Kwantyzacja energii cząstek. Oszacowanie średniej energii dla różnych l i m

Borys Arkadiewicz Chrenow,
Doktor nauk fizycznych i matematycznych, Instytut Badawczy Fizyki Jądrowej im. D. V. Skobeltsyn Moskiewski Uniwersytet Państwowy. M. V. Łomonosowa
„Nauka i Życie” nr 10, 2008

Minęło prawie sto lat od odkrycia promieni kosmicznych – strumieni naładowanych cząstek pochodzących z głębin Wszechświata. Od tego czasu dokonano wielu odkryć związanych z promieniowaniem kosmicznym, ale wiele tajemnic wciąż pozostaje otwartych. Jedna z nich jest być może najbardziej intrygująca: skąd biorą się cząstki o energii większej niż 10 20 eV, czyli prawie miliarda bilionów elektronowoltów, milion razy większej niż ta, którą uzyska się w najpotężniejszym akceleratorze – tzw. Wielki Zderzacz Hadronów? Jakie siły i pola przyspieszają cząstki do tak potwornych energii?

Promienie kosmiczne odkrył w 1912 roku austriacki fizyk Victor Hess. Był pracownikiem Instytutu Radowego w Wiedniu i prowadził badania nad gazami zjonizowanymi. Już wtedy wiedzieli, że wszystkie gazy (łącznie z atmosferą) są zawsze lekko zjonizowane, co wskazywało na obecność substancji radioaktywnej (np. radu) w gazie lub w pobliżu urządzenia mierzącego jonizację, najprawdopodobniej w skorupie ziemskiej. Eksperymenty z podnoszeniem detektora jonizacji w balonie miały na celu sprawdzenie tego założenia, ponieważ jonizacja gazu powinna zmniejszać się wraz z odległością od powierzchni ziemi. Odpowiedź była odwrotna: Hess odkrył promieniowanie, którego intensywność wzrastała wraz z wysokością. Sugerowało to, że pochodzi on z kosmosu, jednak pozaziemskie pochodzenie promieni udało się ostatecznie udowodnić dopiero po licznych eksperymentach (W. Hess otrzymał Nagrodę Nobla dopiero w 1936 roku). Przypomnijmy, że termin „promieniowanie” nie oznacza, że ​​promienie te mają charakter czysto elektromagnetyczny (jak światło słoneczne, fale radiowe lub promieniowanie rentgenowskie); wykorzystano go do odkrycia zjawiska, którego natura nie była jeszcze znana. I choć szybko stało się jasne, że głównym składnikiem promieni kosmicznych są przyspieszane naładowane cząstki, czyli protony, termin ten pozostał. Badanie nowego zjawiska szybko zaczęło przynosić wyniki, które zwykle uważa się za „nowoczesność nauki”.

Odkrycie bardzo wysokoenergetycznych cząstek kosmicznych bezpośrednio (na długo przed stworzeniem akceleratora protonów) zrodziło pytanie: jaki jest mechanizm przyspieszania naładowanych cząstek w obiektach astrofizycznych? Dziś wiemy, że odpowiedź okazała się nietrywialna: naturalny, „kosmiczny” akcelerator radykalnie różni się od akceleratorów stworzonych przez człowieka.

Wkrótce stało się jasne, że kosmiczne protony przelatując przez materię oddziałują z jądrami jej atomów, rodząc nieznane wcześniej niestabilne cząstki elementarne (obserwowano je przede wszystkim w atmosferze ziemskiej). Badanie mechanizmu ich narodzin otworzyło owocną drogę do konstrukcji taksonomii cząstki elementarne. W laboratorium nauczyli się przyspieszać protony i elektrony i wytwarzać ich ogromne strumienie, nieporównywalnie gęstsze niż w promieniowaniu kosmicznym. Ostatecznie to eksperymenty dotyczące oddziaływania cząstek, które otrzymały energię w akceleratorach, doprowadziły do ​​stworzenia nowoczesnego obrazu mikroświata.

W 1938 roku francuski fizyk Pierre Auger odkrył niezwykłe zjawisko – deszcze wtórnych cząstek kosmicznych, które powstają w wyniku oddziaływania pierwotnych protonów i jąder w niezwykle wysokie energie z jądrami atomów atmosfery. Okazało się, że w widmie promieni kosmicznych znajdują się cząstki o energii rzędu 10 15 –10 18 eV – miliony razy większej niż energia cząstek przyspieszanych w laboratorium. Akademik Dmitrij Władimirowicz Skobeltsyn przywiązywał szczególną wagę do badań takich cząstek i zaraz po wojnie, w 1947 r., wraz z najbliższymi współpracownikami G. T. Zatsepinem i N. A. Dobrotinem zorganizował kompleksowe badania kaskad cząstek wtórnych w atmosferze, zwanych rozległymi pękami powietrznymi ( EAS). Historię pierwszych badań promieni kosmicznych można znaleźć w książkach N. Dobrotina i V. Rossiego. Z biegiem czasu szkoła D.V. Skobeltsyna wyrosła na jedną z najsilniejszych na świecie i przez wiele lat określił główne kierunki badań promieni kosmicznych o ultrawysokiej energii. Jej metody pozwoliły rozszerzyć zakres badanych energii z 10 9 –10 13 eV rejestrowanych na balonach i satelitach do 10 13 –10 20 eV. Dwa aspekty czyniły te badania szczególnie atrakcyjnymi.

Po pierwsze, możliwe stało się wykorzystanie wysokoenergetycznych protonów wytworzonych przez samą naturę do badania ich interakcji z jądrami atomów atmosfery i rozszyfrowania najdrobniejszej struktury cząstek elementarnych.

Po drugie, możliwe stało się znalezienie w przestrzeni obiektów zdolnych do przyspieszania cząstek do niezwykle wysokich energii.

Pierwszy aspekt okazał się nie tak owocny, jak oczekiwano: badanie drobnej struktury cząstek elementarnych wymagało znacznie więcej danych na temat interakcji protonów, niż może dostarczyć promieniowanie kosmiczne. Jednocześnie ważny wkład w zrozumienie mikroświata wniesiono poprzez badanie zależności najogólniejszych cech oddziaływania protonów od ich energii. To właśnie w trakcie badań EAS odkryto cechę polegającą na zależności liczby cząstek wtórnych i rozkładu ich energii od energii cząstki pierwotnej, związaną z kwarkowo-gluonową strukturą cząstek elementarnych. Dane te zostały później potwierdzone w eksperymentach na akceleratorach.

Obecnie zbudowano niezawodne modele oddziaływania promieni kosmicznych z jądrami atomów atmosfery, które umożliwiły badanie widma energii i składu ich cząstek pierwotnych o najwyższych energiach. Stało się jasne, że promienie kosmiczne odgrywają nie mniejszą rolę w dynamice rozwoju Galaktyki niż jej pola i przepływy gazu międzygwiazdowego: energia właściwa promieni kosmicznych, gazu i pola magnetycznego jest w przybliżeniu równa 1 eV na cm 3. Przy takim bilansie energii w ośrodku międzygwiazdowym naturalne jest założenie, że przyspieszanie cząstek promieniowania kosmicznego najprawdopodobniej zachodzi w tych samych obiektach, które są odpowiedzialne za ogrzewanie i uwalnianie gazu, np. W nowych i supernowych podczas ich wybuchu.

Pierwszy mechanizm przyspieszania promieni kosmicznych został zaproponowany przez Enrico Fermiego dla protonów chaotycznie zderzających się z namagnesowanymi obłokami plazmy międzygwiazdowej, ale nie był w stanie wyjaśnić wszystkich danych eksperymentalnych. W 1977 roku akademik Hermogenes Filippovich Krymsky wykazał, że mechanizm ten powinien znacznie silniej przyspieszać cząstki pozostałości po supernowych na czołach fal uderzeniowych, których prędkości są o rząd wielkości większe niż prędkości chmur. Dziś wiarygodnie wykazano, że mechanizm przyspieszania kosmicznych protonów i jąder przez falę uderzeniową w powłokach supernowych jest najskuteczniejszy. Odtworzenie tego w warunkach laboratoryjnych jest jednak mało prawdopodobne: przyspieszenie zachodzi stosunkowo powoli i wymaga ogromnych ilości energii, aby zatrzymać przyspieszone cząstki. W powłokach supernowych warunki te istnieją ze względu na samą naturę eksplozji. Godne uwagi jest to, że przyspieszanie promieni kosmicznych zachodzi w unikalnym obiekcie astrofizycznym, który odpowiada za syntezę ciężkich jąder (cięższych od helu) faktycznie obecnych w promieniowaniu kosmicznym.

