mteb/JQaRAReranking huggingface dataset:
吉田滋: 2002年頃、スキー場で開催された学会でウィスコンシン州立大学の物理学者フランシス・ハルチェン(英語: Francis Halzen)に誘われ、南極点の1立方キロメートルの深氷河を利用したアイスキューブ・ニュートリノ観測所のニュートリノ検出実験に参加。2012年に世界で初めて1000兆電子ボルトを超える史上最高エネルギーの宇宙ニュートリノ事象を同定することに成功。このエネルギーは1987年にスーパーカミオカンデの前駆装置「カミオカンデ」がとらえたマゼラン雲(銀河系の伴銀河)内の超新星「SN 1987A」のニュートリノ100万倍のエネルギーに相当する。2018年には、銀河系外から届いた素粒子の一種「高エネルギーニュートリノ」の発生源の天体を世界で初めて特定したと、南極大陸の氷床を使ってニュートリノを観測する国際共同研究「アイスキューブ」のチームが7月13日付の米科学誌サイエンスに発表した。
梶田隆章: ニュートリノ研究を始めたのは、東大理学部附属素粒子物理国際研究センター助手になって間もない1986年のことである。ニュートリノの観測数が理論的予測と比較して大幅に不足していることに気づき、それがニュートリノ振動によるものと推測した。ニュートリノ振動とは、ニュートリノが途中で別種のニュートリノに変化するという現象であり、ニュートリノに質量があることを裏付けるものである。これを明らかにするためには膨大な観測データが必要であり、岐阜県神岡町(現・飛騨市)にあるニュートリノの観測装置カミオカンデで観測を始めた。転機となったのはカミオカンデより容積が15倍大きいスーパーカミオカンデが1996年に完成し、観測データが飛躍的に増大してからであった。1996年よりスーパーカミオカンデで大気ニュートリノを観測、ニュートリノが質量を持つことを確認し、1998年ニュートリノ物理学・宇宙物理学国際会議で発表。
石原安野: 南極点の1立方キロメートルの深氷河を利用したニュートリノ観測装置アイスキューブ検出器の実験で宇宙ニュートリノ存在量測定における一連の進展を主導。2012年に世界で初めて高エネルギー宇宙ニュートリノ事象を同定することに成功。これは1987年にカミオカンデ実験が捉えたニュートリノ信号以来捉えることができていなかった太陽系外からの宇宙ニュートリノであり、この発見によりニュートリノ天文学の可能性がそれまでの一億倍以上の高いエネルギー領域にも広がることとなる。また、より高いエネルギーを持つ宇宙ニュートリノ探索を精力的に推進し、2016年には超高エネルギー宇宙線起源として長年有力視されてきた仮説を覆す結果を得る。
梶田隆章: 梶田 隆章(かじた たかあき、1959年(昭和34年)3月9日 - )は、日本の物理学者。専門はニュートリノ物理学。学位は、理学博士(東京大学・1986年)。東京大学卓越教授・特別栄誉教授・宇宙線研究所所長(第8代)・教授・カブリ数物連携宇宙研究機構主任研究員、埼玉大学フェロー、東京理科大学理工学部非常勤講師、日本学術会議会長(第30代)、内閣府総合科学技術・イノベーション会議議員。2015年、ノーベル物理学賞受賞、文化功労者、文化勲章受章。東京大学宇宙線研究所助教授、東京大学宇宙線研究所附属宇宙ニュートリノ観測情報融合センターセンター長(初代)などを歴任した。
スーパーカミオカンデ: これらの粒子が水中の光の速度よりも速く水中を走るときに現れるチェレンコフ光を、光電子増倍管により検出する仕組みである。1998年、大気ニュートリノの観測により、ニュートリノが飛行する間にその種類が変化する現象(ニュートリノ振動)を発見した。2015年、この研究を率いた宇宙線研究所長梶田隆章が「ニュートリノが質量を持つ事を示す、ニュートリノ振動現象の発見」の成果によりノーベル物理学賞を受賞した。2020年8月より、スーパーカミオカンデの純水中にガドリニウムを加え、新生スーパーカミオカンデとして観測を開始した。これによりニュートリノの観測感度向上、特に「超新星背景ニュートリノ」の観測を目指している。
カムランド: 2015年度のノーベル物理学賞はニュートリノに質量があることを示した研究に贈られたが、カムランド実験の貢献が同賞の受賞理由を説明する文書で言及された。2016年、基礎物理学ブレイクスルー賞が鈴木厚人とカムランド共同研究チームに対して授与された。
スーパーカミオカンデ: スーパーカミオカンデは当初から日米の研究者の共同研究という形で開始された。IMB試験が1991年初頭に終了し、その主力メンバーがスーパーカミオカンデに合流することとなったのである。1996年4月1日0時から後述の破損事故までの時期を Super-Kamiokande I (SK-I) と呼称する。1998年には地球の反対側から飛来する大気ニュートリノの数が少ないことを示し、ニュートリノ振動の証拠として世界に発信した。これにより、スーパーカミオカンデ実験グループはこの年の朝日賞を受賞した。1999年には世界初の長基線ニュートリノ実験K2Kを開始し、大気ニュートリノで発見されたニュートリノ振動の検証に成功した。2001年にはカナダのSNO実験の結果と合わせ、太陽から来るニュートリノも振動していることを発見した。
電子ニュートリノ: β崩壊のニュートリノを検出する装置は、1942年に王淦昌によって初めて考案された。そして、電子ニュートリノは、1956年にフレデリック・ライネスとクライド・カワンによって初めて検出された。この業績により、フレデリック・ライネスは1995年のノーベル物理学賞を受賞した。
スーパーカミオカンデ: 1999年、つくば市の高エネルギー加速器研究機構で作ったνμを、250km離れたスーパーカミオカンデで捉える実験(K2K実験)が開始された。これは世界初の人工ニュートリノによる実験であった。K2K実験は2004年まで行われ、観測の結果、大気ニュートリノで発見されたニュートリノ振動を99.9%以上の精度で確認することができた。2009年には、茨城県東海村の大強度陽子加速器施設(J-PARC)で作られたニュートリノビームを295km離れたスーパーカミオカンデに打ち込むT2K実験が開始された。ニュートリノの混ざり具合を示す3つの混合角のうちθ13だけは未測定であり、この発見が期待されていた。2011年6月、ミューニュートリノから電子ニュートリノへ変化する「電子ニュートリノ出現事象」を示唆する観測結果を世界で初めてとらえ、混合角θ13が予想されていた値よりは大きい可能性を指摘した。
吉田滋: 吉田 滋(よしだ しげる、1966年- )は、日本の実験物理学者。千葉大学理学研究院(ハドロン宇宙科学)教授および千葉大学附属ハドロン宇宙国際研究センターセンター長。大阪府出身。東京工業大学大学院で理学博士号を取得 。アメリカ・ユタ州立大学研究員、東京大学助手等を経て2002年に千葉大学に着任。2014年に、超高エネルギー宇宙ニュートリノ発見への貢献により平成基礎科学財団より戸塚賞を受賞。 2019年には、原子物理学とその応用分野での優れた業績の科学者に贈られる仁科記念賞を受賞した。2020年に、2018年の史上初のニュートリノ放射源天体同定成功までの経緯をつづった著書「深宇宙ニュートリノの発見 宇宙の巨大なエンジンからの使者」(ISBN 978-4334044725)を光文社新書より出版。
