รางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ประจำปี 2015

17 ตุลาคม 2558

 

        เมื่อวันที่ 6 ตุลาคม 2558 ที่ผ่านมา คณะกรรมการรางวัลโนเบลของประเทศสวีเดนได้ประกาศชื่อผู้ที่ได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ ประจำปีพ.ศ. 2558 ซึ่งได้แก่ศาสตราจารย์ TakaakiKajitaและศาสตราจารย์ Arthur B. McDonald  จากผลงาน“การค้นพบการแกว่งกวัด(oscillation) ของอนุภาคนิวตริโน ซึ่งแสดงว่าอนุภาคนิวตริโนไม่ได้มีมวลเท่ากับศูนย์” ทั้งสองท่านจะได้รับรางวัลเป็นเงินท่านละ 4 ล้านสวีดิชโครนเนอร์ (ประมาณ 17 ล้านบาท)

 

ประวัติผู้ได้รับรางวัลโดยสังเขป

 

 

 

รูปที่ 1 ศาสตราจารย์ TakaakiKajita[1]

 

 

        ศาสตราจารย์ Kajitaเป็นชาวญี่ปุ่น ปัจจุบันมีอายุ 56 ปีเรียนจบปริญญาเอกสาขาฟิสิกส์จากมหาวิทยาลัยโตเกียวเมื่อปีพ.ศ. 2529 เข้าร่วมงานกับ Institute for Cosmic Ray Research (ICRR) ของมหาวิทยาลัยโตเกียวเมื่อปีพ.ศ. 2531  ในปีพ.ศ. 2542 เข้าดำรงตำแหน่งเป็นผู้อำนวยการของ Center for Cosmic Neutrinos ของ ICRR ต่อมาในปีพ.ศ. 2558 ได้รับตำแหน่งเป็นผู้อำนวยการของ ICRRซึ่งเป็นเจ้าของหัววัดยักษ์ซูเปอร์คามิโอคันเด (Super-Kamiokandeย่อมาจากคำเต็มที่ว่า Super-Kamioka Neutrino Detection Experiment)

 

        หลังจากได้รับทราบว่าเป็นหนึ่งในผู้ที่ได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ประจำปีนี้  หนึ่งในบุคคลแรกๆที่ศาสตราจารย์ Kajitaโทรศัพท์หาคือ ศาสตราจารย์ Masatoshi Koshiba(ปัจจุบันอายุ 89 ปี) ซึ่งเป็น อดีตอาจารย์ที่ปรึกษาและเป็นผู้บุกเบิกโครงการ Super-Kamiokandeคนสำคัญที่เคยได้รับรางวัลโนเบลไปก่อนแล้วในปีพ.ศ. 2545จากผลงาน “การเป็นผู้บุกเบิกอย่างสำคัญคนหนึ่งทางด้านฟิสิกส์ดาราศาสตร์ โดยเฉพาะการวัดอนุภาคนิวตริโนในรังสีคอสมิค”[2]

 

 

รูปที่ 2 ศาสตราจารย์ Arthur B. McDonald[3]

 

 

          ศาสตราจารย์ McDonald ปัจจุบันมีอายุ 72 ปี เป็นชาวแคนาดา หลังเรียนจบปริญญาโทสาขาวิชาฟิสิกส์จาก Dalhousie University ในเมือง Halifax ประเทศบ้านเกิด ได้เดินทางไปเรียนต่อปริญญาเอกที่ California Institute of Technology (หรือ CALTECH) ในประทศสหรัฐอเมริกาเมื่อปีพ.ศ. 2508และเรียนจบเมื่อปีพ.ศ. 2512 เคยดำรงตำแหน่งศาสตราจารย์ประจำของมหาวิทยาลัยปรินซ์ตันอยู่ประมาณ 7 ปีในปีพ.ศ. 2532 ได้ย้ายกลับแคนาดาไปเป็นศาสตราจารย์ที่ Queen’s University ณ เมือง Kingston พร้อมกับรับตำแหน่งเป็นผู้อำนวยการของห้องปฏิบัติการวิจัย Sudbury NeutrinoObservatory (SNO) ของประเทศแคนาดา เกษียณอายุงานจากQueen’s University เมื่อปีพ.ศ. 2556 และทางมหาวิทยาลัยได้แต่งตั้งให้เป็นศาสตราจารย์เกียรติคุณ (Emeritus Professor)

