उच्चतम ऊर्जाओं की ब्रह्मांडीय किरणें। तेल और गैस का बड़ा विश्वकोश

बोरिस अर्कादेविच ख्रेनोव,
भौतिक और गणितीय विज्ञान के डॉक्टर, परमाणु भौतिकी के अनुसंधान संस्थान। डी. वी. स्कोबेल्टसिन मॉस्को स्टेट यूनिवर्सिटी एम. वी. लोमोनोसोव
"विज्ञान और जीवन" नंबर 10, 2008

ब्रह्मांड की गहराई से आने वाले आवेशित कणों की धाराओं - ब्रह्मांडीय किरणों की खोज को लगभग सौ साल बीत चुके हैं। तब से लेकर अब तक कॉस्मिक रेडिएशन से जुड़ी कई खोजें हुई हैं, लेकिन अभी भी कई रहस्य हैं। उनमें से एक शायद सबसे पेचीदा है: 10 20 ईवी से अधिक ऊर्जा वाले कण कहां से आते हैं, यानी लगभग एक अरब ट्रिलियन इलेक्ट्रॉन वोल्ट, सबसे शक्तिशाली त्वरक में एक लाख गुना अधिक प्राप्त किया जाएगा - बड़ा हैड्रान कोलाइडर? ऐसी राक्षसी ऊर्जा के लिए कौन से बल और क्षेत्र कणों को गति प्रदान करते हैं?

कॉस्मिक किरणों की खोज 1912 में ऑस्ट्रियाई भौतिक विज्ञानी विक्टर हेस ने की थी। वे वियना के रेडियम संस्थान के सदस्य थे और उन्होंने आयनित गैसों पर शोध किया था। उस समय तक, यह पहले से ही ज्ञात था कि सभी गैसें (वायुमंडल सहित) हमेशा थोड़ा आयनित होती हैं, जो एक रेडियोधर्मी पदार्थ (जैसे रेडियम) की उपस्थिति का संकेत देती हैं या तो गैस की संरचना में या एक उपकरण के पास जो आयनीकरण को मापता है, सबसे अधिक संभावना है पृथ्वी की पपड़ी में। एक गुब्बारे में आयनीकरण डिटेक्टर को ऊपर उठाने के प्रयोगों को इस धारणा का परीक्षण करने के लिए डिज़ाइन किया गया था, क्योंकि गैस का आयनीकरण पृथ्वी की सतह से दूरी के साथ कम होना चाहिए। उत्तर इसके विपरीत निकला: हेस ने किसी प्रकार के विकिरण की खोज की, जिसकी तीव्रता ऊंचाई के साथ बढ़ती गई। इसने सुझाव दिया कि यह बाहरी अंतरिक्ष से आता है, लेकिन अंततः कई प्रयोगों के बाद ही किरणों की अलौकिक उत्पत्ति को साबित करना संभव था (डब्ल्यू। हेस को केवल 1936 में नोबेल पुरस्कार से सम्मानित किया गया था)। याद रखें कि "विकिरण" शब्द का अर्थ यह नहीं है कि ये किरणें प्रकृति में विशुद्ध रूप से विद्युत चुम्बकीय हैं (जैसे सूरज की रोशनी, रेडियो तरंगें या एक्स-रे); इसका उपयोग एक ऐसी घटना की खोज में किया गया था जिसकी प्रकृति अभी तक ज्ञात नहीं थी। और यद्यपि यह जल्द ही स्पष्ट हो गया कि ब्रह्मांडीय किरणों का मुख्य घटक त्वरित आवेशित कण, प्रोटॉन हैं, इस शब्द को संरक्षित किया गया है। एक नई घटना के अध्ययन ने जल्दी से परिणाम देना शुरू कर दिया जो आमतौर पर "विज्ञान के अत्याधुनिक" के लिए जिम्मेदार होते हैं।

बहुत उच्च ऊर्जा के ब्रह्मांडीय कणों की खोज (प्रोटॉन त्वरक के निर्माण से बहुत पहले) ने सवाल उठाया: खगोलीय वस्तुओं में आवेशित कणों को तेज करने की क्रियाविधि क्या है? आज हम जानते हैं कि उत्तर गैर-तुच्छ निकला: एक प्राकृतिक, "अंतरिक्ष" त्वरक मानव निर्मित त्वरक से मौलिक रूप से अलग है।

