12.4. 상대론적 입자의 에너지

12.4.1. 상대론적 입자의 에너지

총에너지상대론적 입자의 나머지 에너지는 상대론적 입자의 나머지 에너지와 운동 에너지로 구성됩니다.

이자형 = 이자형 0 + 티 ,

질량과 에너지의 동등성(아인슈타인의 공식)을 사용하면 상대론적 입자의 나머지 에너지와 총 에너지를 다음과 같이 결정할 수 있습니다.

• 휴식 에너지 ​​-

E 0 = m 0 c 2 ,

여기서 m 0은 상대론적 입자의 나머지 질량(자체 기준 틀에 있는 입자의 질량)입니다. c는 진공에서의 빛의 속도, c ≒ 3.0 ⋅ 10 8 m/s입니다.

• 총 에너지 -

E = MC2,

여기서 m은 움직이는 입자의 질량(상대론적 속도 v로 관찰자에 대해 상대적으로 움직이는 입자의 질량)입니다. c는 진공에서의 빛의 속도, c ≒ 3.0 ⋅ 10 8 m/s입니다.

질량 사이의 관계 m 0(정지 상태의 입자 질량)과 m(움직이는 입자의 질량)은 다음 식으로 결정됩니다.

운동 에너지상대론적 입자는 다음 차이에 의해 결정됩니다.

T = E − E 0 ,

여기서 E는 움직이는 입자의 총 에너지입니다. E = mc 2 ; E 0 - 지정된 입자의 정지 에너지, E 0 = m 0 c 2 ; 질량 m 0과 m은 다음 공식과 관련이 있습니다.

m = m 0 1 − v 2 c 2 ,

여기서 m 0은 입자가 정지해 있는 기준 프레임에 있는 입자의 질량입니다. m은 입자가 속도 v로 움직이는 기준 프레임의 입자 질량입니다. c는 진공에서의 빛의 속도, c ≒ 3.0 ⋅ 10 8 m/s입니다.

명시적으로 운동 에너지상대론적 입자는 다음 공식으로 정의됩니다.

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

예 6. 상대론적 입자의 속도는 빛 속도의 80%입니다. 입자의 전체 에너지가 운동 에너지보다 몇 배 더 큰지 결정하십시오.

해결책 . 상대론적 입자의 총 에너지는 상대론적 입자의 나머지 에너지와 운동 에너지로 구성됩니다.

이자형 = 이자형 0 + 티 ,

여기서 E는 움직이는 입자의 총 에너지입니다. E 0 - 특정 입자의 정지 에너지; T는 운동 에너지입니다.

운동에너지의 차이는 다음과 같습니다

T = E − E 0 .

필요한 수량은 비율입니다

E T = E E − E 0 .

계산을 단순화하기 위해 원하는 값의 역수를 찾아보겠습니다.

T E = E − E 0 E = 1 − E 0 E ,

여기서 E 0 = m 0 c 2 ; E=mc2; m 0 - 정지 질량; m은 움직이는 입자의 질량입니다. c는 진공에서의 빛의 속도이다.

E0와 E에 대한 식을 비율(T/E)로 대체하면 다음과 같습니다.

T E = 1 − m 0 c 2 m c 2 = 1 − m 0 m .

질량 m 0과 m 사이의 관계는 공식에 의해 결정됩니다

m = m 0 1 − v 2 c 2 ,

여기서 v는 상대론적 입자의 속도, v = 0.80c입니다.

여기서부터 질량비를 표현해 보겠습니다.

m 0 m = 1 − v 2 c 2

그리고 이를 (T/E)로 대체합니다:

T E = 1 − 1 − v 2c 2 .

계산해보자:

T E = 1 − 1 − (0.80c) 2c 2 = 1 − 0.6 = 0.4.

필요한 수량은 역비입니다

ET = 1 0.4 = 2.5 .

표시된 속도에서 상대론적 입자의 총 에너지는 운동 에너지를 2.5배 초과합니다.

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모든 직접 가속기와 마찬가지로 반데그라프 발생기의 최대 입자 에너지는 공과 주변 물체 사이의 항복 전압에 의해 제한됩니다. 아무리 주의를 기울여도 기존 설비로는 항복 전압을 천만 볼트 이상으로 높일 수 없습니다.

입자의 최대 에너지를 계산해 봅시다. EQ 필드의 진폭 값에서 계수 V2는 진동의 반주기 동안 필드의 평균값이 계산되기 때문에 얻어집니다.

입자의 최대 에너지를 계산해 봅시다. 필드의 진폭 값 E0에 대한 계수 1/2는 진동의 반주기 동안 필드의 평균값이 계산되기 때문에 얻어집니다.

입자의 최대 에너지를 계산해 봅시다.

0K에서 최대 입자 에너지와 동일한 값 W를 에너지 페르미 준위 또는 간단히 페르미 준위라고 합니다.

우주선으로 인한 에너지 손실은 우주선을 구성하는 입자의 최대 에너지를 제한합니다. 이 제한은 입자의 나이에 따라 달라집니다. 1969년부터 1971년까지. 로켓 실험에서는 우주 마이크로파 배경 방사선의 총 밀도가 20~100배 더 높은 것으로 나타났습니다.

삼중수소는 최대 입자 에너지가 18 61 0 02 keV이고 반감기가 12 43년인 순수(3-방출체)입니다.

사이클로트론의 자기장은 수만 에르스텟에 도달하고, 챔버 반경은 수 미터이며, 최대 입자 에너지는 최대 107eV입니다. 이 에너지는 상대적으로 작지만 핵분열에 대한 첫 번째 실험에서는 충분하다고 간주되었습니다. 사이클로트론에서는 높은 에너지를 얻을 수 없습니다. 상대성 이론에 따르면 입자의 질량은 속도에 따라 증가하므로 이동 중에 순환 빈도가 감소합니다.

삼중수소 방사선 효과의 특이성은 삼중수소 입자의 범위에 따라 결정됩니다. 삼중수소의 p-스펙트럼에서 입자의 최대 에너지는 물질의 밀도가 1g/cm3인 약 6μm의 물질 내 경로에 해당하며 방사선 에너지의 90%는 약 0의 거리에서 소비됩니다. 소스로부터 5μm. 후자의 상황은 매우 중요한 것으로 밝혀졌습니다. 왜냐하면 삼중수소 방사선의 흡수는 인-32 또는 이트륨-90과 같은 p-방사체와 달리 살아있는 세포 크기 정도의 거리에서 발생하기 때문입니다. 이는 조사된 기관에 의해 흡수됩니다. 이와 관련하여, 세포 내 단위의 방사선 민감도가 크게 다르기 때문에 삼중수소의 세포 내 위치를 고려하는 것이 중요합니다.

Coleman [31, 851]은 두 개의 마그네트론의 도움으로 2-8 GHz 주파수의 TM010 유형 진동이 독립적인 결합 구멍을 통해 여기되는 단일 공진기를 사용했습니다. 총 입력 전력이 800kW인 경우 최대 입자 에너지는 15MeV입니다. 사전 그룹화 공진기를 사용하여 필요한 속도와 원하는 위상 변이로 가속 공동에 전자를 주입하여 높은 출력 에너지를 제공합니다. 직렬 전극은 저항 분배기에 연결되어 포물선 법칙에 따라 전위가 분배됩니다.

새로운 입자를 생성한다는 관점에서 총 운동량이 0인 입자가 충돌하는 충돌 빔이 있는 가속기(VI.5.4.3, VI.5.3.4)가 특히 효과적입니다. 덕분에 모든 운동 에너지는 신흥 입자의 나머지 에너지로 변환될 수 있으며 총 운동량도 0입니다. 이것은 이미 우주 방사선 입자의 최대 에너지에 매우 가깝습니다.

베타 입자가 방출됨 원자핵가능한 모든 초기 에너지(0에서 최대값까지)를 사용하면 물질의 범위가 다릅니다. 다양한 방사성 동위원소의 베타 입자의 침투 능력은 일반적으로 모든 베타 입자를 완전히 흡수하는 물질 층의 최소 두께를 특징으로 합니다. 예를 들어, 3~5mm 두께의 알루미늄 층은 최대 입자 에너지가 2MeV인 베타 입자 플럭스로부터 완벽하게 보호합니다. 베타 입자에 비해 훨씬 더 큰 질량을 가진 알파 입자는 원자 껍질의 전자와 충돌할 때 원래 운동 방향에서 매우 작은 편차를 경험하고 거의 선형적으로 움직입니다.