市川温子: 市川 温子(いちかわ あつこ、1970年11月17日 - )は、日本の物理学者。ニュートリノ振動の測定を目的とするT2K実験に参加し、2019年からは同実験の代表者を務めている。東北大学大学院理学研究科教授。
梶田隆章: 1999年に第45回仁科記念賞を受賞した。これらの成果はすべてグループによる研究の賜物であった。2015年、アーサー・B・マクドナルドと共にノーベル物理学賞を受賞。受賞理由は「ニュートリノが質量をもつことを示すニュートリノ振動の発見」である。同年、ノーベル生理学医学賞を受賞した大村智らと共に文化勲章を受章した。2015年の梶田のノーベル物理学賞の受賞理由となった「ニュートリノが質量をもつことを示すニュートリノ振動の発見」は、梶田の先輩であり師でもあった戸塚洋二を中心として行われた研究の賜物であり、梶田は戸塚の後継者としてノーベル物理学賞を受賞する形となったが、戸塚本人は2008年に癌で亡くなっており、もしも戸塚が生きていれば梶田との共同受賞は確実だったと惜しまれた。
福井崇時: 福井 崇時(ふくい しゅうじ、1923年(大正12年)8月19日 - 2018年(平成30年)5月4日)は、日本の物理学者。名古屋大学名誉教授。1957年、高エネルギー荷電粒子の飛跡を観測する「放電箱」(ディスチャージチェンバー、後のスパークチェンバー)を開発、1961年仁科記念賞、1962年朝日賞(文化賞部門)を、いずれも宮本重徳とともに受賞。1985年紫綬褒章、1993年勲三等旭日中綬章、2001年イタリア共和国功労賞コメンダトーレ三等騎士勲章。著書に『身近な物理の世界』(1991年)、『粒子物理計測学入門』(1992年)がある。また1966年のノーベル物理学賞の候補に挙がっていたことが判明している 。
梶田隆章: 埼玉県東松山市出身の物理学者。専門はニュートリノ研究。ニュートリノ振動の発見により、2015年にアーサー・B・マクドナルドと共にノーベル物理学賞を受賞した。2017年度より朝日賞選考委員を務めている。2020年度より日本学術会議会長(第25期)。 東京大学の宇宙線研究所にて長年にわたり研究に従事し、助手、助教授、教授を務めており、2008年には所長に就任した。同研究所の附属宇宙ニュートリノ観測情報融合センターにおいてはセンター長を兼務した。そのほか、カブリ数物連携宇宙研究機構の主任研究員も兼務した。また、東京大学より2016年には特別栄誉教授の称号が授与され、2017年には卓越教授の称号が授与された。母校である埼玉大学からは、2015年にフェローに任じられた。
鈴木秀次: 鈴木 秀次(すずき ひでじ、1924年1月25日 - 2002年4月13日) は、日本の物理学者。東京大学名誉教授。日本学士院賞受賞。
メルヴィン・シュワーツ: メルヴィン・シュワーツ(Melvin Schwartz、1932年11月2日 - 2006年8月28日)はアメリカ合衆国の物理学者。1988年、ニュートリノビーム法、およびミューニュートリノの発見によるレプトンの二重構造の実証により、レオン・レーダーマン、ジャック・シュタインバーガーと共にノーベル物理学賞を受賞。
スーパーカミオカンデ: ニュートリノと反ニュートリノの振動の違い(CP対称性の破れ)の発見と精密測定による宇宙の物質の起源の解明、ニュートリノ天文学のさらなる発展、陽子崩壊の発見による「素粒子の統一」と「電磁力・弱い力・強い力の統一」の証明を目的とする。2015年1月に13カ国の研究機関や大学が参加する国際共同研究グループが正式発足した。2020年1月、ハイパーカミオカンデ計画の初年度予算35億円を含む2019年度補正予算が成立し、2021年5月に着工した。2022年6月現在、アルメニア、ブラジル、カナダ、チェコ、フランス、ドイツ、インド、イタリア、日本、韓国、メキシコ、モロッコ、ポーランド、ロシア、スペイン、スウェーデン、スイス、イギリス、ウクライナ、アメリカの20ヶ国の研究者が参加している。
ブルーノ・ポンテコルボ: この太陽ニュートリノ問題に対して、彼はニュートリノ振動として知られる電子ニュートリノがミューニュートリノになる現象を提唱した。この現象の存在は、最終的に1998年のスーパーカミオカンデ実験によって証明された。また1958年には超新星爆発によって激しいニュートリノバーストが生じることも予測し、これは1987年に超新星SN 1987Aがニュートリノ検出器によって検出されたことで確認された。
ニュートリノ振動: 1998年に梶田隆章らによるスーパーカミオカンデが大気ニュートリノの観測から、アーサー・B・マクドナルドらによるサドベリー・ニュートリノ天文台が太陽ニュートリノの観測からこの現象を実証した。2010年5月31日に国際研究実験OPERAを実施する研究チームがCERNの加速器において振動現象をはじめて直接的に確認したと発表。このほかにも次節で示す諸実験が行われている。ニュートリノ振動が観測されたことにより、ニュートリノの質量をゼロとする標準模型に何らかの修正が必要であることが示された。期待されている新しい理論では、ニュートリノと同じように他のレプトンも振動していることを予測する(荷電レプトン混合現象)。ただし、レプトンの場合はその測定にはさらなる精密さを要求されるため、観測精度を一層高めた今後の研究結果が待たれている。なお、ハドロンについてはクォーク混合により振動は既知の現象である。
丹羽公雄: 丹羽 公雄(にわ きみお、1946年5月21日 - )は、日本の物理学者、天文学者。専門は素粒子物理学。名古屋大学名誉教授。丹生潔の下で宇宙線の反応を記録した「原子核乾板」からチャームクォークを観測し、小林・益川理論のきっかけを与えた(1971年)。さらに、原子核乾板中の粒子の軌跡を自動で読み取る原子核乾板全自動走査機を開発(1975年)。これによって初めてタウニュートリノ反応の結果つくられたタウ粒子を直接観測することが可能になり(1998年)、タウニュートリノの存在が証明された(2000年)。
西川公一郎: 1971年に京都大学理学部物理学科卒業。ノースウェスタン大学Ph.D.。中性K中間子におけるCP非保存の実験、スーパーカミオカンデを用いた大気ニュートリノ振動実験といった実験に参加してきた。その後、茨城県つくば市の高エネルギー加速器研究機構に設置された加速器からニュートリノを放射してスーパーカミオカンデで測定するK2K実験(つくば-神岡間長基線ニュートリノ振動実験)を提案し、実験代表者としてこのプロジェクトを主導した。その結果、ニュートリノの種類が飛行中に変化している証拠が確認され、従来の理論では質量ゼロとされていたニュートリノが質量を持つことが確実になった。その後、茨城県那珂郡東海村に建設された大強度陽子加速器を用いた次世代ニュートリノ振動実験(T2K実験)の実現を推進した。
