高分解能原子核乾板(NIT)によ
る暗黒物質探索実験
2007年三者若手夏の学校
中 竜大@名古屋大学
原子核乾板って?
一種の写真フィルム。荷電粒子が通った跡が銀粒子の
形で残る。
(位置分解能~1μm)
⇒特に、寿命の短いような粒子の検出に威力を発揮してきた!
(実績:チャーム粒子初検出、ντの初検出、ダブルハイパー核初検
出 etc)
現在の解析は自動飛跡読取装置を用いて行われている。
Dark Matter
Dark matterはあるはず
証拠
・銀河の回転曲線(遠方でflat)
・WMAP(ΩDMh2~0.12±0.02)
・重力レンズ
http://www.astro.rug.nl/~ruwen/cosmology/img/milkrot.png
etc
回転曲線からこの銀河系にもDark Matterは存在する。
Local halo density~0.3GeV/cm3 ( Maxwell分布をしていると考える)
Dark Matterの候補:WIMP(Weakly Interacting Massive Particle)
相互作用が弱くて、重い粒子(光を発しないので、電荷は中性)
SUSY、Kalza-Klein・・・など、理論家はいろいろな候補を提
示してくれている。
WIMPsと地球上の検出器の相対運動
WIMPはMaxwell分布と考えられ
るので、地球にはWIMPの風が
常に吹く。
WIMPs
VW
NIT 200km/sec
Vrel = V
W+
200km/sec
E
200km/sec
WIMPsの速度ベクトルVW
E
銀河中心
シグナルは方向性あり
バックグランドは等方的
S
E
飛跡検出器を使えば、方向性を捕
えられる。
検出原理
原子核乾板でDark Matterのsignalを見つけたい
Merit
AgBr
crystal
Maxwell 速度分布
のWIMP
WIMP
WIMPs wind
Earth
Br
夏
Ag
220km/sec
NIT
Earth
Ag recoil
nuclear
Sun
ゼラチン H,C,N,O,S
冬
・飛跡としてsignalが見
れる。(飛跡情報はエネ
ルギースペクトルの統
計数桁に相当)
・大質量化が可能
WIMP
地下でNITを赤道儀に載せ地球の回転を打ち消す
Range of recoil nuclear
WIMPsとの弾性散乱で反
~ 100nm
跳される原子核の飛跡
原子核乾板を赤道儀にのせWIMPsの風の方向にマウント
WIMPs signal ; 方向性あり
Background; 等方的
Range of low velocity atom in nuclear emulsion
SRIM range-velocity curves for atomic components of emulsion
Vrecoil=(Vsun-VWIMPs)(1-cosθ)
Vrecoil = 2 ( Vsun + VWIMP )
→100~1000km/sec
energy
= 500~1200 km/sec
Recoil
→10~100keV order
range ~ 100nm
Range =10~100nm order
~10nm resolution is required
for directional measurement
高分解能原子核乾板
(Nano Imaging Tracker:NIT)
OPERA,その他従来の乾板
NIT
200nm
OPERA:AgBr crystal size ~200nm
2.2 AgBr/μm
NIT:AgBr crystal size ~40nm
11 AgBr/μm
通常の原子核乾板の5倍の高分解能化に成功。
(さらなる高分解能化は技術的には可能)
反跳原子核に対する感度
Brの反跳を仮定して、低速Krイオン(100~1000km/sec)
を打ち込んで評価
イオン注入用target chamber
microscope
(SEM, optical)
Kr
15°
NIT layer
base
Optical microscope picture
masked
Dark Field Image of Light Microscope
Random fog
Dose = 108/cm2
シグナルは認識できるが、飛跡としての認識は困難。
飛跡を構成しているかを電子顕微鏡で確認
Kr track(200keV and 600keV) by SEM
Kr 1200km/sec (600keV)
Kr 680km/sec (200keV)
600 nm
7 AgBr hit
200 nm
3 AgBr hit
NIT emulsion is sensitive to 200keV(680km/sec) Kr.
でもやっぱり電顕では、大質量の解析は不可能なので、
光学顕微鏡での飛跡認識が必要!!
短い飛跡をどう解析する?