안에 지난 몇 년핵물리학에서 많은 중요한 발견이 이루어졌습니다. 폭넓은 적용두꺼운 층판 방법 (p. 실습에 따르면 이 방법은 극도의 단순성과 연구의 높은 정확성을 결합한 것으로 나타났습니다. 소리가 나는 풍선과 로켓에서 대기의 상층으로 올려진 사진 판을 사용하면 우주선으로 인한 핵 변환을 연구할 수 있습니다. 실험실 조건에서 가속된 입자의 최대 에너지보다 수천 배 더 높은 에너지를 가진 입자. 동시에 사진 판은 낮은 에너지의 입자를 기록하는 데에도 적합합니다.

2015년 7월 16일 00:57

Ethan #14에게 물어보세요: 우주에서 가장 높은 에너지 입자

• 대중과학,
• 물리학

• 번역

내 관찰 결과는 엄청난 침투 에너지의 방사선이 위에서 우리 대기로 들어온다는 가정으로 가장 잘 설명됩니다.
- 빅터 헤스

가장 강력한 입자 가속기인 SLAC, Fermilab, LHC가 우리가 볼 수 있는 가장 높은 에너지의 원천이라고 생각할 수도 있습니다. 하지만 우리가 지상에서 하려고 하는 모든 일은 그와 비교할 수 없습니다. 자연적인 과정우주.

한 독자가 이렇게 묻습니다.

어릴 때부터 판타스틱 4 만화를 읽기 시작한 이후로 우주선에 대해 더 알고 싶었습니다. 이것 좀 도와주실 수 있나요?

한번 살펴보자.

유리 가가린이 지구 표면을 떠나기 전부터 대기의 보호를 넘어 우주는 고에너지 방사선으로 가득 차 있다는 사실이 널리 알려져 있었습니다. 우리는 이것에 대해 어떻게 알았습니까?

첫 번째 의혹은 검전기를 사용한 간단한 실험에서 발생했습니다.

두 개의 금속판이 서로 연결된 장치에 전하를 가하면 두 금속판은 동일한 전하를 받고 서로 밀어냅니다. 시간이 지남에 따라 전하가 주변 공기로 빠져나갈 것으로 예상할 수 있습니다. 따라서 주변에 진공을 생성하는 등의 방법으로 장치를 격리하는 것을 고려할 수 있습니다.

그러나 이 경우에도 검전기는 방전된다. 납으로 절연해도 방전됩니다. 20세기 초 실험자들이 발견한 것처럼 검전기를 높이 올릴수록 방전 속도가 빨라집니다. 몇몇 과학자들은 고에너지 방사선으로 인해 방전이 발생한다는 가설을 내놓았습니다. 그것은 높은 침투 에너지를 가지고 있으며 지구 너머에서 기원합니다.

과학에서는 가설을 테스트하는 것이 관례입니다. 1912년 빅터 헤스(Victor Hess)는 이러한 고에너지 우주 입자를 찾기 위해 풍선 실험을 수행했습니다. 그리고 그는 그것들을 풍부하게 발견하여 우주선의 아버지가 되었습니다.

초기 탐지기는 놀라울 정도로 간단했습니다. 하전 입자의 통과를 "느끼는" 특수 유제를 설정하고 모두 자기장에 놓습니다. 입자가 이것을 통과하면 두 가지 중요한 사실을 배울 수 있습니다.

• 입자의 질량에 대한 전하 비율
• 그리고 그 속도

이는 입자의 경로가 어떻게 구부러지는지에 따라 달라집니다. 이는 적용된 자기장의 세기를 알면 계산할 수 있습니다.

1930년대에 초기 지상 기반 가속기와 우주선 탐지기를 사용한 여러 실험에서 매우 많은 결과가 나왔습니다. 흥미로운 정보. 예를 들어, 대부분의 우주 방사선 입자(90%)는 몇 메가전기볼트부터 측정할 수 있는 높은 에너지까지 다양한 에너지 수준을 가졌습니다! 나머지 대부분은 유사한 에너지 수준을 갖는 두 개의 양성자와 중성자로 구성된 알파 입자 또는 헬륨 핵이었습니다.

이러한 우주선이 지구 대기의 꼭대기에 도달하면, 그들은 그것과 상호작용하고 두 개의 새로운 입자, 즉 1930년에 Dirac이 그 존재를 가정한 양전자를 포함하여 고에너지 입자의 소나기를 생성하는 계단식 반응을 일으킵니다. 이것은 질량은 같지만 양전하를 띠는 반물질 세계의 전자에 대응하는 것이며, 뮤온은 전자와 전하가 동일하지만 206배 더 무거운 불안정한 입자입니다. 양전자는 1932년 칼 안데르센(Carl Andersen)에 의해 발견되었고, 뮤온은 1936년 그와 그의 학생인 세스 네더마이어(Seth Neddermeier)에 의해 발견되었습니다. 그러나 최초의 양전자는 몇 년 전 폴 쿠엔제(Paul Kuenze)에 의해 발견되었는데, 역사는 어떻게든 이를 잊었습니다.

놀라운 사실은 팔을 지면과 평행하게 뻗으면 매초 약 1뮤온이 팔을 통과한다는 것입니다.

당신의 손을 통과하는 모든 뮤온은 우주 광선의 소나기 속에서 탄생하며, 각각의 뮤온은 특수 상대성 이론을 확증합니다! 보시다시피, 이 뮤온은 고도 약 100km에서 생성되지만 뮤온의 평균 수명은 약 2.2마이크로초입니다. 빛의 속도로 움직인다고 해도 660미터밖에 못 가서 분해된다. 그러나 시간 왜곡으로 인해 빛의 속도에 가깝게 움직이는 입자의 시간이 정지해 있는 관찰자의 관점에서 볼 때 느려지기 때문에 이러한 빠르게 움직이는 뮤온은 붕괴되기 전에 지구 표면까지 이동할 수 있습니다.

오늘날로 빨리 감아 보면, 우리는 이 우주 입자의 수와 에너지 스펙트럼을 모두 정확하게 측정했습니다.

100 GeV 정도의 에너지 입자가 가장 일반적이며, 대략 1개의 입자가 통과합니다. 평방 미터매초 지구 표면. 그리고 더 높은 에너지의 입자가 있지만 훨씬 덜 일반적입니다. 희귀할수록 더 많은 에너지를 소비합니다. 예를 들어, 10 16 eV의 에너지를 사용하면 이러한 입자는 1년에 한 번만 평방 미터를 통과합니다. 그리고 에너지가 5 × 10 10 GeV(또는 5 × 10 19 eV)인 가장 높은 에너지 입자는 1년에 한 번씩 10km 측면의 검출기를 통과합니다.

이 아이디어는 다소 이상해 보이지만 구현 이유가 있습니다. 우주선의 에너지에는 제한이 있고 우주의 양성자 속도에는 제한이 있어야 합니다! 우리가 양성자에 전달할 수 있는 에너지에는 제한이 없을 수 있습니다. 하전 입자는 자기장을 사용하여 가속될 수 있으며, 우주에서 가장 크고 가장 활동적인 블랙홀은 양성자를 우리가 관찰한 것보다 훨씬 더 큰 에너지로 가속할 수 있습니다.

그러나 그들은 우리에게 도달하기 위해 우주를 가로질러 여행해야 하며, 우주는 많은 차갑고 낮은 에너지 방사선, 즉 우주 배경 방사선으로 가득 차 있습니다.

고에너지 입자는 우주에서 가장 거대하고 활동적인 블랙홀이 위치한 지역에서만 생성되며, 모두 우리 은하계에서 매우 멀리 떨어져 있습니다. 그리고 5 × 10 10 GeV를 초과하는 에너지를 가진 입자가 나타나면 남은 광자 중 하나가 나올 때까지 수백만 광년 이상 이동할 수 없습니다. 빅뱅, 상호 작용하지 않고 모란을받습니다. 초과 에너지가 방출되고 나머지 에너지는 Greisen-Zatsepin-Kuzmin 한계로 알려진 우주 에너지 한계까지 떨어집니다.

그래서 우리는 물리학자들에게 합리적으로 보이는 유일한 일을 했습니다. 비현실적으로 거대한 탐지기를 만들고 입자를 찾기 시작했습니다!

이름을 딴 전망대 피에르 오제(Pierre Auger)가 바로 그 일을 하고 있습니다. 즉, LHC에서 달성한 에너지의 천만 배에 달하는 이 에너지 한계에 도달하지만 극복하지 못하는 우주선이 있음을 확인하는 것입니다! 이는 우리가 지금까지 만난 가장 빠른 양성자가 거의 빛의 속도(정확히 299.792.458m/s)로 이동하지만 조금 더 느리다는 것을 의미합니다. 하지만 얼마나 느려지나요?

