12.4. Energija relativističke čestice

12.4.1. Energija relativističke čestice

Ukupna energija relativističke čestice sastoji se od energije mirovanja relativističke čestice i njene kinetičke energije:

E = E 0 + T,

Ekvivalencija mase i energije(Einsteinova formula) vam omogućava da odredite energiju mirovanja relativističke čestice i njenu ukupnu energiju na sljedeći način:

• energija odmora -

E 0 = m 0 c 2,

gdje je m 0 masa mirovanja relativističke čestice (masa čestice u njenom vlastitom referentnom okviru); c - brzina svjetlosti u vakuumu, c ≈ 3,0 ⋅ 10 8 m/s;

• ukupna energija -

E = mc 2,

gdje je m masa čestice koja se kreće (masa čestice koja se kreće u odnosu na posmatrača relativističkom brzinom v); c - brzina svjetlosti u vakuumu, c ≈ 3,0 ⋅ 10 8 m/s.

Odnos između masa m 0 (masa čestice u mirovanju) i m (masa čestice koja se kreće) određena je izrazom

Kinetička energija relativistička čestica određena je razlikom:

T = E - E 0,

gdje je E ukupna energija pokretne čestice, E = mc 2; E 0 - energija mirovanja navedene čestice, E 0 = m 0 c 2; mase m 0 i m povezane su formulom

m = m 0 1 - v 2 c 2,

gdje je m 0 masa čestice u referentnom okviru u odnosu na koji čestica miruje; m je masa čestice u referentnom okviru u odnosu na koju se čestica kreće brzinom v; c - brzina svjetlosti u vakuumu, c ≈ 3,0 ⋅ 10 8 m/s.

Eksplicitno kinetička energija relativistička čestica je definisana formulom

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

Primjer 6. Brzina relativističke čestice je 80% brzine svjetlosti. Odredite koliko je puta ukupna energija čestice veća od njene kinetičke energije.

Rješenje . Ukupna energija relativističke čestice je zbir energije mirovanja relativističke čestice i njene kinetičke energije:

E = E 0 + T,

gdje je E ukupna energija pokretne čestice; E 0 - energija mirovanja navedene čestice; T je njegova kinetička energija.

Otuda slijedi da je kinetička energija razlika

T = E - E 0.

Tražena količina je omjer

E T = E E - E 0.

Da bismo pojednostavili proračune, nalazimo recipročnu vrijednost traženog:

T E = E - E 0 E = 1 - E 0 E,

gdje je E 0 = m 0 c 2; E = mc 2; m 0 - masa mirovanja; m je masa pokretne čestice; c je brzina svjetlosti u vakuumu.

Zamjena izraza za E 0 i E u omjer (T / E) daje

T E = 1 - m 0 c 2 m c 2 = 1 - m 0 m.

Veza između masa m 0 i m određena je formulom

m = m 0 1 - v 2 c 2,

gdje je v brzina relativističke čestice, v = 0,80c.

Izrazimo iz ovoga omjer mase:

m 0 m = 1 - v 2 c 2

i zamijenite ga u (T / E):

T E = 1 - 1 - v 2 c 2.

Izračunajmo:

T E = 1 - 1 - (0,80 s) 2 s 2 = 1 - 0,6 = 0,4.

Tražena količina je inverzna relacija

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

Ukupna energija relativističke čestice pri naznačenoj brzini premašuje njenu kinetičku energiju za faktor 2,5.

Stranica 1

Maksimalna energija čestica u Van de Graaffovom generatoru, kao iu svakom akceleratoru s direktnim djelovanjem, ograničena je probojnim naponom između lopte i okolnih objekata. Čak i uz najpažljivije mjere opreza u postojećim instalacijama, probojni napon ne može se podići iznad deset miliona volti.

Izračunajmo maksimalnu energiju čestice. Koeficijent V2 na amplitudnoj vrijednosti EQ polja se dobija jer se izračunava prosječna vrijednost polja za poluperiod oscilacija.

Izračunajmo maksimalnu energiju čestice. Koeficijent 1/2 na vrijednosti amplitude E0 polja se dobija jer se izračunava prosječna vrijednost polja za poluperiod oscilacija.

Izračunajmo maksimalnu energiju čestice.

Vrijednost W, jednaka maksimalnoj energiji čestice na T0 K, naziva se nezdravim Fermijevim nivoom ili jednostavno Fermijevim nivoom.

Gubitak energije kosmičkim zracima ograničava maksimalnu energiju čestica koje čine kosmičke zrake; ovo ograničenje zavisi od starosti čestice. U periodu 1969-1971. raketni eksperimenti dali su 20-100 puta veću ukupnu gustinu reliktnog zračenja.

Tricijum je čist (3 emitera sa maksimalnom energijom čestica od 18 61 0 02 keV i poluživotom od 12 43 godine.

Magnetno polje u ciklotronu dostiže desetine hiljada ersteda, radijus komore je nekoliko metara, a maksimalna energija čestica je do 107 eV. Ova energija je relativno niska, iako se u prvim eksperimentima nuklearne fisije smatrala dovoljnom. Velika energija na ciklotronu se ne može postići: kao što slijedi iz teorije relativnosti, masa čestica raste sa brzinom, zbog čega se frekvencija njihove revolucije smanjuje tokom kretanja.

Specifičnost djelovanja zračenja tritijuma određena je rasponom njegovih 3-čestica. Maksimalna energija čestica u p-spektru tricijuma odgovara rasponu u tvari od oko 6 μm, pri gustoći tvari od 1 g/cm3, a 90% energije zračenja se troši na udaljenosti od oko 0 5 μm od izvora. Ova posljednja okolnost se ispostavlja izuzetno važnom, budući da se apsorpcija zračenja tricijuma događa na udaljenosti reda veličine žive ćelije, za razliku od takvih p-emitera kao što su fosfor-32 ili itrijum-90, zračenje koju apsorbuje ozračeni organ. S tim u vezi, važno je uzeti u obzir intracelularnu lokalizaciju tritijuma, jer radiosenzitivnost subćelijskih jedinica uvelike varira.

Coleman [31, 851] koristio je jedan rezonator, u kojem se uz pomoć dva magnetrona pobuđuju oscilacije tipa TM010 frekvencije 2 8 Gch kroz nezavisne spojne rupe. Sa ukupnom ulaznom snagom od 800 kW, maksimalna energija čestica je 1 5 MeV. Za ubrizgavanje elektrona u ubrzavajuću šupljinu potrebnom brzinom i faznim pomakom, što će osigurati visoku izlaznu energiju, šupljina se koristi za preliminarno grupisanje. Serijske elektrode su spojene na otpornički razdjelnik tako da su njihovi potencijali parabolični.

Sa stanovišta generisanja novih čestica, posebno su efikasni akceleratori sa sudarajućim snopovima (VI.5.4.3, VI.5.3.4), u kojima se sudaraju čestice sa nultim ukupnim impulsom. Zbog toga se sva njihova kinetička energija može pretvoriti u energiju mirovanja čestica koje se rađaju, čiji je ukupni impuls također jednak nuli. Ovo je već vrlo blizu maksimalnoj energiji čestica kosmičkog zračenja.

Beta čestice koje bježe iz atomska jezgra sa svim mogućim početnim energijama (od nule do nekog maksimuma), imaju različite domete materije. Probojnu moć beta čestica različitih radioaktivnih izotopa obično karakterizira minimalna debljina sloja tvari koja u potpunosti apsorbira sve beta čestice. Na primjer, fluks beta čestica s maksimalnom energijom čestica od 2 MeV potpuno je zaštićen slojem glumijuma debljine 3 5 mm. Alfa čestice, koje imaju mnogo veću masu od beta čestica, pri sudaru s elektronima atomskih ljuski doživljavaju vrlo mala odstupanja od prvobitnog smjera kretanja i kreću se gotovo pravolinijski.