低速イオンの飛跡は数個のgrainでclusteringされ
ている。
⇒このgrainを引き離してしまえば、飛跡の長さが伸
ばされ、光学認識が可能になるはず。
1 grain like track
Separate grain
これが~μm以上なら光学認識が可能
飛跡の引き伸ばし技術開
2つの技術を考案
1.ローラーを用いた引き伸ばし技術
化学処理を施すことで、NITを変性させる。
Kr
15°
NIT
roller
NIT
600keV(1180km/sec) Kr trackの引き伸ばし
2.膨潤特性を利用した技術
Kr ion exposure
NIT
Swell technique of NIT emulsion
Kr ion
swell
Expected range ~ μm order
Range ~100nm order
optical microscope
slice
Expanded 200keV Kr track by swell
technique
Dark field optical microscope image
(×100 object lens)
4μm
surface
200keV
400keV
600keV
未照射
random fogは点
のまま
Expansion Kr track data by swell technique
200keV
400keV
1.5±0.5 μm
3.1±0.8 μm
range [μm]
50
40
30
20
10
Kr data
2
3
2
4
3
4
5 3 .8 0 4 3 4 7 8
4 0 .2 1 7 3 9 1 3
5 .9 7 8 2 6 0 8 7
63
3 4 .7
2 .1
Kr400keVnumber
number of grain
Kr 400keV
of grain
Rate of number of grain [%]
expansion Kr
data
SEM data
50
45
40
35
30
25
20
15
10
5
0
100%
Kr 600keV number
number of grainofdistribution
Kr 600keV
grain
40
expansion track data
SEM data
2 2 33
44
5
6
77
5
6
0
22.449
43.878
21.429
7.1429
2.0408
expansion track data
18.75 46.9 25 6.25
3
SEM data
rate for all track [%]
70
Rate of number of grain[%]
Kr 200keV number of grain
Kr 200k eV number of g rai n
0
range [μm]
98%
67%
60
3.6±0.8 μm
range [μm]
gr a in r a t e for t ot a l t r a ck gr a in [ %]
Rate of number of grain [%]
efficiency
600keV
35
expansion Kr data
SEM data
30
25
20
15
10
5
0
2
2
4
4
5
5
6
6
77
8
8
99
expansion Kr data 0 5.4455 15.842 24.257 25.248 20.792 5.9406 2.4752
5 15 37.5 22.5 10 7.5 2.5
SEM data
number of grain
電子顕微鏡に匹敵するtrack情報を得ることが出来る。
n u mbe r o f grain
3
3
暗黒物質の探索にはバックグラウンド除去が最
大の課題
飛跡検出の場合、二つ以上のgrainがある間隔以内
で接近しているとシグナルとなる。
・外部バックグラウンド(γ、β、中性子・・・)
・内部バックグラウンド(Th、U崩壊系列からの放射性崩壊によ
るγ/e,β)
対策
・感度コントロール
・感光メカニズムの違いによる差別化
今後の開発
Background
single hitに見えるが、
2grain以上が
clusteringされている
と引き伸ばしたときに
飛跡として見えてしま
う。
241Am
γ 30min exposure
( 2.8MBq)
NITは感度を化学的に調整できる。
電子のとまりがけのsingle hitのみし
か写らない感度までおとす。
NITの感度コントロール
今まで見せていたNIT⇒実は、化学的処理で最大限に感度を
上げたもの。
・増感していないNIT⇒Krに対して、efficiencyが出ない。
・最大限の増感処理⇒electronのとまりがけに対し感度が高すぎる。
この間での感度コントロールが必要!!
反跳原子核は非相対論的な速度なので、dE/dxは、electron
eventと比べて、けた違いに高い。(~300倍以上)
未増感NITの中感度増感処理(ハロゲンアクセプター増感処理)
⇒ 比較的抑えた増感処理
高感度
中感度
NIT
NIT
Kr track density of
high sensitivity and middle sensitivity NIT
3.5
T.D ×10^7 [/cm^2]
3
2.5
2
1.5
高感度NIT
中感度
1
0.5
感度を落としたものでも
Krの飛跡認識は可能!
0
0
200
400
Kr energy [keV]
γ/eに対する感度⇒241Amγ線を用いてテスト
γ/e reject < 10E-5 (99.99999%)
(高感度NIT~10E-2)
600
800
解析速度
• 自動飛跡読み取り装置
現在のscan speed
~40cm2/h (OPERA)=0.18cm3/h
= 4.7kg/year
現在の読み取りスピードでも、1000gのパイロットテスト
には十分
今後、さらなる読み取り速度の向上は十分可能。
将来的に10~100倍以上の読み取り速度をめざす。
(将来的には、100kg以上の実験をやりたい。)
まとめ
こんな感じで、現在は基礎開発を地道にやって
いるところ
 数100nmの飛跡を、光学顕微鏡での飛跡認識させる
ことに成功した。
 新しい増感処理の開発で、最適感度に近づいた。
(今後、詳細なチューニング)
 γ/eバックグラウンドの5桁以上のrejectを可能にした。
今後のもくろみ
感光メカニズムの違いを光学的に差別化⇒引き伸ばす前にピッ
クアップ
今後の方針
• スキャニングシステムの構築
バックグラウンドラン⇒詳細な
バックグラウンドの評価
100g~1kgのプロトタイプで実験開始
ダウンロード

range [μm]