物理学: 2018年時点において、物理学の多くの分野で研究が進展している。スーパーカミオカンデの実験からニュートリノの質量が0でないことが判明した。このことを理論の立場から理解しようとするならば、既存の標準理論の枠組みを越えた理解が必要である。質量のあるニュートリノの物理は現在理論と実験が影響しあい活発に研究されている領域である。今後数年で粒子加速器によるTeV(テラ電子ボルト)領域のエネルギー尺度の探査はさらに活発になるであろう。実験物理学者はそこでヒッグス粒子や超対称性粒子の証拠を見つけられるのではないかと期待している。量子力学と一般相対性理論を量子重力の単一理論に統合するという半世紀以上におよぶ試みはまだ結実していない。現在の有望な候補はM理論とループ量子重力理論である。宇宙物理学の分野でも1990年代から2000年代にかけて大きな進展が見られた。
市川温子: T2K実験に設計段階から参加し、機器の開発と実験データ解析に貢献している。2019年からはT2K実験の代表者を務めている。この実験は、J-PARCで生成されたニュートリノを295キロメートル離れたスーパーカミオカンデで捉え、ニュートリノ振動を測定することを目的としている。ニュートリノ振動によるレプトン数保存則の破れは、宇宙が誕生時に生成された粒子と反粒子が対消滅によって完全には打ち消しあわず、粒子によって構成される物質だけが残っている理由を解き明かすカギになる可能性がある。
中川昌美: 中川 昌美(なかがわ まさみ 1932年 - 2001年3月10日)は、日本の物理学者。専門は素粒子論。学位は、理学博士(名古屋大学)。 元名城大学理工学部教授。三重県出身。坂田学派と呼ばれる坂田昌一の弟子の一人。1962年、坂田昌一、牧二郎とともに、ニュートリノ振動を提唱した(ポンテコルボ・牧・中川・坂田行列(PMNS行列) )ことで知られる。
アーサー・B・マクドナルド: 2001年8月、サドバリー郊外地下2千メートルの深さにある鉱山に作られたサドベリー・ニュートリノ観測所 (SNO) で、マクドナルド率いる研究チームは、太陽からの電子ニュートリノが実際にミューニュートリノとタウニュートリノへと振動していることを示唆する直接的な観測データを記録した。SNO の報告は、2001年8月13日に『フィジカル・レビュー・レターズ』誌で掲載され、その重要性は広く認められるところとなった。マクドナルドと戸塚洋二は2007年にベンジャミン・フランクリン・メダルの物理学部門を「ニュートリノという既知の3タイプの素粒子が、充分な長距離を移動する中で相互に変化し、それらが質量を持つことを示した」という理由で受賞した。
藤原隆男: 藤原 隆男(ふじわら たかお、1953年1月23日 - )は、日本の宇宙物理学研究者、京都情報大学院大学教授。無衝突恒星系や、質量をもつニュートリノからなる無衝突ガスに対して、ヴラソフ方程式(無衝突ボルツマン方程式)を用いたシミュレーションを初めて導入した。
サドベリー・ニュートリノ天文台: この実験結果がこの分野に大きな影響を与えたことは、SNOの論文のうち2つが1,500回以上、他の2つが750回以上引用されていることからわかる 。2007年、フランクリン研究所はSNOの責任者のアーサー・マクドナルドにベンジャミン・フランクリン・メダル(物理学)を授与した 。2015年のノーベル物理学賞がニュートリノ振動の発見によりアーサー B.マクドナルドに授与された。
スーパーカミオカンデ: これにより、ニュートリノの観測感度向上、特に「超新星背景ニュートリノ」の世界初の観測が期待されている。旧カミオカンデの建設は、大統一理論が予言する陽子崩壊の実証が主な目的であった。この理論の有力候補と考えられていたSU(5)モデルの予想する陽子の寿命は10-10年であったが、カミオカンデでは陽子崩壊は観測されず陽子の寿命は10年以上であることが示され、SU(5)モデルは否定された。なお、SO(10)理論等他のモデルも存在するため、大統一理論という考え方がすべて否定されたわけではない。観測期間が延びれば延びるほど、たとえ極小の確率であっても検出が可能になるため、スーパーカミオカンデでは引き続き陽子崩壊の観測を行っている。
駒宮幸男: 駒宮 幸男(こまみやさちお、1952年 - )は日本の物理学者。早稲田大学理工学術院総合研究所教授。元東京大学大学院理学系研究科教授。元東京大学素粒子物理国際研究センターのセンター長。素粒子物理学実験を専門とする。
森永晴彦: 森永 晴彦(もりなが はるひこ、1922年 - 2018年5月2日)は、日本の物理学者(原子物理学)である。
太陽ニュートリノ問題:  これらの観測からニュートリノ質量の上限値が与えられたが、検出数が非常にわずかであったため、ニュートリノが質量を持つか否かを決定するには至らなかった。1998年、ニュートリノ振動の最初の強力な証拠が日本のスーパーカミオカンデの共同研究によってもたらされた。ミューオンニュートリノ(宇宙線によって上層の大気で生成される)がタウニュートリノに変化すると考えれば矛盾しない観測結果が得られた。地球を通過して検出器の下方から来るニュートリノが、検出器の上方から直接やってくるニュートリノに比べて少ないことが証明された。そして、この観測では地球の大気と宇宙線の相互作用からくるミューオンニュートリノのみに着目していた。タウニュートリノはスーパーカミオカンデでは観測されない。2001年になると、太陽ニュートリノ振動の説得力のある証拠がカナダのサドベリー・ニュートリノ天文台 (SNO) によってもたらされた。
岡田安弘 (物理学者): 2009年、大学共同利用機関法人高エネルギー加速器研究機構素粒子原子核研究所教授。2012年から大学共同利用機関法人高エネルギー加速器研究機構理事を務める。小林誠と益川敏英のノーベル賞受賞を後押しした日本の実験チームの研究者であり、授賞式の際にはストックホルムへ駆けつけた。
カール・ワイマン: カール・ワイマン(Carl Edwin Wieman 、1951年3月26日 - )はアメリカ合衆国の物理学者である。 2001年に「希薄なアルカリ原子ガスでのボース=アインシュタイン凝縮の実現、および凝縮体の性質に関する基礎的研究」により、エリック・コーネルとヴォルフガング・ケターレと共にノーベル物理学賞を受賞した。
戸本誠: 戸本 誠(ともと まこと、1971年7月28日- )は、日本の物理学者。主な研究分野は,高エネルギー実験物理学。世界最高エネルギー衝突加速器、LHCにおける新素粒子現象の探索に携わる。学位は、博士(理学)(名古屋大学・2001年)。名古屋大学大学院理学研究科素粒子宇宙物理学専攻准教授を経て、高エネルギー加速器研究機構素粒子原子核研究所教授。
山本明 (物理学者): 山本 明(やまもと あきら、1949年9月18日 - )は、日本の物理学者。高エネルギー加速器研究機構名誉教授、超伝導低温工学センター長。
