ブログ 「ごまめの歯軋り」

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読書ノート 梶田隆章著 「ニュートリノで探る宇宙と素粒子」 (平凡社2015年11月)

2017年01月31日 | 書評
物質のもとになる基本粒子ニュートリノの振動現象を証明し、ノーベル賞を受賞したスーパーカミオンデGによる実験物理学の成果 第10回

3) ニュートリノ振動と質量の発見 (その2)

さてここから、梶田博士のノーベル賞受賞理由となる「ニュートリノ振動」証明の成果に入る。ニュートリノ振動を明確に示すには、飛行距離の短い上から飛んでくるニュートリノと、飛行距離の長い下から(地球の裏側からくる)のニュートリノの数を比べ、そして予想値からのずれを調べることです。もしμニュートリノが振動してτニュートリノに一部変わっているならば、ニュトリノの数が予想値よりも少なくなるはずです。電子ニュートリノは基本的の上からも下からも飛来します。上に示した手書きのスライド(あるいはOHPかも)が実に感情がこもっていて、強調のマーク!!や手書き矢印、メモ、計算結果、統計信頼性などがごちゃごちゃ書き込まれていて生生しい。私自身の現役時代の研究発表を思い出します。エクセルやパワーポイントを使ったきれいなデータとは時代が感じられて面白い。さてデータの読み方を説明しよう。データの上の図は電子ニュートリノ、下がミュ―ニュートリノです。図の横軸は飛来した方向分布を示し、一番左が上向き、右側が下向き、真ん中は水平(横)を示しています。十字印データ値は観測データーを誤差表示で示し、斜線のはいった矩形は予測値範囲を示します。下から飛来した(左側)上向きμニュートリノの139と赤で書かれた数値は大きく予想値を下回っています。逆に右側の256は予想値の中にあります。上の図は1998年のデータですので観測事象は100-160ですが、2012年までの観測を総合すると、事象は500-700となり、電子ニュートリノについては観測数は全方向について予測数のほぼ90%-95%、μニュートリノの場合は上向き方向の観測数は予測数の50%であることが確実です。観測された上向きμニュートリノが予想の半分であったことは、混合角が約45度(二つのニュートリノが同じ割合で混合されている)であることを示し、クォーク間の混合角とは異なり非常に大きいことを示しています。地球の反対側から透過して飛来する間にμニュートリノの半分がτニュートリノになり、またμニュートリノへ戻ることを繰り返して、平均して半分だけ残ったとと考えっれます。μニュートリノの飛行距離は、大気(上)からやってくる場合約15Km、横からの方向は大体500Kmと考えられ、上向き(地球の反対側から)の飛行距離は最大12800Kmになる。μニュートリノはおよそ500Kmあたりからτニュートリノに代わり始めるようだ。2001年スーパーカミオカンデの光電子増倍管の半分がメンテナンス中に衝撃波で破壊される事故が発生し、2002年までに修復工事が行われ、観測が続けられた(完全な修復は2006年まで)。筑波にある高エネルギー物理学研究所の陽子加速器でμニュートリノを生成し、スーパカミオカンデ方向へ発射し、スーパカミオカンデで観測するという「K2K実験」が計画された。陽子加速器によるK2K観測が1999年ー2004年まで行われた。筑波から神岡まで250Kmをμニュートリノが飛行する間に、もしニュートリノが振動しなかったらスーパカミオカンデは158個のμニュートリノを観測するはずでしたが、実際は112個の反応でした。(112/158=0.71)というようにK2K実験でもニュートリノ振動が確認された。加速器による実験はτニュートリノを発見したフェルミ研究所でも行われ、MINOS実験という。735Km離れた鉱山の地下に設けた測定器は鉄板と2プラスチックシンチレーターを使った。2012年までの2894個のμニュートリノ反応を観測した。欧州原子核研究機構CERNはフェルミ研究所よりも高いアエネルギ―の陽子加速器を用い、τニュートリノを直接観測する目的です。735Km離れたイタリアの地下実験室で原子核乾板と鉛板をサンドウィッチした57層のパックを850万枚使用しています。2008年から2012年までにτニュートリノは4個観測されました。

(つづく)
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読書ノート 梶田隆章著 「ニュートリノで探る宇宙と素粒子」 (平凡社2015年11月)

