神岡宇宙素粒子研究施設

東京大学宇宙線研究所神岡宇宙素粒子研究施設（かみおかうちゅうそうりゅうしけんきゅうしせつ）は、地下にあるニュートリノと重力波の実験施設です。岐阜県飛騨市神岡地区近くの神岡鉱業製錬所茂住鉱山内。過去 20年にわたり、この天文台では一連の画期的なニュートリノ実験が行われてきました。すべての実験は非常に大規模であり、素粒子物理学の進歩、特にニュートリノ天文学とニュートリノ振動の研究に大きく貢献しました。

茂住鉱山は、神岡鉱業株式会社（三井金属鉱業株式会社の子会社）が所有する隣接する2つの鉱山のうちの1つです。三井金属は2016年11月14日にWayback Machineでアーカイブされています。^{[1] ：1}この鉱山は、日本史上最大の集団中毒事件 の現場として有名です。1910年から1945年にかけて、鉱山経営者は処理工場から地元の水にカドミウムを放出しました。このカドミウムは、地元の人々がイタイイタイ病と呼ぶ病気を引き起こしました。この病気は、骨の弱化と極度の痛みを引き起こしました。

採掘作業は停止しているが、製錬所では他の鉱山からの亜鉛、鉛、銀の処理とリサイクルを続けている。 ^{[1] ：2、6-7}

現在行われている実験はすべてモズミ鉱山の北部で行われているが、10km南にあるトチボラ鉱山^{[2] : 9}も利用可能である。トチボラ鉱山はそれほど深くはないが、より強い岩石があり^{[1] : 22, 24, 26}、非常に大規模なハイパーカミオカNDE洞窟の建設予定地となっている。^{[2] [3] : 19}

神岡実験の最初のものは、神岡核子崩壊実験の頭文字をとって KamiokaNDE と名付けられた。これは陽子崩壊を探索するために設計された大型の水 チェレンコフ検出器であった。陽子と同じくらい長い寿命を持つ粒子の崩壊を観察するには、実験を長時間実行し、膨大な数の陽子を観察する必要がある。これは、ターゲット (陽子の発生源) と検出器自体が同じ材料で作られている場合に最も費用対効果の高い方法で行うことができる。水は安価で、精製しやすく、安定しており、チェレンコフ放射を生成することで相対論的な荷電粒子を検出できるため、理想的な候補である。陽子崩壊検出器は、地中深くまたは山中に埋めなければならない。なぜなら、地球の表面に設置されたこのような大型の検出器では、宇宙線ミューオンによるバックグラウンドが大きすぎるためである。神岡 NDE 実験におけるミューオン率は 1 秒あたり約 0.4 イベントであり、検出器が地表に設置されていた場合よりも約 5桁小さい。 ^[4]

チェレンコフ放射によって生成される明確なパターンにより、粒子の識別が可能になります。これは、潜在的な陽子崩壊信号を理解し、バックグラウンドを排除するための重要なツールです。リングのエッジの鋭さは放射を生成する粒子によって決まるため、または電子（したがってガンマ線も）が低質量電子の多重散乱によりぼやけたリングを生成するため、識別が可能になります。対照的に、最小電離 ミューオンは、質量が大きいため直接伝播できるため、非常に鋭いリングを生成します。

神岡地下研究所（現在の東京大学宇宙線研究所神岡宇宙素粒子研究施設の前身）は1982年に建設が開始され、1983年4月に完成した。検出器は3,000トンの純水が入った円筒形の タンクで、内面には直径50cmの光電子増倍管（PMT）が約1,000本取り付けられていた。外側の検出器の大きさは高さ16.0m、直径15.6mであった。この検出器は陽子の崩壊を観測することはできなかったが、当時世界最高の陽子寿命の限界値を確立した。

KamiokaNDE-I は 1983 年から 1985 年まで運用されました。

KamiokaNDE-II実験は KamiokaNDE からの大きな進歩であり、多数の重要な観測が行われました。KamiokaNDE-II は 1985 年から 1990 年まで運用されました。

