12.4. Харьцангуй бөөмийн энерги

12.4.1. Харьцангуй бөөмийн энерги

Нийт эрчим хүчХарьцангуй бөөмийн амрах энерги ба түүний кинетик энергиээс бүрдэнэ.

E = E 0 + T,

Масс ба энергийн эквивалент(Эйнштейний томьёо) нь харьцангуй бөөмийн амрах энерги болон түүний нийт энергийг дараах байдлаар тодорхойлох боломжийг олгоно.

• амрах энерги -

E 0 = m 0 c 2,

энд m 0 нь харьцангуйн бөөмийн амрах масс (өөрийн жишиг хүрээн дэх бөөмийн масс); c - вакуум дахь гэрлийн хурд, c ≈ 3.0 ⋅ 10 8 м / с;

• нийт эрчим хүч -

E = mc 2,

Энд m нь хөдөлж буй бөөмийн масс (v харьцангуй хурдтай ажиглагчтай харьцангуй хөдөлж буй бөөмийн масс); c - вакуум дахь гэрлийн хурд, c ≈ 3.0 ⋅ 10 8 м / с.

Масс хоорондын хамаарал m 0 (амралт дахь бөөмийн масс) ба m (хөдөлгөөнт бөөмийн масс) нь илэрхийлэлээр тодорхойлогддог.

Кинетик энергиХарьцангуй бөөмийг ялгаагаар тодорхойлно:

T = E - E 0,

Энд E нь хөдөлж буй бөөмийн нийт энерги, E = mc 2; E 0 - заасан бөөмийн амрах энерги, E 0 = m 0 c 2; m 0 ба m массыг томъёогоор холбоно

m = m 0 1 - v 2 c 2,

энд m 0 нь бөөмс тайван байх үеийн жишиг хүрээн дэх бөөмийн масс; m нь тоосонцор v хурдтайгаар хөдөлж буй жишиг хүрээн дэх бөөмийн масс; c - вакуум дахь гэрлийн хурд, c ≈ 3.0 ⋅ 10 8 м / с.

Илэрхий кинетик энергихарьцангуйн бөөмийг томъёогоор тодорхойлно

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

Жишээ 6. Харьцангуй бөөмийн хурд нь гэрлийн хурдны 80% байна. Бөөмийн нийт энерги нь кинетик энергиэс хэд дахин их болохыг тодорхойл.

Шийдэл. Харьцангуй бөөмийн нийт энерги нь релятивист бөөмийн амрах энерги ба түүний кинетик энергийн нийлбэр юм.

E = E 0 + T,

Энд E нь хөдөлж буй бөөмийн нийт энерги; E 0 - заасан бөөмийн амрах энерги; T нь түүний кинетик энерги юм.

Тиймээс кинетик энерги нь ялгаа юм

T = E - E 0.

Хүссэн тоо хэмжээ нь харьцаа юм

E T = E E - E 0.

Тооцооллыг хялбарчлахын тулд бид хайж буй зүйлийн хариуг олно.

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

Энд E 0 = m 0 c 2; E = mc 2; м 0 - амрах масс; m нь хөдөлж буй бөөмийн масс; c нь вакуум дахь гэрлийн хурд юм.

E 0 ба E-ийн илэрхийлэлийг (T / E) харьцаанд орлуулах нь өгдөг

T E = 1 - m 0 c 2 м c 2 = 1 - м 0 м.

m 0 ба m массын хоорондох холболтыг томъёогоор тодорхойлно

m = m 0 1 - v 2 c 2,

Энд v нь харьцангуй бөөмийн хурд, v = 0.80c.

Үүнээс массын харьцааг илэрхийлье.

м 0 м = 1 - v 2 c 2

ба үүнийг (T / E) гэж орлуулна:

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

Тооцоолъё:

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

Хайж буй хэмжигдэхүүн нь урвуу хамаарал юм

E T = 1 0.4 = 2.5.

Заасан хурдтай харьцангуй бөөмийн нийт энерги нь түүний кинетик энергиэс 2.5 дахин их байна.

Хуудас 1

Ван де Граффын генератор дахь бөөмийн хамгийн их энерги нь аливаа шууд үйлдэлт хурдасгуурын нэгэн адил бөмбөг болон хүрээлэн буй объектуудын хоорондох эвдрэлийн хүчдэлээр хязгаарлагддаг. Одоо байгаа суурилуулалтанд хамгийн болгоомжтой хандсан ч эвдрэлийн хүчдэлийг арван сая вольтоос дээш өсгөх боломжгүй юм.

Бөөмийн хамгийн их энергийг тооцоолъё. Талбайн хагас хугацааны хэлбэлзлийн дундаж утгыг тооцдог тул талбайн EQ-ийн далайцын утга дахь V2 коэффициентийг авна.

Бөөмийн хамгийн их энергийг тооцоолъё. Хэлбэлзлийн хагас хугацааны талбайн дундаж утгыг тооцдог тул E0 талбайн далайцын утга дахь 1/2 коэффициентийг авна.

Бөөмийн хамгийн их энергийг тооцоолъё.

T0 K дахь бөөмийн хамгийн их энергитэй тэнцүү W-ийн утгыг эрүүл бус Ферми түвшин буюу энгийнээр Ферми түвшин гэж нэрлэдэг.

Сансрын туяагаар эрчим хүчний алдагдал нь сансрын цацрагийг бүрдүүлдэг бөөмсийн хамгийн их энергийг хязгаарладаг; энэ хязгаарлалт нь бөөмийн наснаас хамаарна. 1969-1971 онуудад. Пуужингийн туршилтууд нь реликт цацрагийн нийт нягтыг 20-100 дахин их болгосон.

Тритиум нь цэвэр (3 ялгаруулагч, бөөмийн хамгийн их энерги нь 18 61 0 02 кеВ, хагас задралын хугацаа 12 43 жил).

Циклотрон дахь соронзон орон нь хэдэн арван мянган эрстэд хүрдэг, камерын радиус нь хэдэн метр, бөөмийн хамгийн их энерги нь 107 эВ хүртэл байдаг. Энэ энерги нь харьцангуй бага боловч цөмийн задралын анхны туршилтуудад хангалттай гэж үзсэн. Циклотрон дахь том энергийг олж авах боломжгүй: харьцангуйн онолын дагуу бөөмсийн масс хурдтайгаар нэмэгддэг тул хөдөлгөөний үед тэдний эргэлтийн давтамж буурдаг.

Тритиумын цацрагийн үйл ажиллагааны өвөрмөц байдлыг түүний 3 ширхэгийн хүрээгээр тодорхойлно. Тритиумын p-спектр дэх бөөмийн хамгийн их энерги нь бодисын нягтрал 1 г / см3 байх үед ойролцоогоор 6 мкм-ийн мужтай тохирч, цацрагийн энергийн 90% нь ойролцоогоор 0 5 μм зайд зарцуулагддаг. эх сурвалжаас. Фосфор-32 эсвэл иттрий-90 гэх мэт р-ялгаруулагчдаас ялгаатай нь тритий цацрагийг шингээх нь амьд эсийн хэмжээтэй ойролцоо зайд явагддаг тул сүүлчийн нөхцөл байдал нь маш чухал юм. цацрагт өртсөн эрхтэнд шингэдэг. Үүнтэй холбогдуулан тритиумын эсийн доторх нутагшуулалтыг анхаарч үзэх нь чухал бөгөөд учир нь эсийн доорх хэсгүүдийн цацрагийн мэдрэмж маш их ялгаатай байдаг.

Коулман [31, 851] нэг резонаторыг ашигласан бөгөөд үүнд хоёр магнетроны тусламжтайгаар 28 Gch давтамжтай TM010 төрлийн хэлбэлзэл нь бие даасан холболтын нүхээр өдөөгддөг. Нийт оролтын хүчин чадал нь 800 кВт, бөөмийн хамгийн их энерги нь 1 5 МэВ байна. Хурдасгагч хөндийд шаардлагатай хурд болон фазын шилжилтээр электронуудыг оруулахын тулд өндөр гаралтын энергийг хангахын тулд хөндийг урьдчилан бүлэглэхэд ашигладаг. Цуврал электродууд нь резистор хуваагчтай холбогдсон тул потенциал нь параболик байна.

Шинэ бөөмс үүсэх талаас нь авч үзвэл нийт импульс тэгтэй бөөмс мөргөлддөг мөргөлдөх цацраг бүхий хурдасгуурууд (VI.5.4.3, VI.5.3.4) онцгой үр дүнтэй байдаг. Үүний ачаар тэдгээрийн бүх кинетик энерги нь үүссэн бөөмсийн амрах энерги болж хувирах боломжтой бөгөөд нийт импульс нь тэгтэй тэнцүү байна. Энэ нь сансрын цацрагийн хэсгүүдийн хамгийн их энергид аль хэдийн маш ойрхон байна.

Үүнээс зугтаж буй бета тоосонцор атомын цөмбүх боломжит анхны энергитэй (тэгээс зарим максимум хүртэл) материйн хувьд өөр өөр хүрээтэй байна. Төрөл бүрийн цацраг идэвхт изотопын бета тоосонцорыг нэвтрүүлэх хүч нь ихэвчлэн бүх бета хэсгүүдийг бүрэн шингээдэг бодисын давхаргын хамгийн бага зузаанаар тодорхойлогддог. Жишээлбэл, хамгийн их тоосонцор 2 МэВ энергитэй бета бөөмсийн урсгал нь 3 5 мм зузаантай глюмин давхаргаар бүрэн хамгаалагдсан байдаг. Бета бөөмсөөс хамаагүй их масстай альфа бөөмс нь атомын бүрхүүлийн электронуудтай мөргөлдөх үед хөдөлгөөний анхны чиглэлээс маш бага хазайлтыг мэдэрч, бараг шулуун шугамаар хөдөлдөг.

В өнгөрсөн жилачаар цөмийн физикт хэд хэдэн чухал нээлт хийсэн өргөн хэрэглээзузаан давхаргын ялтсуудын арга (х. Энэ арга нь судалгааны туйлын энгийн ба өндөр нарийвчлалыг хослуулсан болохыг практик харуулж байна. лабораторийн нөхцөлд хурдасгасан бөөмсийн энергийн дээд хэмжээнээс дахин давсан.