V poslednjih godina niz važnih otkrića u nuklearnoj fizici je napravljen zahvaljujući široku upotrebu metoda debeloslojnih ploča (str. Praksa je pokazala da ova metoda kombinuje izuzetnu jednostavnost i visoku tačnost istraživanja. puta premašuju maksimalnu energiju čestica ubrzanih u laboratorijskim uslovima.

16. jul 2015. u 00:57

Pitajte Ethana # 14: Najviše energetske čestice u svemiru

• popularna nauka,
• fizika

• Prevod

Moja zapažanja se najbolje objašnjavaju pretpostavkom da zračenje ogromne prodorne energije ulazi u našu atmosferu odozgo.
- Victor Hess

Možda mislite da su najmoćniji akceleratori čestica – SLAC, Fermilab, LHC – izvori najvećih energija koje možemo vidjeti. Ali sve što pokušavamo da uradimo na zemlji nije ništa slično prirodni procesi Univerzum.

Čitalac pita:

Otkako sam kao dete počeo da čitam stripove o Fantastičnoj četvorci, želeo sam da saznam više o kosmičkim zracima. Možete li mi pomoći s ovim?

da vidimo.

I prije nego što je Jurij Gagarin uspio da se otrgne od površine naše planete, bilo je nadaleko poznato da je tamo, mimo zaštite atmosfere, prostor ispunjen visokoenergetskim zračenjem. Kako smo znali za ovo?

Prve sumnje su se pojavile tokom najjednostavnijih eksperimenata sa elektroskopom.

Ako takvom uređaju date električni naboj u kojem su dva metalna lima povezana jedan s drugim, oni će primiti isti naboj i bit će odbijeni. Očekivalo bi se da će s vremenom punjenje pobjeći u okolni zrak – pa bi vam moglo pasti na pamet da izolujete uređaj, na primjer, stvaranjem vakuuma oko njega.

Ali čak i u ovom slučaju, elektroskop je ispražnjen. Čak i ako ga izolirate olovom, i dalje će se isprazniti. Kao što su eksperimentatori otkrili početkom 20. stoljeća, što više podignete elektroskop, brže će se isprazniti. Nekoliko naučnika je pretpostavilo da je pražnjenje posledica visokoenergetskog zračenja. Ima visoku prodornu energiju i porijeklo izvan Zemlje.

U nauci je uobičajeno testirati hipoteze. Godine 1912. Victor Hess je izveo eksperiment s balonom u kojem je pokušao pronaći ove kosmičke čestice visoke energije. I našao ih je u izobilju, postavši otac kosmičkih zraka.

Rani detektori bili su iznenađujuće jednostavni. Postavite posebnu emulziju koja "osjeti" prolaz nabijenih čestica kroz nju i sve to stavite u magnetsko polje. Kada čestice prođu kroz njega, možete naučiti dvije važne stvari:

• omjer naboja i mase
• i njegovu brzinu

koje zavise od toga kako se putanja čestice savija. Ovo se može izračunati poznavanjem jačine primijenjenog magnetnog polja.

Tokom 1930-ih, nekoliko eksperimenata, kako s ranim zemaljskim akceleratorima tako i sa detektorima kosmičkih zraka, proizvelo je mnoge, vrlo zanimljive informacije... Na primjer, većina čestica kosmičkog zračenja (90%) imala je različite energetske nivoe - od nekoliko megaelektričnih volti, do energija koje možete izmjeriti! Većina ostalog bile su alfa čestice, ili jezgra helijuma sa dva protona i neutrona, na istim energetskim nivoima.

Kada ove kosmičke zrake sretnu gornji dio Zemljine atmosfere, stupaju u interakciju s njim i stvaraju kaskadne reakcije koje stvaraju kišu visokoenergetskih čestica, uključujući dvije nove: pozitron, o čijem je postojanju 1930. Dirac postavio hipotezu. . To je blizanac elektrona iz svijeta antimaterije, iste mase, ali pozitivnog naboja, a mion je nestabilna čestica istog naboja kao i elektron, ali 206 puta teža. Pozitron je otkrio Karl Andersen 1932. godine, a mion su otkrili on i njegov učenik Seth Neddermeier 1936. godine, ali je prvi pozitron otkrio Paul Kunze nekoliko godina ranije, što je iz nekog razloga historija zaboravila.

Nevjerovatna stvar je da ako ispružite ruku paralelno sa tlom, oko 1 mion će proći kroz nju svake sekunde.

Svaki mion koji prolazi kroz vašu ruku rađa se u pljusku kosmičkih zraka i svaki od njih potvrđuje teoriju specijalne relativnosti! Vidite, ovi mioni nastaju na visini od oko 100 km, ali prosječni životni vijek miona je reda veličine 2,2 mikrosekunde. Čak i kada bi se kretali brzinom svjetlosti, mogli bi prijeći samo više od 660 metara prije nego što se raspadnu. Ali zbog izobličenja vremena, zbog činjenice da se vrijeme čestice koja se kreće brzinom bliskom brzini svjetlosti usporava sa stanovišta stacionarnog posmatrača, ti mioni koji se brzo kreću mogu putovati sve do Zemljinu površinu prije raspadanja.

Ako pređemo naprijed do danas, ispostaviće se da smo precizno izmjerili i broj i energetski spektar ovih kosmičkih čestica.

Najčešće se susreću čestice energije reda veličine 100 GeV, a oko 1 takva čestica prođe kroz kvadratnom metru površine zemlje svake sekunde. I, iako postoje čestice veće energije, one su mnogo rjeđe - što rjeđe, to više energije uzimamo. Na primjer, ako uzmemo energiju od 10 16 eV, tada će takve čestice proći kroz kvadratni metar samo jednom godišnje. A čestice najveće energije sa energijom od 5 × 10 10 GeV (ili 5 × 10 19 eV) jednom godišnje će proći kroz detektor sa stranom od 10 km.

Takva ideja izgleda prilično čudno - a ipak, za njenu implementaciju postoji razlog: mora postojati ograničenje energije kosmičkih zraka i ograničenje brzine protona u Univerzumu! Možda ne postoje nikakva ograničenja u pogledu energije koju možemo dati protonu: nabijene čestice mogu se ubrzati pomoću magnetnih polja, a najveće i najaktivnije crne rupe u svemiru mogu ubrzati protone do energija koje su mnogo veće nego što smo primijetili.

Ali oni moraju putovati kroz svemir da bi došli do nas, a svemir je ispunjen sa puno hladnog, niskoenergetskog zračenja - pozadinskog kosmičkog zračenja.

Visokoenergetske čestice se stvaraju samo u regijama gdje se nalaze najmasovnije i najaktivnije crne rupe u Univerzumu, a sve se nalaze veoma daleko od naše galaksije. A ako se pojavi čestica čija energija prelazi 5 × 10 10 GeV, ona će moći putovati najviše nekoliko miliona svjetlosnih godina dok jedan od fotona ne ostane od Veliki prasak, ne stupa u interakciju s njom, primajući božur. Višak energije će se zračiti, a preostala energija će pasti na ograničenje kosmičke energije, poznato kao Grajzen-Zacepin-Kuzmin granica.

Stoga smo uradili jedinu stvar koja se fizičarima čini razumnom: napravili smo nerealno ogroman detektor i počeli da tražimo čestice!

Opservatorija im. Pierre Auger radi upravo ovo: on potvrđuje da postoje kosmički zraci koji dosežu, ali ne prevazilaze ovu energetsku granicu, 10 miliona puta veću od energija postignutih na LHC-u! To znači da se najbrži protoni koje smo upravo sreli kreću skoro brzinom svjetlosti (koja je tačno 299.792.458 m/s), ali nešto sporije. Ali koliko sporije?