W naszej Galaktyce istnieje kilka znanych supernowych mających mniej niż tysiąc lat, które można zaobserwować gołym okiem. Najbardziej znane to Mgławica Krab w gwiazdozbiorze Byka („Krab” to pozostałość po eksplozji Supernowej w 1054 r., odnotowana we wschodnich kronikach), Kasjopeja-A (obserwowana w 1572 r. przez astronoma Tycho Brahe) i Supernowa Keplera w konstelacji Wężownika (1680). Średnice ich dzisiejszych muszli wynoszą 5–10 lat świetlnych (1 rok świetlny = 10 16 m), czyli rozszerzają się z prędkością rzędu 0,01 prędkości światła i znajdują się w odległościach około dziesięciu tysięcy światła lat od Ziemi. Powłoki supernowych („mgławice”) były obserwowane w zakresie optycznym, radiowym, rentgenowskim i gamma przez obserwatoria kosmiczne Chandra, Hubble i Spitzer. Rzetelnie pokazali, że przyspieszanie elektronów i protonów, któremu towarzyszy promieniowanie rentgenowskie, faktycznie zachodzi w powłokach.

Około 60 pozostałości po supernowych młodszych niż 2000 lat mogłoby wypełnić przestrzeń międzygwiazdową promieniami kosmicznymi o zmierzonej energii właściwej (~1 eV na cm3), choć znanych jest mniej niż dziesięć z nich. Niedobór ten tłumaczy się faktem, że w płaszczyźnie Galaktyki, gdzie skupiają się gwiazdy i supernowe, znajduje się dużo pyłu, który nie przepuszcza światła do obserwatora na Ziemi. Obserwacje w promieniach rentgenowskich i gamma, dla których warstwa pyłu jest przezroczysta, pozwoliły poszerzyć listę obserwowanych „młodych” powłok supernowych. Ostatnią taką powłoką, którą ponownie odkryto, była Supernowa G1.9+0.3, obserwowana za pomocą teleskopu rentgenowskiego Chandra w styczniu 2008 roku. Szacunki dotyczące rozmiaru i tempa rozszerzania się jej powłoki wskazują, że rozbłysnął około 140 lat temu, ale nie był widoczny w zakresie optycznym ze względu na całkowite pochłanianie jego światła przez warstwę pyłu Galaktyki.

Dane dotyczące supernowych eksplodujących w naszej Galaktyce Drogi Mlecznej są uzupełnione znacznie bogatszymi statystykami dotyczącymi supernowych w innych galaktykach. Bezpośrednim potwierdzeniem obecności przyspieszonych protonów i jąder jest promieniowanie gamma zawierające wysokoenergetyczne fotony powstałe w wyniku rozpadu neutralnych pionów – produktów oddziaływania protonów (i jąder) z materią źródłową. Takie wysokoenergetyczne fotony obserwuje się za pomocą teleskopów wykrywających poświatę Wawiłowa-Czerenkowa emitowaną przez wtórne cząstki EAS. Najbardziej zaawansowanym instrumentem tego typu jest układ sześciu teleskopów stworzony we współpracy z firmą HESS w Namibii. Jako pierwsze zmierzono promieniowanie gamma Kraba, a jego intensywność stała się miarą intensywności dla innych źródeł.

Uzyskany wynik nie tylko potwierdza istnienie mechanizmu przyspieszania protonów i jąder w supernowej, ale także pozwala oszacować widmo przyspieszanych cząstek: widma „wtórnych” promieni gamma oraz „pierwotnych” protonów i jąder są bardzo blisko. Pole magnetyczne w Krabie i jego wielkość pozwalają na przyspieszanie protonów do energii rzędu 10 15 eV. Widma cząstek promieniowania kosmicznego w źródle i w ośrodku międzygwiazdowym różnią się nieco, ponieważ prawdopodobieństwo opuszczenia źródła przez cząstki oraz czas życia cząstek w Galaktyce zależą od energii i ładunku cząstki. Porównanie widma energii i składu promieni kosmicznych zmierzonych w pobliżu Ziemi z widmem i składem u źródła pozwoliło zrozumieć, jak długo cząstki przemieszczają się pomiędzy gwiazdami. W promieniach kosmicznych w pobliżu Ziemi było znacznie więcej jąder litu, berylu i boru niż w źródle - ich dodatkowa liczba powstaje w wyniku oddziaływania cięższych jąder z gazem międzygwiazdowym. Mierząc tę ​​różnicę, obliczyliśmy kwotę X substancja, przez którą przechodziły promienie kosmiczne podczas wędrówki w ośrodku międzygwiazdowym. W fizyce jądrowej ilość materii, którą cząstka napotyka na swojej drodze, mierzy się w g/cm2. Wynika to z faktu, że aby obliczyć zmniejszenie strumienia cząstek w zderzeniach z jądrami materii, należy znać liczbę zderzeń cząstki z jądrami, które mają różne pola (przekroje) poprzeczne do kierunku cząstki. Wyrażając ilość materii w tych jednostkach, uzyskuje się jedną skalę pomiaru dla wszystkich jąder.

Wartość znaleziona eksperymentalnie X~ 5–10 g/cm2 pozwala oszacować żywotność T promienie kosmiczne w ośrodku międzygwiazdowym: T ≈ X/ρ C, Gdzie C- prędkość cząstek w przybliżeniu równa prędkości światła, ρ ~10 –24 g/cm 3 - średnia gęstość ośrodka międzygwiazdowego. Stąd czas życia promieni kosmicznych wynosi około 10 8 lat. Czas ten jest znacznie dłuższy niż czas przelotu cząstki poruszającej się z prędkością Z w linii prostej od źródła do Ziemi (3,10 4 lata dla najodleglejszych źródeł po przeciwnej stronie Galaktyki). Oznacza to, że cząstki nie poruszają się po linii prostej, lecz ulegają rozproszeniu. Chaotyczne pola magnetyczne galaktyk z indukcją B ~ 10 –6 gausów (10 –10 tesli) poruszają je po okręgu o promieniu (żyroradius) R = mi/3 × 10 4 B, gdzie R w m, mi- energia cząstek w eV, V - indukcja pola magnetycznego w gausach. Przy umiarkowanych energiach cząstek mi

W przybliżeniu w linii prostej ze źródła będą pochodzić tylko cząstki posiadające energię mi> 10 19 eV. Dlatego kierunek cząstek wytwarzających EAS o energiach mniejszych niż 10 19 eV nie wskazuje ich źródła. W tym obszarze energetycznym pozostaje jedynie obserwować promieniowanie wtórne generowane w samych źródłach przez protony i jądra promieniowania kosmicznego. W obserwowalnym obszarze energii promieniowania gamma ( mi

Idea promieni kosmicznych jako „lokalnego” zjawiska galaktycznego okazała się prawdziwa tylko dla cząstek o umiarkowanych energiach mi

W 1958 roku odkryli Georgy Borisovich Christiansen i Niemiec Wiktorowicz Kulikow nagła zmiana rodzaj widma energetycznego promieni kosmicznych o energii rzędu 3,10 15 eV. Przy energiach poniżej tej wartości dane eksperymentalne dotyczące widma cząstek były zwykle przedstawiane w postaci „prawa potęgowego”, tak że liczba cząstek N przy danej energii E uznano za odwrotnie proporcjonalne do energii cząstki do potęgi γ: N(mi) = A/miγ (γ jest wskaźnikiem widma różnicowego). Do energii 3,10 15 eV wskaźnik γ = 2,7, ale przy przejściu na wyższe energie widmo energii ulega „przerwie”: dla energii mi> 3·10 15 eV γ wynosi 3,15. Naturalne jest kojarzenie tej zmiany widma z zbliżaniem się energii przyspieszanych cząstek do maksimum możliwe znaczenie, obliczone dla mechanizmu przyspieszania w supernowych. Za tym wyjaśnieniem załamania widma przemawia także skład jądrowy cząstek pierwotnych w zakresie energii 10 15 –10 17 eV. Najbardziej wiarygodnych informacji na ten temat dostarczają złożone instalacje EAS - „MGU”, „Tunka”, „Tybet”, „Kaskada”. Za ich pomocą uzyskuje się nie tylko informację o energii jąder pierwotnych, ale także parametry zależne od ich liczby atomowej – „szerokość” pęku, stosunek liczby elektronów do mionów, liczbę najbardziej energetycznych elektrony i ich całkowita liczba. Wszystkie te dane wskazują, że wraz ze wzrostem energii cząstek pierwotnych od lewej granicy widma przed jego rozbiciem do energii po rozbiciu, wzrasta ich średnia masa. Ta zmiana składu masowego cząstek jest zgodna z modelem przyspieszania cząstek w supernowych – jest ograniczona energią maksymalną, która zależy od ładunku cząstki. W przypadku protonów ta maksymalna energia jest rzędu 3,10 · 15 eV i rośnie proporcjonalnie do ładunku przyspieszanej cząstki (jądra), tak że jądra żelaza są skutecznie przyspieszane do ~10 · 17 eV. Natężenie przepływów cząstek o energii przekraczającej maksimum gwałtownie maleje.

