xs
xsm
sm
md
lg

ฟิสิกส์ของนิวตริโน

เผยแพร่:   โดย: สุทัศน์ ยกส้าน

ภาพการตรวจวัดเหตุการณ์นิวทริโนได้ครั้งแรก
ก่อนปี ค.ศ.1945 เวลานักฟิสิกส์ศึกษาปรากฏการณ์กัมมันตรังสีที่นิวเคลียสสลายตัวและมีอนุภาคต่างๆ เช่น แอลฟา และบีตา เล็ดลอดออกมาด้วย เขามักพบว่าอนุภาคบีตา (ซึ่งก็คืออิเล็กตรอน) สามารถมีพลังงานได้มากมายหลายค่า ทั้งๆ ที่ทฤษฎีนิวเคลียร์ฟิสิกส์ ณ เวลานั้นระบุว่า อนุภาคบีตาทุกอนุภาคจะต้องมีพลังงานเท่ากัน เมื่อผลการทดลองกับทฤษฎีขัดแย้งกันเช่นนี้ Wolfgang Pauli จึงได้เสนอทางออกว่า เวลานิวเคลียสของธาตุกัมมันตรังสีสลายตัวให้อนุภาคบีตา นิวเคลียสมิได้ปลดปล่อยเพียงอนุภาคบีตาออกมาเท่านั้น มันยังปล่อยอนุภาคอีกชนิดหนึ่งที่ไม่มีประจุและไม่มีมวล (แต่มีพลังงาน) ออกมาด้วย การกระจายพลังงานในการสลายตัวไปให้อนุภาคลึกลับนี้ในบางครั้งก็ให้มากและบางครั้งก็น้อย ดังนั้นอนุภาคบีตาจึงมีพลังงานน้อยบ้าง มากบ้างดังที่นักทดลองสังเกตเห็น ข้อเสนอนี้ยังไม่เป็นที่ยอมรับ จนกว่านักฟิสิกส์จะตรวจจับอนุภาคลึกลับตัวนี้ได้ และแม้ว่ายังไม่มีใครจับอนุภาคได้ นั่นก็มิได้แสดงว่าอนุภาคไม่มีตัวตน แต่เป็นไปได้ว่าเทคนิคการจับยังไม่ดีพอ

เวลาได้ล่วงเลยไปถึงปี 1957 เมื่อ Enrico Fermi สร้างทฤษฎีการสลายตัวของธาตุกัมมันตรังสี เขาได้ตั้งชื่อนุภาคลักลับตัวนี้ว่า นิวตริโน (neutrino) แม้ว่ายังไม่มีใครพบเห็นมัน เพราะมันไม่มีมวล ไม่มีประจุ (แสงก็เป็นอนุภาคชนิดหนึ่งที่ไม่มีมวล แต่มีพลังงาน) และแทบไม่มีอันตรกริยากับอนุภาคอื่นใดเลย เพราะทฤษฎีฟิสิกส์ได้ระบุว่าในทุกวินาทีจะมีนิวตริโนจำนวนล้านล้านอนุภาคจากอวกาศพุ่งผ่านร่างกายโดยที่เราไม่รู้สึกอะไรเลย แม้จะไม่มีใครเคยเห็นนิวตริโน แต่นักฟิสิกส์ทฤษฎีส่วนใหญ่ก็เชื่อว่าธรรมชาติมีนิวตริโนแน่นอน

ลุถึงปี 1971 Frederick Reines และ Clyde Cowan ได้ประสบความสำเร็จในการตรวจจับอนุภาคนิวตริโนได้เป็นครั้งแรก และความสำเร็จนี้ทำให้ Reines ได้รับครึ่งหนึ่งของรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ประจำปี 1995 (ส่วน Cowan ไม่ได้รับ เพราะเสียชีวิตไปก่อน)

นักฟิสิกส์รู้ว่าแหล่งกำเนิดที่สำคัญของอนุภาค neutrino คือดวงอาทิตย์ supernova และดาวฤกษ์ต่างๆ ในอวกาศ แต่เมื่อ Ray Davis แห่งมหาวิทยาลัย Pennsylvania ในสหรัฐอเมริกาพยายามตรวจจับนิวตริโนที่มาจากดวงอาทิตย์ เขากลับพบว่า ปริมาณนิวตริโนที่เขาจับได้มีเพียง 1/3 ของปริมาณที่ทฤษฎีทำนายไว้เท่านั้นเอง

