ผู้ได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ รางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์มอบให้กับชาวญี่ปุ่นและชาวแคนาดาที่พิสูจน์ว่านิวตริโนมีมวล

รางวัลโนเบลประจำปี 2015 ได้รับรางวัลจาก "การค้นพบการแกว่งของนิวตริโน ซึ่งพิสูจน์ว่านิวตริโนมีมวล"

ในปี 1998 ทาคาอากิ คาจิตะ ซึ่งเป็นสมาชิกของความร่วมมือซูเปอร์คามิโอกันเดะ ได้นำเสนอข้อมูลที่แสดงให้เห็นถึงการหายตัวไปของมิว-นิวตริโนในชั้นบรรยากาศ ซึ่งก็คือนิวตริโนที่เกิดจากรังสีคอสมิกที่ผ่านชั้นบรรยากาศระหว่างทางไปยังเครื่องตรวจจับ ในปี พ.ศ. 2544 อาเธอร์ บี. แมคโดนัลด์ ผู้อำนวยการศูนย์ความร่วมมือหอดูดาวนิวตริโน (SNO) ในซัดเบอรี ตีพิมพ์หลักฐานเกี่ยวกับการแปลงนิวตริโนอิเล็กตรอนจากแสงอาทิตย์ไปเป็นมิวและเทานิวทริโน การค้นพบเหล่านี้มีความสำคัญอย่างยิ่งและเป็นความก้าวหน้าทางฟิสิกส์ของอนุภาค การแกว่งของนิวตริโนและคำถามที่เกี่ยวข้องกันเกี่ยวกับธรรมชาติของนิวตริโน มวลนิวตริโน และความเป็นไปได้ในการทำลายความสมมาตรของอัตราส่วนประจุของเลปตัน ถือเป็นประเด็นที่สำคัญที่สุดของจักรวาลวิทยาและฟิสิกส์อนุภาคเบื้องต้นในปัจจุบัน

เราอาศัยอยู่ในโลกของนิวตริโน นิวตริโนหลายพันล้าน “ไหล” ผ่านร่างกายของเราทุกวินาที พวกมันไม่สามารถมองเห็นได้และไม่สามารถรู้สึกได้ นิวตริโนพุ่งผ่านอวกาศด้วยความเร็วเกือบเท่าแสงและแทบไม่มีปฏิกิริยากับสสารเลย มีแหล่งกำเนิดนิวตริโนจำนวนมากทั้งในอวกาศและบนโลก นิวตริโนบางตัวถือกำเนิดขึ้นจากบิกแบง และตอนนี้แหล่งที่มาของนิวทริโนคือการระเบิดของซุปเปอร์โนวา และการสลายของดาวฤกษ์ยักษ์ใหญ่ เช่นเดียวกับปฏิกิริยากัมมันตภาพรังสีที่โรงไฟฟ้านิวเคลียร์ และกระบวนการสลายกัมมันตภาพรังสีตามธรรมชาติในธรรมชาติ ดังนั้นนิวทริโนจึงเป็นอนุภาคมูลฐานที่มีจำนวนมากเป็นอันดับสองรองจากโฟตอน ซึ่งเป็นอนุภาคของแสง แต่ถึงกระนั้น การดำรงอยู่ของพวกมันก็ไม่ได้ถูกกำหนดมาเป็นเวลานาน

ความเป็นไปได้ของการมีอยู่ของนิวตริโนถูกเสนอโดยนักฟิสิกส์ชาวออสเตรีย Wolfgang Pauli เพื่อเป็นความพยายามที่จะอธิบายการเปลี่ยนแปลงของพลังงานระหว่างการสลายตัวของเบต้า (การสลายตัวของกัมมันตภาพรังสีชนิดหนึ่งของอะตอมที่มีการปล่อยอิเล็กตรอน) ในเดือนธันวาคม พ.ศ. 2473 เขาเสนอว่าพลังงานบางส่วนถูกนำออกไปโดยอนุภาคที่มีความเป็นกลางทางไฟฟ้าและมีปฏิกิริยาโต้ตอบอย่างอ่อนซึ่งมีมวลต่ำมาก (อาจไม่มีมวล) เพาลีเองก็เชื่อในการมีอยู่ของอนุภาคดังกล่าว แต่ในขณะเดียวกัน เขาก็เข้าใจว่าการตรวจจับอนุภาคที่มีพารามิเตอร์ดังกล่าวนั้นยากเพียงใดโดยใช้วิธีฟิสิกส์เชิงทดลอง เขาเขียนเกี่ยวกับเรื่องนี้: “ฉันทำสิ่งที่แย่มาก ฉันสันนิษฐานว่ามีอนุภาคที่ไม่สามารถตรวจจับได้” ไม่นานหลังจากการค้นพบอนุภาคขนาดใหญ่ที่มีปฏิกิริยาโต้ตอบรุนแรงคล้ายกับโปรตอนในปี 1932 แต่เป็นกลางเท่านั้น (ส่วนหนึ่งของอะตอมคือนิวตรอน) นักฟิสิกส์ชาวอิตาลี เอ็นรีโก แฟร์มี เสนอให้เปาลีเรียกอนุภาคมูลฐานที่เข้าใจยากว่านิวตริโน

