拡散超新星ニュートリノ背景

拡散超新星ニュートリノ背景 （DSNB）は、宇宙の歴史を通じてすべてのコア崩壊型超新星イベントから累積的に発生したニュートリノ（および反ニュートリノ）の理論上の集団です。DSNBはまだ直接検出されていませんが、理論上は等方性であり、10 ⁷ eVのスケールの典型的なエネルギーを持つニュートリノで構成されています。^[1]現在の検出努力は、DSNBニュートリノの探索における背景ノイズの影響によって制限されているため、DSNBのパラメータ、つまりニュートリノフラックスに制限を設けることに限られています。これらのパラメータに対する制限は近年厳しくなっていますが、多くの研究者が近い将来、次世代の検出器で直接観測することを望んでいます。^{[2] DSNBは、}ビッグバン中に生成されたはるかに低いエネルギー（10 ⁻⁴～ 10 ⁻⁶ eV）を持つ残存ニュートリノで構成される宇宙ニュートリノ背景（CNB）と混同しないでください。 ^[3]

コア崩壊型超新星では、あらゆるタイプのニュートリノが生成される。まず、崩壊初期に、恒星の鉄核の核にある陽子による電子捕獲によって電子ニュートリノが生成される。 ^[4]

${\displaystyle p+e^{-}\rightarrow \nu _{e}+n}$

この反応で生成された中性子の一部はベータ崩壊を起こし、電子反ニュートリノを生成する。^[4]

${\displaystyle n\rightarrow p+e^{-}+{\bar {\nu _{e}}}}$

これらのプロセスの後、崩壊は続き、コアに蓄積された物質の圧力により反発する。この反発によって衝撃波が発生し、その時点で以前に生成された電子ニュートリノの多くがニュートリノバーストと呼ばれる状態で放出される。ニュートリノバーストによって超新星から運び去られたエネルギーによって衝撃が弱まり、物質は祖先星の残骸に落ち込む。この時点で、多くのニュートリノがこの落下物質に捕らえられ、大きな密度が生じる。コアの温度が十分（> 10 MeV）になると、すべてのフレーバーのニュートリノとそれぞれの反ニュートリノが電子陽電子対の弱い相互作用によって生成される。^[4]

${\displaystyle e^{-}+e^{+}\rightarrow \nu _{e/\tau /\mu }+{\bar {\nu }}_{e/\tau /\mu }}$

ニュートリノはその後、自由陽子や中性子、他のニュートリノとの相互作用を通じて衝撃波に再びエネルギーを与え、衝撃波内の物質の密度を超えると放出されます。^[4]

個々の超新星は、ニュートリノを放出します。ニュートリノは、超新星が十分近い場所、つまり銀河系内かその衛星銀河のいずれかで発生した場合、地球上で短時間の連続現象として検出可能です。その唯一の現在の例はSN1987Aです。対照的に、DSNB は、宇宙の歴史を通じて個々のコア崩壊型超新星すべてから蓄積されたニュートリノの継続的な発生源です。放出されるニュートリノのスペクトルの不確実性と直接検出の欠如により、DSNB フラックスには現在のところ実験的な上限値しか存在しません。 ${\displaystyle 10^{57}}$

地球上のDSNBのフラックスの理論的予測は、宇宙におけるコア崩壊型超新星の発生率や各超新星からのニュートリノスペクトルなど、さまざまなパラメータや仮定に依存するため困難です。^[5]しかし、これらの不確実性を考慮しても、DSNBフラックスは現在の実験限界より1桁以上低いことはないはずであり、近い将来に検出可能になるはずです。

現在の検出器では、太陽ニュートリノ、原子炉反ニュートリノ、放射能による高いバックグラウンド信号のため、10 ^{6 eV オーダーの DSNB を直接測定することは困難です。その結果、複数の実験で、地球でのフラックスと検出スペクトルの上限を設定するために、10 7} eVを超える大きさの DSNB 信号を調べる試みがなされてきました。^[2]

