ニュートリノ物理学と JHF 長長長長長長長長長長長長長

大山　雄一　（ＫＥＫ）

２００３年８月５日

核化学夏の学校２００３

＠茨城県大子町やみぞ（１）ニュートリノとは？（２）カミオカンデ、スーパーカミオカンデ、 K2K

（３） JHF長基線ニュートリノ振動実験

（超新星ニュートリノ、太陽ニュートリノ、ニュートリノ振動）

（我々は何をしたいのか、何を作りたいのか？）

（４）おまけ

ニュートリノとは……

物質を形づくる素粒子のひとつで、電子と同じレプトン（軽粒子）の仲間。電子型、ミュー型、タウ型の３種類がある。

電気的に中性であることから名づけられた。

ほかの粒子とはほとんど反応しないため、非常に観測しにくく、「幽霊粒子」とも言われる。

中性微子　 neutrino = neutr + ino中性の かわいいもの

物質は何でできているか？すべての物質は分子からできている。

原子は原子核とその周りをまわる電子から構成されている。

私たちが目にするすべての物質は陽子（ｐ）、

分子はいくつかの原子の集まりである。

原子核は陽子と中性子でできている。

中性子（ｎ）、電子（ｅ）でできている。

水の分子

H

HO

電子

原子核

陽子

中性子原子

pn n

npp

n 原子核

●

●

●

●

ニュートリノと電子、陽子、中性子の関係

ｐｎ（長 長長長長長長長長長長長長長

ｅ（長 長長長長長長長長長長長長長長長長長長

長長長長長長長長長長長長長長　 →　 長長長長長

長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長

長長長長長長長長

ニュートリノ反応の例（１）

ｐｎ（長

長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長

ｅ（長長長長長長長長長長

長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長

ｅ　

長 長ｐ → ｎ

ｅ（長ｐｎ（長 長長 →⇒

　 長長長長長長長長長長長長“長長長長長長長長長長”長長長長

長長長長長長長長長長長長長長長長長“長長長長長長長長長長”

長長長長長長長長長長長長長長長

ニュートリノ反応の例（２）

ｐｎ（長

長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長

ｅ（長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長

長　

長 長ｎ → ｐ

ｅ（長ｐｎ（長 長長 →⇒

ニュートリノ反応の例（３）長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長

ｅ（長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長

長　

長 長ｅ →

ｅ（長 長長 →⇒　

ｅ（長

ｅ（長

ニュートリノ反応の例（４）長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長

長 長　

長 長ｎ → ⇒

長長長長長長

- 長 長　

長 長ｎ → -長

ｐｎ（長

ｅ（長

ｅ（長ｐｎ（長 長長 →⇒

長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長

長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長

長長長長長長

Ｗ粒子と弱い相互作用

⇒ 長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長

⇒ W± 粒子は短距離しか飛べないので、長長長長長長長　

長長長長長長長長長長長長長長長長

長長長長長長長長長長長長長長（もしくは他のレプトン）が「ニアミス」した時しか反応しない。　

長

　

長 長ｎ → ｐ

　

ｎ

長

ｐW

　

長→ 長

　

長

ｎ→

ｐ＋長

長

長

ｎ→ ｐ＋

W ＋

W ＋

W －→W －（

（もしくは

⇒ “ 上側の状態” 、“下側の状態”は W± 粒子　

物質を構成する粒子と力を媒介する粒子

物質を構成する粒子（核子、レプトン）は２ × １行列　

長

　

長 長ｎ → ｐ

　

ｎ

長

ｐW

　

長→ 長

長 ｎ → ｐ＋

W ＋

W ＋

0（長 長1 0（長1（長0 10 0

0（長長 10（長1（長0 1

0 0

●

力を媒介する粒子は２ × ２行列　●

W ＋　＝（長0 1

0 0W －　＝（長0 0

1 0

電弱相互作用⇒

ｎZ

　

ｐ＋

力を媒介する粒子の２ × ２行列長長長長長長長長長長

● Z0 　＝ （長1 0

0 -1 　

長

物質の種類をかえずにエネルギーだけ伝える弱い相互作用

● γ 　＝ （長0 0

0 1

中性カレント相互作用

photon

電磁相互作用

理論的に予言され 1974 年に発見

　