Jednak rejestracja cząstek o jeszcze wyższych energiach (~3·10 18 eV) pokazała, że ​​widmo promieni kosmicznych nie tylko nie pęka, ale powraca do postaci obserwowanej przed pęknięciem!

Pomiary widma energii w obszarze „ultrawysokiej” energii ( mi> 10 18 eV) są bardzo trudne ze względu na małą liczbę takich cząstek. Aby obserwować te rzadkie zdarzenia, konieczne jest stworzenie sieci detektorów przepływu cząstek EAS i promieniowania Wawiłowa-Czerenkowa oraz promieniowania jonizacyjnego (fluorescencji atmosferycznej) generowanego przez nie w atmosferze na obszarze setek, a nawet tysięcy kilometrów kwadratowych. W przypadku tak dużych, skomplikowanych instalacji wybierane są lokalizacje o ograniczonej działalności gospodarczej, ale z możliwością zapewnienia niezawodnej pracy ogromnej liczby czujek. Instalacje takie budowano najpierw na obszarach kilkudziesięciu kilometrów kwadratowych (Jakuck, Havera Park, Akeno), potem setki (AGASA, Fly's Eye, HiRes), a obecnie powstają instalacje o powierzchni tysięcy kilometrów kwadratowych (Obserwatorium Pierre Auger w Argentyna, Instalacja teleskopowa w Utah, USA).

Kolejnym krokiem w badaniach ultrawysokoenergetycznego promieni kosmicznych będzie opracowanie metody wykrywania EAS poprzez obserwację fluorescencji atmosferycznej z kosmosu. We współpracy z kilkoma krajami Rosja tworzy pierwszy kosmiczny detektor EAS – projekt TUS. Oczekuje się, że kolejny taki detektor zostanie zainstalowany na Międzynarodowej Stacji Kosmicznej ISS ​​(projekty JEM-EUSO i KLPVE).

Co dzisiaj wiemy o promieniach kosmicznych o ultrawysokiej energii? Dolny rysunek przedstawia widmo energetyczne promieni kosmicznych o energiach powyżej 10 18 eV, które otrzymano przy użyciu instalacji najnowszej generacji (HiRes, Obserwatorium Pierre Auger) wraz z danymi dotyczącymi promieni kosmicznych o niższych energiach, które jak pokazano powyżej należą do Galaktykę Drogi Mlecznej. Można zauważyć, że przy energiach 3,10 18 –3,10 19 eV wskaźnik widma różnicowego energii spadł do wartości 2,7–2,8, dokładnie takiej samej, jak obserwowana dla galaktycznych promieni kosmicznych, gdy energie cząstek są znacznie mniejsze od maksymalne możliwe dla akceleratorów galaktycznych. Czy to nie oznacza, że ​​przy ultrawysokich energiach główny przepływ cząstek tworzony jest przez akceleratory pochodzenia pozagalaktycznego o energii maksymalnej znacznie wyższej od galaktycznej? Załamanie widma galaktycznych promieni kosmicznych pokazuje, że udział promieni kosmicznych pozagalaktycznych zmienia się gwałtownie po przejściu z obszaru umiarkowanych energii 10 14 –10 16 eV, gdzie jest około 30 razy mniejszy niż udział promieni galaktycznych (widmo wskazanych linią przerywaną na rysunku) do obszaru o ultrawysokich energiach, gdzie staje się dominujący.

W ostatnich dziesięcioleciach zgromadzono wiele danych astronomicznych na temat obiektów pozagalaktycznych zdolnych do przyspieszania naładowanych cząstek do energii znacznie wyższych niż 10 19 eV. Oczywisty znakże obiekt ma rozmiar D może przyspieszać cząstki do energii mi, to obecność na całej długości tego obiektu pola magnetycznego B takiego, że promień żyroskopowy cząstki jest mniejszy D. Do takich potencjalnych źródeł zaliczają się galaktyki radiowe (emitujące silne emisje radiowe); jądra aktywnych galaktyk zawierających czarne dziury; zderzające się galaktyki. Wszystkie zawierają strumienie gazu (plazmy) poruszające się z ogromnymi prędkościami, bliskimi prędkości światła. Strumienie takie pełnią rolę fal uderzeniowych niezbędnych do działania akceleratora. Aby oszacować ich udział w obserwowanym natężeniu promieni kosmicznych, należy wziąć pod uwagę rozkład źródeł na odległościach od Ziemi oraz straty energii cząstek w przestrzeni międzygalaktycznej. Przed odkryciem tła kosmicznej emisji radiowej przestrzeń międzygalaktyczna wydawała się „pusta” i przezroczysta nie tylko dla promieniowania elektromagnetycznego, ale także dla cząstek o ultrawysokiej energii. Według danych astronomicznych gęstość gazu w przestrzeni międzygalaktycznej jest tak niska (10–29 g/cm3), że nawet ogromne odległości setki miliardów lat świetlnych (10 24 m) cząstek nie napotyka jąder atomów gazu. Kiedy jednak okazało się, że Wszechświat wypełniony jest fotonami o niskiej energii (około 500 fotonów/cm 3 o energii mi f ~10 –3 eV), pozostałe po Wielkim Wybuchu, stało się jasne, że protony i jądra o energii większej mi~5·10 19 eV, granica Greisena-Zatsepina-Kuzmina (GZK), musi oddziaływać z fotonami i tracić b O większość swojej energii. Tym samym przeważająca część Wszechświata, położona w odległości większej niż 10 7 lat świetlnych od nas, okazała się niedostępna do obserwacji w promieniach o energii większej niż 5,10 19 eV. Najnowsze dane eksperymentalne dotyczące widma promieni kosmicznych o ultrawysokiej energii (instalacja HiRes, Obserwatorium Pierre Auger) potwierdzają istnienie tego zjawiska limit energii dla cząstek obserwowanych z Ziemi.

Jak widać, badanie pochodzenia promieni kosmicznych o ultrawysokiej energii jest niezwykle trudne: większość możliwych źródeł promieni kosmicznych o najwyższych energiach (powyżej granicy GZK) znajduje się na tyle daleko, że cząstki tracą energię uzyskaną w źródło w drodze na Ziemię. A przy energiach mniejszych niż granica GZK odchylenie cząstek przez pole magnetyczne Galaktyki jest nadal duże, a kierunek przybycia cząstek raczej nie będzie w stanie wskazać położenia źródła na sferze niebieskiej.

W poszukiwaniu źródeł promieni kosmicznych o ultrawysokiej energii wykorzystuje się analizę korelacji zmierzonego eksperymentalnie kierunku napływania cząstek o odpowiednio wysokich energiach - takich, że pola Galaktyki nieznacznie odchylają cząstki z kierunku ku źródło. Instalacje poprzedniej generacji nie dostarczyły dotychczas przekonujących danych na temat korelacji kierunku nadejścia cząstek ze współrzędnymi jakiejkolwiek specjalnie wybranej klasy obiektów astrofizycznych. Najnowsze dane z Obserwatorium Pierre Auger można uznać za nadzieję na uzyskanie w nadchodzących latach danych na temat roli źródeł typu AGN w tworzeniu intensywnych przepływów cząstek o energiach rzędu granicy GZK.

Co ciekawe, instalacja AGASA otrzymała wskazania o istnieniu „pustych” kierunków (takich, w których nie ma znanych źródeł), wzdłuż których w trakcie obserwacji docierają dwie, a nawet trzy cząstki. Wzbudziło to duże zainteresowanie wśród fizyków zajmujących się kosmologią – nauką o powstaniu i rozwoju Wszechświata, nierozerwalnie związaną z fizyką cząstek elementarnych. Okazuje się, że w niektórych modelach budowy mikrokosmosu i rozwoju Wszechświata (teoria Wielkiego Wybuchu) zachowanie we współczesnym Wszechświecie supermasywnych cząstek elementarnych o masie rzędu 10 23 -10 24 eV jest przewidywane, z czego powinna składać się sama materia wczesny etap Wielki Wybuch. Ich rozmieszczenie we Wszechświecie nie jest zbyt jasne: mogą być albo równomiernie rozmieszczone w przestrzeni, albo „przyciągane” do masywnych obszarów Wszechświata. Ich główną cechą jest to, że cząstki te są niestabilne i mogą rozpadać się na lżejsze, w tym stabilne protony, fotony i neutrina, które uzyskują ogromne energie kinetyczne - ponad 10 20 eV. Miejsca, w których takie cząstki się zachowują (defekty topologiczne Wszechświata) mogą okazać się źródłami protonów, fotonów czy neutrin o ultrawysokiej energii.

