12.4. რელატივისტური ნაწილაკების ენერგია

12.4.1. რელატივისტური ნაწილაკების ენერგია

სულ ენერგიარელატივისტური ნაწილაკის შემადგენლობაში შედის რელატივისტური ნაწილაკის დანარჩენი ენერგია და მისი კინეტიკური ენერგია:

E = E 0 + T,

მასისა და ენერგიის ეკვივალენტობა(აინშტაინის ფორმულა) საშუალებას გაძლევთ განსაზღვროთ რელატივისტური ნაწილაკის დანარჩენი ენერგია და მისი მთლიანი ენერგია შემდეგნაირად:

• დასვენების ენერგია -

E 0 = m 0 c 2,

სადაც m 0 არის რელატივისტური ნაწილაკის დასვენების მასა (ნაწილაკების მასა საკუთარ საცნობარო სისტემაში); c - სინათლის სიჩქარე ვაკუუმში, c ≈ 3,0 ⋅ 10 8 მ / წმ;

• მთლიანი ენერგია -

E = mc 2,

სადაც m არის მოძრავი ნაწილაკის მასა (ნაწილაკის მასა, რომელიც მოძრავი დამკვირვებელთან შედარებით რელატივისტური სიჩქარით v); c - სინათლის სიჩქარე ვაკუუმში, c ≈ 3,0 ⋅ 10 8 მ / წმ.

მასებს შორის ურთიერთობა მ 0 (ნაწილაკების მასა მოსვენებულ მდგომარეობაში) და m (მოძრავი ნაწილაკის მასა) განისაზღვრება გამოხატულებით

Კინეტიკური ენერგიარელატივისტური ნაწილაკი განისაზღვრება სხვაობით:

T = E - E 0,

სადაც E არის მოძრავი ნაწილაკების ჯამური ენერგია, E = mc 2; E 0 - მითითებული ნაწილაკების დასვენების ენერგია, E 0 = m 0 c 2; მასები m 0 და m დაკავშირებულია ფორმულით

m = m 0 1 - v 2 c 2,

სადაც m 0 არის ნაწილაკის მასა საცნობარო ჩარჩოში, რომლის მიმართაც ნაწილაკი მოსვენებულ მდგომარეობაშია; m არის ნაწილაკის მასა ათვლის ჩარჩოში, რომლის მიმართაც ნაწილაკი მოძრაობს v სიჩქარით; c - სინათლის სიჩქარე ვაკუუმში, c ≈ 3,0 ⋅ 10 8 მ / წმ.

აშკარად კინეტიკური ენერგიარელატივისტური ნაწილაკი განისაზღვრება ფორმულით

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

მაგალითი 6. რელატივისტური ნაწილაკის სიჩქარე არის სინათლის სიჩქარის 80%. დაადგინეთ, რამდენჯერ აღემატება ნაწილაკის მთლიანი ენერგია მის კინეტიკურ ენერგიას.

გამოსავალი . რელატივისტური ნაწილაკის მთლიანი ენერგია არის რელატივისტური ნაწილაკების დანარჩენი ენერგიის ჯამი და მისი კინეტიკური ენერგია:

E = E 0 + T,

სადაც E არის მოძრავი ნაწილაკების ჯამური ენერგია; E 0 - მითითებული ნაწილაკების დასვენების ენერგია; T არის მისი კინეტიკური ენერგია.

აქედან გამომდინარეობს, რომ კინეტიკური ენერგია არის განსხვავება

T = E - E 0.

სასურველი რაოდენობა არის თანაფარდობა

E T = E E - E 0.

გამოთვლების გასამარტივებლად, ჩვენ ვპოულობთ საპასუხო სასურველს:

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

სადაც E 0 = m 0 c 2; E = mc 2; მ 0 - დასასვენებელი მასა; m არის მოძრავი ნაწილაკების მასა; c არის სინათლის სიჩქარე ვაკუუმში.

გამონათქვამების ჩანაცვლება E 0 და E თანაფარდობით (T/E) იძლევა

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

კავშირი m 0 და m მასებს შორის განისაზღვრება ფორმულით

m = m 0 1 - v 2 c 2,

სადაც v არის რელატივისტური ნაწილაკის სიჩქარე, v = 0,80c.

აქედან გამოვხატოთ მასის თანაფარდობა:

m 0 m = 1 - v 2 c 2

და შეცვალეთ იგი (T/E):

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

მოდით გამოვთვალოთ:

T E = 1 - 1 - (0.80 s) 2 s 2 = 1 - 0.6 = 0.4.

ძებნილი რაოდენობა არის შებრუნებული მიმართება

E T = 1 0.4 = 2.5.

რელატივისტური ნაწილაკების ჯამური ენერგია მითითებულ სიჩქარეზე აღემატება მის კინეტიკურ ენერგიას 2,5-ჯერ.

Გვერდი 1

ნაწილაკების მაქსიმალური ენერგია ვან დე გრაფის გენერატორში, ისევე როგორც ნებისმიერ პირდაპირი მოქმედების ამაჩქარებელში, შემოიფარგლება ბურთსა და მიმდებარე ობიექტებს შორის დაშლის ძაბვით. არსებული ინსტალაციების ყველაზე ფრთხილი ზომების შემთხვევაშიც კი, ავარიის ძაბვა არ შეიძლება გაიზარდოს ათ მილიონ ვოლტზე ზევით.

გამოვთვალოთ ნაწილაკების მაქსიმალური ენერგია. კოეფიციენტი V2 ველის EQ-ის ამპლიტუდის მნიშვნელობაზე მიიღება იმის გამო, რომ გამოითვლება ველის საშუალო მნიშვნელობა რხევების ნახევარპერიოდისთვის.

გამოვთვალოთ ნაწილაკების მაქსიმალური ენერგია. კოეფიციენტი 1/2 E0 ველის ამპლიტუდის მნიშვნელობაზე მიიღება იმის გამო, რომ გამოითვლება ველის საშუალო მნიშვნელობა რხევების ნახევარპერიოდისთვის.

გამოვთვალოთ ნაწილაკების მაქსიმალური ენერგია.

W-ის მნიშვნელობას, რომელიც უდრის ნაწილაკების მაქსიმალურ ენერგიას T0 K-ზე, ეწოდება არაჯანსაღი ფერმის დონეს ან უბრალოდ ფერმის დონეს.

კოსმოსური სხივების მიერ ენერგიის დაკარგვა ზღუდავს კოსმოსური სხივების შემადგენელი ნაწილაკების მაქსიმალურ ენერგიას; ეს შეზღუდვა დამოკიდებულია ნაწილაკების ასაკზე. 1969 - 1971 წლებში. სარაკეტო ექსპერიმენტებმა მისცა რელიქტური გამოსხივების 20-100-ჯერ მეტი საერთო სიმკვრივე.

ტრიტიუმი არის სუფთა (3-ემიტერი, ნაწილაკების მაქსიმალური ენერგიით 18 61 0 02 კევ და ნახევარგამოყოფის პერიოდი 12 43 წელია.

ციკლოტრონის მაგნიტური ველი ათიათასობით ერსტედს აღწევს, კამერის რადიუსი რამდენიმე მეტრს შეადგენს, ნაწილაკების მაქსიმალური ენერგია კი 107 ევ-მდე. ეს ენერგია შედარებით დაბალია, თუმცა ბირთვული დაშლის პირველ ექსპერიმენტებში ის საკმარისად ითვლებოდა. ციკლოტრონიზე დიდი ენერგიის მიღწევა შეუძლებელია: ფარდობითობის თეორიიდან გამომდინარე, ნაწილაკების მასა იზრდება სიჩქარით, რის გამოც მათი ბრუნვის სიხშირე მცირდება მოძრაობის დროს.

ტრიტიუმის გამოსხივების მოქმედების სპეციფიკა განისაზღვრება მისი 3-ნაწილაკების დიაპაზონით. ნაწილაკების მაქსიმალური ენერგია ტრიტიუმის p სპექტრში შეესაბამება ნივთიერების დიაპაზონს დაახლოებით 6 მკმ, ნივთიერების სიმკვრივით 1 გ/სმ3, და გამოსხივების ენერგიის 90% იხარჯება დაახლოებით 0 5 μm მანძილზე. წყაროდან. ეს უკანასკნელი გარემოება უაღრესად მნიშვნელოვანი აღმოჩნდება, რადგან ტრიტიუმის გამოსხივების შეწოვა ხდება ცოცხალი უჯრედის ზომის რიგის მანძილზე, ისეთი პ-ემიტერებისგან განსხვავებით, როგორიცაა ფოსფორი-32 ან იტრიუმი-90, გამოსხივება. რომელიც შეიწოვება დასხივებული ორგანოს მიერ. ამ მხრივ მნიშვნელოვანია ტრიტიუმის უჯრედშიდა ლოკალიზაციის გათვალისწინება, რადგან უჯრედქვეშა ერთეულების რადიომგრძნობელობა მნიშვნელოვნად განსხვავდება.

კოულმანმა [31, 851-მა გამოიყენა ერთი რეზონატორი, რომელშიც, ორი მაგნიტრონის დახმარებით, TM010 ტიპის რხევები 2 8 გჩ სიხშირით აღგზნებულია დამოუკიდებელი დაწყვილების ხვრელების მეშვეობით. 800 კვტ ჯამური შეყვანის სიმძლავრით, ნაწილაკების მაქსიმალური ენერგიაა 1 5 მევ. ამაჩქარებელ ღრუში ელექტრონების შესაყვანად საჭირო სიჩქარით და ფაზური ცვლა, რაც უზრუნველყოფს მაღალ გამომავალ ენერგიას, ღრუ გამოიყენება წინასწარი დაჯგუფებისთვის. სერიის ელექტროდები დაკავშირებულია რეზისტორების გამყოფთან ისე, რომ მათი პოტენციალი პარაბოლურია.

ახალი ნაწილაკების წარმოქმნის თვალსაზრისით განსაკუთრებით ეფექტურია ამაჩქარებლები შეჯახების სხივებით (VI.5.4.3, VI.5.3.4), რომლებშიც ნულოვანი ჯამური იმპულსის მქონე ნაწილაკები ეჯახებიან. ამის გამო მთელი მათი კინეტიკური ენერგია შეიძლება გარდაიქმნას დაბადებული ნაწილაკების დანარჩენ ენერგიად, რომლის ჯამური იმპულსი ასევე ნულის ტოლია. ეს უკვე ძალიან ახლოსაა კოსმოსური გამოსხივების ნაწილაკების მაქსიმალურ ენერგიასთან.

ბეტა ნაწილაკები გაქცევა ატომის ბირთვებიყველა შესაძლო საწყისი ენერგიით (ნულიდან რაღაც მაქსიმუმამდე), აქვს მატერიის სხვადასხვა დიაპაზონი. სხვადასხვა რადიოაქტიური იზოტოპების ბეტა ნაწილაკების შეღწევადობის ძალა ჩვეულებრივ ხასიათდება ნივთიერების ფენის მინიმალური სისქით, რომელიც მთლიანად შთანთქავს ყველა ბეტა ნაწილაკს. მაგალითად, ბეტა ნაწილაკების ნაკადი მაქსიმალური ნაწილაკების ენერგიის 2 მევ-ით მთლიანად დაცულია გლუმის 3 5 მმ სისქის ფენით. ალფა ნაწილაკები, რომლებსაც ბეტა ნაწილაკებზე გაცილებით დიდი მასა აქვთ, ატომური გარსების ელექტრონებთან შეჯახებისას განიცდიან ძალიან მცირე გადახრებს მოძრაობის საწყისი მიმართულებიდან და მოძრაობენ თითქმის სწორი ხაზით.

ვ ბოლო წლებიბირთვული ფიზიკის არაერთი მნიშვნელოვანი აღმოჩენა გაკეთდა წყალობით ფართო გამოყენებასქელი ფენის ფირფიტების მეთოდი (გვ. პრაქტიკამ აჩვენა, რომ ეს მეთოდი აერთიანებს კვლევის უკიდურეს სიმარტივეს და მაღალ სიზუსტეს. ჯერ აღემატება ლაბორატორიულ პირობებში აჩქარებული ნაწილაკების მაქსიმალურ ენერგიას.