Najbrži protoni, koji se nalaze na samoj granici ograničenja, kreću se brzinom od 299 792 457,999999999999918 metara u sekundi. Ako pokrenete takav proton i foton prije

Boris A. Khrenov,
Doktor fizičko-matematičkih nauka, Istraživački institut za nuklearnu fiziku nazvan po D. V. Skobeltsyn Moskovski državni univerzitet M.V. Lomonosov
"Nauka i život" br. 10, 2008

Prošlo je gotovo stotinu godina od trenutka kada su otkrivene kosmičke zrake - tokovi nabijenih čestica koje dolaze iz dubina Univerzuma. Od tada su napravljena mnoga otkrića vezana za kosmičko zračenje, ali mnoge misterije i dalje ostaju. Jedan od njih, možda i najintrigantniji: odakle dolaze čestice s energijom većom od 10 20 eV, odnosno gotovo milijardu biliona elektron volti, milion puta većom nego što će se dobiti u najmoćnijem akceleratoru - Velikom hadronskom sudaraču , dolaziti iz? Koje sile i polja ubrzavaju čestice do tako monstruoznih energija?

Kosmičke zrake je 1912. godine otkrio austrijski fizičar Victor Hess. Bio je član Bečkog instituta za radijum i bavio se istraživanjem jonizovanih gasova. Tada su već znali da su svi gasovi (uključujući i atmosferu) uvek blago jonizovani, što je ukazivalo na prisustvo radioaktivne supstance (poput radijuma) bilo u sastavu gasa ili u blizini instrumenta koji meri jonizaciju, najverovatnije u zemljine kore. Eksperimenti sa podizanjem jonizacionog detektora po balon na topli vazduh su zamišljeni da testiraju ovu pretpostavku, budući da bi jonizacija gasa trebalo da se smanji sa rastojanjem od zemljine površine. Odgovor je bio suprotan: Hess je otkrio određeno zračenje čiji se intenzitet povećavao s visinom. Ovo sugerira da dolazi iz svemira, ali definitivno dokazuje vanzemaljskog porijekla zraci su uspjeli tek nakon brojnih eksperimenata (V. Hess je dobio Nobelovu nagradu tek 1936.). Podsjetimo da izraz "zračenje" ne znači da su ove zrake čisto elektromagnetne prirode (poput sunčeve svjetlosti, radio valova ili X-zraka); korišten je za otkrivanje fenomena čija priroda još nije bila poznata. I iako je ubrzo postalo jasno da su glavna komponenta kosmičkih zraka ubrzane nabijene čestice, protoni, termin je opstao. Proučavanje novog fenomena brzo je počelo da daje rezultate koji se obično nazivaju "najboljom oštricom nauke".

Otkriće kosmičkih čestica vrlo velike energije neposredno (davno prije nego što je stvoren protonski akcelerator) pokrenulo je pitanje: kakav je mehanizam ubrzanja nabijenih čestica u astrofizičkim objektima? Danas znamo da se ispostavilo da odgovor nije trivijalan: prirodni, "svemirski" akcelerator je fundamentalno drugačiji od akceleratora koje je napravio čovjek.

Ubrzo je postalo jasno da kosmički protoni, leteći kroz materiju, stupaju u interakciju sa jezgrima njenih atoma, što dovodi do do tada nepoznatih nestabilnih elementarnih čestica (oni su primećeni prvenstveno u Zemljinoj atmosferi). Proučavanje mehanizma njihovog rođenja otvorilo je plodan put za izgradnju sistematike elementarnih čestica. U laboratoriji, protoni i elektroni su naučili da ubrzavaju i primaju svoje ogromne fluksove, neuporedivo gušće nego u kosmičkim zracima. U konačnici, eksperimenti na interakciji čestica koje su primale energiju u akceleratorima doveli su do stvaranja moderno slikarstvo mikrosvet.

Francuski fizičar Pierre Auger je 1938. godine otkrio izvanredan fenomen - pljuskove sekundarnih kosmičkih čestica, koje nastaju kao rezultat interakcije primarnih protona i jezgara ekstremno visoke energije sa jezgrima atoma u atmosferi. Pokazalo se da spektar kosmičkih zraka sadrži čestice sa energijama reda 10 15 –10 18 eV – milione puta više od energije čestica ubrzanih u laboratoriji. Dao je akademik Dmitrij Vladimirovič Skobelcin posebno značenje proučavanje takvih čestica i odmah nakon rata, 1947. godine, zajedno sa svojim najbližim kolegama G.T. Zatsepinom i N.A. Istorija prvih studija kosmičkih zraka nalazi se u knjigama N. Dobrotina i V. Rossija. Vremenom je škola D.V. Skobeltsyna je izrastao u jednog od najjačih na svijetu i duge godine odredio glavne pravce u proučavanju ultravisokih energetskih kosmičkih zraka. Njene metode su omogućile proširenje raspona istraživanih energija od 10 9 -10 13 eV, snimljenih na baloni i sateliti, do 10 13 –10 20 eV. Dva su aspekta učinila ove studije posebno atraktivnim.

Prvo, postalo je moguće koristiti visokoenergetske protone koje je stvorila sama priroda za proučavanje njihove interakcije s jezgrima atoma u atmosferi i dešifriranje najfinije strukture elementarnih čestica.

Drugo, postoji mogućnost pronalaženja objekata u svemiru koji mogu ubrzati čestice do ekstremno visokih energija.

Pokazalo se da prvi aspekt nije bio toliko plodan koliko se željelo: proučavanje fine strukture elementarnih čestica zahtijevalo je mnogo više podataka o interakciji protona nego što se može dobiti kosmičkim zracima. Istovremeno, važan doprinos razumijevanju mikrosvijeta dalo je proučavanje zavisnosti većine opšte karakteristike interakcije protona iz njihove energije. Tokom proučavanja EAS-a otkrivena je karakteristika u zavisnosti broja sekundarnih čestica i njihove energetske distribucije o energiji primarne čestice, povezana sa kvark-gluonskom strukturom elementarnih čestica. Ovi podaci su kasnije potvrđeni u eksperimentima na akceleratorima.

Danas su izgrađeni pouzdani modeli interakcije kosmičkih zraka sa jezgrima atoma atmosfere, što je omogućilo proučavanje energetskog spektra i sastava njihovih primarnih čestica najvećih energija. Postalo je jasno da kozmičke zrake igraju ništa manju ulogu u dinamici razvoja Galaksije nego njena polja i tokovi međuzvjezdanog plina: specifična energija kosmičkih zraka, plina i magnetskog polja približno je jednaka 1 eV po cm 3. Sa takvom ravnotežom energije u međuzvjezdanom mediju, prirodno je pretpostaviti da se ubrzanje čestica kosmičkih zraka događa, najvjerovatnije, u istim objektima koji su odgovorni za zagrijavanje i izbacivanje plina, na primjer, u New i Supernova zvijezdama kada eksplodiraju.

Prvi mehanizam za ubrzanje kosmičkih zraka predložio je Enrico Fermi za protone koji se nasumično sudaraju s magnetiziranim oblacima međuzvjezdane plazme, ali nije mogao objasniti sve eksperimentalne podatke. Godine 1977. akademik Germogen Filipovič Krimski pokazao je da bi ovaj mehanizam trebao mnogo jače ubrzati čestice u ostacima Supernove na frontovima udarnih valova, čije su brzine za redove veličine veće od brzina oblaka. Danas je pouzdano pokazano da je mehanizam ubrzanja kosmičkih protona i jezgara udarnim talasom u omotačima supernove najefikasniji. Ali teško da će to biti moguće reproducirati u laboratorijskim uvjetima: ubrzanje je relativno sporo i zahtijeva ogromne troškove energije za zadržavanje ubrzanih čestica. U omotačima supernove ovi uslovi postoje zbog same prirode eksplozije. Izvanredno je da se ubrzanje kosmičkih zraka događa u jedinstvenom astrofizičkom objektu, koji je odgovoran za sintezu teških jezgara (težih od helijuma), koje su zapravo prisutne u kosmičkim zracima.

