10−6
10一・ 10吻 10− 10鱒1 100 gin22θ
（a）
10−4
10−5
曾 業1・弓
10−7
10−8
10慣0一・
ノ 、
の
ざ鱒 強，
もも・…@SAGE／GALLEX 、、・
一紳岡 ＼、
一・一 zームステイク＼
、、
10−3 10−2 10『1 8in22θ （b）
100
誇、
（a）
（b）
図5．2 太陽ニュートリノの物質振動解4
二つの線の内側が各データにより許される範囲で、ほぼ三角形の帯をつくる。
神岡データ（実線）とホームステイクデータ（ダッシュ線）から許される領域を斜 線で示してある。一点鎖線は神岡データの日夜変化（地球効果）から除外される
領域。
（a）をさらにGaデータを使って領域を絞ったもの。黒影部分が3個のデータにす べて合う領域。灰色部分は地球効果で除外される部分。
一般の振動解は、上記三つの解で囲まれた三角形の内部に存在する。第一の断熱解では 7MeV以上のμ。がほとんどすべて怖に変わる（高エネルギー側欠損）が、これより低い エネルギーではほとんど影響を与えない。準真空解では、グ．が全エネルギーで一様に減 少する。一方、非断熱解は、エネルギーEの小さいニュートリノの数を少なくする。し たがって、条件を適当に選べば、三つの太陽観測実験データを同時に説明する解がありう
る（図5．2（b））。
d．地球の影響
物質による共鳴振動は地球でも起きる（式（5．55），（5．56））にρヨ5g／cm3を入れる）。
地球効果は、太陽中でレ。→％と振動したものをもとにもどす作用（ e→レμ）があり、
ニュートリノ強度の時間で積分した値を見ている限り、物質振動解で許される範囲が広が る。地球効果は、夜間と日中のデータの差をとることにより観測できる。日夜変化が検出 できなかったことから、図52（a）でsin22θ≧0．1，ムm2〜10−5・5付近の突出部分を除外
できる。
5．3 ニュートリノ発生源とその観測
5．3．1 主なニュートリノ発生源
ニュートリノの主な発生源をどのような観測・実験が行なわれているかを表5．2に示す。
表5．2 主なニュートリノ発生源とその観測実験
発生源 反応 ニュートリノ実験
太陽 核融合反応
@P十P十P一トP
ｨHe＋2（e＋＋〃。）
太陽ニュートリノ実験
i例）スーパーカミオカンデ（SK）実験
@ SNO実験など
大気 宇宙線の大気との衝突
@πの生成と崩壊
大気ニュートリノ実験
i例）スーパーカミオカンデ（SK）実験 超新星
iスーパーノバ）
重力エネルギーの放出 超新星ニュートリノ観測実験
@（例）カミオカンデ実験
@ IMB実験など
原子炉 核分裂
ﾎ→P十e｝一トρ。
原子炉ニュートリノ実験 i例）カムランド（Kamland）実験
@KASKA，CHOOZ実験など
加速器 素粒子反応 加速器実験
@ （例）K2K実験
kSND，K：2K：，MINOS実験など
5．3．2 太陽ニュートリノ問題
a．標準太陽モデル（SSM：standard solar model）
太陽ニュートリノは、太陽の中心での熱核融合反応
2e｝一ト4p一＞4He十2〃，十ッ（26．73MeV） （5．65）
の際放出されるもので、その正体は電子ニュートリノである。熱核融合反応は主として ppチェインと呼ばれるさまざまな原子核反応（図5．3）の結果として起こるもものであ り、放出されるニュートリノのエネルギースペクトルを図5．4示す。なお、中心温度が 2×107度を越える場合（太陽より重い恒星）では、同じヘリウム生成反応でもC，N，0を
触媒とするCNOチェインが効くが、これはまったく違ったエネルギースペクトルをもつ ので区別は容易である。
b．太陽ニュートリノの検出 i）ホームステイク実験
最初に太陽ニュートリノフラックスを測定したのはアメリカのホームステイクに設置し たニュートリノ検出器であり、1968年にまでさかのぼる。方法は
μe十37Cl一→37Ar十e一
の反応（エネルギー閾値：Eレ＞0．81MeV）を用いる。
ppI
ρ十ρ→D十〆十り ρ十ビ十ρ一しD十レ
E．＝1．44MeV 99．75％ も 0．25％・
〈E：，〉＝0．26MeV
ρ＋D・ゆHe3十γ
14％ 86％
He4十He3→Be7十γ He3＋He3一・He4＋ρ＋ρ
PP皿
13。98％
ビ＋Be7→Li7＋ツ
0．02％
PP皿
E．＝0．86（89。6％》
El慶署0．38（10．4％》
ρ十Be7一ゆB8十γ
p十Li7一→2He4 B8→Be8十8＋十り
くE，〉＝7．2MeV
（5．66）
Be8→2He4
図5．3 太陽の熱核融合反応：ppチェイン4
1012
、 10塞1
⊇
霧10象。