A Brief History Of Neutrinos

English:
To first approximation, neutrinos weigh nothing, interact with nothing and are impossible to detect. Why, then, would anyone have predicted their existence? Well, it all started with beta decay, a form of radioactive decay in which a nucleus of atomic number Z transforms to one of atomic number Z+1 and an electron is emitted. An example of beta decay is the decay of carbon-14 to nitrogen-14 used in archaeological dating: 6C147N14 + e.

Beta decay takes place because the daughter nucleus has less mass than the parent, and therefore the decay is energetically favoured. By Einstein’s E = mc2, early nuclear physicists expected that the electron would carry off the difference in masses in the form of kinetic energy. However, it turned out that the electron always carried off less energy than expected, and instead of all electrons having the same energy, there was a continuous distribution, as shown in figure 1.

beta decay electron spectrum

Figure 1: electron energy spectrum for beta decay of carbon-14. The red line marks the expected electron energy if only an electron were emitted. The blue line shows the observed electron energies.

This was a very unexpected result, as energy conservation is much beloved of all physicists. At first, nobody could think of an explanation (there were even suggestions that energy conservation did not hold at the atomic level) but in December 1930 Wolfgang Pauli wrote a famous letter (translated here) to a conference in Tübingen, in which he proposed the existence of a light neutral particle of spin 1/2 emitted alongside the electron in beta decay. This explains the continuous spectrum – the available energy is split between the electron and the undetected neutral particle – and also solves a couple of more technical non-conservation problems. Pauli originally called his particle the “neutron”, but when this name was given to the particle we now call the neutron (the proton-like neutral hadron discovered by James Chadwick in 1932), Fermi renamed Pauli’s particle the “neutrino” (Italian for “little neutral one”) – the name it still bears today.

The discovery of the neutrino

Fermi incorporated the neutrino into his ground-breaking theory of beta decay, published in 1934[1]. The success of this theory established the existence of the neutrino in the eyes of nuclear and particle physicists, but the particle itself remained elusive: indeed, Pauli worried that he might have postulated a particle which could never be detected (contrary to the principle that scientific theories should always be testable). Fortunately, the advent of nuclear fission in the 1930s and 1940s offered an unprecedentedly intense source of (anti-)neutrinos, which for the first time made the experimental detection of these elusive particles a realistic proposition.

Nuclear fission produces neutrinos because the fission of heavy elements makes isotopes that have too many neutrons to be stable. They therefore find it energetically favourable to convert the excess neutrons into protons, resulting in a cascade of beta decays. The enormous number of neutrinos produced greatly increases the chance of detecting some: as with winning the lottery, even though the chance of any given neutrino being detected (any given ticket winning the jackpot) is very small, if enough neutrinos are produced it is likely that some will be detected (if enough tickets are bought, at least one will probably win the jackpot).

During and after the Second World War, physicist Fred Reines was working at Los Alamos, involved in the testing of nuclear weapons. In 1951, as he describes in his Nobel lecture, he decided that he would like to do some fundamental physics, and after racking his brains for some months “all I could dredge up out of the subconscious was the possible utility of a bomb for the direct detection of neutrinos”. Teaming up with the experimentalist Clyde Cowan, he set to work on designing the necessary detector, which would have to be very large by 1950s standards – a whole cubic metre! (In contrast, the Super-Kamiokande neutrino detector has a volume of about 50000 cubic metres.) Not only would the detector have to be very large, it would also have to be capable of surviving in close proximity to a nuclear explosion, and would have only a few seconds in which to take data before the nuclear fireball dissipated. This presented a serious technical challenge!

The reaction Reines and Cowan planned to use was inverse beta decay, νe + p → e+ + n, detected using the newly developed technology of organic liquid scintillators. This reaction produces an initial prompt burst of light when the positron annihilates with an electron to create two gamma rays (high-energy photons). The neutron bounces around for a few microseconds and is then captured by an atomic nucleus, producing another gamma ray as the nucleus releases excess energy. It was with some relief that Reines and Cowan realised that this “delayed coincidence” of two signals separated by a characteristic time lag would greatly reduce the experimental background, making it possible to use the less intense neutrino flux from a nuclear reactor instead of having to rely on a bomb.

