太陽ニュートリノ

太陽ニュートリノは、太陽の中心部での核融合反応から発生するニュートリノで、地球上で観測されるあらゆる発生源を通過するニュートリノの中で最も一般的なタイプです。^[要出典]ニュートリノは、極めて小さな静止質量と中性の電荷を持つ素粒子です。ニュートリノは弱い相互作用と重力によってのみ物質と相互作用するため、検出が非常に困難です。これが、現在解決されている太陽ニュートリノ問題につながっています。太陽ニュートリノについては現在多くのことが分かっていますが、この分野の研究は継続中です。

太陽ニュートリノとその発見のタイムラインは、2人の天体物理学者ジョン・N・バーコールとレイモンド・デイビス・ジュニアから始まった1960年代に遡ります。ホームステイク実験として知られるこの実験は、実施された町（サウスダコタ州ホームステイク）にちなんで名付けられ、地球に到達する太陽​​ニュートリノを数えることを目的としていました。バーコールは、彼が開発した太陽モデルを使用して、太陽ニュートリノを研究する最も効果的な方法は塩素-アルゴン反応であるという結論に達しました。^[1]バーコールは、彼のモデルを使用して、太陽から地球に到達すると予想されるニュートリノの数を計算することができました。^[2]

理論値が決定されると、天体物理学者らは実験による確認を進めた。デイビスは、炭素と塩素からなる化合物であるペルクロロエチレンを数十万リットル採取し、塩素アルゴン検出器を使用してニュートリノを探すというアイデアを考案した。^[1]このプロセスは地下深くで行われるため、ホームステイク金鉱山があるホームステイクで実験を行うことが決定された。^[1]実験を地下深くで行うことで、バーコールとデイビスはプロセスと結果に影響を及ぼす可能性のある宇宙線の相互作用を避けることができた。 ^{[2]塩素から}アルゴンへの変換を1日に数個しか検出できなかったため、実験全体は数年続き、チームが最初の結果を出したのが1968年になってからだった。^[2]驚いたことに、存在する太陽ニュートリノの実験値は、バーコールが計算した理論値の20%未満だった。^[2]当時は、実験や計算に誤りがあったのか、あるいはバコールとデイビスがすべての変数を考慮していなかったのかは不明であったが、この矛盾が太陽ニュートリノ問題として知られるようになった問題を生み出した。

デイビスとバーコールは、このテーマについて独自の研究を行っていた他の天体物理学者とともに、どこで間違いを犯したのか、何を見逃していたのかを理解するために研究を続けた。1970年代と1980年代には多くの人がバーコールの計算を見直し、やり直したが、より多くのデータが得られ、結果はより正確になったものの、差異は依然として残っていた。^[3]デイビスは、何も見逃さないように感度やその他の要素を変えて実験を繰り返したが、何も見つからず、結果は依然として「失われた」ニュートリノを示した。^[3] 1970年代の終わりまでに、広く予想された結果は、実験データから計算されたニュートリノ数の約39%が得られたというものである。^[2] 1969年、イタリア系ロシア人の天体物理学者ブルーノ・ポンテコルボは、ニュートリノについて私たちが思っているほど理解していない可能性があり、ニュートリノは何らかの形で変化する可能性があるという新しい考えを提唱しました。つまり、太陽から放出されたニュートリノは形を変え、実験が行われた地球に到達する頃には、もはや考えられていたようなニュートリノではなくなっていたということです。^[3]ポンテコルボのこの理論は、実験結果と理論結果の間に残る矛盾を説明するのに意味があります。

ポンテコルボは理論を証明することはできなかったが、彼の考えは的を射ていた。2002年、サドベリーニュートリノ観測所の地下2100メートルで行われた実験の結果がポンテコルボの理論を証明し、支持し、太陽から放出されたニュートリノは質量が完全にゼロではないため、実際には形や性質を変えることができることを発見した。^[4]このニュートリノ振動の発見により、デイビスとバーコールが太陽ニュートリノの研究を始めてから約40年後に、太陽ニュートリノ問題が解決した。