2015 оны 7-р сарын 16-ны 00:57 цагт

Этан №14: Орчлон ертөнцийн хамгийн өндөр энергитэй бөөмсүүд

• алдартай шинжлэх ухаан,
• Физик

• Орчуулга

Асар их нэвтэрч буй энергийн цацраг нь дээрээс манай агаар мандалд орж ирдэг гэсэн таамаглалаар миний ажиглалт хамгийн сайн тайлбарлагддаг.
- Виктор Хэсс

Хамгийн хүчирхэг бөөмийн хурдасгуурууд болох SLAC, Fermilab, LHC нь бидний харж чадах хамгийн өндөр энергийн эх үүсвэр гэж та бодож магадгүй. Гэвч дэлхий дээр бидний хийхийг оролдсон бүхэн юу ч биш байгалийн үйл явцОрчлон ертөнц.

Уншигч асууж байна:

Би хүүхэд байхдаа "Гайхамшигт дөрвөн" комикийг уншиж эхэлснээс хойш би сансрын туяаны талаар илүү ихийг мэдэхийг хүсдэг байсан. Та надад энэ талаар тусалж чадах уу?

Харцгаая.

Юрий Гагарин манай гаригийн гадаргаас салж чадахаас өмнө ч гэсэн тэнд агаар мандлын хамгаалалтаас гадна орон зай өндөр энергийн цацрагаар дүүрдэг гэдгийг бүгд мэддэг байсан. Бид энэ талаар яаж мэдсэн бэ?

Электроскопоор хийсэн хамгийн энгийн туршилтуудын үеэр анхны сэжиг төрж байв.

Хэрэв та хоёр металл хуудас бие биентэйгээ холбогдсон ийм төхөөрөмжид цахилгаан цэнэг өгвөл тэдгээр нь ижил цэнэгийг хүлээн авч, түлхэгдэнэ. Цаг хугацаа өнгөрөхөд цэнэг нь эргэн тойрон дахь агаарт урсах болно гэж найдаж байна - тиймээс та төхөөрөмжийг тусгаарлах, жишээлбэл, эргэн тойронд вакуум үүсгэх зэрэг асуудал гарч ирж магадгүй юм.

Гэхдээ энэ тохиолдолд ч электроскоп цэнэггүй болдог. Хар тугалгаар дулаалсан ч гадагшилна. 20-р зууны эхэн үед туршилтчдын олж мэдсэнээр, та цахилгаан дуранг өндөрсгөх тусам хурдан цэнэггүй болно. Хэд хэдэн эрдэмтэд ялгадас нь өндөр энергийн цацраг туяанаас үүдэлтэй гэж таамаглаж байна. Энэ нь өндөр нэвтрэн орох эрчим хүч, эх дэлхийгээс гадуур байдаг.

Шинжлэх ухаанд таамаглалыг шалгах нь заншилтай байдаг. 1912 онд Виктор Хесс бөмбөлөгний туршилт хийж, эдгээр өндөр энергитэй сансрын бөөмсийг олохыг оролдсон. Тэгээд тэр тэднийг элбэг дэлбэг олж, сансрын туяаны эцэг болжээ.

Эрт илрүүлэгч нь гайхалтай энгийн байсан. Та түүгээр цэнэглэгдсэн тоосонцор дамжин өнгөрөхийг "мэдрэх" тусгай эмульс бүтээж, бүгдийг нь соронзон орон дотор байрлуулна. Бөөмүүд дамжин өнгөрөхөд та хоёр чухал зүйлийг мэдэж болно:

• цэнэгийн массын харьцаа
• ба түүний хурд

Энэ нь бөөмийн зам хэрхэн нугалахаас хамаарна. Үүнийг хэрэглэж буй соронзон орны хүчийг мэдэх замаар тооцоолж болно.

1930-аад онд газар дээр суурилсан хурдасгуур болон сансрын туяа мэдрэгч бүхий хэд хэдэн туршилтууд маш олон, маш их зүйлийг бий болгосон. сонирхолтой мэдээлэл... Жишээлбэл, сансар огторгуйн цацрагийн ихэнх хэсгүүд (90%) нь өөр өөр эрчим хүчний түвшинтэй байсан - хэдхэн мегаэлектрик вольтоос эхлээд хэмжиж чадах өндөр энерги хүртэл! Үлдсэн ихэнх хэсэг нь альфа бөөмс буюу ижил энергийн түвшинд хоёр протон ба нейтронтой гелийн цөм байв.

Эдгээр сансрын цацрагууд дэлхийн агаар мандлын дээд хэсэгтэй тулгарах үед тэдэнтэй харилцан үйлчилж, өндөр энергитэй бөөмс, түүний дотор позитрон гэсэн хоёр шинэ бөөмсийн бороо үүсгэдэг каскадын урвал үүсгэдэг бөгөөд 1930 онд Дирак оршин тогтнохыг таамаглаж байсан. . Энэ нь антиматерийн ертөнцийн электрон ихэр, ижил масстай, гэхдээ эерэг цэнэгтэй, мюон нь электронтой ижил цэнэгтэй, гэхдээ 206 дахин хүнд тогтворгүй бөөмс юм. Позитроныг 1932 онд Карл Андерсен, 1936 онд түүний шавь Сет Неддермайерын хамт мюоныг нээсэн боловч анхны позитроныг хэдэн жилийн өмнө Пол Кунзе нээсэн нь яагаад ч юм түүхэнд мартагдсан байдаг.

Гайхалтай нь хэрэв та гараа газартай зэрэгцүүлэн сунгавал секунд тутамд 1 орчим муон түүгээр дамжин өнгөрөх болно.

Таны гараар дамжих мюон бүр сансрын туяаны бороонд төрдөг бөгөөд тус бүр нь харьцангуйн тусгай онолыг баталж байна! Эдгээр мюонууд нь ойролцоогоор 100 км-ийн өндөрт үүсдэг боловч мюоны дундаж наслалт 2.2 микросекунд байдаг. Тэд гэрлийн хурдаар хөдөлсөн ч ялзрахаас өмнө 660 гаруй метр л явах боломжтой. Гэвч цаг хугацааны гажуудал, гэрлийн хурдтай ойролцоо хурдтай хөдөлж буй бөөмийн цаг нь хөдөлгөөнгүй ажиглагчийн үүднээс удааширдаг тул эдгээр хурдан хөдөлж буй мюонууд бүх замыг туулж чаддаг. ялзрахаас өмнө дэлхийн гадаргуу.

Хэрэв бид өнөөдрийг хүртэл урагшлах юм бол бид эдгээр сансрын бөөмсийн тоо, энергийн спектрийг хоёуланг нь нарийн хэмжсэн болох нь харагдаж байна.

100 ГэВ-ийн энергийн бөөмүүд ихэвчлэн тааралддаг бөгөөд 1 орчим ийм бөөмс дамжин өнгөрдөг. хавтгай дөрвөлжин метрсекунд тутамд дэлхийн гадаргуу. Хэдийгээр өндөр энергитэй хэсгүүд байдаг ч тэдгээр нь хамаагүй бага байдаг - бага байх тусам бид илүү их энерги авдаг. Жишээлбэл, хэрэв бид 10 16 эВ-ийн энергийг авбал ийм тоосонцор жилд нэг удаа квадрат метрээр дамжин өнгөрөх болно. Мөн 5 × 10 10 ГеВ (эсвэл 5 × 10 19 эВ) энергитэй хамгийн өндөр энергитэй хэсгүүд жилд нэг удаа 10 км талтай детектороор дамжин өнгөрөх болно.

Ийм санаа нь нэлээд хачирхалтай харагдаж байна - гэхдээ үүнийг хэрэгжүүлэхэд нэг шалтгаан бий: сансрын цацрагийн энергийн хязгаарлалт, орчлон ертөнц дэх протонуудын хурдны хязгаарлалт байх ёстой! Бидний протонд өгч чадах энергид ямар ч хязгаарлалт байхгүй байж магадгүй: цэнэглэгдсэн бөөмсийг соронзон орон ашиглан хурдасгах боломжтой бөгөөд орчлон ертөнцийн хамгийн том бөгөөд хамгийн идэвхтэй хар нүхнүүд протоныг бидний ажиглаж байснаас хамаагүй өндөр энерги болгон хурдасгаж чаддаг.

Гэвч тэд бидэнд хүрэхийн тулд орчлон ертөнцөөр аялах ёстой бөгөөд орчлон ертөнц маш их хүйтэн, бага энергитэй цацрагаар дүүрдэг - сансрын арын цацраг.

Өндөр энергитэй бөөмсүүд нь зөвхөн орчлон ертөнцийн хамгийн том, идэвхтэй хар нүхнүүд байрладаг бүс нутагт үүсдэг бөгөөд тэдгээр нь бүгд манай галактикаас маш хол зайд байрладаг. Хэрэв 5 × 10 10 ГэВ-ээс их энергитэй бөөмс гарч ирвэл тэр фотонуудын аль нэгийг нь үлдээх хүртэл хэдэн сая гэрлийн жилээс илүүгүй замыг туулж чадна. Том тэсрэлт, Цээнэ цэцгийг хүлээн авч, түүнтэй харьцдаггүй. Илүүдэл энерги ялгарч, үлдсэн энерги нь Грейзен-Зацепин-Кузьмин хязгаар гэж нэрлэгддэг сансрын энергийн хязгаарт унах болно.

Тиймээс бид физикчдэд үндэслэлтэй мэт санагдах цорын ганц зүйлийг хийсэн: бид бодит бус асар том детектор бүтээж, бөөмсийг хайж эхлэв!

Тэднийг ажиглах газар. Пьер Аугер яг үүнийг хийж байна: тэр сансар огторгуйн цацрагууд хүрдэг боловч энэ энергийн хязгаарыг давж чаддаггүй, LHC-ийн энергиэс 10 сая дахин их байгааг баталж байна! Энэ нь бидний саяхан тааралдсан хамгийн хурдан протонууд бараг гэрлийн хурдаар (энэ нь яг 299,792,458 м/с) хөдөлдөг гэсэн үг, гэхдээ арай удаан. Гэхдээ хэр удаан вэ?

Хязгаарлалтын яг хил дээр байрлах хамгийн хурдан протонууд секундэд 299 792 457.99999999999918 метрийн хурдтай хөдөлдөг. Хэрэв та ийм протон, фотоныг өмнө нь ажиллуулж байгаа бол

Борис А. Хренов,
Физик-математикийн шинжлэх ухааны доктор, нэрэмжит Цөмийн физикийн эрдэм шинжилгээний хүрээлэн Д.В.Скобельцын нэрэмжит Москвагийн Улсын Их Сургууль М.В.Ломоносов
"Шинжлэх ухаан ба амьдрал" 2008 оны No10

Сансар огторгуйн туяа буюу орчлон ертөнцийн гүнээс ирж буй цэнэгтэй бөөмсийн урсгалууд нээгдсэнээс хойш бараг зуун жил өнгөрчээ. Түүнээс хойш сансар огторгуйн цацрагтай холбоотой олон нээлт хийгдсэн ч олон нууцлаг зүйлс байсаар байна. Тэдгээрийн нэг нь магадгүй хамгийн сонирхолтой нь: 10 20 эВ-ээс их энергитэй бөөмсүүд, өөрөөр хэлбэл хамгийн хүчирхэг хурдасгуураас авахаас сая дахин их, бараг тэрбум триллион электрон вольт нь хаана байдаг вэ - Том Адрон Коллайдер. , ээс ирэх? Ямар хүч, талбарууд бөөмсийг ийм аймшигт энерги болгон хурдасгадаг вэ?