ความคิดในการตรวจจับนิวตริโนที่มาจากดวงอาทิตย์นี้เป็นของ Raymond Davis (ซึ่งในเวลาต่อมาได้ทำงานในตำแหน่งนักเคมีกัมมันตรังสีแห่งห้องปฏิบัติการ Brookhaven National Laboratory ที่ New York) เพราะ Davis ต้องการ “เห็น” ปฏิกิริยา fusion ซึ่งกำลังเกิดที่บริเวณใจกลางของดวงอาทิตย์ และทฤษฎีฟิสิกส์ได้ทำนายว่าจะมีอนุภาคนิวตริโนเกิดขึ้นมากมาย

ดังนั้นในปี 1967 เขาจึงนำถังขนาด 380 ลูกบาศก์เมตรที่ภายในมีสารละลาย perchloroethylene บริสุทธิ์ที่หนัก 615 ตันไปฝังที่ระดับลึก 1,500 เมตรใต้ดินในเหมืองทองคำชื่อ Homestake ในรัฐ South Dakota วิญญาณความเป็นนักฟิสิกส์ที่ดึงดันจะทดลองในเหมืองที่อยู่ลึกใต้ดินมากเช่นนี้ ทำให้ Davis ได้รับการขนานนามว่า เป็นนักฟิสิกส์คาวบอย ผู้ชอบทำงานในพื้นที่ที่อยู่ห่างไกลจากแสงสี และความศิวิลัยซ์ จึงไม่เหมือนนักฟิสิกส์ทั่วไป

Davis รู้ว่า อนุภาคนิวตริโนที่เกิดขึ้นจากปฏิกิริยา fusion ในดวงอาทิตย์เวลาพุ่งมาปะทะอะตอม chlorine ในโมเลกุล C2Cl4 ที่อยู่ในถังจะเปลี่ยนอะตอม chlorine เป็นอะตอม argon ดังปฏิกิริยา

ν+Cl37 ---> Ar37 + e-

เพราะอะตอม argon ที่เกิดขึ้นเป็นอะตอมกัมมันตรังสีที่มีชีวิตประมาณ 50 วัน ดังนั้น Davis จะสามารถเห็นอะตอม argon ได้ และทฤษฎีฟิสิกส์ได้ทำนายว่า จากอะตอม chlorine ที่มีมากประมาณ 1036 อะตอมนั้น จะมีเพียง 6-8 อะตอมเท่านั้นที่ทำปฏิกิริยากับนิวตริโน นั่นคือ จะมีอะตอม argon เกิดขึ้นเพียง 6-8 อะตอม แต่ Davis กลับสังเกตเห็นเพียง 2.1 +/-อะตอมเท่านั้นเอง คือเป็นเพียง 1/3 ของค่าคาดหวัง
Wolfgang Pauli
เมื่อตัวเลขที่ได้จากการทดลองเป็นเช่นนี้ ข้อสรุปที่เป็นไปได้คือ นักฟิสิกส์ทฤษฎีคำนวณเรื่องอัตราการเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ผิดพลาด ซึ่งไม่น่าจะใช่ เพราะทฤษฎีเดียวกันนี้สามารถใช้คำนวณเรื่องอื่นๆ ได้ผลดีมาก หรือไม่ก็ผลการทดลองผิด เพราะอนุภาคนิวตริโนได้เล็ดลอดหายไปถึง 2 ใน 3 แต่เมื่อการทดลองของ Davis มิได้แสดงจุดบกพร่องใดๆ ความขัดแย้งนี้จึงทำให้เกิดวิกฤตการณ์ในวงการฟิสิกส์มาก

จนกระทั่งปี 1987 เมื่อ Masatoshi Koshiba แห่งห้องปฏิบัติการ Kamiokande ในญี่ปุ่น หลังจากที่ได้ตรวจจับนิวตริโนจาก supernova 1987A แล้วได้พยายามตรวจจับนิวตริโนจากดวงอาทิตย์ด้วย และพบว่า ได้ผลสอดคล้องกับผลการทดลองของ Davis คือ นิวตริโนจากดวงอาทิตย์มีเพียง 0.403 ± 0.013 ของค่าที่ได้จากการคำนวณเท่านั้นเอง