2015 წლის 16 ივლისი, დილის 00:57 საათი

ჰკითხეთ ეთანს # 14: სამყაროს ყველაზე მაღალი ენერგიული ნაწილაკები

• პოპულარული მეცნიერება,
• ფიზიკა

• თარგმანი

ჩემი დაკვირვებები საუკეთესოდ აიხსნება იმ დაშვებით, რომ უზარმაზარი გამჭოლი ენერგიის გამოსხივება ჩვენს ატმოსფეროში ზემოდან შემოდის.
- ვიქტორ ჰესი

შეიძლება იფიქროთ, რომ ყველაზე ძლიერი ნაწილაკების ამაჩქარებლები - SLAC, Fermilab, LHC - არის ყველაზე მაღალი ენერგიების წყაროები, რომლებსაც ჩვენ ვხედავთ. მაგრამ ყველაფერი, რისი გაკეთებასაც ვცდილობთ დედამიწაზე, არაფრით ჰგავს ბუნებრივი პროცესებიᲡამყარო.

მკითხველი ეკითხება:

მას შემდეგ, რაც ბავშვობაში დავიწყე ფანტასტიკური ოთხეულის კომიქსების კითხვა, მინდოდა მეტი გამეგო კოსმოსური სხივების შესახებ. შეგიძლიათ დამეხმაროთ ამაში?

მოდით შევხედოთ.

მანამდეც კი, სანამ იური გაგარინი შეძლებდა ჩვენი პლანეტის ზედაპირიდან დაშორებას, საყოველთაოდ ცნობილი იყო, რომ იქ, ატმოსფეროს დაცვის მიღმა, სივრცე ივსება მაღალი ენერგიის გამოსხივებით. როგორ ვიცოდით ამის შესახებ?

პირველი ეჭვები ელექტროსკოპის უმარტივესი ექსპერიმენტების დროს გაჩნდა.

თუ ასეთ მოწყობილობას ელექტრული მუხტი მისცემთ, რომელშიც ორი ლითონის ფურცელი ერთმანეთთან არის დაკავშირებული, ისინი მიიღებენ იგივე მუხტს და მოიგერიებენ. შეიძლება ველოდოთ, რომ დროთა განმავლობაში მუხტი შემოვა მიმდებარე ჰაერში - ასე რომ, შეიძლება გაგიჩნდეთ აზრად მოწყობილობის იზოლირება, მაგალითად, მის გარშემო ვაკუუმის შექმნით.

მაგრამ ამ შემთხვევაშიც კი, ელექტროსკოპი გამორთულია. მაშინაც კი, თუ მას ტყვიით იზოლირებთ, ის მაინც გამოდის. როგორც მე-20 საუკუნის დასაწყისში ექსპერიმენტატორებმა აღმოაჩინეს, რაც უფრო მაღლა აწევთ ელექტროსკოპს, მით უფრო სწრაფად განმუხტავს ის. რამდენიმე მეცნიერმა გამოთქვა ჰიპოთეზა, რომ გამონადენი გამოწვეულია მაღალი ენერგიის გამოსხივებით. მას აქვს მაღალი შეღწევადი ენერგია და წარმოშობა დედამიწის გარეთ.

მეცნიერებაში ჩვეულებრივია ჰიპოთეზების შემოწმება. 1912 წელს ვიქტორ ჰესმა ჩაატარა ექსპერიმენტი ბუშტით, რომელშიც ცდილობდა ეპოვა ეს მაღალი ენერგიის კოსმოსური ნაწილაკები. და მან იპოვა ისინი უხვად, გახდა კოსმიური სხივების მამა.

ადრეული დეტექტორები საოცრად მარტივი იყო. თქვენ აყენებთ სპეციალურ ემულსიას, რომელიც „იგრძნობს“ მასში დამუხტული ნაწილაკების გავლას და ამ ყველაფერს ათავსებთ მაგნიტურ ველში. როდესაც ნაწილაკები გადიან მასში, შეგიძლიათ ისწავლოთ ორი მნიშვნელოვანი რამ:

• მუხტის მასის თანაფარდობა
• და მისი სიჩქარე

რომლებიც დამოკიდებულია იმაზე, თუ როგორ იხრება ნაწილაკის გზა. ეს შეიძლება გამოითვალოს გამოყენებული მაგნიტური ველის სიძლიერის ცოდნით.

1930-იან წლებში რამდენიმე ექსპერიმენტმა, როგორც ადრეულ მიწაზე დაფუძნებულ ამაჩქარებლებთან, ასევე კოსმოსური სხივების დეტექტორებით, მრავალი, ძალიან საინტერესო ინფორმაცია... მაგალითად, კოსმოსური გამოსხივების ნაწილაკების უმეტესობას (90%) განსხვავებული ენერგეტიკული დონეები ჰქონდა - რამდენიმე მეგაელექტრული ვოლტიდან, იმ ენერგიებამდე, რამდენსაც გაზომავთ! დანარჩენის უმეტესობა იყო ალფა ნაწილაკები, ანუ ჰელიუმის ბირთვები ორი პროტონით და ნეიტრონით, იმავე ენერგეტიკულ დონეზე.

როდესაც ეს კოსმოსური სხივები ხვდება დედამიწის ატმოსფეროს ზედა ნაწილს, ისინი ურთიერთქმედებენ მასთან და წარმოქმნიან კასკადურ რეაქციებს, რომლებიც წარმოქმნიან მაღალი ენერგიის ნაწილაკების წვიმას, მათ შორის ორ ახალს: პოზიტრონს, რომლის არსებობის ჰიპოთეზა 1930 წელს დირაკმა გამოაქვეყნა. . ეს არის ელექტრონის ტყუპი ანტიმატერიის სამყაროდან, იგივე მასის, მაგრამ დადებითი მუხტის მქონე, ხოლო მიონი არის არასტაბილური ნაწილაკი, იგივე მუხტით, როგორც ელექტრონი, მაგრამ 206-ჯერ უფრო მძიმე. პოზიტრონი აღმოაჩინა კარლ ანდერსენმა 1932 წელს, მიონი კი მან და მისმა სტუდენტმა სეტ ნედერმაიერმა 1936 წელს, მაგრამ პირველი პოზიტრონი პოლ კუნზემ რამდენიმე წლით ადრე აღმოაჩინა, რომელიც რატომღაც ისტორიამ დაივიწყა.

გასაოცარი ის არის, რომ თუ მკლავს მიწის პარალელურად გაწვდი, მასში ყოველ წამში დაახლოებით 1 მიონი გაივლის.

ყოველი მიონი, რომელიც გადის თქვენს ხელში, იბადება კოსმოსური სხივების წვიმაში და თითოეული მათგანი ადასტურებს ფარდობითობის სპეციალური თეორიას! ხედავთ, ეს მიონები იქმნება დაახლოებით 100 კმ სიმაღლეზე, მაგრამ მიონის საშუალო სიცოცხლის ხანგრძლივობა 2,2 მიკროწამის რიგია. სინათლის სიჩქარითაც რომ მოძრაობდნენ, გაფუჭებამდე მხოლოდ 660 მეტრზე მეტის გავლას შეძლებდნენ. მაგრამ დროის დამახინჯების გამო, იმის გამო, რომ სინათლის სიჩქარესთან მიახლოებული სიჩქარით მოძრავი ნაწილაკის დრო ნელდება სტაციონარული დამკვირვებლის თვალსაზრისით, ამ სწრაფად მოძრავ მიონებს შეუძლიათ მთელი გზა გაიარონ. დედამიწის ზედაპირი გაფუჭებამდე.

თუ დღევანდელ დღეს მივუდგებით, აღმოჩნდება, რომ ჩვენ ზუსტად გავზომეთ ამ კოსმოსური ნაწილაკების რაოდენობაც და ენერგეტიკული სპექტრიც.

ყველაზე ხშირად გვხვდება 100 გევ რიგის ენერგიის ნაწილაკები და დაახლოებით 1 ასეთი ნაწილაკი გადის კვადრატული მეტრისდედამიწის ზედაპირი ყოველ წამს. და, მიუხედავად იმისა, რომ არსებობს უფრო მაღალი ენერგიის ნაწილაკები, ისინი გაცილებით ნაკლებად გავრცელებულია - რაც უფრო იშვიათად, მით მეტ ენერგიას ვიღებთ. მაგალითად, თუ ავიღებთ 10 16 ევ ენერგიას, მაშინ ასეთი ნაწილაკები წელიწადში მხოლოდ ერთხელ გაივლიან კვადრატულ მეტრს. ხოლო ყველაზე მაღალი ენერგიის ნაწილაკები 5 × 10 10 გევ ენერგიით (ან 5 × 10 19 ევ) წელიწადში ერთხელ გაივლიან დეტექტორს 10 კმ გვერდით.

ასეთი იდეა საკმაოდ უცნაურად გამოიყურება - და მაინც, მისი განხორციელებისთვის არის მიზეზი: უნდა არსებობდეს კოსმოსური სხივების ენერგიის შეზღუდვა და პროტონების სიჩქარის შეზღუდვა სამყაროში! შეიძლება არ იყოს რაიმე შეზღუდვა ენერგიაზე, რომელსაც ჩვენ შეგვიძლია მივცეთ პროტონისთვის: დამუხტული ნაწილაკების დაჩქარება შესაძლებელია მაგნიტური ველების გამოყენებით, ხოლო სამყაროს უდიდეს და ყველაზე აქტიურ შავ ხვრელებს შეუძლიათ პროტონების გადაყვანა უფრო მაღალ ენერგიამდე, ვიდრე ჩვენ ვნახეთ.

მაგრამ მათ უნდა იმოგზაურონ სამყაროში, რომ ჩვენამდე მოაღწიონ და სამყარო სავსეა ბევრი ცივი, დაბალი ენერგიის გამოსხივებით - ფონის კოსმოსური გამოსხივებით.

მაღალი ენერგიის ნაწილაკები იქმნება მხოლოდ იმ რეგიონებში, სადაც სამყაროს ყველაზე მასიური და აქტიური შავი ხვრელებია და ყველა მათგანი ჩვენი გალაქტიკიდან ძალიან შორს მდებარეობს. და თუ გამოჩნდება ნაწილაკი, რომლის ენერგია აღემატება 5 × 10 10 გევ-ს, მას შეეძლება იმოგზაუროს არაუმეტეს რამდენიმე მილიონი სინათლის წლისა, სანამ ერთ-ერთი ფოტონი დარჩება. Დიდი აფეთქება, არ ურთიერთობს მასთან, იღებს პეონი. ჭარბი ენერგია გამოსხივდება და დარჩენილი ენერგია დაეცემა კოსმიური ენერგიის შეზღუდვამდე, რომელიც ცნობილია როგორც გრეიზენ-ზაცეპინი-კუზმინის ლიმიტი.

ამიტომ, ჩვენ გავაკეთეთ ერთადერთი, რაც ფიზიკოსებს გონივრულად ეჩვენებათ: ავაშენეთ არარეალურად უზარმაზარი დეტექტორი და დავიწყეთ ნაწილაკების ძებნა!

ობსერვატორია მათ. პიერ ოჟერი ზუსტად ამას აკეთებს: ის ადასტურებს, რომ არსებობს კოსმოსური სხივები, რომლებიც აღწევს, მაგრამ არ გადალახავს ამ ენერგეტიკულ ზღვარს, 10 მილიონჯერ აღემატება LHC-ზე მიღწეულ ენერგიებს! ეს ნიშნავს, რომ ყველაზე სწრაფი პროტონები, რომლებიც ახლახან შევხვდით, მოძრაობენ თითქმის სინათლის სიჩქარით (რაც არის ზუსტად 299,792,458 მ/წმ), მაგრამ ოდნავ ნელა. მაგრამ რამდენად ნელა?

ყველაზე სწრაფი პროტონები, რომლებიც მდებარეობს მხოლოდ შეზღუდვის საზღვარზე, მოძრაობენ 299 792 457.9999999999999918 მეტრი წამში სიჩქარით. თუ ადრე გაუშვით ასეთი პროტონი და ფოტონი

ბორის ა. ხრენოვი,
ფიზიკა-მათემატიკის მეცნიერებათა დოქტორი, ბირთვული ფიზიკის სამეცნიერო-კვლევითი ინსტიტუტის სახელობის D.V. Skobeltsyn მოსკოვის სახელმწიფო უნივერსიტეტი M.V. ლომონოსოვი
„მეცნიერება და ცხოვრება“ No10, 2008 წ

თითქმის ასი წელი გავიდა იმ მომენტიდან, როდესაც აღმოაჩინეს კოსმოსური სხივები - დამუხტული ნაწილაკების ნაკადები, რომლებიც მოდის სამყაროს სიღრმიდან. მას შემდეგ მრავალი აღმოჩენა გაკეთდა კოსმოსურ გამოსხივებასთან დაკავშირებით, მაგრამ ბევრი საიდუმლო მაინც რჩება. ერთ-ერთი მათგანი, ალბათ ყველაზე დამაინტრიგებელი: სად მიიღებენ 10 20 ევ-ზე მეტი ენერგიის მქონე ნაწილაკები, ანუ თითქმის მილიარდი ტრილიონი ელექტრონ ვოლტი, მილიონჯერ მეტი ვიდრე მიიღება უძლიერეს ამაჩქარებელში - დიდ ადრონულ კოლაიდერში. , მოდიხარ? რა ძალები და ველები აჩქარებენ ნაწილაკებს ასეთ ამაზრზენი ენერგიებისკენ?