An initial experiment at Hanford in 1953 gave tantalising hints of a signal, but was plagued by a background level much higher than expected. Tests back at Los Alamos showed that this was due to cosmic rays, and could be reduced by locating the detector underground (so that the overburden of earth absorbs many of the cosmic rays). The detector was redesigned, incorporating cadmium to improve the efficiency of neutron capture – cadmium has a very high affinity for neutrons, which is why it is used in nuclear reactor control rods. The team also relocated to the new Savannah River reactor in South Carolina, where there was an available space conveniently located 11 m from the reactor core and 12 m underground. With a more powerful reactor, a more sensitive detector, and much improved shielding from cosmic rays, the signal improved to an unambiguous 3.0±0.2 events per hour. The neutrino had finally been observed.

Different types of neutrino

In 1956 there were two known charged leptons, the electron and the muon (the tau was not discovered until 1975), easily distinguishable by their different masses. Each of these also had an antiparticle with opposite electric charge. Therefore, the immediate questions following the experimental observation of the neutrino were:

  • Is the neutrino distinguishable from its antiparticle?
  • Is the neutrino produced in association with the muon, e.g. by π+ → μ+ ν, different from the neutrino produced in association with the electron, e.g. in beta decay?

The first question was answered very quickly. The heavier isotope of chlorine, chlorine-37, can convert to argon-37 by inverse beta decay, ν + Cl37 → Ar37 + e. According to the law of lepton number conservation, which states that the total number of leptons minus the total number of antileptons is always constant, this reaction must involve a neutrino (not an antineutrino); in contrast, beta decay must involve an antineutrino (because an antilepton must be produced to balance the electron). Therefore, if the neutrino and antineutrino are different, reactor neutrinos will not convert chlorine-37 to argon-37.

Ray Davis, later to become famous for his work on solar neutrinos, investigated this process using carbon tetrachloride (CCl4) as the target and the Brookhaven research reactor as the source. Over the period 1955–1960 he was able to show that the probability of this reaction was less than 10% of that expected on the assumption that the neutrino and the antineutrino were identical. This work indicated that the neutrino and antineutrino were different particles, and that the law of lepton number conservation was obeyed in weak interactions.

The second question can be answered by investigating whether the neutrinos produced in pion decays, which are always associated with a muon (the pion decays by π → μ ν, never by π → e ν) can subsequently be converted into electrons. If they can, then the two types of neutrino are not distinct. This experiment requires an accelerator, because the energies involved in radioactive decays are not nearly high enough to produce pions or muons directly.

The experiment was carried out at Brookhaven in 1962[2]. The accelerator used was the Brookhaven AGS, which produced a beam of 15 GeV protons. These protons strike a target (beryllium in this case), producing pions which are allowed to decay in flight into muons and neutrinos. A steel shield, 13.5 m thick, then absorbs all the particles except the neutrinos. The result is a beam of muon-associated neutrinos with energies up to about 1 GeV (at higher energies there is also a contribution from neutrinos produced in kaon decay, which are not guaranteed to be associated with muons).

The experiment detected 34 muon tracks, with an estimated background of 5 from cosmic-ray muons. If the neutrinos produced by pion decay were identical to those produced in beta decay, they would therefore have expected to produce about 29 electron events (they would actually see about 20, because the experiment’s efficiency in detecting such events was about 2/3). If the neutrinos were different, they would expect to see perhaps one or two electrons produced by electron-associated neutrinos from kaon decays such as K+ → e+ + νe + π0. In fact, the events that were not muon-like were consistent with background from neutrons, and did not look like electrons (they had exposed their detector to a 400-MeV electron beam, so they knew what electron events should look like).