วงการฟิสิกส์จึงจำเป็นต้องหาทางออกสำหรับปริศนานี้ โดย Bruno Pontecorvo ได้เสนอว่า ถ้านิวตริโนมี 3 ชนิดหรือ 3 flavor คือ electron neutrino, muon neutrino และ tau neutrino ซึ่งจะเกิดมาพร้อมอนุภาค electron, muon และ tau ตามลำดับ และเมื่อนิวเคลียสสลายตัว เพราะนิวตริโนทั้งสามชนิดไม่มีประจุ ในขณะที่อนุภาค electron, muon และ tau มีประจุลบ และการมีมวลแตกต่างกันนี้เองที่ทำให้มันสามารถกลายพันธุ์จากชนิดหนึ่งไปเป็นอีกชนิดหนึ่งได้

ปฏิกิริยา fusion ที่เกิดที่ใจกลางดวงอาทิตย์นั้นสร้างเฉพาะ electron neutrino และทันทีที่ electron neutrino อุบัติมันจะเริ่มเปลี่ยนตัวเองเป็นนิวตริโนชนิดอื่น คือ muon neutrino หรือ tau neutrino (ภาษาวิชาการเรียกการเปลี่ยนแปลงนี้ว่า oscillation) คือ แปลงตัวขณะเดินทางในอวกาศ จนเมื่อเดินทางถึงโลก นิวตริโนทั้งสามชนิดจะมีในปริมาณเท่าๆ กัน คือ 1/3 ของทั้งหมด และนี่ก็คือผลที่ Davis วัดได้ และ Koshiba ยืนยัน

ดังนั้นในปี 2002 Raymond Davis แห่งมหาวิทยาลัย Pennsylvania สหรัฐอเมริกากับ Masatoshi Koshiba แห่งมหาวิทยาลัย Tokyo ญี่ปุ่นจึงได้รับครึ่งหนึ่งของรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ในฐานะผู้บุกเบิกวิทยาการสาขาใหม่ คือ ดาราศาสตร์นิวตริโน (neutrino astronomy) ที่ใช้นิวตริโนเป็นปัจจัยหลักในการศึกษาธรรมชาติของเอกภพ

แม้การอธิบายว่า neutrino สามารถแปลงตัวได้จะตอบโจทย์ที่ว่า เหตุใด neutrino ที่รับได้บนโลกจึงมีจำนวนน้อยกว่าปกติ แต่การตอบเช่นนี้ก็ได้สร้างปัญหาใหม่ให้วงการฟิสิกส์ เพราะแบบจำลองมาตรฐาน (Standard Model) นักฟิสิกส์ใช้เป็นสรณะได้กำหนดให้ neutrino ทั้งสามชนิดไม่มีมวล คือ มีมวลเป็นศูนย์เหมือน photon ในเรื่องแสง ดังนั้นความเร็วในการเดินทางของอนุภาค neutrino จึงต้องเท่าแสง และถ้ามันแปลงตัวได้ มันต้องมีมวล (แม้จะน้อยนิดก็ตาม) และมีความเร็วน้อยกว่าแสงเล็กน้อย นั่นคือแบบจำลอง Standard Model ต้องมีการปรับปรุง

การทดลองวัดมวลของนิวตริโนชนิดต่างๆ จึงเป็นประเด็นร้อนสุดๆ ในวงการฟิสิกส์ทันที และทำให้ฟิสิกส์ใต้ดินเป็นเรื่องฮ็อท เพราะในเดือนมิถุนายน ค.ศ.1998 ทีมวิจัยซึ่งประกอบด้วยนักฟิสิกส์ญี่ปุ่นและอเมริกาจำนวน 120 คน ภายใต้การนำของ Masatoshi Koshiba แห่งมหาวิทยาลัย Tokyo ได้มาทำงานวิจัยร่วมกันที่ห้องปฏิบัติการ Super-Kamiokande ซึ่งรัฐบาลญี่ปุ่นได้ก่อสร้างด้วยทุน 4 หมื่นล้านบาทก็ได้ออกมาแถลงผลการทดลองว่านิวตริโนมีมวล