2017年01月30日 | 書評
物質のもとになる基本粒子ニュートリノの振動現象を証明し、ノーベル賞を受賞したスーパーカミオンデGによる実験物理学の成果 第9回

3) ニュートリノ振動と質量の発見(その1)

カミオカンデは1980年代の終わりに「ニュートリノ振動」を示すデーターを発表しましたが、学界の多くの人は懐疑的でした。当時の事情を振り返ってみましょう。素粒子の標準理論は上にあげた表のように、6種類のクォークと6種類のレプトン、3種類の相互作用(強い力、電磁気力、弱い力)に基づいていました。ニュートリノは「電気的に中性で、質量がないか、あるいは極めて軽い」と見なされていた。当時はニュートリノの質量を求める実験は成功せず、ニュートリノの質量はゼロと見なして何ら差し支えない状況でした。ニュートリノ質量に関しては、1962年名古屋大学の牧次郎、中川昌美、坂田昌一は、若しニュートリノに質量があるなら、飛行中にニュートリノの種類が変化する「ニュートリノ振動」と呼ばれる現象が起ることを予想しました。第3世代のτニュートリノ野存在が証明されたのは2000年でした。τ粒子が1975年に発見されて以来τニュートリノがあってしかるべきと予想されていましたが、25年後に実証されたのはニュートリノを探す実験が難しかったからです。物質と反応して電子を作る「電子ニュートリノ」、物質と反応してミューオンを作る「μニュートリノ」、物質と反応してτ粒子を作る「τニュートリノ」の3種類のニュートリノがすべて実証されるのが2000年でした。τニュートリノを大量につくるには、π中間子よりもD中間子が適していることが分かりました。D中間子は、陽子をπ中間子を作る時よりもさらに高いエネルギーに加速すればできます。フェルミ研究所は、加速して同時に作られるπ中間子やK中間子を吸収除去するため何度もタングステンターゲットに当て、τニュートリノビームだけを取り出すことに成功しました。τニュートリノの検出法は、τ粒子の寿命が極めて短く、1mmも走らずに崩壊するため、名古屋大学の丹波公雄チームは原子核乾板でτニュートリノを自動でキャッチする装置を開発し、τニュートリノとの反応の結果作られたτ粒子を直接観測することに成功した。ここでμニュートリノとτニュートリノの質量を「二つの質量を持った状態の重ね合わせ」と考えます。質量は各々ν2、ν3とすると、それらの重ね合わせで質量が決まるのでその大きさは「混合角」θで決定されます。量子力学の考えでは、異なった質量を持つν2、ν3は、わずかに違った周波数を持つ波と考えることができます。わづかに周波数の違う波の重ね合わせによって「うなり」が生じて、その結果ニュートリノ成分が減ったり、増えたりを繰り返すのです。ν成分とτ成分の混合比率(混合角)に振動が起きるのです。これを「ニュートリノ振動」と呼ぶ。ニュートリノ振動によって別のニュートリノに点するまでの距離を測れば、ν2、ν3の質量の差が測定できます。アインシュタインの特殊相対性理論が教える様に、「ニュートリノが別のニュートリノに転移する→ニュートリノの時間は進む→ニュートリノは光よりゆっくり進む→ニュートリノには質量がある」という結論となります。当時クォーク間の混合角は小さいということから、ニュートリノ間の混合角も小さいだろうと憶測されていました。太陽ニュートリノの数が理論値よりずっと少ない問題は、地球まで飛んでくる間に別のものに変わっていたと考えれば説明可能となります。そして大きな振動確率つまり大きい混合角が予測されるのです。大気ニュートリノとは宇宙線によりπ中間子がミューオンとμニュートリノに崩壊し、さらにミューオンは電子とμニュートリノと電子ニュートリノに崩壊する反応です。つまりπ中間子が1個生成されるたびに、μニュートリノが2個、電子ニュートリノが1個作られます。実は1988年のカミオカンデ観測によりμニュートリノの数が予想の60%であることを示していました。これはニュートリノ振動が存在し、μニュートリノの半分がτニュートリノに転移していたと仮定すれば説明可能です。τニュートリノの観測はカミオカンデではできなかったので決定的証拠が採れなかった。エネルギーの高いμニュートリノの主な反応は、水中の中性子や養子と反応してミューオンを作ります。このミューオンのチェレンコフ光を検出しミューオンの向きを調べると、元のμニュートリノがどちらからやってきたかが分かります。その結果下から飛来するμニュートリノだけが減っていることが分かった。地球の反対側から上向きに飛来したニュートリノだった。当時のカミオカンデでは大気ニュートリノは数日に1回しか観測できなかった。カミオカンデのような「待ち」の実験では、長い間観測することでデータの信頼性を上げるしかありません。そこでカミオカンデの規模を20倍大きくする「スーパーカミオカンデ」の建設が1991年から開始された。本格的な「太陽ニュートリノ天文台」が、引退された小柴博士に代わって戸塚洋二博士が引き継いだ。水槽は2層式で内水槽は5万トン、光電子増倍管は11000本です。外水槽は邪魔な宇宙線が入ってきたかどうかの確認に使われ、光電子増倍管は1900本です。直径42m、高さは58mで「カミオカンデ」から200メートル離れた同じ地下空洞に設置された。「スーパーカミオカンデ」は1996年4月1日からデーター観測を始めた。そしてデーター解析が進み、1998年6月高山市で行われたニュートリノ国際会議において、著者梶田隆章博士が「ミューオン・ニュ-トリノ振動の証拠」と題する発表を行った。