Therefore, by 1962 it appeared to be clear that neutrinos were different from antineutrinos, that neutrinos associated with electrons and muons (now called electron-neutrinos, νe, and muon-neutrinos, νμ, respectively) were different, and that the law of conservation of lepton number was obeyed separately for electrons and muons. These properties were well described by a model invented almost simultaneously by Lee and Yang, Landau, and Salam, in which the neutrinos had exactly zero mass.

Ironically, the advances in neutrino physics over the last 15 years or so have been entirely devoted to overturning all of these long-held certainties! We now know that neutrinos do have mass, and that neutrinos produced in association with electrons can subsequently interact as muon-neutrinos. We strongly suspect, but do not yet know for certain, that neutrinos and antineutrinos may not, after all, be distinct particles. This does not mean that the experiments described above were wrong, or that the Nobel Prize awarded to Leon Lederman, Mel Schwartz and Jack Steinberger for the Brookhaven two-neutrino experiment was undeserved. The masses of neutrinos are extremely tiny, and therefore the oscillation between different types (known as flavours) is very small under most experimental conditions. Similarly, the distinction between neutrinos and antineutrinos would be absolute if neutrinos were massless, and is very nearly so given that they are very nearly massless. Only very sensitive experiments, analysed with great care over many years, have allowed us to demonstrate these subtle effects.

Neutrinos and the Nobel Prize

Neutrino experiments are difficult and often ground-breaking. In (sometimes long-delayed) recognition of this, a number of pioneers of neutrino physics have been awarded the Nobel Prize for Physics.

1988  Leon Lederman, Melvin Schwartz, Jack Steinberger for the neutrino beam method and the demonstration of the doublet structure of the leptons through the discovery of the muon neutrino
1995  Frederick Reines for the detection of the neutrino
2002  Raymond Davis and Masatoshi Koshiba for pioneering contributions to astrophysics, in particular for the detection of cosmic neutrinos

In addition, Wolfgang Pauli (1945), Enrico Fermi (1938), and Lee and Yang (1957), who made major contributions to neutrino theory, won the Nobel Prize for work not directly connected with neutrinos. Clyde Cowan did not share in the belated prize for the discovery of the neutrino because Nobel prizes are not awarded posthumously.

日本語:
第一近似として,ニュートリノは質量を持たず,何ものとも相互作用しないので検出は不可能です。それでは,なぜニュートリノの存在が予言されたのでしょうか? それは,原子核の放射性崩壊の一種であるβ崩壊の研究から始まりました。β崩壊では,原子番号Zの原子核が原子番号Z+1の原子核に転換するとともに1個の電子を放出します。β崩壊の例として,考古学の年代測定に使われる,炭素14から窒素14への崩壊:14C → 14N + e があります。

β崩壊は,娘核の質量が親核の質量よりも小さく,崩壊した方がエネルギー的に有利になる場合に起こります。アインシュタインの方程式 E = mc2 によって,初期の原子核物理学者は,親核と娘核の質量差を電子が運動エネルギーの形で持ち去ると期待していました。しかし,電子はいつも期待されたエネルギーよりも少ないエネルギーしか持っていないことが分かりました。しかも,2体崩壊から予想されるように全ての電子が同じエネルギーを持つのではなく,図1に示したような連続分布をしていました。

beta decay electron spectrum

図1: 炭素14のβ崩壊で放出される電子のエネルギースペクトル。赤い線は電子だけが放出された場合に期待される電子のエネルギー。青い線は実際に観測された電子のエネルギー。