Сансрын туяаг 1912 онд Австрийн физикч Виктор Хесс нээжээ. Тэрээр Венийн радиумын хүрээлэнгийн гишүүн байсан бөгөөд ионжуулсан хийн талаар судалгаа хийж байжээ. Тэр үед бүх хий (атгаар мандлыг оруулаад) үргэлж бага зэрэг ионждог гэдгийг тэд аль хэдийн мэдэж байсан бөгөөд энэ нь хийн найрлагад эсвэл иончлолыг хэмжих төхөөрөмжийн ойролцоо цацраг идэвхт бодис (радиум гэх мэт) байгааг илтгэж байсан. дэлхийн царцдас. Ионжуулалтын детекторыг өсгөх туршилт халуун агаарын бөмбөлөгДэлхийн гадаргаас холдох тусам хийн ионжилт буурах ёстой тул энэхүү таамаглалыг шалгахын тулд боловсруулсан. Хариулт нь эсрэгээрээ байв: Хэсс тодорхой цацрагийг олж илрүүлсэн бөгөөд түүний эрчим нь өндрөөр нэмэгддэг. Энэ нь сансар огторгуйгаас ирсэн гэсэн санааг илэрхийлсэн боловч баттай нотолж байна харь гарагийн гарал үүсэлтуяа нь олон тооны туршилтуудын дараа л амжилтанд хүрсэн (В. Хесс зөвхөн 1936 онд Нобелийн шагнал хүртсэн). "Цацраг туяа" гэсэн нэр томъёо нь эдгээр туяа нь зөвхөн цахилгаан соронзон шинж чанартай (нарны гэрэл, радио долгион, рентген туяа гэх мэт) гэсэн үг биш гэдгийг санаарай; мөн чанар нь хараахан мэдэгдээгүй байгаа үзэгдлийг илрүүлэхэд ашигласан. Сансар огторгуйн цацрагийн гол бүрэлдэхүүн хэсэг нь түргэвчилсэн цэнэгтэй бөөмс, протон гэдэг нь удалгүй тодорхой болсон ч энэ нэр томъёо амьд үлджээ. Шинэ үзэгдлийг судлах нь "шинжлэх ухааны дэвшилтэт үе" гэж нэрлэгддэг үр дүнг хурдан өгч эхэлсэн.

Маш өндөр энергитэй сансар огторгуйн бөөмсийг нэн даруй (протоны хурдасгуур бүтээхээс өмнө) нээсэн нь: астрофизикийн объектуудад цэнэглэгдсэн хэсгүүдийн хурдатгалын механизм юу вэ? Өнөөдөр бид хариулт нь өчүүхэн биш болсныг бид мэднэ: байгалийн "сансрын" хурдасгуур нь хүний ​​гараар бүтээгдсэн хурдасгуураас үндсэндээ ялгаатай.

Удалгүй матери дундуур нисч буй сансрын протонууд түүний атомуудын цөмтэй харилцан үйлчилж, урьд өмнө мэдэгдээгүй тогтворгүй энгийн бөөмсийг үүсгэдэг нь тодорхой болсон (тэдгээрийг голчлон дэлхийн агаар мандалд ажигласан). Тэдний төрөлтийн механизмыг судлах нь энгийн бөөмсийн систем байгуулах үр дүнтэй замыг нээсэн. Лабораторид протон, электронууд нь сансрын туяатай харьцуулашгүй нягт, асар их урсгалаа хурдасгаж, хүлээн авч сурсан. Эцсийн эцэст хурдасгуурт энергийг хүлээн авсан бөөмсийн харилцан үйлчлэлийн туршилтууд үүнийг бий болгоход хүргэсэн. орчин үеийн уран зурагбичил ертөнц.

1938 онд Францын физикч Пьер Аугер гайхалтай үзэгдлийг нээсэн - анхдагч протон ба хэт өндөр энергитэй цөмүүдийн агаар мандалд атомын цөмтэй харилцан үйлчлэлийн үр дүнд үүсдэг хоёрдогч сансрын бөөмсийн бороо. Сансрын цацрагийн спектр нь 10 15-10 18 эВ-ийн энергитэй бөөмсийг агуулдаг нь лабораторид хурдасгасан бөөмсийн энергиээс сая дахин их байдаг. Академич Дмитрий Владимирович Скобельцын өгсөн онцгой утгаийм бөөмсийг судалж, дайны дараа шууд 1947 онд түүний хамгийн ойрын хамт олон Г.Т.Зацепин, Н.А. Сансар огторгуйн цацрагийн анхны судалгааны түүхийг Н.Добротин, В.Росси нарын номноос олж болно. Цаг хугацаа өнгөрөхөд Д.В. Скобельцина дэлхийн хамгийн хүчирхэг нэг болж өссөн урт жилүүдхэт өндөр энерги бүхий сансрын туяаг судлах үндсэн чиглэлийг тодорхойлсон. Түүний аргууд нь судлагдсан энергийн хүрээг 10 9-10 13 эВ-ийн хооронд нэмэгдүүлэх боломжийг олгосон. бөмбөлөгболон хиймэл дагуул, 10 13 –10 20 эВ хүртэл. Хоёр тал нь эдгээр судалгааг онцгой сэтгэл татам болгосон.

Нэгдүгээрт, байгаль өөрөө бий болгосон өндөр энергитэй протонуудыг ашиглан агаар мандлын атомын цөмтэй харилцан үйлчлэлцэж, энгийн бөөмсийн хамгийн нарийн бүтцийг тайлах боломжтой болсон.

Хоёрдугаарт, бөөмсийг маш өндөр энерги хүртэл хурдасгах объектыг сансар огторгуйд олох боломж бий.

Эхний тал нь хүссэн шиг үр дүнтэй биш болсон: энгийн бөөмсийн нарийн бүтцийг судлахад протонуудын харилцан үйлчлэлийн талаар сансрын туяанаас олж авахаас хамаагүй илүү мэдээлэл шаардлагатай байв. Үүний зэрэгцээ бичил ертөнцийн тухай ойлголтод чухал хувь нэмэр оруулсан нь хамгийн их хамаарлыг судлах явдал юм. ерөнхий шинж чанарпротонуудын харилцан үйлчлэл нь тэдгээрийн энергиээс. Чухамхүү EAS-ийг судлах явцад анхдагч бөөмсийн кварк-глюоны бүтэцтэй холбоотой хоёрдогч бөөмсийн тоо, тэдгээрийн энергийн хуваарилалт нь анхдагч бөөмийн энергиээс хамааралтай байдаг онцлог шинжийг олж илрүүлсэн. Эдгээр өгөгдлийг дараа нь хурдасгуурын туршилтаар баталгаажуулсан.

Өнөөдөр сансрын туяаг агаар мандлын атомын цөмтэй харьцах найдвартай загварууд баригдсан бөгөөд энэ нь энергийн спектр, тэдгээрийн хамгийн өндөр энергийн анхдагч хэсгүүдийн найрлагыг судлах боломжийг олгосон. Сансрын туяа нь галактикийн хөгжлийн динамик байдалд түүний талбар, од хоорондын хийн урсгалаас багагүй үүрэг гүйцэтгэдэг нь тодорхой болсон: сансрын туяа, хий, соронзон орны хувийн энерги нь см 3 тутамд 1 эВ-тэй тэнцүү байна. Од хоорондын орчин дахь энергийн ийм тэнцвэртэй байдлын үед сансрын цацрагийн бөөмсийн хурдатгал нь хий халаах, гадагшлуулах үүрэгтэй ижил объектуудад, жишээлбэл, Шинэ ба Супернова оддод тохиолддог гэж үзэх нь зүйн хэрэг юм. тэд тэсрэх үед.

Сансрын туяаг хурдасгах анхны механизмыг Энрико Ферми од хоорондын плазмын соронзон үүлтэй санамсаргүй мөргөлддөг протонуудад зориулж санал болгосон боловч туршилтын бүх өгөгдлийг тайлбарлаж чадаагүй юм. 1977 онд академич Гермоген Филиппович Крымский энэхүү механизм нь цочролын долгионы урд хэсэгт байрлах суперновагийн үлдэгдэл хэсгүүдийн хурдыг үүлний хурдаас хэд дахин их хурдасгах ёстойг харуулсан. Өнөөдөр суперновагийн бүрхүүл дэх цочролын долгионоор сансрын протон ба цөмийг хурдасгах механизм нь хамгийн үр дүнтэй болохыг баттай харуулсан. Гэхдээ лабораторийн нөхцөлд үүнийг дахин үйлдвэрлэх нь бараг боломжгүй юм: хурдатгал нь харьцангуй удаан бөгөөд хурдасгасан хэсгүүдийг барихад асар их энерги зарцуулдаг. Суперновагийн дугтуйнд эдгээр нөхцөл байдал нь дэлбэрэлтийн мөн чанараас шалтгаалж байдаг. Сансрын цацрагийн хурдатгал нь сансрын туяанд байдаг хүнд бөөм (гелигээс хүнд) нийлэгжилтийг хариуцдаг астрофизикийн өвөрмөц объектод тохиолддог нь гайхалтай юм.

Манай Галактикт нүцгэн нүдээр ажиглагдсан мянга хүрэхгүй жилийн настай хэд хэдэн хэт шинэ од байдаг. Хамгийн алдартай нь Үхрийн ордны Хавчны мананцар ("Хавч" нь 1054 оны суперновагийн дэлбэрэлтийн үлдэгдэл бөгөөд зүүн жилийн түүхэнд тэмдэглэсэн байдаг), Кассиопея А (одон орон судлаач Тихо Брахе 1572 онд ажигласан) болон одны орд дахь Кеплерийн супернова юм. Офиучус (1680). Өнөөдөр тэдний бүрхүүлийн диаметр нь 5-10 гэрлийн жил (1 гэрлийн жил = 10 16 м), өөрөөр хэлбэл гэрлийн 0.01 хурдаар өргөжиж, арван мянган гэрлийн зайд байрладаг. Дэлхийгээс жил. Оптик, радио, рентген болон гамма муж дахь суперновагийн дугтуйг ("мананцар") сансрын ажиглалтын төвүүд Чандра, Хаббл, Спитцер ажиглав. Рентген цацраг дагалддаг электрон ба протоны хурдатгал үнэхээр бүрхүүлд явагддаг гэдгийг тэд баттай нотолсон.