 

หัววัดอนุภาคนิวตริโนที่เกี่ยวข้อง

 

          ในปัจจุบันนี้มีหัววัดอนุภาคนิวตริโนอยู่หลายระบบ แต่ที่เกี่ยวข้องโดยตรงกับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ของปีนี้มีอยู่ 2 ระบบ คือ

 

          ก) หัววัดยักษ์ Super-Kamiokande (Super-K)

 

 

รูปที่ 3(ก) ภาพถ่ายภายในหัววัด Super-K [4]

 

 

 

 

รูปที่ 3 (ข)ภาพถ่ายระยะใกล้แสดงให้เห็นการติดตั้งหลอด PMT ของหัววัด Super-K[5]

 

 

        เป็นหัววัดอนุภาคนิวตริโนขนาดยักษ์ในโครงการ Super-Kamiokande Neutrino Detection Experiment ของประเทศญี่ปุ่น(เรียกกันย่อๆว่า Super_kamiokandeหรือ Super-K) อยู่ในอุโมงค์ใต้ภูเขาคามิโอกะ ใกล้เมืองฮิดะ ลึกลงไป 1 กิโลเมตร ซึ่งเดิมเคยเป็นส่วนหนึ่งของเหมืองสังกะสี  การที่ต้องทำให้หัววัดมีขนาดใหญ่ยักษ์ก็เพื่อเพิ่มโอกาสการถูกชนด้วยอนุภาคนิวตริโน เพราะอนุภาคนิวตริโนมีอำนาจการทะลุทะลวงสูงมาก และการที่ต้องนำหัววัดไปไว้ใต้ดินลึกเป็นกิโลเมตรก็เพื่อการกรองเอารังสีรบกวนจากรังสีคอสมิคชนิดอื่นๆที่มีอำนาจทะลุทะลวงต่ำออกไปให้มากที่สุด แต่สำหรับอนุภาคนิวตริโนนั้นดินหนาเป็นกิโลเมตรไม่มีปัญหา เพราะมีอำนาจทะลุทะลวงสูงมากดังกล่าวแล้ว ด้วยเหตุนี้ทำให้สัญญาณของอนุภาคนิวตริโนที่มีน้อยเพราะเกิดยากสามารถเอาชนะเหนือสัญญาณของอนุภาคคอสมิคชนิดอื่นๆได้(ถึงแม้หัววัดจะมีขนาดใหญ่มาก แต่จำนวนอนุภาคนิวตริโนที่ชนหัววัดและทำให้เกิดสัญญาณที่วัดได้ก็มีไม่มาก อยู่ในเรือนสิบสัญญาณต่อวันเท่านั้น) ผลพลอยได้อีกประการก็คือความมืด

 

        ระบบหัววัดประกอบด้วยถังโลหะสเตนเลสรูปทรงกระบอก สูง 41.4 เมตร มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 39.3 เมตร บรรจุเต็มด้วยน้ำ (H2O) ที่มีความบริสุทธ์สูงมากปริมาณ 50,000 ตัน ผนังด้านในทุกด้านเรียงร้อยด้วยหลอดวัดแสง (photomultiplier tube หรือ หลอด PMT)2 ชุด  ชุดแรกเป็นหลอด PMT ที่ใหญ่ที่สุดที่มีการผลิตกัน (ผลิตโดยบริษัท Hamamatsu ซึ่งเป็นผู้ผลิตหัววัดแสงที่มีคุณภาพดีที่สุดในโลกบริษัทหนึ่ง) คือมีเส้นผ่านศูนย์กลาง 20 นิ้ว จำนวน 11,146 หลอด หันหน้าเข้าด้านในถัง ชุดที่สองเป็นหลอด PMT ขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 8 นิ้ว จำนวน 1,885 หลอด หันหน้าเข้าหาผนังถังโครงการ Super-K เริ่มใช้วัดอนุภาคนิวตริโนจากรังสีคอสมิคได้ในปีพ.ศ. 2539