エネルギー保存は全ての物理学者から強く支持されているので,これは非常に期待を覆した結果でした。最初は誰もこの説明が出来ませんでした。(原子レベルではエネルギー保存が破れているのではないかという提案さえありました。) しかし,1930年12月にウォルフガング・パウリは,チュービンゲンでの会議に有名な論文(英訳はこちら)を書いて提出しました。その論文で彼は,β崩壊において電子と一緒に放出されるスピン1/2の軽い中性粒子の存在を提唱しました。これは上記のエネルギーの連続スペクトルの理由を説明します。それは,エネルギーが電子と検出されない中性粒子の間で分割されるためで,その上いくつかのさらに専門的な非保存問題を解決します。パウリは最初この粒子を“ニュートロン”と呼びましたが,この名前が現在我々が中性子(1932年にジェームズ・チャドウィックによって発見された陽子に似た中性ハドロン)と呼んでいる粒子に与えられると,フェルミはパウリの粒子を“ニュートリノ”(イタリア語で“中性の微粒子”の意味)と呼び変え,それが今日まで引き継がれています。

ニュートリノの発見

フェルミは,1934年に発表されたβ崩壊に関する彼の画期的な理論[1]の中にニュートリノを組み込みました。この理論の成功は,原子核・素粒子物理学者にニュートリノの存在を確心させましたが,その粒子自体は依然として捉えどころのないままでした。実際,パウリは(科学理論は常に検証可能であるべきという原則に反し),決して検出できない粒子を仮定してしまったかもしれないと心配しました。しかし幸運なことに,1930~1940年代に原子核分裂の登場がこれまでになく大強度の(反)ニュートリノ発生源をもたらしました。ここで初めて,この捉えどころのない粒子の実験的検出が現実的な課題となりました。

原子核分裂はニュートリノを生成します。それは,重元素の原子核分裂は,安定となるには多すぎる中性子を含む同位体を作りだすためで,過剰な中性子は陽子に転換した方がエネルギー的に有利なため,次々とβ崩壊が起こることになります。膨大な数のニュートリノは検出される確率を非常に大きくします。それはちょうど宝くじを当てるようなもので,たとえ1つ1つのニュートリノの検出確率(当たりの券を引く確率)が非常に小さくても,ニュートリノが十分多く生成されれば,そのうちのいくつかは検出されやすくなります。(宝くじで,十分たくさんの券を買えば,おそらく少なくとも1枚が当たりになるのと同じです。)

第二次世界大戦中から戦後にかけて,物理学者フレッド・ライネスはロスアラモス研究所で働き,核兵器の試験にも携わっていました。1951年,彼のノーベル賞受賞記念講演でも述べたように,彼は何か基礎的な物理学を研究したいと心に決め,何ヶ月か考え抜いた後,彼が言うには「私が潜在意識から浚い上げることができたのは,核爆弾をニュートリノの直接検出に使えないかということでした。」 実験家のクライド・カワンと共同で,ライネスは必要な検出器のデザインに着手しました。それは1950年代の標準からは余りに大きなもので,約1m3に及びました。(対称的に,現在のスーパーカミオカンデ検出器は50,000m3の体積を持っています。) 検出器が非常に大きいというだけではなく,それは核爆発の中心に近いところで壊れずにいなければならず,また核爆発の火の玉が消失するより前にデータが得られる時間は数秒しかないという困難を伴っていました。これは相当な技術的挑戦でした。

ライネスとカワンが使うことにした反応は νe + p → e+ + n という逆β崩壊で,新たに開発された技術である有機液体シンチレータを使って検出することができました。この反応は,陽電子が電子と対消滅して2個のγ線(高エネルギーの光子)を生成するときに最初の光を出します。中性子は数マイクロ秒間移動した後,原子核に捕獲され,その原子核が基底状態に落ちるときにもう1つのγ線を作ります。ライネスとカワンは,特徴的な時間差で分けられた2つの信号の“遅延同期”によって,実験のバックグラウンドが大きく軽減されることに気付いていくらか安心しました。そのことは,核爆弾に頼らなくても,それよりも弱い原子炉からのニュートリノのフラックス(流束)使って実験することを可能にしました。