U našoj galaksiji postoji nekoliko poznatih supernova starih manje od hiljadu godina koje su uočene golim okom. Najpoznatije su Rakova maglina u sazviježđu Bika („Rak“ je ostatak izbijanja Supernove 1054. godine, zabilježen u istočnim analima), Kasiopeja A (1572. godine ju je promatrao astronom Tycho Brahe) i Keplerova Supernova u sazviježđu. Ophiuchus (1680). Promjeri njihovih školjki danas su 5-10 svjetlosnih godina (1 svjetlosna godina = 10 16 m), odnosno šire se brzinom od oko 0,01 brzine svjetlosti i nalaze se na udaljenosti od oko deset hiljada svjetlosnih godina od Zemlje . Koverte supernove („magline“) u optičkom, radio, rendgenskom i gama opsegu posmatrale su svemirske opservatorije Chandra, Hubble i Spitzer. Oni su pouzdano pokazali da se ubrzanje elektrona i protona, praćeno rendgenskim zračenjem, zapravo događa u školjkama.

Ispuniti međuzvjezdani prostor kosmičkim zracima s izmjerenom specifičnom energijom (~1 eV u cm 3) moglo bi biti oko 60 ostataka supernove mlađih od 2000 godina, dok ih je poznato manje od deset. Ovaj nedostatak se objašnjava činjenicom da u ravni Galaksije, gdje su koncentrisane zvijezde i supernove, ima puno prašine, koja ne propušta svjetlost do posmatrača na Zemlji. Posmatranja u rendgenskim i gama zracima, za koje je sloj prašine providan, omogućila su proširenje liste promatranih "mladih" ljuski Supernove. Najnovija od ovih novootkrivenih školjki je Supernova G1.9 + 0.3, posmatrana rendgenskim teleskopom Chandra od januara 2008. Procjene veličine i brzine širenja njene školjke pokazuju da je planula prije oko 140 godina, ali nije bila vidljiva u optičkom rasponu zbog potpune apsorpcije svjetlosti sloja prašine Galaksije.

Do podataka o supernovima koje eksplodiraju u našoj galaksiji mliječni put, dodaju se znatno bogatije statistike o supernovama u drugim galaksijama. Direktna potvrda prisustva ubrzanih protona i jezgara je gama zračenje s visokom energijom fotona koje nastaje raspadom neutralnih piona - produkta interakcije protona (i jezgara) sa materijom izvora. Takvi fotoni najveće energije se posmatraju teleskopima koji registruju Vavilov-Čerenkov sjaj koji emituju sekundarne čestice EAS-a. Najnapredniji instrument ovog tipa je postavka od šest teleskopa kreirana u saradnji sa HESS-om u Namibiji. Prvo je izmjereno gama zračenje iz Raka, a njegov intenzitet je postao mjera intenziteta za druge izvore.

Dobiveni rezultat ne samo da potvrđuje postojanje mehanizma za ubrzanje protona i jezgara u Supernovi, već omogućava i procjenu spektra ubrzanih čestica: spektri "sekundarnih" gama kvanta i "primarnih" protona i jezgara su veoma blizu. Magnetno polje u Raku i njegova veličina omogućavaju ubrzanje protona do energija reda 10 15 eV. Spektri čestica kosmičkih zraka u izvoru i međuzvjezdanom mediju su donekle različiti, jer vjerovatnoća bijega čestice iz izvora i životni vijek čestica u Galaksiji zavise od energije i naboja čestice. Poređenje energetskog spektra i sastava kosmičkih zraka, izmjerenih u blizini Zemlje, sa spektrom i sastavom u izvoru, omogućilo je razumijevanje koliko dugo čestice putuju među zvijezdama. Ispostavilo se da su jezgra litijuma, berilija i bora u kosmičkim zracima u blizini Zemlje mnogo veća nego u izvoru - njihova dodatna količina pojavljuje se kao rezultat interakcije težih jezgara s međuzvjezdanim plinom. Izmjerivši ovu razliku, izračunali smo broj X supstance kroz koju su prolazile kosmičke zrake lutajući u međuzvjezdanom mediju. U nuklearnoj fizici, količina materije koju čestica sretne na svom putu mjeri se u g/cm 2. To je zbog činjenice da je za izračunavanje smanjenja fluksa čestica u sudarima s jezgrima materije potrebno znati broj sudara čestice s jezgrama različite površine (poprečnog presjeka) poprečno na smjer čestice. Izražavajući količinu materije u ovim jedinicama, dobija se jedna mjerna skala za sve jezgre.

Eksperimentalno pronađena vrijednost X~ 5 –10 g / cm 2 nam omogućava da procenimo životni vek t kosmičke zrake u međuzvjezdanom mediju: t ≈ X/ρ c, gdje c- brzina čestica, približno jednaka brzini svjetlosti, ρ ~ 10 –24 g / cm 3 - prosječna gustina međuzvjezdanog medija. Stoga je životni vijek kosmičkih zraka oko 10 8 godina. Ovo vrijeme je mnogo duže od vremena leta čestice koja se kreće brzinom sa u pravoj liniji od izvora do Zemlje (3 · 10 4 godine za najudaljenije izvore na suprotnoj strani Galaksije od nas). To znači da se čestice ne kreću pravolinijski, već se raspršuju. Haotična magnetna polja galaksija sa indukcijom B ~ 10 -6 gausa (10 -10 tesla) pokreću ih u krugu poluprečnika (žiroradijusa) R = E/ 3 × 10 4 B, gdje R u m, E- energija čestice u eV, V - indukcija magnetnog polja u gausima. Pri umjerenim energijama čestica E

Otprilike u pravoj liniji, iz izvora će doći samo čestice s energijom E> 10 19 eV. Stoga, smjer čestica s energijama manjim od 10 19 eV koje stvaraju EAS ne ukazuje na njihov izvor. U ovom energetskom rasponu ostaje samo promatrati sekundarno zračenje koje u samim izvorima stvaraju protoni i jezgra kosmičkih zraka. U vidljivom energetskom opsegu gama zračenja ( E

Pokazalo se da je koncept kosmičkih zraka kao "lokalnog" galaktičkog fenomena istinit samo za čestice umjerene energije E

1958. Georgij Borisovič Christiansen i German Viktorovič Kulikov otkrili su oštru promjenu u obliku energetskog spektra kosmičkih zraka pri energiji reda 3 · 10 15 eV. Pri energijama ispod ove vrijednosti, eksperimentalni podaci o spektru čestica obično su bili predstavljeni u obliku "power-law" tako da je broj čestica N sa datom energijom je pretpostavljeno da je E obrnuto proporcionalan energiji čestice snazi ​​γ: N(E) = a/Eγ (γ je indeks diferencijalnog spektra). Do energije od 3 · 10 15 eV, eksponent γ = 2,7, ali pri prelasku na visoke energije energetski spektar doživljava "prekid": za energije E> 3 · 10 15 eV γ postaje 3,15. Prirodno je ovu promjenu u spektru povezati s približavanjem energije ubrzanih čestica maksimalnoj mogućoj vrijednosti izračunatoj za mehanizam ubrzanja u supernovi. Nuklearni sastav primarnih čestica u energetskom opsegu 10 15 –10 17 eV takođe govori u prilog ovakvom objašnjenju prekida spektra. Najpouzdanije informacije o tome daju kompleksne EAS instalacije - "MGU", "Tunka", "Tibet", "Cascade". Uz njihovu pomoć ne dobijaju se samo informacije o energiji primarnih jezgara, već i parametri zavisni od njihovog atomskog broja - "širina" pljuska, omjer između broja elektrona i miona, između broja najenergetskih elektrona i njihov ukupan broj. Svi ovi podaci ukazuju da sa povećanjem energije primarnih čestica od lijevog ruba spektra do njegovog loma do energije nakon loma dolazi do njihovog povećanja. Prosječna masa... Takva promjena sastava čestica po masi u skladu je s modelom ubrzanja čestica u Supernovi - ograničena je maksimalnom energijom, koja ovisi o naboju čestice. Za protone, ova maksimalna energija je reda veličine 3 · 10 15 eV i raste proporcionalno naboju ubrzane čestice (jezgra), tako da se jezgra gvožđa efektivno ubrzavaju do ~ 10 17 eV. Intenzitet fluksa čestica sa energijama koje prelaze maksimum brzo opada.