โอกาสในการตรวจจับนิวตริโนเกิดขึ้นในช่วงปลายทศวรรษที่ 50 เท่านั้น เมื่อมีการสร้างโรงไฟฟ้านิวเคลียร์จำนวนมากและฟลักซ์ของนิวตริโนเพิ่มขึ้นอย่างมีนัยสำคัญ ในปี 1956 F. Rhines (ซึ่งต่อมาได้รับรางวัลโนเบลในปี 1995) ได้ทำการทดลองเพื่อนำแนวคิดของนักฟิสิกส์โซเวียต B.M. Pontecorvo ในการตรวจหานิวตริโนและแอนตินิวตริโนที่เครื่องปฏิกรณ์นิวเคลียร์ในเซาท์แคโรไลนา ด้วยเหตุนี้ เขาจึงส่งโทรเลขถึงโวล์ฟกัง เพาลี (เพียงหนึ่งปีก่อนที่เขาจะเสียชีวิต) เพื่อแจ้งให้ทราบว่านิวตริโนได้ทิ้งร่องรอยไว้ในเครื่องตรวจจับ และแล้วในปี พ.ศ. 2500 B.M. Pontecorvo ตีพิมพ์ผลงานบุกเบิกอีกเรื่องเกี่ยวกับนิวตริโนซึ่งเขาเป็นผู้บุกเบิกแนวคิดเรื่องการสั่นของนิวตริโน.
นับตั้งแต่ทศวรรษที่ 60 นักวิทยาศาสตร์ได้เริ่มพัฒนาทิศทางทางวิทยาศาสตร์ใหม่อย่างแข็งขัน - ดาราศาสตร์นิวตริโน ภารกิจประการหนึ่งคือการนับจำนวนนิวตริโนที่เกิดขึ้นจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ในดวงอาทิตย์ แต่ความพยายามที่จะบันทึกจำนวนนิวตริโนโดยประมาณบนโลกแสดงให้เห็นว่านิวตริโนประมาณสองในสามหายไป! แน่นอนว่าการคำนวณอาจมีข้อผิดพลาดได้ แต่วิธีแก้ปัญหาหนึ่งที่เป็นไปได้คือนิวตริโนบางตัวเปลี่ยนประเภทของพวกมัน ตามแบบจำลองมาตรฐานที่ใช้บังคับในปัจจุบันในฟิสิกส์ของอนุภาค (รูปที่ 1) นิวตริโนมีอยู่สามประเภท ได้แก่ นิวตริโนอิเล็กตรอน มิว-นิวตริโน และเทานิวตริโน

รูปที่ 1 - แบบจำลองมาตรฐานเป็นโครงสร้างทางทฤษฎีในฟิสิกส์ของอนุภาคที่อธิบายปฏิกิริยาทางแม่เหล็กไฟฟ้า ความอ่อน และแรงของอนุภาคมูลฐานทั้งหมด แบบจำลองมาตรฐานไม่ใช่ทฤษฎีของทุกสิ่ง เนื่องจากไม่ได้อธิบายสสารมืด พลังงานมืด และไม่รวมถึงแรงโน้มถ่วง ประกอบด้วยเลปตัน 6 ตัว (อิเล็กตรอน, มิวออน, เทาว์เลปตัน, อิเล็กตรอนนิวตริโน, มิวออนนิวตริโน และเทานิวตริโน), ควาร์ก 6 ตัว (u, d, s, c, b, t) และปฏิภาคที่สอดคล้องกัน 12 ตัว (http://elementy.ru/LHC/HEP/SM)

นิวตริโนแต่ละประเภทสอดคล้องกับคู่ที่มีประจุของมัน นั่นคือ อิเล็กตรอน และอนุภาคที่หนักกว่าอีกสองอนุภาคซึ่งมีอายุการใช้งานสั้นกว่า คือ มิวออนและเทาเลปตัน จากปฏิกิริยานิวเคลียร์บนดวงอาทิตย์ มีเพียงอิเล็กตรอนนิวตริโนเท่านั้นที่เกิด และนิวตริโนที่หายไปสามารถพบได้หากระหว่างทางมายังโลก อิเล็กตรอนนิวตริโนสามารถกลายเป็นมิว-นิวตริโนและเทา-นิวตริโนได้

การค้นหานิวตริโนที่อยู่ลึกลงไปใต้ดิน

การค้นหานิวตริโนดำเนินการอย่างต่อเนื่องทั้งกลางวันและกลางคืนในสิ่งปลูกสร้างขนาดมหึมาที่สร้างขึ้นใต้ดินลึกเพื่อกรองเสียงรบกวนจากภายนอกที่เกิดจากรังสีคอสมิกและปฏิกิริยากัมมันตภาพรังสีที่เกิดขึ้นเองในสิ่งแวดล้อม เป็นเรื่องยากมากที่จะแยกแยะสัญญาณของนิวตริโนแสงอาทิตย์จริงสองสามตัวจากนิวตริโนปลอมหลายพันล้านตัว

หอสังเกตการณ์ซูเปอร์-คามิโอคันเดนิวตรอนสร้างขึ้นในปี 1996 ใต้ภูเขาคามิโอกะ ห่างจากโตเกียวไปทางตะวันตกเฉียงเหนือ 250 กม. หอดูดาวอีกแห่งหนึ่งคือ Sudbury Neutrino Observatory (SNO) สร้างขึ้นในปี 1999 ในเหมืองนิกเกิลใกล้ออนแทรีโอ

รูปที่ 2 – ซูเปอร์-กามิโอแคนเดะเป็นเครื่องตรวจจับนิวตริโนในชั้นบรรยากาศ เมื่อนิวตริโนทำปฏิกิริยากับน้ำ อนุภาคที่มีประจุไฟฟ้าจะถูกสร้างขึ้น สิ่งนี้นำไปสู่การปรากฏตัวของรังสี Cherenkov-Vavilov ซึ่งถูกบันทึกโดยเครื่องตรวจจับแสง รูปร่างและความเข้มของสเปกตรัมรังสีเชเรนคอฟ-วาวิลอฟ ทำให้สามารถระบุชนิดของอนุภาคและที่มาของมันได้