한계에 도달한 가장 빠른 양성자는 초당 299,792,457.999999999999918미터의 속도로 움직입니다. 이전에 그러한 양성자와 광자를 발사하면

보리스 아르카디예비치 크레노프(Boris Arkadyevich Khrenov)
물리 및 수학 과학 박사, 핵물리연구소의 이름을 따서 명명되었습니다. D. V. Skobeltsyn 모스크바 주립 대학. M. V. 로모노소바
“과학과 생명” 2008년 10호

우주 깊은 곳에서 나오는 하전 입자의 흐름인 우주선이 발견된 지 거의 100년이 지났습니다. 그 이후로 우주 방사선과 관련된 많은 발견이 이루어졌지만 여전히 많은 미스터리가 남아 있습니다. 그 중 하나는 아마도 가장 흥미로울 것입니다. 10 20 eV 이상의 에너지를 가진 입자, 즉 거의 10억 조 전자 볼트가 가장 강력한 가속기에서 얻을 수 있는 것보다 백만 배 더 큰 입자는 어디에서 오는 것입니까? 대형 강입자 충돌기? 어떤 힘과 장이 입자를 그러한 괴물 같은 에너지로 가속합니까?

우주선은 1912년 오스트리아의 물리학자 빅터 헤스(Victor Hess)에 의해 발견되었습니다. 그는 비엔나에 있는 라듐 연구소의 직원이었으며 이온화된 가스에 대한 연구를 수행했습니다. 그때까지 그들은 모든 가스(대기 포함)가 항상 약간 이온화되어 있다는 것을 이미 알고 있었습니다. 이는 가스 또는 이온화를 측정하는 장치 근처(대부분 지각에 있을 가능성이 높음)에 방사성 물질(라듐과 같은)이 존재함을 나타냅니다. 이온화 검출기를 높이는 실험 열기구가스 이온화는 지구 표면에서 멀어짐에 따라 감소해야 하기 때문에 이 가정을 테스트하기 위해 고안되었습니다. 대답은 정반대였습니다. 헤스는 고도에 따라 강도가 증가하는 일부 방사선을 발견했습니다. 이는 그것이 우주에서 온 것이라는 암시를 주었지만 결정적으로 입증되었습니다. 외계 기원광선은 수많은 실험 후에야 성공했습니다(W. Hess의 노벨상은 1936년에만 수여되었습니다). "방사선"이라는 용어는 이러한 광선이 순전히 전자기적 특성(예: 햇빛, 전파 또는 X-선)이라는 것을 의미하지 않는다는 점을 기억하십시오. 아직까지 그 성질이 알려지지 않은 현상을 발견하는 데 사용되었습니다. 그리고 우주선의 주요 구성 요소가 가속된 하전 입자인 양성자라는 것이 곧 분명해졌지만 이 용어는 그대로 유지되었습니다. 새로운 현상에 대한 연구는 일반적으로 “과학의 최첨단”으로 간주되는 결과를 빠르게 산출하기 시작했습니다.

매우 높은 에너지의 우주 입자가 즉시(양성자 가속기가 생성되기 오래 전에) 발견되면서 다음과 같은 질문이 제기되었습니다. 천체 물리학 물체에서 하전 입자를 가속하는 메커니즘은 무엇입니까? 오늘날 우리는 그 대답이 사소하지 않다는 것을 알고 있습니다. 자연적인 "우주" 가속기는 인공 가속기와 근본적으로 다릅니다.

물질을 통해 날아가는 우주 양성자가 원자핵과 상호 작용하여 이전에 알려지지 않은 불안정한 기본 입자를 생성한다는 것이 곧 분명해졌습니다(이들은 주로 지구 대기에서 관찰되었습니다). 입자의 탄생 메커니즘에 대한 연구는 기본 입자의 분류 체계를 구축하는 데 유익한 길을 열었습니다. 실험실에서 그들은 양성자와 전자를 가속하고 우주선보다 비교할 수 없을 정도로 밀도가 높은 거대한 흐름을 생성하는 방법을 배웠습니다. 결국, 가속기에서 에너지를 받은 입자들의 상호작용에 대한 실험이 탄생하게 된 것입니다. 현대 회화마이크로월드.

1938년 프랑스 물리학자 피에르 오제(Pierre Auger)는 1차 양성자와 극도로 높은 에너지의 핵이 대기 원자핵과 상호 작용하여 발생하는 2차 우주 입자의 소나기라는 놀라운 현상을 발견했습니다. 우주선의 스펙트럼에는 10 15 –10 18 eV 정도의 에너지를 가진 입자가 있다는 것이 밝혀졌습니다. 이는 실험실에서 가속된 입자 에너지보다 수백만 배 더 높습니다. 학자 Dmitry Vladimirovich Skobeltsyn이 특별한 의미그러한 입자를 연구하고 전쟁 직후인 1947년에 그의 가장 가까운 동료인 G. T. Zatsepin 및 N. A. Dobrotin과 함께 그는 EAS(광범위한 공기 샤워)라고 불리는 대기 중 2차 입자의 폭포에 대한 포괄적인 연구를 조직했습니다. 우주선에 대한 최초의 연구 역사는 N. Dobrotin과 V. Rossi의 책에서 찾을 수 있습니다. 시간이 지남에 따라 D.V. Skobeltsyna는 세계에서 가장 강력한 사람 중 하나로 성장했으며 오랜 세월초고에너지 우주선 연구의 주요 방향을 결정했습니다. 그녀의 방법을 통해 연구 중인 에너지 범위를 10 9 –10 13 eV로 확장할 수 있었습니다. 풍선및 위성, 최대 10 13 –10 20 eV. 두 가지 측면이 이러한 연구를 특히 매력적으로 만들었습니다.

첫째, 자연 자체에서 생성된 고에너지 양성자를 사용하여 대기 원자핵과의 상호 작용을 연구하고 소립자의 미세한 구조를 해독하는 것이 가능해졌습니다.

둘째, 입자를 극도로 높은 에너지로 가속할 수 있는 물체를 우주에서 찾는 것이 가능해졌습니다.

첫 번째 측면은 기대했던 것만큼 효과적이지 않은 것으로 밝혀졌습니다. 기본 입자의 미세 구조를 연구하려면 우주선이 제공할 수 있는 것보다 양성자 상호 작용에 대해 훨씬 더 많은 데이터가 필요했습니다. 동시에, 가장 의존성에 대한 연구는 미시 세계를 이해하는 데 중요한 기여를 했습니다. 일반적 특성에너지에 대한 양성자의 상호 작용. 기본 입자의 쿼크-글루온 구조와 관련된 1차 입자의 에너지에 대한 2차 입자의 수와 에너지 분포의 의존성에서 특징이 발견된 것은 EAS 연구 중에였습니다. 이 데이터는 나중에 가속기 실험에서 확인되었습니다.

오늘날 우주 광선과 대기 원자 핵의 상호 작용에 대한 신뢰할 수 있는 모델이 구축되었으며, 이를 통해 에너지 스펙트럼과 최고 에너지의 1차 입자 구성을 연구할 수 있게 되었습니다. 우주선은 성간 가스의 장과 흐름만큼 은하계 발전의 역학에서 중요한 역할을 한다는 것이 분명해졌습니다. 우주선, 가스 및 자기장의 비에너지는 대략 cm 3 당 1eV와 같습니다. 성간 매체의 이러한 에너지 균형을 통해 우주선 입자의 가속은 폭발 중 신성 및 초신성과 같이 가스를 가열하고 방출하는 동일한 물체에서 발생할 가능성이 가장 높다고 가정하는 것이 당연합니다.

우주선 가속의 첫 번째 메커니즘은 엔리코 페르미(Enrico Fermi)가 성간 플라즈마의 자화된 구름과 혼란스럽게 충돌하는 양성자에 대해 제안했지만 모든 실험 데이터를 설명할 수는 없었습니다. 1977년에 학자 Hermogenes Filippovich Krymsky는 이 메커니즘이 충격파 전선에서 초신성 잔해의 입자를 훨씬 더 강력하게 가속해야 하며 그 속도는 구름의 속도보다 훨씬 더 빠르다는 것을 보여주었습니다. 오늘날 초신성 껍질의 충격파에 의한 우주 양성자와 핵의 가속 메커니즘이 가장 효과적이라는 것이 확실하게 입증되었습니다. 그러나 실험실 조건에서는 이를 재현할 수 없을 것 같습니다. 가속은 상대적으로 느리게 발생하며 가속된 입자를 유지하려면 엄청난 양의 에너지가 필요합니다. 초신성 껍질에서 이러한 조건은 폭발의 본질로 인해 존재합니다. 우주선에 실제로 존재하는 무거운 핵(헬륨보다 무거운)의 합성을 담당하는 독특한 천체 물리학 물체에서 우주선의 가속이 발생한다는 것은 놀랍습니다.