日本のニュートリノ観測所スーパーカミオカンデ（SK）は、世界最大の水チェレンコフ検出器です。検出器には50キロトンの水が含まれており、ニュートリノ相互作用の標的として機能します。ニュートリノは標的の水と相互作用してチェレンコフ放射を放出し、標的体積を取り囲む何千もの光電子増倍管（PMT）によって測定されます。^[6] 2003年、SK実験は19.3MeVを超えるエネルギーのニュートリノのフラックスの上限をもたらし、当時のDSNBモデル​​のいくつかをすでに除外することができました。^[1]これらの制限は、検出器の改良後にSKチームによって後に改善され、17.3MeVを超えるエネルギーのニュートリノに適用されることが判明しました。^[7] 2021年、2018年までのSK-IV測定に基づいて、制限は90%の信頼水準でに強化されました。^[2]${\displaystyle 1.2{\bar {\nu _{e}}}\,\mathrm {cm} ^{-2}\,\mathrm {s} ^{-1}}$${\displaystyle 2.9{\bar {\nu _{e}}}\,\mathrm {cm} ^{-2}\,\mathrm {s} ^{-1}}$${\displaystyle 2.7{\bar {\nu _{e}}}\,\mathrm {cm} ^{-2}\,\mathrm {s} ^{-1}}$

2020年にスーパーカミオカンデ検出器はガドリニウムの導入により改良され、中性子相互作用をより正確に識別し、破砕による背景信号を低減できるようになりました。これにより、共同研究チームは、背景が再び信号を支配し始める前に、おそらく11.5MeVという低いエネルギー閾値でDSNBを調査できるようになります。^[2]

2021年、神岡宇宙素粒子研究施設は、ハイパーカミオカンデ（HK）として知られる次世代水チェレンコフ検出器の建設を開始しました。この新しい検出器は、タンク内の水量が266キロトンと、前身のスーパーカミオカンデよりも大幅に多い量になります。ニュートリノ相互作用とDSNBをより高い精度とより低いバックグラウンドノイズで測定することを期待して、HK検出器は2027年にデータ収集を開始する予定です。^[8]

神岡宇宙素粒子研究施設のもう一つの部門はカムランド検出器であり、大型液体シンチレータを使用して電子反ニュートリノを検出することを目的としている。検出器によって測定される相互作用は逆ベータ崩壊である。この反ニュートリノと陽子の相互作用により中性子と陽電子が生成され、シンチレーション光を放出する。このシンチレーション光を液体シンチレータの周囲にあるPMTアレイで測定し、入射する反ニュートリノの入射エネルギーを決定する。^[9]

2021年に、この共同研究チームは、複数の電子反ニュートリノ検出から得たデータの結果を発表しました。検出範囲は反ニュートリノエネルギー8.3～30.8 MeVで、その結果、8.3～13.3 MeVのエネルギー範囲におけるDSNB反ニュートリノフラックスにこれまでで最も厳しい制限が課されました。以下の表は、カムランド共同研究チームの結果を表にまとめたものです。^[9]

サドベリーニュートリノ観測所（SNO）は、重水を利用して太陽ニュートリノを観測し、ニュートリノ振動を研究するカナダの観測所です。SNOからの検出は、電荷電流（CC）相互作用、中性電流（NC）相互作用、および弾性電子散乱に依存しています。^[10]この実験の主な焦点は必ずしもDSNBの検出を調査することではありませんが、収集されたニュートリノデータにより、研究チームは特定のエネルギー間隔でDSNBニュートリノフラックスに制限を設けることができました。2006年、SNOは22.9〜36.9MeVのニュートリノエネルギーのフラックスに上限を設定しました。 ^[11]${\displaystyle 2.7{\bar {\nu _{e}}}\,\mathrm {cm} ^{-2}\,\mathrm {s} ^{-1}}$

^{Borexino はイタリアのグラン・サッソ国立研究所にある液体シンチレーター検出器で、太陽ニュートリノ、特に7} Beの電子捕獲崩壊によって生成されるニュートリノの検出に重点を置いています。 ^[12]実験の主目的ではありませんが、この検出器はコア崩壊型超新星ニュートリノを正確に観測できるため、共同研究チームは DSNB フラックスに制限を設けることができます。^[13] 2 つの DSNB モデルと収集されたデータに基づいて、ニュートリノエネルギー範囲 2.8 ～ 16.8 MeV と、より狭い範囲 7.8 ～ 16.8 MeV のフラックスに異なる上限が設定されました。2.8 ～ 16.8 MeV では、2 つのモデルのうちより保守的な上限フラックスは であることがわかりました。また、7.8 ～ 16.8 MeV では、2 つのモデルのうちより保守的な推定値から、フラックスの上限が になりました。^[14]${\displaystyle 2.6\times 10^{3}{\bar {\nu _{e}}}\,\mathrm {cm} ^{-2}\,\mathrm {s} ^{-1}}$${\displaystyle 112.3{\bar {\nu _{e}}}\,\mathrm {cm} ^{-2}\,\mathrm {s} ^{-1}}$

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