Super-Kamiokande เป็นเครื่องตรวจจับขนาดยักษ์ที่สร้างขึ้นที่ระดับความลึก 1,000 เมตร ประกอบด้วยถังขนาด 40 x 40 เมตร บรรจุน้ำได้ 50,000 ตัน น้ำในแทงค์มีความบริสุทธิ์มากจนแสงสามารถเดินทางได้ 70 เมตร ก่อนที่ความเข้มข้นจะลดลงครึ่งหนึ่ง ในสระว่ายน้ำปกติระยะนี้เพียงไม่กี่เมตรเท่านั้น ที่ด้านข้างของแท็งก์ ทั้งด้านบนและด้านล่างมีเครื่องตรวจจับแสง 11,000 ชิ้นที่ให้คุณบันทึกแสงแฟลชเพียงเล็กน้อยในน้ำได้ นิวตริโนจำนวนมากผ่านถังน้ำ แต่มีเพียงไม่กี่นิวตริโนเท่านั้นที่ทำปฏิกิริยากับอะตอมและ/หรืออิเล็กตรอนเพื่อสร้างอนุภาคที่มีประจุไฟฟ้า มิวออนเกิดจากมิว-นิวตริโน และอิเล็กตรอนจากอิเล็กตรอนนิวตริโน แสงสีฟ้าวูบวาบเกิดขึ้นรอบๆ อนุภาคที่มีประจุที่เกิดขึ้น นี่คือสิ่งที่เรียกว่ารังสีเชเรนคอฟ-วาวิลอฟ ซึ่งเกิดขึ้นเมื่ออนุภาคที่มีประจุเคลื่อนที่ด้วยความเร็วเกินความเร็วแสงในตัวกลางที่กำหนด และนี่ไม่ได้ขัดแย้งกับทฤษฎีของไอน์สไตน์ซึ่งระบุว่าไม่มีสิ่งใดสามารถเคลื่อนที่ได้เร็วกว่าความเร็วแสงในสุญญากาศ ในน้ำ ความเร็วแสงเป็นเพียง 70% ของความเร็วแสงในสุญญากาศ ดังนั้นจึงสามารถปิดกั้นได้ด้วยความเร็วของอนุภาคที่มีประจุ

เมื่อรังสีคอสมิกผ่านชั้นบรรยากาศ จะเกิดมิว-นิวตริโนจำนวนมาก ซึ่งต้องเดินทางเป็นระยะทางเพียงไม่กี่สิบกิโลเมตรไปยังเครื่องตรวจจับ ซุปเปอร์คามิโอแคนเดะสามารถตรวจจับมิว-นิวตริโนที่มาจากชั้นบรรยากาศได้โดยตรง เช่นเดียวกับนิวตริโนที่เข้าไปในเครื่องตรวจจับจากฝั่งตรงข้ามซึ่งผ่านความหนาทั้งหมดของโลก คาดว่าจำนวนมิว-นิวตริโนที่ตรวจพบในทั้งสองทิศทางจะเท่ากัน เนื่องจากความหนาของโลกไม่เป็นอุปสรรคต่อนิวตริโน อย่างไรก็ตาม จำนวนนิวตริโนที่ชนซุปเปอร์คามิโอคันเดะโดยตรงจากชั้นบรรยากาศนั้นมีมากกว่ามาก จำนวนนิวทริโนของอิเล็กตรอนที่มาถึงทั้งสองทิศทางไม่แตกต่างกัน ปรากฎว่าส่วนหนึ่งของมู-นิวตริโนที่เดินทางในเส้นทางที่ยาวกว่าผ่านความหนาของโลก มีแนวโน้มว่าจะกลายเป็นเทา-นิวตริโนในทางใดทางหนึ่ง อย่างไรก็ตาม เป็นไปไม่ได้ที่จะบันทึกการเปลี่ยนแปลงเหล่านี้โดยตรงที่หอดูดาวซูเปอร์-คามิโอกันเด

เพื่อให้ได้คำตอบสุดท้ายสำหรับคำถามเกี่ยวกับความเป็นไปได้ของการเปลี่ยนแปลงของนิวตริโนหรือการแกว่งของนิวตริโน จึงมีการทดลองอีกครั้งที่หอดูดาวนิวตริโนแห่งที่สอง หอดูดาว Sudbury Neutrino (รูปที่ 3) มันถูกสร้างขึ้นใต้ดิน 2,000 เมตร และติดตั้งเครื่องตรวจจับแสง 9,500 เครื่อง หอดูดาวนี้ออกแบบมาเพื่อตรวจจับนิวทริโนแสงอาทิตย์ซึ่งมีพลังงานต่ำกว่าที่สร้างขึ้นในชั้นบรรยากาศอย่างมาก ถังนี้ไม่เพียงเต็มไปด้วยน้ำบริสุทธิ์เท่านั้น แต่ยังเต็มไปด้วยน้ำหนัก ซึ่งไฮโดรเจนแต่ละอะตอมในโมเลกุลของน้ำจะมีนิวตรอนเพิ่มเติม ดังนั้นความน่าจะเป็นที่นิวตริโนจะมีปฏิกิริยากับอะตอมไฮโดรเจนหนักจึงสูงกว่ามาก นอกจากนี้การมีนิวเคลียสหนักช่วยให้นิวตริโนสามารถโต้ตอบกับปฏิกิริยานิวเคลียร์อื่น ๆ ได้ดังนั้นจึงจะสังเกตเห็นแสงวูบวาบที่มีความเข้มต่างกัน ปฏิกิริยาบางประเภททำให้สามารถตรวจจับนิวทริโนทุกประเภทได้ แต่น่าเสียดายที่ปฏิกิริยาเหล่านี้ไม่อนุญาตให้แยกแยะประเภทหนึ่งจากอีกประเภทหนึ่งได้อย่างถูกต้อง

รูปที่ 3 - หอดูดาว Sudbury Neutrino เป็นเครื่องตรวจจับนิวตริโนจากแสงอาทิตย์ ปฏิกิริยาระหว่างนิวเคลียสของไฮโดรเจนหนักและนิวตริโนทำให้สามารถตรวจจับทั้งนิวตริโนอิเล็กตรอนและนิวตริโนทุกประเภทพร้อมกันได้ (ภาพประกอบ 2 และ 3 จากเว็บไซต์ของคณะกรรมการโนเบล nobelprize.org และ Swedish Academy of Sciences kva.se)

