てくることによるものである。本研究HT/HTO の湧き出し自然界に存在する HTO や HT の検出器部材 (PTFE

反射材や真空容器) への吸着・湧き出しも大きなトリチ

ウム源となりうる。HTO や HT の H2 O, H2 に対する自然存在比は, およそ 5 - 10 × 10−18 [10] 程度と考えられており, この値を仮定すると超過を説明するのに必要な
H2 O+H2 量は, > 30 ppb 程度であると考えられる。

キセノン検出器中に H2 O が O(1)-ppb 程度混入していると検出可能な光量が著しく減衰してしまうが, 実際の実験ではその様な兆候は見られておらず, この影響は直ちに棄却された。

H2 に関する直接的な制限はないが, 同様にゲッターで除去可能な O2 が sub-ppb レベルまで除去できている

7
148

ことが, 電子のドリフト長 (電子が O2 に捕獲されるまでにどれくらいドリフトできるかの目安) の測定から判明している。H2 が O2 に比べて 100 倍大きな不純物濃度を持っている可能性も否定はできないが, H2 に関する直接的な観測値がないため, 現実的にその様なことが起こりうるかどうかについて結論がつけられない状況となっている。そのため, 太陽アクシオンなどの信号の仮説検定を行う際は, 別途トリチウム BG も含めた検定も行い, 信号模型のみを仮定した場合と比べて, どの様に統計的有意度が変わるのかの確認を行うこととした。

6

信号解釈

図 12: 太陽アクシオモデルでのフィット結果 (H1 )。ABC,57

この章では, 発見された超過が全て標準理論を超えた物理から来ているものと仮定した場合, どのようなパラ

Fe の M1 核遷移, プリマコフ効果のそれぞれの best-fit

結果も示す。

メータ領域が期待されるのかについて解説を行う。

まず太陽アクシオン模型について詳細を述べる。図 12のフィット結果に示されるように, 太陽アクシオン模型

は超過を非常によく記述しており, その統計的有意性は3.4 σ にも達する。前述したように, 本解析では特定のeﬀの三アクシオン模型に寄らず gae vs. gae gaγ vs. gae gan

つのパラメータを独立のものと考え, この 3 次元空間内で超過に最も合うパラメータを探す様な解析を行っている。本誌ではこの結果のうち, 特に gae vs. gaγ 平面内での解釈に焦点を当てて解説を行う。図 13 のバンドで覆われた領域は, gae vs. gaγ 平面内での 90% confidence

region であり, 超過を説明可能なパラメータ領域に相当する。ABC 生成過程, プリマコフ効果のどちらも低エ

ネルギー領域での信号を予言するため, 二つのカップリングに対する制限は逆相関の関係にあり, 発見された超過はどちらかの寄与がゼロでないことを示唆している。

gae に関しては, gaγ → 0 の極限で期待されるパラメー

タ値は 3 ×10−12 程度になるが, これは天体観測に基づく制限 (red giant, white dwarfs など) により既に否定されており, 矛盾した結果となっている。ただし, 逆プ
リマコフ効果を用いた新たな測定 [11, 12] や, これら天体観測からの制限を回避する理論的な解釈も進行中であり, 確実な決着はついていない。

本解析では, 太陽アクシオン模型に対して, トリチウ

ム仮説を加えた場合のフィットも行い, 仮にトリチウムが検出器中に存在していた場合, どちらがより超過に合うのかについても検証を行った。図 14 がその結果を示

図 13: gae vs. gaγ 平面内での 90% confidence region(バンド線で囲まれた領域)。他の実験や天体観測に基づく

制限 (red giant, white dwarfs, HB stars) も示す。

ニュートリノの異常磁気能率や ALPs の場合の解釈も行なっており, ニュートリノの異常磁気能率の場合, 図

15 に示される様に µν ∈ (1.4, 2.9) ×10−11 µB が超過を説明する範囲であるが, こちらも天体観測からの制限(globular clusters, white dwarfs) と矛盾が見られる。