Ali registracija čestica još viših energija (~ 3 × 10 18 eV) pokazala je da se spektar kosmičkih zraka ne samo da se ne prekida, već se vraća u oblik koji je primijećen prije prekida!

Mjerenja energetskog spektra u "ultra-visokoj" energiji ( E> 10 18 eV) su veoma teški zbog malog broja takvih čestica. Za promatranje ovih rijetkih događaja potrebno je stvoriti mrežu EAS detektora fluksa čestica i Vavilov-Čerenkovljevog zračenja koje oni stvaraju u atmosferi i jonizacijskog zračenja (atmosferska fluorescencija) na površini od stotina, pa čak i hiljada kvadratnih kilometara. Za tako velike, složene instalacije biraju mjesta sa ograničenom ekonomskom aktivnošću, ali sa mogućnošću da osiguraju pouzdan rad ogromnog broja detektora. Takve instalacije su prvo izgrađene na površinama od desetine kvadratnih kilometara (Jakutsk, Havera Park, Akeno), zatim na stotine (AGASA, Fly's Eye, HiRes), i konačno, sada se stvaraju instalacije na hiljadama kvadratnih kilometara (Pierre Auger opservatorija u Argentini, Teleskopska instalacija u Utahu, SAD).

Sljedeći korak u proučavanju kosmičkih zraka ultravisoke energije bit će razvoj metode za snimanje EAS-a posmatranjem atmosferske fluorescencije iz svemira. U saradnji sa nekoliko zemalja, u Rusiji se stvara prvi EAS svemirski detektor, projekat TUS. Još jedan takav detektor bi trebalo da bude instaliran na Internacionalu svemirska stanica ISS (projekti JEM-EUSO i KLPVE).

Šta danas znamo o kosmičkim zracima ultra-visoke energije? Donja slika prikazuje energetski spektar kosmičkih zraka sa energijama iznad 10 18 eV, koji je dobijen na uređajima najnovije generacije (HiRes, Pierre Auger Observatory) zajedno sa podacima o kosmičkim zracima nižih energija, koji, kako je gore pokazano, pripadaju u galaksiju Mlečni put. Može se vidjeti da je pri energijama od 3 · 10 18 –3 · 10 19 eV indeks diferencijalnog energetskog spektra opao na vrijednost od 2,7–2,8, potpuno istu onu koja se opaža za galaktičke kosmičke zrake, kada energije čestica su mnogo niži od maksimalnog mogućeg za galaktičke akceleratore... Zar to ne služi kao indikacija da pri ultravisokim energijama glavni tok čestica stvaraju akceleratori ekstragalaktičkog porijekla s maksimalnim energijama mnogo većim od galaktičkih? Prelom u spektru galaktičkih kosmičkih zraka pokazuje da se doprinos ekstragalaktičkih kosmičkih zraka dramatično mijenja prelazeći iz područja umjerenih energija 10 14 –10 16 eV, gdje je oko 30 puta manji od doprinosa galaktičkih (spektar označen na slici isprekidanom linijom), u područje ultravisokih energija gdje on postaje dominantan.

Posljednjih desetljeća akumulirani su brojni astronomski podaci o ekstragalaktičkim objektima sposobnim da ubrzaju nabijene čestice do energije mnogo veće od 10 19 eV. Očigledan znak da je predmet veličine D može ubrzati čestice u energiju E, prisustvo magnetnog polja B takvog da je žiroradijus čestice manji od D... Takvi izvori kandidati uključuju radio galaksije (emituju jake radio emisije); jezgra aktivnih galaksija koje sadrže crne rupe; galaksije u sudaru. Svi oni sadrže mlazove plina (plazmu) koji se kreću ogromnim brzinama približavajući se brzini svjetlosti. Takvi mlazovi igraju ulogu udarnih valova neophodnih za rad akceleratora. Da bi se procijenio njihov doprinos uočenom intenzitetu kosmičkih zraka, potrebno je uzeti u obzir distribuciju izvora na udaljenostima od Zemlje i gubitak energije čestica u međugalaktičkom prostoru. Prije otkrića pozadinske kosmičke radio-emisije, međugalaktički prostor izgledao je "prazan" i transparentan ne samo za elektromagnetno zračenje, već i za čestice ultra-visoke energije. Gustoća gasa u međugalaktičkom prostoru, prema astronomskim podacima, toliko je mala (10 –29 g/cm 3) da se čak i na ogromnim udaljenostima od stotina milijardi svetlosnih godina (10 24 m) čestice ne susreću sa jezgrom atomi gasa. Međutim, kada se ispostavilo da je Univerzum ispunjen niskoenergetskim fotonima (oko 500 fotona/cm 3 sa energijom E f ~ 10 -3 eV) preostalo nakon Velikog praska, postalo je jasno da protoni i jezgra sa energijama većim od E~ 5 10 19 eV, granica Greisen-Zatsepin-Kuzmin (GZK), mora stupiti u interakciju s fotonima i izgubiti b na putu za desetine miliona svjetlosnih godina O većinu svoje energije. Tako se pokazalo da je najveći dio Univerzuma, koji se nalazi na udaljenosti većoj od 10 7 svjetlosnih godina od nas, nedostupan za posmatranje u snopovima s energijom većom od 5 · 10 19 eV. Nedavni eksperimentalni podaci o spektru kosmičkih zraka ultra-visoke energije (HiRes postrojenje, Pierre Auger opservatorij) potvrđuju postojanje ove energetske granice za čestice posmatrane sa Zemlje.

Kao što se može vidjeti, izuzetno je teško proučavati porijeklo kosmičkih zraka ultra-visoke energije: glavni dio mogućih izvora kosmičkih zraka najvećih energija (iznad GZK granice) je toliko udaljen da čestice na putu ka Zemlja gubi energiju stečenu u izvoru. A pri energijama manjim od GZK granice, devijacija čestica magnetsko polje Galaksije su još uvijek velike, a smjer dolaska čestica vjerojatno neće moći ukazati na položaj izvora na nebeskoj sferi.

U potrazi za izvorima kosmičkih zraka ultravisoke energije, analizirana je korelacija eksperimentalno izmjerenog smjera dolaska čestica sa dovoljno visoke energije- tako da polja Galaksije blago skreću čestice iz pravca ka izvoru. Instalacije prethodne generacije još nisu pružile uvjerljive podatke o korelaciji smjera dolaska čestica sa koordinatama bilo koje posebno odabrane klase astrofizičkih objekata. Najnoviji podaci iz opservatorije Pierre Auger mogu se posmatrati kao nada za dobijanje podataka u narednim godinama o ulozi izvora tipa AGN u stvaranju intenzivni tokovičestice sa energijama reda GZK granice.

Zanimljivo je da je postrojenje AGASA dalo naznake o postojanju "praznih" pravaca (onih u kojima nema poznatih izvora) po kojima u periodu posmatranja stižu dvije ili čak tri čestice. Ovo je izazvalo veliko interesovanje među fizičarima koji se bave kosmologijom - naukom o nastanku i razvoju Univerzuma, neraskidivo povezanom sa fizikom elementarnih čestica. Pokazalo se da se u nekim modelima strukture mikrosvijeta i razvoja Univerzuma (teorija Velikog praska) predviđa očuvanje u modernom Univerzumu supermasivnih elementarnih čestica mase od oko 10 23 –10 24 eV, od kojih je bitno na samom rana faza Veliki prasak. Njihova distribucija u Univerzumu nije baš jasna: mogu biti ili ravnomjerno raspoređeni u svemiru, ili "privući" masivne regije Univerzuma. Njihova glavna karakteristika je da su ove čestice nestabilne i da se mogu raspasti na lakše, uključujući stabilne protone, fotone i neutrine, koji dobijaju ogromne kinetičke energije - više od 10 20 eV. Mjesta na kojima su takve čestice preživjele (topološki defekti Univerzuma) mogu se pokazati kao izvori ultravisokih energetskih protona, fotona ili neutrina.