หลังจากการทดลองเริ่มต้นขึ้น หอดูดาวตรวจพบนิวตริโน 3 ตัวต่อวันจากนิวตริโน 6 หมื่นล้านตัวที่เดินทางมายังโลกจากดวงอาทิตย์ทุกๆ 1 ตารางเซนติเมตร และยังน้อยกว่าจำนวนนิวตริโนแสงอาทิตย์ของอิเล็กตรอนที่คำนวณได้ 3 เท่า จำนวนนิวตริโนทุกประเภทที่ตรวจพบที่หอดูดาวนั้นสอดคล้องกับจำนวนนิวตริโนที่คาดหวังจากดวงอาทิตย์ซึ่งมีความแม่นยำสูง ลักษณะทั่วไปของผลการทดลองของหอสังเกตการณ์นิวตริโนสองแห่ง ทฤษฎีที่เสนอโดย Pontecorvo เกี่ยวกับความเป็นไปได้พื้นฐานของการสั่นของนิวตริโน ทำให้สามารถพิสูจน์การมีอยู่ของการเปลี่ยนแปลงของนิวตริโนระหว่างทางจากดวงอาทิตย์มายังโลก ในหอดูดาวทั้งสองแห่ง ได้แก่ หอดูดาวซูเปอร์-คามิโอคันเด และหอดูดาวซัดเบอรี นิวตริโน ผลลัพธ์ที่อธิบายไว้ได้มาครั้งแรกและเสนอการตีความในปี พ.ศ. 2544 เพื่อยืนยันความถูกต้องของการทดลองในขั้นสุดท้าย อีกหนึ่งปีต่อมาในปี พ.ศ. 2545 การทดลองของ KamLAND (เครื่องตรวจจับสารเรืองแสงนิวตริโนของคามิโอกะชนิดเหลว) ได้เริ่มต้นขึ้น โดยใช้เครื่องปฏิกรณ์เป็นแหล่งนิวตรอน หลายปีต่อมา หลังจากสะสมสถิติได้เพียงพอแล้ว ผลลัพธ์ของการเปลี่ยนรูปนิวทริโนได้รับการยืนยันด้วยความแม่นยำสูง

เพื่ออธิบายกลไกของการเปลี่ยนแปลงของนิวตริโนหรือการสั่นของนิวตริโน นักวิทยาศาสตร์จึงหันไปใช้ทฤษฎีคลาสสิกของกลศาสตร์ควอนตัม ผลกระทบของการเปลี่ยนแปลงของอิเล็กตรอนนิวตริโนไปเป็นมิวและเทา-นิวตริโน จากมุมมองของกลศาสตร์ควอนตัม สันนิษฐานว่านิวตริโนมีมวล ไม่เช่นนั้นกระบวนการนี้เป็นไปไม่ได้แม้แต่ในทางทฤษฎี ในกลศาสตร์ควอนตัม อนุภาคที่มีมวลจำนวนหนึ่งจะสอดคล้องกับคลื่นความถี่หนึ่ง นิวตริโนคือการซ้อนทับกันของคลื่น ซึ่งสอดคล้องกับนิวตริโนประเภทต่างๆ ที่มีมวลต่างกัน เมื่อคลื่นอยู่ในเฟส จะไม่สามารถแยกแยะนิวตริโนประเภทหนึ่งจากอีกประเภทหนึ่งได้ แต่ในช่วงเวลาสำคัญของการเคลื่อนที่ของนิวตริโนจากดวงอาทิตย์มายังโลก การเคลื่อนตัวของคลื่นสามารถเกิดขึ้นได้ และการซ้อนทับกันในภายหลังในลักษณะที่แตกต่างออกไปก็เป็นไปได้ จากนั้นจึงเป็นไปได้ที่จะแยกแยะนิวตริโนประเภทหนึ่งจากอีกประเภทหนึ่งได้ การเปลี่ยนแปลงที่แปลกประหลาดเหล่านี้เกิดขึ้นเนื่องจากนิวทริโนประเภทต่างๆ มีมวลต่างกัน แต่มีปริมาณต่างกันเพียงเล็กน้อย มวลของนิวตริโนคาดว่าจะน้อยกว่ามวลของอิเล็กตรอนหลายล้านเท่า ซึ่งเป็นปริมาณที่ไม่มีนัยสำคัญ อย่างไรก็ตาม เนื่องจากนิวตริโนเป็นอนุภาคที่พบได้ทั่วไป ผลรวมของมวลของนิวตริโนทั้งหมดจึงเท่ากับมวลของดาวฤกษ์ที่มองเห็นได้ทั้งหมดโดยประมาณ

แม้ว่านักฟิสิกส์จะประสบความสำเร็จเช่นนี้ แต่คำถามมากมายก็ยังคงไม่ได้รับการแก้ไข ทำไมนิวทริโนถึงเบามาก? มีนิวตริโนประเภทอื่นอีกหรือไม่? เหตุใดนิวตริโนจึงแตกต่างจากอนุภาคมูลฐานอื่นๆ มาก การทดลองยังคงดำเนินต่อไปและหวังว่าจะเปิดเผยคุณสมบัติใหม่ของนิวตริโน และทำให้เราเข้าใกล้ความเข้าใจประวัติศาสตร์ โครงสร้าง และอนาคตของจักรวาลมากขึ้น

จัดทำจากวัสดุจากเว็บไซต์ nobelprize.org

วรรณกรรมและแหล่งข้อมูลยอดนิยม

รางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ประจำปี 2015 ตกเป็นของ Takaaki Kajita (ญี่ปุ่น) และ Arthur Munckdonald (แคนาดา) สำหรับการวิจัยเกี่ยวกับนิวตริโนและการทดลองเพื่อตรวจจับมวลของอนุภาคมูลฐานนี้ คณะกรรมการโนเบลได้ประกาศเรื่องนี้ในงานแถลงข่าวพิเศษในกรุงสตอกโฮล์ม เมืองหลวงของสวีเดน

“การค้นพบนี้ได้เปลี่ยนความเข้าใจของเราเกี่ยวกับกระบวนการที่ใกล้ชิดที่สุดในสสาร และอาจพิสูจน์ได้ว่ามีความสำคัญต่อความเข้าใจของเราเกี่ยวกับจักรวาล” คณะกรรมการกล่าวในการแถลงข่าว

จำนวนรางวัลโนเบลในปีนี้คือ 953,000 ดอลลาร์สหรัฐ ผู้วิจัยจะแบ่งครึ่ง

โปรดทราบว่าการวิจัยนิวตริโนช่วยให้นักวิทยาศาสตร์มองเข้าไปในห้วงอวกาศ ติดตามวงจรชีวิตของดวงดาว และตรวจจับวัตถุทางดาราศาสตร์ที่อยู่ห่างไกล นอกจากนี้ยังใช้เพื่อทำการวิจัยเกี่ยวกับองค์ประกอบของโลกด้วย นอกจากนี้ แนวคิดของนิวทริโนยังใช้ในกลศาสตร์ควอนตัมด้วย ตัวอย่างเช่น นักฟิสิกส์คาดหวังว่าจะสร้างเทคโนโลยีใหม่ในการส่งข้อมูลในระยะทางไกลและผ่านอุปสรรคใหญ่ผ่านการวิจัยในสาขานี้