კოსმოსური სხივები აღმოაჩინა ავსტრიელმა ფიზიკოსმა ვიქტორ ჰესმა 1912 წელს. ის იყო ვენის რადიუმის ინსტიტუტის წევრი და აწარმოებდა კვლევებს იონიზებულ გაზებზე. იმ დროისთვის მათ უკვე იცოდნენ, რომ ყველა აირი (მათ შორის ატმოსფერო) ყოველთვის ოდნავ იონიზირებული იყო, რაც მიუთითებდა რადიოაქტიური ნივთიერების არსებობაზე (როგორიცაა რადიუმი) გაზის შემადგენლობაში ან იონიზაციის საზომ ინსტრუმენტთან ახლოს, სავარაუდოდ დედამიწის ქერქი. იონიზაციის დეტექტორის ამაღლების ექსპერიმენტები ცხელი საჰაერო ბუშტიჩაფიქრებული იყო ამ ვარაუდის შესამოწმებლად, რადგან გაზის იონიზაცია უნდა შემცირდეს დედამიწის ზედაპირიდან დაშორებით. პასუხი საპირისპირო იყო: ჰესმა აღმოაჩინა გარკვეული გამოსხივება, რომლის ინტენსივობა სიმაღლესთან ერთად იზრდებოდა. ეს ვარაუდობდა, რომ ის მოდის კოსმოსიდან, მაგრამ საბოლოოდ დადასტურდა არამიწიერი წარმოშობასხივებმა წარმატებას მიაღწია მხოლოდ მრავალი ექსპერიმენტის შემდეგ (ვ. ჰესს ნობელის პრემია მხოლოდ 1936 წელს მიენიჭა). შეგახსენებთ, რომ ტერმინი „გამოსხივება“ არ ნიშნავს, რომ ეს სხივები ბუნებით მხოლოდ ელექტრომაგნიტურია (როგორიცაა მზის შუქი, რადიოტალღები ან რენტგენის სხივები); იგი გამოიყენებოდა ისეთი ფენომენის აღმოსაჩენად, რომლის ბუნება ჯერ კიდევ არ იყო ცნობილი. და მიუხედავად იმისა, რომ მალე გაირკვა, რომ კოსმოსური სხივების მთავარი კომპონენტია აჩქარებული დამუხტული ნაწილაკები, პროტონები, ტერმინი შემორჩა. ახალი ფენომენის შესწავლამ სწრაფად დაიწყო ისეთი შედეგების გამოღება, რომლებიც ჩვეულებრივ მოიხსენიება როგორც "მეცნიერების უახლესი ზღვარი".

ძალიან მაღალი ენერგიის კოსმოსური ნაწილაკების აღმოჩენამ მაშინვე (პროტონის ამაჩქარებლის შექმნამდე დიდი ხნით ადრე) წამოჭრა კითხვა: როგორია დამუხტული ნაწილაკების აჩქარების მექანიზმი ასტროფიზიკურ ობიექტებში? დღეს ჩვენ ვიცით, რომ პასუხი არატრივიალური აღმოჩნდა: ბუნებრივი, „კოსმოსური“ ამაჩქარებელი ფუნდამენტურად განსხვავდება ადამიანის მიერ შექმნილი ამაჩქარებლებისგან.

მალე გაირკვა, რომ კოსმოსური პროტონები, რომლებიც დაფრინავდნენ მატერიაში, ურთიერთქმედებენ მისი ატომების ბირთვებთან, წარმოქმნიან აქამდე უცნობ არასტაბილურ ელემენტარულ ნაწილაკებს (ისინი ძირითადად დედამიწის ატმოსფეროში იყო დაფიქსირებული). მათი დაბადების მექანიზმის შესწავლამ ნაყოფიერი გზა გახსნა ელემენტარული ნაწილაკების სისტემატიკის აგებისთვის. ლაბორატორიაში პროტონებმა და ელექტრონებმა ისწავლეს აჩქარება და მათი უზარმაზარი ნაკადების მიღება, შეუდარებლად უფრო მკვრივი ვიდრე კოსმოსურ სხივებში. საბოლოო ჯამში, ეს იყო ექსპერიმენტები ნაწილაკების ურთიერთქმედების შესახებ, რომლებიც იღებდნენ ენერგიას ამაჩქარებლებში, რამაც გამოიწვია შექმნა. თანამედროვე ფერწერამიკროსამყარო.

1938 წელს ფრანგმა ფიზიკოსმა პიერ ოჟერმა აღმოაჩინა შესანიშნავი ფენომენი - მეორადი კოსმოსური ნაწილაკების წვიმა, რომელიც წარმოიქმნება პირველადი პროტონების და უკიდურესად მაღალი ენერგიის ბირთვების ურთიერთქმედების შედეგად ატმოსფეროში ატომების ბირთვებთან. აღმოჩნდა, რომ კოსმოსური სხივების სპექტრი შეიცავს ნაწილაკებს ენერგიით 10 15 – 10 18 eV რიგით - მილიონჯერ მეტი ვიდრე ლაბორატორიაში აჩქარებული ნაწილაკების ენერგია. აკადემიკოსმა დიმიტრი ვლადიმროვიჩ სკობელსინმა მისცა განსაკუთრებული მნიშვნელობაასეთი ნაწილაკების შესწავლა და ომის შემდეგ დაუყოვნებლივ, 1947 წელს, თავის უახლოეს კოლეგებთან G.T. Zatsepin და N.A. კოსმოსური სხივების პირველი კვლევების ისტორია გვხვდება ნ.დობროტინისა და ვ.როსის წიგნებში. დროთა განმავლობაში სკოლა დ.ვ. Skobeltsyna გახდა ერთ-ერთი ყველაზე ძლიერი მსოფლიოში და გრძელი წლებიდაადგინა ძირითადი მიმართულებები ულტრამაღალენერგეტიკული კოსმოსური სხივების შესწავლისას. მისმა მეთოდებმა შესაძლებელი გახადა გამოკვლეული ენერგიების დიაპაზონის გაფართოება 10 9-10 13 ევ-დან, ჩაწერილი ბუშტებიდა თანამგზავრები, 10 13 –10 20 eV-მდე. ორმა ასპექტმა ეს კვლევები განსაკუთრებით მიმზიდველი გახადა.

პირველ რიგში, შესაძლებელი გახდა თვით ბუნების მიერ შექმნილი მაღალი ენერგიის პროტონების გამოყენება ატმოსფეროში ატომების ბირთვებთან მათი ურთიერთქმედების შესასწავლად და ელემენტარული ნაწილაკების საუკეთესო სტრუქტურის გასაშიფრად.

მეორეც, არსებობს კოსმოსში ობიექტების პოვნის შესაძლებლობა, რომლებსაც შეუძლიათ ნაწილაკების დაჩქარება უკიდურესად მაღალ ენერგიამდე.

პირველი ასპექტი არც ისე ნაყოფიერი აღმოჩნდა, როგორც სასურველი: ელემენტარული ნაწილაკების წვრილი სტრუქტურის შესწავლა პროტონების ურთიერთქმედების შესახებ გაცილებით მეტ მონაცემს მოითხოვდა, ვიდრე კოსმოსური სხივების მიღებაა შესაძლებელი. ამავდროულად, მიკროსამყაროს გაგებაში მნიშვნელოვანი წვლილი შეიტანა ყველაზე დამოკიდებულების შესწავლამ. ზოგადი მახასიათებლებიპროტონების ურთიერთქმედება მათი ენერგიისგან. სწორედ EAS-ის შესწავლისას აღმოაჩინეს თვისება მეორადი ნაწილაკების რაოდენობისა და მათი ენერგიის განაწილების დამოკიდებულების შესახებ პირველადი ნაწილაკების ენერგიაზე, რაც დაკავშირებულია ელემენტარული ნაწილაკების კვარკ-გლუონურ სტრუქტურასთან. ეს მონაცემები მოგვიანებით დადასტურდა ამაჩქარებლის ექსპერიმენტებში.

დღეს აშენდა კოსმოსური სხივების ურთიერთქმედების საიმედო მოდელები ატმოსფეროს ატომების ბირთვებთან, რამაც შესაძლებელი გახადა ენერგეტიკული სპექტრის და უმაღლესი ენერგიების მათი პირველადი ნაწილაკების შემადგენლობის შესწავლა. გაირკვა, რომ კოსმოსური სხივები არანაკლებ როლს თამაშობენ გალაქტიკის განვითარების დინამიკაში, ვიდრე მისი ველები და ვარსკვლავთშორისი გაზის ნაკადები: კოსმოსური სხივების, გაზისა და მაგნიტური ველის სპეციფიკური ენერგია დაახლოებით უდრის 1 ევ სმ 3-ზე. ვარსკვლავთშორის გარემოში ენერგიის ასეთი ბალანსით, ბუნებრივია ვივარაუდოთ, რომ კოსმოსური სხივების ნაწილაკების აჩქარება ხდება, სავარაუდოდ, იმავე ობიექტებში, რომლებიც პასუხისმგებელნი არიან გაზის გაცხელებაზე და გამოდევნაზე, მაგალითად, ახალ და სუპერნოვას ვარსკვლავებში. როდესაც ისინი აფეთქდებიან.

კოსმოსური სხივების აჩქარების პირველი მექანიზმი შემოგვთავაზა ენრიკო ფერმიმ პროტონებისთვის, რომლებიც შემთხვევით ეჯახებიან ვარსკვლავთშორისი პლაზმის მაგნიტიზებულ ღრუბლებს, მაგრამ მან ვერ ახსნა ყველა ექსპერიმენტული მონაცემი. 1977 წელს აკადემიკოსმა გერმოგენ ფილიპოვიჩ კრიმსკიმ აჩვენა, რომ ამ მექანიზმმა ბევრად უფრო ძლიერად უნდა დააჩქაროს სუპერნოვას ნარჩენების ნაწილაკები დარტყმის ტალღების ფრონტზე, რომელთა სიჩქარე ღრუბლების სიჩქარეზე ზომით მაღალია. დღეს საიმედოდ დადასტურდა, რომ კოსმოსური პროტონებისა და ბირთვების აჩქარების მექანიზმი დარტყმითი ტალღით სუპერნოვას კონვერტებში ყველაზე ეფექტურია. მაგრამ ძნელად შესაძლებელი იქნება მისი გამრავლება ლაბორატორიულ პირობებში: აჩქარება შედარებით ნელია და საჭიროებს ენერგიის დიდ ხარჯვას აჩქარებული ნაწილაკების შესანარჩუნებლად. სუპერნოვას კონვერტებში ეს პირობები არსებობს აფეთქების ბუნების გამო. აღსანიშნავია, რომ კოსმოსური სხივების აჩქარება ხდება უნიკალურ ასტროფიზიკურ ობიექტში, რომელიც პასუხისმგებელია მძიმე ბირთვების (ჰელიუმზე მძიმე) სინთეზზე, რომლებიც რეალურად იმყოფება კოსმოსურ სხივებში.

ჩვენს გალაქტიკაში ათასობით წელზე ნაკლები ასაკის რამდენიმე ცნობილი სუპერნოვაა, რომლებიც შეუიარაღებელი თვალით დაფიქსირდა. ყველაზე ცნობილია კრაბის ნისლეული კუროს თანავარსკვლავედში ("კიბორჩხალა" არის 1054 წელს სუპერნოვას აფეთქების ნარჩენი, აღნიშნულია აღმოსავლურ მატიანეში), კასიოპია A (დაკვირვებული 1572 წელს ასტრონომ ტიხო ბრაჰეს მიერ) და კეპლერის სუპერნოვა თანავარსკვლავედში. ოფიუხუსი (1680 წ.). მათი ჭურვების დიამეტრი დღეს არის 5-10 სინათლის წელი (1 სინათლის წელი = 10 16 მ), ანუ ისინი ფართოვდებიან სინათლის სიჩქარის 0,01 რიგის სიჩქარით და განლაგებულია დაახლოებით ათი ათასი სინათლის მანძილზე. წლები დედამიწიდან. სუპერნოვას კონვერტებს ("ნისლეულები") ოპტიკური, რადიო, რენტგენის და გამა დიაპაზონში აკვირდებოდა კოსმოსური ობსერვატორიები ჩანდრა, ჰაბლი და სპიცერი. მათ საიმედოდ აჩვენეს, რომ ელექტრონების და პროტონების აჩქარება, რომელსაც თან ახლავს რენტგენის გამოსხივება, რეალურად ხდება გარსებში.