長 → 長γ 　長 長 長長長長長長γ 　

電磁相互作用と弱い相互作用の統一 GWS 理論

⇒●

電磁相互作用と弱い相互作用の違いは W,Z と γ の質量の違い Higgs mechanism⇒●

　

現在の素粒子像（標準模型）

p=uudn=udd

ニュートリノ反応の例（５）長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長

長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長

長 長 長-

長→ → e

　　ud-

u 長 d-

長 → ⇒(1) u 長 d 長 →

⇒(2) e- 長 長 →長 長 長 - → e e

神岡関連のニュートリノ実験の歴史

１９８７年：　カミオカンデ・超新星爆発からのニュートリノの観測１９８９年：　カミオカンデ・太陽からのニュートリノの観測１９９６年：　スーパーカミオカンデ開始

１９９９年：　 K2K ・世界初の長基線ニュートリノ振動実験の開始

１９８３年：　カミオカンデ開始

１９９８年：　スーパーカミオカンデ・ニュートリノの質量の発見

２００１年：　カムランド実験開始

２００２年：　小柴昌俊先生ノーベル物理学賞

カミオカンデ

長長長長長長長長長長長長長

長長長長長長長長長長長長長

長長長長長長長長長長長長長長

長長長長長長長長長

２０インチ光電子増倍管（ＰＭＴ）

超光速 → チェレンコフ光

（水中の光速 = c/n = c/1.33 ）

e

θ超音速 → ソニックブーム

チェレンコフ光の発生原理

カミオカンデにおけるニュートリノの観測原理

e,

長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長

長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長

星からのニュートリノ 星の進化（１）

⇒ ⇒

宇宙空間の水素が重力で集まる

eｅ　長 長ｐ→ ｎ

(4H →2e 　長 He) 　太陽ニュートリ

ノ

3 He → C 　42

42 6

12

4 He → O 　42 8

16

核融合を起こしヘリウムができる

さらに大きく重い原子核へ

星からのニュートリノ 星の進化（２）

⇒ ⇒

鉄より重い安定な元素はない

超新星ニュートリノ

3 He → C 　42 6

12

超新星爆発

eｅ　長 長ｐ→ ｎいっせいに

外側の物質は宇宙空間へ

中性子星

中性子星 カニ星雲

超新星爆発の中心に残った中性子だけの巨大原子核

半径 ~10km に太陽ぐらいの質量10~100Hz で回転

もっと重い場合はブラックホール

~1012gauss の強磁場

超新星 SN1987A

長長長

長長長

カミオカンデにおける SN1987A ニュートリノの観測

１３長長長長長長長長長長長長長長

長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長

スーパーカミオカンデ

長長長長長長長長長長長長長

長長長長長長長長長長長長長長

長長長長長長長長長長長長長長長

長長長長長

22400 長長長長sun

長長長長長長長長長長長

= 0.465 ±0.005 (stat.) +0.016-0.015 (syst.)

SSMdata

長　長 長ｅ→

　

→ 　 長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長

長長長長長長長長長長……… ..

長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長

長長長長長長長 長長長長長長長

長長長長長長長“長長長長長長長”長長長長“長長長長長長”長長長長長長

長長 長長 長長

長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長

p, HeAtmosphere

e

Earth

Super-K

±

±

: e = 2 : 1 e±

長長長長長長長長長長長

長 長-

長→ → e長

長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長の検証

長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長の識別

長 -e

　長 長N → N’ -

　長 長N → N’

長長長長長長長長長長

1289 日分のデータ

長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長

長長長長

長長長長長長長長長長長長長meV

sin22=1.0e (low energy)

e (high energy)

(low energy)

(high energy)

長長長長長長長長長長

長長長 e 長長長長長長長

長　長長長長長

長長長長長長長長長長長長長長長長長長長2001 年 11 月 12 日水面下のほとんどのＰＭＴが破損。残った半分のＰＭＴに coverをつけて 2002 年 12 月に実験再開。

Super-Kamiokande-II

250 km

K2K 長基線ニュートリノ振動実験

長長長長　 長　 長長長長長長長

１２ GeV PS

陽子ビームライン

ターゲットステーション

崩壊パイプ

ビームダンプ

前置検出器

Target Station

K2K ニュートリノビームライン

Pion Monitor

前置検出器 崩壊パイプ

ビームダンプ

ターゲットステーション

Al ターゲット

１２ GeV 陽子ビームライン

ニュートリノビームの生成

長 長 長-

長→ → e

P Al

ターゲット電磁ホーン 崩壊パイプ

ビームダンプ 前置検出器

～１％

ビームダンプで吸収（～９９％）

長長長長長長長 1.3GeV 、純度 99％のビーム

　K2K前置検出器

長長長　 長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長

ミニカミオカンデのニュートリノイベント

ファイングレイン検出器のニュートリノイベント

　

TSK

GPS

1.5s

GPS

KamiokaKEK

スーパーカミオカンデのニュートリノイベント

ニュートリノ振動の解析（ 1999～2001 ）長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長… .