ให้เราระลึกว่าในปี 2014 รางวัลในสาขาฟิสิกส์นั้นมอบให้กับ Isomo Akasaki ชาวญี่ปุ่น, Hiroshi Amano และพลเมืองสหรัฐอเมริกาที่มีเชื้อสายญี่ปุ่นเช่นกัน Shuji Nakamura

โดยรวมแล้วตั้งแต่ปี 1901 จนถึงปัจจุบัน มีการมอบรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ถึง 108 ครั้งเพื่อเป็นเกียรติแก่นักวิทยาศาสตร์ 199 คน ผู้ชนะรางวัลวิทยาศาสตร์สูงสุดไม่ได้ประกาศเฉพาะในปี 1916, 1931, 1934, 1940, 1941 และ 1942 เท่านั้น

นักฟิสิกส์ที่อายุน้อยที่สุดที่ได้รับรางวัลโนเบลคือ Lawrence Bragg ชาวออสเตรเลีย พร้อมด้วยพ่อของเขา วิลเลียม แบรกก์ เขาได้รับการยอมรับในปี 1915 จากการศึกษาโครงสร้างผลึกโดยใช้รังสีเอกซ์ นักวิทยาศาสตร์มีอายุเพียง 25 ปีในขณะที่ประกาศผลการลงคะแนนของคณะกรรมการโนเบล และผู้ได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ที่อายุมากที่สุดคือ เรย์มอนด์ เดวิส ชาวอเมริกัน ซึ่งมีอายุ 88 ปีในวันที่ได้รับรางวัล เขาอุทิศชีวิตให้กับฟิสิกส์ดาราศาสตร์และสามารถค้นพบอนุภาคมูลฐานเช่นนิวตริโนในจักรวาลได้ จนถึงทุกวันนี้ อายุเฉลี่ยของนักฟิสิกส์ในวันที่ได้รับรางวัลคือ 55 ปี

ในบรรดาผู้ได้รับรางวัลนักฟิสิกส์ ผู้หญิงมีจำนวนน้อยที่สุดที่เป็นผู้หญิง มีเพียงสองคนเท่านั้น เหล่านี้คือ Marie Curie ซึ่งร่วมกับสามีของเธอ Pierre ได้รับรางวัลในปี 1903 สำหรับการวิจัยเกี่ยวกับกัมมันตภาพรังสี (โดยหลักการแล้วเธอเป็นผู้หญิงคนแรกที่ได้รับรางวัลทางวิทยาศาสตร์สูงสุด) และ Maria Geppert-Mayer ซึ่งได้รับรางวัลในปี 1963 สำหรับการค้นพบโครงสร้างเปลือกของนิวเคลียส

รางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ประจำปี 2015 มอบให้กับนักวิทยาศาสตร์ผู้ค้นพบสิ่งที่ยอดเยี่ยม การทำงานแบบคู่ขนาน ทาคาอากิ คาจิโตะ และอาร์เธอร์ แมคโดนัลด์สพิสูจน์ให้เห็นว่าอนุภาคที่เข้าใจยากที่เรียกว่านิวตริโนมีน้ำหนัก แน่นอนว่าตัวบ่งชี้เหล่านี้มีค่ามากกว่าศูนย์เล็กน้อย แต่ตอนนี้วิทยาศาสตร์มีคำอธิบายเกี่ยวกับกำเนิดของจักรวาลในหลักการรวมถึงกระบวนการต่างๆ มากมายที่เกิดขึ้นบนโลก

อนุภาคที่เป็นกลางขนาดเล็ก

Neutrino แปลว่า "เป็นกลางเล็กน้อย" ในภาษาอิตาลี อนุภาคขนาดเล็กจิ๋วเหล่านี้ไม่มีประจุไฟฟ้า ดังนั้นนักวิทยาศาสตร์จึงเชื่อมานานแล้วว่านิวตริโนมีมวลเป็นศูนย์ อย่างไรก็ตาม การทดลองที่ดำเนินการโดย Kajito จากมหาวิทยาลัยโตเกียว และโดย MacDonald จากมหาวิทยาลัย Royal Canadian ได้หักล้างทฤษฎีที่มีอยู่โดยสิ้นเชิง ตัวแทนของคณะกรรมการโนเบลระบุแล้วว่าการค้นพบนี้จะช่วยเปลี่ยนความเข้าใจในการทำงานในส่วนลึกที่สุดของสสาร ตลอดจนเป็นปัจจัยชี้ขาดในวิสัยทัศน์ใหม่ของจักรวาล

การทดสอบดำเนินไปอย่างไร

ดังที่เราได้กล่าวไปแล้ว นักวิทยาศาสตร์ได้ทำการทดลองแบบคู่ขนานในสองแห่งที่ต่างกัน ในการดำเนินการนี้ เครื่องตรวจจับหนึ่งเครื่องถูกสร้างขึ้นใต้ดินหนึ่งกิโลเมตรใต้ภูเขากิฟุของญี่ปุ่น และลึกอีกสองกิโลเมตรใต้เหมืองนิกเกิลเก่าในออนแทรีโอ ในระหว่างการทดสอบ นักวิทยาศาสตร์ค้นพบว่านิวตริโนสามารถเปลี่ยนจากสถานะหนึ่งไปอีกสถานะหนึ่งได้ในขณะที่พวกมันเคลื่อนตัวไปในอวกาศ จากพฤติกรรมของอนุภาคที่เปลี่ยนรูปร่าง เราสามารถระบุได้อย่างมั่นใจว่ามีมวลนิวตริโนอยู่

สิ่งที่ผู้ได้รับรางวัลกล่าวว่า

ตอบคำถามจากผู้สื่อข่าวหลังจากประกาศผู้ได้รับรางวัลสาขาฟิสิกส์ Macdonald บรรยายอาการของเขาด้วย Archimedean สั้นๆ และกระชับว่า “Eureka!” พร้อมเสริมว่ามันไม่ใช่ประสบการณ์ง่าย ๆ โชคดีที่ผู้วิจัยมีเพื่อนร่วมงานหลายคนที่ช่วยเขาในการทำงานและตอนนี้ก็พร้อมที่จะแบ่งปันความสุขของเขาแล้ว