შეავსეთ ვარსკვლავთშორისი სივრცე კოსმოსური სხივებით გაზომილი სპეციფიური ენერგიით (~ 1 eV სმ 3-ში) შეიძლება იყოს 2000 წელზე ახალგაზრდა 60 სუპერნოვას ნარჩენი, მაშინ როცა ცნობილია ათზე ნაკლები. ეს დეფიციტი აიხსნება იმით, რომ გალაქტიკის სიბრტყეში, სადაც ვარსკვლავები და სუპერნოვაებია თავმოყრილი, ბევრი მტვერია, რომელიც არ უშვებს სინათლეს დედამიწაზე დამკვირვებელს. რენტგენისა და გამა-სხივების დაკვირვებამ, რომლისთვისაც მტვრის ფენა გამჭვირვალეა, შესაძლებელი გახადა სუპერნოვას დაკვირვებული „ახალგაზრდა“ ჭურვების სიის გაფართოება. ამ ახლად აღმოჩენილი ჭურვიდან უახლესი არის სუპერნოვა G1.9 + 0.3, რომელსაც აკვირდებიან ჩანდრას რენტგენის ტელესკოპით 2008 წლის იანვრიდან. მისი ჭურვის ზომისა და გაფართოების სიჩქარის შეფასებები აჩვენებს, რომ ის ააფეთქეს დაახლოებით 140 წლის წინ, მაგრამ არ იყო ხილული ოპტიკურ დიაპაზონში გალაქტიკის მტვრიანი ფენის მიერ მისი სინათლის სრული შთანთქმის გამო.

ჩვენს გალაქტიკაში აფეთქებული სუპერნოვების შესახებ მონაცემებს ირმის ნახტომი, დამატებულია სხვა გალაქტიკების სუპერნოვების შესახებ მნიშვნელოვნად მდიდარი სტატისტიკა. აჩქარებული პროტონებისა და ბირთვების არსებობის პირდაპირი დადასტურებაა გამა გამოსხივება ფოტონების მაღალი ენერგიით, რომელიც წარმოიქმნება ნეიტრალური პიონების დაშლის შედეგად - პროტონების (და ბირთვების) ურთიერთქმედების პროდუქტები წყაროს მატერიასთან. უმაღლესი ენერგიების ასეთ ფოტონებს აკვირდებიან ტელესკოპებით, რომლებიც აღრიცხავენ EAS-ის მეორადი ნაწილაკების მიერ გამოსხივებულ ვავილოვ-ჩერენკოვის ნათებას. ამ ტიპის ყველაზე მოწინავე ინსტრუმენტი არის ექვს ტელესკოპის კონფიგურაცია, რომელიც შექმნილია HESS-თან თანამშრომლობით ნამიბიაში. ჯერ გაზომეს კრაბის გამა გამოსხივება და მისი ინტენსივობა სხვა წყაროებისთვის ინტენსივობის საზომი გახდა.

მიღებული შედეგი არა მხოლოდ ადასტურებს სუპერნოვაში პროტონებისა და ბირთვების აჩქარების მექანიზმის არსებობას, არამედ საშუალებას გაძლევთ შეაფასოთ აჩქარებული ნაწილაკების სპექტრი: "მეორადი" გამა კვანტების და "პირველადი" პროტონებისა და ბირთვების სპექტრები. ძალიან ახლოს. კიბორჩხალაში მაგნიტური ველი და მისი ზომა იძლევა პროტონების აჩქარებას 10 15 ევ-ის რიგის ენერგიებამდე. კოსმოსური სხივების ნაწილაკების სპექტრები წყაროსა და ვარსკვლავთშორის გარემოში გარკვეულწილად განსხვავებულია, რადგან წყაროდან ნაწილაკების გაქცევის ალბათობა და გალაქტიკაში ნაწილაკების სიცოცხლე დამოკიდებულია ნაწილაკების ენერგიასა და მუხტზე. დედამიწის მახლობლად გაზომილი კოსმოსური სხივების ენერგიის სპექტრისა და შემადგენლობის შედარებამ წყაროს სპექტრთან და შემადგენლობასთან შესაძლებელი გახადა იმის გაგება, თუ რამდენ ხანს მოგზაურობენ ნაწილაკები ვარსკვლავებს შორის. დედამიწის მახლობლად კოსმოსურ სხივებში ლითიუმის, ბერილიუმის და ბორის ბირთვები გაცილებით დიდი აღმოჩნდა, ვიდრე წყაროში - მათი დამატებითი რაოდენობა ჩნდება უფრო მძიმე ბირთვების ვარსკვლავთშორის აირთან ურთიერთქმედების შედეგად. ამ სხვაობის გაზომვით, ჩვენ გამოვთვალეთ რიცხვი Xნივთიერების, რომლითაც გადიოდა კოსმოსური სხივები, მოხეტიალე ვარსკვლავთშორის გარემოში. ბირთვულ ფიზიკაში მატერიის რაოდენობა, რომელსაც ნაწილაკი ხვდება გზაზე, იზომება გ/სმ 2-ში. ეს გამოწვეულია იმით, რომ მატერიის ბირთვებთან შეჯახებისას ნაწილაკების ნაკადის შემცირების გამოსათვლელად, აუცილებელია იცოდეთ ნაწილაკების შეჯახების რაოდენობა ბირთვებთან, რომლებსაც აქვთ განსხვავებული ფართობი (განიკვეთი) მიმართულების მიმართ. ნაწილაკების. ამ ერთეულებში მატერიის რაოდენობის გამოსახატავად, მიიღება ერთი საზომი მასშტაბი ყველა ბირთვისთვის.

ექსპერიმენტულად ნაპოვნი ღირებულება X~ 5 –10 გ / სმ 2 საშუალებას გვაძლევს შევაფასოთ სიცოცხლის ხანგრძლივობა ტკოსმოსური სხივები ვარსკვლავთშორის გარემოში: ტ ≈ X/ρ გ, სად გ- ნაწილაკების სიჩქარე, დაახლოებით სინათლის სიჩქარის ტოლი, ρ ~ 10 –24 გ / სმ 3 - ვარსკვლავთშორისი საშუალო სიმკვრივის საშუალო სიმკვრივე. აქედან გამომდინარე, კოსმოსური სხივების სიცოცხლე დაახლოებით 10 8 წელია. ეს დრო გაცილებით მეტია, ვიდრე სიჩქარით მოძრავი ნაწილაკის ფრენის დრო თანსწორი ხაზით წყაროდან დედამიწამდე (3 · 10 4 წელი ჩვენგან გალაქტიკის მოპირდაპირე მხარის ყველაზე შორეული წყაროებისთვის). ეს ნიშნავს, რომ ნაწილაკები არ მოძრაობენ სწორი ხაზით, არამედ განიცდიან გაფანტვას. გალაქტიკების ქაოტური მაგნიტური ველები ინდუქციით B ~ 10 -6 გაუსით (10 -10 ტესლა) მოძრაობს მათ წრეში რადიუსით (გირორადიუსი) რ = ე/ 3 × 10 4 B, სადაც რმ-ში, ე- ნაწილაკების ენერგია eV-ში, V - მაგნიტური ველის ინდუქცია გაუსში. ნაწილაკების ზომიერი ენერგიების დროს ე

დაახლოებით სწორი ხაზით, მხოლოდ ენერგიის მქონე ნაწილაკები გამოვა წყაროდან ე> 10 19 ევ. მაშასადამე, ნაწილაკების მიმართულება 10 19 eV-ზე ნაკლები ენერგიით, რომელიც ქმნის EAS-ს, არ მიუთითებს მათ წყაროზე. ამ ენერგეტიკულ დიაპაზონში რჩება მხოლოდ მეორადი გამოსხივების დაკვირვება, რომელიც წარმოიქმნება თავად წყაროებში პროტონებისა და კოსმოსური სხივების ბირთვების მიერ. გამა გამოსხივების დაკვირვებადი ენერგიის დიაპაზონში ( ე

კოსმოსური სხივების, როგორც „ადგილობრივი“ გალაქტიკური ფენომენის კონცეფცია მართალი აღმოჩნდა მხოლოდ ზომიერი ენერგიის ნაწილაკებისთვის. ე

1958 წელს გეორგი ბორისოვიჩ კრისტიანსენმა და გერმან ვიქტოროვიჩ კულიკოვმა აღმოაჩინეს კოსმოსური სხივების ენერგეტიკული სპექტრის ფორმის მკვეთრი ცვლილება 3 · 10 15 ევ-ს რიგის ენერგიით. ამ მნიშვნელობის ქვემოთ ენერგიების დროს, ნაწილაკების სპექტრის ექსპერიმენტული მონაცემები, როგორც წესი, წარმოდგენილი იყო „ძალაუფლების კანონის“ სახით, ისე რომ ნაწილაკების რაოდენობა ნმოცემული ენერგიით E ჩათვლილი იყო უკუპროპორციულად ნაწილაკების ენერგიის γ სიმძლავრის მიმართ: ნ(ე) = ა/ეγ (γ არის დიფერენციალური სპექტრის ინდექსი). ენერგია 3 · 10 15 eV-მდე, γ = 2.7 მაჩვენებლით, მაგრამ მაღალ ენერგიებზე გადასვლისას ენერგეტიკული სპექტრი განიცდის "შესვენებას": ენერგიებისთვის. ე> 3 · 10 15 eV γ ხდება 3,15. ბუნებრივია სპექტრის ამ ცვლილების ასოცირება აჩქარებული ნაწილაკების ენერგიის მიახლოებასთან მაქსიმალურ შესაძლო მნიშვნელობამდე, რომელიც გამოითვლება სუპერნოვაებში აჩქარების მექანიზმისთვის. პირველადი ნაწილაკების ბირთვული შემადგენლობა ენერგეტიკულ დიაპაზონში 10 15 – 10 17 eV ასევე საუბრობს სპექტრის რღვევის ასეთი ახსნის სასარგებლოდ. ამის შესახებ ყველაზე სანდო ინფორმაციას გვაწვდის კომპლექსური EAS ინსტალაციები - "MGU", "Tunka", "Tibet", "Cascade". მათი დახმარებით მიიღება არა მხოლოდ ინფორმაცია პირველადი ბირთვების ენერგიის შესახებ, არამედ მათი ატომური რიცხვებიდან გამომდინარე პარამეტრები - შხაპის "სიგანე", ელექტრონებისა და მიონების რაოდენობას შორის თანაფარდობა, ყველაზე ენერგიულთა რიცხვს შორის. ელექტრონები და მათი საერთო რაოდენობა. ყველა ეს მონაცემი მიუთითებს იმაზე, რომ პირველადი ნაწილაკების ენერგიის მატებასთან ერთად სპექტრის მარცხენა კიდიდან მის შესვენებამდე ენერგიამდე შესვენების შემდეგ, ხდება მათი ზრდა. საშუალო წონა... ნაწილაკების მასის მიხედვით შემადგენლობის ასეთი ცვლილება შეესაბამება სუპერნოვაში ნაწილაკების აჩქარების მოდელს - ის შეზღუდულია მაქსიმალური ენერგიით, რაც დამოკიდებულია ნაწილაკების მუხტზე. პროტონებისთვის, ეს მაქსიმალური ენერგია არის 3 · 10 15 eV რიგის და იზრდება აჩქარებული ნაწილაკების (ბირთვის) მუხტის პროპორციულად, ასე რომ, რკინის ბირთვები ეფექტურად აჩქარდება ~ 10 17 eV-მდე. ნაწილაკების ნაკადების ინტენსივობა მაქსიმუმს აღემატება ენერგიით სწრაფად მცირდება.

მაგრამ კიდევ უფრო მაღალი ენერგიების ნაწილაკების რეგისტრაციამ (~ 3 × 10 18 eV) აჩვენა, რომ კოსმოსური სხივების სპექტრი არა მხოლოდ არ იშლება, არამედ უბრუნდება შესვენებამდე დაფიქსირებულ ფორმას!

