ギ、 粒 子 素 カ 物理学Ⅳ ン シ ギ 素 粒 子 理 学 カ 物 Ⅳ ン シ 、ノ > O ポ O 亠並ーーー扇 ゼットボソン Z boson 質量 : 91 GeV 電荷 : 0 スピン : 1 ゲージボソン birth : 1 983 全ての物質に「弱い相互作用」を伝 えるゲージ粒子。 彼女が所持している「コアナイレー ション」は、素粒子とその反粒子を 同時に消したり、同時に生成したり できる代物。 暗い性格ですがし、つも冷静沈着で、 プライドは高い。動きはゆっくりで ある。遠い過去にヒッグスと因縁を もつ。光子ど市妹という噂も有。 当 1 . 弱い相互作用とは 自然界の全ての力は素粒子の間に働く 4 つの基本的な力に分類されます。それは電磁 相互作用、弱い相互作用、強い相互作用そして重力です。弱い相互作用はこの基本的な 力の一つです。また全ての力はゲージボソンと呼ばれる素粒子が力を伝えています。例え ば電磁相互作用は光子がゲージボソンです。弱い相互作用のゲージボソンはダブリューポ ソン ( W ホソン ) とセットボソン ( z ホソン ) です。この弱い相互作用はクオークとレプトンと ヒッグス粒子に力を与えます。クオークなどの素粒子の一覧は下の図のとおりです。また、 W ポソンと Z ボソンは他のゲージボソンと比べ非常に重いので、相互作用の大きさもとて も弱くなります。実際、弱い相互作用は電磁相互作用の 10-11 の大きさしかありません。こ のように力が弱いことからこの名がつきました。 電子 レプトン ←素粒子一覧 3MeV ↓弱い相互作用を伝える W ポソンと Z ポソン。こ の 2 つをまとめてウィー クポソンと呼ぶ。 1 OOMeV -1 / 3 1 .3GeV 80GeV 士 1 1.77Ge <16MeV 4.2GeV -1 / 3 173GeV 2 / 3 タウニュートリノ 0 0 0 0 91 GeV 80GeV 士 1 質量 1 [eV]#1.78X 1 0-36 [ kg ] M = 106 G = 109 陽子 1 [GeV] 電荷 [e] ・ eV ゴ卩 己名 11 ゴロ €lementary Particle Peroonified PhY6iC6 namaHamiltonian Prt$ent5

素 namaHamiltonian Prwent6 粒 子 ギ、 シ ン カ 物 理 学 Ⅳ 素 粒 子 ギ ン カ 物 理 学 Ⅳ ダブリュー ボソン Wboson 質量 : 80 GeV 電荷 : 士 1 スピン : 1 ゲージボソン birth : 1 983 えない。 とができる代物。これは彼女にしか扱 ス」は素粒子の世代数を変化させるこ している「シーケーエム・マトリック ホジティブで明るい性格になる。所持 ガティブで暗く、プラスタイプの時は ニ重人格で、マイナスタイプの時はネ 粒子・反粒子の関係にある。 ダブリューポソンが存在し、お互いに の一つ。プラスとマイナスのタイプの 「弱し互作用」を伝えるゲージ粒子 80GeV 80GeV + 1 icle Per60nified 新 6iC6

素 ギ、 粒 子 カ 物 理 学 ン シ Ⅳ 素 ギ、 粒 子 カ 物 学 ン 理 シ Ⅳ でした。この理論を電弱統一理論と呼びます。電弱統一理論はヒッグス粒子による自発的 対称性の破れによって終わりを迎え、電磁相互作用と弱い相互作用に分岐します。またこ の名残として、ウィークポソンは他の素粒子と比べ非常に重い質量を持っことになります。 ちなみに、「電弱統一理論」と「量子色力学、」を組み合わせた理論が「標準模型」です。 標準模型の理論によって予言された素粒子は 2012 年のヒッ グスの発見によって全て揃いました。 