 

        หลักการทำงานของหัววัด Super-K (และหัววัด SNO ที่จะกล่าวถึงในลำดับต่อไป) ก็คือเมื่ออนุภาคนิวตริโน ซึ่งวิ่งมาด้วยความเร็วสูงมาก ชนเข้ากับอนุภาคอิเล็กตรอนหรือนิวเคลียสของไฮโดรเจน (หรือดิวเทอเรียม ในการณีของหัววัด SNO) ซึ่งเป็นองค์ประกอบพื้นฐานของน้ำ จะเกิดอนุภาคที่เคลื่อนที่ในน้ำด้วยความเร็วสูงกว่าความเร็วแสง (แสงจะเดินทางช้าลงประมาณ 25 เปอร์เซ็นต์ในน้ำ เมื่อเทียบกับความเร็วแสงในสุญญากาศ) ในการนี้จะก่อให้เกิดการแผ่รังสีเชอเรนคอฟ (Cherenkov radiation  ตั้งตามชื่อของ Pavel Cherenkov นักฟิสิกส์ชาวรัสเซียที่เป็นผู้ค้นพบคล้ายกับการเกิด sonic boom เมื่อเครื่องบินไอพ่นมีความเร็วเหนือความเร็วเสียงในอากาศ) ซึ่งจะเป็นแสงสีน้ำเงินพุ่งออกไปเป็นรูปกรวย (cone) เมื่อรังสีเชอเรนคอฟสีน้ำเงินนี้วิ่งไปถึงแผงหลอด PMT ก็จะมีลักษณะเป็นวง หลอด PMT เหล่านั้นก็จะแปลงรังสีเชอเรนคอฟที่วิ่งมาชนเป็นสัญญาณไฟฟ้าที่มีลักษณะเป็นห้วง (pulse) ที่มีความสูง (amplitude) ขึ้นอยู่กับความเข้มของรังสีเชอเรนคอฟ  สัญญาณไฟฟ้านี้จะถูกส่งไปบันทึกและวิเคราะห์ด้วยคอมพิวเตอร์ จากลักษณะของสัญญาณไฟฟ้าที่วัดได้จากหลอด PMT แต่ละหลอด เมื่อประมวลเข้าด้วยกันแล้ว ทำให้ได้ข้อมูลในเรื่องของจำนวน ทิศทาง พลังงาน และชนิดของอนุภาคนิวตริโนที่วิ่งมาชนหัววัด

 

 

 

รูปที่ แผนภาพแสดงการเกิดขึ้นของกรวย Cherenkov radiation จากอนุภาค muon neutrino ( νμ)

และตำแหน่งของหลอด PMT ที่วัด Cherenkov radiationได้ ซึ่งก็คือพวกที่ทาด้วยสีแดง

ส่วนหลอด PMT สีเหลืองคือพวกหลอดที่ไม่ถูกชนด้วย Cherenkov radiation [6]

 

 

        ข) หัววัดยักษ์ที่ Sudbury Neutrino Observatory (SNO)

 

 

รูปที่ 5  ภาพวาดแสดงให้เห็นภาพรวมของหัววัด SNO [7]

 

 

        เป็นหัววัดอนุภาคนิวตริโนขนาดยักษ์อีกระบบที่ทำจากวัสดุจำพวกพลาสติกใสรูปทรงกลม เส้นผ่านศูนย์กลาง 12 เมตร ภายในบรรจุด้วยน้ำหนัก (heavy water หรือ D2O โดย D ในที่นี้หมายถึงดิวเทอเรียม(deuteriumหรือ hydrogen-2) ซึ่งเป็นไอโซโทปตัวที่สองของธาตุไฮโดรเจน) ปริมาณ 1,000 ตัน ห้อมล้อมด้านนอกด้วยหลอดPMT ขนาดใหญ่จำนวน 9,600 หัว แล้วยังแช่ทั้งหมดนี้ในถังน้ำยักษ์ ขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 30 เมตร เพื่อให้น้ำทำหน้าที่ช่วยพยุงหัววัดและช่วยป้องกันรังสีได้ส่วนหนึ่ง (heavy water มีความหนาแน่น = 1.11 กรัม / ลูกบาศก์เซนติเมตร)

