3-1. ニュートリノ観測の一般原理

ニュートリノは物質とほとんど反応しないので、ニュートリノを観測する事は 簡単ではありません。 大量の物質を用意して、まれにその物質とニュートリノが起こした反応 を捕まえる事によりニュートリノの観測を行います。 そのためニュートリノの検出器は非常に大きい物が多く、 また、まれにおこるニュートリノ反応をバックグランドから取り出す方法が 工夫されています。
ニュートリノが起こす反応を捕える方法は大別すると２種類になります。
(１) 反応によって結果的に生まれ、エネルギーを失うまで走る荷電粒子 を何らかの方法で検出する。この方法は一つ一つの反応の時刻が分かること、荷電粒子のエネルギーからニュートリノのエネルギーの見当がつけられること、ニュートリノの方向も推測できる場合が多いこと、などの長所がある。
(２) ニュートリノが原子核と起こす反応は核種の変換を伴うので、新たに作られた核種をその崩壊の様子などを測ることによって検出する。 この場合、個々のニュートリノのエネルギーや方向などは不明であり、また詳しい時刻の情報も失われる場合があるが、１)では不可能な低いエネルギーのニュートリノを検出できる。

3-2. 実際の観測装置

代表的なニュートリノ検出器の観測方法は以下のようなものです。 詳しくはリンク先を参照してください。

• 水チェレンコフ型検出器
  -- スーパーカミオカンデ、カミオカンデ、IMB --
  荷電粒子が物質中をその物質中の光速より早い速度で通過する時、 チェレンコフ光という微弱な青白い光が発生します。 巨大な水槽の壁に、光電子増倍管という光検出器をとりつけ、 水中でおこるチェレンコフ光を検出することによりニュートリノ を観測しています。
  カミオカンデとIMBはもともと核子崩壊を探索するために作られた検出器ですが、 大型の検出器を作りやすいという特徴があり、 特にスーパーカミオカンデ、カミオカンデは 低いエネルギーから高いエネルギーのニュートリノを検出する事ができる (5MeV-数100GeV) 万能の検出器です。 特にニュートリノの反応の時間がわかるので、太陽からのニュートリノに 関して、昼と夜の差、一年を通じて太陽ー地球間の距離の変動等を利用した 観測ができます。
  また、カミオカンデ、IMBははじめて超新星SN1987Aからのニュートリノの観測に 成功しニュートリノ天文学の新しい幕を開くとともに、超新星爆発にたいする 貴重な情報を得ることができました。 さらに、スーパーカミオカンデでは膨大な数の大気ニュートリノデータにより、 上向きのニュートリノが下向きのニュートリノの半分しかないというデータを得、 ニュートリノ振動の証拠をつかみ、ニュートリノに質量がある事をつきとめました。
  
  
• 大気ニュートリノ、核子崩壊実験
  -- Frejus, Soudan2 --
  もともと核子崩壊を探索するために作られた検出器です。 鉄と飛跡検出器を交互に置き、鉄中でおきたニュートリノ反応により できた荷電粒子が、通り抜ける時におきる電離反応を飛跡検出器で 測定する事によりニュートリノ反応を検出します。 主に高いエネルギー(数100MeV-数GeV)のニュートリノの検出を行います。
  
  -- MACRO --
  磁気単極子検出器ですが、エネルギーの高い(数100GeV)ニュートリノが 検出器の周りの岩盤で反応し、その反応でできたμ粒子を検出する事に より、超高エネルギーニュートリノの検出も行っている検出器です。 また、液体シンチレータを利用して、超新星からのニュートリノの 観測もおこなっています。
  
  
• 太陽ニュートリノ実験
  -- Homestake(Chlorine), Homestake(Iodine) --
  615tonのテトラクロロエチレンを使い、太陽からくる低エネルギーの ニュートリノとの反応:
  ν_e + ³⁷Cl → e^- + ³⁷Ar
  でできる ³⁷Arの量を測定する事により、 太陽ニュートリノの測定をおこなっています。 1970年以前から実験を開始し、太陽から来るニュートリノの数が理論値より 少ないという結果(太陽ニュートリノ問題)を世界で初めて得ました。 スーパーカミオカンデよりエネルギーの低いニュートリノを検出することが できます。
  
  -- SAGE, GALLEX --
  太陽ニュートリノのなかでもHomestake,スーパーカミオカンデより エネルギーの低い、P-P反応のニュートリノを検出する事ができます。 55(30)tonのガリウムを使い、
  ν_e + ⁷¹Ga → e^- + ⁷¹Ge
  の反応で作られる⁷¹Geの量を測定する事により太陽ニュートリノの 測定をおこないました。 これらの実験でも太陽ニュートリノ問題を再確認しました。
  
  -- SNO --
  1000tonの重水を使い、
  ν_e + e^- → ν_e + e^- ( スーパーカミオカンデと同じ原理 )
  ν_e + d → p + p + e^- ( charged current 反応 )
  ν_x + d → p + n + ν_x ( neutral current 反応 )
  の三種類の反応を測定しようという実験です。 特にneutral current反応が実際に検出できれば、太陽ニュートリノ問題は ニュートリノ振動なのかどうかを直接決定できる可能性があります。すなわち、電子ニュートリノが他のフレーバーのニュートリノに移行しても、この neutral current 反応の数は変わらないが、他の反応は、ほとんど移行した分 だけ反応数が減ることが予想されます。1999年にデータを取り始め最初の結果の報告が期待されています。
  
  これ以下の太陽ニュートリノ実験はおもに建設中かまだ始まっていないものです。
  -- BOREXINO, KamLAND --
  液体シンチレータを使うことにより、ニュートリノ反応によりできた 荷電粒子がだす光量が水チェレンコフ検出器より多くなることを利用し よりエネルギーの低いニュートリノの検出をめざす実験です。
  
  
• その他の太陽ニュートリノ実験
  -- HERON, HELLAZ, ICARUS --
  
  
• 超高エネルギーニュートリノ探索実験
  -- Amanda, Baikal, NESTOR, ANTARES --
  南極の氷や深海の水を使い、超高エネルギーのニュートリノの反応により 作られる上向きのμ粒子を検出することにより超高エネルギー天文観測を めざしている実験です。
  
  
• 超高エネルギー宇宙線観測実験
  -- Telescope Array, HiRes, Auger, OWL/ Airwatch --
  超高エネルギーの宇宙線の観測とともに超高エネルギーニュートリノ の観測もめざしている実験です。
  
  
• 原子炉からのニュートリノ実験
  -- KamLAND, CHOOZ, MUNU, Palo Verde --
  原子炉でつくられる反電子ニュートリノを利用した、ニュートリノ振動の 観測をめざした実験です。太陽内部の核融合による電子ニュートリノと異なり、 原子炉の核分裂では反電子ニュートリノが生まれます。
  KamLANDは太陽ニュートリノの観測とともに
  {反}ν_e + p → e⁺ + n
  n + p → d + γ
  反応により原発からのを{反}ν_e使ったニュートリノ振動実験を めざしています。
  
  
• ニュートリノ振動実験(短距離)
  -- CHORUS, NOMAD, LSND, KARMEN --
  加速器でつくられた(反)μニュートリノを利用した、ニュートリノ振動の 観測をめざした実験で、ニュートリノの飛行距離が数10mから数kmの実験です。
  
  
• ニュートリノ振動実験(長距離)
  -- K2K, MINOS, OPERA, ICANOE --
  加速器でつくられた(反)μニュートリノを利用した、ニュートリノ振動の 観測をめざした実験で、ニュートリノの飛行距離が数100kmの実験です。