Koshiba ได้ข้อสรุปนี้จากการทดลองที่ใช้ถังบรรจุน้ำบริสุทธิ์หนัก 50,000 ตันฝังที่ระดับลึก 1 กิโลเมตรใต้ดิน โดยให้ผนังถังมีหลอด photomultiplier 13,000 ชุดสำหรับตรวจจับแสงที่เกิดขึ้นเวลานิวตริโนทำปฏิกิริยากับโปรตอนของน้ำในถัง

การติดตั้งถังในที่ระดับลึกมากเช่นนี้ เพราะ Koshiba ต้องการสกัดกั้นอนุภาคอื่นๆ ไม่ให้เข้ามาใกล้กรายน้ำในถัง และการใช้น้ำปริมาณมาก เพราะต้องการเพิ่มโอกาสการเกิดปฏิกิริยาระหว่าง neutrino กับ proton ส่วนการติดตั้ง photomultiplier นับหมื่นชุดรอบถัง ก็เพื่อให้สามารถบอกทิศทางและแหล่งกำเนิดของนิวตริโนที่พุ่งมาได้อย่างถูกต้อง

ผลการทดลองแสดงให้เห็นว่า อนุภาคนิวตริโนจากดวงอาทิตย์มีจำนวนน้อยกว่าที่ทฤษฎีคำนวณไว้ และนิวตริโนมีมวลน้อยกว่าอิเล็กตรอนประมาณ 10 ล้านเท่า
 Enrico Fermi
เพื่อให้การทดลองวัดมวลที่แตกต่างกันของนิวตริโนเป็นไปอย่างสะดวก แทนที่ต้องคอยต้อนรับมันจากอวกาศหรือดวงอาทิตย์ นักฟิสิกส์จึงสร้างห้องปฏิบัติการที่สามารถผลิตนิวตริโนได้เป็นจำนวนมาก โดยการยิงโปรตอนไปกระทบเป้าที่ทำด้วย graphite ซึ่งจะทำให้เกิดอนุภาค muon ที่มีประจุและมีชีวิตสั้น อีกทั้งมี muon neutrino จำนวนมากเกิดขึ้นด้วย จากนั้นก็โฟกัสลำ neutrino ให้พุ่งไปที่ห้องปฏิบัติการ Super-Kamiokande ที่เมือง Kamioka ในญี่ปุ่น ซึ่งตั้งอยู่ห่างจากแหล่งกำเนิดของ neutrino ประมาณ 295 กิโลเมตร ผลการตรวจจับ neutrino ที่ปลายทางพบ electron neutrino 6 อนุภาคนั่นคือ muon neutrino ได้เปลี่ยนไปเป็น electron neutrino และ neutrino มีมวลจริงๆ

ปัญหาที่ตามมาคือ อะไรทำให้ neutrino มีมวล ทฤษฎี Standard Model ฉบับดั้งเดิมไม่ได้พิจารณาอันตรกริยาระหว่างอนุภาค Higgs กับ neutrino ดังนั้น Standard Model จึงต้องได้รับการปรับปรุงเพื่อให้สามารถอธิบายสาเหตุที่ทำให้ neutrino ทั้งสามชนิดมีมวลต่างกัน

วงการฟิสิกส์จีนมีนักฟิสิกส์ที่สนใจเรื่องนี้มาก จึงได้ขอรัฐบาลจัดสร้างห้องปฏิบัติการชื่อ Jiangmen Underground Neutrino Observatory (JUNO) มูลค่า 10,500 ล้านบาทที่เมือง Jiangmen ในมณฑล Guangdong เพื่อวัดมวลของ neutrino ทั้งสามชนิด โดยคาดหวังจะได้คำตอบที่แน่ชัดในปี 2019

นักวิทยาศาสตร์อเมริกันก็มีโครงการวัดมวลของนิวตริโนเช่นกัน โดยตั้งเป้าให้มีความละเอียดยิ่งกว่าจีน 3 เท่า โครงการของอเมริกามีกำหนดจะให้ผลในปี 2023

