過去のすべての超新星が残したニュートリノの、かすかな兆し

観測可能な宇宙のどこかで、毎秒数回、恒星の中心核が崩壊している。1回の崩壊は10⁵³エルグ（10⁴⁶ジュール）ほどの莫大なエネルギーを放出すると考えられ、その約99%をニュートリノが運び去る。ニュートリノは、質量がほとんどなく、ほぼあらゆる物質を通り抜ける粒子だ。ところが、近くの超新星からニュートリノがまとまって届くのは、1世紀に数回しかない。超新星SN 1987Aから24個のニュートリノがとらえられて以来、超新星ニュートリノを再びとらえることは、ニュートリノ天文学の中心的な目標となってきた。

星が生まれはじめて以来のすべての崩壊の総和

別の入り口もある。星形成が始まって以来のすべての重力崩壊のニュートリノを足し合わせると、超新星背景ニュートリノ（DSNB, diffuse supernova neutrino background）が得られる。あらゆる方向から等しく届く、一定の流れ（フラックス）だ。そのスペクトル、つまり各エネルギーにどれだけのニュートリノがあるかは、恒星がどのように崩壊するのか、崩壊のうちどれだけの割合がブラックホールをつくるのか、そして銀河の化学組成がどう進化してきたのかについて、何かを教えてくれるだろう。

予測は数多く存在する。水や液体シンチレータを使った検出器で探索が行われてきたが、これまで有意な超過を見つけたものはなく、今回の結果も、後で示すように、まだ兆しにすぎない。

閃光、そして中性子

崩壊はあらゆる種類のニュートリノを放出する。今回を含むほとんどの探索は、そのうちの1つである電子反ニュートリノ（ν̄e）を、陽子との反応によってねらう。

ν̄e + p → e⁺ + n

陽子は陽電子（e⁺、正の電荷をもつ電子）と中性子に変わる。ここで重要となる、およそ10〜30 MeV（メガ電子ボルト、100万電子ボルト）のエネルギー範囲では、この反応は、ニュートリノが電子に当たって跳ね返る反応よりも約100倍起こりやすい。

スーパーカミオカンデ（SK）は、岐阜県の神岡鉱山にある、光センサーで見張られた巨大な水タンクである。この解析では、その水のうち22.5キロトンを使う。速い荷電粒子が水中を通過すると、チェレンコフ光と呼ばれるかすかな円錐状の光を放つ。陽電子が放つこの光は、光電子増倍管（光センサー）によって記録される。中性子は少し遅れて原子核に捕獲され、原子核は2回目の、より暗い光を放つ。その遅れは、純水では約200マイクロ秒、中性子をはるかに捕まえやすい金属であるガドリニウムを0.033%溶かすと約60マイクロ秒になる。閃光とそれに続く捕獲の両方を見ること、すなわち「中性子タグ付け」が重要なのは、期待される信号が年にわずか数事象しかないからだ。

6つの期間にわたる5,003日

データは2008年10月から2026年3月までにわたる。6つの期間（フェーズ）からなる、5,003.0日分の記録である。最初の2つの期間では純水を使った。その後、硫酸ガドリニウムを水に溶かし込んだ。まず13トン、さらに26.1トンを加え、これによってガドリニウムに捕獲される中性子の割合は50%から75%に上がった。タグ付けされる中性子の割合もそれに伴って上がり、純水では10〜30%、最も高い濃度では60〜70%に達した。2023年10月には、検出器の周囲で地球の磁場を打ち消すコイルが故障し、修理までの191.8日間、一部のセンサーの感度が落ちた。

6つの期間を通じて積み上がっていく候補事象。合計（青）、タグ付けされた中性子がちょうど1個のもの（赤）、そうでないもの（緑）。赤い線は、ガドリニウムの投入後に傾きが急になる。— Figure 4, Abe et al. (2026), arXiv:2610.35619.

