●　開発の現状

●　応用例

●　開発計画

2006年 11月 21日ＫＥＫ測定器開発室ミーティング

金　信弘（筑波大学物理）、　武政健一（筑波大学物理）、　

清水裕彦（ＫＥＫ物構研）、　山内正則（ＫＥＫ素核研）、

Ｓｏｏ－Ｂｏｎｇ　Ｋｉｍ（Ｓｅｏｕｌ大）

超伝導体光検出器の開発ー超伝導トンネル接合素子（ＳＴＪ）を用いた赤外線検出器ー

新赤外線検出器　　 STJ （ Superconducting 　 Tunnel 　Junction ）

2006 年 2 月 24 日　 KEK 測定器開発室セミナー　　　 http://rd.kek.jp/events.html

超伝導トンネル接合検出器の構造

超伝導トンネル接合検出器の作動原理

超伝導体光検出器の応用例

１．ニュートリノ崩壊探索実験

２．赤外線背景輻射のスペクトル測定

３．赤外線サーモグラフィーなどへの実用　　　　（可視光・赤外線の１光子のエネルギー測定）

ニュートリノ崩壊の探索

12

233 2

,

W

ディラック・ニュートリノは崩壊するが、寿命が非常に長いので、宇宙背景ニュートリノを用いないと、まず検出不可能。

宇宙背景ニュートリノは 110 個 /cm3 存在し、 1.9K(0.6meV) の平均エネルギーでプランク分布。　　 ν3→ν2 ＋ γ を例えば m3=60meV, m2=11meV （ニュートリノ振動の結果と矛盾しない値）で考えると、ほとんど monochromatic な 30meV （ RMS=0.5%) の遠赤外線を出す反応となる。

ニュートリノの寿命

M. Beg, W. Marciano and M. Rudeman Phys. Rev. D17 (1978) 1395-1401 　　　　　ニュートリノ崩壊幅を SU(2)L 　ｘ　 SU(2)R 　ｘ　U(1) 模型で計算 . 　　　　　 M （ WR ）無限大が標準模型と一致。　　　　寿命は 1017 年～ 1035 年 (ν3→ν2 ＋ γ ）

崩壊光子のスペクトル（赤方偏移 red shift による smearing ）

2312 　 　　　宇宙背景ニュートリノが崩壊する時刻は寿命が宇宙年齢に比べて十分に長いので，時間については一様に分布すると考えて良い。　　 Red shift z と宇宙年齢 t との間には，

という関係式が成り立つ（宇宙が平坦な場合）ので， E は右図のように広がる。

　実際に観測される光子のエネルギー E は，ドップラー効果によってred shift z が無い場合のエネルギー E0 に比べて E= E0 /(1+z) 　だけ小さくなる。

5.10 )1(

1

3

2)(

zHzt

崩壊光子のスペクトルと 2.7K 宇宙背景輻射1010 3017

12 ～　

2.7K 宇宙背景輻射

)1

20cm

/

1010(

10101

267

23

度視野、口径

～

～７２

yearevents

40m200m2mm

107

1021

COBE （ COsmic Background Explorer) 観測実験

構成：　 3 つの観測装置Far Infrared Absolute Spectrophotometer (FIRAS)　　宇宙マイクロ波背景輻射のスペクトルの精密測定Differential Microwave Radiometers (DMR)　　宇宙マイクロ波背景輻射のゆらぎ（初期宇宙の密度分布）の観測Diffuse Infrared Background Experiment (DIRBE)　　宇宙赤外線背景輻射の観測

November 18, 1989 ：　観測開始September 21, 1990 ： FIRAS 観測終了。　　　　　　　　　　　　　　 DIRBE 観測一部（波長 4.9 µm 以上）終了。December 23, 1993. 　全観測終了

COBE 赤外線背景輻射観測装置（ DIRBE:Diffuse InfraRed Background Experiment )

口径２０ｃｍ、視野１ °波長フィルター：回折検出器：ボロメーター（熱量計）

COBE による赤外線背景輻射観測 ( 続き１）

１９９８年１月　 Press 　 Release 　赤外線背景放射の測定に成功

データから太陽系や恒 星、銀河から放射されている赤外線を除去していった。その結果銀河の両極の方向に数十億光年以上彼方の赤外線背景放射を発見した。When infrared light from these sources was subtracted from the all-sky maps, the astronomers found a smooth background of residual infrared light in the 240 and 140 micrometer wavelength bands in "windows" near the north and south poles of the Milky Way, which provided a relatively clear view across billions of light-years.

また観測された赤外線の量は可視光による観測から推測されたものよりはるかに多いことから、宇宙には予想より星間ガスが多いのか、宇宙の初期において、星 々が突発的に誕生し多量のエネルギーを放射したものの、現在までに死滅したのか、の２通りの考え方が提起されている。

COBE による赤外線背景輻射観測 ( 続き２）

宇宙から観測される全赤外線の各波長ごとのマップ。中心を横切る明るい部分は銀河系の星間ガスから放出される赤外線。Ｓ字の明るい部分は太陽系の惑星間のダストから放出される赤外線。　短い波長では、これらのバックグランドが特に大きい。

COBE による赤外線背景輻射観測 ( 続き３）

（上）宇宙から観測される全赤外線のマップ。中心を横切る明るい黄色またはオレンジ色の部分は銀河系の星間ガスから放出される赤外線。青いＳ字の部分は太陽系の惑星間のダストから放出される赤外線。

（中）上から太陽系の赤外線を除去したもの

（下）さらに銀河系などの赤外線を除去したもの。中央の黒い部分は銀河系に遮られて観測できなかった部分。

COBE による赤外線背景輻射観測 ( 続き４）

The two black circles with error bars represent DIRBE detections of the CIB at 140 and 240 µm. (These detections were the subject of a press release.) Circles with downward-pointing arrows represent DIRBE 2 sigma upper limits at 1.25 - 100 µm

eVm

eVm

TeVMRW

01.0

,04.0

1

,10

2

3

1

赤外線背景輻射観測の論文（１）

赤外線背景輻射観測の論文（５）

CIB upper limit(measured by COBE)

CIB estimated byForeground subtraction

超伝導体光検出器の開発計画遠赤外線（ λ～ 40μm, E ～ 30meV）の一光子エネルギー測定を行うために新材料の検出器を開発する。　従来のＮｂ・Ａｌでなく、ＨｆあるいはＷを用いる。

　　　　　　 エネルギーギャップ　　　　相転移温度　　　　　 Nb 　　　　 3.05 meV 　　　　　　 9.29 K 　　　　　Ａｌ　　　　　 0.34 meV 　　　　　　 1.20 K 　　　　　Ｈｆ　　　　　 0.051 meV 0.165 K W 0.0049 meV 0.016 K

2006 年度（　予算　 190 万円　）　　●　Ａｌ　試作　　Ｘ線（５５Ｆｅ）テスト（ 0.4 Ｋ）：　　　　　　液体ヘリウム　 40 万円、　　低温部品など　 44 万円、　旅費　 20 万円　　　●　Ｈｆ、　Ｗ　準備 ： 　　　　　　　　 Hf + Zr(Zr<3%) 6inch x 5t 50 万円　　　　　　　　 W 6inch x 5t 36 万円

2007 年度　　●　Ｈｆ、　Ｗ　　レーザーテスト 　　　　　　　　低温クライオスタットなど　　　～ 2000 万円