สำหรับนักฟิสิกส์ชาติอื่นก็สนใจเรื่องธรรมชาติของนิวตริโนเช่นกัน เช่นที่ Mendoza ใน Argentina มีหอสังเกตการณ์ Pierre Auger ซึ่งจะทำหน้าที่ตรวจวัดพลังงานของนิวตริโนจากอวกาศในช่วง 1017 - 1021 อิเล็กตรอนโวลท์ โดยใช้ถังน้ำขนาดเล็ก 1600 ถัง และห้องปฏิบัติการได้เริ่มดำเนินการมาตั้งแต่ปี 2004

สำหรับที่ทวีปแอนตาร์กติกามีสถานี McMurdo ซึ่งได้ปล่อยบอลลูนตรวจจับอนุภาคนิวตริโนพลังงานสูง 1017 - 1021 อิเล็กตรอนโวลท์

ส่วนที่ขั้วโลกใต้มีโครงการ ICECUBE ที่ใช้น้ำแข็งปริมาตร 1 ลูกบาศก์กิโลเมตรแฝง อยู่ใต้น้ำแข็งที่ระดับลึก 1.5 กิโลเมตร เพื่อจับนิวตริโนที่มีพลังงานตั้งแต่ 1011 - 1021 อิเล็กตรอนโวลท์ อุปกรณ์นี้เป็นกล้องโทรทรรศน์นิวตริโนที่ทำงานใต้น้ำแข็ง แทนที่จะโคจรลอยอยู่บนฟ้าเหมือนกล้องโทรทรรศน์ทั่วไป เพราะที่ระดับลึกมากนี้ ความดันของน้ำแข็งจะมากจนภายในน้ำแข็งไม่มีฟองอากาศใดๆ และเมื่อบรรยากาศโดยรอบก้อนน้ำแข็งมืดสนิท ดังนั้นถ้ามีแสงวาบเกิดขึ้น นักทดลองก็จะรู้ทันทีว่า นิวตริโนได้พุ่งชนอะตอมอ็อกซิเจนในน้ำแล้ว และมีอนุภาค muon เกิดขึ้น ซึ่งจะเปล่งแสงให้ photomultiplier ที่ติดตั้งอยู่รายรอบก้อนน้ำแข็งนั้นรับ และคณะนักฟิสิกส์คาดหวังว่า ICECUBE นอกจากจะพยายามวัดมวลของนิวตริโนแล้ว ยังเป็นอุปกรณ์ที่ใช้ศึกษาธรรมชาติของสสารมืดและหาอนุภาค WIMP (weakly interacting massive particle) ด้วย และถ้าพบ WIMP จริง นักวิจัยหัวหน้าโครงการ ICECUBE ก็เตรียมตัวเดินทางไป Stockholm ได้เลย
ห้องปฏิบัติการตรวจวัดนิวทริโนในเฟอร์มิแล็บ
ในขณะที่ Higss กำลังลดความซ่า neutrino กลับกำลังบูมวันบูมคืน ทั้งๆ ที่มีอายุร่วม 70 ปีแล้ว

อ่านเพิ่มเติมจาก The Search for Infinity โดย Gordon Fraser et al. จัดพิมพ์โดย Facts on File ในปี 1995





เกี่ยวกับผู้เขียน

สุทัศน์ ยกส้าน
ประวัติการทำงาน-ราชบัณฑิต สำนักวิทยาศาสตร์ สาขาฟิสิกส์และดาราศาสตร์ และ ศาสตราจารย์ ระดับ 11 ภาควิชาฟิสิกส์ มหาวิทยาลัยศรีนครินทรวิโรฒ, นักวิทยาศาสตร์ดีเด่นและนักวิจัยดีเด่นแห่งชาติ สาขากายภาพและคณิตศาสตร์ ประวัติการศึกษา-ปริญญาตรีและโทจากมหาวิทยาลัยลอนดอน, ปริญญาเอกจากมหาวิทยาลัยแคลิฟอร์เนีย

อ่านบทความ สุทัศน์ ยกส้าน ได้ทุกวันศุกร์










กำลังโหลดความคิดเห็น...