1930年代、ハンス・ベーテとカール・フリードリヒ・フォン・ヴァイツゼッカーは、太陽のエネルギー源は太陽の中心部での核融合反応であるという仮説を立てた。この仮説は何十年も広く受け入れられていたが、太陽の中心部を観測して仮説を直接検証する方法がなかった。レイ・デイビスの ホームステイク実験は、太陽ニュートリノを検出した最初の実験であり、太陽の原子核理論が正しいことを示す強力な証拠となった。数十年にわたって、デイビスの実験では、同僚で親友でもあるジョン・バーコールの標準太陽モデルで予測されたニュートリノの数の約3分の1しか一貫して観測されなかった。実験の技術的難しさと、リアルタイムの直接検出ではなく放射化学技術に依存していたため、多くの物理学者は彼の結果に疑念を抱いた。

いくつかの理由から、大型の水チェレンコフ検出器が理想的なニュートリノ検出器になり得ることが認識されました。第一に、水チェレンコフ検出器で可能な巨大な容積は、5-15 MeV の太陽ニュートリノの断面積が非常に小さいという問題を克服できます。第二に、水チェレンコフ検出器はリアルタイムのイベント検出を提供します。これは、放射化学実験で必要な月ごとの観測とはまったく異なり、個々のニュートリノ-電子相互作用候補イベントをイベントごとに研究できることを意味します。第三に、ニュートリノ-電子散乱相互作用では、電子はニュートリノが移動していた方向とほぼ同じ方向に反動するため (ビリヤードのボールの動きと同様)、電子は太陽に「戻ります」。第四に、ニュートリノ-電子散乱は弾性プロセスであるため、ニュートリノのエネルギー分布を研究でき、太陽モデルをさらにテストできます。第 5 に、チェレンコフ放射によって生成される特徴的な「リング」により、背景に対する信号の識別が可能になります。最後に、水チェレンコフ実験では、異なるターゲット、相互作用プロセス、検出器技術、および場所が使用されるため、デイビスの結果の非常に補完的なテストになります。

KamiokaNDE が素晴らしい斬新な実験に使用できることは明らかでしたが、まずは深刻な問題を克服する必要がありました。KamiokaNDEには放射性バック グラウンドが存在するため、検出器のエネルギー閾値は数十MeVでした。陽子崩壊と大気ニュートリノの相互作用によって生成される信号はこれよりもかなり大きいため、元の KamiokaNDE 検出器はエネルギー閾値や解像度について特に積極的になる必要はありませんでした。この問題は 2 つの方法で解決されました。KamiokaNDE 実験の参加者は、ラドン バックグラウンドを減らすために新しい水浄化システムを設計および構築し、検出器を「新鮮な」鉱山水で絶えず循環させる代わりに、タンク内の水を維持してラドンが崩壊できるようにしました。ペンシルバニア大学のグループが協力に加わり、大幅に優れたタイミング機能を備えた新しい電子機器を提供しました。電子機器によって提供される追加情報により、ニュートリノ信号と放射性バックグラウンドを区別する能力がさらに向上しました。さらに改善されたのは、空洞の拡張と、機器を備えた「外部検出器」の設置でした。余分な水は周囲の岩石からのガンマ線を遮蔽し、外側の検出器は宇宙線ミューオンを遮断した。^{[4] [5]}

アップグレードが完了すると、実験はKamiokaNDE-IIと改名され、1985 年にデータ収集が開始されました。実験は数年間ラドン問題と格闘し、1987 年に「生成データ」の収集を開始しました。450 日分のデータが蓄積されると、実験では、ランダムな方向よりも太陽から遠ざかるイベントの数が明らかに増加していることがわかりました。^[4]方向情報は太陽ニュートリノの決定的な証拠であり、太陽がニュートリノの発生源であることを初めて直接実証しました。実験は何年もデータを取得し続け、最終的に太陽ニュートリノ フラックスが太陽モデルで予測された値の約 1/2 であることがわかりました。これは、当時進行中だったデイビスの実験と太陽モデルの両方と矛盾しており、予測された信号の 1/3 しか観測されませんでした。太陽理論によって予測されたフラックスと放射化学検出器および水チェレンコフ検出器との間のこの矛盾は、太陽ニュートリノ問題として知られるようになりました。