Podobnie jak w przypadku źródeł galaktycznych, istnienie pozagalaktycznych akceleratorów ultrawysokoenergetycznych promieni kosmicznych potwierdzają dane z detektorów promieniowania gamma, np. teleskopów HESS, nakierowanych na powyższe obiekty pozagalaktyczne – kandydatów na źródła promieni kosmicznych.

Wśród nich najbardziej obiecujące były aktywne jądra galaktyczne (AGN) ze strumieniami gazu. Jednym z najlepiej zbadanych obiektów instalacji HESS jest galaktyka M87 w gwiazdozbiorze Panny, położona w odległości 50 milionów lat świetlnych od naszej Galaktyki. W jej centrum znajduje się czarna dziura, która dostarcza energię zachodzącym w jej pobliżu procesom, a w szczególności gigantycznemu strumieniowi plazmy należącemu do tej galaktyki. Przyspieszenie promieni kosmicznych w M87 potwierdzają bezpośrednio obserwacje jej promieniowania gamma, widma energetycznego fotonów o energii 1–10 TeV (10 12 –10 13 eV), obserwowanego w instalacji HESS. Zaobserwowana intensywność promieniowania gamma z M87 wynosi około 3% intensywności promieniowania Kraba. Biorąc pod uwagę różnicę odległości do tych obiektów (5000 razy), oznacza to, że jasność M87 przewyższa jasność Kraba 25 milionów razy!

Wygenerowane dla tego obiektu modele przyspieszania cząstek wskazują, że intensywność cząstek przyspieszanych w M87 może być tak duża, że ​​nawet w odległości 50 milionów lat świetlnych wkład tego źródła może wytworzyć obserwowane natężenie promieni kosmicznych o energiach powyżej 10 19 eV .

Ale tu jest zagadka: we współczesnych danych EAS w kierunku tego źródła nie ma nadmiaru cząstek o energii rzędu 10 19 eV. Ale czy to źródło nie pojawi się w wynikach przyszłych eksperymentów kosmicznych, przy takich energiach, kiedy odległe źródła nie będą już miały udziału w obserwowanych zdarzeniach? Sytuację z załamaniem widma energii można powtórzyć ponownie, np. przy energii 2,10 20 . Tym razem jednak źródło powinno być widoczne w pomiarach kierunku trajektorii cząstki pierwotnej, gdyż energie > 2,10 20 eV są na tyle duże, że cząstki nie powinny ulegać odchyleniom w galaktycznym polu magnetycznym.

Jak widzimy, po stuleciu badań promieni kosmicznych znów czekamy na nowe odkrycia, tym razem na promieniowanie kosmiczne o ultrawysokiej energii, którego natura wciąż jest nieznana, ale może odegrać ważną rolę w strukturze Wszechświata.

Literatura:
1) Dobrotin N.A. Promienie kosmiczne. - M.: Wydawnictwo. Akademia Nauk ZSRR, 1963.
2) Murzin V.S. Wprowadzenie do fizyki promieni kosmicznych. - M.: Wydawnictwo. Moskiewski Uniwersytet Państwowy, 1988.
3) Panasyuk M. I. Obcy wszechświata, czyli echa Wielkiego Wybuchu. - Fryazino: „Wek2”, 2005.
4)Rossi B. Promienie kosmiczne. - M.: Atomizdat, 1966.
5) Khrenov B.A. Meteory relatywistyczne// Nauka w Rosji, 2001, nr 4.
6) Khrenov B.A. i Panasyuk M.I. Posłańcy kosmosu: daleko czy blisko?// Natura, 2006, nr 2.
7) Khrenov B.A. i Klimov P.A. Oczekiwano otwarcia// Natura, 2008, nr 4.

Strona 1

Maksymalna energia cząstek w generatorze Van de Graaffa, podobnie jak w każdym akceleratorze bezpośrednim, jest ograniczona przez napięcie przebicia pomiędzy kulą a otaczającymi ją obiektami. Nawet przy zachowaniu najbardziej ostrożnych środków ostrożności istniejące instalacje nie są w stanie podnieść napięcia przebicia powyżej dziesięciu milionów woltów.  

Obliczmy maksymalną energię cząstki. Współczynnik V2 przy wartości amplitudy pola EQ uzyskuje się w wyniku obliczenia średniej wartości pola w półokresie oscylacji.  

Obliczmy maksymalną energię cząstki. Współczynnik 1/2 dla wartości amplitudy E0 pola uzyskuje się w wyniku obliczenia średniej wartości pola w półokresie oscylacji.  

Obliczmy maksymalną energię cząstki.  

Wartość W, równa maksymalnej energii cząstki w temperaturze 0 K, nazywana jest energetycznym poziomem Fermiego lub po prostu poziomem Fermiego.  

Straty energii z promieni kosmicznych ograniczają maksymalną energię cząstek tworzących promienie kosmiczne; ograniczenie to zależy od wieku cząstki. W latach 1969-1971. eksperymenty rakietowe wykazały od 20 do 100 razy większą całkowitą gęstość kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła.  

Tryt jest czystym (3-emiterem) o maksymalnej energii cząstek 18 61 0 02 keV i okresie półtrwania 12 43 lat.  

Pole magnetyczne w cyklotronie sięga kilkudziesięciu tysięcy oerstedów, promień komory wynosi kilka metrów, a maksymalna energia cząstek dochodzi do 107 eV. Energia ta jest stosunkowo niewielka, chociaż w pierwszych eksperymentach z rozszczepieniem jądra uważano ją za wystarczającą. W cyklotronie nie można uzyskać dużej energii: jak wynika z teorii względności, masa cząstek rośnie wraz z prędkością, dlatego w trakcie ruchu maleje częstotliwość ich krążenia.  

Specyfika działania promieniowania trytu jest określona przez zasięg jego 3 cząstek. Maksymalna energia cząstek w widmie p trytu odpowiada drodze w substancji około 6 μm, przy gęstości substancji 1 g/cm3, a 90% energii promieniowania jest zużywane w odległości około 0 5 µm od źródła. Ta ostatnia okoliczność okazuje się niezwykle istotna, gdyż absorpcja promieniowania trytu następuje w odległości rzędu wielkości żywej komórki, w przeciwieństwie do takich p-emiterów jak fosfor-32 czy itr-90, promieniowanie który jest wchłaniany przez napromieniany narząd. W związku z tym ważne jest, aby wziąć pod uwagę wewnątrzkomórkową lokalizację trytu, ponieważ radiowrażliwość jednostek subkomórkowych jest bardzo zróżnicowana.  

Coleman [31, 851] zastosował pojedynczy rezonator, w którym za pomocą dwóch magnetronów wzbudzane są oscylacje typu TM010 o częstotliwości 2–8 GHz poprzez niezależne otwory sprzęgające. Przy całkowitej mocy wejściowej wynoszącej 800 kW maksymalna energia cząstek wynosi 1,5 MeV. Rezonator wstępnego grupowania służy do wstrzykiwania elektronów do wnęki przyspieszającej z wymaganą prędkością i pożądanym przesunięciem fazowym, co zapewni wysoką energię wyjściową. Elektrody szeregowe są połączone z dzielnikiem rezystancyjnym, dzięki czemu ich potencjały rozkładają się zgodnie z prawem parabolicznym.  

Z punktu widzenia generowania nowych cząstek szczególnie efektywne są akceleratory z wiązkami zderzającymi (VI.5.4.3, VI.5.3.4), w których zderzają się cząstki o zerowym pędzie całkowitym. Dzięki temu cała ich energia kinetyczna może zostać zamieniona na energię spoczynkową powstających cząstek, których całkowity pęd również wynosi zero. Jest to już bardzo blisko maksymalnej energii cząstek promieniowania kosmicznego.  

Cząsteczki beta emitowane przez jądra atomowe z wszelkiego rodzaju energie początkowe(od zera do pewnego maksimum), mają różne zakresy materii. Zdolność penetracji cząstek beta różnych izotopów promieniotwórczych charakteryzuje się zwykle minimalną grubością warstwy substancji, która całkowicie pochłania wszystkie cząstki beta. Na przykład warstwa aluminium o grubości 3-5 mm całkowicie chroni przed strumieniem cząstek beta o maksymalnej energii cząstek 2 MeV. Cząstki alfa, które mają znacznie większą masę niż cząstki beta, przeżywają bardzo małe odchylenia od pierwotnego kierunku ruchu i poruszaj się prawie prosto.  