Kao iu slučaju galaktičkih izvora, postojanje ekstragalaktičkih ultravisokih energetskih akceleratora kosmičkih zraka potvrđuju podaci detektora gama zraka, na primjer, teleskopa HESS postrojenja usmjerenih na gore navedene ekstragalaktičke objekte - kandidate za izvore kosmičkih zraka.

Među njima, najperspektivnije su jezgra aktivnih galaksija (AGN) sa mlazovima gasa. Jedan od najbolje proučavanih objekata u HESS postrojenju je galaksija M87 u sazviježđu Djevica, na udaljenosti od 50 miliona svjetlosnih godina od naše Galaksije. U njegovom središtu nalazi se crna rupa, koja daje energiju za procese u njenoj blizini, a posebno džinovski mlaz plazme koji pripada ovoj galaksiji. Ubrzanje kosmičkih zraka u M87 direktno je potvrđeno opservacijama njegovog gama zračenja, čiji je energetski spektar 1–10 TeV (10 12 –10 13 eV) fotona uočenih u HESS postrojenju. Opaženi intenzitet gama zračenja iz M87 je približno 3% od onog kod raka. Uzimajući u obzir razliku u udaljenosti do ovih objekata (5000 puta), to znači da je sjaj M87 veći od sjaja Raka za 25 miliona puta!

Modeli ubrzanja čestica kreirani za ovaj objekat pokazuju da intenzitet čestica ubrzanih u M87 može biti toliki da čak i na udaljenosti od 50 miliona svjetlosnih godina, doprinos ovog izvora može pružiti uočeni intenzitet kosmičkih zraka sa energijama iznad 10 19 eV .

Ali evo misterije: u savremenim podacima o EAS prema ovom izvoru, nema viška čestica sa energijama reda 10 19 eV. Zar se ovaj izvor neće manifestovati u rezultatima budućih svemirskih eksperimenata, pri takvim energijama, kada udaljeni izvori više ne doprinose posmatranim događajima? Situacija s prekidom energetskog spektra može se ponoviti još jednom, na primjer, pri energiji od 2 · 10 20. Ali ovaj put bi izvor trebao biti vidljiv u mjerenjima smjera putanje primarne čestice, jer su energije > 2 · 10 20 eV toliko velike da se čestice ne bi smjele skretati u galaktičkim magnetnim poljima.

Kao što vidite, nakon stogodišnje istorije proučavanja kosmičkih zraka, ponovo čekamo nova otkrića, ovaj put kosmičkog zračenja ultra visoke energije, čija je priroda još nepoznata, ali može igrati važnu ulogu u strukturu Univerzuma.

književnost:
1) Dobrotin N.A. Kosmičke zrake... - M.: Ed. Akademija nauka SSSR-a, 1963.
2) Murzin V.S. Uvod u fiziku kosmičkih zraka... - M.: Ed. Moskovski državni univerzitet, 1988.
3) Panasyuk M.I. Lutalice svemira, ili Eho Velikog praska... - Fryazino: "Vek2", 2005.
4) Rossi B. Kosmičke zrake... - M.: Atomizdat, 1966.
5) Khrenov B.A. Relativistički meteori// Nauka u Rusiji, 2001, br.
6) Khrenov B.A. i Panasyuk M.I. Glasnici kosmosa: daleko ili blizu?// Priroda, 2006, br.
7) Khrenov B.A. i Klimov P.A. Otvaranje na čekanju// Priroda, 2008, br.

Zakoni o očuvanju striktno su poštovani u svim slučajevima opisanim u prethodnim poglavljima. Kada se pokazalo da je jedan od zakona nesavršen, morali su ga drugačije tumačiti. Tako je stari zakon održanja mase proširen i pretvoren u opštiji zakon održanja energije. S druge strane, kada se očekivani događaji nisu dogodili, oni su smislili novi zakon očuvanje (kao u slučaju zakona održanja barionskog broja). Međutim, nije uvijek lako dokazati da su zakoni očuvanja tačno zadovoljeni. Posebno misteriozna situacija nastala je u zoru razvoja nuklearne fizike u proučavanju kinetičke energije čestica koje emitiraju radioaktivne tvari.

Energija β-čestice se može odrediti mjerenjem masa početnog radioaktivnog jezgra, α-čestice i konačnog jezgra. Ukupna masa?-čestice i konačnog jezgra treba da bude nešto manja od mase početnog jezgra, a energetski ekvivalent mase koja nedostaje treba da bude jednak kinetičkoj energiji?-čestice. Fizičari su mogli s velikom preciznošću izmjeriti mase raznih jezgara i drugih čestica tek 1920-ih godina. Ipak, donijeli su neke važne zaključke o energijama čestica bez poznavanja tačne vrijednosti masa.

Razmotrimo torijum-232, koji se raspada na?-česticu (helijum-4) i radijum-228. Sva jezgra torijuma-232 imaju istu masu. Mase svih jezgara radijuma-228 su takođe iste veličine, kao i mase svih? -Čestice. Bez poznavanja veličine ovih masa, ipak se može reći da svaki put kada atom torija-232 emituje? -Česticu, deficit mase mora biti isti, a samim tim i kinetička energija? -Čestice takođe mora biti ista . Drugim rečima, torijum-232 mora da emituje? -Čestice sa istom energijom.

Kako odrediti kinetičku energiju? -Čestice? Poznato je da što je veća energija β-čestice, ona dublje prodire u supstancu. -Čestice su veoma inhibirane tanki slojčvrsta, ali može proći kroz sloj zraka debljine nekoliko centimetara. U ovom slučaju,?-čestice kontinuirano prenose energiju na molekule zraka s kojima se sudaraju, postepeno usporavaju i, hvatajući elektrone, na kraju postaju obični atomi helijuma. U takvom stanju se više ne mogu detektovati metodama kojima se β-čestice registruju, tako da u stvari nestaju.

Je li moguće otkriti? -Čestice pomoću filma hemijsko jedinjenje naziva cink sulfid. Svaki put kada a? -Čestica udari u takav film, izaziva slab bljesak svjetlosti. Ako pored izvora? -Čestice (recimo, komad torija-232 u olovni kontejner sa vrlo uskim otvorom) stavimo scintilacioni brojač, tada će broj baklji odgovarati broju formiranih? -čestica. Ako se scintilacioni brojač postavlja sve dalje i dalje od izvora,?-čestice će morati da prođu kroz sve veći sloj vazduha da bi ušle u njega. Ako? -Čestice se emituju sa različitim energijama, onda bi one sa najnižom energijom nestale vrlo brzo, bile bi "energičnije"? -Čestice bi putovale dužom putanjom u vazduhu, itd. Kao rezultat toga, kako se scintilacioni brojač udaljava od izvor, broj? -Čestice koje padaju u brojač treba postepeno opadati. Ako bi? -Čestice izletjele sa istom energijom, sve bi prošle istim putem u zraku. Shodno tome, scintilacioni brojač bi morao da registruje isti broj čestica kako se udaljava od izvora, do određene kritične tačke, iznad koje ne bi registrovao ni jedan bljesak.

Ovaj fenomen je uočio engleski fizičar William Henry Bragg 1904. godine. Skoro sve? -Čestice emitovane iz jezgara istog elementa imale su istu energiju i istu sposobnost prodiranja. Sve? -Čestice torijuma-232 prošle su kroz sloj vazduha debljine 2,8 cm, sve? -čestice radijuma-226- 3.3 cm,α-čestice polonijuma-212 - 8.6 cm... U stvari, postoje neka odstupanja. Godine 1929. otkriveno je da mali dio čestica istog radioaktivnog jezgra može imati neobično veliku kinetička energija i više prodorne moći od ostalih. Razlog za to je što se originalno radioaktivno jezgro može nalaziti u jednom od njih uzbuđena stanja. U pobuđenim stanjima, jezgra imaju veću energiju nego u svom normalnom stanju. osnovno stanje. Kada jezgro emituje?-česticu dok je u pobuđenom stanju,?-čestica prima dodatnu energiju. Kao rezultat toga, pored glavne grupe β čestica, formiraju se male grupe β čestica sa većom sposobnošću prodiranja, po jedna grupa za svako pobuđeno stanje.