우리 은하에는 육안으로 관찰된 것으로 알려진 천년 미만의 초신성이 여러 개 있습니다. 가장 유명한 것은 황소자리에 있는 게 성운("게"는 동부 연대기에 기록된 1054년 초신성 폭발의 잔해임), 카시오페이아-A(1572년 천문학자 티코 브라헤가 관찰함), 케플러 초신성입니다. 뱀주인자리(Ophiuchus)(1680). 오늘날 껍질의 직경은 5-10 광년 (1 광년 = 10 16 m)입니다. 즉, 광속의 0.01 정도의 속도로 팽창하고 있으며 약 10,000 광년 거리에 있습니다. 지구에서 몇 년. 초신성 껍질(“성운”)은 찬드라, 허블, 스피처 우주 관측소를 통해 광학, 전파, 엑스선, 감마선 범위에서 관찰되었습니다. 그들은 X선 방사선과 함께 전자와 양성자의 가속이 실제로 껍질에서 발생한다는 것을 확실하게 보여주었습니다.

2000년 미만의 초신성 잔해 약 60개는 측정된 비에너지(cm3당 ~1eV)를 갖는 우주선으로 성간 공간을 채울 수 있지만 그 중 10개 미만이 알려져 있습니다. 이러한 부족 현상은 별과 초신성이 밀집된 은하계 평면에 먼지가 많아 지구상의 관찰자에게 빛을 전달하지 않는다는 사실로 설명됩니다. 먼지 층이 투명한 X선과 감마선 관측을 통해 관측된 "젊은" 초신성 껍질의 목록이 확장될 수 있었습니다. 새로 발견된 껍질 중 가장 최근에는 2008년 1월 찬드라 X선 망원경으로 관찰한 초신성 G1.9+0.3이 있습니다. 껍질의 크기와 팽창률 추정에 따르면 이 폭발은 약 140년 전에 발생했지만 은하의 먼지층에 의해 빛이 완전히 흡수되어 광학 범위에서는 볼 수 없었습니다.

우리 은하에서 폭발하는 초신성 데이터에 은하수, 다른 은하계의 초신성에 대한 훨씬 더 풍부한 통계가 추가됩니다. 가속된 양성자와 핵의 존재를 직접 확인하는 것은 중성 파이온의 붕괴로 인한 고에너지 광자를 갖는 감마 방사선입니다. 이는 양성자(및 핵)와 원료 물질의 상호 작용의 산물입니다. 이러한 고에너지 광자는 2차 EAS 입자에서 방출되는 Vavilov-Cherenkov 글로우를 감지하는 망원경을 사용하여 관찰됩니다. 이 유형의 가장 진보된 장비는 나미비아의 HESS와 협력하여 제작된 6개의 망원경 어레이입니다. 게의 감마선이 최초로 측정되었으며, 그 강도는 다른 소스의 강도를 나타내는 척도가 되었습니다.

얻은 결과는 초신성에서 양성자와 핵의 가속 메커니즘의 존재를 확인할 뿐만 아니라 가속된 입자의 스펙트럼을 추정할 수 있게 해줍니다. "2차" 감마선과 "1차" 양성자와 핵의 스펙트럼은 다음과 같습니다. 아주 근접한. 게의 자기장과 그 크기로 인해 양성자는 10 15 eV 정도의 에너지로 가속됩니다. 소스와 성간 매질에 있는 우주선 입자의 스펙트럼은 다소 다릅니다. 입자가 소스를 떠날 확률과 은하계에서 입자의 수명은 입자의 에너지와 전하에 따라 달라지기 때문입니다. 지구 근처에서 측정된 우주선의 에너지 스펙트럼과 구성을 광원의 스펙트럼 및 구성과 비교하면 입자가 별 사이를 이동하는 데 걸리는 시간을 이해할 수 있습니다. 지구 근처의 우주선에는 근원지보다 훨씬 더 많은 리튬, 베릴륨 및 붕소 핵이 있었습니다. 추가 수는 더 무거운 핵과 성간 가스의 상호 작용의 결과로 나타납니다. 이 차이를 측정하여 금액을 계산했습니다. 엑스성간매질을 떠돌면서 우주선이 통과하는 물질. 핵물리학에서는 입자가 경로에서 만나는 물질의 양을 g/cm2로 측정합니다. 이는 물질의 핵과 충돌할 때 입자의 플럭스 감소를 계산하려면 방향에 대해 가로 방향이 다른 영역(단면)을 갖는 핵과 입자의 충돌 횟수를 알아야 하기 때문입니다. 입자의. 이러한 단위로 물질의 양을 표현함으로써 모든 핵에 대한 단일 측정 척도를 얻을 수 있습니다.

실험적으로 찾은 값 엑스~ 5~10g/cm2로 수명을 추정할 수 있습니다. 티성간 물질의 우주선: 티 ≈ 엑스/ρ 씨, 어디 씨- 입자 속도는 빛의 속도와 대략 동일합니다. ρ ~10 –24 g/cm 3 - 성간 매체의 평균 밀도. 따라서 우주선의 수명은 약 108년이다. 이 시간은 빠른 속도로 움직이는 입자의 비행 시간보다 훨씬 깁니다. 와 함께소스에서 지구까지 직선으로(우리 은하 반대편에 있는 가장 먼 소스의 경우 3·10 4년). 이는 입자가 직선으로 움직이지 않고 산란을 경험한다는 것을 의미합니다. 유도 B ~ 10 –6 가우스(10 –10 테슬라)를 갖는 은하의 혼돈 자기장은 반경(회전 반경)이 있는 원 주위로 이동합니다. 아르 자형 = 이자형/3 × 10 4 B, 여기서 아르 자형 m 단위, 이자형- 입자 에너지(eV, V) - 자기장 유도(가우스). 적당한 입자 에너지에서 이자형

대략 직선으로 에너지가 있는 입자만 소스에서 나옵니다. 이자형> 1019eV. 따라서 EAS를 생성하는 10 19 eV 미만의 에너지를 가진 입자의 방향은 그 출처를 나타내지 않습니다. 이 에너지 영역에서 남은 것은 양성자와 우주선 핵에 의해 소스 자체에서 생성된 2차 방사선을 관찰하는 것입니다. 감마선의 관측 가능한 에너지 영역에서 ( 이자형

우주 광선을 "국소적"은하 현상으로 생각하는 것은 중간 정도의 에너지 입자에 대해서만 사실로 밝혀졌습니다. 이자형

1958년에 게오르기 보리소비치 크리스티안센(Georgiy Borisovich Christiansen)과 독일의 빅토로비치 쿨리코프(Viktorovich Kulikov)는 3·10 15 eV 정도의 에너지에서 우주선의 에너지 스펙트럼 모양의 급격한 변화를 발견했습니다. 이 값보다 낮은 에너지에서 입자 스펙트럼에 대한 실험 데이터는 일반적으로 "멱함수" 형식으로 표시되므로 입자 수는 다음과 같습니다. N주어진 에너지로 E는 입자의 에너지 대 γ의 거듭제곱에 반비례하는 것으로 간주됩니다. N(이자형) = ㅏ/이자형γ(γ는 차등 스펙트럼 표시기). 3·10 15 eV의 에너지까지는 지표 γ = 2.7이지만 더 높은 에너지로 전환하면 에너지 스펙트럼이 "단절"됩니다. 이자형> 3·10 15eV γ는 3.15가 됩니다. 스펙트럼의 이러한 변화를 초신성의 가속 메커니즘에 대해 계산된 가능한 최대 값에 가속된 입자의 에너지가 접근하는 것과 연관시키는 것은 당연합니다. 스펙트럼의 중단에 대한 이러한 설명은 에너지 범위 10 15 –10 17 eV에 있는 1차 입자의 핵 구성에 의해서도 뒷받침됩니다. 이에 대한 가장 신뢰할 수 있는 정보는 "MGU", "Tunka", "Tibet", "Cascade"와 같은 복잡한 EAS 설치를 통해 제공됩니다. 도움을 받으면 1차 핵의 에너지에 대한 정보뿐만 아니라 원자 번호에 따른 매개변수(샤워의 "폭", 전자와 뮤온 수 사이의 비율, 가장 에너지가 많은 수 사이)도 얻을 수 있습니다. 전자와 그 총 수. 이 모든 데이터는 스펙트럼의 왼쪽 경계에서 중단 전 에너지까지 1차 입자의 에너지가 증가함에 따라, 평균 체중. 입자 질량 구성의 이러한 변화는 초신성의 입자 가속 모델과 일치합니다. 이는 입자의 전하에 따라 달라지는 최대 에너지에 의해 제한됩니다. 양성자의 경우 이 최대 에너지는 3·10 15 eV 정도이며 가속된 입자(핵)의 전하에 비례하여 증가하므로 철 핵은 ~10 17 eV까지 효과적으로 가속됩니다. 최대 에너지를 초과하는 입자 흐름의 강도는 급격히 감소합니다.