大気ニュートリノのフラックスは太陽ニュートリノのフラックスよりもかなり小さいが、反応断面積はエネルギーとともに増加するため、KamiokaNDE-II サイズの検出器で検出可能である。実験では、電子ニュートリノとミューオンフレーバーニュートリノの比率を理論で予測される比率と比較するために「比率の比率」が使用された (多くの系統的誤差が互いに打ち消し合うため、この手法が使用される)。この比率はミューオンニュートリノの不足を示していたが、検出器は結果を発見と呼ぶのに必要な統計を取得できるほど大きくなかった。この結果は、大気ニュートリノ不足として知られるようになった。

カミオカンデ II 実験は、検出器がオンラインでデータを取得している間に超新星爆発が発生したという、特に幸運な時期に実行されていました。アップグレードが行われていたため、検出器は、約 16 万光年離れた大マゼラン雲で発生した超新星 1987Aによって生成された熱ニュートリノを観測できるほど感度が高まりました。ニュートリノは1987 年 2 月に地球に到達し、カミオカンデ II 検出器は 11 件のイベントを観測しました。

KamiokaNDE-II は KamiokaNDE の陽子崩壊の探索を継続しましたが、再びそれを観測することはできませんでした。この実験により、再び陽子の半減期の下限が設定されました。

検出器の最終的なアップグレードである KamiokaNDE-III は 1990 年から 1995 年まで運用されました。

小柴昌俊氏は、神岡実験の指揮、特に史上初の天体ニュートリノ検出の功績により、2002年にノーベル物理学賞を受賞した。レイモンド・デイビス・ジュニア氏とリッカルド・ジャコーニ氏がこの賞の共同受賞者となった。

KEKから神岡への実験^[6]では、加速器ニュートリノを使用して、よく制御され理解されたビームで大気ニュートリノ信号で観測された振動を検証しました。ニュートリノビームはKEKの加速器からスーパー神岡NDEに向けられました。実験では、スーパーカミオカで測定されたものと一致する振動パラメータが見つかりました。

1990年代までに、素粒子物理学者は、太陽ニュートリノ問題と大気ニュートリノ不足がニュートリノ振動と関係があるのではないかと疑い始めていました。スーパーカミオカンデ検出器は、太陽ニュートリノと大気ニュートリノの両方の振動仮説をテストするために設計されました。スーパーカミオカンデ検出器は、素粒子物理学の基準から見ても巨大です。約11,200本の光電子増倍管に囲まれた50,000トンの純水で構成されています。検出器は再び円筒形構造として設計され、今度は高さ41.4メートル（136フィート）、幅39.3メートル（129フィート）でした。検出器は、宇宙ミューオンの拒否権として機能するだけでなく、実際にミューオンの再構築にも役立つ、かなり高度な外部検出器に囲まれていました。

スーパーカミオカンデは1996年にデータ収集を開始し、いくつかの重要な測定を行ってきました。これには、弾性散乱相互作用を使用した太陽ニュートリノフラックスの精密測定、大気ニュートリノ振動の最初の非常に強力な証拠、および陽子崩壊のかなり厳しい制限が含まれます。

スーパーカミオカンデの研究により、梶田隆章氏はアーサー・マクドナルド氏とともに2015年のノーベル賞を共同受賞した。

2001 年 11 月 12 日、スーパーカミオカンデ検出器内の数千本の光電子増倍管が爆縮しました。爆縮した各管の衝撃波が隣接する管に亀裂を生じ、連鎖反応を起こしたようです。爆縮しなかった光電子増倍管を再配置し、連鎖反応の再発を防ぐためのアクリル製の保護シェルを追加することで、検出器は部分的に修復されました。爆縮後に取得されたデータは、スーパーカミオカンデ IIデータと呼ばれています。