(つづく)
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読書ノート 梶田隆章著 「ニュートリノで探る宇宙と素粒子」 (平凡社2015年11月)

2017年01月29日 | 書評
物質のもとになる基本粒子ニュートリノの振動現象を証明し、ノーベル賞を受賞したスーパーカミオンデGによる実験物理学の成果 第8回

2) ニュートリノ観測(1)ー宇宙線、太陽、超新星爆発とニュートリノー研究の歴史概要(その3)

重い恒星の最期の爆発を「超新星爆発」と呼びますが、この時のエネルギーの99%はニュートリノとして放出します。カミオカンデはこの「超新星ニュートリノ」を観測し、爆発の理論が正しいことを証明しました。星の内部の陽子という燃料が無くなると中心部の熱が冷め、外へ向かう圧力が無くなります。すると星は自分自身の重みで中心部へ落ち込むことになります。星の中心部の圧力は非常に高くなり原子核同士が近づきヘリウムどうしが結びつく核融合反応が起こります。これ以降の核融合反応では核反応を抑制するニュートリノは反応に関与してきません。この段階で反応の速度は一気に増加し、その中心核にはヘリウムが主になり、炭素、炭素、ケイ素、シリコン、鉄という様に重い原子が形成され、自分重みで沈んでゆき「白色矮星」となって燃えかすの星になります。最終的には鉄の原子核に電子が吸い込まれ中性子だけの「中性子星」となります。ものすごい密度を持つ星です。密度が増加すると自転している星の回転速度も上がります。中性子が冷えるときに大量のニュートリノが放出されエネルギーを失ってゆきます。高密度の中性子星の温度は数百億度に達し素粒子のスープ状態になりますが、この熱を外部に運んでくれるのが、反応しない透過性のよいニュートリノなのです。ニュートリノは熱的にすべての種類(3種のニュートリノとその反粒子)が作られています。超新星爆発のエネルギーの99%はニュートリノが持ち去り、1%は光となります。カミオカンデで測定するニュートリノは主として電子ニュートリノですが、ニュートリノが水の陽子と反応して陽電子と中性子となる時に発せられるチェレンコフ光を観測することです。1987年2月23日マゼラン星雲中の超新星1987Aが爆発しました。カミオカンデは改修工事中でしたが、上部の水封工事が完了せず上部ふたが開放された状態になっていましした。この強運のせいでカミオカンデは超新星1987Aの爆発を偶然キャッチできたのです。ニュートリノが光の到着の3時前に到着したのです。データを解析後3月7日に論文はフィジカルレビューレターズに受理され、3月10日に掲載されました。そして同じデータはIMB実験でも確認され4月6日に同誌に掲載されました。この業績も考慮され小柴博士は2002年にノーベル物理学賞を受賞しました。

(つづく)

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読書ノート 梶田隆章著 「ニュートリノで探る宇宙と素粒子」 (平凡社2015年11月)

2017年01月28日 | 書評
物質のもとになる基本粒子ニュートリノの振動現象を証明し、ノーベル賞を受賞したスーパーカミオンデGによる実験物理学の成果 第7回

2) ニュートリノ観測(1)ー宇宙線、太陽、超新星爆発とニュートリノー研究の歴史概要 (その2)