그러나 훨씬 더 높은 에너지(~3·10 18 eV)를 갖는 입자의 등록은 우주선의 스펙트럼이 깨지지 않을 뿐만 아니라, 깨지기 전 관찰된 형태로 되돌아간다는 것을 보여주었습니다!

"초고" 에너지 영역의 에너지 스펙트럼 측정( 이자형> 10 18 eV)는 그러한 입자 수가 적기 때문에 매우 어렵습니다. 이러한 희귀한 현상을 관찰하려면 EAS 입자의 흐름과 Vavilov-Cherenkov 방사선 및 이들이 생성하는 이온화 방사선(대기 형광)에 대한 탐지기 네트워크를 수백, 심지어 수천 영역에 걸쳐 대기 중에 생성해야 합니다. 평방 킬로미터. 이러한 크고 복잡한 설치의 경우 경제 활동이 제한되어 있지만 수많은 감지기의 안정적인 작동을 보장할 수 있는 위치가 선택됩니다. 이러한 시설은 처음에는 수십 평방 킬로미터(Yakutsk, Havera Park, Akeno)에 걸쳐 건설된 다음에는 수백 평방 킬로미터(AGASA, Fly's Eye, HiRes)에 걸쳐 건설되었으며, 마지막으로 현재 수천 평방 킬로미터에 달하는 시설이 만들어지고 있습니다(Pierre Auger Observatory in in 아르헨티나, 미국 유타에 텔레스코픽 설치).

초고에너지 우주선 연구의 다음 단계는 우주에서 대기 형광을 관찰하여 EAS를 탐지하는 방법을 개발하는 것입니다. 러시아는 여러 국가와 협력하여 최초의 우주 EAS 탐지기인 TUS 프로젝트를 만들고 있습니다. 또 다른 그러한 탐지기가 국제 공항에 설치될 것으로 예상됩니다. 우주 정거장 ISS(JEM-EUSO 및 KLPVE 프로젝트).

오늘날 우리는 초고에너지 우주선에 대해 무엇을 알고 있습니까? 아래 그림은 최신 세대 설비(HiRes, Pierre Auger Observatory)를 사용하여 얻은 10 18 eV 이상의 에너지를 갖는 우주선의 에너지 스펙트럼을 위와 같이 낮은 에너지의 우주선에 대한 데이터와 함께 보여줍니다. 은하수 은하. 에너지 3·10 18 –3·10 19 eV에서 차등 에너지 스펙트럼 지수는 입자 에너지가 입자 에너지보다 훨씬 낮을 때 은하 우주 광선에서 관찰된 것과 정확히 동일한 2.7–2.8의 값으로 감소한 것을 볼 수 있습니다. 은하 가속기에 가능한 최대치. 이것은 초고에너지에서 입자의 주요 흐름이 은하계 가속기보다 훨씬 높은 최대 에너지를 갖는 은하외 기원 가속기에 의해 생성된다는 것을 나타내지 않습니까? 은하계 우주선 스펙트럼의 중단은 은하계 우주선의 기여도가 중간 에너지 영역인 10 14 –10 16eV에서 전환될 때 급격히 변한다는 것을 보여줍니다. 여기서 은하계 우주선의 기여도(스펙트럼)보다 약 30배 적습니다. 그림에서 점선으로 표시), 그것이 지배적이 되는 초고에너지 영역으로.

최근 수십 년 동안 하전 입자를 10 19 eV보다 훨씬 높은 에너지로 가속할 수 있는 은하외 물체에 대한 수많은 천문학적 데이터가 축적되었습니다. 분명한 신호그 물체의 크기는 디입자를 에너지로 가속할 수 있음 이자형, 입자의 회전 반경이 더 작도록 이 물체 전체에 자기장 B가 존재합니다. 디. 이러한 후보 광원에는 전파 은하(강한 전파 방출을 방출); 블랙홀을 포함하는 활동은하의 핵; 충돌하는 은하. 그들 모두는 빛의 속도에 접근하는 엄청난 속도로 움직이는 가스 제트(플라즈마)를 포함하고 있습니다. 이러한 제트는 가속기 작동에 필요한 충격파 역할을 한다. 관측된 우주선의 강도에 대한 기여도를 추정하려면 지구로부터 멀리 떨어져 있는 광원의 분포와 은하간 공간에서 입자의 에너지 손실을 고려해야 합니다. 배경 우주 전파 방출이 발견되기 전에는 은하계 공간은 전자기 복사뿐만 아니라 초고에너지 입자에게도 "텅 비어 있고" 투명한 것처럼 보였습니다. 천문학적 데이터에 따르면 은하간 공간의 가스 밀도는 너무 작아서(10 –29 g/cm 3) 수천억 광년(10 24 m)이라는 엄청난 거리에서도 입자가 가스 핵과 만나지 않습니다. 원자. 그러나 우주가 저에너지 광자(약 500광자/cm 3의 에너지)로 가득 차 있다는 것이 밝혀졌을 때 이자형 f ~10 –3 eV), 빅뱅 이후에도 에너지를 가진 양성자와 핵이 더 크다는 것이 분명해졌습니다. 이자형~5·10 19 eV, Greisen-Zatsepin-Kuzmin(GZK) 한계는 광자와 상호 작용해야 하며 b를 잃어야 합니다. 영형당신의 에너지의 대부분. 따라서 우리로부터 10 7 광년 이상 떨어진 곳에 위치한 우주의 압도적인 부분은 5·10 19 eV 이상의 에너지를 가진 광선으로 관찰할 수 없는 것으로 밝혀졌습니다. 초고에너지 우주선 스펙트럼에 대한 최근 실험 데이터(HiRes 설치, 피에르 오제 천문대)는 지구에서 관측된 입자에 대한 이러한 에너지 한계의 존재를 확인합니다.

보시다시피, 초고에너지 우주선의 기원을 연구하는 것은 극히 어렵습니다. 가장 높은 에너지(GZK 한계 이상)의 우주선 소스의 대부분은 너무 멀리 떨어져 있어 입자가 획득한 에너지를 잃습니다. 지구로 가는 길에 근원지에서. 그리고 GZK 한계보다 작은 에너지에서는 입자 편차가 발생합니다. 자기장은하계는 여전히 크며 입자의 도착 방향은 천구의 소스 위치를 나타내지 않습니다.

초고에너지 우주선의 근원을 찾는 과정에서 실험적으로 측정된 입자의 도달 방향과 충분한 고에너지- 은하계의 장은 소스를 향한 방향에서 입자를 약간 편향시킵니다. 이전 세대 설치에서는 특별히 선택된 천체 물리학 물체의 좌표와 입자의 도착 방향의 상관 관계에 대한 설득력 있는 데이터를 아직 제공하지 못했습니다. Pierre Auger Observatory의 최신 데이터는 생성에서 AGN 유형 소스의 역할에 대한 데이터를 향후 몇 년간 얻을 수 있는 희망으로 볼 수 있습니다. 무거운 흐름 GZK 한계 정도의 에너지를 갖는 입자.

흥미롭게도 AGASA 시설에서는 관찰 중에 두 개 또는 심지어 세 개의 입자가 도착하는 "빈" 방향(알려진 소스가 없는 방향)이 존재한다는 징후를 받았습니다. 이로 인해 큰 관심우주론에 관여하는 물리학자들 사이에서는 우주의 기원과 발달에 관한 과학이며 소립자의 물리학과 불가분의 관계가 있습니다. 소우주 구조와 우주 발달(빅뱅 이론)에 대한 일부 모델에서 현대 우주에서 10 23 -10 24 eV 정도의 질량을 가진 초거대 기본 입자가 보존되는 것으로 나타났습니다. 예측된 것, 문제 자체가 그것으로 구성되어야 한다 초기 단계빅뱅. 우주에서의 그들의 분포는 그다지 명확하지 않습니다. 그들은 공간에 균일하게 분포되거나 우주의 거대한 지역에 "유인"될 수 있습니다. 주요 특징은 이러한 입자가 불안정하고 10 20eV 이상의 엄청난 운동 에너지를 획득하는 안정적인 양성자, 광자 및 중성미자를 포함하여 더 가벼운 입자로 붕괴될 수 있다는 것입니다. 그러한 입자가 보존되는 장소(우주의 위상학적 결함)는 양성자, 광자 또는 초고에너지 중성미자의 원천이 될 수 있습니다.