 

        การใช้ heavy water ย่อมดีกว่าการใช้น้ำธรรมดา (H2O) เพราะจะทำให้หัววัดมีความไวกับสองปฏิกิริยานิวเคลียร์ โดยปฏิกิริยาหนึ่ง (neutral-current reaction) จะไวต่อการกระตุ้นโดยอนุภาคนิวตริโนทั้ง 3 ชนิด (หรือ flavour) คือ electron neutrino, muon neutrino และ tau neutrino เท่าๆกัน ส่วนอีกปฏิกิริยาหนึ่ง (charged-current reaction) จะไวต่อการกระตุ้นด้วย electron neutrino เท่านั้น จึงเป็นจุดเด่นที่หัววัดนี้สามารถตรวจวัดปรากฏการณ์ Neutrino Oscillation ได้โดยตรง  แต่ที่หลายแห่งไม่สามารถทำได้อย่างประเทศแคนาดา เพราะการมีภูมิหลังที่ต่างกัน กล่าวคือการผลิต heavy water เป็นจำนวนมากๆนั้น มีค่าใช้จาสยสูงมาก เพราะไอโซโทปดิวเทอเรียมมีอยู่ในธรรมชาติเพียง 0.0156 เปอร์เซ็นต์เท่านั้น ในขณะที่ไฮโดรเจนธรรมดา (hydrogen-1) มีอยู่ถึง 99.98 เปอร์เซ็นต์  แต่ประเทศแคนาดามีปริมาณสำรองของheavy water และมีเทคโนโลยีการผลิตที่สูงกว่าคนอื่นๆ เพราะในโครงการลับทดลองสร้างระเบิดนิวเคลียร์ของสหรัฐอเมริกาในตอนสงครามโลกครั้งที่สอง (โครงการ Manhattan Project) ประเทศแคนาดาเป็นหนึ่งในผู้ผลิต heavy water ป้อนให้โครงการ

 

        ทั้งระบบที่กล่าวมาติดตั้งอยู่ในห้องโถงขนาดมหึมา ที่อยู่ใต้ดินลึกลงไป 2 กิโลเมตร ซึ่งเป็นส่วนหนึ่งของเหมืองแร่นิกเกิล ที่เมือง Sudbury รัฐOntario ประเทศแคนาดา โครงการ SNO ได้รับอนุมัติจากรัฐบาลกลางอย่างเป็นทางการเมื่อปีพ.ศ. 2533 และสามารถใช้งานได้เมื่อเดือนพฤษภาคม พ.ศ. 2542

 

 

รูปที่ 6 ภาพถ่ายด้านนอกของหัววัด SNO ที่เห็นเป็นปุ่มๆคือส่วนท้ายของหลอด PMT (photomultiplier base)

ซึ่งจะมีจุดต่อเพื่อจ่ายไฟแรงดันสูงให้กับหลอก PMT และจุดต่อเพื่อรับสัญญาณไฟฟ้าที่วัดได้  [8]

 

 

 

รูปที่ 7  ภาพถ่ายภายในของหัววัด SNO [9]

 

เรื่องของอนุภาคนิวตริโน

 