W ostatnie lata dzięki niemu dokonano szeregu ważnych odkryć w fizyce jądrowej szerokie zastosowanie metoda płyt grubowarstwowych (str. Praktyka pokazała, że ​​metoda ta łączy w sobie niezwykłą prostotę i dużą dokładność badań. Płyty fotograficzne wznoszone na balonach sondujących i rakietach w górne warstwy atmosfery umożliwiają badanie przemiany jądrowe, powodowane przez cząstki promieniowania kosmicznego o energiach tysiące razy wyższych od energii maksymalnej cząstek przyspieszanych w warunkach laboratoryjnych. Jednocześnie płyty fotograficzne nadają się również do rejestrowania cząstek o niskiej energii.  

Zapytaj Ethana nr 14: Cząstki o najwyższej energii we wszechświecie

• nauka popularna,
• Fizyka

• Tłumaczenie

Wyniki moich obserwacji najlepiej tłumaczy założenie, że promieniowanie o ogromnej przenikającej energii dociera do naszej atmosfery z góry.
– Wiktor Hess

Czytelnik pyta:

Odkąd jako dziecko zacząłem czytać komiksy o Fantastycznej Czwórce, chciałem dowiedzieć się więcej o promieniach kosmicznych. Czy możesz mi w tym pomóc?

Jeszcze zanim Jurij Gagarin zdążył opuścić powierzchnię naszej planety, powszechnie wiadomo było, że tam, poza ochroną atmosfery, przestrzeń wypełniona jest promieniowaniem wysokoenergetycznym. Skąd o tym wiedzieliśmy?

Pierwsze podejrzenia pojawiły się podczas prostych eksperymentów z elektroskopem.

Jeśli naładujesz urządzenie, w którym dwie blachy są ze sobą połączone, otrzymają one ten sam ładunek i będą się odpychać. Można się spodziewać, że z biegiem czasu ładunek ucieknie do otaczającego powietrza – warto więc pomyśleć o odizolowaniu urządzenia, na przykład poprzez wytworzenie wokół niego próżni.

Ale nawet w tym przypadku elektroskop jest rozładowany. Nawet jeśli zaizolujesz go ołowiem, nadal będzie się rozładowywał. Jak odkryli eksperymentatorzy na początku XX wieku, im wyżej podniesiesz elektroskop, tym szybciej się on rozładuje. Kilku naukowców postawiło hipotezę - wyładowanie następuje w wyniku promieniowania wysokoenergetycznego. Ma wysoką energię przenikania i pochodzenie poza Ziemią.

W nauce zwyczajem jest testowanie hipotez. W 1912 roku Victor Hess przeprowadził eksperyment balon, w którym próbował znaleźć te wysokoenergetyczne cząstki kosmiczne. I znalazł je w obfitości, stając się ojcem promieni kosmicznych.

Wczesne detektory były zaskakująco proste. Tworzysz specjalną emulsję, która „wyczuwa” przez nią przepływ naładowanych cząstek i umieszczasz to wszystko w polu magnetycznym. Kiedy cząstki przez to przechodzą, możesz dowiedzieć się dwóch ważnych rzeczy:

• stosunek ładunku do masy cząstki
• i jego prędkość

W latach trzydziestych XX wieku w wyniku kilku eksperymentów, zarówno z wczesnymi akceleratorami naziemnymi, jak i detektorami promieniowania kosmicznego, powstało wiele bardzo ciekawe informacje. Na przykład większość cząstek promieniowania kosmicznego (90%) miała różne poziomy energii – od kilku megaelektrowoltów do tak wysokich energii, jak tylko można było zmierzyć! Większość pozostałych to cząstki alfa, czyli jądra helu z dwoma protonami i neutronami, o podobnych poziomach energii.

Kiedy te promienie kosmiczne uderzają w górną warstwę atmosfery ziemskiej, wchodzą z nią w interakcję i tworzą reakcje kaskadowe, w wyniku których powstaje deszcz cząstek o wysokiej energii, w tym dwóch nowych: pozytonu, o którego istnieniu postawiono hipotezę w 1930 roku przez Diraca. Jest to odpowiednik elektronu ze świata antymaterii, o tej samej masie, ale z ładunkiem dodatnim, a mion jest cząstką niestabilną o tym samym ładunku co elektron, ale 206 razy cięższą. Pozyton odkrył Carl Andersen w 1932 r., a mion przez niego i jego ucznia Setha Neddermeiera w 1936 r., ale pierwszy pozyton odkrył Paul Kuenze kilka lat wcześniej, o czym historia jakimś cudem zapomniała.

Zadziwiająca rzecz: jeśli wyciągniesz ramię równolegle do ziemi, co sekundę będzie przez nie przechodzić około 1 mion.

Każdy mion, który przechodzi przez Twoją dłoń, rodzi się w deszczu promieni kosmicznych i każdy potwierdza szczególną teorię względności! Jak widać, miony te powstają na wysokości około 100 km, ale średni czas życia mionu wynosi około 2,2 mikrosekundy. Nawet gdyby poruszały się z prędkością światła, przed rozpadem byłyby w stanie przebyć nie więcej niż 660 metrów. Jednak z powodu zniekształcenia czasu, ponieważ z punktu widzenia nieruchomego obserwatora czas cząstki poruszającej się z prędkością bliską prędkości światła zwalnia, te szybko poruszające się miony mogą przedostać się aż do powierzchni ziemi, zanim ulegną rozkładowi.

Jeśli cofniemy się do dnia dzisiejszego, dokładnie zmierzyliśmy zarówno liczbę, jak i widmo energii tych kosmicznych cząstek.

Najczęściej spotykane są cząstki o energii około 100 GeV, a przez metr kwadratowy powierzchni Ziemi w ciągu sekundy przechodzi około 1 taka cząstka. I chociaż istnieją cząstki o wyższej energii, są one znacznie mniej powszechne - im rzadsze, tym więcej energii pobieramy. Na przykład, jeśli przyjmiemy energię 10 16 eV, to takie cząstki będą przechodzić przez metr kwadratowy tylko raz w roku. Natomiast cząstki o najwyższej energii o energii 5 × 10 10 GeV (czyli 5 × 10 19 eV) raz w roku przejdą przez detektor o boku 10 km.

Pomysł ten wygląda dość dziwnie – a jednak istnieje powód jego realizacji: musi istnieć ograniczenie energii promieni kosmicznych i ograniczenie prędkości protonów we Wszechświecie! Energia, jaką możemy przekazać protonowi, może nie mieć ograniczeń: naładowane cząstki można przyspieszać za pomocą pól magnetycznych, a największe i najbardziej aktywne czarne dziury we Wszechświecie mogą przyspieszać protony do energii znacznie większych, niż obserwowaliśmy.

Aby jednak do nas dotrzeć, muszą przemierzyć cały Wszechświat, a Wszechświat jest wypełniony dużą ilością zimnego, niskoenergetycznego promieniowania – kosmicznego promieniowania tła.

Cząstki wysokoenergetyczne powstają tylko w obszarach, w których znajdują się najbardziej masywne i aktywne czarne dziury we Wszechświecie, a wszystkie są bardzo daleko od naszej galaktyki. A jeśli pojawi się cząstka o energii przekraczającej 5 × 10 10 GeV, może ona przebyć nie więcej niż kilka milionów lat świetlnych, dopóki jeden z fotonów pozostałych po Wielkim Wybuchu nie wejdzie z nią w interakcję, tworząc pion. Nadmiar energii zostanie wyemitowany, a pozostała energia spadnie do granicy energii kosmicznej, znanej jako Limit Greisena-Zatsepina-Kuzmina.

Zrobiliśmy więc jedyną rzecz, która wydaje się fizykom rozsądna: zbudowaliśmy nierealistycznie ogromny detektor i zaczęliśmy szukać cząstek!

Obserwatorium nazwane na cześć Pierre Auger właśnie to robi: potwierdza, że ​​istnieją promienie kosmiczne, które docierają do tej granicy energii, ale jej nie przekraczają, 10 milionów razy więcej niż energia osiągana w LHC! Oznacza to, że najszybsze protony, jakie kiedykolwiek spotkaliśmy, poruszają się niemal z prędkością światła (czyli dokładnie 299,792,458 m/s), ale nieco wolniej. Ale o ile wolniej?