1953年にハンフォードの研究施設で行われた最初の実験では,信号をかすかに示唆する結果を得ましたが,予想よりも遥かに高いレベルのバックグラウンドに悩まされました。ロスアラモス研究所に戻ってテストを繰り返すと,これは宇宙線のためであり,検出器を地下に設置することで表土が宇宙線の多くを吸収し,バックグラウンドを減らせることが分かりました。検出器は,中性子捕獲の効率を上げるために,検出媒体中にカドミウムを含むようデザインし直されました。カドミウムは中性子に対して非常に高い親和力を持ち,そのため原子炉の制御棒にも使われています。彼らはまた,サウスカロライナ州に新たに建設されたサバンナリバーの原子炉に研究を移しました。そこには,原子炉の中心から11m離れた地下12mのところに検出器を設置できるちょうどいい場所がありました。より強力な原子炉と感度のより高い検出器,および宇宙線に対するよりよい遮蔽によって,信号は一時間当たり3.0±0.2事象のはっきりしたものに向上しました。ニュートリノがついに観測されたのです。

異なるタイプのニュートリノ

1956年には,電子とミューオン(タウは1975年まで未発見)という2種類の荷電レプトンが知られており,それらは質量の違いにより簡単に区別することができました。これらにはそれぞれ反対の電荷を持つ反粒子がありました。したがって,ニュートリノの実験的観測によりすぐに出てくる疑問は

  • ニュートリノはその反粒子と区別できるのか?
  • π+ → μ+ ν などでミューオンとともに生成されるニュートリノは,β崩壊などで電子とともに生成されるニュートリノと異なるのか?

というものでした。最初の疑問にはすぐに答えることができました。塩素の重い同位体である塩素37は逆β崩壊 ν + 37Cl → 37Ar + e  によってアルゴン37に転換することができます。全てのレプトン数から全ての反レプトン数を引いた数が反応の前後で常に一定であるというレプトン数保存則に従って,この反応は反ニュートリノではなくニュートリノを含むはずです。反対にβ崩壊では,電子とバランスするように反レプトンが作られるので反ニュートリノを含むはずです。したがって,もしニュートリノと反ニュートリノが異なる粒子であれば,原子炉からのニュートリノは塩素37をアルゴン37に転換しないと考えられます。

レイ・デービスは,後に太陽ニュートリノに関する業績で有名になりますが,ブルックヘブン研究所の研究用原子炉をニュートリノ発生源に使い,四塩化炭素(CCl4)を標的にしてこの過程を詳しく調べました。1955年~1960年にかけて,デービスはこの反応の確率が,ニュートリノと反ニュートリノが同一粒子であると仮定した場合に予想される確率の10%よりも小さいことを示すことができました。この業績はニュートリノと反ニュートリノが異なる粒子であり,またレプトン数保存則が弱い相互作用で成り立っていることを示しました。

2番目の疑問には,ほとんど常にミューオンを伴って崩壊するパイ中間子(π → μ ν であって,π → e ν ではありません)を用い,そのパイ中間子の崩壊で生成されるニュートリノが,その後電子に転換できるかどうかを調べることで答えることができます。もし電子への転換ができたら,2つの型のニュートリノには違いがないことになります。この実験には加速器が必要で,なぜなら放射性崩壊に伴うエネルギーはパイ中間子やミューオンを直接生成するには程遠く小さいからです。

実験は1962年にブルックヘブン研究所で行われました。[2] ブルックヘブンAGS加速器を用いて,15GeVの陽子ビームを生成しました。これらの陽子は標的(この場合はベリリウム)に当たってパイ中間子を生成し,そのパイ中間子は飛行中にミューオンとニュートリノに崩壊します。さらにその下流に設置した13.5m厚の鉄の遮蔽壁が,ニュートリノ以外の全ての粒子を吸収します。その結果,ミューオンに伴う約1GeVまでのエネルギーを持ったニュートリノビームになります。(さらに高いエネルギーではK中間子で生成されるニュートリノからの寄与があり,ミューオンに伴って生成されたことが保証されなくなります。)