          อนุภาคนิวตริโนนั้นแท้จริงแล้วดำรงอยู่มาคู่กับเอกภพ แต่มนุษย์เพิ่งเริ่มมาเฉลียวใจ เมื่อปีพ.ศ. 2473 โดยนักฟิสิกส์ทฤษฎีเรื่องนามชาวสวิสที่ชื่อว่า Wolfgang Pauli ซึ่งเป็นคนแรกที่สันนิษฐานว่าน่าจะยังมีอนุภาคอีกชนิดหนึ่งที่เกิดขึ้นมาในกระบวนการสลายตัวของนิวเคลียสแบบที่ปลดปล่อยรังสีเบต้า (beta decay) แต่ที่ไม่เคยตรวจวัดได้มาก่อนเพราะเล็กมาก และเป็นกลางทางไฟฟ้า  ต่อมาอีกประมาณ 3 ปี  นักฟิสิกส์อัจฉริยะชาวอิตาลีที่ชื่อ Enrico Fermi รับเอาแนวคิดของ Pauli ไปใช้ในการศึกษาปฏิกิริยานิวเคลียร์ที่ปลดปล่อยรังสีเบต้าอย่างละเอียด แถมยังตั้งชื่อให้อนุภาคตัวนี้ว่า “นิวตริโน” ซึ่งในสำเนียงอิตาเลี่ยนมีนัยถึง “เจ้านิวตรอนน้อย” (อาจเพราะเป็นกลางทางไฟฟ้าเหมือนกัน แต่เล็กกว่านิวตรอนมาก อนุภาคนิวตรอนถูกค้นพบโดย Sir James Chadwickนักฟิสิกส์ชาวอังกฤษในปีพ.ศ. 2475)ผลงานการศึกษาเรื่องนี้ของ Fermi ประสบความสำเร็จเป็นอย่างดี และทำให้ Fermi มีชื่อเสียงมาก ทั้งๆที่ในเวลานั้นยังไม่มีใครเคยเห็น (ตรวจวัดได้) อนุภาคนิวตริโนจริงๆสักคนเดียว

 

          ต้องใช้เวลาอีกถึง 23 ปี คือในปีพ.ศ. 2499 ที่นักฟิสิกส์ชาวอเมริกัน 2 คนคือFrederick Reinesกับ Clyde Cowan    สามารถตรวจวัดอนุภาคนิวตริโนได้จริงๆ โดยเป็นอนุภาคนิวตริโนที่เกิดออกมาจากเตาปฏิกรณ์ปรมาณูของ Savannah River Nuclear Plant ที่รัฐ South Carolina สหรัฐอเมริกา ผลงานนี้ทำให้ Reinesได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ในปีพ.ศ. 2538 (Cowan เสียชีวิตไปก่อน)

 

          อนุภาคนิวตริโนมี 3 ชนิด (หรือ flavour) คือ electron neutrino ( νe),muon neutrino ( νμ) และ tau neutrino ( νT)อนุภาคนิวตริโนที่ Reinesกับ Cowan ค้นพบคือ electron neutrino  ต่อมาในปีพ.ศ. 2505 อนุภาค muon neutrino ก็ถูกค้นพบโดยนักฟิสิกส์ชาวอเมริกัน 3 คน คือ L. Lederman, M. Schwartz และ J. Steinberger (ทั้งสามได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์จากผลงานนี้ในปีพ.ศ. 2531) อนุภาคนิวตริโนชนิดสุดท้ายคือ tau neutrino ถูกค้นพบโดยคณะนักวิจัยของโครงการ DONUT (Direct Observation of the Nu Tau) ที่ศูนย์วิจัย Fermilabในสหรัฐอเมริกา เมื่อปีพ.ศ.2543

 

          เนื่องจากพลังงานที่ดาวฤกษ์ทั้งหลายปลดปล่อยออกมา ล้วนมีต้นตอมาจากปฏิกิริยานิวเคลียร์หลายรูปแบบที่เกิดขึ้นอยู่ตลอดเวลาในตัวดวงดาว ดังนั้นไม่ใช่มีแต่คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าเท่านั้นที่ถูกปลดปล่อยออกมา แต่ยังมีอนุภาคต่างๆมากมายหลายชนิดที่ถูกปลดปล่อยออกมาด้วย รวมทั้งอนุภาคนิวตริโน  อนุภาคเหล่านี้รวมเรียกว่ารังสีคอสมิค (cosmic radiation)

 

          ดวงอาทิตย์ของเราก็เป็นดาวฤกษ์ชนิดที่เป็นต้นตอของอนุภาคนิวตริโนด้วย (เรียกว่า solar neutrino)โดยเป็นชนิด electron neutrino เพราะเกิดจากปฏิกิริยาหลอมรวมไฮโดรเจน (หรืออนุภาคโปรตอน : p) เป็นฮีเลียม (2He)ที่หนักกว่า