長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長

長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長

長長長　 80.1 +6.2-5.4 に対し測定値 56

E(GeV)

事象数

ニュートリノ振動がない可能性は１％以下

データ

振動あり振動なし

JHF長基線ニュートリノ振動実験

東海村の大強度陽子加速器施設（ J-PARC ）

●

から神岡にニュートリノビームを打ち込む。

ビーム強度は K2K の 100倍

Linac400 MeV normal linac400-600 MeV superconducting linac

50 GeV Synchrotron

Particle Nuclear Physics

NeutrinoNuclear Transmutation

Life & Material Science(Neutron, Muon, RI)

3 GeV Synchrotron

J-PARC計画全体図

JHF 大強度陽子加速器とニュートリノビームライン

JHF ニュートリノ実験のキーワード

（１）大強度陽子ビーム　（ K2K の～１００倍）

（２）→　 e 振動の探索

（３） off-axis ビーム

（４）２ km前置検出器

（ K2K 実験との違い）

→e 振動の探索

→ 振動に加えて 1% 程度以下の→ e 振動の可能性

⇒ ニュートリノ振動についてのより深い理解

長 長 長-

長→ → e 　　 1% のバックグラウ

ンド e

バックグラウンド e を減らすため崩壊パイプを短くする 200m 　→　

110m（ K2K) （ JHF)

e の割合は 0.2% 程度

●

●

●

●

ニュートリノビームのエネルギー

● ニュートリノエネルギーは弾性散乱を用いて決定するが、

　長 長→ｎ ｐ

エネルギーが高いほど非弾性散乱が多い。

　→ 振動が大きいのは

0.5～ 1.0GeV のニュートリノビームが望ましい。

●

非弾性散乱ではができるためエネルギーの測定が困難

　長 長→N ’ｓ

　　長 N’

ニュートリノの散乱断面積

弾性散乱

エネルギーが 0.5～ 1.0GeV

ビームラインSK

Off Axis Beam

ビームの中心をスーパーカミオカンデの方向から●

2～ 3° ずらす。　ニュートリノビームの強度は減るがエネルギーの低くてそろったビームになる。

1°

0°

2°

3°

● ずらす角度は他の実験待ち

　→　可変にしておく

Beam eye

SK

~10km

HK

ビーム方向と崩壊パイプの形状

断面が縦長の崩壊パイプ

神岡鉱山近辺

2km検出器

水チェレンコフを作りたいがビームラインの近くでは●

ニュートリノビーム強度が強すぎる。

ビームライン

SK

●

崩壊パイプの長さ（ 110m ）よりも十分離れている必要●

⇒十分離れたところに水チェレンコフを中心とした前置検出器

を作りたい。 2km検出器

●

2km検出器と候補地

2km ターゲット

このあたり

2002 2004 2006 2008 2010

JHF- construction physics run

MINOS 2yr

OPERA 5yr

SKrebuild

SK-half SK-full

スケジュール

ニュートリノに関連したノーベル物理学賞（１）

中性カレントの予言。電磁相互作用と弱い相互作用の統一理論への寄与。

１９７９年

Glashow

SalamWeinberg

Chandrasekhar

Steinberger

W,Z 粒子の発見をもたらしたプロジェクトへの貢献。

１９８３年 Fowler

van der MeerRubbia

星の進化、構造を知る上で重要な物理的課程の研究。

１９８４年

ミューニュートリノの発見とレプトン二重構造の実証。

１９８８年

LedermanSchwartz

ニュートリノに関連したノーベル物理学賞（２）

連星パルサーの発見。１９９３年

HulseTaylor Jr.