Najszybsze protony, tuż na granicy, poruszają się z prędkością 299 792 457,99999999999918 metrów na sekundę. Jeśli wystrzelisz wcześniej taki proton i foton

12.4. Energia cząstki relatywistycznej

12.4.1. Energia cząstki relatywistycznej

Całkowita energia cząstki relatywistycznej składa się z energii spoczynkowej cząstki relatywistycznej i jej energii kinetycznej:

mi = mi 0 + T ,

Równoważność masy i energii(wzór Einsteina) pozwala nam wyznaczyć energię spoczynkową cząstki relatywistycznej i jej energię całkowitą w następujący sposób:

• energia spoczynkowa -

mi 0 = m 0 do 2 ,

gdzie m 0 jest masą spoczynkową cząstki relatywistycznej (masą cząstki w jej własnym układzie odniesienia); c jest prędkością światła w próżni, c ≈ 3,0 ⋅ 10 8 m/s;

• całkowita energia -

E = mc2,

gdzie m jest masą poruszającej się cząstki (masa cząstki poruszającej się względem obserwatora z relatywistyczną prędkością v); c to prędkość światła w próżni, c ≈ 3,0 ⋅ 10 8 m/s.

Zależność między masami m 0 (masa cząstki w spoczynku) i m (masa poruszającej się cząstki) są określone przez wyrażenie

Energia kinetyczna cząstkę relatywistyczną wyznacza różnica:

T = mi - mi 0 ,

gdzie E jest całkowitą energią poruszającej się cząstki, E = mc 2 ; E 0 - energia spoczynkowa określonej cząstki, E 0 = m 0 c 2 ; masy m 0 i m są powiązane wzorem

m = m 0 1 - v 2 do 2 ,

gdzie m 0 jest masą cząstki w układzie odniesienia, względem którego cząstka pozostaje w spoczynku; m jest masą cząstki w układzie odniesienia, względem której cząstka porusza się z prędkością v; c to prędkość światła w próżni, c ≈ 3,0 ⋅ 10 8 m/s.

Wyraźnie energia kinetyczna cząstkę relatywistyczną definiuje wzór

T = m do 2 - m 0 do 2 = m 0 do 2 (1 1 - v 2 do 2 - 1) .

Przykład 6. Prędkość cząstki relatywistycznej wynosi 80% prędkości światła. Oblicz, ile razy całkowita energia cząstki jest większa od jej energii kinetycznej.

Rozwiązanie . Całkowita energia cząstki relatywistycznej składa się z energii spoczynkowej cząstki relatywistycznej i jej energii kinetycznej:

mi = mi 0 + T ,

gdzie E jest całkowitą energią poruszającej się cząstki; E 0 - energia spoczynkowa określonej cząstki; T jest jego energią kinetyczną.

Wynika z tego, że różnica polega na energii kinetycznej

T = mi - mi 0 .

Wymagana ilość to stosunek

mi T = mi mi - mi 0 .

Aby uprościć obliczenia, znajdźmy odwrotność pożądanej wartości:

T mi = mi - mi 0 mi = 1 - mi 0 mi ,

gdzie mi 0 = m 0 do 2 ; mi = mc2; m 0 - masa spoczynkowa; m jest masą poruszającej się cząstki; c jest prędkością światła w próżni.

Podstawienie wyrażeń E0 i E do stosunku (T/E) daje

T mi = 1 - m 0 do 2 m do 2 = 1 - m 0 m .

Zależność między masami m 0 i m określa wzór

m = m 0 1 - v 2 do 2 ,

gdzie v jest prędkością cząstki relatywistycznej, v = 0,80c.

Wyraźmy stąd stosunek mas:

m 0 m = 1 - v 2 do 2

i podstaw go do (T/E):

T mi = 1 - 1 - v 2 do 2 .

Obliczmy:

T mi = 1 - 1 - (0,80 do) 2 do 2 = 1 - 0,6 = 0,4.

Wymagana ilość to odwrotny stosunek

mi T = 1 0,4 = 2,5 .

Całkowita energia cząstki relatywistycznej przy wskazanej prędkości przekracza jej energię kinetyczną 2,5 razy.

We wszystkich przypadkach opisanych w poprzednich rozdziałach ściśle przestrzegano praw ochronnych. Kiedy któreś z praw okazywało się niedoskonałe, należało je interpretować inaczej. W ten sposób stare prawo zachowania masy zostało rozszerzone i przekształcone w bardziej prawo zwyczajowe oszczędność energii. Z drugiej strony, gdy oczekiwane zdarzenia w rzeczywistości nie miały miejsca, wymyślano nowe prawo zachowania (jak to miało miejsce w przypadku prawa zachowania liczby barionowej). Jednak nie zawsze łatwo jest udowodnić, że prawa ochrony są dokładnie spełnione. Szczególnie tajemnicza sytuacja zaistniała u zarania rozwoju fizyki jądrowej podczas badania energii kinetycznej cząstek emitowanych przez substancje radioaktywne.

Energię cząstki α można wyznaczyć, mierząc masy początkowego jądra radioaktywnego, cząstki β i jądra końcowego. Całkowita masa cząstki a i końcowego jądra powinna być nieco mniejsza od masy jądra początkowego, a równoważnik energetyczny brakującej masy powinien być równy energii kinetycznej cząstki a. Fizycy byli w stanie z dużą dokładnością zmierzyć masy różnych jąder i innych cząstek dopiero w latach dwudziestych naszego wieku. Wyciągnęli jednak kilka ważnych wniosków dotyczących energii cząstek, nie znając dokładnych wartości mas.

Rozważmy tor-232, który rozpada się na cząstkę (hel-4) i rad-228. Wszystkie jądra toru-232 mają identyczne masy. Masy wszystkich jąder radu-228 również mają tę samą wartość, podobnie jak masy wszystkich cząstek a. Nie znając wielkości tych mas, nadal możemy powiedzieć, że za każdym razem, gdy atom toru-232 emituje cząstkę β, deficyt masy powinien być taki sam, a zatem energia kinetyczna cząstek β powinna być taka sama. Innymi słowy, tor-232 powinien emitować cząstki a o tej samej energii.

Jak określić energię kinetyczną cząstek? Wiadomo, że im większa energia cząstki, tym głębiej wnika ona w materię. ?-Cząstki są zatrzymywane przez bardzo cienką warstwę substancji stałej, ale mogą przechodzić przez warstwę powietrza o grubości kilku centymetrów. Jednocześnie cząstki β w sposób ciągły przekazują energię cząsteczkom powietrza, z którymi się zderzają, stopniowo zwalniają i wychwytując elektrony, ostatecznie stają się zwykłymi atomami helu. W tym stanie nie można ich już wykryć metodami stosowanymi do wykrywania cząstek a, więc w rzeczywistości znikają.

cząstki a można wykryć za pomocą warstwy związku chemicznego zwanego siarczkiem cynku. Za każdym razem, gdy cząstka uderza w taką warstwę, powoduje słaby błysk światła. Jeśli umieścisz w pobliżu źródła cząstek? (powiedzmy kawałek toru-232 w ołowianym pojemniku z bardzo wąskim otworem) licznik scyntylacyjny, wówczas liczba błysków będzie odpowiadać liczbie wygenerowanych cząstek a. Jeśli licznik scyntylacyjny będzie umieszczany coraz dalej od źródła, cząstki β będą musiały przechodzić przez coraz większą ilość powietrza, aby do niego dotrzeć. Jeżeli cząstki a byłyby emitowane o różnych energiach, to te o najniższej energii znikałyby bardzo szybko, bardziej „energetyczne” cząstki a przemieszczałyby się w powietrzu na większą odległość itd. W rezultacie, w miarę oddalania się licznika scyntylacyjnego od źródła, liczba cząstek a wpadających do licznika powinna stopniowo maleć. Jeżeli cząstki a byłyby emitowane z tą samą energią, wszystkie podróżowałyby w powietrzu tą samą drogą. W rezultacie licznik scyntylacyjny musiałby rejestrować taką samą liczbę cząstek w miarę oddalania się od źródła, aż do pewnego punktu krytycznego, powyżej którego nie zarejestrowałby ani jednego błysku.

To właśnie zjawisko zaobserwował angielski fizyk William Henry Bragg w 1904 roku. Prawie wszystkie cząstki β emitowane z jąder tego samego pierwiastka miały tę samą energię i tę samą zdolność penetracji. Wszystkie cząstki toru-232 przeszły przez warstwę powietrza o grubości 2,8 cm, wszystkie? - cząstki radu-226 - 3.3 cm, cząstki a?-polonu-212 - 8.6 cm. Faktycznie, są pewne odstępstwa. W 1929 roku odkryto, że niewielka część cząstek z tego samego jądra radioaktywnego może mieć niezwykle duży energia kinetyczna i większą siłę penetracji niż inne. Dzieje się tak dlatego, że oryginalne jądro promieniotwórcze może znajdować się w jednym z nich stany wzbudzone. W stanach wzbudzonych jądra mają więcej energii niż w normalnym miejscu podstawowy warunek. Kiedy jądro emituje cząstkę β w stanie wzbudzonym, cząstka β otrzymuje dodatkową energię. W rezultacie oprócz głównej grupy cząstek a powstają małe grupy cząstek a o większej sile penetracji, po jednej grupie dla każdego stanu wzbudzonego.