ენერგიის სპექტრის გაზომვები "ულტრა მაღალ" ენერგიაში ( ე> 10 18 eV) ძალიან რთულია ასეთი ნაწილაკების მცირე რაოდენობის გამო. ამ იშვიათი მოვლენების დასაკვირვებლად აუცილებელია EAS ნაწილაკების ნაკადის დეტექტორების ქსელის შექმნა და მათ მიერ წარმოქმნილი ვავილოვ-ჩერენკოვის გამოსხივება ატმოსფეროში და იონიზაციის გამოსხივება (ატმოსფერული ფლუორესცენცია) ასობით და თუნდაც ათასობით კვადრატულ კილომეტრზე. ასეთი დიდი, რთული დანადგარებისთვის ისინი ირჩევენ ადგილებს შეზღუდული ეკონომიკური აქტივობით, მაგრამ დიდი რაოდენობით დეტექტორების საიმედო მუშაობის უზრუნველსაყოფად. ასეთი დანადგარები ჯერ აშენდა ათეულობით კვადრატულ კილომეტრზე (იაკუტსკი, ჰავერას პარკი, აკენო), შემდეგ ასობით (AGASA, Fly's Eyе, HiRes) და ბოლოს, ახლა იქმნება ინსტალაციები ათასობით კვადრატულ კილომეტრზე (პიერ ოგერი). ობსერვატორია არგენტინაში, ტელესკოპური ინსტალაცია იუტაში, აშშ).

ულტრამაღალი ენერგიის კოსმოსური სხივების შესწავლის შემდეგი ნაბიჯი იქნება EAS-ების ჩაწერის მეთოდის შემუშავება კოსმოსიდან ატმოსფერული ფლუორესცენციის დაკვირვებით. რამდენიმე ქვეყანასთან თანამშრომლობით, რუსეთში იქმნება პირველი EAS კოსმოსური დეტექტორი, TUS პროექტი. კიდევ ერთი ასეთი დეტექტორი საერთაშორისოში უნდა დამონტაჟდეს კოსმოსური სადგური ISS (პროექტები JEM-EUSO და KLPVE).

რა ვიცით დღეს ულტრამაღალი ენერგიის კოსმოსური სხივების შესახებ? ქვედა ფიგურაში ნაჩვენებია კოსმოსური სხივების ენერგეტიკული სპექტრი 10 18 ევ-ზე მეტი ენერგიით, რომელიც მიღებულია უახლესი თაობის მოწყობილობებზე (HiRes, Pierre Auger Observatory) ქვედა ენერგიების კოსმოსური სხივების მონაცემებთან ერთად, რომლებიც, როგორც ზემოთ იყო ნაჩვენები, ეკუთვნის. ირმის ნახტომის გალაქტიკამდე. ჩანს, რომ ენერგიებში 3 · 10 18 -3 · 10 19 eV, დიფერენციალური ენერგიის სპექტრის ინდექსი შემცირდა 2.7-2.8 მნიშვნელობამდე, ზუსტად იგივე, რაც შეინიშნება გალაქტიკური კოსმოსური სხივებისთვის, როდესაც ნაწილაკების ენერგია გალაქტიკური ამაჩქარებლების მაქსიმუმზე გაცილებით დაბალია... განა ეს არ არის იმის მაჩვენებელი, რომ ულტრამაღალი ენერგიების დროს ნაწილაკების ძირითადი ნაკადი იქმნება ექსტრაგალაქტიკური წარმოშობის ამაჩქარებლების მიერ, რომელთა მაქსიმალური ენერგიები გაცილებით მაღალია, ვიდრე გალაქტიკური? გალაქტიკური კოსმოსური სხივების სპექტრის უკმარისობა აჩვენებს, რომ ექსტრაგალაქტიკური კოსმოსური სხივების წვლილი მკვეთრად იცვლება 10 14-10 16 ევ ზომიერი ენერგიების რეგიონიდან გასვლისას, სადაც ის დაახლოებით 30-ჯერ ნაკლებია, ვიდრე გალაქტიკური სხივების წვლილი ( სპექტრი, რომელიც მითითებულია ფიგურაში წყვეტილი ხაზით), ულტრამაღალი ენერგიების რეგიონამდე, სადაც ის ხდება დომინანტი.

ბოლო ათწლეულების განმავლობაში, მრავალი ასტრონომიული მონაცემი დაგროვდა ექსტრაგალაქტიკურ ობიექტებზე, რომლებსაც შეუძლიათ დატვირთული ნაწილაკების აჩქარება 10 19 ევ-ზე ბევრად მაღალი ენერგიებისკენ. აშკარა ნიშანირომ ობიექტი ზომისაა დშეუძლია ნაწილაკების ენერგიად გადაქცევა ემაგნიტური ველის B არსებობა ისეთი, რომ ნაწილაკის გიროდიუსი ნაკლებია დ... ასეთი კანდიდატი წყაროები მოიცავს რადიო გალაქტიკებს (ასხივებენ ძლიერ რადიო ემისიებს); შავი ხვრელების შემცველი აქტიური გალაქტიკების ბირთვები; შეჯახებული გალაქტიკები. ყველა მათგანი შეიცავს გაზის (პლაზმის) ჭავლებს, რომლებიც მოძრაობენ უზარმაზარი სიჩქარით, რომელიც უახლოვდება სინათლის სიჩქარეს. ასეთი გამანადგურებლები ასრულებენ დარტყმითი ტალღების როლს, რომელიც აუცილებელია ამაჩქარებლის მუშაობისთვის. კოსმოსური სხივების დაკვირვებულ ინტენსივობაში მათი წვლილის შესაფასებლად, აუცილებელია გავითვალისწინოთ წყაროების განაწილება დედამიწიდან დისტანციებზე და ნაწილაკების ენერგიის დაკარგვა გალაქტიკათშორის სივრცეში. ფონური კოსმოსური რადიო გამოსხივების აღმოჩენამდე გალაქტიკათშორისი სივრცე "ცარიელი" და გამჭვირვალე ჩანდა არა მხოლოდ ელექტრომაგნიტური გამოსხივებისთვის, არამედ ულტრა მაღალი ენერგიის ნაწილაკებისთვისაც. გალაქტიკათაშორის სივრცეში გაზის სიმკვრივე, ასტრონომიული მონაცემებით, იმდენად მცირეა (10 –29 გ/სმ 3), რომ ასობით მილიარდი სინათლის წლის უზარმაზარ მანძილზეც კი (10 24 მ), ნაწილაკები არ ხვდებიან ბირთვებს. გაზის ატომები. თუმცა, როდესაც გაირკვა, რომ სამყარო სავსეა დაბალი ენერგიის ფოტონებით (დაახლოებით 500 ფოტონი / სმ 3 ენერგიით ევ ~ 10 -3 ევ) დიდი აფეთქების შემდეგ დარჩენილი, ცხადი გახდა, რომ პროტონები და ბირთვები უფრო მეტი ენერგიით ე~ 5 10 19 eV, გრეიზენ-ზაცეპინ-კუზმინის (GZK) ზღვარი, უნდა ურთიერთქმედდეს ფოტონებთან და დაკარგოს b გზაზე ათობით მილიონი სინათლის წლის მანძილზე. ოთქვენი ენერგიის უმეტესი ნაწილი. ამრიგად, სამყაროს აბსოლუტური ნაწილი, რომელიც მდებარეობს ჩვენგან 10 7 სინათლის წელზე მეტი მანძილზე, მიუწვდომელი აღმოჩნდა 5 · 10 19 ევ-ზე მეტი ენერგიის მქონე სხივებში დაკვირვებისთვის. უახლესი ექსპერიმენტული მონაცემები ულტრამაღალი ენერგიის კოსმოსური სხივების სპექტრის შესახებ (HiRes facility, Pierre Auger Observatory) ადასტურებს ამ ენერგიის ლიმიტის არსებობას დედამიწიდან დაკვირვებული ნაწილაკებისთვის.

როგორც ხედავთ, უკიდურესად რთულია ულტრამაღალი ენერგიის კოსმოსური სხივების წარმოშობის შესწავლა: უმაღლესი ენერგიების კოსმოსური სხივების შესაძლო წყაროების ძირითადი ნაწილი (GZK ლიმიტს ზემოთ) იმდენად შორს არის, რომ ნაწილაკები მიმავალ გზაზე. დედამიწა კარგავს წყაროში შეძენილ ენერგიას. ხოლო GZK ლიმიტზე ნაკლები ენერგიების შემთხვევაში, ნაწილაკების გადახრა მაგნიტური ველიგალაქტიკები ჯერ კიდევ დიდია და ნაწილაკების ჩამოსვლის მიმართულება ნაკლებად სავარაუდოა, რომ მიუთითოს წყაროს პოზიცია ციურ სფეროზე.

ულტრამაღალი ენერგიის კოსმოსური სხივების წყაროების ძიებაში, ნაწილაკების ჩამოსვლის ექსპერიმენტულად გაზომილი მიმართულების კორელაციის ანალიზი საკმარისად მაღალი ენერგიები- ისეთი, რომ გალაქტიკის ველები ოდნავ გადახრის ნაწილაკებს მიმართულებიდან წყაროსკენ. წინა თაობის ინსტალაციამ ჯერ არ მოიპოვა დამაჯერებელი მონაცემები ნაწილაკების ჩამოსვლის მიმართულების კორელაციის შესახებ ასტროფიზიკური ობიექტების რომელიმე სპეციალურად შერჩეული კლასის კოორდინატებთან. პიერ ოგერის ობსერვატორიის უახლესი მონაცემები შეიძლება ჩაითვალოს მომავალ წლებში AGN-ის ტიპის წყაროების როლის შესახებ მონაცემების მოპოვების იმედად. ინტენსიური ნაკადებინაწილაკები GZK ლიმიტის რიგის ენერგიებით.

საინტერესოა, რომ AGASA-ს დაწესებულებამ მიუთითა "ცარიელი" მიმართულებების არსებობის შესახებ (ის, სადაც არ არის ცნობილი წყაროები), რომლებზეც ორი ან თუნდაც სამი ნაწილაკი ჩამოდის დაკვირვების პერიოდში. ამან გამოიწვია დიდი ინტერესიფიზიკოსებს შორის, რომლებიც კოსმოლოგიას ეხება - სამყაროს წარმოშობისა და განვითარების მეცნიერება, განუყოფლად არის დაკავშირებული ელემენტარული ნაწილაკების ფიზიკასთან. გამოდის, რომ მიკროსამყაროს სტრუქტურისა და სამყაროს განვითარების ზოგიერთ მოდელში (დიდი აფეთქების თეორია), თანამედროვე სამყაროში პროგნოზირებულია სუპერმასიური ელემენტარული ნაწილაკების შენარჩუნება, რომელთა მასა დაახლოებით 10 23 – 10 24 eV. რომელთაგანაც მნიშვნელოვანია ძალიან ადრეული სტადიაᲓიდი აფეთქება. მათი განაწილება სამყაროში არც თუ ისე ნათელია: ისინი შეიძლება თანაბრად განაწილდნენ სივრცეში, ან "მიიზიდონ" სამყაროს მასიურ რეგიონებში. მათი მთავარი მახასიათებელია ის, რომ ეს ნაწილაკები არამდგრადია და შეუძლიათ უფრო მსუბუქ ნაწილაკებად დაშლა, მათ შორის სტაბილური პროტონები, ფოტონები და ნეიტრინოები, რომლებიც იძენენ უზარმაზარ კინეტიკურ ენერგიას - 10 20 ევ-ზე მეტს. ადგილები, სადაც ასეთი ნაწილაკები გადარჩა (სამყაროს ტოპოლოგიური დეფექტები) შეიძლება აღმოჩნდეს ულტრამაღალი ენერგიის პროტონების, ფოტონების ან ნეიტრინოების წყაროები.

როგორც გალაქტიკური წყაროების შემთხვევაში, ექსტრაგალაქტიკური ულტრამაღალი ენერგიის კოსმოსური სხივების ამაჩქარებლების არსებობა დასტურდება გამა-სხივების დეტექტორების მონაცემებით, მაგალითად, HESS ობიექტის ტელესკოპებით, რომლებიც მიმართულია ზემოთ ჩამოთვლილ ექსტრაგალაქტიკურ ობიექტებზე - კოსმოსური სხივების წყაროების კანდიდატები. .