เมื่อคาจิโตะรู้ว่าเขาเป็นผู้ชนะ เขาพูดได้เพียงคำเดียวว่า "ไม่น่าเชื่อ" ในงานแถลงข่าวที่จัดขึ้นที่โตเกียว ผู้ได้รับรางวัลโนเบลกล่าวเพิ่มเติมว่าเขารู้สึกกระตือรือร้นที่จะขอบคุณนิวตริโน และเนื่องจากอนุภาคเหล่านี้ถูกสร้างขึ้นโดยรังสีคอสมิก เขาจึงขอบคุณจักรวาลเช่นกัน

อนุภาคที่พบมากที่สุดในจักรวาล

นิวตริโนเป็นหนึ่งในอนุภาคที่พบมากที่สุดในจักรวาล พวกเราไม่มีใครสามารถรู้สึกถึงพวกมันนับพันล้านที่ผ่านเข้ามาในร่างกายของเราทุก ๆ วินาที เราไม่รู้สึกถึงมัน แต่มันมีอยู่จริง อนุภาคเหล่านี้จำนวนมากเป็นผลมาจากบิ๊กแบง พวกมันถูกสร้างขึ้นอย่างต่อเนื่องในบาดาลของโลกในระหว่างกระบวนการสลายตัวของสารกัมมันตภาพรังสี อนุภาคเหล่านี้ถูกส่งไปยังโลกโดยรังสีดวงอาทิตย์ พวกมันสามารถเกิดขึ้นได้จากการระเบิดของดวงดาว เช่นเดียวกับอนุภาคอื่น ๆ ปรากฏการณ์นิวเคลียร์

การค้นพบการมีอยู่ของนิวตริโน

การค้นพบในวันนี้ไม่สามารถเกิดขึ้นได้หากไม่มีการค้นพบร่องรอยของนิวทริโนซึ่งมีอายุย้อนไปถึงปี 1956 ก่อนหน้านี้ นักวิทยาศาสตร์สันนิษฐานว่าอนุภาคดังกล่าวอาจมีอยู่จริง แต่ไม่มีความสามารถทางเทคนิคในการติดตามพวกมัน นิวตริโนมีอยู่สามประเภท: อิเล็กตรอน มิวออน และเทานิวตริโน

ประโยชน์ของวิทยาศาสตร์สมัยใหม่

งานพื้นฐานได้ดำเนินการที่หอดูดาวสองแห่งที่อยู่คนละซีกโลกมาเป็นเวลานาน ย้อนกลับไปในปี 1998 ทีมงานของ Kajito ค้นพบว่านิวตริโนถูกสร้างขึ้นเมื่อรังสีคอสมิกทะลุผ่านชั้นบรรยากาศของโลก และระหว่างทางไปยังเครื่องตรวจจับใต้ภูเขา Kamioko อนุภาคได้เปลี่ยนเอกลักษณ์ของพวกมัน กระบวนการที่คล้ายกันนี้ถูกค้นพบในอีกสามปีต่อมาโดยกลุ่มของแมคโดนัลด์โดยการจับนิวตริโนที่มาจากดวงอาทิตย์ที่หอดูดาวซัดเบอรี การค้นพบนี้จะช่วยอธิบายองค์ประกอบพื้นฐานของจักรวาลได้ครบถ้วน และจะนำไปใช้จริงในการพัฒนานิวเคลียร์ฟิวชันได้ด้วย

บทสรุป

ขณะนี้นักวิทยาศาสตร์รู้แล้วว่ามวลของนิวตริโนนั้นน้อยกว่ามวลของอิเล็กตรอนมากกว่าหนึ่งล้านเท่า แต่เนื่องจากอนุภาคขนาดเล็กมากมีมากมาย ผู้เชี่ยวชาญจึงประเมินว่าน้ำหนักรวมของนิวตริโนอาจเท่ากับมวลรวมของดาวฤกษ์ที่มองเห็นได้ทุกดวงในจักรวาล

ควรเสริมด้วยว่าหลักฐานเบื้องต้นทั้งหมดนี้สนับสนุนการสั่นของนิวตริโนนั้นได้มาใน "การทดลองที่หายไป" นี่คือการทดลองประเภทหนึ่งที่เราวัดฟลักซ์ พบว่ามันอ่อนกว่าที่คาดไว้ และเดาว่านิวตริโนที่เรากำลังมองหาได้กลายพันธุ์ไปมีความหลากหลาย เพื่อให้น่าเชื่อถือยิ่งขึ้น คุณต้องดูกระบวนการเดียวกันโดยตรงผ่าน "การทดลองการเกิดขึ้น" ของนิวตริโน ขณะนี้การทดลองดังกล่าวกำลังดำเนินการอยู่ และผลลัพธ์ก็สอดคล้องกับการทดลองสูญพันธุ์ ตัวอย่างเช่น ที่ CERN มีเส้นเร่งความเร็วพิเศษที่ "ยิง" ลำแสงมิวออนนิวตริโนอันทรงพลังไปในทิศทางของห้องปฏิบัติการ Gran Sasso ของอิตาลี ซึ่งอยู่ห่างออกไป 732 กม. เครื่องตรวจจับ OPERA ที่ติดตั้งในอิตาลีจะค้นหาเทานิวตริโนในกระแสนี้ ตลอดระยะเวลาห้าปีของการดำเนินงาน OPERA จับนิวทริโนเทาว์ได้ห้าตัวแล้ว ดังนั้นสิ่งนี้จึงพิสูจน์ความเป็นจริงของการแกว่งที่ค้นพบก่อนหน้านี้ได้อย่างชัดเจน