 

          2e-  +  4p --------> 2He  + 2νe + 26.73 MeV

 

        โดยสามารถคำนวณได้ว่าดวงอาทิตย์ปลดปล่อยอนุภาคนิวตริโนออกมา 2 x 1038 ตัว ต่อ วินาที แต่ปรากฏว่าวัดได้จริงต่ำกว่าถึง 3 เท่า ซึ่งเป็นความแตกต่างที่มากเกินกว่าจะยอมรับว่าเป็นความคลาดเคลื่อนของการทดลอง ความไม่ลงรอยกันนี้เรียกว่า “Solar Neutrino Anomaly”   Vladimir Gribov  นักฟิสิกส์ชาวรัสเซีย และ Bruno Pontecorvo  นักฟิสิกส์ชาวอิตาลีที่อพยพไปอยู่ในประเทศโซเวียตรุสเซีย (ก่อนล่มสลาย) ได้เสนอความเห็นไว้เมื่อปีพ.ศ. 2512 ว่าอนุภาคelectron neutrino บางส่วนอาจเปลี่ยนเป็นอนุภาค muon neutrino ก็ได้ในระหว่างทางจากดวงอาทิตย์ถึงหัววัด  (ตอนนั้นยังไม่ได้ค้นพบอนุภาค tau neutrino) แต่หัววัดที่สร้างขึ้น ทำมาให้มีความไวกับ electron neutrino เท่านั้น  ซึ่งถ้าเป็นจริงก็เป็นเรื่องที่น่าสนใจมาก  โครงการสร้างหัววัดขนาดยักษ์เพื่อพิสูจน์ทราบเรื่องนี้โดยเฉพาะจึงเริ่มเกิดขึ้นมา เช่นหัววัด Super-K และ SNO ดังที่กล่าวมาข้างต้น

 

 

รูปที่ 8  แผนภาพแสดงการทดลองวัด solar neutrino ของSuper-K  โดยปฏิกิริยาที่เป็นต้นตอของรังสีเชอเรนคอฟ

(สีเหลือง) คือการที่อนุภาคนิวตริโนวิ่งชนกับอนุภาคอิเล็กตรอนในน้ำ ทำให้อนุภาคอิเล็กตรอนมีความร็วสูงขึ่นมาก

จนสามารถปลดปล่อยรังสีเชอเรนคอฟได้ [10]

 

 

        ในปีพ.ศ. 2541 ศาสตราจารย์ Kajita  และคณะ ได้รายงานผลการทดลองจากหัววัด Super-K ที่ตรวจพบการแกว่งกวัดของอนุภาคนิวตริโนในบทความชื่อ “Evidence for Oscillation of Atmospheric Neutrinos” ที่ตีพิมพ์เผยแพร่ในวารสารทางวิชาการที่ได้รับการยอมรับสูงมากในวงการฟิสิกส์ คือวารสารPhysical Review Letters ฉบับที่ 81   การค้นพบนี้ของทีมของศาสตราจารย์ Kajitaได้รับการยืนยันอย่างเป็นทางการในปีพ.ศ. 2545 โดยผลการทดลองที่ได้จากหัววัด SNO โดยทีมของศาสตราจารย์ McDonldในบทความชื่อ “Direct Evidence for Neutrino Flavor Transformation from Neutral-Current Interactions in the Sudbury Neutrino Observatory” ที่ตีพิมพ์อยู่ในวารสาร Physical Review Letters เช่นกัน แต่เป็นฉบับที่ 89

        การที่นักฟิสิกส์สิ้นข้อสงสัยแล้วในเรื่องที่ว่าอนุภาคนิวตริโนสามารถ “เกิดการแกว่งกวัด(oscillation)” ได้  เป็นข้อมูลที่มีค่าสำหรับการทำงานของนักฟิสิกส์ เพราะการที่อนุภาคนิวตริโนจะเกิดการแกว่งกวัดได้ อนุภาคนิวตริโนต้องมีมวล (mass) ซึ่งมีความสำคัญดังต่อไปนี้