მათ შორის ყველაზე პერსპექტიულია აქტიური გალაქტიკების ბირთვები (AGN) გაზის ჭავლებით. ერთ-ერთი ყველაზე კარგად შესწავლილი ობიექტი HESS-ის დაწესებულებაში არის M87 გალაქტიკა თანავარსკვლავედის ქალწულში, ჩვენი გალაქტიკიდან 50 მილიონი სინათლის წლის მანძილზე. მის ცენტრში არის შავი ხვრელი, რომელიც უზრუნველყოფს ენერგიას მის მახლობლად მიმდინარე პროცესებისთვის და, კერძოდ, პლაზმის გიგანტური ჭავლით, რომელიც ეკუთვნის ამ გალაქტიკას. M87-ში კოსმოსური სხივების აჩქარება პირდაპირ დასტურდება მის გამა გამოსხივებაზე დაკვირვებით, რომლის ენერგეტიკული სპექტრია 1-10 ტევ (10 12-10 13 eV) ფოტონები, რომლებიც დაფიქსირდა HESS-ის ობიექტზე. M87-დან გამა გამოსხივების დაკვირვებული ინტენსივობა არის კრაბის ინტენსივობის დაახლოებით 3%. ამ ობიექტებამდე მანძილის სხვაობის გათვალისწინებით (5000-ჯერ), ეს ნიშნავს, რომ M87-ის სიკაშკაშე 25 მილიონჯერ აღემატება კრაბის სიკაშკაშეს!

ამ ობიექტისთვის შექმნილი ნაწილაკების აჩქარების მოდელები აჩვენებს, რომ M87-ში აჩქარებული ნაწილაკების ინტენსივობა შეიძლება იყოს იმდენად დიდი, რომ 50 მილიონი სინათლის წლის მანძილზეც კი, ამ წყაროს წვლილს შეუძლია უზრუნველყოს კოსმოსური სხივების დაკვირვებული ინტენსივობა 10 19 eV-ზე მეტი ენერგიით. .

მაგრამ აქ არის საიდუმლო: თანამედროვე მონაცემებში EAS-ების შესახებ ამ წყაროს მიმართ, არ არის ნაწილაკების სიჭარბე 10 19 ევ-ს ენერგიით. განა ეს წყარო არ გამოვლინდება მომავალი კოსმოსური ექსპერიმენტების შედეგებში, ისეთ ენერგიებში, როცა შორეული წყაროები აღარ შეუწყობენ ხელს დაკვირვებულ მოვლენებს? ენერგეტიკული სპექტრის შესვენების სიტუაცია შეიძლება კიდევ ერთხელ განმეორდეს, მაგალითად, 2 · 10 20 ენერგიით. მაგრამ ამჯერად წყარო ხილული უნდა იყოს პირველადი ნაწილაკების ტრაექტორიის მიმართულების გაზომვებში, რადგან ენერგიები > 2 · 10 20 eV იმდენად დიდია, რომ ნაწილაკები არ უნდა გადახრილი იყოს გალაქტიკურ მაგნიტურ ველებში.

როგორც ხედავთ, კოსმოსური სხივების შესწავლის ასწლიანი ისტორიის შემდეგ, ჩვენ კვლავ ველოდებით ახალ აღმოჩენებს, ამჯერად ულტრა მაღალი ენერგიის კოსმოსური გამოსხივების, რომლის ბუნება ჯერ კიდევ უცნობია, მაგრამ შეუძლია მნიშვნელოვანი როლი ითამაშოს სამყაროს სტრუქტურა.

ლიტერატურა:
1) დობროტინი ნ.ა. კოსმოსური სხივები... - M .: ედ. სსრკ მეცნიერებათა აკადემია, 1963 წ.
2) მურზინი ვ.ს. შესავალი კოსმოსური სხივების ფიზიკაში... - M .: ედ. მოსკოვის სახელმწიფო უნივერსიტეტი, 1988 წ.
3) პანასიუკი მ.ი. სამყაროს მოხეტიალეები, ანუ დიდი აფეთქების ექო... - ფრიაზინო: "Vek2", 2005 წ.
4) როსი ბ. კოსმოსური სხივები... - მ .: ატომიზდატი, 1966 წ.
5) ხრენოვი ბ.ა. რელატივისტური მეტეორები// მეცნიერება რუსეთში, 2001, No4.
6) ხრენოვი ბ.ა. და პანასიუკი მ.ი. კოსმოსის მესინჯერები: შორს თუ ახლოს?// ბუნება, 2006, No2.
7) ხრენოვი ბ.ა. და კლიმოვი პ.ა. გახსნა მოლოდინშია// ბუნება, 2008, No4.

კონსერვაციის კანონები მკაცრად იყო დაცული წინა თავებში აღწერილ ყველა შემთხვევაში. როდესაც ერთ-ერთი კანონი არასრულყოფილი აღმოჩნდა, მათ სხვაგვარად უნდა მოეხსნათ იგი. ამრიგად, მასის შენარჩუნების ძველი კანონი გაფართოვდა და გადაიქცა ენერგიის შენარჩუნების უფრო ზოგად კანონად. მეორეს მხრივ, როცა მოსალოდნელი მოვლენები რეალურად არ მომხდარა, მოიფიქრეს ახალი კანონიკონსერვაცია (როგორც ბარიონის რიცხვის კონსერვაციის კანონის შემთხვევაში). თუმცა, ყოველთვის არ არის ადვილი იმის მტკიცება, რომ კონსერვაციის კანონები ზუსტად არის დაცული. განსაკუთრებით იდუმალი ვითარება წარმოიშვა ბირთვული ფიზიკის განვითარების გარიჟრაჟზე რადიოაქტიური ნივთიერებებით გამოსხივებული ნაწილაკების კინეტიკური ენერგიის შესწავლისას.

β-ნაწილაკების ენერგია შეიძლება განისაზღვროს საწყისი რადიოაქტიური ბირთვის, α-ნაწილაკის და საბოლოო ბირთვის მასების გაზომვით. ?-ნაწილაკისა და საბოლოო ბირთვის ჯამური მასა ოდნავ ნაკლები უნდა იყოს საწყისი ბირთვის მასაზე, ხოლო დაკარგული მასის ენერგეტიკული ეკვივალენტი უნდა იყოს?-ნაწილაკების კინეტიკური ენერგიის ტოლი. ფიზიკოსებმა შეძლეს მაღალი სიზუსტით გაზომონ სხვადასხვა ბირთვების და სხვა ნაწილაკების მასები მხოლოდ 1920-იან წლებში. მიუხედავად ამისა, მათ გააკეთეს მნიშვნელოვანი დასკვნა ნაწილაკების ენერგიების შესახებ, მასების ზუსტი ღირებულების ცოდნის გარეშე.

განვიხილოთ თორიუმი-232, რომელიც იშლება?-ნაწილაკად (ჰელიუმი-4) და რადიუმ-228-ად. ყველა თორიუმ-232 ბირთვს აქვს იგივე მასა. რადიუმ-228-ის ყველა ბირთვის მასა ასევე იგივე სიდიდისაა, ისევე როგორც ყველა? - ნაწილაკები. ამ მასების სიდიდის ცოდნის გარეშე, შეიძლება ითქვას, რომ ყოველ ჯერზე, როცა თორიუმ-232 ატომს ასხივებს? - ნაწილაკი, მასის დეფიციტი უნდა იყოს იგივე და, შესაბამისად, კინეტიკური ენერგია? - ნაწილაკები ასევე უნდა იყოს იგივე. . სხვა სიტყვებით რომ ვთქვათ, თორიუმ-232 უნდა ასხივებდეს? - იგივე ენერგიით ნაწილაკები.

როგორ განვსაზღვროთ ნაწილაკების კინეტიკური ენერგია? ცნობილია, რომ რაც უფრო დიდია β-ნაწილაკის ენერგია, მით უფრო ღრმად აღწევს ის ნივთიერებაში. - ნაწილაკები ძალიან ინჰიბირებულია თხელი ფენამყარი, მაგრამ შეუძლია გაიაროს რამდენიმე სანტიმეტრი სისქის ჰაერის ფენა. ამ შემთხვევაში,? - ნაწილაკები განუწყვეტლივ გადასცემენ ენერგიას ჰაერის მოლეკულებს, რომლებთანაც ისინი ეჯახებიან, თანდათან ანელებენ და ელექტრონების დაჭერით, საბოლოოდ ხდებიან ჩვეულებრივი ჰელიუმის ატომები. ასეთ მდგომარეობაში მათი აღმოჩენა აღარ ხდება იმ მეთოდებით, რომლითაც ბეტა ნაწილაკები რეგისტრირდება, ისე რომ რეალურად ქრება.

შესაძლებელია თუ არა ნაწილაკების აღმოჩენა ფირის გამოყენებით ქიმიური ნაერთითუთიის სულფიდს უწოდებენ. ყოველ ჯერზე, როდესაც a? - ნაწილაკი მოხვდება ასეთ ფენას, ეს იწვევს სინათლის სუსტ ციმციმს. თუ წყაროს გვერდით?-ნაწილაკებს (ვთქვათ, თორიუმ-232-ის ნაჭერი ტყვიის ჭურჭელში ძალიან ვიწრო ღიობით) მოვათავსებთ სცინტილაციის მრიცხველი,მაშინ ანთებების რაოდენობა შეესატყვისება წარმოქმნილი? -ნაწილაკების რაოდენობას. თუ სცინტილაციის მრიცხველი უფრო და უფრო შორს არის მოთავსებული წყაროდან,? - ნაწილაკებს მოუწევთ ჰაერის უფრო და უფრო დიდი ფენის გავლა მასში მოსახვედრად. თუ? - ნაწილაკები სხვადასხვა ენერგიით გამოიყოფა, მაშინ ყველაზე დაბალი ენერგიის მქონე ნაწილაკები ძალიან სწრაფად გაქრებოდნენ, უფრო "ენერგიული"? - ნაწილაკები უფრო გრძელ გზას გაივლიან ჰაერში და ა. წყარო, რაოდენობა? - მრიცხველში ჩავარდნილი ნაწილაკები თანდათან უნდა შემცირდეს. თუ? - ნაწილაკები ერთი და იგივე ენერგიით გაფრინდნენ, ყველა ერთსა და იმავე გზას გაივლიდა ჰაერში. შესაბამისად, ცინტილაციურ მრიცხველს უნდა დაარეგისტრიროს იგივე რაოდენობის ნაწილაკები, როდესაც ის შორდება წყაროს, გარკვეულ კრიტიკულ წერტილამდე, რომლის მიღმაც არ დაარეგისტრირებს არც ერთ ნათებას.

ეს ფენომენი შენიშნა ინგლისელმა ფიზიკოსმა უილიამ ჰენრი ბრაგმა 1904 წელს. თითქმის ყველა? -ერთი და იგივე ელემენტის ბირთვებიდან გამოსხივებულ ნაწილაკებს ჰქონდათ იგივე ენერგია და ჰქონდათ იგივე შეღწევის უნარი. ყველა? -თორიუმ-232-ის ნაწილაკებმა გაიარეს ჰაერის 2,8 სისქის ფენაში. სმ,ყველა? -რადიუმის ნაწილაკები-226- 3.3 სმ,პოლონიუმ-212-ის α-ნაწილაკები - 8.6 სმ... ფაქტობრივად, არის გარკვეული გადახრები. 1929 წელს აღმოაჩინეს, რომ ერთი და იგივე რადიოაქტიური ბირთვის ნაწილაკების მცირე ნაწილს შეიძლება ჰქონდეს უჩვეულოდ დიდი. კინეტიკური ენერგიადა დანარჩენზე მეტი შეღწევადი ძალა. ამის მიზეზი ის არის, რომ თავდაპირველი რადიოაქტიური ბირთვი შესაძლოა მდებარეობდეს ერთ-ერთში აღელვებული შტატები.აღგზნებულ მდგომარეობებში ბირთვებს აქვთ უფრო მაღალი ენერგია, ვიდრე ნორმალურ მდგომარეობაში. ძირითადი მდგომარეობა.როდესაც ბირთვი ასხივებს?-ნაწილაკს აგზნებად მდგომარეობაში,?-ნაწილაკი იღებს დამატებით ენერგიას. შედეგად, β ნაწილაკების ძირითადი ჯგუფის გარდა, იქმნება β ნაწილაკების მცირე ჯგუფები უფრო მაღალი შეღწევადობის უნარით, თითო ჯგუფი თითოეული აღგზნებული მდგომარეობისთვის.