成果のない陽子崩壊観測から、カミオカンデは太陽からやってくるニュートリノの観測に向けて大規模な改造に乗り出しました。太陽の膨大なエネルギーはどうして生まれるのかについての「標準太陽モデル」は、1939年ハンス・ベーテが相対性理論と原子核のβ崩壊理論に基づいて提唱しました。太陽の中心部は約1600万度、密度は150g/立方cmと非常に高温・高密度です。主に水素2Hとヘリウムからできているが、プラズマ状態から核融合を起し、複雑な経路が提案されているが最終的には4個の陽子pからヘリウム原子核4He1個と陽電子e+2個と電子ニュートリノνe2個が生成される。これを「陽子・陽子連鎖核融合反応」と名付ける。太陽中心部の核融合で通られる様々なエネルギーのニュートリノを「太陽ニュートリノ」と呼ぶ。つまり太陽ニュートリノを観測すれば太陽中心部の核融合の情報が得られることになります。一方中心部で生成された熱はγ線として数十万年かけて太陽表面にたどり着き、波長の長い光として放射されます。ニュートリノが関与する力は「弱い力」であり、極稀に物質と相互作用する。つまりニュトリノが関わる太陽中心部の核融合反応は非常に起りにくい(ブレーキのかかった)反応であり、燃え尽きるまでに100億年はかかる(今はもう50億年経過している)とみられている。この時間と温和な状況が生命を生み出す環境を整えたと考えられる。1960年代後半よりブルックヘヴン研究所のレイモンド・ディヴィスは太陽ニュートリノの観測を始めていました。宇宙線由来のニュートリノを遮蔽するため金山の地下深くに、600トンの塩素化合物(C2Cl4)を蓄え、太陽から飛来する電子ニュートリノが塩素化合物の中性子と反応して、電子を放出して陽子に変わりアルゴン原子が生成されます。アルゴン原子の数を数えてニュートリノの反応数を知るのです。ニュートリノ反応数が少ないと、2か月かけてアルゴン原子20個を識別するというのは大変なことですが、ディヴィスは太陽ニュートリノの観測に成功し、2002年小柴昌俊博士とともにノーベル賞を受賞しました。東大の小柴博士らは1983年3月よりカミオカンデの建設を始め、1983年7月にデーター収集を開始しました。陽子崩壊の兆候がつかめないまま、小柴博士はこれを太陽ニュートリノ観測に切り替えました。しかし太陽ニュートリノのエネルギーは自然の放射線と大差ありません。観測感度を上げると自然放射線も拾ってしまいます。水槽と岩盤の間にさらに1500トンの水で被覆し、水の放射性不純物を徹底して精製などの改造を行った。太陽ニュートリノの観測を開始したのは1987年1月のことでした。カミオカンデが測定する太陽ニュートリノの反応は、電子ニュートリノが電子を弾き飛ばす「弾性散乱」です。観測頻度は10日に一度くらいでした。カミオカンデなら太陽の方向からくる信号とランダムな信号との差をとればそれが太陽ニュートリノとなります。こうしてカミオカンデは20年前のディヴィスの観測結果を確認したのです。

(つづく)
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読書ノート 梶田隆章著 「ニュートリノで探る宇宙と素粒子」 (平凡社2015年11月)

2017年01月27日 | 書評
物質のもとになる基本粒子ニュートリノの振動現象を証明し、ノーベル賞を受賞したスーパーカミオンデGによる実験物理学の成果 第6回

2) ニュートリノ観測(1)ー宇宙線、太陽、超新星爆発とニュートリノー研究の歴史概要 (その1)