Од хоорондын орон зайг хэмжсэн тодорхой энергитэй (~ 1 эВ см3) сансрын туяагаар дүүргэх нь 2000-аас доош насны 60 орчим суперновагийн үлдэгдэл байж болох ч арав хүрэхгүй тооны үлдэгдэл байдаг. Энэ хомсдол нь одод болон хэт шинэ гаригууд төвлөрсөн Галактикийн хавтгайд тоос ихтэй байдаг бөгөөд энэ нь дэлхий дээрх ажиглагч руу гэрэл нэвтрүүлэхгүй байгаатай холбон тайлбарлаж байна. Тоосны давхарга нь ил тод байдаг рентген болон гамма-цацрагт хийсэн ажиглалт нь ажиглагдсан "залуу" суперновагийн бүрхүүлийн жагсаалтыг өргөжүүлэх боломжийг олгосон. Эдгээр шинээр олдсон бүрхүүлүүдийн хамгийн сүүлийнх нь 2008 оны 1-р сараас хойш Чандра рентген дурангаар ажиглагдсан Supernova G1.9 + 0.3 юм. Түүний бүрхүүлийн хэмжээ, тэлэлтийн хурдыг тооцоолсноор энэ нь 140 орчим жилийн өмнө дүрэлзсэн боловч Галактикийн тоостой давхарга гэрлийг нь бүрэн шингээж авсны улмаас оптикийн мужид харагдахгүй байсныг харуулж байна.

Манай Галактикт дэлбэрч буй суперновагийн талаарх мэдээлэл сүүн зам, бусад галактикууд дахь хэт шинэ одны талаарх илүү баялаг статистикийг нэмсэн. Түргэвчилсэн протон ба цөм байгаагийн шууд баталгаа бол протон (болон цөм) -ийн эх үүсвэртэй харилцан үйлчлэлийн бүтээгдэхүүн болох төвийг сахисан пионуудын задралаас үүссэн фотонуудын өндөр энергитэй гамма цацраг юм. Хамгийн өндөр энергитэй ийм фотонуудыг EAS-ийн хоёрдогч бөөмсөөс ялгарах Вавилов-Черенковын гэрлийг бүртгэдэг телескопоор ажигладаг. Энэ төрлийн хамгийн дэвшилтэт хэрэгсэл бол Намиби дахь HESS-тэй хамтран бүтээсэн зургаан дуран төхөөрөмж юм. Хавчны гамма цацрагийг эхлээд хэмжсэн бөгөөд түүний эрч хүч нь бусад эх сурвалжийн эрчим хүчний хэмжүүр болсон.

Хүлээн авсан үр дүн нь супернова дахь протон ба бөөмийг хурдасгах механизм байгааг батлахаас гадна хурдасгасан бөөмсийн спектрийг тооцоолох боломжийг олгодог: "хоёрдогч" гамма квант ба "анхдагч" протон ба цөмүүдийн спектрүүд. маш ойр. Хавчны соронзон орон ба түүний хэмжээ нь протоныг 10 15 эВ хүртэлх энерги хүртэл хурдасгах боломжийг олгодог. Бөөмийн эх үүсвэрээс зугтах магадлал болон Галактик дахь бөөмсийн амьдрах хугацаа нь бөөмийн энерги, цэнэгээс хамаардаг тул эх ба од хоорондын орчин дахь сансрын цацрагийн бөөмсийн спектрүүд арай өөр байдаг. Дэлхийн ойролцоо хэмжсэн сансрын цацрагийн энергийн спектр, найрлагыг эх сурвалж дахь спектр, найрлагатай харьцуулснаар бөөмс оддын хооронд хэр удаан аялж байгааг ойлгох боломжтой болсон. Дэлхийн ойролцоох сансрын туяанд агуулагдах лити, бериллий, борын цөмүүд нь эх үүсвэрээс хамаагүй том болсон - тэдгээрийн нэмэлт хэмжээ нь илүү хүнд цөмүүдийн од хоорондын хийтэй харилцан үйлчлэлийн үр дүнд гарч ирдэг. Энэ зөрүүг хэмжсэний дараа бид тоог тооцоолсон XОд хоорондын орчинд тэнүүчилж буй сансрын туяа дамжин өнгөрдөг бодисын тухай. Цөмийн физикт бөөмс замдаа таарах бодисын хэмжээг г/см 2-оор хэмждэг. Энэ нь бодисын цөмтэй мөргөлдөх үед бөөмийн урсгалын бууралтыг тооцоолохын тулд өөр талбайтай (хөндлөн огтлол) чиглэлтэй хөндлөн огтлолтой бөөмийн мөргөлдөөний тоог мэдэх шаардлагатай байдагтай холбоотой юм. бөөмийн. Эдгээр нэгж дэх бодисын хэмжээг илэрхийлэхдээ бүх цөмийн хувьд нэг хэмжилтийн хуваарийг гаргаж авдаг.

Туршилтаар олсон үнэ цэнэ X~ 5-10 г / см 2 нь ашиглалтын хугацааг тооцоолох боломжийг олгодог тОд хоорондын орчин дахь сансрын туяа: т ≈ X/ρ в, хаана в- бөөмсийн хурд, ойролцоогоор гэрлийн хурдтай тэнцүү, ρ ~ 10 -24 г / см 3 - од хоорондын орчны дундаж нягт. Тиймээс сансар огторгуйн цацрагийн амьдрах хугацаа 10 8 жил байна. Энэ хугацаа нь хурдтай хөдөлж буй бөөмийн нислэгийн хугацаанаас хамаагүй урт юм хамтэх үүсвэрээс Дэлхий хүртэл шулуун шугамаар (биднээс Галактикийн эсрэг талын хамгийн алслагдсан эх үүсвэрүүдийн хувьд 3 · 10 4 жил). Энэ нь бөөмс шулуун шугамаар хөдөлдөггүй, харин тархалтад ордог гэсэн үг юм. B ~ 10 -6 гаусс (10 -10 тесла) индукц бүхий галактикуудын эмх замбараагүй соронзон орон нь тэдгээрийг радиустай (гирорадиус) тойрог хэлбэрээр хөдөлгөдөг. Р = Э/ 3 × 10 4 B, хаана Рм-д, Э- эВ дахь бөөмийн энерги, V - гаус дахь соронзон орны индукц. Дунд зэргийн бөөмсийн энергитэй үед Э

Ойролцоогоор шулуун шугамын дагуу эх үүсвэрээс зөвхөн энергитэй бөөмс гарч ирнэ Э> 10 19 эВ. Иймээс 10 19 эВ-ээс бага энергитэй бөөмсийн чиглэл нь EAS-ийг үүсгэх нь тэдний эх үүсвэрийг заадаггүй. Энэ энергийн мужид зөвхөн сансрын цацрагийн протон ба цөмүүдээс үүссэн эх үүсвэрт үүссэн хоёрдогч цацрагийг ажиглахад л үлддэг. Гамма цацрагийн ажиглагдах энергийн мужид ( Э

Сансар огторгуйн цацрагийг "орон нутгийн" галактикийн үзэгдэл гэж үзэх нь зөвхөн дунд зэргийн энергитэй бөөмсийн хувьд үнэн байв. Э

1958 онд Георгий Борисович Кристиансен, Герман Викторович Куликов нар 3 · 10 15 эВ-ийн эрчим хүчээр сансрын цацрагийн энергийн спектрийн хэлбэрт огцом өөрчлөлт гарч байгааг олж мэдэв. Энэ утгаас доогуур энергитэй үед бөөмсийн спектрийн туршилтын өгөгдлийг ихэвчлэн "хүчний хууль" хэлбэрээр үзүүлсэн бөгөөд ингэснээр бөөмсийн тоо НӨгөгдсөн энергитэй E нь бөөмийн энергитэй урвуу пропорциональ γ чадалтай гэж үзсэн. Н(Э) = а/Эγ (γ нь дифференциал спектрийн индекс). 3 · 10 15 эВ хүртэл энерги, экспонент γ = 2.7, гэхдээ өндөр энерги рүү шилжих үед энергийн спектр нь "завсарлага" -ыг мэдэрдэг: энергийн хувьд Э> 3 · 10 15 эВ γ нь 3.15 болно. Спектрийн энэхүү өөрчлөлтийг хурдасгасан бөөмсийн энерги хэт шинэ гариг ​​дахь хурдатгалын механизмын тооцоолсон боломжит дээд хэмжээнд ойртож байгаатай холбох нь зүйн хэрэг юм. 10 15 – 10 17 эВ энергийн муж дахь анхдагч бөөмсийн цөмийн найрлага нь спектрийн эвдрэлийн ийм тайлбарыг дэмжиж байна. Энэ талаархи хамгийн найдвартай мэдээллийг EAS-ийн нарийн төвөгтэй суурилуулалтууд өгдөг - "MGU", "Tunka", "Tibet", "Cascade". Тэдгээрийн тусламжтайгаар зөвхөн анхдагч цөмийн энергийн талаархи мэдээллийг авахаас гадна тэдгээрийн атомын тооноос хамаарах параметрүүд - шүршүүрийн "өргөн", электрон ба мюоны тоо, хамгийн эрч хүчтэй тоонуудын хоорондох харьцаа зэргийг олж авдаг. электронууд ба тэдгээрийн нийт тоо. Эдгээр бүх өгөгдөл нь спектрийн зүүн ирмэгээс эхлээд завсарлагааны дараа энерги хүртэл анхдагч хэсгүүдийн энерги нэмэгдэх тусам тэдгээрийн өсөлт үүсдэг болохыг харуулж байна. дундаж жин... Бөөмийн найрлага дахь массын ийм өөрчлөлт нь Суперноваг дахь бөөмийн хурдатгалын загварт нийцдэг - энэ нь бөөмийн цэнэгээс хамаарах хамгийн их энергиээр хязгаарлагддаг. Протонуудын хувьд энэ хамгийн их энерги нь 3 · 10 15 эВ-ийн дараалалтай бөгөөд түргэвчилсэн бөөмийн (цөм) цэнэгтэй пропорциональ хэмжээгээр нэмэгддэг тул төмрийн цөмийг ~ 10 17 эВ хүртэл үр дүнтэй хурдасгадаг. Энерги нь дээд хэмжээнээс давсан бөөмийн урсгалын эрчим хурдан буурдаг.