スーパーカミオカンデは、地下2,700メートル（8,900フィート）にある5万トンの水チェレンコフ検出器です。 ^{[5]この検出器は、}日本ではニュートリノ観測のほか、宇宙線観測や陽子崩壊の探索にも主に使用されています。1998年、スーパーカミオカンデはスーパーカミオカンデ実験の場となり、ニュートリノが電子、ミューオン、タウのいずれかに変化するニュートリノ振動の発見につながりました。

スーパーカミオカンデ実験は1996年に始まり、現在も稼働しています。^[6]この実験では、検出器は水分子を分析してニュートリノを見つけ、そこから電子が取り除かれることを検出し、ニュートリノによって生成される青いチェレンコフ光を生成します。^[7]したがって、この青い光が検出されると、ニュートリノが存在し、数えられていることが推測できます。

カナダのサドベリーにある地下 2,100 メートル (6,900 フィート) のサドベリー ニュートリノ観測所 (SNO) は、1990 年代後半から 2000 年代前半にかけてニュートリノ振動の研究が行われていたもう 1 つの場所です。この観測所での実験結果とスーパーカミオカンデでの実験結果は、太陽ニュートリノ問題の解決に貢献しました。

SNOも重水チェレンコフ検出器であり、スーパーカミオカンデと同じように動作するように設計されています。ニュートリノは重水と反応すると青いチェレンコフ光を発生させ、研究者や観測者にニュートリノの検出を知らせます。^[8]

ボレクシーノ検出器はイタリアのグラン・サッソ国立研究所に設置されている。^[9]ボレクシーノは活発に使用されている検出器であり、この場所で実験が行われている。ボレクシーノ実験の目的は、低エネルギー（通常1MeV未満）の太陽ニュートリノをリアルタイムで測定することである。^[9]検出器は光電子増倍管、電子、較正システムで構成される複雑な構造で、低エネルギー太陽ニュートリノを適切に測定できるようになっている。^[9]光電子増倍管は、極めて弱い信号の光を検出できるため、このシステムの検出装置として使用されている。^[10]

太陽ニュートリノは太陽の中心核を直接観察することができます。なぜなら、太陽ニュートリノは太陽の中心核から発生するからです。 ^[1]太陽の中心核から出た太陽ニュートリノは光よりも先に地球に到達します。これは、太陽ニュートリノは途中で他の粒子や素粒子と相互作用しないのに対し、光（光子）は粒子から粒子へと跳ね回るからです。^[1]ボレクシノ実験ではこの現象を利用して、太陽が現在も 10 万年前と同じ量のエネルギーを放出していることを発見しました。^[1]

太陽ニュートリノは、太陽の中心部でさまざまな核融合反応を通じて生成されます。それぞれの核融合反応は特定の速度で発生し、独自のニュートリノエネルギースペクトルをもたらします。これらの反応のうち、より顕著なものについて、以下に詳細を説明します。

主な寄与は陽子-陽子連鎖から生じます。反応は次のようになります。

${\displaystyle {\text{p}}+{\text{p}}\to {\text{d}}+{\text{e}}^{+}+\operatorname {\nu } _{\text{e}}}$

または言葉で言うと:

2つの陽子 、重陽子、陽電子、電子、ニュートリノ。${\displaystyle \to}$

太陽ニュートリノの約91%はこの反応で生成されます。^[11]「標準太陽モデルにおける太陽ニュートリノ（陽子-陽子連鎖）」と題された図に示されているように、重陽子は別の陽子と融合して^3He原子核とガンマ線を生成します。この反応は次のように考えることができます。

${\displaystyle {\text{d}}+{\text{p}}\to {^{3}}{\text{He}}+\operatorname {\gamma } }$

同位体⁴ He は、以下に示す前の反応で ³ He を使用して生成できます。

${\displaystyle {^{3}}{\text{He}}+{^{3}}{\text{He}}\to {^{4}}{\text{He}}+2\,{\text{p}}}$

現在、環境中には ヘリウム 3 とヘリウム 4 の両方が存在するため、各重量のヘリウム原子核が融合してベリリウムが生成されます。

${\displaystyle {^{3}}{\text{He}}+{^{4}}{\text{He}}\to {^{7}}{\text{Be}}+\operatorname {\gamma } }$