1983年に測定を開始した「カミオカンデ KAMIOKANDE」は実はニュートリノを測定することが目的で作られたのではなく、大量の水のなかの陽子崩壊を検出するためにつくられました。そして運転後スーパーカミオカンデも含めて30年以上経過しましたが、陽子崩壊は観測されていません。初期の目的は達せられないもののへこたれず他のことで成果を上げる研究精神を「セレンディピティ」と言います。スーパーカミオカンデでニュートリノの振動を発見したのは怪我の功名と言ってもよく、小柴博士を中心とした測定に従事した研究者のねばり強さが感じられます。余談はさておき、宇宙線の発見を概観しておきましょう。1895年ウイルヘルム・レントゲンは「目には見えないけれど透過力の強い光のようなもの」に気が付き、これを「X線」となずけました。1896年アンリ・ベクレルはウランが「放射性同位元素」であることを発見しました。1898年アーネスト・ラザフォードはウランから放出される2種類の放射線のうち、透過力の弱いものを「α線」(原子核粒子)、より強いものを「β線」(電子)と名付けました。1900年ポール・ヴィラ―?はウランから透過力の強い電磁波を「γ線」と名付けました。これらの「放射線」は物質を透過する際、その物質を構成する原子にエネルギーを与えて電子を弾き飛ばす電離作用があります。20世紀になって地上のどこでも放射線が観測され、その源がどこにあるのかを測定することになりました。1912年ヴィクトール・ヘスは気球に乗って上空の放射線強度を測定し、上空数百メートルでは変化はないが5000メートルでは地上の2倍の放射線強度が強いことを観測し、上空の放射線は地中からではなく、宇宙から来ていると結論しました。空気圧は地上5kmでは0.5気圧です。α線は1cmの水ですら透過できません。β線は10cmの水でストップです。γ線ですら100cmでほとんど止まります。ですから宇宙線はα、β、γ線よりも透過力が強い放射線になります。1940年頃には宇宙線(一次宇宙線)のほとんどが高エネンルギーの陽子であることが分かるようになり、太陽系以外のどこからかやってきて地球の大気と反応して生成される二次宇宙線を作ります。その宇宙線のエネルギーは高いもので10^20電子ボルト、弱いもので10^9電子ボルト程度です。宇宙線からニュートリノが作られています。陽子を主成分とする1次宇宙線は大気と反応して酸素や窒素の原子核と反応してπ中間子を生成し、π中間子は崩壊して第2世代のレプトンであるνμμニュートリノ、μミューオンを生成します。大気の厚みは数十Kmと厚いので、μミューオンも崩壊し電子e、μニュートリノ、電子ニュートリノを生成します。これらを「大気ニュートリノ」と呼びます。大気ニュートリノを検出する実験が1965年インドと南アフリカの鉱山チカ深くで行われました。バックグラウンドと区別するためニュートリノが高い透過性を持つことを利用して厚い岩盤の地下でおこなわれたのです。インドでは地下3200m、南アフリカでは地下2300mで行われました。ニュートリノを観測する時の原則は、大量の物質を用意して反応を待つことです。比較的透過率の高いミューオン(岩盤を1Kmも通過する)と区別することが観測の要です。宇宙線起源のミューオンは真上からやってきます。大気起源のミューオンは横からやってきますのでミューオンが観測出来たら大気由来のμニュートリノが検出されたことになります。こうしてニュートリノの存在が確認されました。インドの実験の中心は大阪市立大学の三宅三郎教授でした。一次宇宙線の中心は陽子であるが、宇宙の起源の150億年より陽子の寿命ははるかに長い(10^30年)といわれます。それでも大量の水(3トンの水は10^30個の陽子を含む)を用意して世界各地で陽子崩壊を探す実験が1980年初めから行われました。1983年から岐阜県神岡町で観測を開始した「カミオカンデ」は小柴昌俊博士が指導しました。カミオカンデは地下1000mの鉱山の坑道に設置され、直径16m、高さ16m、水槽3000トン、光電子倍増倍管1000個です。陽子の崩壊の予想は、陽子p→陽電子e+とπ中間子π0でした。π中間子π0はすぐに光子γ線2個に崩壊し、水中で電子e-と陽電子e+になります。これらは水中を走る時「チェレンコフ光」を進行方向に向けて発します。ドーナツのようなリングが3つが観測され、2つのリングが最も明るいリングと反対方向を向いていたら陽子崩壊の証拠となるのです。陽子崩壊を測定するカミオカンデにとって、大気μニュートリノは観測の邪魔になります。ニュートリノは水中で電子と衝突して電子やミューオンを散乱させチェレンコフ光を発生するからです。陽子崩壊とニュートリノ反応の違いは、チェレンコフ光が反対方向を向いて3個観測些Tれれ場陽子崩壊と判定され、同方向に2個チェレンコフ光が観測されればニュートリノ反応と区別できます。カミオカンデ実験では1日1回陽子崩壊が起きると予想したのですが、この30年間一度も陽子崩壊を観測できたことはありませんでした。

(つづく)

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