一方で ALPs の解釈は, 太陽アクシオンやニュートリノの場合とは異なり, 天体観測からの制限とは矛盾せず,

図 16 に見られる様に, (2.3 ± 0.2) keV の質量を持った信号が, 3.0 σ global (4.0 σ local) の統計的有意性で好まれる結果となっている。

まとめと今後の展望しており, 分布の形状の違いからトリチウムの寄与はほ

7ン模型の統計的有意性は 2.0 σ に下がってしまうが, さ低エネルギー領域での電子反跳事象の超過について紹とで, 分布の形状の違いからトリチウム仮説を棄却でき

ン, ニュートリノ異常磁気能率, そして 2.3 keV の質量

ぼゼロとなっていることが分かる。この場合のアクシオ
らに統計を貯め, 主要な BG であるるようになることが分かる。

214

Pb を排除するこ

本稿において, XENON1T 実験において見つかった

介させていただいた。発見された超過は, 太陽アクシオを持った ALPs からの信号を仮定すると説明が可能であ

8149

図 14: 太陽アクシオモデル+トリチウムの β 崩壊分布

(Normalization free) を用いたフィット結果 (H1 )。

図 16: Axion-Like Particles (ALPs) に対する制限。黒

線 (XENON1T, this work) が実験結果を表す。2 keV 付

近に超過があることが分かる。
いる。

8

謝辞

本実験は, 日本からは, 神戸大学・東京大学・名古屋大学が参画するコラボレーションにより行われています。
また, 本研究は JSPS 科研費や海外特別研究員制度の助成を受けて行われました。
図 15: ニュートリノ異常磁気能率に対する制限 (Thiswork)。その他の実験や天体観測からの制限も示す。

参考文献

るが, 検出器中に極微量ながらトリチウムが含まれてい[1] E. Aprile et al., Phys. Rev. D 102, 072004(2020).

い状況となっている。

[2] T. Doke et al. Jpn. J. Appl. Phys. 41 1538 (2002).

た可能性も否定できず, その決着は未だはっきりとしな
本稿ではスペースの関係で説明ができなかったが, 超過事象の時間変動, 反応点の位置依存性, エネルギー閾値

[3] K. Abe et al., Nucl. Inst. and Meth. A 716 78

期間中に取得されたデータなど, 様々な確認を行なって[4] 山下雅樹, 高エネルギーニュース 27-2, (2008).

は見つかっていない。

[5] E. Aprile et al., Eur. Phys. J. C 77 881 (2017).

依存性, SR2 と呼ばれる SR1 後の純化システムの R&D
おり, どの点からも偽の信号を生み出すような振る舞い(2017).

XENONnT 実験 [13] は, XENON1T 実験を 4 倍大型[6] T. Haruyama et al., Cryocoolers 13, 689 (2005).

年からデータ取得を開始する見込みである。XENONnT[7] E. Aprile et al., Phys. Rev. Lett. 121, 111302(2018).

化し, 内部の放射性不純物を低減した後継実験であり, 来
実験では, 電子反跳事象の統計精度が 1 桁上がり, デー

タ取得後 3ヶ月でエネルギースペクトルの違いから太陽

アクシオン信号とトリチウム BG を区別でき, 来年度初

[8] X. Mougeot and C. Bisch, Phys. Rev. A 90,
012501 (2014).

ため, 現地イタリアに出向くことが難しい状況であるが,[9] T. Ishida, J. Nucl. Sci. Technol. 39, 407 (2002).

旬には決着がつくものと期待している。COVID-19 のオンラインで現地研究者と協力して精力的に検出器のコ
ミッショニングを行なっている段階にあり, 観測開始に向けて非常に重要な局面 (楽しく忙しい時期) を迎えて

[10] W. Plastino et al., Radiation Measurements 42,
68 (2007).

9150[11] J. B. Dent et al., Phys. Rev. Lett. 125, 131805(2020).
[12] C. Gao et al., Phys. Rev. Lett. 125, 131806(2020).
[13] E. Aprile et al., arXiv:2007.08796 (2020).