როდესაც რადიოაქტიური ბირთვი წარმოიქმნება სხვა ბირთვის დაშლის შედეგად, ის ზოგჯერ აღგზნებულ მდგომარეობაშია მისი წარმოქმნის მომენტიდან. მაშინ მის მიერ გამოსხივებული ნაწილაკების უმეტესობას აქვს უჩვეულოდ მაღალი ენერგია და? -დაბალი ენერგიის მქონე ნაწილაკები ქმნიან მცირე ჯგუფებს. ყალიბდება β-ნაწილაკების ეს ცალკეული ჯგუფები (2-დან 13-მდე) სხვადასხვა ენერგიით დიაპაზონი? - მოცემული ბირთვის ნაწილაკები. სპექტრის თითოეული კომპონენტი, როგორც მოსალოდნელი იყო, შეესაბამება ბირთვის ერთ-ერთ აღგზნებულ მდგომარეობას. მაშ, შესრულებულია? -ნაწილაკების ენერგიის შენარჩუნების კანონი, რაც არ შეიძლება ითქვას? -ნაწილაკების შემთხვევაში.

ენერგია? - ნაწილაკები

თუ გამოტანილი ყველა დასკვნა? - ნაწილაკები გამოსაყენებელი იყო? - ნაწილაკებზე და განხილული ენერგეტიკული ურთიერთობები შესრულდა, ყველა? - ბირთვების დაშლის დროს წარმოქმნილ ნაწილაკებს იგივე კინეტიკური ენერგია ექნებოდათ. თუმცა, ჯერ კიდევ 1900 წელს შეიქმნა შთაბეჭდილება, რომ? - ნაწილაკები გამოიყოფა ნებისმიერი ენერგიით გარკვეულ მაქსიმალურ მნიშვნელობამდე. მომდევნო თხუთმეტი წლის განმავლობაში, მტკიცებულებები თანდათან დაგროვდა, სანამ არ გახდა ნათელი, რომ? - ნაწილაკების ენერგიები ქმნიან უწყვეტ სპექტრს.

თითოეული ბირთვი, რომელიც ასხივებს? - ნაწილაკი დაშლის პროცესში, კარგავს გარკვეული რაოდენობითმასები. მასის შემცირება უნდა შეესაბამებოდეს β-ნაწილაკების კინეტიკური ენერგიის მნიშვნელობას. ამ შემთხვევაში, ან-ის კინეტიკური ენერგია - ჩვენთვის ცნობილი რომელიმე რადიოაქტიური ბირთვის ნაწილაკი არ აღემატება მასის შემცირების ეკვივალენტურ ენერგიას. ამრიგად, მასის შემცირება ნებისმიერი რადიოაქტიური დაშლისას შეესაბამება ამ დაშლის პროცესში წარმოქმნილი β-ნაწილაკების კინეტიკური ენერგიის მაქსიმალურ მნიშვნელობას.

მაგრამ, ენერგიის შენარჩუნების კანონის მიხედვით, არცერთ? - ნაწილაკს არ უნდა ჰქონდეს კინეტიკური ენერგია ნაკლები მასის შემცირების ეკვივალენტურ ენერგიაზე, ანუ? - ნაწილაკების მაქსიმალური კინეტიკური ენერგია ერთდროულად მინიმალური უნდა იყოს. სინამდვილეში ეს ასე არ არის. ძალიან ხშირად? - ნაწილაკები გამოიყოფა მოსალოდნელზე დაბალი კინეტიკური ენერგიით და კანონის შესაბამისი მაქსიმალური მნიშვნელობით.

ენერგიის კონსერვაცია ნაკლებად სავარაუდოა, რომ მიაღწიოს მინიმუმ ერთ? - ნაწილაკს. ზოგს? - ნაწილაკებს აქვთ კინეტიკური ენერგია ოდნავ ნაკლები მაქსიმალურ მნიშვნელობაზე, ზოგს გაცილებით ნაკლები და ზოგს გაცილებით ნაკლები. ყველაზე გავრცელებული კინეტიკური ენერგია მაქსიმალური მნიშვნელობის მესამედია. ზოგადად, ენერგიის ნახევარზე მეტი, რომელიც უნდა წარმოიქმნას მასის შემცირების შედეგად რადიოაქტიური დაშლის დროს, რომელსაც თან ახლავს? -ნაწილაკების გამოვლენა.

ოციან წლებში ბევრი ფიზიკოსი უკვე მიდრეკილი იყო ენერგიის შენარჩუნების კანონის მიტოვებისკენ, თუნდაც იმ პროცესებისთვის, რომლებშიც წარმოიქმნება ნაწილაკები. პერსპექტივა შემაშფოთებელი იყო, რადგან კანონი რჩებოდა ყველა სხვა შემთხვევაში. მაგრამ არსებობს ამ ფენომენის სხვა ახსნა?

1931 წელს ვოლფგანგ პაულიმ შემოგვთავაზა შემდეგი ჰიპოთეზა:? - ნაწილაკი არ იღებს მთელ ენერგიას იმის გამო, რომ იქმნება მეორე ნაწილაკი, რომელიც ატარებს დანარჩენ ენერგიას. ენერგია შეიძლება განაწილდეს ორ ნაწილაკს შორის ნებისმიერი პროპორციით. ზოგიერთ შემთხვევაში, თითქმის მთელი ენერგია გადადის ელექტრონზე და შემდეგ მას აქვს თითქმის მაქსიმალური კინეტიკური ენერგია, რაც უდრის მასის შემცირებას.

ზოგჯერ თითქმის მთელი ენერგია გადადის მეორე ნაწილაკზე, მაშინ ელექტრონის ენერგია პრაქტიკულად ნულის ტოლია. როდესაც ენერგია ორ ნაწილაკს შორის უფრო თანაბრად ნაწილდება, ელექტრონს აქვს შუალედური კინეტიკური ენერგიის მნიშვნელობები.

რომელი ნაწილაკი აკმაყოფილებს პაულის ვარაუდს? შეგახსენებთ? - ნაწილაკები წარმოიქმნება ყოველ ჯერზე, როცა ნეიტრონი ბირთვის შიგნით პროტონად გარდაიქმნება. ნეიტრონის პროტონად გადაქცევის განხილვისას, უდავოდ უფრო ადვილია თავისუფალ ნეიტრონთან გამკლავება. ნეიტრონი არ იქნა აღმოჩენილი, როდესაც პაულიმ პირველად შემოგვთავაზა თავისი თეორია. ჩვენ შეგვიძლია ვისარგებლოთ უკანდახედვით.

როდესაც თავისუფალი ნეიტრონი იშლება პროტონად და ელექტრონად, ეს უკანასკნელი გაფრინდება ნებისმიერი კინეტიკური ენერგიით მაქსიმუმამდე, რაც დაახლოებით უდრის 0,78-ს. მევ... სიტუაცია მსგავსია რადიოაქტიური ბირთვის მიერ ალფა ნაწილაკების გამოსხივებისას, ამიტომ თავისუფალი ნეიტრონის დაშლის განხილვისას აუცილებელია გავითვალისწინოთ პაულის ნაწილაკი.

ჩვენ აღვნიშნავთ პაულის ნაწილაკს Xდა შევეცადოთ გავარკვიოთ მისი თვისებები. მოდით დავწეროთ ნეიტრონის დაშლის რეაქცია:

პ> p ++ e -+ X.

თუ ელექტრული მუხტის შენარჩუნების კანონი დაკმაყოფილებულია ნეიტრონების დაშლის დროს, X- ნაწილაკი უნდა იყოს ნეიტრალური. მართლაც, 0 = 1–1 + 0. როდესაც ნეიტრონი იშლება პროტონად და ელექტრონად, მასის დანაკარგი არის 0,00029 ერთეული ატომური მასის მასშტაბით, რაც დაახლოებით უდრის ელექტრონის მასის ნახევარს. თუ x- ნაწილაკმა მიიღო მთელი ენერგიაც კი, რომელიც წარმოიქმნება მასის გაქრობის შედეგად, და თუ მთელი ენერგია წავიდა მასის წარმოქმნამდე, მასა Xიქნება ელექტრონის მასის მხოლოდ ნახევარი. აქედან გამომდინარე, x- ნაწილაკი უნდა იყოს მსუბუქი ვიდრე ელექტრონი. სინამდვილეში, ის გაცილებით მსუბუქი უნდა იყოს, რადგან ჩვეულებრივ ელექტრონი იღებს გამოთავისუფლებული ენერგიის უმეტეს ნაწილს და ზოგჯერ თითქმის მთელს. უფრო მეტიც, ნაკლებად სავარაუდოა, რომ ენერგია გადაეცემა X-ნაწილაკი, მთლიანად გარდაიქმნება მასად; მისი მნიშვნელოვანი ნაწილი გარდაიქმნება კინეტიკურ ენერგიად X- ნაწილაკები. მასობრივი შეფასება წლების განმავლობაში X- ნაწილაკები სულ უფრო და უფრო მცირდებოდა. საბოლოოდ გაირკვა, რომ X- ნაწილაკს, ფოტონის მსგავსად, მასა არ აქვს, ანუ ფოტონის მსგავსად, გაჩენის მომენტიდან სინათლის სიჩქარით ვრცელდება. თუ ფოტონის ენერგია დამოკიდებულია ტალღის სიგრძეზე, ენერგია X-ნაწილაკი რაღაც მსგავსზეა დამოკიდებული.

შესაბამისად, პაულის ნაწილაკს არც მასა აქვს და არც მუხტი და ცხადი ხდება, რატომ რჩება ის „უხილავი“. დამუხტული ნაწილაკები ჩვეულებრივ აღმოჩენილია მათ მიერ წარმოქმნილი იონების გამო. დიდი მასის გამო დაუმუხტველი ნეიტრონი აღმოაჩინეს. ნაწილაკი მასის გარეშე და მუხტის გარეშე აბნევს ფიზიკას და ართმევს მას დაჭერისა და შესწავლის ნებისმიერ შესაძლებლობას.

მალევე პაულიმ შესთავაზა არსებობა X-ნაწილაკები, მან მიიღო სახელი. თავდაპირველად მათ სურდათ დაერქვათ მას "ნეიტრონი", რადგან ის არ არის დამუხტული, მაგრამ ჰიპოთეზის გამოჩენიდან ერთი წლის შემდეგ, პაული ჩადვიკმა აღმოაჩინა მძიმე დაუმუხტი ნაწილაკი, რომელმაც მიიღო ეს სახელი. იტალიელი ფიზიკოსი ენრიკო ფერმი ნიშნავს იმას X- ნაწილაკი გაცილებით მსუბუქია ვიდრე ჩადვიკის ნეიტრონი. ნეიტრინო,რაც რუსულად ნიშნავს „რაღაც პატარას, ნეიტრალურს“. წინადადება ძალიან წარმატებული იყო და მას შემდეგ მას ასე ეძახდნენ. ჩვეულებრივ აღინიშნება ნეიტრინოები ბერძნული ასო? "შიშველი" ) და ნეიტრონული დაშლა იწერება შემდეგნაირად:

პ> p ++ e -+ ?..

ნეიტრინოები აბსოლუტურად აუცილებელია

პაულის ჰიპოთეზა ნეიტრინოების არსებობის შესახებ და შემდგომში ფერმის მიერ შექმნილი ნეიტრინოს წარმოების დეტალური თეორია ფიზიკოსებმა განსხვავებულად შეხვდნენ. არავის სურდა ენერგიის შენარჩუნების კანონის მიტოვება, თუმცა არსებობდა სერიოზული ეჭვი ამ კანონის გადარჩენის აუცილებლობის შესახებ ნაწილაკების მასის გარეშე და მუხტის გარეშე, ნაწილაკი, რომლის აღმოჩენა შეუძლებელია, ნაწილაკი, ერთადერთი მიზეზი. რომლის არსებობა უბრალოდ ენერგიის შენარჩუნების კანონის გადარჩენის სურვილი იყო. ზოგიერთი ფიზიკოსი მას აჩრდილის ნაწილაკად თვლიდა, ენერგიის დაზოგვის ერთგვარ ხრიკად „ბუღალტრული აღრიცხვა“. სინამდვილეში, ნეიტრინოს კონცეფცია იყო უბრალოდ გამოხატვის საშუალება იმისა, რომ „ენერგიის შენარჩუნების კანონი არ მოქმედებს“. ენერგიის შენარჩუნების კანონი ერთადერთი არ იყო, რომელიც გადაარჩინა ნეიტრინოებმა.