Kiedy jądro radioaktywne powstaje w wyniku rozpadu innego jądra, czasami od chwili powstania znajduje się ono w stanie wzbudzonym. Wtedy większość emitowanych przez nią β-cząstek ma niezwykle wysoką energię, a β-cząstki o niższej energii tworzą małe grupy. Tworzą się te oddzielne grupy cząstek a (od 2 do 13) o różnych energiach widmoβ-cząstki danego jądra. Zgodnie z oczekiwaniami każdy składnik widma odpowiada jednemu ze stanów wzbudzonych jądra. Zatem spełniona jest zasada zachowania energii cząstek?, czego nie można powiedzieć w przypadku cząstek?.

Gdyby wszystkie wnioski wyciągnięte dla cząstek a miały zastosowanie do cząstek a i spełnione zostałyby rozważane zależności energetyczne, wszystkie cząstki a powstające podczas rozpadu jąder miałyby tę samą energię kinetyczną. Jednak już w roku 1900 powstało wrażenie, że cząstki? emitowane są z dowolną energią do pewnej wartość maksymalna. W ciągu następnych piętnastu lat dowody stopniowo gromadziły się, aż stało się całkowicie jasne, że energie cząstek β tworzą widmo ciągłe.

Każde jądro, emitując cząstkę podczas rozpadu, traci pewną ilość masy. Spadek masy musi odpowiadać wielkości energii kinetycznej cząstki a. W tym przypadku energia kinetyczna cząstki któregokolwiek ze znanych nam jąder promieniotwórczych nie przekracza energii odpowiadającej ubytkowi masy. Zatem spadek masy podczas dowolnego rozpadu promieniotwórczego odpowiada maksymalnej wartości energii kinetycznej cząstek β powstających podczas tego rozpadu.

Jednak zgodnie z zasadą zachowania energii żadna z cząstek a nie powinna mieć energii kinetycznej mniejszej niż energia odpowiadająca ubytkowi masy, czyli maksymalna energia kinetyczna cząstki a również powinna być minimalna. W rzeczywistości tak nie jest. Bardzo często?-cząstki emitowane są z mniejszą energią kinetyczną niż należy się spodziewać, z maksymalną wartością odpowiadającą prawu

Jest mało prawdopodobne, aby zachowanie energii zostało osiągnięte nawet przez jedną cząstkę β. Niektóre?-cząstki mają energię kinetyczną nieco mniejszą od wartości maksymalnej, inne - znacznie mniejszą, jeszcze inne - znacznie mniejszą. Najczęstszą wartością energii kinetycznej jest jedna trzecia wartości maksymalnej. Ogólnie rzecz biorąc, nie można wykryć ponad połowy energii, która powinna powstać w wyniku spadku masy podczas rozpadów promieniotwórczych, któremu towarzyszy powstawanie cząstek β.

Już w latach dwudziestych wielu fizyków było skłonnych porzucić prawo zachowania energii, przynajmniej w odniesieniu do procesów, w których powstają cząstki β. Perspektywa była niepokojąca, ponieważ we wszystkich pozostałych przypadkach prawo pozostawało sprawiedliwe. Ale czy istnieje inne wyjaśnienie tego zjawiska?

W 1931 roku Wolfgang Pauli postawił następującą hipotezę: cząstka β nie otrzymuje całej energii ze względu na to, że powstaje druga cząstka, która zabiera resztę energii. Energię można rozłożyć pomiędzy dwiema cząstkami w dowolnych proporcjach. W niektórych przypadkach prawie cała energia jest przekazywana elektronowi i wtedy ma on prawie maksymalną energię kinetyczną, co jest równoznaczne ze spadkiem masy.

Czasami prawie cała energia jest przenoszona na drugą cząstkę, wtedy energia elektronu jest faktycznie zerowa. Kiedy energia rozkłada się bardziej równomiernie pomiędzy dwiema cząstkami, elektron ma pośrednie wartości energii kinetycznej.

Która cząstka spełnia hipotezę Pauliego? Pamiętajmy, że cząstki? pojawiają się, gdy neutron wewnątrz jądra zamienia się w proton. Rozważając przemianę neutronu w proton, niewątpliwie łatwiej jest poradzić sobie z neutronem swobodnym. Kiedy Pauli po raz pierwszy zaproponował swoją teorię, neutron nie został jeszcze odkryty. Możemy skorzystać z perspektywy czasu.

Kiedy wolny neutron rozpada się na proton i elektron, ten ostatni wylatuje z dowolną energią kinetyczną aż do maksimum, które jest w przybliżeniu równe 0,78 Mew. Sytuacja przypomina emisję cząstki α przez jądro radioaktywne, dlatego też rozważając rozpad wolnego neutronu, należy wziąć pod uwagę cząstkę Pauliego.

Oznaczmy cząstkę Pauliego X i spróbujmy poznać jego właściwości. Zapiszmy reakcję rozpadu neutronów:

N> p ++ e-+ X.

Jeżeli podczas rozpadu neutronu spełniona jest zasada zachowania ładunku elektrycznego, X- cząstka musi być neutralna. Rzeczywiście, 0 = 1–1 + 0. Kiedy neutron rozpada się na proton i elektron, utrata masy wynosi 0,00029 jednostki w skali mas atomowych, co stanowi w przybliżeniu połowę masy elektronu. Jeśli X- cząstka otrzymała nawet całą energię powstałą w wyniku zaniku masy, a jeśli cała energia poszła na utworzenie masy, masa X stanowiłaby tylko połowę masy elektronu. Stąd, X- cząstka musi być lżejsza od elektronu. W rzeczywistości powinien być znacznie lżejszy, ponieważ elektron zwykle odbiera większość wyzwolonej energii, a czasami prawie całą. Co więcej, jest mało prawdopodobne, aby energia została przeniesiona X-cząstka, całkowicie zamienia się w masę; znaczna jej część zamienia się w energię kinetyczną X-cząstki. Na przestrzeni lat oszacowanie masy X-cząsteczki stawały się coraz mniejsze. Wreszcie stało się to jasne X-cząstka, podobnie jak foton, nie ma masy, tj. podobnie jak foton, od momentu powstania rozchodzi się z prędkością światła. Jeśli energia fotonu zależy od długości fali, energia X-cząstki zależą od czegoś podobnego.

W rezultacie cząstka Pauliego nie ma masy ani ładunku i staje się jasne, dlaczego pozostaje „niewidzialna”. Naładowane cząstki są zwykle wykrywane dzięki utworzonym przez nie jonom. Nienaładowany neutron odkryto ze względu na jego dużą masę. Cząstka bez masy i ładunku wprawia fizyka w zakłopotanie i pozbawia go możliwości jej uchwycenia i zbadania.

Wkrótce potem Pauli zaproponował istnienie X-cząsteczki, ma imię. Początkowo chcieli nazwać to „neutronem”, ponieważ nie jest naładowany, ale rok po pojawieniu się hipotezy Pauliego Chadwick odkrył ciężką nienaładowaną cząstkę, która otrzymała tę nazwę. Miał na myśli włoski fizyk Enrico Fermi X- cząstka jest znacznie lżejsza niż neutron, który Chadwick sugerował, nazywając ją cząstką x neutrino, co po rosyjsku oznacza „coś małego, neutralnego”. Propozycja okazała się bardzo udana i od tego czasu tak ją nazywano. Neutrina są zwykle oznaczane grecką literą? "nagi" ) a rozpad neutronu zapisuje się następująco:

N> p ++ e-+ ?..

Fizycy odmiennie przyjęli hipotezę Pauliego o istnieniu neutrin i późniejszą szczegółową teorię produkcji neutrin Fermiego. Nikt nie chciał rezygnować z prawa zachowania energii, chociaż istniały poważne wątpliwości co do konieczności ratowania tego prawa za pomocą cząstki bez masy i ładunku, cząstki, której nie można było wykryć, cząstki, której jedynym powodem istniała bowiem po prostu chęć ocalenia prawa zachowania energii. Niektórzy fizycy uważali to za widmową cząstkę, rodzaj sztuczki mającej na celu oszczędzanie energii „księgowość”. W rzeczywistości koncepcja neutrin była po prostu sposobem wyrażenia, że ​​„prawo zachowania energii nie obowiązuje”. Neutrina uratowały nie tylko prawo zachowania energii.