カムランド: これは他の検出器(スーパーカミオカンデ、サドベリー・ニュートリノ天文台、Borexino)の測定結果やニュートリノ振動を考慮した標準太陽モデルと矛盾しなかった。2015年にBeニュートリノのフラックスは 3.26 ± 0.52 × 10 9 {\displaystyle 3.26\pm {0.52}\times 10^{9}} [個/(cm・s)]と見積もられた。これはBorexinoの測定結果やニュートリノ振動を考慮した標準太陽モデルと矛盾しなかった。Beニュートリノは862 keVとエネルギーが低く、これ以前にはBorexinoでしかこのような精度で測定できていなかった。カムランドは地質学的に生成される反ニュートリノ(いわゆる地球ニュートリノ(英語版))の測定結果も2005年に公表した。
鈴木厚人: その第一の目的は当時未解決の難問であった「太陽ニュートリノの欠損問題」の解決であった。これがニュートリノ振動によるのかどうか決定打を放つには同じ電子型の(反)ニュートリノで発生量が正確にわかる原子炉ニュートリノを観測することが鍵であり、神岡から平均距離180kmに点在する大型原発から飛来する大量のニュートリノを観測して、ニュートリノ振動が正に原因であることを世界で初めて突き止めた。さらに地球物理学者にとっては夢のまた夢(小柴)であった地球反ニュートリノ検出に初めて挑戦し、2005年(平成17年)にその兆候を捕らえることに成功した。これは地球深部に含まれるウランやトリウムからの放射性元素の崩壊で発生する反ニュートリノを直接検出するものであり、ニュートリノを使って地球内部で発生する放射化熱を直接測定できることを示した最初の実験であった。
三田一郎: 三田 一郎(さんだ いちろう、Anthony Ichiro Sanda、1944年3月4日 - )は、日本の物理学者(素粒子物理学)である。CP対称性の破れとB中間子の崩壊についての研究で、イカロス・ビギ(英語版)とともに2004年のJ・J・サクライ賞を受賞した。
ハイゼット超新星探索チーム: アメリカ合衆国の天文学者ロバート・キルシュナーらが立ち上げた学際的・国際的な宇宙観測チームであるが、キルシュナーは本来の研究対象が超新星など可視的な観測可能な宇宙であったため、宇宙の加速膨張やダークエネルギー等に関する専門家であるブライアン・P・シュミットがこの探索チームのリーダーを務め、アダム・リースもメンバーの一員となった。1998年、シュミット率いるハイゼット超新星探索チーム、その他のチームが、宇宙の膨張が加速しているということを観測で発見し、宇宙論の世界的な雑誌の一つであるサイエンス誌はこの発見を1998年最大の宇宙論的ブレイクスルーであると評価した。1929年、エドウィン・ハッブルが宇宙が膨張していることを観測で発見して以来、数十年以上が経過しており、膨張宇宙に関する観測的宇宙論の久々の成果であった。2011年のノーベル物理学賞は、この宇宙の加速膨張を発見した観測研究に贈られた。
佐藤勇 (物理学者): Bファクトリーがスタートした時点では、SLACのルミノシティーが勝っていたが、2002-2003年には、日米のルミノシティーが同じレベルになり、それ以降は日本のルミノシティー強度がSLACを完全に凌駕し、SLACは日本との競合を諦めて、Bファクトリー計画を断念し、X線自由電子レーザーに移行していった。2008年の秋に、2001-2002年に日米で行われたB中間子の対称性の破れを実証する実験がノーベル委員会で評価され、理論的枠組みを提唱した小林・益川両氏のノーベル賞受賞の成果になった。もし、日本のBファクトリー計画が挫折していたら、このノーベル賞はSLACの実験グループの結果のみが評価の対象になったと思われる。佐藤は、「小林・益川両氏のノーベル受賞の報に接したとき、漸く肩の荷が下りたようなほっとした気分になった。」と述べている。
中嶋貞雄: 中嶋 貞雄(なかじま さだお、1923年6月4日 - 2008年12月14日)は、日本の物理学者。
鈴木史郎: 鈴木 史郎(すずき しろう、1946年4月 - )は、日本の物理学者、佐賀大学名誉教授(理工学部物理学科)。理学博士。主な研究分野は高エネルギー実験物理学。茨城県つくば市の高エネルギー加速器研究機構(KEK)にある世界最高強度の加速器Bファクトリーを使ってCP対称性の破れの研究を行っている。また、大強度陽子加速器(J-PARC)でのKL中間子稀崩壊によるCP対称性の破れの検出実験(E14)の準備として、高速ガンマー線検出器の開発に取り組んでいる。
福嶋健二: 福嶋 健二(ふくしま けんじ、1975年 - )は、日本の理論物理学者。学位は、理学博士(東京大学・2002年)。東京大学大学院理学系研究科物理学専攻教授・東京大学知の物理学研究センター教授。カイラル磁気効果の発見・ポリアコフループNJLモデルの提案・量子色力学の相図研究などに業績がある。第27回西宮湯川記念賞・第14回湯川記念財団・木村利栄理論物理学賞を受賞した。
吉田滋: アイスキューブには千葉大など12カ国の50研究機関が参加しており、高エネルギー宇宙線の発生機構解明につながると期待されている。米科学誌サイエンスが発表した2018年の10大成果の1つに、アイスキューブ実験によるニュートリノ放射源天体初同定の成果が選出されている。
ニュートリノ: また、日本がスーパーカミオカンデで人工ニュートリノ飛行実験をしていることから、日本の実験結果も注目された。10月6日、CERNのホイヤー所長、高エネルギー加速器研究機構の鈴木厚人機構長、フェルミ国立加速器研究所のオッドーネ所長らはジュネーブで記者会見し、OPERA実験の超光速の結果に対し懐疑的立場を示した。ホイヤー所長は「1つの方法による1つの実験結果にすぎない」とし、CERNとOPERAを切り離す立場をとり、特に実験に使われたGPSによる時計あわせが疑われるとした。そのため今後フェルミ国立加速器研究所で追加実験を行い、数ヶ月後に結果が出る見込みと語った。。11月19日、グラン・サッソ国立研究所の別の実験チーム「ICARUS」が、OPERAの結果を否定する論文を発表した。それによると、実験では光速で移動する粒子と同じエネルギースペクトルを示したという。
スーパーカミオカンデ: 陽子崩壊観測を主目的としたカミオカンデは、Kamioka Nucleon Decay Experiment(神岡核子崩壊実験)の略した名称だった。上記の目的に加え、ニュートリノによる天体観測を当初から目的のひとつとしていたスーパーカミオカンデは、Super-Kamioka Neutrino Detection Experiment(超神岡ニュートリノ検出実験)とSuper-Kamioka Nucleon Decay Experiment(超神岡核子崩壊実験)の双方を略した名称となっている。スーパーカミオカンデを、東京大学宇宙線研究所附属神岡宇宙素粒子研究施設と紹介する文献もあるが、正確には東京大学宇宙線研究所附属神岡宇宙素粒子研究施設に存在する「装置の名前」がスーパーカミオカンデである。同施設はスーパーカミオカンデを中心に、ニュートリノや陽子の研究を行うための施設となっている。