यह जल्द ही स्पष्ट हो गया कि ब्रह्मांडीय प्रोटॉन, पदार्थ के माध्यम से उड़ते हुए, अपने परमाणुओं के नाभिक के साथ बातचीत करते हैं, जो पहले अज्ञात अस्थिर प्राथमिक कणों को जन्म देते हैं (वे मुख्य रूप से पृथ्वी के वायुमंडल में देखे गए थे)। उनके उत्पादन के तंत्र के अध्ययन ने प्राथमिक कणों के एक व्यवस्थित निर्माण के लिए एक उपयोगी मार्ग खोल दिया है। प्रयोगशाला में, प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉनों ने अपने विशाल प्रवाह को तेज करना और प्राप्त करना सीख लिया है, जो ब्रह्मांडीय किरणों की तुलना में अतुलनीय रूप से सघन है। अंततः, यह कणों की परस्पर क्रिया पर प्रयोग थे जो त्वरक में ऊर्जा प्राप्त करते थे जिससे माइक्रोवर्ल्ड की एक आधुनिक तस्वीर का निर्माण हुआ।

1938 में, फ्रांसीसी भौतिक विज्ञानी पियरे ऑगर ने एक उल्लेखनीय घटना की खोज की - द्वितीयक ब्रह्मांडीय कणों की बौछार, जो वायुमंडलीय परमाणुओं के नाभिक के साथ प्राथमिक प्रोटॉन और अत्यंत उच्च ऊर्जा के नाभिक की बातचीत के परिणामस्वरूप उत्पन्न होती है। यह पता चला कि ब्रह्मांडीय किरणों के स्पेक्ट्रम में 10 15 -10 18 eV के क्रम की ऊर्जा वाले कण होते हैं - प्रयोगशाला में त्वरित कणों की ऊर्जा से लाखों गुना अधिक। शिक्षाविद दिमित्री व्लादिमीरोविच स्कोबेल्टसिन ने इस तरह के कणों के अध्ययन को विशेष महत्व दिया और युद्ध के तुरंत बाद, 1947 में, अपने निकटतम सहयोगियों जी. टी. ज़त्सेपिन और एन. (ईएएस)। ब्रह्मांडीय किरणों के पहले अध्ययन का इतिहास एन. डोब्रोटिन और वी. रॉसी की पुस्तकों में पाया जा सकता है। समय के साथ, डी.वी. का स्कूल। Skobeltsyna दुनिया में सबसे मजबूत में से एक बन गया है और लंबे सालअल्ट्राहाई-ऊर्जा ब्रह्मांडीय किरणों के अध्ययन में मुख्य दिशाओं को निर्धारित किया। इसकी विधियों ने 10 9 10 13 eV से अध्ययन की गई ऊर्जाओं की सीमा का विस्तार करना संभव बना दिया, पर पंजीकृत गुब्बारेऔर उपग्रह, 10 13-10 20 eV तक। दो पहलुओं ने इन अध्ययनों को विशेष रूप से आकर्षक बना दिया।

सबसे पहले, वायुमंडलीय परमाणुओं के नाभिक के साथ उनकी बातचीत का अध्ययन करने और प्राथमिक कणों की बेहतरीन संरचना को समझने के लिए प्रकृति द्वारा बनाए गए उच्च-ऊर्जा प्रोटॉन का उपयोग करना संभव हो गया।

दूसरे, अंतरिक्ष में ऐसी वस्तुओं को खोजना संभव हो गया जो कणों को अत्यधिक उच्च ऊर्जा में गति देने में सक्षम हों।

पहला पहलू उतना फलदायी नहीं निकला जितना कोई चाहेगा: प्राथमिक कणों की बारीक संरचना के अध्ययन के लिए कॉस्मिक किरणों की तुलना में प्रोटॉन की परस्पर क्रिया पर बहुत अधिक डेटा की आवश्यकता होती है, जो किसी को प्राप्त करने की अनुमति देता है। उसी समय, सबसे अधिक की निर्भरता के अध्ययन द्वारा सूक्ष्म जगत की अवधारणा में एक महत्वपूर्ण योगदान दिया गया था सामान्य विशेषताएँउनकी ऊर्जा पर प्रोटॉन की बातचीत। यह ईएएस के अध्ययन के दौरान प्राथमिक कणों की क्वार्क-ग्लूऑन संरचना से जुड़े प्राथमिक कणों की ऊर्जा पर माध्यमिक कणों की संख्या और उनके ऊर्जा वितरण की निर्भरता में एक विशेषता की खोज की गई थी। इन आंकड़ों की बाद में त्वरक पर प्रयोगों में पुष्टि की गई।