大統一理論とさらにその先 電磁相互作用と弱い力と強いカ ( 電弱統一理論と量子色 力学 ) をさらに統一する理論もあります。それが「大統一理論」 です。これは現在世界の多くの科学者によって研究が進んで います。しかし大統一理論は間接的証拠すら全くない現状で あります。さらにこの大統一理論と重力を統一する究極の理 論があります。それが「超ひも理論」です。このように理論 を構築することによって、科学者たちは宇宙のはじまりはどの ようであったかを探ろうとしています。 宇宙のはじまリ 5. 力の統一と大統一理誦 自然界には電磁相互作用、弱い相互作用、強い相互作用そして重力の 4 つの基本的な 力がありました。この 4 つの力は実は宇宙が始まった時は一つのさらに基本的な力に統一 されており、その力が時間とともに 4 つの力に分岐していく、と現在では考えられております。 事実、自然界では電磁相互作用と弱い相互作用は「電弱統一理論」というーっの力に統 一されており、統一的に理解することに成功しています。 電弱統一理論 遠い昔、時間で言えば宇宙が出来てから IO-IO 秒以前、現在とは異なり電磁相互作用と 弱い相互作用は統一されており、光子と Z ポソンは全く同じ素粒子で見分けが付きません 現在は 4 つのカ 126Ge 自発対称性 0 破 0 亀弱統一理論 票準模型 - 子力学 光子 91 GeV 80GeV 0 い相互作用 グルーオン グラヴィトン 丿 一般相対理を 4 グラヴィトンは未発見粒子 ・・・自発的対称性の破れに関しては素粒子ギジンカ物理学Ⅲ参照 ・・・量子色力学に関しては素粒子ギジンカ物理学Ⅱ参照 グルーオン €lementary Particle Peroonified PhY6ic5 namaHamiltonian Pre6ent6

ギ 素 粒 子 カ 物 ン 理 学 シ Ⅳ ギ 素 粒 子 カ 物 理 学 ン ・シ Ⅳ ニューオンと宇宙線 3. ミューオンは電子とおなじレプトン系列で、電子の約 200 倍重い素粒子です。ミューオ ンの平均寿命は 2.2x 10-6 秒で ( 2 秒の 100 万分の 1 秒 ) で、弱い相互作用によって崩壊 します。より詳細には、ミューオンは弱い相互作用によって W ボソンを媒介させてニュート リノ 2 っと電子に崩壊します。この崩壊過程では、崩壊で放出される電子はもとのミューオ ンが持っていたスピンの向きに対して空間的に非対称な分布を持って放出されます。これ は弱い相互作用におけるパリティの対称性の破れによるものです。 宇宙からやってくるミューオン 宇宙では宇宙空間を飛び交う高エネルギー の粒子が常に飛びかっていて、この粒子を宇宙 線と呼びます。宇宙線の大部分 (90%) は陽 子で、 9 % がヘリウムをはじめとする原子核、 そして 1 % が電子です。最も強力な粒子は時 速 157 キロの速球と同じぐらいの威力で衝突す ることもあります。この宇宙線の発生源は、銀 河内の超新星爆発に由来していることが近年の 研究でわかってきました。さらに宇宙線はふだ んは感じられませんが、地球に絶えず衝突して います。地球大気内に宇宙線が入射した場合、 空気シャワー現象という宇宙線の崩壊現象が生 じ、多くの二次粒子が発生します。寿命の短い 大気圏 ものはすぐに崩壊してしまいますが、寿命が長 く安定な粒子のも地上まで届きます。地上まで 届く宇宙線の二次粒子は大半がミューオンです。 わたしたちの身の回りにもミューオンは降り注い でいて、手のひらの面積当たり 1 秒間に 1 個く らいの割合で、ミューオンが宇宙から飛んでき て貫通していきます。ミューオンは人体も貫通し ていきます。当たり前ですがこのミューオンによ る人体への影響は全くありません。 