中野貴志: 中野 貴志(なかの たかし、1961年12月19日 - )は日本の物理学者。大阪大学教授。大阪大学核物理研究センター長。理学博士(京都大学、1991年)。大阪市出身。2003年7月大型放射光施設SPring-8で合計五つのクォークと反クォークから構成されている重粒子ペンタクォークの存在を確認した、と主張。
石原安野: アイスキューブ実験の次期計画であるアイスキューブジェンツー(IceCube-Gen2)実験に向けた新型検出器開発の日本における責任者として従来の検出器の約3倍の検出性能を持つ光検出器製作の指揮にあたっている。2018年には、銀河系外から届いた素粒子の一種「高エネルギーニュートリノ」の発生源の天体を世界で初めて特定したと、南極大陸の氷床を使ってニュートリノを観測する国際共同研究「アイスキューブ」のチームが7月13日付の米科学誌サイエンスに発表した。アイスキューブには千葉大など12カ国の49研究機関が参加しており、高エネルギー宇宙線の発生機構解明につながると期待されている。米科学誌サイエンスが発表した2018年の10大成果の1つに、アイスキューブ実験によるニュートリノ放射源天体初同定の成果が選出されている。
ニュートリノ天文学: 宇宙から飛来するニュートリノを検出する試みは1960年代から行われている。 1964年には、レイモンド・デービスらのグループが太陽ニュートリノを検出するために行われた予備実験の成果を報告している。1967年から、デービスはアメリカ合衆国サウスダコタ州にあるホームステイク鉱山(英語版)に設置した装置で太陽ニュートリノの観測を行い、太陽が核融合反応を起こしている証拠をつかんだ。しかし同時に、観測されたニュートリノが理論値の3分の1しかないという問題が発見された。これは太陽ニュートリノ問題と呼ばれる。一方、1983年からカミオカンデで陽子崩壊実験を行っていた小柴らのグループは、1985年からペンシルベニア大学のグループと共同で実験装置を太陽ニュートリノの検出に使えるよう改造し、1987年1月1日から運用を開始した。これによって1989年、デービスの提唱した太陽ニュートリノ問題の存在を確認した。
ミューニュートリノ: 1962年、レオン・レーダーマン、メルヴィン・シュワーツ、ジャック・シュタインバーガーらはミューニュートリノの反応を検出し、複数の世代のニュートリノが存在することを初めて示した。(neutrettoという名前が付けられていた。)この発見により、彼らは1988年のノーベル物理学賞を受賞した。
ノーベル賞を巡る論争: しかし、1983年7月にプラグノス9(英語版)で実験を開始し、CMBRを単一周波数で研究していた。1992年1月に、Andrei A. Brukhanovはモスクワのシュテルンベルク天文研究所でセミナーを開き、世界で初めてCMBRの発見について報告した。2005年の物理学賞のうちの半分は、「光学コヒーレンスの量子論への貢献」に対してロイ・グラウバーに授与された。この研究には、ジョージ・スダルシャンの1960年代の量子光学の研究が含まれていたが、スダルシャンは受賞対象にはならなかった。グラウバーは、当初はスダルシャンの研究を軽蔑していたが、後にスダルシャンの表現法をグラウバーのP表現(英語版)という別の名前をつけて紹介した。
森本幸司: 森本 幸司(もりもと こうじ)は、日本の素粒子物理学者。学位は博士(理学)(立教大学・1996年)。国立研究開発法人理化学研究所仁科加速器研究センター超重元素研究グループ超重元素分析装置開発チームチームリーダー。東京大学宇宙線研究所教務補佐員、科学技術振興事業団研究員、理化学研究所研究員、独立行政法人理化学研究所専任研究員などを歴任した。
ノーベル賞を巡る論争: これは、存在が知られている3つのクォークの他に追加の3つのクォークの存在を仮定している。これは、8年前に観察されたCP対称性の破れの可能な機構を提供するためである。小林と益川の研究は、クォークモデルが導入されるより前の1963年のイタリアの物理学者ニコラ・カビボの研究を拡大・再解釈したものである。その結果として生じるクォーク混合行列は、弱い力の作用の下でお互いに交互になる異なるクォークの確率を記述するものであり、カビボ・小林・益川の名前からCKM行列と呼ばれている。そのため、カビボが小林・益川と同時にノーベル物理学賞を受賞できなかったことについて、議論が巻き起こった。2008年の物理学賞の残りの半分は、「素粒子物理学における自発的対称性の破れの機構の発見」に対して南部陽一郎に授与された 。
ノーベル賞を巡る論争: アルベルト・アインシュタインの1921年のノーベル賞受賞は、「理論物理学に対する貢献、特に1905年の光電効果の法則の発見」を受賞理由としたものだった。ノーベル委員会は、彼の他の多くの発展性のある貢献の候補を見逃したが、後に、彼の研究を実験的に検証するためにより高度な技術を適用した者に対して賞が授与された。2017年のノーベル物理学賞を受賞したLIGOはその1つである。アインシュタインの理論から導かれた多くの予測は、技術の進歩により実際に確認されている。重力場における光の曲がり、重力波(LIGOによって検出された)、重力レンズ作用、ブラックホールなどである。重力波の放出の存在はPSR B1913+16(ハルス-テイラーの連星パルサー)の観測によって最初の証拠が得られ、これによりラッセル・ハルスとジョゼフ・テイラーは1993年のノーベル物理学賞を受賞した。
菅原寛孝: このBファクトリー計画に基づき、高エネルギー加速器研究機構のKEKBを用いたベル実験が1999年よりスタートしたが、この実験はのちにCP対称性の破れを観測するなど大きな成果を挙げることになる。また、関係機関に働きかけるなど、長基線ニュートリノ振動実験の実現に向けて尽力した。その結果、高エネルギー加速器研究機構のニュートリノビームラインから、東京大学神岡宇宙素粒子研究施設のスーパーカミオカンデにニュートリノを照射する実験を行うことになった。この実験は、高エネルギー加速器研究機構と東京大学宇宙線研究所との協力の下で1999年より始まったが、のちに世界で初めて長基線ニュートリノビームの観測に成功するなどの成果を挙げた。さらに、高エネルギー加速器研究機構と日本原子力研究開発機構による共同事業として大強度陽子加速器計画を推進し、大強度陽子加速器施設の建設を推し進めた。
加藤万里子: 加藤 万里子(かとう まりこ、1953年 - )は、日本の天文学者。理学博士(立教大学・1981年)。慶應義塾大学名誉教授。専門は、天体物理学、星の内部構造、新星の質量放出理論、連星系の進化。
チャールズ・プレスコット: 2000年代にはSLACのニュートリノのない二重ベータ崩壊を捜索するEXO(Enriched Xenon Observatory)実験のための科学チームの一員であった。将来の線形加速器の設計と実装に関する研究にも参加した。1988年にパノフスキー賞を受賞した。1997年にはアメリカ物理学会のフェローに選出された。2001年には米国科学アカデミーのメンバーに選出された。
