The diffuse supernova neutrino background from all the past supernovae, known to be Supernova relic neutrino (SRN), were searched for in Super-Kamiokande, which is a large water Cherenkov detector located at 1000m underground in the Kamioka mine. Three data taking phases were used in this analysis and each phase has a livetime of 1496 days (SK-I), 791 days (SK-II) and 548 days (SK-III). This is the first search for SRN using SK-II and SK-III data.

From the old SK-I analysis, we developed a new statistical method based on the Poisson distribution which is more suitable for small statistics. We improved the data reduction method from SK-I old analysis in order to increase the efficiency and to lower the detection energy threshold. This enabled us to lower the analysis energy threshold down to 16 MeV from 18 MeV with better signal efficiency.

No evidence for SRN signals were found in this search. The 90% confidence level upper limits on SRN anti-electron neutrinos were obtained for nine theoretical models which predict the spectrum and absolute flux of SRN. The obtained flux limits by the combined analysis of SK-I, SK-II and SK-III range from 2.0 /cm2/sec to 2.2 /cm2/sec (Neutrino energy > 17.3 MeV) depending on the spectrum shape of the SRN model considered.

Our results are now close to the predicted SRN flux ranging from 0.4 - 4.6 /cm2/sec・(Neutrino energy > 17.3 MeV) as shown in Fig 1. Based on the improved analysis method and increased statistics, the new results presented in this thesis superseded the previous SK-I limit. The obtained limits are an order of magnitude better than the value from other experiments as shown in Fig 2.

Fgure 1: Expected flux from each theoretical SRN model and 90% CL flux limit obtained from this analysis

Fgure 2: The SRN flux limit in this analysis (Red line) and other experiments (colored lines). Black solid line shows expected SRN spectrum.

本論文は、スーパーカミオカンデ(SK)実験における超新星背景ニュートリノ(ν)探索の結果を述べたものである。超新星背景ν(SNR: Supernova Relic Neutrino)は、超新星爆発によって放出されたνが宇宙空間に累積したものであり、その流量やスペクトルから、宇宙開闢以来の星の形成・死滅や、重元素生成に関わる情報を得ることができる。SK実験では、超新星爆発から生じる反電子型νの逆ベータ反応によって生じる陽電子を捕えてSNRを検出する。SNR流量の期待値は理論計算の仮定によって異なるが、17.3MeV以上のνを捕えた場合は、0.4-4.6 /cm2/secと計算されている。これは50ktonの純水を用いるSK実験において観測が可能になる程度の流量である。

本論文では、SK実験開始から1496日(SK-I)、光センサー破損事故から部分再建を行って回復した後の791日(SK-II)、完全再建後の548日(SK-III)の3期間のデータを合計してSNRの探索を行っている。

論文は全11章からなる。第1章では、超新星爆発の理論とSNR観測の現状を概観する。第2章では、実験装置を紹介し、SKにおけるν事象検出の方法を述べる。 論文提出者はSKの完全再建に参加し、SK-IIIの光センサー1万本の精密な感度較正を担当した。第3章では、この感度較正の方法が詳しく述べられている。第4章では、純水タンク中で発するチェレンコフ光の環状ヒットパターンから、ν事象の発生位置や方向・エネルギーを再構成する基本的な方法、またμ粒子と電子の弁別方法などについて述べている。

本論文によるSNRの探索は、水タンク内で観測されたエネルギーが16-80MeVの事象に限定して行っている。低エネルギー側の探索感度は、遥かに高い流量を持つ太陽ν、また宇宙線μ粒子の核破砕から生じるγ線や電子の雑音によって制限される。より高いエネルギー領域では、大気νの一部が重要な雑音となる。探索領域で特に問題となるのは、μ型大気νの反応から生じたμ粒子がチェレンコフ発光閾値以下のエネルギーである場合で、停止したμ粒子の崩壊から生じた電子・陽電子はSNRからの陽電子と区別がつかない。これはスペクトル形状の違いによって、弁別する。

第5章では、論文提出者自身がSNR検出の為に考案したSNR候補事象の選択条件(カット)について詳しく述べられている。通常のカットに加えて、上記の雑音事象を効果的に排除するカットを適用することによって、SNR探索エネルギー限界を従来の18MeVから16MeVまで引き下げ、探索の感度を上げることに成功した。 またμ型大気νの雑音スペクトルについては、水タンク内で停止した宇宙線μ粒子の崩壊から生じた電子の実データスペクトルを使用することとした(第6-7章)。

第6章は、モンテカルロ(MC)模擬事象の生成方法について、第7章は、主要な雑音事象のスペクトル形状について、第8章は、観測における系統誤差について記述している。第9章では、得られたスペクトルをSNR信号から期待されるスペクトル、及び大気ν雑音のスペクトルでフィットし、SNRの流量限界を求めた。SNRの逆ベータ反応断面積には最新の計算結果を用いた。少数統計の為、フィットの誤差評価にはポアソン統計を用い、スペクトル形状やエネルギー決定の系統的な誤差、事象の検出効率の誤差も考慮している。なお、大気νスペクトルのうち、SNRと重ならない電子型大気νのスペクトルについてはMC計算を用いている。第10-11章において、得られたSNR流量の上限値を各種のモデルと比較して議論を行った。

本論文は、これまでにSKで得られた全てのデータを用いてSNR探索を行い、同時に新たなカットの考案によって観測可能なエネルギー領域を広げて、探索感度を向上させている。合わせて、統計誤差・系統誤差に注意深く検討を加えており、本論文の結果は、SKを用いたSNR探索の最終結果として、SK-Iを用いたPRL誌公刊の旧結果(2003年)を置き換えるものである。得られた流量の90% CL上限値2.0-2.2 /cm2/sec(νエネルギー17.3MeV以上)は、他の実験によってこれまでに得られた結果より一桁小さい。また、SNRモデルのうち最も高い流量を与えるものについては、これを棄却できることを示した。本論文の内容は Physical Review D誌に投稿される予定である。

以上、本論文の学術的意義は明らかであり、論文提出者の貢献も顕著である。従って飯田崇史君に博士(理学)の学位を授与できると、審査委員会の全員一致で認めた。