Rozważmy neutron stacjonarny, czyli neutron o zerowym pędzie względem obserwatora. Podczas jego rozpadu całkowity pęd protonu i elektronu powinien wynosić zero, jeśli rozpadowi towarzyszy powstanie tylko dwóch cząstek. Elektron powinien wylecieć w jednym kierunku, a proton dokładnie w przeciwnym kierunku (ale z mniejszą prędkością, ponieważ jego masa jest większa ).

Jednak nie jest to prawdą. Elektron i proton są emitowane w kierunkach tworzących określony kąt. Mały całkowity impuls w kierunku emisji cząstek pojawia się jak z powietrza i zostaje naruszona zasada zachowania pędu. Jeśli jednak w tym przypadku powstanie neutrino, może ono wylecieć w takim kierunku, że dokładnie kompensuje całkowity pęd dwóch pozostałych cząstek (rys. 6).

Innymi słowy, zasada zachowania pędu jest spełniona tylko dzięki neutrinom.

Ryż. 6. Rozpad neutronów.

Łatwo zauważyć, że podobnie jest z momentem pędu. Neutron, proton i elektron mają spin +1/2 lub -1/2. Załóżmy, że spin neutronu wynosi +1/2. Podczas jego rozpadu całkowity spin protonu i elektronu powinien wynosić +1/2, jeśli obowiązuje zasada zachowania momentu pędu i podczas rozpadu powstają tylko te dwie cząstki. Czy to możliwe? Spiny protonu i elektronu mogą wynosić +1/2 i +1/2; +1/2 i -1/2; -1/2 i -1/2, czyli całkowity spin obu cząstek wynosi odpowiednio +1, 0 i -1. Nie jest ona równa i nigdy nie może być równa +1/2 lub -1/2, jeśli początkowo spin neutronu był równy -1/2. Krótko mówiąc, jeśli neutron rozpada się tylko na proton i elektron, zostaje naruszone prawo zachowania momentu pędu.

Załóżmy jednak, że w wyniku rozpadu powstaje neutrino o spinie +1/2 lub -1/2. Wtedy całkowity spin trzech cząstek powstałych w wyniku rozpadu będzie zawsze równy spinowi pierwotnego neutronu. W konsekwencji istnienie neutrin „oszczędza” co najmniej trzy prawa: zasadę zachowania energii, pędu i momentu pędu. Warto zauważyć, że ta sama cząstka wykonuje potrójną pracę.

Trudno powiedzieć, co było gorsze: uznanie istnienia jednej tajemniczej, widmowej cząstki czy naruszenie jednego prawa zachowania. O wiele łatwiej jest dokonać wyboru między cząstką widmową a naruszeniem trzech praw zachowania jednocześnie. Fizycy musieli wybrać upiorną cząstkę. Stopniowo naukowcy nuklearni dostrzegli istnienie neutrin. Przestali wątpić w realność neutrin, niezależnie od tego, czy potrafią je wykryć, czy nie.

Neutrino nie tylko zapisuje trzy prawa zachowania, ale także tworzy jedno nowe. Aby zrozumieć, jak to się dzieje, rozważmy porównanie neutrin z antycząstkami.

Antyneutron rozpada się na antyproton i pozyton (antyelektron). Sytuacja jest podobna do rozpadu neutronu. Pozyton wylatuje z mniejszą energią kinetyczną niż powinien, pozyton i antyproton nie odlatują we wzajemnie przeciwnych kierunkach, a ich spiny nie sumują się prawidłowo. Dodanie neutrin zrównoważy wszystko w tym przypadku.

Naturalnie pojawia się pytanie: czy podczas rozpadu antyneutronu i podczas rozpadu neutronu powstaje to samo neutrino?

Nie jest trudno udowodnić, że neutrina są różne. Neutrino, które ma spin jak neutron, wytwarza pole magnetyczne o dwóch różnych kierunkach. Dlatego neutrina i antyneutrina istnieją w taki sam sposób, jak neutrony i antyneutrony. Rozpad neutronu powoduje powstanie jednego z bliźniaków neutrin, a rozpad antyneutronu drugiego. Ale który z nich towarzyszy temu rozkładowi?

Opisałem już prawo zachowania liczby barionowej, które mówi, że całkowita liczba barionowa układu zamkniętego pozostaje stała. Czy istnieje podobny prawo zachowania liczby leptonowej, zgodnie z którym całkowita liczba leptonowa układu zamkniętego pozostaje niezmieniona? Dlaczego nie wymagamy tego samego od leptonów i od barionów? Niestety, jeśli nie uwzględni się neutrin, nie da się tego zrobić.

Przypiszmy do elektronu liczba leptonowa+1, a pozyton lub antyelektron ma liczbę leptonową -1. Foton, będący swoją własną antycząstką, nie może mieć liczby leptonowej ani +1, ani -1 i logiczne byłoby przypisanie mu liczby leptonowej równej zero. Wszystkie bariony mają również zerową liczbę leptonową.

Wróćmy jeszcze raz do rozpadu neutronu. Zacznijmy od jednego neutronu, który ma liczbę barionową równą 1 i liczbę leptonową równą zero. Załóżmy, że w wyniku rozpadu neutronu powstaje tylko proton i elektron. Proton i elektron muszą mieć całkowitą liczbę barionową równą 1 i całkowitą liczbę leptonową równą 0, jeśli obie liczby są zachowane. Rzeczywiście suma liczb barionowych dwóch cząstek jest równa +1 (tj. 1 + 0) zgodnie z prawem zachowania liczby barionowej. Całkowita liczba leptonowa protonu i elektronu jest również równa +1 (tj. 1 + 0), chociaż na początku reakcji liczba leptonowa wynosiła zero. Dlatego liczba leptonowa nie jest zachowana.

Załóżmy, że do leptonów zaliczają się neutrina i antyneutrina o liczbach leptonowych odpowiednio +1 i -1. Następnie, gdy neutron rozpada się na proton, elektron i antyneutrino, liczba leptonowa zostaje zachowana (0 + 1–1 = 0), a rozpad można zapisać w następujący sposób:

N> p ++ e-+ "?,

gdzie „? - antyneutrino.

Podczas rozpadu antyneutronu o zerowej liczbie leptonowej powstają antyproton, pozyton i neutrino. Liczby leptonowe trzech powstałych cząstek wynoszą odpowiednio 0, -1 i +1, a ich suma wynosi zero:

"P> "R -+ "e ++ ?.

W stanie wolnym neutrony i antyneutrony rozpadają się na protony i antyprotony, a sytuacja odwrotna nie zachodzi. Jednak wewnątrz jąder protony czasami spontanicznie przekształcają się w neutrony (na przykład w przypadku fosforu-30). Podobnie w antymaterii antyprotony zamieniają się w antyneutrony.

Kiedy proton zamienia się w neutron, powstają pozyton i neutrino:

p + > n + "e + + ?.

Kiedy antyproton zamienia się w antyneutron, powstają elektron i antyneutrino:

"p - >"n + e - + ?.

W obu przypadkach liczba leptonowa jest zachowana. Podsumowując, możemy powiedzieć, że emisja elektronu musi wytworzyć antyneutrino, a emisja pozytonu musi wytworzyć neutrino, tak aby na końcu rozpadu liczba leptonowa wynosiła zero.

Jeśli weźmie się pod uwagę neutrina i antyneutrina, liczba leptonowa jest zachowana we wszystkich badanych procesach subatomowych. Zatem istnienie neutrin i antyneutrin nie tylko uratowało prawa zachowania energii, pędu i momentu pędu, ale także umożliwiło ustalenie prawa zachowania liczby leptonowej. Dlatego fizykom bardzo trudno było nie rozpoznać istnienia tych cząstek.

Uwagi:

Im większa zdolność penetracyjna cząstek α ​​danego jądra, tym większy deficyt masy w procesie rozpadu promieniotwórczego i tym większe prawdopodobieństwo tego rozpadu, tj. im większa zdolność penetracyjna cząstek β, tym krótsza połowa -życie jądra. Podczas gdy tor-232 ma okres półtrwania wynoszący 14 miliardów lat, rad-226 ma okres półtrwania 1620 lat, a polon-212 ma okres półtrwania wynoszący trzy dziesięciomilionowe części sekundy.

Rzeczywiście, gdybym na samym początku książki pokusił się o wprowadzenie pojęcia neutrin, trudno byłoby udowodnić, że neutrina nie są wytworem naukowego mistycyzmu. Ponieważ jednak pierwsza połowa książki podkreślała znaczenie i wagę praw zachowania, można teraz wykazać, że neutrino, pomimo wszystkich swoich dziwnych właściwości, jest cząstką rzeczywistą i absolutnie niezbędną.