太陽ニュートリノ問題: 太陽ニュートリノ問題は改良されたニュートリノの特性についての理解によって解決された。素粒子物理学の標準理論によれば、三種類の異なるニュートリノがある。1970年代を通して、ニュートリノは質量がなくその種類は不変であると広く信じられていた。しかしながら、1968年にはブルーノ・ポンテコルボがもしニュートリノが質量を持つなら、その種類を別のものに変化させることができることを示した。 したがって、太陽からの「失われた」電子ニュートリノは地球への道のりで他の種類に変化したため、電子ニュートリノしか検出できない Homestake 鉱山や同時代のニュートリノ観測所の検出器では見つけられなかった可能性が残った。1987年に超新星 1987Aから、日本のカミオカンデが 11 個、アメリカのIMBが 8 個、ロシアのBaksan(英語版)が 5 個の反ニュートリノを検出した。
サドベリー・ニュートリノ天文台: 2001年6月18日、SNOの最初の科学的成果が発行され、ニュートリノが太陽からやってくるときに振動する(すなわち異なるフレーバーのニュートリノが互いに変化し合うことができる)ことの明確な証拠を初めてもたらした。この振動はニュートリノがゼロでない質量を持つことを示している。SNOで測定された全てのフレーバーのニュートリノ束の合計は理論的な予測とよく一致した。さらなる測定がSNOによって行われ、元の結果の確認および精度向上がなされた。スーパーカミオカンデはSNOに先立ち1998年という早期にニュートリノ振動の証拠を公表したものの、スーパーカミオカンデの成果は決定的ではなく太陽ニュートリノを明確に取り扱っていなかった。SNOの結果が初めて直接太陽ニュートリノ振動を証明した。これは標準太陽モデルにとって重要なことであった。
北垣敏男: 北垣 敏男(きたがき としお、1922年12月13日 - 2016年2月28日)は、日本の物理学者。東北大学名誉教授。専門は、高エネルギー物理学。理学博士。世界に於ける高エネルギー加速器研究に関する第一人者。
天文学者の一覧: 天文学者の一覧(てんもんがくしゃのいちらん)は、天文学者の一覧である。なお日本の天文学者は多数にわたるのでノーベル物理学賞受賞者・文化勲章受章者のみ掲載する。ノーベル物理学賞受賞者・文化勲章受章者以外の日本の天文学者については日本の天文学者の一覧を参照。括弧内は国名、生年。ユリウス暦とグレゴリオ暦ではグレゴリオ暦を優先。
湯川秀樹: 湯川 秀樹(ゆかわ ひでき、1907年(明治40年)1月23日 - 1981年(昭和56年)9月8日)は、日本の物理学者(理論物理学)。学位は、理学博士(大阪帝国大学・1938年)。京都大学・大阪大学名誉教授。京都市名誉市民。1943年(昭和18年)文化勲章。位階勲等は従二位勲一等旭日大綬章。京都府京都市出身。 原子核内部において、陽子や中性子を互いに結合させる強い相互作用の媒介となる中間子の存在を1935年に理論的に予言した。1947年、イギリスの物理学者セシル・パウエルが宇宙線の中からパイ中間子を発見したことにより、湯川の理論の正しさが証明され、これにより1949年(昭和24年)、日本人として初めてノーベル賞を受賞した。
小山勝二: 『はくちょう』プロジェクトでは、観測結果から中性子星の状態解明に成功した。『てんま』プロジェクトでは、世界最高の波長分解能を持つ蛍光比例計数管の開発の中心となった。『ぎんが』プロジェクトでは、大受光面積比例計数管を開発し、銀河中心の高温プラズマ発見に寄与した。『あすか』プロジェクトでは、位置検出型蛍光比例計数管の開発を進め、X線反射星雲の発見に繋げた。またX線CCDカメラを用いた観測により、超新星残骸 SN 1006 の衝撃波面からシンクロトロンX線放射を発見し、高エネルギー宇宙線加速源を初めて具体的に示した。
ノーベル賞を巡る論争: 2017年の物理学賞は、「LIGO検出器および重力波の観測への決定的な貢献」に対してレイナー・ワイス、キップ・ソーン、バリー・バリッシュに授与された。LIGOには何千人もの科学者と技術者が貢献したにもかかわらず、ノーベル委員会は、受賞者は3人までという伝統を継承した。3人の受賞者全員が、この賞はLIGO科学コラボレーション(LSC)全体に対するものであるとコメントした。ソーンは、「私たちの驚くべき発見が千人以上による業績であるにもかかわらず、ノーベル財団の規則のせいで受賞者が3人だけになったことは残念である」と語った。2014年の物理学賞は、青色発光ダイオードの開発に関して赤﨑勇、天野浩、中村修二に授与されたが、オレク・ロシェフやニック・ホロニアックのような発光ダイオードの開発における他の先駆者による何十年もの研究が評価されていなかった。
SN 1054: SN 1054(1054年(おうし座)超新星、別称かに超新星)は、1054年7月4日に世界各地で広範囲に観測された超新星である。この超新星は、中国や日本、アラブにおいて、23日間にわたって日中でも見えるほどに輝いたと記録されており、また653日間にわたって夜空に見えた。SN 1054の雲状の残骸は、今はかに星雲として知られ、また、1774年にメシエカタログの最初に記載されたので、M1(メシエ1)とも呼ばれている。地球からの距離は約6400光年。
かに星雲: 1054年に出現した超新星(SN 1054)は、中国の記録『宋史』「天文志」に客星(突然現れた明るい星)として記され、仁宗の治世である至和元年五月己丑(1054年7月4日)に現れ嘉祐元年三月辛未(1056年4月5日)に見えなくなったとある。日本でも藤原定家が自身の日記『明月記』に記録をひいている。また著者不詳の『一代要記』にも記録が残っている。さらに1000年頃にアメリカ・インディアンによって描かれたアリゾナの壁画に残されている星の画をこの超新星とする説もある(単なる部族のシンボルマークではないかという意見もある)。超新星の出現当時は金星ぐらいの明るさになり、23日間にわたり昼間でも肉眼で見えた。夜間は後2年間も見えていた。星雲自体は1731年にイギリスの開業医でありアマチュア天文家のジョン・ベヴィスによって発見された。
かに星雲: かに星雲(かにせいうん、Crab Nebula 、M1、NGC 1952)はおうし座にある超新星残骸で、地球からの距離はおよそ7200光年。典型的なパルサー星雲で、中心部には「かにパルサー」と呼ばれるパルサーの存在が確認されており、現在も膨張を続けている。この星雲の元となった超新星爆発が1054年に出現したことが、中国や日本の文献に残されている。
かに星雲: おもに星雲の南端からおどりでた多くのフィラメントが見えた。普通の星団とは異なり不規則であらゆる方向に向かっている。おそらく強力な力が他のフィラメントを押し出したのであろう。これが星団の形を作ると思われる」とした。これはM1のフィラメント構造に言及した最初の記録である。その後、ルンドマークが1000年ばかり前に爆発したことを示唆し、写真観測から年ごとに膨張しつつあることを明らかにした。現在でもガスは毎秒1100kmの速さで四方に広がっている。また、エドウィン・ハッブルやダンカンは1054年に出現した超新星の残骸であることを確認した。1994年のハッブル宇宙望遠鏡による観測で、フィラメントはプラズマで覆われていることが明らかになった。ウィリアム・パーソンズの言うとおり、このプラズマが外側の濃い星間物質を押してフィラメント構造が発達している。