은하계 소스의 경우와 마찬가지로, 은하계 외 초고에너지 우주선 가속기의 존재는 우주선 소스 후보인 위의 은하계 외 물체를 겨냥한 감마선 검출기, 예를 들어 HESS 망원경의 데이터를 통해 확인됩니다.

그중 가장 유망한 것은 가스 제트를 갖춘 활성은하핵(AGN)이었습니다. HESS 시설에서 가장 잘 연구된 물체 중 하나는 우리 은하로부터 5천만 광년 떨어진 처녀자리 별자리에 있는 M87 은하입니다. 그 중심에는 근처의 프로세스, 특히 이 은하계에 속한 거대한 플라즈마 제트에 에너지를 제공하는 블랙홀이 있습니다. M87의 우주선 가속은 HESS 시설에서 관찰된 1–10 TeV(10 12 –10 13 eV) 에너지의 광자의 에너지 스펙트럼인 감마선의 관찰을 통해 직접적으로 확인됩니다. M87에서 관측된 감마선 강도는 게 강도의 약 3%입니다. 이들 물체와의 거리 차이(5000배)를 고려하면 이는 M87의 광도가 게의 광도를 2,500만 배 초과한다는 것을 의미합니다!

이 물체에 대해 생성된 입자 가속 모델은 M87에서 가속된 입자의 강도가 너무 커서 5천만 광년 거리에서도 이 소스의 기여로 인해 10 19 eV 이상의 에너지를 갖는 관측된 우주선의 강도를 생성할 수 있음을 나타냅니다. .

그러나 여기에 미스터리가 있습니다. 이 소스에 대한 EAS에 대한 최신 데이터에는 10 19 eV 정도의 에너지를 가진 입자가 과도하지 않습니다. 그러나 이 소스는 먼 소스가 더 이상 관찰된 사건에 기여하지 않는 에너지에서 미래의 우주 실험 결과에 나타나지 않을까요? 에너지 스펙트럼이 중단되는 상황은 예를 들어 2·10 20 에너지에서 다시 반복될 수 있습니다. 그러나 이번에는 2·10 20 eV보다 큰 에너지가 너무 높아 입자가 은하 자기장에서 편향되어서는 안 되기 때문에 1차 입자의 궤적 방향을 측정할 때 소스를 볼 수 있어야 합니다.

보시다시피, 한 세기 동안 우주선을 연구한 후에 우리는 다시 새로운 발견을 기다리고 있습니다. 이번에는 그 본질이 아직 알려지지 않았지만 우주 구조에서 중요한 역할을 할 수 있는 초고에너지 우주 방사선입니다.

문학:
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이전 장에서 설명한 모든 경우에는 보존법이 엄격하게 준수되었습니다. 법칙 중 하나가 불완전한 것으로 판명되면 다르게 해석해야 했습니다. 따라서 기존의 질량 보존 법칙이 확장되어 보다 일반적인 에너지 보존 법칙으로 바뀌었습니다. 반면에 예상했던 일이 실제로 일어나지 않았을 때 그들은 다음과 같은 생각을 하게 되었다. 새로운 법보존(중입자 보존법칙의 경우와 마찬가지로). 그러나 보존법칙이 정확히 충족된다는 것을 증명하는 것이 항상 쉬운 것은 아닙니다. 방사성 물질에서 방출되는 입자의 운동 에너지를 연구할 때 핵물리학 발전 초기에 특히 신비한 상황이 발생했습니다.

α 입자의 에너지는 초기 방사성 핵, α 입자 및 최종 핵의 질량을 측정하여 결정할 수 있습니다. β-입자와 최종 핵의 총 질량은 초기 핵의 질량보다 약간 작아야 하며, 누락된 질량에 해당하는 에너지는 β-입자의 운동 에너지와 같아야 합니다. 물리학자들은 우리 세기의 20년대에만 다양한 핵과 기타 입자의 질량을 높은 정확도로 측정할 수 있었습니다. 그러나 그들은 질량의 정확한 값을 알지 못한 채 입자 에너지에 관해 몇 가지 중요한 결론을 내렸습니다.

입자(헬륨-4)와 라듐-228로 붕괴되는 토륨-232를 생각해 보세요. 모든 토륨-232 핵은 동일한 질량을 갖습니다. 모든 라듐-228 핵의 질량은 모든 α-입자의 질량과 마찬가지로 동일한 값을 갖습니다. 이러한 질량의 크기를 알지 못하더라도 토륨-232 원자가 α-입자를 방출할 때마다 질량 부족이 동일해야 하며 따라서 α-입자의 운동 에너지도 동일해야 한다고 말할 수 있습니다. 즉, 토륨-232는 동일한 에너지를 갖는 α-입자를 방출해야 합니다.

입자의 운동에너지를 어떻게 결정할 수 있나요? 입자의 에너지가 클수록 물질 속으로 더 깊이 침투하는 것으로 알려져 있습니다. ?-입자의 속도가 매우 느려집니다. 얇은 층단단하지만 수 센티미터 두께의 공기층을 통과할 수 있습니다. 동시에, α-입자는 충돌하는 공기 분자에 지속적으로 에너지를 전달하고 점차 속도를 늦추며 전자를 포착하여 결국 일반 헬륨 원자가 됩니다. 이 상태에서는 입자를 탐지하는 데 사용되는 방법으로 더 이상 탐지할 수 없으므로 실제로 사라집니다.

필름을 사용하여 입자를 감지할 수 있습니까? 화합물, 황화 아연이라고합니다. 입자가 이러한 필름에 닿을 때마다 희미한 빛의 섬광이 발생합니다. 입자 발생원 근처에 놓는 경우(예: 매우 좁은 구멍이 있는 납 용기에 담긴 토륨-232 조각) 섬광 카운터,그러면 플래시 수는 생성된 입자 수에 해당합니다. 섬광 계수기가 광원에서 점점 더 멀리 배치되면 ?-입자가 광원에 도달하기 위해 점점 더 많은 공기를 통과해야 합니다. ?-입자가 다른 에너지로 방출되면 가장 낮은 에너지를 가진 입자는 매우 빠르게 사라지고, 더 "에너지적인" ?-입자는 공기 중에서 더 먼 거리를 이동할 것입니다. 소스, 카운터로 떨어지는 ?-입자의 수는 점차적으로 감소해야 합니다. 만약 입자가 같은 에너지로 방출된다면, 그들은 모두 공기를 통해 같은 경로를 이동할 것입니다. 결과적으로, 섬광 카운터는 광원에서 멀어질 때 특정 임계점까지 동일한 수의 입자를 등록해야 하며, 그 이상에서는 단일 플래시를 등록하지 않습니다.

1904년 영국의 물리학자 윌리엄 헨리 브래그(William Henry Bragg)가 관찰한 것이 바로 이 현상이었습니다. 동일한 원소의 핵에서 방출되는 거의 모든 입자는 동일한 에너지를 가지며 동일한 투과력을 갖습니다. 모든 토륨-232 입자는 2.8 두께의 공기층을 통과했습니다. 센티미터,모두? - 라듐-226 입자 - 3.3 센티미터,α-폴로늄-212 입자 - 8.6 센티미터. 실제로 약간의 편차가 있습니다. 1929년에 동일한 방사성 핵에서 나온 입자의 작은 부분이 비정상적으로 큰 입자를 가질 수 있다는 것이 발견되었습니다. 운동 에너지다른 것보다 침투력이 더 뛰어납니다. 그 이유는 원래 방사성 핵이 다음 중 하나에 위치할 수 있기 때문입니다. 흥분된 상태.들뜬 상태에서 핵은 정상 상태보다 더 큰 에너지를 갖는다 기본상태.핵이 여기 상태에 있는 동안 β-입자를 방출하면 β-입자는 추가 에너지를 받습니다. 결과적으로, α-입자의 주요 그룹 외에도 더 큰 침투력을 갖는 작은 그룹의 α-입자가 각 여기 상태에 대해 한 그룹씩 형성됩니다.

방사성 핵이 다른 핵의 붕괴로 형성되면 생성되는 순간부터 여기 상태에 있는 경우도 있습니다. 그러면 거기에서 방출되는 대부분의 β-입자는 비정상적으로 높은 에너지를 가지며, 더 낮은 에너지를 가진 β-입자는 소그룹을 형성합니다. 에너지가 서로 다른 이러한 개별 그룹의 α-입자(2~13개)가 형성됩니다. 범위?-주어진 핵의 입자. 스펙트럼의 각 구성 요소는 예상대로 핵의 들뜬 상태 중 하나에 해당합니다. 따라서 α-입자의 경우에는 말할 수 없는 α-입자의 에너지 보존 법칙이 충족됩니다.