Гэхдээ үүнээс ч өндөр энергитэй (~ 3 × 10 18 эВ) бөөмсийг бүртгэх нь сансрын цацрагийн спектр нь тасрахгүй төдийгүй завсарлахаас өмнө ажиглагдсан хэлбэрт буцаж ирдэг болохыг харуулсан!

"Хэт өндөр" энерги дэх энергийн спектрийн хэмжилт ( Э> 10 18 эВ) ийм тоосонцор цөөн байдаг тул маш хэцүү байдаг. Эдгээр ховор тохиолдлуудыг ажиглахын тулд зуу зуун, бүр хэдэн мянган хавтгай дөрвөлжин километр талбайд агаар мандал дахь иончлолын цацраг (агаар мандлын флюресцент) болон тэдгээрийн үүсгэсэн EAS бөөмийн урсгал мэдрэгч ба Вавилов-Черенковын цацрагийн сүлжээг бий болгох шаардлагатай. Ийм том, нарийн төвөгтэй суурилуулалтын хувьд тэд эдийн засгийн үйл ажиллагаа хязгаарлагдмал, гэхдээ асар олон тооны детекторын найдвартай ажиллагааг хангах чадвартай газруудыг сонгодог. Ийм суурилуулалтыг эхлээд хэдэн арван хавтгай дөрвөлжин километр талбайд (Якутск, Хавера цэцэрлэгт хүрээлэн, Акено), дараа нь хэдэн зуун (AGASA, Fly's Eyе, HiRes) барьсан бөгөөд эцэст нь одоо хэдэн мянган хавтгай дөрвөлжин километр талбайд суурилуулалтыг бий болгож байна (Пьер Аугер Аргентин дахь ажиглалтын газар, АНУ-ын Юта дахь телескоп суурилуулалт).

Хэт өндөр энергитэй сансрын туяаг судлах дараагийн алхам бол сансраас атмосферийн флюресценцийг ажиглах замаар EASs-ийг бүртгэх аргыг боловсруулах явдал юм. Хэд хэдэн оронтой хамтран анхны EAS сансрын детектор болох TUS төслийг Орос улсад бүтээж байна. Өөр нэг ийм детекторыг Олон улсад суурилуулах ёстой сансрын станцОУСС (JEM-EUSO болон KLPVE төслүүд).

Өнөөдөр бид хэт өндөр энергитэй сансрын цацрагуудын талаар юу мэддэг вэ? Доод зураг нь хамгийн сүүлийн үеийн төхөөрөмжүүдээс (HiRes, Пьер Ожерийн ажиглалтын төв) олж авсан 10 18 эВ-ээс дээш энергитэй сансрын цацрагийн энергийн спектрийг, дээр дурдсанчлан доод энергийн сансрын цацрагийн талаархи мэдээллийг харуулж байна. Сүүн замын галактик руу. 3 · 10 18 – 3 · 10 19 эВ энергитэй үед дифференциал энергийн спектрийн индекс нь бөөмийн энерги үүсэх үед галактикийн сансрын туяанд ажиглагддагтай яг адилхан 2.7-2.8 утга хүртэл буурч байгааг харж болно. галактикийн хурдасгуурын хувьд боломжтой дээд хэмжээнээс хамаагүй бага байна ... Энэ нь хэт өндөр энергитэй үед бөөмсийн үндсэн урсгалыг галактикаас хамаагүй өндөр энергитэй, галактикаас гадуурх хурдасгуурууд үүсгэдэг болохыг харуулж байгаа хэрэг биш гэж үү? Галактикийн сансрын цацрагийн спектрийн зөрүү нь 10 14 - 10 16 эВ дунд зэргийн энергитэй бүс нутгаас шилжихэд галактикийн гаднах сансрын цацрагуудын хувь нэмэр эрс өөрчлөгддөгийг харуулж байна, энэ нь галактикийн туяанаас ойролцоогоор 30 дахин бага байна. спектрийг зурган дээр тасархай шугамаар харуулсан) давамгайлах хэт өндөр энергийн бүсэд.

Сүүлийн хэдэн арван жилд цэнэглэгдсэн бөөмсийг 10 19 эВ-ээс хамаагүй өндөр энерги хүртэл хурдасгах чадвартай галактикийн гаднах объектуудын талаар олон тооны одон орны мэдээлэл хуримтлагдсан. Тодорхой тэмдэгобъект нь хэмжээтэй байна Дбөөмсийг эрчим хүч болгон хурдасгаж чадна Э, бөөмийн гирорадиус нь бага байхаар соронзон орон B байгаа эсэх Д... Ийм нэр дэвшигчийн эх үүсвэрт радио галактикууд (хүчтэй радио ялгаруулалт) орно; хар нүх агуулсан идэвхтэй галактикуудын цөм; мөргөлдөж буй галактикууд. Тэд бүгд гэрлийн хурдтай ойртож, асар хурдтай хөдөлж буй хий (плазм) агуулсан байдаг. Ийм тийрэлтэт онгоцууд нь хурдасгуурыг ажиллуулахад шаардлагатай цохилтын долгионы үүргийг гүйцэтгэдэг. Сансар огторгуйн цацрагийн ажиглагдсан эрчмийг тодорхойлоход тэдний оруулсан хувь нэмрийг тооцоолохын тулд эх үүсвэрийн дэлхийгээс хол зайд тархсан байдал, галактик хоорондын орон зай дахь бөөмсийн энергийн алдагдлыг харгалзан үзэх шаардлагатай. Сансар огторгуйн цацрагийн цацрагийг илрүүлэхээс өмнө галактик хоорондын орон зай нь зөвхөн цахилгаан соронзон цацраг төдийгүй хэт өндөр энергийн бөөмсийн хувьд "хоосон" бөгөөд тунгалаг мэт санагдаж байв. Галактик хоорондын орон зай дахь хийн нягт нь одон орны мэдээллээр маш бага (10-29 г / см 3) тул хэдэн зуун тэрбум гэрлийн жилийн (10 24 м) асар том зайд ч бөөмс нь цөмтэй таардаггүй. хийн атомууд. Гэсэн хэдий ч, Орчлон ертөнц бага энергитэй фотоноор дүүрсэн болохыг олж мэдсэн (ойролцоогоор 500 фотон / см3 энергитэй). Э f ~ 10 -3 eV) нь Их тэсрэлтийн дараа үлдсэн ба протон ба цөм нь түүнээс их энергитэй болох нь тодорхой болсон. Э~ 5 10 19 эВ, Грейзен-Зацепин-Кузьмин (GZK) хязгаар нь фотонуудтай харилцан үйлчилж, хэдэн арван сая гэрлийн жилийн замд b-ээ алдах ёстой. Отаны ихэнх энерги. Ийнхүү биднээс 10 7 гэрлийн жилийн зайд оршдог орчлон ертөнцийн дийлэнх хэсэг нь 5 · 10 19 эВ-ээс дээш энергитэй цацрагт ажиглалт хийх боломжгүй болсон. Хэт өндөр энергитэй сансрын цацрагийн спектрийн талаарх сүүлийн үеийн туршилтын өгөгдөл (HiRes байгууламж, Пьер Аугерын ажиглалтын төв) Дэлхийгээс ажиглагдсан бөөмсийн энергийн хязгаарыг баталж байна.

Эндээс харахад хэт өндөр энергитэй сансрын цацрагийн гарал үүслийг судлах нь туйлын хэцүү байдаг: хамгийн өндөр энергитэй (GZK хязгаараас дээш) сансрын цацрагийн боломжит эх үүсвэрүүдийн гол хэсэг нь маш хол байдаг тул бөөмсүүд замдаа явж байна. Дэлхий эх үүсвэрээс олж авсан эрчим хүчээ алддаг. Мөн GZK хязгаараас бага энергитэй үед бөөмийн хазайлт соронзон оронГалактикууд том хэвээр байгаа бөгөөд бөөмсийн ирэх чиглэл нь селестиел бөмбөрцөг дээрх эх үүсвэрийн байрлалыг зааж өгөх боломжгүй юм.

Хэт өндөр энергийн сансрын цацрагийн эх үүсвэрийг хайж олохдоо тоосонцор ирэх туршилтаар хэмжсэн чиглэлийн харилцан хамаарлын дүн шинжилгээ. өндөр энерги- Галактикийн талбарууд бөөмсийг чиглэлээс эх үүсвэр рүү бага зэрэг хазайлгадаг. Өмнөх үеийн суурилуулалтууд нь бөөмсийн ирэх чиглэлийг тусгайлан сонгосон астрофизикийн объектуудын координаттай харьцуулах талаар найдвартай мэдээллийг хараахан өгөөгүй байна. Пьер Аугерын ажиглалтын төвийн хамгийн сүүлийн үеийн мэдээллийг ойрын жилүүдэд AGN төрлийн эх сурвалжийг бий болгоход гүйцэтгэх үүргийн талаар мэдээлэл олж авах найдвар гэж үзэж болно. эрчимтэй урсгалууд GZK хязгаарын дарааллын энергитэй хэсгүүд.

AGASA байгууламж нь ажиглалтын явцад хоёр, бүр гурван ширхэг бөөмс ирдэг "хоосон" чиглэлүүд (мэдэгдэх эх сурвалж байхгүй газрууд) байгааг харуулсан нь сонирхолтой юм. Үүнээс үүдэлтэй их сонирхолсансар судлалын чиглэлээр ажилладаг физикчдийн дунд - орчлон ертөнцийн үүсэл хөгжлийн шинжлэх ухаан нь энгийн бөөмсийн физиктэй салшгүй холбоотой. Бичил ертөнцийн бүтэц, орчлон ертөнцийн хөгжлийн зарим загварт (Их тэсрэлтийн онол) орчин үеийн орчлонд 10 23-10 24 эВ орчим масстай хэт масстай энгийн бөөмсийг хадгалахыг урьдчилан таамаглаж байна. хамгийн чухал нь эрт үе шатТом тэсрэлт. Тэдний орчлон ертөнц дэх тархалт нь тийм ч тодорхой биш: тэдгээр нь орон зайд жигд тархаж, эсвэл орчлон ертөнцийн асар том бүс нутгуудад "татаж" болно. Тэдний гол онцлог нь эдгээр тоосонцор нь тогтворгүй бөгөөд 10 20 эВ-ээс дээш асар том кинетик энергийг олж авдаг тогтвортой протон, фотон, нейтрино зэрэг хөнгөн хэсгүүд болон задарч чаддаг явдал юм. Ийм бөөмс амьд үлдсэн газрууд (Орчлон ертөнцийн топологийн согогууд) нь хэт өндөр энергийн протон, фотон эсвэл нейтриногийн эх үүсвэр болж хувирдаг.