かに星雲: 後にウィリアム・パーソンズの観測で見つかった微細なフィラメント構造がカニの足を思わせることからかに星雲と呼ばれるようになった。ただ、ジョーンズのようにこのスケッチはむしろパイナップルのように見えるという人もいる。彗星を観察していたシャルル・メシエが、彗星と紛らわしい天体としてまとめたメシエカタログの1番目に収録されている。メシエ天体では唯一の超新星残骸である。メシエは1758年9月12日にこの星雲を発見し「牝牛の南の角の上にある、星雲状のもので星を含まない。白っぽくローソクの炎のように長く伸びている。1758年の彗星を追跡中に発見した。また、ベヴィス博士が1731年発見したとする私信がある」と記している。1774年ボーデは「星のない小さな星雲状のもの」とした。ジョン・ハーシェルは「星団で分解できそう」とした。1844年ウィリアム・パーソンズは「もはや分解されない楕円形の星雲。
へびつかい座: この32年前の1572年には、カシオペヤ座の超新星SN 1572(通称「ティコの星」)がティコ・ブラーエよって観測・報告されている。ティコの星以前に、太陽系が位置する天の川銀河の中あるいはその近傍で発生し、その記録が残されている最後の超新星爆発は、1054年に観測され現在のかに星雲の元となったSN 1054である。また、ケプラーの星の次に観測された超新星は、1987年に大マゼラン雲で起こった超新星 SN 1987A である。また ρ星の近くには活発な星形成を行う分子雲が存在し、写真では暗黒星雲として写る。
超新星残骸: 最も良く観測された若い超新星残骸の1つは、1987年2月に大マゼラン雲で発生したSN 1987Aによって形成されたものである。他によく知られた超新星残骸としては、かに星雲、増光を記録したティコ・ブラーエから名付けられたSN 1572による超新星残骸ティコ、ヨハネス・ケプラーから名付けられたSN 1604による超新星残骸ケプラー等がある。既知の最も若い超新星残骸は、銀河系の中心で発見されたG1.9+0.3残骸である。
SN 1054: 『明月記』の記録を含む日本の「客星」記録は、アマチュア天文家である射場保昭の寄稿によって1934年『ポピュラー・アストロノミー』に掲載された。当時はかに星雲の起源が研究者の関心を集めており、時機を得ていた射場の論文は欧米の天文学者に注目された。1942年、ニコラス・メイオール(英語版)やヤン・オールトらは、『明月記』の記録などをもととして、1054年の「客星」が超新星であり、かに星雲がその残骸であることを明らかにする論文を発表した。この天体からのX線が、アメリカ海軍調査研究所 (Naval Research Laboratory) で開発されたX線探査機を積んだエアロビー (Aerobee) 型の高高度ロケットで、1963年4月に検出された。このX線源は、おうし座X-1と名づけられた。かに星雲からX線の形で放出されるエネルギーは、可視光として放出されるエネルギーの約100倍になる。
明月記: 『明月記』の天文記録としては、かに星雲を生んだ超新星爆発(SN 1054)の記述があることが著名であるが、これは定家の出生以前の出来事であり、陰陽師が報告した過去の記録が日記に残されたものである。近代日本の天文学者たちは、1930年代に天文古記録を体系的に調査した。東京天文台の神田茂は、1931年より全国の文献調査に着手し、その成果は1934年から1935年にかけて『日本天文史料綜覧』と『日本天文史料』として出版された。これと同時期に、神田とも親交のあったアマチュア天文家の射場保昭は、日本の天文古記録を英文で海外に紹介し、『明月記』も海外にも知られるようになった。「客星」とは「ふだん見慣れない星」を意味するもので、超新星や新星、彗星などが含まれる。『明月記』において「客星」が最初に登場する記事は、寛喜二年十一月一日条(1230年12月6日。
M14 (天体): 1764年6月1日にシャルル・メシエによって発見された。「星のない星雲。微かで大きくはない」として星団ではなく、星雲と記している。初めて分離したのはウィリアム・ハーシェルで「星に分解。300倍で見える。ひどく明るくて、まるい。かなり散開した星々の後ろ側にあり、これらの星々は星団の上に投影されている。M10と似ている」としている。
M106 (天体): 1781年7月にピエール・メシャンが発見した。メシャンは「1781年7月私はおおぐま座に近い、りょうけん3番星の1°ばかり南で、もうひとつの星雲を発見した...」と記している。当初はカタログに収められていなかったためメシャンの発見は世に知られず、1788年3月9日にウィリアム・ハーシェルによって独立発見されている。ハーシェルは「かなり大きく、核は輝く」とした。
M95 (天体): M96とともに、1781年3月20日にピエール・メシャンによって発見された。シャルル・メシエは「53番星の上にある星のない星雲。微光」と記した。ジョン・ハーシェルは「明るく大きくまるい。中央に核があり、徐々に明るくなっている」とした。スミスは「視野のNfとSfの間にただ2個の星がある澄んだ白い色をした星雲。星雲はまるく明るく北よりも南の方がはっきりとしている」とした。ロス卿は「2個の楕円形。中心部はおそらく分解できる」とした。2012年3月16日に、IIP型超新星「SN2012aw」が発見された。偶然、超新星が発生する直前のM95の写真が撮影されており、超新星の最初期の状態の観測が可能であった。
ソンブレロ銀河: 1783年5月6日のフランスのピエール・メシャンの手紙にこの天体を発見したことが記されている。M104はメシエカタログの初版の発行後に追加された最初の天体である。シャルル・メシエ自身は 1784年に自分のカタログに手書きでこの天体のことを「非常に淡い星雲である」と追記している。1784年5月9日にはイギリスのウィリアム・ハーシェルが独自に発見している。彼は「微かな拡散した楕円の光芒。角を分ける間隔があり星雲の大部分はその上方にあるのが明瞭である」として暗黒帯の存在を初めて記録した。1912年にアメリカのヴェスト・スライファーが、M104の光が大きく赤方偏移していることを発見、この時の赤方偏移の量からM104は地球から約1,000km/sの速度で遠ざかっていることが明らかになった。この速度は銀河系の内部に属する他のどんな天体よりも速いものであった。
イータカリーナ星雲: 1751年から1752年に喜望峰でニコラ・ルイ・ド・ラカーユによって発見された。大きな明るい星雲の中、りゅうこつ座η星のすぐ周囲により小さな星雲があり、人形星雲として知られている。これは、1841年にりゅうこつ座η星が大きな擬似的超新星爆発を起こしてできたものだと考えられている。これにより、りゅうこつ座η星は、一時的に全天で2番目に明るい恒星となった。