განვიხილოთ სტაციონარული ნეიტრონი, ანუ ნეიტრონი, რომელსაც აქვს ნულოვანი იმპულსი დამკვირვებელთან მიმართებაში. მისი დაშლის დროს პროტონისა და ელექტრონის მთლიანი იმპულსი უნდა იყოს ნული, თუ დაშლას თან ახლავს მხოლოდ ორი ნაწილაკის წარმოქმნა. ელექტრონი უნდა გაფრინდეს ერთი მიმართულებით, პროტონი კი ზუსტად საპირისპირო მიმართულებით (მაგრამ უფრო დაბალი სიჩქარით, რადგან მისი მასა უფრო დიდია. ).

თუმცა, ეს ასე არ არის. ელექტრონი და პროტონი გამოიყოფა იმ მიმართულებით, რომელიც ქმნის კონკრეტულ კუთხეს. მცირე მთლიანი იმპულსი ნაწილაკების გამოსხივების მიმართულებით წარმოიქმნება თითქოს არაფრისგან და ირღვევა იმპულსის შენარჩუნების კანონი. თუმცა, თუ ამ შემთხვევაში ნეიტრინო გამოჩნდება, მას შეუძლია გაფრინდეს ისეთი მიმართულებით, რომ ზუსტად ანაზღაუროს დანარჩენი ორი ნაწილაკების მთლიანი იმპულსი (ნახ. 6).

სხვა სიტყვებით რომ ვთქვათ, იმპულსის შენარჩუნების კანონი მხოლოდ ნეიტრინოების წყალობით სრულდება.

ბრინჯი. 6. ნეიტრონის დაშლა.

ადვილი მისახვედრია, რომ სიტუაცია მსგავსია კუთხური იმპულსით. ნეიტრონს, პროტონს და ელექტრონს აქვთ სპინები თითო +1/2 ან -1/2. დავუშვათ, ნეიტრონის სპინი არის +1/2. მისი დაშლის დროს პროტონისა და ელექტრონის ჯამური სპინი უნდა იყოს +1/2, თუ მოქმედებს კუთხური იმპულსის შენარჩუნების კანონი და მხოლოდ ეს ორი ნაწილაკი წარმოიქმნება დაშლის დროს. Შესაძლებელია? პროტონისა და ელექტრონის სპინები შეიძლება იყოს +1/2 და +1/2; +1/2 და -1/2; -1/2 და -1/2, ანუ ორივე ნაწილაკების ჯამური სპინი არის +1, 0 და -1, შესაბამისად. ის არ არის ტოლი და არ შეიძლება იყოს +1/2 ან -1/2, თუ ნეიტრონული სპინი დასაწყისში იყო -1/2. მოკლედ, თუ ნეიტრონი იშლება მხოლოდ პროტონად და ელექტრონად, ირღვევა კუთხური იმპულსის შენარჩუნების კანონი.

მაგრამ დავუშვათ, რომ დაშლის შედეგად წარმოიქმნება ნეიტრინო +1/2 ან -1/2 სპინით. მაშინ დაშლის დროს წარმოქმნილი სამი ნაწილაკების ჯამური სპინი ყოველთვის იქნება საწყისი ნეიტრონის სპინის ტოლი. შესაბამისად, ნეიტრინოების არსებობას „გადარჩენს“ მინიმუმ სამი კანონი: ენერგიის შენარჩუნების კანონი, იმპულსი და კუთხური იმპულსი. აღსანიშნავია, რომ იგივე ნაწილაკი სამჯერ მუშაობს.

ძნელი სათქმელია, რომელი იყო უარესი: აღიარო ერთი იდუმალი, მოჩვენებითი ნაწილაკის არსებობა თუ ერთი კონსერვაციის კანონის დარღვევა. გაცილებით ადვილია არჩევანის გაკეთება მოჩვენებით ნაწილაკსა და კონსერვაციის სამი კანონის ერთდროულად დარღვევას შორის. ფიზიკოსებს მოჩვენებითი ნაწილაკი უნდა აერჩიათ. თანდათანობით, ნეიტრინოების არსებობა აღიარეს ბირთვულმა მეცნიერებმა. მათ შეწყვიტეს ეჭვი ნეიტრინოების რეალობაში, იმისდა მიუხედავად, შეძლებდნენ თუ არა ამის აღმოჩენას.

ლეპტონის რიცხვის კონსერვაცია

ნეიტრინო არა მხოლოდ ინახავს კონსერვაციის სამ კანონს, არამედ ქმნის ერთ ახალს. იმის გასაგებად, თუ როგორ ხდება ეს, განიხილეთ ნეიტრინოები ანტინაწილაკებთან მიმართებაში.

ანტინეიტრონი იშლება ანტიპროტონად და პოზიტრონად (ანტიელექტრონად). სიტუაცია მსგავსია ნეიტრონის დაშლისა. პოზიტრონი მიფრინავს იმაზე ნაკლები კინეტიკური ენერგიით, ვიდრე უნდა, პოზიტრონი და ანტიპროტონი არ დაფრინავენ ერთმანეთის საპირისპირო მიმართულებით და მათი სპინები სათანადოდ არ გროვდება. ამ შემთხვევაში ნეიტრინოს დამატება ყველაფერს დააბალანსებს.

ბუნებრივია, ჩნდება კითხვა: წარმოიქმნება თუ არა იგივე ნეიტრინო ანტინეიტრონის დაშლისას და ნეიტრონის დაშლისას?

ძნელი არ არის იმის დამტკიცება, რომ ნეიტრინოები განსხვავებულია. ნეიტრინო, რომელსაც აქვს სპინი, ნეიტრონის მსგავსად, ქმნის მაგნიტურ ველს, რომელსაც აქვს ორი განსხვავებული მიმართულება. მაშასადამე, ნეიტრინოები და ანტინეიტრინოები არსებობენ ისევე, როგორც ნეიტრონები და ანტინეიტრონები. როდესაც ნეიტრონი იშლება, ნეიტრინოდან ერთ-ერთი ტყუპი ჩნდება, ხოლო როდესაც ანტინეიტრონი იშლება, მეორე. მაგრამ რომელი მათგანი ახლავს ამ გაფუჭებას?

მე უკვე აღვწერე ბარიონის რიცხვის შენარჩუნების კანონი, რომელიც ამბობს, რომ დახურული სისტემის ბარიონის ჯამური რიცხვი მუდმივი რჩება. არის თუ არა მსგავსი ლეპტონის რიცხვის შენარჩუნების კანონი,რომლითაც დახურული სისტემის მთლიანი ლეპტონის რიცხვი უცვლელი რჩება?რატომ არ მოვითხოვთ ლეპტონებისგან იგივეს, რაც ბარიონებს? სამწუხაროდ, თუ ნეიტრინოები არ შედის განხილვაში, მაშინ ამის გაკეთება შეუძლებელია.

მივაკუთვნოთ ელექტრონს ლეპტონის ნომერი+1, ხოლო პოზიტრონს ან ანტიელექტრონს აქვს ლეპტონის რიცხვი -1. ფოტონს, რომელიც არის მისივე ანტინაწილაკი, არ შეიძლება ჰქონდეს ლეპტონური რიცხვი არც +1 და არც -1 და ლოგიკური იქნება მისთვის ნულოვანი ლეპტონის რიცხვი. ყველა ბარიონს ასევე აქვს ნულოვანი ლეპტონის რიცხვი.

დავუბრუნდეთ ნეიტრონების დაშლას. დავიწყოთ ერთი ნეიტრონით, რომელსაც აქვს ბარიონის რიცხვი 1 და ნულოვანი ლეპტონური რიცხვი. დავუშვათ, რომ ნეიტრონის დაშლის დროს წარმოიქმნება მხოლოდ პროტონი და ელექტრონი. პროტონსა და ელექტრონს უნდა ჰქონდეთ საერთო ბარიონის რიცხვი 1 და ლეპტონის ჯამური რიცხვი 0, თუ ეს ორივე რიცხვი შენარჩუნებულია. მართლაც, ორი ნაწილაკების ბარიონის რიცხვების ჯამი უდრის +1-ს (ანუ 1 + 0) ბარიონის რიცხვის შენარჩუნების კანონის შესაბამისად. პროტონისა და ელექტრონის ჯამური ლეპტონის რიცხვი ასევე უდრის +1-ს (ანუ 1 + 0), თუმცა რეაქციის დასაწყისში ლეპტონის რიცხვი ნულის ტოლი იყო. ამიტომ, ლეპტონის რიცხვი არ არის დაცული.

დავუშვათ, რომ ნეიტრინოები და ანტინეიტრინოები ლეპტონური რიცხვებით +1 და -1, შესაბამისად, ლეპტონებს მიეკუთვნებიან. შემდეგ, როდესაც ნეიტრონი იშლება პროტონად, ელექტრონად და ანტინეიტრინოდ, ლეპტონის რიცხვი შენარჩუნებულია (0 + 1–1 = 0) და დაშლა შეიძლება ჩაიწეროს შემდეგნაირად:

პ> p ++ e -+ "?,

სად "? - ანტინეიტრინო.

როდესაც ლეპტონის ნულოვანი რიცხვის მქონე ანტინეიტრონი იშლება, წარმოიქმნება ანტიპროტონი, პოზიტრონი და ნეიტრინო. სამი წარმოქმნილი ნაწილაკების ლეპტონური რიცხვებია 0, -1 და +1, შესაბამისად, და მათი ჯამი ნულის ტოლია:

„პ> "R -+ "e ++ ?.

თავისუფალ მდგომარეობაში ნეიტრონები და ანტინეიტრონები იშლება პროტონებად და ანტიპროტონებად, საპირისპირო სიტუაცია არ ხდება. თუმცა, ბირთვების შიგნით, პროტონები ზოგჯერ სპონტანურად გადაიქცევა ნეიტრონად (მაგალითად, ფოსფორ-30-ის შემთხვევაში). ანალოგიურად, ანტიმატერიაში, ანტიპროტონები გადაიქცევა ანტინეიტრონად.

როდესაც პროტონი გადაიქცევა ნეიტრონად, წარმოიქმნება პოზიტრონი და ნეიტრინო:

p +> n + "e + +?.

როდესაც ანტიპროტონი გადაიქცევა ანტინეიტრონად, წარმოიქმნება ელექტრონი და ანტინეიტრინო:

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

ორივე შემთხვევაში ლეპტონის რიცხვი შენარჩუნებულია. შეჯამებით, შეგვიძლია ვთქვათ, რომ ელექტრონის გამოსხივებისას უნდა გამოჩნდეს ანტინეიტრინო, ხოლო პოზიტრონის გამოსხივებისას უნდა გამოჩნდეს ნეიტრინო ისე, რომ დაშლის ბოლოს ლეპტონის რიცხვი ნულის ტოლი იყოს.

როდესაც მხედველობაში მიიღება ნეიტრინოები და ანტინეიტრინოები, ლეპტონის რიცხვი შენარჩუნებულია ყველა შესწავლილ სუბატომურ პროცესებში. ამრიგად, ნეიტრინოებისა და ანტინეიტრინოების არსებობამ არა მხოლოდ გადაარჩინა ენერგიის, იმპულსის და კუთხური იმპულსის შენარჩუნების კანონები, არამედ შესაძლებელი გახადა ლეპტონის რიცხვის შენარჩუნების კანონის დადგენა. ამიტომ, ფიზიკოსებს ძალიან გაუჭირდათ ამ ნაწილაკების არსებობის არ აღიარება.

შენიშვნები:

რაც უფრო დიდია მოცემული ბირთვის ნაწილაკების შეღწევის უნარი, მით მეტია მასის დეფიციტი რადიოაქტიური დაშლის პროცესში და უფრო მეტადეს დაშლა, ანუ რაც უფრო დიდია? - ნაწილაკების შეღწევის უნარი ნაკლები პერიოდიბირთვის ნახევარგამოყოფის პერიოდი. თუ თორიუმ-232-ს აქვს 14 მილიარდი წელიწადის ნახევარგამოყოფის პერიოდი, რადიუმ-226-ის ნახევარგამოყოფის პერიოდი 1620 წელია, ხოლო პოლონიუმ-212 არის წამის სამი ათი მილიონი.

მართლაც, წიგნის დასაწყისშივე რომ დავემორჩილო ცდუნებას, შემომეტანა ნეიტრინოების ცნება, რთული იქნებოდა იმის დამტკიცება, რომ ნეიტრინო არ არის მეცნიერული მისტიკის ნაყოფი. თუმცა, რადგან წიგნის პირველი ნახევარი ხაზს უსვამს კონსერვაციის კანონების მნიშვნელობას და მნიშვნელობას, ახლა შეიძლება აჩვენოს, რომ ნეიტრინო, მიუხედავად მისი უცნაური თვისებებისა, არის რეალური და აბსოლუტურად აუცილებელი ნაწილაკი.