องก์ที่สอง: ความผิดปกติของแสงอาทิตย์

ความลึกลับประการที่สองของฟิสิกส์นิวตริโนที่ต้องมีการแก้ไขเกี่ยวข้องกับนิวตริโนแสงอาทิตย์ นิวตริโนเกิดที่ใจกลางดวงอาทิตย์ระหว่างปฏิกิริยาฟิวชันนิวเคลียร์แสนสาหัส พวกมันเกิดขึ้นพร้อมกับปฏิกิริยาที่ทำให้ดวงอาทิตย์ส่องแสง ด้วยฟิสิกส์ดาราศาสตร์สมัยใหม่ เรารู้ดีว่าจะเกิดอะไรขึ้นในใจกลางดวงอาทิตย์ ซึ่งหมายความว่าเราสามารถคำนวณอัตราการผลิตนิวตริโนที่นั่นและการไหลของพวกมันมายังโลกได้ ด้วยการวัดการไหลนี้จากการทดลอง (รูปที่ 6) เราจะสามารถมองตรงไปยังใจกลางดวงอาทิตย์ได้โดยตรงเป็นครั้งแรก และตรวจสอบว่าเราเข้าใจโครงสร้างและการทำงานของดวงอาทิตย์ได้ดีเพียงใด

การทดลองเพื่อตรวจจับนิวทริโนแสงอาทิตย์ได้ดำเนินการมาตั้งแต่ปี 1960; รางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ประจำปี 2545 ส่วนหนึ่งมาจากข้อสังเกตเหล่านี้เท่านั้น เนื่องจากพลังงานของนิวตริโนจากแสงอาทิตย์มีน้อย เครื่องตรวจจับนิวตริโนจึงไม่สามารถระบุทิศทางได้ โดยจะเรียงลำดับ MeV หรือน้อยกว่า แต่จะบันทึกเฉพาะจำนวนเหตุการณ์การเปลี่ยนแปลงทางนิวเคลียร์ที่เกิดจากนิวตริโนเท่านั้น และนี่ก็เช่นกันปัญหาก็เกิดขึ้นทันทีและค่อยๆรุนแรงขึ้น ตัวอย่างเช่น การทดลอง Homestake ซึ่งดำเนินการมาประมาณ 25 ปี แสดงให้เห็นว่าแม้จะมีความผันผวน แต่ฟลักซ์ที่บันทึกไว้ก็ยังน้อยกว่าที่นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์คาดการณ์ไว้โดยเฉลี่ยสามเท่า ข้อมูลเหล่านี้ได้รับการยืนยันในช่วงทศวรรษที่ 90 โดยการทดลองอื่นๆ โดยเฉพาะ Gallex และ SAGE

ความมั่นใจว่าเครื่องตรวจจับทำงานอย่างถูกต้องนั้นยอดเยี่ยมมากจนนักฟิสิกส์หลายคนมีแนวโน้มที่จะเชื่อว่าการทำนายทางทฤษฎีทางดาราศาสตร์ฟิสิกส์ล้มเหลวในที่ใดที่หนึ่ง กระบวนการดังกล่าวซับซ้อนเกินไปที่ใจกลางดวงอาทิตย์ อย่างไรก็ตาม นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ได้ปรับปรุงแบบจำลองและยืนยันความน่าเชื่อถือของการทำนาย ดังนั้นปัญหายังคงมีอยู่และต้องการคำอธิบาย

แน่นอนว่า นักทฤษฎีต่างก็คิดถึงการแกว่งของนิวตริโนมานานแล้ว สันนิษฐานว่าระหว่างทางจากภายในสุริยะ อิเล็กตรอนนิวทริโนบางส่วนกลายเป็นมิวออนหรือเทา และเนื่องจากการทดลองเช่น Homestake และ GALLEX ด้วยการออกแบบ จับนิวตริโนอิเล็กตรอนโดยเฉพาะ พวกมันจึงถูกนับน้อยเกินไป ยิ่งไปกว่านั้น ในช่วงทศวรรษที่ 70-80 นักทฤษฎีคาดการณ์ว่านิวตริโนที่แพร่กระจายภายในดวงอาทิตย์ควรจะแกว่งไปแกว่งมาแตกต่างจากในสุญญากาศเล็กน้อย (ปรากฏการณ์นี้เรียกว่าเอฟเฟกต์ Mikheev-Smirnov-Wolfenstein) ซึ่งสามารถช่วยอธิบายความผิดปกติของแสงอาทิตย์ได้เช่นกัน

เพื่อแก้ปัญหาของนิวตริโนจากแสงอาทิตย์ จำเป็นต้องทำสิ่งที่ดูเหมือนง่าย: สร้างเครื่องตรวจจับที่สามารถจับฟลักซ์ของนิวตริโนทุกประเภทได้เต็มที่ รวมถึงแยกฟลักซ์ของนิวตริโนของอิเล็กตรอนด้วย จากนั้นจึงเป็นไปได้ที่จะตรวจสอบให้แน่ใจว่านิวตริโนที่ผลิตภายในดวงอาทิตย์จะไม่หายไป แต่เพียงแค่เปลี่ยนชนิดของนิวตริโนเท่านั้น แต่เนื่องจากนิวทริโนพลังงานต่ำสิ่งนี้จึงเป็นปัญหา: ท้ายที่สุดพวกมันไม่สามารถกลายเป็นมิวออนหรือเทาเลปตันได้ ซึ่งหมายความว่าเราจำเป็นต้องค้นหาด้วยวิธีอื่น

พยายามจัดการกับปัญหานี้โดยใช้การกระเจิงของนิวตริโนแบบยืดหยุ่นบนอิเล็กตรอนของอะตอม และบันทึกการหดตัวที่อิเล็กตรอนได้รับ โดยหลักการแล้วกระบวนการดังกล่าวมีความไวต่อนิวตริโนทุกประเภท แต่เนื่องจากลักษณะเฉพาะของปฏิกิริยาที่อ่อนแอ การมีส่วนร่วมอย่างล้นหลามจึงมาจากอิเล็กตรอนนิวตริโน ดังนั้นความไวต่อฟลักซ์นิวตริโนทั้งหมดจึงอ่อนแอ