M19 (天体): 1764年にフランスの天文学者シャルル・メシエが発見した。メシエは「星のない星雲。3.5フィートの望遠鏡でたやすく見ることができる」と記している。1784年ウィリアム・ハーシェルはM19を分離して見る。「すばらしい球状星団。非常に明るい」と記している。
M40 (天体): 1764年にシャルル・メシエが、17世紀にヨハネス・ヘヴェリウスによって星雲があるとされた領域を観測した際に発見した二重星である。1966年、アメリカのアマチュア天文家ジョン・マラスによって、このM40は、1863年にフリードリヒ・ヴィネッケによって発見されたウィンネッケ4であるとされ、現在はSIMBADでもその見解が支持されている。
Henize 206星雲: また、この星雲の画像は、古代の超新星の爆発の残骸を示す緑色のガスのリングが写っている。
M21 (天体): 1764年6月5日にシャルル・メシエが発見した。メシエは「前のもの(M20)の近くにある星団。知られている星でこの2つの星団に最も近いのは、いて座11番星である。この2つの星団には8等ないし9等の星が含まれ、星雲状の物質につつまれている」と記している。ウィリアム・ヘンリー・スミスはそれを受けて「メシエの言う星雲状物質というのは微星の集合を指している」と記している。ジョン・ハーシェルはジェネラルカタログに「とても多くの星からなり、星の集まり方のまばらな星団。9等から12等の星からなる」と記している。
SN 2011dh: SN 2011dhとは、子持ち銀河と呼ばれるM51に出現した超新星である。
M101 (天体): NGC 5447、NGC 5455、NGC 5461、NGC 5462が同視野に見えてくる。また、周囲にはNGC 5471、NGC 5422、NGC 5473、NGC 5474、NGC 5485などの伴銀河があり、それらも見ることができる。1909年には超新星が出現し、マックス・ウォルフによって発見されている。その後1950年に17.5等、1970年8月には11.7等、2011年8月の合計4個の超新星が出現している。2011年にM101に生じたIa型超新星のSN 2011feは、地球からの距離が近いにもかかわらず、爆発する白色矮星の伴星である赤色巨星が見つかっておらず、新しいタイプの超新星爆発であると考えられている。
M101 (天体): 1781年5月27日にピエール・メシャンが発見した。同年シャルル・メシエは「星のない星雲で、非常にもうろうとしてきれい。径は6'あるいは7'。うしかいの左手とおおぐまの尾の中間にある。視野の十字線が光っているときはむずかしい」と記している。ウィリアム・ハーシェルは「まだらのある星雲状」、ジョン・ハーシェルは「かなり大きく明るい不正円形」、スミスは1844年「拡散した輝く物質からできている。というよりむしろ巨大な星塊からできた球状の星団のひとつ。はかり知れないほどの距離」1855年には「青白い星団で、条件がよければ大きくより広がっている。ごく微かだが中心部はよく光っている」とした。ロス卿は「大きく渦状。微かで数個の腕が出ており、中心部の結び目は少なくとも径14'」とした。彼のスケッチにははっきりと渦状の腕が描かれている。
M28 (天体): 1764年7月27日にシャルル・メシエが発見した。メシエは「星のない星雲。3.5フィートの望遠鏡では難しい。直径2'」と記している。後にウィリアム・ハーシェルが初めて星に分解して、球状星団であることを明らかにした。
わし星雲: 1745年にジャン=フィリップ・ロワ・ド・シェゾーによって星団が発見され、1764年にシャルル・メシエが背景の星雲を発見した。しかし、メシエは同時代の観測者と比較して貧弱な機材しか持っておらず、M15 などのように発見者が星団に分離できた場合でもメシエは星団を分離できず星雲状で見ている場合が多々ある。
M100 (天体): 1781年3月15日にピエール・メシャンによって発見された。M98、M99、M100はメシャンによって同じ日に発見された。シャルル・メシエは「星のない星雲。先行するアンドロメダの耳にあるのと同程度の明るさ。M98、M99と共に微星なので非常にみにくい。天候がよいとき、または子午線通過の時だけ見える」とした。ジョン・ハーシェルは「中心は明るく、そこには星の群れがあるように思われる」としている。スミスは「星雲で真珠色。周囲から次第に中心部が明るくなっているので球状星団を思わせる。視野では星雲の周囲に小さな4個の星が見え、他に小さな微光が光点となってみえる」とした。ロス卿は「渦状。中心部が光り惑星状星雲のよう」とした。ロベールは写真撮影で渦状星雲であることをはっきりと確認した。1901年と1914年に14等級程度の超新星が撮影され、それが1917年にカーティスによって確認された。
M54 (天体): 1778年7月24日にシャルル・メシエが発見した。メシエは「非常に明るい星団。中心が明るく星はない。口径3.5フィートの色消し望遠鏡でよくみえる」と記した。メシエは星に分離して見ることはできなかったが、ウィリアム・ハーシェルも周辺部の星を少し分離しただけで、球状星団であるとは認識できなかった。ジョン・ハーシェルは「球状星団。非常に明るくまるく中心部が周りから急に明るくなっている。星によく分かれ、主に15等級の星からできている。外周2.5'のところに14等星がある」と記している。
M56 (天体): 1779年1月19日にシャルル・メシエにより発見された。同日メシエは彗星を発見している。同23日にメシエは「星のない星雲。ほとんど輝きはない」と記している。後にウィリアム・ハーシェルが1783年から84年の観測で星を分離して観測している。
M88 (天体): 1781年3月18日にシャルル・メシエによって発見された。メシエはこの夜、球状星団M92と8つの銀河を発見している。メシエは「小さな2個の星の間にある星雲。この一つは6等星。もっとも暗い星雲でM58に似ている」と記した。スミスは「長く楕円形の星雲。青白く北東から南西方向に傾く。視野で星が行列を作る。北の部分は南より明るい。渦状であると推測される」とした。ハインリヒ・ダレストは「核。すばらしい星雲の領域」と記している。フェーレンベルクはアンドロメダ大星雲のミニチュアであるとした。
M65 (天体): 1780年3月1日に、シャルル・メシエによってM66と同時に発見された。メシエは「非常に微かで星はない」としている。ウィリアム・ハーシェルは「非常に輝く星雲。南北方向に広がり径12'。明るい核があり、周りは急に拡散している」と記した。ロス卿は1848年に「奇妙な星雲。左側に明るい核がある。やや上方と右側に条があり、渦状。核の部分だけよく分かれる」とし、1854年には「核の片方に暗い場所があるようだ」とした。2013年3月21日、日本のアマチュア天文家菅野松男によってII型超新星SN 2013am が発見されている。菅野はこの発見により彗星・新星・超新星の新天体発見三冠を達成した。
超新星: 現在超新星爆発は我々が住んでいる銀河系の中で、100年から200年に一度の割合で発生していると言われている。また、平均すると1つの銀河で40年に1回程度の割合で発生すると考えられている。