この段階からベリリウム 7 は2 つの異なる経路をたどることができます。電子を捕獲してより安定したリチウム 7原子核と電子ニュートリノを生成するか、または豊富に存在する陽子の 1 つを捕獲してホウ素 8を生成します。リチウム 7 を介した最初の反応は次のとおりです。

${\displaystyle {^{7}}{\text{Be}}+{\text{e}}^{-}\to {^{7}}{\text{Li}}+\operatorname {\nu } _{\text{e}}}$

このリチウム生成反応は、太陽ニュートリノの約7%を生成します。^[11]結果として生じたリチウム7は、後に陽子と結合してヘリウム4の原子核2つを生成します。代替反応は陽子捕獲で、ホウ素8が生成され、以下に示すようにベータ^{+崩壊して}ベリリウム8になります。

${\displaystyle {^{7}}{\text{Be}}+{\text{p}}\to {^{8}}{\text{B}}+\operatorname {\gamma } }$

${\displaystyle {^{8}}{\text{B}}\to {^{8}}{\text{Be}}{^{*}}+{\text{e}}^{+}+\operatorname {\nu } _{\text{e}}}$

この代替ホウ素生成反応は、太陽ニュートリノの約0.02％を生成します。通常無視されるほど少ないのですが、これらの希少な太陽ニュートリノは、平均エネルギーが高いため目立ちます。ベリリウム8原子核のアスタリスク（*）は、それが励起された不安定な状態にあることを示しています。励起されたベリリウム8原子核は、その後2つのヘリウム4原子核に分裂します。^[12]

${\displaystyle {^{8}}{\text{Be}}{^{*}}\to {^{4}}{\text{He}}+{^{4}}{\text{He}}}$

太陽ニュートリノの最大フラックスは陽子-陽子相互作用から直接生じ、エネルギーは400 keVまでと低い。また、最大18 MeVのエネルギーを持つ、他の重要な生成メカニズムもいくつかある。^[13]地球から見ると、地球におけるニュートリノフラックスの量はおよそ7·10 ¹⁰ 粒子·cm ⁻² ·s ⁻¹である。^{[14]ニュートリノの数は}標準的な太陽モデルによって高い信頼性で予測できるが、地球上で検出されたニュートリノの数と予測されたニュートリノの数は3分の1も異なり、これが太陽ニュートリノ問題である。

さらに太陽モデルは、太陽ニュートリノの発生源となる核融合反応に応じて、太陽の中心部のどこで太陽ニュートリノが発生するかを予測する。将来のニュートリノ検出器は、この効果を測定できるほどの精度でニュートリノの到来方向を検出できるようになるだろう。^[15]

太陽ニュートリノのエネルギースペクトルも太陽モデルによって予測されている。^[16]ニュートリノ検出実験によって感度が異なるため、このエネルギースペクトルを知ることは不可欠である。ホームステイク実験では塩素が使用され、ベリリウム同位体 ^7Beの崩壊によって生成される太陽ニュートリノに最も敏感であった。サドベリーニュートリノ観測所は8Bによって生成される太陽ニュートリノに最も敏感である^。ガリウムを使用する検出器は陽子-陽子連鎖反応プロセスによって生成される太陽ニュートリノに最も敏感であるが、この寄与を個別に観測することはできなかった。この一連の基本反応である重水素中の陽子-陽子融合反応から生じるニュートリノの観測は、2014年にボレクシノによって初めて達成された。 2012年に同じ共同研究チームは、太陽の400個に1個の重水素原子核を生成する陽子-電子-陽子（ PEP反応）の低エネルギーニュートリノを検出したと報告した。 ^{[17] [18]検出器には100トンの液体が含まれており、この比較的珍しい}熱核反応から平均して1日3件のイベント（ ^11C生成による）を観測した。 2014年、ボレクシノは、pp反応からのニュートリノを1日あたり144±33個の割合で直接検出することに成功したと報告した。これは、pp反応が太陽の光度の99%を生成するという標準的な太陽モデルの予測と、検出器の効率の分析に基づいて予想された1日あたり131±2個の予測率と一致している。^{[19] [20]}そして2020年、ボレクシノは太陽コアの深部からのCNOサイクルニュートリノ の初検出を報告した。 ^[21]