에너지?-입자

α-입자에 대해 도출된 모든 결론이 α-입자에 적용 가능하고 고려된 에너지 관계가 충족된다면 핵이 붕괴되는 동안 형성된 모든 α-입자는 동일한 운동 에너지를 갖게 됩니다. 그러나 1900년 초에 입자는 특정 최대값까지 어떤 에너지로든 방출된다는 인상이 생겼습니다. 다음 15년 동안 증거는 점차 축적되어 β 입자의 에너지가 연속적인 스펙트럼을 형성한다는 것이 완전히 명백해졌습니다.

붕괴 중에 입자를 방출하는 각 핵은 손실됩니다. 일정량의대중. 질량 감소는 α-입자의 운동 에너지 크기와 일치해야 합니다. 이 경우 우리에게 알려진 방사성 핵 입자의 운동 에너지는 질량 감소에 해당하는 에너지를 초과하지 않습니다. 따라서 방사성 붕괴 동안 질량 감소는 이 붕괴 동안 형성된 β 입자의 운동 에너지의 최대값에 해당합니다.

그러나 에너지 보존의 법칙에 따르면 α-입자 중 어느 것도 질량 감소에 해당하는 에너지보다 작은 운동 에너지를 가져서는 안 됩니다. 즉, α-입자의 최대 운동 에너지도 최소가 되어야 합니다. 실제로는 그렇지 않습니다. 매우 자주?-입자는 예상되는 것보다 적은 운동 에너지로 방출되며 최대값은 법칙에 해당합니다.

에너지 보존은 하나의 α-입자로도 달성될 가능성이 없습니다. 일부 입자는 최대값보다 약간 작은 운동 에너지를 가지며, 다른 입자는 훨씬 적고 다른 입자는 훨씬 적습니다. 운동에너지의 가장 일반적인 값은 최대값의 1/3입니다. 일반적으로 β 입자 형성에 수반되는 방사성 붕괴 동안 질량 감소로 인해 발생해야 하는 에너지의 절반 이상을 감지할 수 없습니다.

20년대에 많은 물리학자들은 적어도 입자가 형성되는 과정에 대해서는 이미 에너지 보존 법칙을 포기하는 경향이 있었습니다. 다른 모든 경우에도 법이 공정하게 유지되었기 때문에 전망은 놀라웠습니다. 하지만 이 현상에 대한 또 다른 설명이 있을까요?

1931년 볼프강 파울리(Wolfgang Pauli)는 다음과 같은 가설을 제안했습니다. 즉, β-입자는 두 번째 입자가 형성되어 나머지 에너지를 가져가기 때문에 모든 에너지를 받지 못합니다. 에너지는 어떤 비율로든 두 입자 사이에 분배될 수 있습니다. 어떤 경우에는 거의 모든 에너지가 전자로 전달된 다음 질량 감소에 해당하는 거의 최대 운동 에너지를 갖습니다.

때로는 거의 모든 에너지가 두 번째 입자로 전달되고 전자의 에너지는 사실상 0이 됩니다. 에너지가 두 입자 사이에 더 고르게 분포되면 전자는 중간의 운동 에너지 값을 갖습니다.

Pauli 가설을 만족하는 입자는 무엇입니까? 기억합시다. 입자는 핵 내부에서 중성자가 양성자로 변할 때마다 발생합니다. 중성자가 양성자로 변환되는 것을 고려할 때 자유 중성자를 다루는 것이 의심할 여지 없이 더 쉽습니다. Pauli가 그의 이론을 처음 제안했을 때 중성자는 발견되지 않았습니다. 우리는 뒤늦은 판단을 활용할 수 있습니다.

자유 중성자가 양성자와 전자로 붕괴되면 전자는 대략 0.78에 해당하는 최대 운동 에너지로 날아갑니다. 메브. 상황은 방사성 핵에 의한 α 입자의 방출과 유사하므로 자유 중성자의 붕괴를 고려할 때 파울리 입자를 고려할 필요가 있습니다.

Pauli 입자를 나타냅니다. 엑스그 속성을 알아 보도록하겠습니다. 중성자 붕괴 반응을 작성해 보겠습니다.

피> 피 ++ 전자 -+ 엑스.

중성자가 붕괴하는 동안 전하 보존의 법칙이 만족된다면, 엑스-입자는 중성이어야 합니다. 실제로 0=1–1+0입니다. 중성자가 양성자와 전자로 붕괴할 때 질량 손실은 원자 질량 규모로 0.00029 단위이며, 이는 전자 질량의 약 절반입니다. 만약에 엑스- 입자는 질량이 사라지면서 발생하는 모든 에너지를 받기도 하고, 그 모든 에너지가 질량이 되는 데로 간다면 질량은 엑스전자 질량의 절반에 불과할 것이다. 따라서, 엑스- 입자는 전자보다 가벼워야 한다. 실제로 전자는 방출되는 에너지의 대부분을 받고 때로는 거의 모든 에너지를 받기 때문에 훨씬 더 가벼워야 합니다. 게다가 에너지가 전달될 가능성도 거의 없습니다. 엑스-입자가 완전히 질량으로 변합니다. 그것의 상당 부분이 운동 에너지로 변합니다. 엑스-입자. 수년에 걸쳐 대량 추정 엑스-입자가 점점 작아졌습니다. 마침내 다음이 분명해졌습니다. 엑스- 광자와 같은 입자는 질량이 없습니다. 즉, 광자와 마찬가지로 발생 순간부터 빛의 속도로 전파됩니다. 광자 에너지가 파장에 따라 달라지면 에너지는 엑스-입자는 비슷한 것에 의존합니다.

결과적으로 Pauli 입자에는 질량도 전하도 없으며 왜 "보이지 않는" 상태로 남아 있는지가 분명해집니다. 하전 입자는 일반적으로 그들이 형성하는 이온으로 인해 감지됩니다. 충전되지 않은 중성자는 질량이 크기 때문에 발견되었습니다. 질량과 전하가 없는 입자는 물리학자를 당황하게 하고 그것을 포착하고 연구할 기회를 박탈합니다.

Pauli가 존재를 제안한 직후 엑스-입자, 그녀에게 이름이 생겼어요. 처음에는 충전되지 않았기 때문에 "중성자"라고 부르고 싶었지만 Pauli의 가설이 나타난 지 1년 후 채드윅은 충전되지 않은 무거운 입자를 발견하여 이 이름을 얻었습니다. 이탈리아의 물리학자 엔리코 페르미(Enrico Fermi)는 다음과 같이 말했습니다. 엑스- 입자는 채드윅이 제안한 중성자보다 훨씬 가볍습니다. x 입자 중성 미자,러시아어로 "작고 중립적인 것"을 의미합니다. 그 제안은 매우 성공적이었으며, 그 이후로 그렇게 불리게 되었습니다. 뉴트리노는 일반적으로 다음과 같이 표시됩니다. 그리스 문자? "나체상" ) 중성자 붕괴는 다음과 같이 쓰여집니다:

피> 피 ++ 전자 -+ ?..

중성미자는 절대적으로 필요하다

중성미자의 존재에 관한 파울리의 가설과 페르미의 중성미자 생성에 관한 상세한 이론은 물리학자들로부터 다르게 받아들여졌습니다. 질량과 전하가 없는 입자, 감지할 수 없는 입자, 유일한 이유가 있는 입자의 도움으로 이 법칙을 저장해야 할 필요성에 대해 심각한 의구심이 있었지만 누구도 에너지 보존 법칙을 포기하고 싶지 않았습니다. 존재한다는 것은 단순히 에너지 보존 법칙을 지키려는 욕구였기 때문입니다. 일부 물리학자들은 이것을 에너지를 절약하기 위한 일종의 속임수인 유령 입자로 간주했습니다. 사실 중성미자라는 개념은 단순히 “에너지 보존 법칙이 성립하지 않는다”는 것을 표현하는 방법에 불과했습니다. 에너지 보존 법칙은 중성미자가 저장한 유일한 법칙이 아니었습니다.

정지 중성자, 즉 관찰자에 대한 운동량이 0인 중성자를 생각해 보겠습니다. 붕괴 중에 두 개의 입자만 형성되면 양성자와 전자의 총 운동량은 0이 되어야 합니다. 전자는 한 방향으로 날아가고 양성자는 정확히 반대 방향으로 날아가야 합니다(그러나 질량이 더 크기 때문에 속도는 더 느립니다) ).