Галактикийн эх үүсвэрүүдийн нэгэн адил галактикаас гадуурх хэт өндөр энерги бүхий сансрын цацрагийн хурдасгуурууд байгаа нь гамма-цацраг детекторуудын өгөгдөл, жишээлбэл, дээр дурдсан галактикийн гаднах объектуудад чиглэсэн HESS байгууламжийн телескопууд - сансрын цацрагийн эх үүсвэрт нэр дэвшигчидээр нотлогддог. .

Тэдгээрийн дотроос хамгийн ирээдүйтэй нь хийн урсгалтай идэвхтэй галактикуудын цөмүүд (AGN) юм. HESS байгууламжийн хамгийн сайн судлагдсан объектуудын нэг бол манай Галактикаас 50 сая гэрлийн жилийн зайд орших Охины ордны M87 галактик юм. Түүний төвд ойролцоох үйл явцыг эрчим хүчээр хангадаг хар нүх, ялангуяа энэ галактикт хамаарах плазмын аварга том тийрэлтэт байдаг. M87 дахь сансрын цацрагийн хурдатгал нь түүний гамма цацрагийн ажиглалтаар шууд нотлогддог бөгөөд энергийн спектр нь HESS байгууламжид ажиглагдсан 1-10 ТеВ (10 12 - 10 13 эВ) фотон юм. M87-ийн гамма цацрагийн ажиглагдсан эрчим нь Хавчны 3% орчим байна. Эдгээр объект хүртэлх зайны зөрүүг (5000 дахин) харгалзан үзвэл M87-ийн гэрэлтэлт нь Хавчны гэрэлтэх чадвараас 25 сая дахин их байна гэсэн үг юм!

Энэ объектод зориулж бүтээсэн бөөмсийн хурдатгалын загварууд нь M87-д хурдассан бөөмсийн эрчим маш их байж болох тул 50 сая гэрлийн жилийн зайд ч гэсэн энэхүү эх үүсвэрийн оруулсан хувь нэмэр нь 10 19 эВ-ээс дээш энергитэй сансрын цацрагийн ажиглагдсан эрчмийг хангаж чадна гэдгийг харуулж байна. .

Гэхдээ энд нэг нууц байна: энэ эх үүсвэр рүү чиглэсэн EAS-ийн талаарх орчин үеийн өгөгдөлд 10 19 эВ-ийн энергитэй хэсгүүдийн илүүдэл байхгүй байна. Алс холын эх сурвалжууд ажиглагдаж буй үйл явдлуудад хувь нэмрээ оруулахаа больсон үед энэ эх сурвалж нь ирээдүйн сансрын туршилтуудын үр дүнд, ийм энергид харагдахгүй гэж үү? Эрчим хүчний спектрийн завсарлагатай нөхцөл байдлыг дахин нэг удаа давтаж болно, жишээлбэл, 2 · 10 20 энергитэй. Гэхдээ энэ удаад эх үүсвэр нь анхдагч бөөмийн траекторийн чиглэлийг хэмжихэд харагдах ёстой, учир нь > 2 · 10 20 эВ энерги нь маш их тул бөөмс галактикийн соронзон орон дээр хазайж болохгүй.

Таны харж байгаагаар сансрын туяаг судалсан зуун жилийн түүхийн дараа бид шинэ нээлтүүдийг дахин хүлээж байна, мөн чанар нь одоог хүртэл тодорхойгүй байгаа хэт өндөр эрчим хүчний сансрын цацрагийн энэ цаг үе. Орчлон ертөнцийн бүтэц.

Уран зохиол:
1) Добротин Н.А. Сансрын туяа... - М .: Хэвлэлийн газар. ЗХУ-ын Шинжлэх ухааны академи, 1963 он.
2) Мурзин В.С. Сансрын цацрагийн физикийн танилцуулга... - М .: Хэвлэлийн газар. Москвагийн Улсын Их Сургууль, 1988 он.
3) Панасюк М.И. Орчлон ертөнцийн тэнүүлчид буюу Их тэсрэлтийн цуурай... - Фрязино: "Век2", 2005 он.
4) Росси Б. Сансрын туяа... - М .: Атомиздат, 1966.
5) Хренов Б.А. Харьцангуй солирууд// Орос дахь шинжлэх ухаан, 2001, № 4.
6) Хренов Б.А. болон Панасюк М.И. Сансар огторгуйн элч нар: Алс эсвэл ойрын уу?// Байгаль, 2006, №2.
7) Хренов Б.А. болон Климов П.А. Нээх хүлээгдэж байна// Байгаль, 2008, №4.

Өмнөх бүлгүүдэд дурдсан бүх тохиолдолд хамгааллын хуулийг чанд мөрдөж байсан. Аль нэг хууль нь төгс бус болох нь тогтоогдвол өөр өөрөөр тайлбарлахаас өөр аргагүй болсон. Ийнхүү масс хадгалагдах хуучин хууль өргөжин тэлж, энерги хадгалагдах ерөнхий хууль болж хувирав. Нөгөөтэйгүүр, хүлээгдэж буй үйл явдлууд бодитоор болоогүй байхад тэд гарч ирэв шинэ хуульхадгалалт (барионы тоо хамгаалах хуулийн нэгэн адил). Гэсэн хэдий ч байгаль хамгаалах хуулиуд яг тохирч байгааг батлах нь тийм ч хялбар биш юм. Цөмийн физикийн хөгжлийн эхэн үед цацраг идэвхт бодисоос ялгарах бөөмсийн кинетик энергийг судлах явцад онцгой нууцлаг нөхцөл байдал үүссэн.

β-бөөмийн энергийг анхны цацраг идэвхт цөм, α-бөөм, эцсийн цөмийн массыг хэмжих замаар тодорхойлж болно. -Бөөмийн нийт масс ба эцсийн цөм нь анхны цөмийн массаас бага зэрэг бага байх ба алга болсон массын энергийн эквивалент нь бөөмийн кинетик энергитэй тэнцүү байх ёстой. Физикчид зөвхөн 1920-иод онд л янз бүрийн цөм болон бусад бөөмсийн массыг өндөр нарийвчлалтайгаар хэмжиж чадсан. Гэсэн хэдий ч тэд массын яг утгыг мэдэхгүй байж бөөмсийн энергийн талаар чухал дүгнэлт хийсэн.

Торий-232-ыг авч үзье, энэ нь задардаг тоосонцор (гели-4) ба радий-228. Бүх тори-232 цөм ижил масстай. Бүх радиум-228 бөөмийн масс нь бүгдийн масстай ижил хэмжээтэй байна уу? -Бөөмс. Эдгээр массын хэмжээг мэдэхгүй ч гэсэн бид торий-232 атом ялгарах бүртээ хэлж чадна гэж үү? -Бөөмийн массын хомсдол ижил байх ёстой, тиймээс түүний кинетик энерги? -Бөөмсүүд мөн адил байх ёстой. . Өөрөөр хэлбэл, торий-232 ялгарах ёстой юу?-Ижил энергитэй бөөмс.

-Бөөмийн кинетик энергийг хэрхэн тодорхойлох вэ? β-бөөмийн энерги их байх тусам бодис руу гүн нэвтэрдэг нь мэдэгдэж байна. -Бөөмс нь маш их саатдаг нимгэн давхаргахатуу, гэхдээ хэдэн см зузаантай агаарын давхаргаар дамжин өнгөрч болно. Энэ тохиолдолд бөөмс нь хоорондоо мөргөлдөж буй агаарын молекулууд руу эрчим хүчийг тасралтгүй дамжуулж, аажмаар удаашруулж, электронуудыг барьж, эцэст нь энгийн гелий атомууд болдог. Ийм төлөвт тэдгээрийг β-бөөмүүдийг бүртгэх аргуудаар илрүүлэх боломжгүй болж, үнэндээ тэд алга болдог.

Илрүүлэх боломжтой юу? -Хөлсийг ашиглан тоосонцор химийн нэгдэлцайрын сульфид гэж нэрлэдэг. a? -Бөөмс ийм хальсанд тусах тоолонд бага зэрэг гэрэлтдэг. Хэрэв эх үүсвэрийн хажууд - бөөмсийг (маш нарийхан нүхтэй хар тугалгатай саванд тори-232 гэх мэт) байрлуулна. гялбааны тоолуур,тэгвэл галын тоо нь үүссэн тоотой тохирч байх болно? - бөөмс. Хэрэв сцинтилляцын тоолуурыг эх үүсвэрээс хол, хол байрлуулсан бол тоосонцор агаарт орохын тулд илүү том, том агаарын давхаргаар дамжин өнгөрөх шаардлагатай болно. Хэрэв? -Бөөмсүүд өөр өөр энергитэй ялгардаг байсан бол хамгийн бага энергитэй нь маш хурдан, илүү "эрч хүчтэй" алга болох байсан уу? -Бөөмсүүд агаарт илүү урт замыг туулдаг гэх мэт. Үүний үр дүнд сцинтилляцын тоолуур холдох тусам эх үүсвэр, тоо нь? -Хэрэв бөөмсүүд ижил энергитэй нисч байсан бол бүгд агаарт нэг замаар өнгөрөх байсан. Иймээс синтилляцийн тоолуур нь эх үүсвэрээс тодорхой эгзэгтэй цэг хүртэл холдохдоо ижил тооны тоосонцорыг бүртгэх ёстой бөгөөд үүнээс цааш нэг ч гялбаа бүртгэхгүй.

Энэ үзэгдлийг 1904 онд Английн физикч Уильям Хенри Брэгг ажиглажээ. Бараг бүгд үү? -Ижил элементийн цөмөөс ялгарч буй бөөмс ижил энергитэй, ижил нэвтрэх чадвартай байсан. Бүгд үү? -Торий-232-ын тоосонцор 2.8 зузаантай агаарын давхаргаар дамжин өнгөрөв. см,бүгд?-радиумын тоосонцор-226- 3.3 см,полони-212-ын α-бөөмс - 8.6 см... Үнэндээ зарим нэг хазайлт байдаг. 1929 онд ижил цацраг идэвхт цөмийн бөөмсийн багахан хэсэг нь ер бусын том хэмжээтэй болохыг олж мэдсэн. кинетик энергибусадтай харьцуулахад илүү их нэвтрэх хүч. Үүний шалтгаан нь анхны цацраг идэвхт цөм нь аль нэгэнд байрлаж магадгүй юм сэтгэл хөдөлсөн төлөвүүд.Өдөөгдсөн төлөвт цөм нь ердийн төлөвөөсөө өндөр энергитэй байдаг. үндсэн нөхцөл.Цөм нь өдөөгдсөн төлөвт байх үед бөөм ялгарах үед? -Бөөмс нэмэлт энерги авдаг. Үүний үр дүнд β бөөмсийн үндсэн бүлгээс гадна илүү өндөр нэвтрэх чадвартай жижиг β бөөмсүүд үүсдэг бөгөөд өдөөгдсөн төлөв бүрт нэг бүлэг байдаг.