Perl

電弱相互作用の量子論的な構造の解明

１９９５年 Reines

Veltman’tHooft

レプトン物理学の先駆的実験。

１９９９年

天体物理学、特に宇宙ニュートリノの検出へのパイオニア的貢献。

２００２年

KoshibaDavis

END

Comment on JHF-Phase-II ★0.77 → 4 MW beam power

★ ～ 1 Mton detector (Hyper-Kamiokande)

> 100 more events

CP Violation

ν:2yrν:6.8yr

decay pipe

Near detector

TargetStation

-pit280m

130m

3NBT

Neutrino beam facility

Proton beam transportPreparation sectionArc section (Super-conductive)Final focusing

Target/Horn systemDecay pipe (130m)Beam dump

Components

Single turn fast extraction8 bunches/~5s3.3x1014proton/pulse3.94 (3.64) sec cycle1 ｙｒ≡ 1021proton on target(POT)

(3300hr~140days)

p+(target) +

ντ

νe νμ

Atm

ospheric neutrinos

Solar neutrinos

K2K

neutrinos

JHF

neut

rino

s

MARS による放射線量の計算MARS － Fermilab で開発されたシミュレーションプロ

グラム●

物質を位置の関数として input し、ビームの位置、方向、●

エネルギーを与えて、放射線量を計算する。● 3D の場合はビーム軸についての回転対称を考える。

MARS計算の例

コンクリートの厚さ（ m ）

log(

放射

線レ

ベル

（m

Sv/

par

ticl

e)

基準値● コンクリート厚は 6m

● 同様の方法でターゲットステーション、ビームダンプも計算。

ビームラインの放射線遮蔽

放射線遮蔽はできるだけ薄く　→　予算の節約●

● 要求される放射線レベル

H < 5 mSv/h @ コンクリート表面

H < 0.25 Sv/h @ 土の表面

0

2

4

6

8

0 1 2 3 4 E (G e V )長

Ne

utr

ino

Flu

x (a

rb. u

nit

)

0 k A

2 5 0 k A

x 2 0

Muon monitor

Monitor the profile center of muonsspill by spill.

Silicon Pad Detector Array

Segmented Ionization chamber

Behind beam dump

Pion MonitorGas Cherenkov detector: (insensitive to primary proton

s) Measure momentum and angular distribution of pions, N(p, ) just after the horns.To decay

volume

From 2nd Horn

910

Blind

Beam window

470

230

200

900

2100

2750

Sphericalmirror

Photo detector 20 PMTs

600

200

110

910

Top view

Beam view

Pion monitorGas volume

~ Design on May 11,'98 ~

1 9 0

1.0×10-6

MassKEK

MassSK

KEK

SK

KEKSK

N

N

dEEE

dEEER

RNN

)()(

)()(

)Near/Far(tmeasuremenexpected

Tspill TSK

GPS

1.5s

T (sec)

T (sec)

ＪＨＦ大強度陽子加速器

ニュートリノビーム強度：１００ ×K2K （ × ４）

Neutrino Energy reconstruction(assuming Quasi-Elastic(QE) interaction)

cos

22

pEm

mEmE

N

N

+ n + p

-

(E , p)

p

Non Quasi-Elastic event gives lower E

ニュートリノの観測結果全放出エネルギー＝ 2.5±1.2 ×1053 erg原始中性子星の表面温度

　　　　　　　　　　　　＝ 5.2±1.2 ×1010 度原始中性子星の半径

　　　　　　　　　　　　＝ 23±20 km放出時間　　　　　　＝ 4.2±2 秒

太陽・大気ニュートリノの研究

Detectors

• Muon monitors @ ~140m– Behind the beam dump– Fast (spill-by-spill) monitoring of be

am direction/intensity• First Front detector @280m

– Neutrino intensity/direction– Study of neutrino interactions

• Second Front Detector @ ~2km– Almost same E spectrum as for SK– Absolute neutrino spectrum– Precise estimation of background

• Far detector @ 295km– Super-Kamiokande (50kt)

1.5km

295km

0.28km

Neutrino spectra at diff. dist

dominant syst. in K2K

p

140m0m 280m 2 km 295 km

ニュートリノがほとんど反応しないのは“ 長 / 下側の状態”（ W± 粒子）は短距離しか飛べない。

⇒ 長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長

⇒ 長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長長　長長長長長長長長長

長長長長長長長長長長長長長長長

長長長長長長長長長長長長長長