และที่นี่เครื่องตรวจจับนิวตริโนอีกเครื่องหนึ่ง SNO ก็พูดคำชี้ขาด ในนั้นไม่เหมือนกับ Super-Kamiokande ตรงที่ใช้น้ำไม่ธรรมดาที่มีดิวทีเรียม ดิวทีเรียมนิวเคลียสหรือดิวเทอรอนเป็นระบบที่มีพันธะอ่อนของโปรตอนและนิวตรอน จากการชนของนิวตริโนที่มีพลังงาน MeV หลายตัว ดิวเทอรอนสามารถแตกตัวเป็นโปรตอนและนิวตรอนได้: \(\nu + d \to \nu + p + n\) กระบวนการนี้เกิดจากองค์ประกอบที่เป็นกลางของอันตรกิริยาที่อ่อนแอ (ตัวพาคือ Z-boson) มีความไวต่อนิวตริโนทั้งสามประเภทเท่ากัน และตรวจพบได้ง่ายโดยการจับนิวตรอนโดยนิวเคลียสดิวเทอเรียมและการแผ่รังสี ของแกมมาควอนตัม นอกจากนี้ SNO ยังสามารถแยกการตรวจจับนิวตริโนอิเล็กตรอนล้วนๆ ได้โดยการแยกดิวเทอรอนออกเป็นสองโปรตอน \(\nu_e + d \to e + p + p\) ซึ่งเกิดขึ้นเนื่องจากองค์ประกอบที่มีประจุของปฏิกิริยาที่อ่อนแอ (พาหะคือ ดับเบิลยู โบซอน)

การทำงานร่วมกันของ SNO เริ่มรวบรวมสถิติในปี พ.ศ. 2541 และเมื่อมีข้อมูลเพียงพอ ก็นำเสนอผลลัพธ์ของการวัดฟลักซ์นิวตริโนทั้งหมดและส่วนประกอบอิเล็กตรอนในสิ่งพิมพ์สองฉบับ คือ พ.ศ. 2544 และ พ.ศ. 2545 (ดู: การวัดอัตราของ ν จ +ง→พี+พี+จ บีและ ). และทันใดนั้นทุกอย่างก็เข้าที่ ฟลักซ์นิวตริโนทั้งหมดตรงกับที่แบบจำลองสุริยะทำนายไว้ ชิ้นส่วนอิเล็กทรอนิกส์เป็นเพียงหนึ่งในสามของกระแสนี้จริงๆ ซึ่งสอดคล้องกับการทดลองหลายครั้งก่อนหน้านี้ในรุ่นก่อนๆ ดังนั้นนิวตริโนแสงอาทิตย์จึงไม่สูญหายไปทุกที่ - เพียงแค่เกิดในใจกลางดวงอาทิตย์ในรูปแบบของนิวตริโนอิเล็กตรอนพวกเขาก็กลายเป็นนิวตริโนประเภทอื่นระหว่างทางมายังโลก

องก์ที่สาม ดำเนินการต่อ

จากนั้น ในช่วงเปลี่ยนศตวรรษ ก็มีการทดลองนิวตริโนอื่นๆ เกิดขึ้น และถึงแม้ว่านักฟิสิกส์จะสงสัยมานานแล้วว่านิวตริโนแกว่งไปมา แต่ Super-Kamiokande และ SNO ก็เป็นผู้สร้างข้อโต้แย้งที่หักล้างไม่ได้ - นี่คือข้อดีทางวิทยาศาสตร์ของพวกเขา หลังจากผลลัพธ์ จู่ๆ ก็มีการเปลี่ยนเฟสในฟิสิกส์นิวตริโน ปัญหาที่ทรมานทุกคนก็หายไป และการแกว่งกลายเป็นข้อเท็จจริง ซึ่งเป็นหัวข้อของการวิจัยเชิงทดลอง และไม่ใช่แค่การใช้เหตุผลเชิงทฤษฎีเท่านั้น ฟิสิกส์ของนิวตริโนมีการเติบโตอย่างรวดเร็วและปัจจุบันเป็นหนึ่งในสาขาฟิสิกส์อนุภาคที่มีการเคลื่อนไหวมากที่สุด มีการค้นพบใหม่ๆ เกิดขึ้นเป็นประจำที่นั่น มีการเปิดตัวสถานที่ทดลองใหม่ๆ ทั่วโลก เช่น เครื่องตรวจจับบรรยากาศ อวกาศ เครื่องปฏิกรณ์ นิวทริโนของเครื่องเร่ง และนักทฤษฎีหลายพันคนกำลังพยายามค้นหาคำแนะนำของฟิสิกส์ใหม่ในพารามิเตอร์นิวตริโนที่วัดได้

มีความเป็นไปได้ไม่ช้าก็เร็วในการค้นหาเช่นนี้ เพื่อค้นหาทฤษฎีบางอย่างที่จะเข้ามาแทนที่แบบจำลองมาตรฐาน เชื่อมโยงข้อสังเกตหลายประการเข้าด้วยกัน และช่วยให้เราอธิบายมวลนิวตริโนและการแกว่งของนิวตริโน สสารมืด และต้นกำเนิดของนิวตริโนได้อย่างเป็นธรรมชาติ ความไม่สมดุลระหว่างสสารและปฏิสสารในโลกของเรา และความลึกลับอื่นๆ การที่ภาคนิวตริโนกลายเป็นผู้เล่นหลักในการค้นหานี้ส่วนใหญ่เนื่องมาจาก Super-Kamiokande และ SNO

แหล่งที่มา:
1) การทำงานร่วมกันของซูเปอร์คามิโอคันเดะ หลักฐานการสั่นของนิวตริโนในบรรยากาศ // ฟิสิกส์ สาธุคุณ เล็ตต์ V. 81. เผยแพร่เมื่อ 24 สิงหาคม 2541.
2) การทำงานร่วมกันของ SNO การวัดอัตราของ ν จ +ง→พี+พี+จ− ปฏิสัมพันธ์ที่เกิดจาก 8 บี Solar Neutrinos ที่หอดูดาว Sudbury Neutrino // ฟิสิกส์ สาธุคุณ เล็ตต์ V. 87. เผยแพร่เมื่อ 25 กรกฎาคม 2544.
3) การทำงานร่วมกันของ SNO หลักฐานโดยตรงสำหรับการเปลี่ยนแปลงรสชาติของนิวตริโนจากปฏิกิริยาที่เป็นกลางในปัจจุบันในหอดูดาว Sudbury Neutrino // ฟิสิกส์ สาธุคุณ เล็ตต์ V. 89. เผยแพร่เมื่อ 13 มิถุนายน 2545.