        ก. แบบจำลองมาตรฐาน (Standard Model) ซึ่งเป็นทฤษฎีว่าด้วยอนุภาคมูลฐานต่างๆ (elementary particles) และอันตรกิริยาพื้นฐาน 3 ชนิด คือ แม่เหล็กไฟฟ้า นิวเคลียร์แบบอ่อน และนิวเคลียร์แบบเข้ม ที่ได้รับการยอมรับและประสบความสำเร็จมากที่สุด กำหนดให้อนุภาคนิวตริโนมีมวลเป็นศูนย์ จากผลการทดลองของ Super-K และ SNO ที่สะท้อนว่าอนุภาคนิวตริโนมีมวล ก็แสดงว่าทฤษฎีแบบจำลองมาตรฐานยังไม่สมบูรณ์ จำเป็นต้องได้รับการปรับปรุงหรืออาจถึงขั้นต้องสร้างทฤษฎีพื้นฐานที่เหนือกว่าแบบจำลองมาตรฐาน (beyond Standard Model)  ที่ต้องครอบคลุมคำถามเช่น มวลของอนุภาคนิวตริโนขึ้นอยู่กับชนิด (flavor) ของมันอย่างไร ? เป็นต้น [11]

 

        ข.อนุภาคนิวตริโนถูกสร้างขึ้นมาตั้งแต่การบังเกิด Big Bang หรือเมื่อเกิด Supernova ก็มีการปลดปล่อยอนุภาคนิวตริโนออกมาเป็นจำนวนมาก อนุภาคนิวตริโนจึงมีบทบาทที่นักเอกภพวิทยา (cosmologist) สนใจต่อการกำเนิดและวิวัฒนาการของเอกภพ นอกจากนั้น ถึงแม้ว่ามวลของอนุภาคนิวตริโนจะน้อยมาก แต่ด้วยการที่มีอนุภาคนิวตริโนอยู่ในเอกภพเป็นจำนวนมาก รวมๆกันแล้วมวลในส่วนของอนุภาคนิวตริโนก็มีความหมายต่อสสารมืด (dark matter) ซึ่งมีความเกี่ยวข้องอย่างสำคัญต่อการอธิบายสภาพของเอกภพในปัจจุบัน

 

การเข้าใจธรรมชาติของอนุภาคนิวตริโนมากขึ้น เป็นขั้นบันไดที่จะนำเราไปสู่ New Physics

 

เอกสารอ้างอิง

  1. ที่มา : จากเว็บไซต์ http://www.nipponnews.net/en/news/japanese-scientists-selected-for-2015-nobel-prizes/.
  2. สมศร สิงขรัตน์, “การแกว่งกวัดของนิวตริโน”, วารสารฟิสิกส์ไทย ฉบับ เดือนมีนาคม-พฤษภาคม 2550, หน้า 6-9.
  3. ที่มา : จากเว็บไซต์ http://atlantic.ctvnews.ca/cape-breton-native-shares-nobel-prize-in-physics-1.2596915.
  4. ที่มา : จากเว็บไซต์ http://www.amusingplanet.com/2015/07/the-surreal-world-of-neutrino-detectors.html.
  5. ที่มา : จากเว็บไซต์ http://www.amusingplanet.com/2015/07/the-surreal-world-of-neutrino-detectors.html.
  6. ที่มา : จากเว็บไซต์ http://hep.bu.edu/~superk/cherenkov.html).
  7. ที่มา : จากเว็บไซต์  http://www.sno.phy.queensu.ca/).
  8. ที่มา : จากเว็บไซต์ http://astro-canada.ca/_en/a2115.php).
  9. ที่มา : จากเว็บไซต์ http://www.cita.utoronto.ca/~dubinski/iya2009/gallery/Instrument/viewer.swf.
  10. ที่มา : จากเว็บไซต์ http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/~ynakano/research.html.
  11. ชาญกิจ  คันฉ่อง, “มวลของนิวตริโน”, วารสารฟิสิกส์ไทย ฉบับ เดือนมีนาคม-พฤษภาคม 2550, หน้า 10-11.