2005 年 7 月、約 6,000 個の新しい PMT を再設置して検出器を元の状態に戻す準備が開始され、2006 年 6 月に完了しました。新しく復元された装置で取得されたデータは、スーパーカミオカンデ IIIデータセットと呼ばれました。

2008年9月、検出器は最新の電子機器を導入し、水システムのダイナミクス、較正、分析技術を改善した最新の大規模アップグレードを完了しました。これにより、SKはこれまでで最大のデータセット（スーパーカミオカンデIV）を取得できました。これは、タンクから完全に水を排出し、電子機器、PMT、内部構造、その他の部品を交換する新しい検出器の改修が行われる2018年6月まで続きました。

「東海から神岡まで」の長基線実験は 2009 年に開始されました。この実験では、大気ニュートリノ振動パラメータの精密測定が行われ、θ ₁₃の値の確認に役立っています。この実験では、東海にある日本ハドロン研究所の 50 GeV (現在は 30 GeV)陽子 シンクロトロンからスーパーカミオカンデ検出器に向けられたニュートリノビームを使用し、ニュートリノが合計 295 km (183 マイル) の距離を移動します。

2013年にT2K実験は、出現チャネルにおけるニュートリノ振動（ミューニュートリノから電子ニュートリノへの変換）を初めて観測した。^{[7] 2014年にこの共同研究は}_{、 CP対称性の破れの位相の値に関する最初の制限と、混合角}θ23の最も正確な測定を提供した。^[8]

カムランド実験は、原子炉反ニュートリノを検出するために設計された液体シンチレーター検出器です。カムランドはサドベリーニュートリノ観測所の補完的な実験です。SNO実験は太陽混合角に対する感度は良いものの、質量差の二乗に対する感度は悪いのに対し、カムランドは質量差の二乗に対する感度は非常に良いものの、混合角に対する感度は悪いからです。CPTが宇宙の有効な対称性である限り、2つの実験のデータを組み合わせることができます。カムランド実験は、オリジナルの神岡NDE空洞内にあります。

CLIO は、100 メートル (330 フィート) のアームを備えた小型の重力波検出器です。天体の重力波を検出するには大きさが足りませんが、より大きな KAGRA 検出器用の極低温ミラー技術のプロトタイプとなっています。

神岡重力波検出器（旧称LCGT、大型低温重力波望遠鏡）は2010年に承認され、掘削は2014年3月に完了し、^{[9]第一段階は2016年に稼働を開始する予定です。これは、それぞれ3kmの長さの2本のアームを備えたレーザー干渉計であり、2018年頃に完成すると、数百}Mpcの距離にある合体する連星中性子星を検出できる感度を持つ予定です。

XMASSは神岡地下の液体シンチレータ実験で、暗黒物質の探索を行っています。

NEWAGEは、気体マイクロタイムプロジェクションチャンバーを使用して行われる方向感度暗黒物質探索実験である。^{[10] [11]}

スーパーカミオカンデの10倍の大きさの検出器を建設するプログラム^[3]があり、このプロジェクトはハイパーカミオカンデと呼ばれています。最初のタンクは2020年代半ばに稼働する予定です。^[12] 2017年の「開設」の時点で、タンクは前のタンクの20倍の大きさになると発表されました（ハイパーカミオカンデの10億リットルに対してスーパーカミオカンデの5000万リットル）。

• ミノス
• 超新星早期警報システム
• スーパーカミオカンデ
• ハイパーカミオカンデ

• スーパーカミオカンデの公式ホームページ
• アメリカンスーパーKホームページ
• スーパーK事故に関する公式報告書（PDF形式）
• T2Kウェブサイト

北緯36度25.6分 東経137度18.7分 / 北緯36.4267度 東経137.3117度 / 36.4267; 137.3117 (池ノ山(池ノ山))  (池ノ山)