Kada se radioaktivno jezgro formira raspadom drugog jezgra, ono je ponekad u pobuđenom stanju od trenutka kada je formirano. Tada većina? -Čestica koje emituje ima neobično visoku energiju, a? -Čestice sa nižom energijom formiraju male grupe. Nastaju ove odvojene grupe β-čestica (od 2 do 13) različitih energija spektra? -čestice datog jezgra. Svaka komponenta spektra odgovara, kako se očekivalo, jednom od pobuđenih stanja jezgra. Dakle, zakon održanja energije?-čestica je ispunjen, što se ne može reći u slučaju?-čestica.

Energija? -Čestice

Kada bi svi zaključci izvedeni za? -Čestice bile primjenjive na? -Čestice i razmatrani energetski odnosi bili ispunjeni, sve? -Čestice nastale raspadom jezgara bi imale istu kinetičku energiju. Međutim, već 1900. godine stekao se utisak da? -Čestice se emituju bilo kojom energijom do određene maksimalne vrijednosti. Tokom narednih petnaest godina, dokazi su se postepeno akumulirali sve dok nije postalo potpuno jasno da energije?-čestica formiraju kontinuirani spektar.

Svako jezgro, koje emituje a?-čestica u procesu raspadanja, gubi određenu količinu mase. Smanjenje mase treba da odgovara vrednosti kinetičke energije β-čestice. U ovom slučaju, kinetička energija jedne?-čestice bilo kojeg od nama poznatih radioaktivnih jezgara ne prelazi energiju koja je ekvivalentna smanjenju mase. Dakle, smanjenje mase za bilo koji radioaktivni raspad odgovara maksimalnoj vrijednosti kinetičke energije β-čestica formiranih u procesu ovog raspada.

Ali, prema zakonu održanja energije, nijedna od?-čestica ne bi trebala imati kinetičku energiju manju od energije koja je ekvivalentna smanjenju mase, tj. maksimalna kinetička energija?-čestice bi trebala biti istovremeno minimalna. U stvarnosti, to nije slučaj. Vrlo često? -Čestice se emituju sa nižom kinetičkom energijom od očekivane, i maksimalnom vrijednošću koja odgovara zakonu

malo je vjerovatno da će očuvanje energije postići barem jednu?-česticu. Neki? -Čestice imaju kinetičku energiju nešto manju od maksimalne vrijednosti, druge mnogo manju, a neke mnogo manju. Najčešća kinetička energija je jedna trećina maksimalne vrijednosti. Općenito, više od polovine energije koja bi trebala nastati kao rezultat smanjenja mase tokom radioaktivnih raspada praćenih stvaranjem?-čestica ne može se detektirati.

U dvadesetim godinama, mnogi fizičari su već bili skloni da napuste zakon održanja energije, barem za one procese u kojima nastaju?-čestice. Izgledi su bili uznemirujući jer je zakon ostao istinit u svim drugim slučajevima. Ali postoji li drugo objašnjenje za ovaj fenomen?

Godine 1931. Wolfgang Pauli je predložio sljedeću hipotezu:?-čestica ne prima svu energiju zbog činjenice da se formira druga čestica koja nosi ostatak energije. Energija se može raspodijeliti između dvije čestice u bilo kojoj proporciji. U nekim slučajevima, gotovo sva energija se prenosi na elektron, i tada on ima gotovo maksimalnu kinetičku energiju, ekvivalentnu smanjenju mase.

Ponekad se skoro sva energija prenosi na drugu česticu, tada je energija elektrona praktički nula. Kada je energija ravnomjernije raspoređena između dvije čestice, elektron ima srednje vrijednosti kinetičke energije.

Koja čestica zadovoljava Paulijevu pretpostavku? Sjećate li se toga? -Čestice nastaju svaki put kada se neutron pretvori u proton unutar jezgra. Kada se razmatra transformacija neutrona u proton, nesumnjivo je lakše nositi se sa slobodnim neutronom. Neutron nije otkriven kada je Pauli prvi put predložio svoju teoriju. Možemo iskoristiti retrospektivnost.

Kada se slobodni neutron raspadne na proton i elektron, potonji izleti sa bilo kojom kinetičkom energijom do maksimuma, koji je približno jednak 0,78 Mev... Situacija je slična emisiji alfa čestice radioaktivnog jezgra, stoga je, kada se razmatra raspad slobodnog neutrona, potrebno uzeti u obzir Paulijevu česticu.

Označavamo Paulijevu česticu NS i hajde da pokušamo da saznamo njegova svojstva. Zapišimo reakciju raspada neutrona:

NS> p ++ e -+ NS.

Ako je zakon održanja električnog naboja zadovoljen tokom raspada neutrona, NS-čestica mora biti neutralna. Zaista, 0 = 1–1 + 0. Kada se neutron raspadne na proton i elektron, gubitak mase je 0,00029 jedinica na skali atomske mase, što je približno jednako polovini mase elektrona. Ako x-čestica je primila čak i svu energiju nastala kao rezultat nestanka mase, a ako bi sva energija otišla na formiranje mase, masa NS bio bi samo polovina mase elektrona. dakle, x-čestica treba da bude lakša od elektrona. Zapravo, trebao bi biti mnogo lakši, jer obično elektron prima većinu oslobođene energije, a ponekad i gotovo svu. Štaviše, malo je vjerovatno da se energija prenosi NS-čestica, potpuno se pretvara u masu; značajan dio se pretvara u kinetičku energiju NS-čestice. Masovna procjena tokom godina NS-čestica je postajalo sve manje. Konačno je to postalo jasno NS-čestica, kao i foton, nema masu, odnosno, kao i foton, širi se brzinom svjetlosti od trenutka svog pojavljivanja. Ako energija fotona zavisi od talasne dužine, energija NS-čestica zavisi od nečeg sličnog.

Posljedično, Paulijeva čestica nema ni masu ni naboj, te postaje jasno zašto ostaje "nevidljiva". Nabijene čestice se obično detektuju zbog jona koje formiraju. Nenabijeni neutron je detektovan zbog njegove velike mase. Čestica bez mase i bez naboja zbunjuje fiziku i lišava ga svake mogućnosti da je uhvati i proučava.

Ubrzo nakon toga Pauli je predložio postojanje NS-čestice, dobila je ime. U početku su ga htjeli nazvati "neutronom", jer nije nabijen, ali godinu dana nakon što se hipoteza pojavila, Paulie Chadwick je otkrio tešku nenabijenu česticu, koja je dobila ovo ime. Italijanski fizičar Enriko Fermi, to znači NS-čestica je mnogo lakša od Chadwickovog neutrona, predloženo je nazvati x-česticu neutrino,što na ruskom znači "nešto malo, neutralno". Prijedlog je bio vrlo uspješan i od tada se tako zove. Obično se označavaju neutrini grčko pismo? "goli" ) a raspad neutrona zapisuje se na sljedeći način:

NS> p ++ e -+ ?..

Neutrini su apsolutno neophodni

Na Paulijevu hipotezu o postojanju neutrina i kasniju detaljnu teoriju proizvodnje neutrina koju je stvorio Fermi, fizičari su različito prihvatili. Niko nije hteo da odustane od zakona održanja energije, iako su postojale ozbiljne sumnje u potrebu spasavanja ovog zakona uz pomoć čestice bez mase i bez naboja, čestice koja se ne može detektovati, čestice, jedinog razloga za čije postojanje je jednostavno bila želja da se sačuva zakon održanja energije. Neki fizičari su to smatrali sablasnom česticom, svojevrsnim trikom za uštedu energije "knjigovodstvenim". U stvari, koncept neutrina bio je jednostavno način da se izrazi da "zakon održanja energije ne vrijedi". Zakon održanja energije nije bio jedini koji su spasili neutrini.