実験では34個のミューオンの飛跡が検出され,そのうち5個は宇宙線のミューオンによるバックグラウンドと見積もられました。もしパイ中間子の崩壊によって生成されるニュートリノが,β崩壊で生成されるニュートリノと同一であるならば,29個の電子事象が起こると期待されました。(実験で電子事象を検出する効率が約2/3なので,実際には彼らは20個を得たでしょう。)もしニュートリノが同一でなければ,彼らはおそらく,K+ → e+ + νe + π0 のようなK中間子崩壊からくる電子を伴うニュートリノによって生成される1個か2個の電子を観測すると期待されました。実際には,ミューオンらしくない事象は中性子からのバックグラウンドと矛盾せず,それらは電子らしくはありませんでした。(彼らは検出器を400MeVの電子ビームに照射していたので,電子事象がどのように見えるのかを知っていました。)

したがって,1962年までに,ニュートリノは反ニュートリノとは異なる粒子であること,電子とともに生成されるニュートリノとミューオンとともに生成されるニュートリノ(現在ではそれぞれ電子ニュートリノ νe およびミューニュートリノ νμ と呼ばれている)は異なる粒子であること,そしてレプトン数保存則は電子とミューオンで別々に成り立っていることが明らかになりました。これらの性質はリー,ヤン,ランダウ,サラムによりほとんど同時に作られたモデルによってよく記述され,そこではニュートリノの質量は厳密にゼロとされていました。

皮肉なことに,ニュートリノ物理における最近約15年間の進展はこれら長年にわたって確かめられてきたことを全て覆すことに専ら捧げられてきました。我々は,ニュートリノに質量があること,電子とともに生成されるニュートリノはその後ミューニュートリノとして反応できることを知っています。また我々は,ニュートリノと反ニュートリノは結局異なる粒子ではないのではないかと強く疑っています。(しかし,まだ確かなことは分かりません。) このことは,上に述べた実験が間違っていたとか,ブルックヘブン研究所で行われた2成分ニュートリノ実験に対してレオン・レーダーマンやメル・シュワルツ,ジャック・シュタインバーガーに送られたノーベル賞が相応しくなかったというわけでは決してありません。ニュートリノの質量は極端に小さく,そのため異なるタイプ(フレーバーとして知られている)の間の振動は,ほとんどの実験条件では非常に小さいのです。同じように,ニュートリノと反ニュートリノの区別は,ニュートリノに質量が無い場合,もしくは質量がほとんど無いに等しい場合には,明確もしくはほぼ明確につけられます。非常に感度の高い実験だけが,何年にも及ぶ細心の注意を払った解析を行った末に,これらの僅かな効果を示すことができたのです。

ニュートリノとノーベル賞

ニュートリノ実験は困難で,しばしば画期的でもあります。これが(時々は長い期間をかけて)認められ,ニュートリノ物理の多くの先駆者がノーベル物理学賞を受賞してきました。

1988 レオン・レーダーマン,メルビン・シュワルツ,ジャック・シュタインバーガー ニュートリノビーム法,及びミューニュートリノの発見を通じてレプトンの2成分構造を明らかにしたことに対して
1995 フレデリック・ライネス ニュートリノの検出に対して
2002 レイモンド・デービス,小柴昌俊 天文学への先駆的貢献,特に宇宙ニュートリノの検出に対して

加えて,ニュートリノ理論への主要な貢献を行ったウォルフガング・パウリ(1945),エンリコ・フェルミ(1938),及びリー,ヤン(1957)が,ニュートリノとは直接はつながりのない業績に対してではありますが,それぞれノーベル賞を受賞しています。ノーベル賞は没後に受賞することはできないので,クライド・カワンはニュートリノの検出に対する遅ればせながらの受賞を分かち合うことは出来ませんでした。