ボレクシノは複数のエネルギーのニュートリノを測定した。この方法で、理論で予測された太陽ニュートリノ振動のパターンを初めて実験的に実証した。ニュートリノは核反応を引き起こす可能性がある。地質学的時間にわたって太陽ニュートリノにさらされたさまざまな年代の古代の鉱石を調べることで、太陽の明るさを時間の経過とともに調べることができるかもしれない。 ^[22]標準的な太陽モデルによれば、太陽の明るさは、（現在は）不活性な副産物であるヘリウムが中心核に蓄積するにつれて、長い年月をかけて変化してきた。

ヴォルフガング・パウリは1930年に初めて、ニュートリノのような粒子が宇宙に存在するという考えを提唱した。彼はそのような粒子は完全に質量がないと考えていた。^[23]これは太陽ニュートリノ問題が解決されるまで、天体物理学界で信じられていた考え方だった。^[要出典]

カリフォルニア大学アーバイン校のフレデリック・ラインズとクライド・コーワンは、 1956年にニュートリノを検出した最初の天体物理学者でした。彼らは1995年にその研究によりノーベル物理学賞を受賞しました。 ^[24]

レイモンド・デイビスとジョン・バーコールは太陽ニュートリノ研究の先駆者です。バーコールはノーベル賞を受賞していませんが、太陽ニュートリノ問題が解決された後、デイビスは小柴昌俊とともに、問題解決への貢献により2002年にノーベル物理学賞を受賞しました。

ニュートリノが質量を持ち振動するという考えを最初に提唱した天体物理学者として知られるポンテコルボは、1993年に亡くなったため、その貢献に対してノーベル賞を受賞することはなかった。^{[推測? ]}

カナダの物理学者アーサー・B・マクドナルドは、1980年代半ばにサドベリーニュートリノ観測所（SNO）の建設に大きく貢献し、後にSNOの所長となり、太陽ニュートリノ問題を解決したチームのリーダーとなった。^{[23]マクドナルドは、日本の物理学者}梶田隆章とともに、ニュートリノの振動を発見した研究で2015年にノーベル賞を受賞した。^[23]

1900 年代後半から 2000 年代前半にかけて、太陽ニュートリノに関心を持つ多くの天体物理学者が研究し、解決しようと試みてきた太陽ニュートリノ問題という重大な課題は解決されました。21 世紀には、解決すべき主要な問題がなくても、この天体物理学の分野では、依然としてユニークで斬新な研究が進行中です。

2017年に発表されたこの研究は、極低エネルギー（keV範囲）における太陽ニュートリノと反ニュートリノの フラックスを解明することを目的としていました。 ^[25]これらの低エネルギーでの過程は、研究者に太陽の金属量について伝える重要な情報でした。^[25]太陽の金属量とは、粒子内に存在する水素とヘリウムよりも重い元素の尺度であり、この分野では通常、この元素は鉄です。^[26]この研究の結果は、全体的なフラックススペクトルに関して、過去の研究と比較して大幅に異なる発見をもたらしました。^[25]現在、これらの発見をテストするための技術はまだ存在していません。^[25]

2017年に発表されたこの研究は、太陽ニュートリノの有効磁気モーメントの探索を目的としていました。^[27]この探索は、1291.5日（3.54年）にわたるデータで構成されるボレクシノ実験の第2フェーズの露出データを使用して完了しました。^[27]その結果、電子反跳スペクトルの形状は予想どおりであり、大きな変化や逸脱は見られませんでした。^[27]

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• 恒星核合成
• 超新星ニュートリノ
• 拡散超新星ニュートリノ背景(DSNB)

• Haxton, WC ; Hamish Robertson, RG ; Serenelli, Aldo M. (2013 年 8 月 18 日). 「太陽ニュートリノ: 現状と展望」. Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 51 (1): 21–61. arXiv : 1208.5723 . Bibcode :2013ARA&A..51...21H. CiteSeerX  10.1.1.755.6940 . doi :10.1146/annurev-astro-081811-125539. S2CID  119255372.