100万倍もありふれた偽物

宇宙線ミューオン（電子のより重い仲間で、宇宙線が上層大気に衝突したときにできる）は、水中の酸素原子核を壊して放射性同位体に変える。その崩壊は、約20 MeV以下では、期待される信号を最大で100万対1の比率で上回る。そのほとんどは中性子を出さないので、中性子を条件にすれば除去できる。例外はリチウム9だ。リチウム9は電子と中性子に崩壊し、信号の完全なコピーになる（半減期は0.178秒）。

大気ニュートリノは、もう1つの落とし穴である。その一部は原子核から中性子をたたき出してガンマ線を放出させ、閃光と中性子の組を偽装する。ほかのものはミューオンをつくり、ミューオンは数マイクロ秒のうちに崩壊して電子になる。そこに中性子が伴えば、この組も信号をまねる。新しい解析では、次のものが加えられた。

• こうしたガンマ線の偽物に対する機械学習のフィルター。本物の信号が残る割合を79%から89%に高め、残る偽物を10%から5%へと半減させる。
• ミューオンの崩壊で生じた電子と、ガドリニウムによる捕獲とを見分ける方法。以前はこうした事象を除外しており、それによって信号の約10%が失われていた。
• 不確かさの縮小。これら大気ニュートリノ事象の頻度については70%から45%に、残るリチウム9については50%から30%になった。

逆向きの選択も1つある。純水の時代、中性子がちょうど1個タグ付けされた事象以外の事象のなかで、フィットは、測定エネルギー15.5〜21.5 MeVのあいだに、そこで期待される超新星信号とほぼ同じ大きさの余分な寄与を見いだした。著者たちによれば、これはおそらく、彼らのモデルがとらえきれていない宇宙線の残骸の名残である。彼らはそうした事象のしきい値を全期間で21.5 MeVに引き上げ、中性子がちょうど1個タグ付けされた事象については15.5 MeVから11.5 MeVに引き下げた。2つの変更を合わせると、期待される信号の13.9%が失われる。

2.6シグマが語ること、語らないこと

最終的なフィットは、全期間、6つのデータ領域、そして7つの成分（信号と6種類の背景）をまとめて扱う。信号の形について基準となるモデル（Horiuchiら、2009年）を使うと、結果は次のとおりである。

• 最もよく合うフラックス：13.3 MeV以上で1平方センチメートルあたり毎秒3.6（+1.6/−1.5）個の反ニュートリノ。SKでは年に4.8（+2.2/−2.0）事象に相当する。
• 有意度：2.6シグマ。
• ガドリニウム期間のみ（1,653.7日）：2.2シグマ。純水期間のみ（3,349.3日）：1.4シグマ。ガドリニウムによる中性子タグ付けの性能がはるかに高いことが、観測期間の短さを補って余りある。
• 別の2つの信号の形では、2.7シグマと2.6シグマになる。
• このフラックスは、基準モデルが予測する2.1〜3.9の範囲の上端近くにある。

2.6シグマとは何を意味するのか。もしSKが超新星ニュートリノをまったく含まない背景事象だけを記録していたなら、このようなデータが得られる可能性は低い。著者たちは、この「背景だけ」という仮説を99.5%の信頼度で退けている。だからこそ著者たちは、これを「観測」ではなく「兆候（indication）」と呼ぶ。彼らの言葉によれば、この信号についての初めての兆候である。

各フラックスがデータにどれだけ合わないか（黒：全期間、破線：各期間のみ）。曲線は3.6付近で底を打ち、フラックスがゼロのところでは2シグマと3シグマの線のあいだまで上がる。— Figure 5, Abe et al. (2026), arXiv:2610.35619.

より粗い数え方では、より弱い食い違い

信号の形を何も仮定しないクロスチェック、つまり13.3〜31.3 MeVのあいだで中性子が1個タグ付けされた候補を単純に数え、期待される背景と比べる方法では、食い違いはわずか1.8シグマにとどまる。また17.3 MeV以上では、新たに得られたフラックスは1平方センチメートルあたり毎秒1.8（+0.8/−0.7）個で、ガドリニウムのデータだけを使ったコラボレーションの以前の探索で得られた1.4（+1.5/−1.2）個と、不確かさの範囲内で一致する。