Цацраг идэвхит цөм нь өөр цөмийн задралаас үүсэх үед үүссэн цагаасаа эхлэн заримдаа өдөөх төлөвтэй байдаг. Тэгвэл ихэнх нь? -Үүнээс ялгарах бөөмс нь ер бусын өндөр энергитэй байдаг ба? -Бага энергитэй хэсгүүд жижиг бүлгүүдийг үүсгэдэг. Янз бүрийн энергитэй эдгээр салангид β-бөөмийн бүлгүүд (2-оос 13 хүртэл) үүсдэг. спектр? -өгөгдсөн цөмийн бөөмс. Спектрийн бүрэлдэхүүн хэсэг бүр нь хүлээгдэж буйгаар цөмийн өдөөгдсөн төлөвүүдийн аль нэгэнд тохирч байна. Тэгэхээр энерги хадгалагдах хууль?-Бөөмийн хувьд хэлж болохгүй бөөмс биелсэн үү?-Бөөмс.

Эрчим хүч? -Бөөмс

Хэрэв гаргасан бүх дүгнэлтүүд? -Бөөмсүүд хамаарах уу? -Бөөмс болон авч үзсэн энергийн хамаарал биелсэн бол бүгд үү? -Цөмийн задралын явцад үүссэн бөөмсүүд ижил кинетик энергитэй байх байсан. Гэсэн хэдий ч аль 1900 онд ийм сэтгэгдэл төрж байсан бэ? Дараагийн арван таван жилийн хугацаанд нотлох баримтууд аажмаар хуримтлагдаж, бөөмсийн энерги нь тасралтгүй спектрийг бүрдүүлдэг болох нь тодорхой болтлоо тодорхой болсон.

А ялгаруулж буй цөм бүр? тодорхой хэмжээниймасс. Массын бууралт нь β бөөмийн кинетик энергийн утгатай тохирч байх ёстой. Энэ тохиолдолд а?-ийн кинетик энерги нь бидний мэддэг цацраг идэвхт цөмийн аль нэг бөөм нь массын бууралттай тэнцэх энергиэс хэтрдэггүй. Тиймээс аливаа цацраг идэвхт задралын массын бууралт нь энэ задралын явцад үүссэн β-бөөмүүдийн кинетик энергийн хамгийн их утгатай тохирч байна.

Гэхдээ энерги хадгалагдах хуулийн дагуу аль нь ч? -Бөөмс нь массын бууралттай тэнцэх энергиэс бага кинетик энергитэй байх ёстой, өөрөөр хэлбэл хамгийн их кинетик энерги нь? -Бөөмс нэгэн зэрэг хамгийн бага байх ёстой. Бодит байдал дээр энэ нь тийм биш юм. Маш олон удаа? -Бөөмсүүд нь хүлээгдэж байснаас бага кинетик энергитэй, хуульд нийцсэн хамгийн их утгатай ялгардаг.

эрчим хүчний хэмнэлт нь дор хаяж нэгд хүрэх магадлал багатай юу? - бөөмс. Зарим нь? -Бөөмийн кинетик энерги нь дээд хэмжээнээс арай бага, зарим нь хамаагүй бага, зарим нь хамаагүй бага байдаг. Хамгийн түгээмэл кинетик энерги нь хамгийн их утгын гуравны нэг юм. Ер нь цацраг идэвхт задралын үед массын бууралтын үр дүнд үүсэх ёстой энергийн талаас илүү хувь нь үүсэн дагалддаг уу?-Бөөмсийг илрүүлэх боломжгүй.

Хорьдугаар онд олон физикчид энерги хадгалагдах хуулиас аль хэдийнээ татгалзах хандлагатай байсан, ядаж ямар процессууд үүсдэг вэ? -Бөөмс үүсдэг. Бусад бүх тохиолдолд хууль үнэн хэвээр байгаа тул хэтийн төлөв таагүй байлаа. Гэхдээ энэ үзэгдлийн өөр тайлбар бий юу?

1931 онд Вольфганг Паули дараахь таамаглал дэвшүүлсэн: -Бөмс нь бүх энергийг хүлээн авдаггүй, учир нь хоёр дахь бөөмс үүсдэг тул үлдсэн энергийг нь авч явдаг. Эрчим хүчийг хоёр бөөмийн хооронд ямар ч хэмжээгээр хуваарилж болно. Зарим тохиолдолд бараг бүх энерги нь электрон руу шилждэг бөгөөд дараа нь массын бууралттай тэнцэх бараг хамгийн их кинетик энергитэй байдаг.

Заримдаа бараг бүх энерги нь хоёр дахь бөөмс рүү шилждэг бол электроны энерги бараг тэг болно. Эрчим хүчийг хоёр бөөмийн хооронд жигд хуваарилах үед электрон нь завсрын кинетик энергийн утгатай болно.

Аль бөөмс Паулигийн таамаглалыг хангах вэ? Санаж байна уу? -Цөм дотор нейтрон протон болж хувирах бүрт бөөмс үүсдэг. Нейтроныг протон болгон хувиргах асуудлыг авч үзэхэд чөлөөт нейтронтой харьцах нь эргэлзээгүй. Паули онолоо анх дэвшүүлэхэд нейтрон нээгдээгүй. Бид эргэн харах боломжийг ашиглаж болно.

Чөлөөт нейтрон нь протон ба электрон болж задрахад сүүлийнх нь ямар ч кинетик энергийг дээд тал руу нь нисдэг бөгөөд энэ нь ойролцоогоор 0.78-тай тэнцүү байна. Мэв... Нөхцөл байдал нь альфа бөөмийг цацраг идэвхт цөмөөр ялгаруулахтай төстэй тул чөлөөт нейтроны задралыг авч үзэхдээ Паули бөөмийг анхаарч үзэх хэрэгтэй.

Бид Паули бөөмийг тэмдэглэж байна NSмөн түүний шинж чанарыг олж мэдэхийг хичээцгээе. Нейтроны задралын урвалыг бичье.

NS> p ++ д -+ NS.

Хэрэв нейтроны задралын үед цахилгаан цэнэгийн хадгалагдах хууль хангагдсан бол, NS- бөөмс нь төвийг сахисан байх ёстой. Үнэхээр 0 = 1-1 + 0. Нейтрон нь протон ба электрон болж задрахад массын алдагдал нь атомын массын масштабаар 0.00029 нэгж буюу ойролцоогоор электроны массын талтай тэнцүү байна. Хэрэв х- бөөмс нь масс алга болсны үр дүнд үүссэн бүх энергийг хүртэл хүлээн авсан бөгөөд хэрэв бүх энерги масс үүсэхэд очсон бол масс NSЭнэ нь электроны массын хагастай тэнцүү байх болно. Тиймээс, х- бөөмс электроноос хөнгөн байх ёстой. Үнэн хэрэгтээ энэ нь илүү хөнгөн байх ёстой, учир нь ихэвчлэн электрон ялгарсан энергийн ихэнхийг, заримдаа бараг бүгдийг нь авдаг. Түүгээр ч зогсохгүй энергийг шилжүүлэх магадлал багатай юм NS- бөөмс, бүрэн масс болж хувирдаг; Үүний нэлээд хэсэг нь кинетик энерги болж хувирдаг NS- бөөмс. Жилийн массын тооцоо NS- бөөмс улам бүр багассан. Эцэст нь энэ нь тодорхой болсон NS-фотон шиг бөөмс нь массгүй, өөрөөр хэлбэл фотон шиг үүссэн цагаасаа эхлэн гэрлийн хурдаар тархдаг. Хэрэв фотоны энерги нь долгионы уртаас хамаардаг бол энерги NS-бөөм нь ижил төстэй зүйлээс хамаардаг.

Тиймээс Паули бөөм нь массгүй ч, цэнэггүй ч, яагаад "үл үзэгдэх" хэвээр байгаа нь тодорхой болно. Цэнэглэсэн тоосонцорыг ихэвчлэн ионуудын улмаас илрүүлдэг. Том масстай тул цэнэггүй нейтрон илэрсэн. Массгүй, цэнэггүй бөөмс нь физикийг төөрөлдүүлж, түүнийг барьж авах, судлах ямар ч боломжоос хасдаг.

Удалгүй Паули оршин тогтнохыг санал болгосны дараа NS- бөөмс, тэр нэр авсан. Эхлээд тэд үүнийг "нейтрон" гэж нэрлэхийг хүсч байсан тул энэ нь цэнэггүй байсан ч таамаглал гарч ирснээс хойш жилийн дараа Паули Чадвик ийм нэрийг авсан хүнд цэнэггүй бөөмсийг олж нээсэн. Италийн физикч Энрико Ферми гэсэн утгатай NS- бөөмс нь Чадвикийн нейтроноос хамаагүй хөнгөн тул x бөөмс гэж нэрлэхийг санал болгов. нейтрино,Энэ нь оросоор "жижиг, төвийг сахисан зүйл" гэсэн утгатай. Энэ санал маш амжилттай болж, тэр цагаас хойш ингэж нэрлэгдэх болсон. Ихэвчлэн нейтрино гэж тэмдэглэгдсэн байдаг Грек үсэг? "Нүцгэн" ) ба нейтроны задралыг дараах байдлаар бичнэ.

NS> p ++ д -+ ?..

Нейтрино нь туйлын чухал юм

Паулигийн нейтрино байдаг гэсэн таамаглал, улмаар Фермигийн бүтээсэн нейтрино үйлдвэрлэлийн нарийвчилсан онолыг физикчид өөр өөрөөр хүлээж авсан. Массгүй, цэнэггүй бөөмс, илрүүлэх боломжгүй бөөмс, бөөмс, цорын ганц шалтгаан нь энэ хуулийг аврах шаардлагатай гэсэн ноцтой эргэлзээ байсан ч энерги хадгалагдах хуулиас хэн ч татгалзахыг хүсээгүй. оршин тогтнох нь ердөө л эрчим хүч хэмнэх хуулийг хэмнэх хүсэл байв. Зарим физикчид үүнийг сүнслэг тоосонцор, эрчим хүч хэмнэх нэг төрлийн заль мэх "нягтлан бодох бүртгэл" гэж үздэг. Үнэн хэрэгтээ нейтрино гэдэг ойлголт нь ердөө л "энерги хадгалагдах хууль хэрэгжихгүй" гэдгийг илэрхийлэх арга байсан юм. Эрчим хүч хадгалагдах хууль нь нейтриногийн аварсан цорын ганц хууль биш юм.