그러나 그렇지 않습니다. 전자와 양성자는 특정 각도를 이루는 방향으로 방출됩니다. 입자 방출 방향의 작은 총 충격량은 마치 허공에서 튀어나온 것처럼 나타나며 운동량 보존 법칙을 위반합니다. 그러나 이 경우 중성미자가 생성되면 다른 두 입자의 전체 운동량을 정확하게 보상하는 방향으로 날아갈 수 있습니다(그림 6).

즉, 운동량 보존의 법칙은 중성미자에 의해서만 충족됩니다.

쌀. 6. 중성자 붕괴.

각운동량과 상황이 유사하다는 것을 쉽게 알 수 있다. 중성자, 양성자, 전자는 각각 +1/2 또는 -1/2의 스핀을 갖습니다. 중성자 스핀이 +1/2이라고 가정해 봅시다. 각운동량 보존 법칙이 유효하고 붕괴 중에 이 두 입자만 형성된다면 붕괴 동안 양성자와 전자의 전체 스핀은 +1/2와 같아야 합니다. 가능합니까? 양성자와 전자의 스핀은 +1/2 및 +1/2와 같을 수 있습니다. +1/2 및 -1/2; -1/2 및 -1/2, 즉 두 입자의 총 스핀은 각각 +1, 0 및 -1입니다. 처음에 중성자 스핀이 -1/2인 경우 이는 동일하지 않으며 +1/2 또는 -1/2와 같을 수 없습니다. 즉, 중성자가 양성자와 전자로만 붕괴하면 각운동량 보존 법칙을 위반하게 됩니다.

그러나 붕괴로 인해 스핀이 +1/2 또는 -1/2인 중성미자가 생성된다고 가정해 보세요. 그러면 붕괴로 인해 발생하는 세 입자의 총 스핀은 항상 원래 중성자의 스핀과 같습니다. 결과적으로 중성미자의 존재는 에너지, 운동량 및 각운동량 보존 법칙이라는 최소한 세 가지 법칙을 "저장"합니다. 동일한 입자가 삼중 작업을 수행한다는 점은 주목할 만합니다.

신비롭고 유령 같은 입자의 존재를 인식하는 것과 보존법칙을 위반하는 것 중 어느 것이 더 나빴는지 말하기는 어렵습니다. 유령 입자와 세 가지 보존 법칙 위반 중에서 한 번에 선택하는 것이 훨씬 쉽습니다. 물리학자들은 유령 입자를 선택해야 했습니다. 점차적으로 핵과학자들은 중성미자의 존재를 인정하게 되었습니다. 그들은 중성미자를 감지할 수 있는지 여부에 관계없이 그 존재에 대한 의심을 중단했습니다.

렙톤수 보존

뉴트리노는 세 가지 보존 법칙을 보존할 뿐만 아니라 하나의 새로운 보존 법칙도 만듭니다. 이것이 어떻게 발생하는지 이해하려면 반입자와 관련된 중성미자를 고려하십시오.

반중성자는 반양성자와 양전자(반전자)로 붕괴됩니다. 상황은 중성자의 붕괴와 유사합니다. 양전자는 필요한 것보다 적은 운동 에너지로 날아가고, 양전자와 반양성자는 서로 반대 방향으로 날아가지 않으며, 스핀도 제대로 합산되지 않습니다. 이 경우 중성미자를 추가하면 모든 것이 균형을 이룰 것입니다.

당연히 질문이 생깁니다. 반중성자의 붕괴와 중성자의 붕괴 중에 동일한 중성미자가 형성됩니까?

중성미자가 다르다는 것을 증명하는 것은 어렵지 않습니다. 중성자와 같은 스핀을 갖는 중성미자는 서로 다른 두 방향의 자기장을 생성합니다. 따라서 중성미자 및 반중성미자는 중성자 및 반중성자와 같은 방식으로 존재합니다. 중성자의 붕괴로 중성미자 쌍둥이 중 하나가 생성되고, 반중성자의 붕괴로 다른 하나가 생성됩니다. 그러나 그들 중 어느 것이 이러한 부패를 동반합니까?

나는 이미 중입자 수 보존의 법칙을 설명했는데, 이는 닫힌 계의 총 중입자 수가 일정하게 유지된다는 것입니다. 비슷한 게 있나요 렙톤 수 보존 법칙,그것에 따르면 닫힌 시스템의 총 렙톤 수는 변하지 않습니까?중입자와 마찬가지로 렙톤에도 동일한 것을 요구하지 않는 이유는 무엇입니까? 불행하게도 중성미자가 고려 사항에 포함되지 않으면 이는 불가능합니다.

전자에 귀속시키자 렙톤수+1이고 양전자나 반전자의 렙톤 수는 -1입니다. 자체 반입자인 광자는 +1 또는 -1의 렙톤 수를 가질 수 없으며, 렙톤 수 0을 할당하는 것이 논리적입니다. 모든 중입자는 렙톤 수치도 0입니다.

중성자의 붕괴로 다시 돌아가 보겠습니다. 중입자 수가 1이고 경입자 수가 0인 하나의 중성자부터 시작하겠습니다. 중성자의 붕괴로 인해 양성자와 전자만 생성된다고 가정해 보겠습니다. 양성자와 전자는 두 숫자가 모두 보존된다면 총 바리온 수는 1이어야 하고 총 렙톤 수는 0이어야 합니다. 실제로, 중입자 보존 법칙에 따르면 두 입자의 중입자 수의 합은 +1(즉, 1 + 0)과 같습니다. 반응 시작 시 렙톤 수는 0이었지만 양성자와 전자의 총 렙톤 수는 +1(즉, 1 + 0)과 같습니다. 따라서 렙톤수는 보존되지 않습니다.

렙톤에는 각각 렙톤 수가 +1과 -1인 중성미자와 반중성미자가 포함되어 있다고 가정해 보겠습니다. 그런 다음 중성자가 양성자, 전자 및 반중성미자로 붕괴할 때 렙톤 수는 보존되며(0 + 1–1 = 0) 붕괴는 다음과 같이 쓸 수 있습니다.

피> 피 ++ 전자 -+ "?,

어디서 "? - 반중성미자.

렙톤수가 0인 반중성자가 붕괴하면 반양성자, 양전자, 중성미자가 생성됩니다. 생성된 세 입자의 렙톤 수는 각각 0, -1, +1이고 그 합은 0입니다.

"피> "R-+ "전자 ++ ?.

자유 상태에서는 중성자와 반중성자가 양성자와 반양성자로 붕괴하며, 반대 상황은 발생하지 않습니다. 그러나 핵 내부에서는 양성자가 때때로 자발적으로 중성자로 변환됩니다(예: 인-30의 경우). 마찬가지로, 반물질에서는 반양성자가 반중성자로 변합니다.

양성자가 중성자로 변하면 양전자와 중성미자가 형성됩니다.

p + > n + "e + + ?.

반양성자가 반중성자로 변하면 전자와 반중성미자가 형성됩니다.

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

두 경우 모두 렙톤 수가 보존됩니다. 요약하자면, 전자의 방출은 반중성미자를 생성해야 하고, 양전자의 방출은 중성미자를 생성해야 하므로 붕괴가 끝나면 렙톤 수는 0이 된다고 말할 수 있습니다.

중성미자와 반중성미자를 고려하면 연구된 모든 아원자 과정에서 렙톤 수가 보존됩니다. 따라서 중성미자와 반중성미자의 존재는 에너지 보존 법칙, 운동량 보존 법칙, 각운동량 보존 법칙을 살렸을 뿐만 아니라 렙톤수 보존 법칙의 확립도 가능하게 했다. 따라서 물리학자들이 이러한 입자의 존재를 인식하지 못하는 것은 매우 어려운 일이었습니다.

노트:

주어진 핵의 α-입자의 침투 능력이 클수록 방사성 붕괴 과정에서 질량 부족이 커지고 더 커집니다. 가능성이 더 높음이 붕괴의 즉, 입자의 침투 능력이 클수록, 더 적은 기간핵의 반감기. 토륨-232의 반감기는 140억년이고, 라듐-226은 1620년, 폴로늄-212의 반감기는 3천만분의 1초이다.

실제로 책의 맨 처음에 중성미자 개념을 소개하려는 유혹을 받았다면 중성미자가 과학적 신비주의의 산물이 아니라는 것을 증명하기 어려웠을 것입니다. 그러나 책의 전반부는 보존 법칙의 의미와 중요성을 강조하므로 이제 중성미자는 그 모든 이상한 특성에도 불구하고 실제적이고 절대적으로 필요한 입자임을 보여줄 수 있습니다.