Razmotrimo stacionarni neutron, tj. neutron sa nultim momentom u odnosu na posmatrača. Tokom njegovog raspada, ukupni impuls protona i elektrona trebao bi biti nula ako je raspad praćen formiranjem samo dvije čestice. Elektron bi trebao letjeti u jednom smjeru, a proton u potpuno suprotnom smjeru (ali manjom brzinom, jer je njegova masa veća ).

Međutim, nije. Elektron i proton se emituju u pravcima koji formiraju određeni ugao. Mali ukupni impuls u pravcu emisije čestica nastaje kao iz ničega, a zakon održanja impulsa je narušen. Međutim, ako se u ovom slučaju pojavi neutrino, on može poletjeti u tom smjeru da tačno kompenzira ukupni impuls druge dvije čestice (slika 6).

Drugim riječima, zakon održanja impulsa je ispunjen samo zahvaljujući neutrinima.

Rice. 6. Raspad neutrona.

Lako je vidjeti da je situacija slična i sa ugaonim momentom. Neutron, proton i elektron imaju spinove od +1/2 ili -1/2 svaki. Pretpostavimo da je spin neutrona +1/2. Tokom njegovog raspada, ukupni spin protona i elektrona treba da bude jednak +1/2, ako važi zakon održanja ugaonog momenta i samo ove dve čestice nastaju tokom raspada. Moguće je? Spinovi protona i elektrona mogu biti jednaki +1/2 i +1/2; +1/2 i -1/2; -1/2 i -1/2, tj. ukupan spin obe čestice je +1, 0 i - 1, respektivno. Nije jednak i nikada ne može biti +1/2 ili -1/2 ako je spin neutrona bio -1/2 na početku. Ukratko, ako se neutron raspadne samo na proton i elektron, krši se zakon održanja ugaonog momenta.

Ali pretpostavimo da raspad proizvodi neutrino sa spinom +1/2 ili -1/2. Tada će ukupni spin tri čestice nastale tokom raspada uvijek biti jednak spinu početnog neutrona. Shodno tome, postojanje neutrina "spasavaju" najmanje tri zakona: zakon održanja energije, impuls i ugaoni moment. Važno je napomenuti da ista čestica obavlja trostruki rad.

Teško je reći što je bilo gore: priznati postojanje jedne misteriozne, sablasne čestice ili kršenje jednog zakona očuvanja. Mnogo je lakše napraviti izbor između sablasne čestice i kršenja tri zakona očuvanja odjednom. Fizičari su morali da izaberu sablasnu česticu. Postepeno su nuklearni naučnici prepoznali postojanje neutrina. Prestali su sumnjati u realnost neutrina, bez obzira na to da li su mogli to otkriti ili ne.

Očuvanje leptonskog broja

Neutrino ne samo da čuva tri zakona očuvanja, već stvara i jedan novi. Da biste razumjeli kako se to događa, razmotrite neutrine u odnosu na antičestice.

Antineutron se raspada na antiproton i pozitron (antielektron). Situacija je slična raspadu neutrona. Pozitron leti s manje kinetičke energije nego što bi trebao, pozitron i antiproton ne lete u međusobno suprotnim smjerovima i njihovi okreti se ne zbrajaju kako treba. Dodavanje neutrina u ovom slučaju će sve uravnotežiti.

Naravno, postavlja se pitanje: da li se isti neutrino proizvodi pri raspadu antineutrona i raspadu neutrona?

Nije teško dokazati da su neutrini različiti. Neutrino, koji ima spin, poput neutrona, stvara magnetno polje koje ima dva različita smjera. Dakle, neutrini i antineutrini postoje na isti način kao i neutroni i antineutroni. Kada se neutron raspadne, pojavljuje se jedan od neutrina blizanaca, a kada se antineutron raspadne, drugi. Ali koji od njih prati ovo propadanje?

Već sam opisao zakon održanja barionskog broja, koji kaže da ukupan broj bariona zatvorenog sistema ostaje konstantan. Postoji li sličan zakon održanja leptonskog broja, kojim ukupan leptonski broj zatvorenog sistema ostaje nepromijenjen? Zašto od leptona ne zahtevamo isto što i od bariona? Nažalost, ako neutrini nisu uključeni u razmatranje, onda se to ne može učiniti.

Dodijelimo elektronu leptonski broj+1, a pozitron ili antielektron ima leptonski broj -1. Foton, koji je sopstvena antičestica, ne može imati leptonski broj ni +1 ni -1, pa bi bilo logično da mu se dodeli nula leptonski broj. Svi barioni takođe imaju nula leptonskih brojeva.

Vratimo se na raspad neutrona. Počnimo s jednim neutronom, koji ima barionski broj 1 i nula leptonski broj. Pretpostavimo da se tokom raspada neutrona formiraju samo proton i elektron. Proton i elektron moraju imati ukupan barionski broj 1 i ukupan leptonski broj 0, ako su oba ova broja očuvana. Zaista, zbir barionskih brojeva dvije čestice jednak je +1 (tj. 1 + 0) u skladu sa zakonom održanja barionskog broja. Ukupni leptonski broj protona i elektrona je također jednak +1 (tj. 1 + 0), iako je na početku reakcije leptonski broj bio jednak nuli. Stoga leptonski broj nije očuvan.

Pretpostavimo da neutrini i antineutrini sa leptonskim brojevima +1 i -1, respektivno, pripadaju leptonima. Zatim, kada se neutron raspadne na proton, elektron i antineutrino, leptonski broj je očuvan (0 + 1–1 = 0), a raspad se može zapisati na sljedeći način:

NS> p ++ e -+ "?,

gde "? - antineutrino.

Kada se antineutron sa nultim brojem leptona raspadne, nastaju antiproton, pozitron i neutrino. Leptonski brojevi tri formirane čestice su 0, -1 i +1, redom, a njihov zbir je jednak nuli:

„NS> "R -+ "e ++ ?.

U slobodnom stanju neutroni i antineutroni se raspadaju na protone i antiprotone, suprotna situacija se ne dešava. Međutim, unutar jezgara, protoni se ponekad spontano pretvaraju u neutrone (na primjer, u slučaju fosfora-30). Slično, u antimateriji, antiprotoni se pretvaraju u antineutrone.

Kada se proton pretvori u neutron, formiraju se pozitron i neutrino:

p +> n + "e + +?.

Kada se antiproton pretvori u antineutron, formiraju se elektron i antineutrino:

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

U oba slučaja leptonski broj je očuvan. Sumirajući, možemo reći da kada se emituje elektron, mora se pojaviti antineutrino, a kada se emituje pozitron, mora se pojaviti neutrino tako da na kraju raspada leptonski broj bude jednak nuli.

Kada se neutrini i antineutrini uzmu u obzir, leptonski broj je očuvan u svim proučavanim subatomskim procesima. Dakle, postojanje neutrina i antineutrina ne samo da je sačuvalo zakone održanja energije, količine gibanja i ugaonog momenta, već je omogućilo i uspostavljanje zakona održanja leptonskog broja. Stoga je fizičarima bilo vrlo teško da ne prepoznaju postojanje ovih čestica.

napomene:

Što je veća penetraciona sposobnost?-čestica datog jezgra, to je veći deficit mase u procesu radioaktivnog raspada i vjerovatnije ovo raspadanje, tj. što je veća sposobnost prodiranja?-čestica, manje perioda poluživot jezgra. Ako torij-232 ima vrijeme poluraspada od 14 milijardi godina, vrijeme poluraspada radijuma-226 je 1620 godina, a polonijuma-212 tri desetmilioniti dio sekunde.

Zaista, da sam podlegao iskušenju da uvedem pojam neutrina na samom početku knjige, bilo bi teško dokazati da neutrini nisu plod naučnog misticizma. Međutim, budući da prva polovina knjige naglašava značaj i važnost zakona održanja, sada se može pokazati da je neutrino, uprkos svim svojim čudnim svojstvima, stvarna i apsolutno neophodna čestica.