宇宙 超新星爆発 ン オ ュ ミ E 高エネルギー宇宙線 ほとんど陽子 質量 : 105 MeV 電荷 : -1 スピン : 1 / 2 レプトン 第ニ世代 birth : 1936 宇宙線の副則によって発見された素 粒子。実は今この瞬間も空から降り 注いでいて、人間を貫通している。 最近はミューオンを使って火山やピ ラミッドの内部構造を画像化するミ ューオトモグラフィーという技術に 使われたりする。 つかみどころの無い性格。実は非常 に精密な動きカ意。 空気シャワー ほぼミューオンになる 上 手のひらに 1 秒あたリ平均 1 個 €lementary Particle Peroonified PhY6iC5 namaHamiltonian

素 粒 ギ、 子 カ 物 学 ン 理 シ Ⅳ ギ、 素 粒 子 カ 物 学 理 ン シ Ⅳ 1.77GeV 4. タウと写真乾板 タウ ( またはタウレプトン、タウオン ) は標準模型の中の素粒子の一つです。電子と同 じレプトン系列であり、その中でも最も重い素粒子です。その重さは、なんと電子の 3500 倍、 ミューオンの 17 倍であり、なんとその重さは水素原子よりも重い ( 水素分子よりかは軽い ) 。 またタウの寿命は短く、わずか 2.9X10-13 秒、つまり 3 秒の 10 兆分の 1 秒で崩壊してし まいます。このようにとても重く、また短い時間しか存在出来ないタウですが、とても重要 な情報を持っている素粒子です。たとえばタウはレプトンの中でで唯一クオークたちで作ら れたハドロンに崩壊することが出来るます。その崩壊を観測することで様々な強い相互作 用で主に記述されている量子色力学の検証を行うことが可能です。このタウの崩壊をもう少 し細かく見てみますと、弱い相互作用によって W ポソンを媒介させてニュートリノとパイオ ンのような様々ハドロンや電子などに崩壊します。 写真乾板によるタウの観測 タウを直接観測することは難しいことです。タウの寿命を考えると、タウが生まれてから 消滅するまでタウが移動する距離は 1 mm 程度です。このタウの 1 mm の軌跡は高度に発 展した原子核乾板 ( エマルション ) を用いると観測することができます。原子核乾板とは 古くから素粒子実験に使われて来た検出器で、写真乾板 ( 写真フィルム ) の一種です。こ の特殊で巨大な写真乾板は現在日本 ( の F フィルム ) でしか作れない技術です。これを用 いた観測が、イタリアで行われている OPERA 実験と呼ばれるニュートリノ振動に関する実 験です。これはスイスのセルンから打ち出されたミューニュートリノビームを、イタリアのグ ランサッソで観測し、そのビームの中にタウニュートリノを観測することでニュートリノ振動 を検証した観測です。 OPERA 実験では以下の図のようにタウを観測しています。 タウの軌跡が直接見える ID 目ロ ュートリノの軌跡は見えない 1 1- タウ -Tau 質量 : 1 .77 GeV 電荷 : -1 スピン : 1 / 2 レプトン 第三世代 birth : 1 975 レプトンの中でも最も重い素粒子。 その重さは水素原子よりも重い。レ プトンはカラー自由度を持っていな し、ので、強い相互作用は基本的には 影響しない。しかし、タウはその重 さのため、ハドロン的な振る舞いを 見せて崩壊したりもする。 趣味はカメラ。彼女のもっているカ メラはなにやらすごいこだわりと技 術が詰まっているらしい。が彼女以 外はあんまり未を持っていない。 原子核卓長 ー・——•—lepton 1 .77COV タウ W ポソンが力を 伝えている点 タウニュートリノヒム 4 806eV ダブリューポソン 4 ダカューポソ ) <16MeV 80C む V €lementary Particle Per50nified 新 95iC5 namaHamiltonian P n い