Хөдөлгөөнгүй нейтрон, өөрөөр хэлбэл ажиглагчтай харьцуулахад тэг импульстэй нейтроныг авч үзье. Түүний задралын үед зөвхөн хоёр бөөмс үүсэх үед протон ба электроны нийт импульс тэг байх ёстой. Электрон нэг чиглэлд, протон яг эсрэг чиглэлд нисч байх ёстой (гэхдээ масс нь илүү их тул бага хурдтай) ).

Гэсэн хэдий ч тийм биш юм. Тодорхой өнцөг үүсгэх чиглэлд электрон ба протон ялгардаг. Бөөмийн ялгаруулалтын чиглэлд бага хэмжээний нийт импульс оргүйгээс үүссэн мэт үүсч, импульс хадгалагдах хууль зөрчигддөг. Гэсэн хэдий ч, хэрэв энэ тохиолдолд нейтрино гарч ирвэл тэр нь нөгөө хоёр бөөмийн нийт импульсийг яг нөхөх тийм чиглэлд нисч чадна (Зураг 6).

Өөрөөр хэлбэл, импульс хадгалагдах хууль нь зөвхөн нейтриногийн ачаар л биелдэг.

Цагаан будаа. 6. Нейтроны задрал.

Нөхцөл байдал өнцгийн импульсийн хувьд ижил төстэй байгааг харахад хялбар байдаг. Нейтрон, протон, электронууд тус бүр нь +1/2 эсвэл -1/2 спинтэй байдаг. Нейтроны эргэлт +1/2 байна гэж бодъё. Түүний задралын үед өнцгийн импульс хадгалагдах хууль хүчинтэй бөгөөд задралын үед зөвхөн эдгээр хоёр бөөмс үүсдэг бол протон ба электроны нийт спин нь +1/2-тэй тэнцүү байх ёстой. Энэ боломжтой юу? Протон ба электроны эргэлт нь +1/2 ба +1/2 тэнцүү байж болно; +1/2 ба -1/2; -1/2 ба -1/2, өөрөөр хэлбэл хоёр бөөмийн нийт эргэлт нь +1, 0 ба - 1 байна. Энэ нь тэнцүү биш бөгөөд хэрэв нейтроны эргэлт эхэндээ -1/2 байсан бол хэзээ ч +1/2 эсвэл -1/2 байж болохгүй. Товчхондоо, хэрэв нейтрон зөвхөн протон, электрон болж задарвал өнцгийн импульс хадгалагдах хууль зөрчигдөнө.

Харин задрал нь +1/2 эсвэл -1/2 спинтэй нейтрино үүсгэдэг гэж бодъё. Дараа нь задралын үед үүссэн гурван бөөмийн нийт эргэлт нь анхны нейтроны эргэлттэй үргэлж тэнцүү байх болно. Үүний үр дүнд нейтриногийн оршин тогтнох нь эрчим хүч, импульс, өнцгийн импульс хадгалагдах хууль гэсэн дор хаяж гурван хуулиар "аварна". Ижил бөөмс гурван давхар ажил хийдэг нь анхаарал татаж байна.

Аль нь илүү муу байсныг хэлэхэд хэцүү байдаг: нэг нууцлаг, сүнслэг бөөмс байгаа эсэхийг хүлээн зөвшөөрөх эсвэл нэг хамгааллын хуулийг зөрчсөн. Сүнслэг бөөмс болон хамгааллын гурван хуулийг нэгэн зэрэг зөрчих хоёрын хооронд сонголт хийх нь хамаагүй хялбар юм. Физикчид сүнслэг бөөмсийг сонгох ёстой байв. Аажмаар нейтрино байгааг цөмийн эрдэмтэд хүлээн зөвшөөрсөн. Тэд нейтриногийн бодит байдлыг илрүүлж чадах эсэхээс үл хамааран эргэлзэхээ больсон.

Лептоны тоог хадгалах

Нейтрино хамгааллын гурван хуулийг хадгалаад зогсохгүй нэг шинэ хуулийг бий болгодог. Энэ нь хэрхэн тохиолддогийг ойлгохын тулд нейтриноыг эсрэг бөөмстэй холбон авч үзье.

Антинейтрон нь антипротон ба позитрон (антиэлектрон) болж задардаг. Нөхцөл байдал нь нейтроны задралтай төстэй юм. Позитрон нь байх ёстой хэмжээнээсээ бага кинетик энергитэй нисдэг, позитрон ба антипротонууд хоорондоо эсрэг чиглэлд нисдэггүй, тэдгээрийн эргэлтүүд нь зөв нийлдэггүй. Энэ тохиолдолд нейтрино нэмэх нь бүх зүйлийг тэнцвэржүүлэх болно.

Мэдээжийн хэрэг, асуулт гарч ирнэ: антинейтроны задрал ба нейтроны задралд ижил нейтрино үүсдэг үү?

Нейтрино нь өөр гэдгийг батлахад хэцүү биш юм. Нейтрон шиг эргэлттэй нейтрино нь хоёр өөр чиглэлтэй соронзон орон үүсгэдэг. Тиймээс нейтрино ба антинейтрино нь нейтрон ба антинейтронтой адил оршдог. Нейтрон задрахад нейтрино ихрүүдийн нэг нь, антинейтрон задрахад нөгөө нь гарч ирдэг. Гэхдээ тэдний аль нь энэ ялзралыг дагалддаг вэ?

Би аль хэдийн битүү системийн барионы нийт тоо тогтмол хэвээр байна гэж заасан барионы тоог хадгалах хуулийг тайлбарласан. Үүнтэй төстэй зүйл байна уу лептоны тоог хадгалах хууль,ямар замаар хаалттай системийн нийт лептоны тоо өөрчлөгдөхгүй хэвээр байна уу?Бид яагаад лептонуудаас барионуудаас ижил зүйлийг шаардаж болохгүй гэж? Харамсалтай нь, хэрэв нейтрино энэ асуудалд ороогүй бол үүнийг хийх боломжгүй юм.

Электроныг оноож үзье лептоны тоо+1, позитрон эсвэл эсрэг электрон нь лептоны тоо -1 байна. Өөрийнхөө эсрэг бөөмс болох фотонд лептоны тоо +1 эсвэл -1 байж болохгүй бөгөөд түүнд тэг лептоны дугаар өгөх нь логик юм. Бүх барионууд нь лептоны тоо тэгтэй байдаг.

Нейтроны задрал руу буцаж орцгооё. Барионы тоо 1, лептоны тоо тэгтэй нэг нейтроноос эхэлцгээе. Нейтроны задралын үед зөвхөн протон ба электрон үүсдэг гэж үзье. Хэрэв эдгээр тоо хоёулаа хадгалагдвал протон ба электрон хоёрын нийт барион тоо 1, лептоны нийт тоо 0 байх ёстой. Үнэн хэрэгтээ хоёр бөөмийн барионы тооны нийлбэр нь барионы тоог хадгалах хуулийн дагуу +1 (жишээ нь, 1 + 0) -тэй тэнцүү байна. Протон ба электроны нийт лептоны тоо нь +1 (жишээ нь, 1 + 0) -тэй тэнцүү боловч урвалын эхэн үед лептоны тоо тэгтэй тэнцүү байсан. Тиймээс лептоны тоо хадгалагдахгүй.

Лептоны +1 ба -1 тоотой нейтрино ба антинейтрино нь лептонд хамаарна гэж үзье. Дараа нь нейтрон протон, электрон ба антинейтрино болж задрахад лептоны тоо (0 + 1-1 = 0) хадгалагдах ба задралыг дараах байдлаар бичиж болно.

NS> p ++ д -+ "?,

хаана "? - антинейтрино.

Тэг лептонтой антинейтрон задрахад антипротон, позитрон, нейтрино үүсдэг. Үүссэн гурван бөөмийн лептоны тоо нь 0, -1 ба +1 бөгөөд тэдгээрийн нийлбэр нь тэгтэй тэнцүү байна.

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

Чөлөөт төлөвт нейтрон ба антинейтронууд протон ба антипротон болж задрахад эсрэг нөхцөл байдал үүсдэггүй. Гэсэн хэдий ч цөм дотор протонууд заримдаа аяндаа нейтрон болж хувирдаг (жишээлбэл, фосфор-30-ийн хувьд). Үүний нэгэн адил антиматерт антипротонууд нь антинейтрон болж хувирдаг.

Протон нь нейтрон болж хувирахад позитрон ба нейтрино үүсдэг.

p +> n + "e + +?.

Антипротон антинейтрон болж хувирвал электрон ба антинейтрино үүсдэг.

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

Аль ч тохиолдолд лептоны тоо хадгалагдана. Дүгнэж хэлэхэд электрон ялгарах үед антинейтрино, позитрон ялгарах үед нейтрино гарч ирэх ёстой бөгөөд задралын төгсгөлд лептоны тоо тэгтэй тэнцүү байна.

Нейтрино ба антинейтрино зэргийг харгалзан үзэхэд лептоны тоо судлагдсан бүх субатомын процессуудад хадгалагдана. Ийнхүү нейтрино ба антинейтрино байгаа нь энерги, импульс, өнцгийн импульс хадгалагдах хуулиудыг аварч зогсохгүй лептоны тоо хадгалагдах хуулийг бий болгох боломжтой болсон. Тиймээс физикчдэд эдгээр бөөмс байдаг гэдгийг хүлээн зөвшөөрөхгүй байх нь маш хэцүү байсан.

Тэмдэглэл:

Өгөгдсөн цөмийн хэсгүүдийн нэвтрэх чадвар их байх тусам цацраг идэвхт задралын үйл явц дахь массын хомсдол их байх болно. илүү магадлалтайЭнэ задрал, өөрөөр хэлбэл, бөөмсийг нэвтрүүлэх чадвар их байх тусам бага хугацаацөмийн хагас задралын хугацаа. Хэрэв торий-232-ын хагас задралын хугацаа 14 тэрбум жил бол радий-226-ийн хагас задралын хугацаа 1620 жил, полони-212 нь секундын арван саяны гурван хувь юм.

Үнэн хэрэгтээ, хэрэв би номын эхэнд нейтриногийн тухай ойлголтыг нэвтрүүлэх уруу таталтанд автсан бол нейтрино нь шинжлэх ухааны ид шидийн үр жимс биш гэдгийг батлахад хэцүү байх байсан. Гэсэн хэдий ч номын эхний хагаст хамгааллын хуулиудын ач холбогдол, ач холбогдлыг онцолсон тул нейтрино нь бүх хачирхалтай шинж чанаруудыг үл харгалзан бодит бөгөөд зайлшгүй шаардлагатай бөөмс гэдгийг одоо харуулж болно.