आज, वायुमंडलीय परमाणुओं के नाभिक के साथ ब्रह्मांडीय किरणों की बातचीत के विश्वसनीय मॉडल बनाए गए हैं, जिससे ऊर्जा स्पेक्ट्रम और उच्चतम ऊर्जा के उनके प्राथमिक कणों की संरचना का अध्ययन करना संभव हो गया है। यह स्पष्ट हो गया कि आकाशगंगा के विकास में ब्रह्मांडीय किरणें इसके क्षेत्रों और अंतरतारकीय गैस के प्रवाह से कम भूमिका नहीं निभाती हैं: कॉस्मिक किरणों, गैस और चुंबकीय क्षेत्र की विशिष्ट ऊर्जा लगभग 1 eV प्रति सेमी 3 के बराबर होती है। तारे के बीच के माध्यम में ऊर्जा के इस तरह के संतुलन के साथ, यह मान लेना स्वाभाविक है कि ब्रह्मांडीय किरण कणों का त्वरण उन्हीं वस्तुओं में होता है जो गैस के ताप और उत्सर्जन के लिए जिम्मेदार होते हैं, उदाहरण के लिए, न्यू और सुपरनोवा सितारों में उनका विस्फोट।

पहला ब्रह्मांडीय किरण त्वरण तंत्र एनरिको फर्मी द्वारा प्रस्तावित किया गया था, जो इंटरस्टेलर प्लाज्मा के चुंबकीय बादलों के साथ यादृच्छिक रूप से टकराने वाले प्रोटॉन के लिए था, लेकिन सभी प्रयोगात्मक डेटा की व्याख्या नहीं कर सका। 1977 में, शिक्षाविद जर्मोजेन फिलिपोविच क्रिम्स्की ने दिखाया कि इस तंत्र को सुपरनोवा अवशेषों में कणों को शॉक वेव मोर्चों पर अधिक मजबूत बनाना चाहिए, जिनके वेग बादलों की तुलना में अधिक परिमाण के क्रम हैं। आज, यह विश्वसनीय रूप से दिखाया गया है कि सुपरनोवा गोले में एक शॉक वेव द्वारा कॉस्मिक प्रोटॉन और नाभिक के त्वरण का तंत्र सबसे कुशल है। लेकिन यह संभावना नहीं है कि इसे प्रयोगशाला परिस्थितियों में पुन: पेश करना संभव होगा: त्वरण अपेक्षाकृत धीमा है और त्वरित कणों को धारण करने के लिए ऊर्जा के भारी व्यय की आवश्यकता होती है। सुपरनोवा के गोले में, विस्फोट की प्रकृति के कारण ये स्थितियां मौजूद हैं। यह उल्लेखनीय है कि ब्रह्मांडीय किरणों का त्वरण एक अद्वितीय खगोलीय वस्तु में होता है, जो वास्तव में ब्रह्मांडीय किरणों में मौजूद भारी नाभिक (हीलियम से भारी) के संलयन के लिए जिम्मेदार होता है।

हमारी आकाशगंगा में, एक हजार साल से भी कम पुराने कई ज्ञात सुपरनोवा हैं जिन्हें नग्न आंखों से देखा गया है। सबसे प्रसिद्ध नक्षत्र वृषभ में क्रैब नेबुला हैं ("केकड़ा" 1054 में एक सुपरनोवा विस्फोट का अवशेष है, जो पूर्वी इतिहास में उल्लेख किया गया है), कैसिओपिया-ए (यह खगोलशास्त्री टाइको ब्राहे द्वारा 1572 में देखा गया था) और केप्लर का सुपरनोवा नक्षत्र ओफ़िचस (1680)। उनके गोले का व्यास आज 5-10 प्रकाश वर्ष (1 प्रकाश वर्ष = 10 16 मीटर) है, अर्थात वे लगभग 0.01 प्रकाश गति की गति से विस्तार करते हैं और पृथ्वी से लगभग दस हजार प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित हैं। ऑप्टिकल, रेडियो, एक्स-रे और गामा श्रेणियों में सुपरनोवा गोले ("निहारिका") चंद्रा, हबल और स्पिट्जर अंतरिक्ष वेधशालाओं द्वारा देखे गए थे। उन्होंने मज़बूती से दिखाया कि इलेक्ट्रॉनों और प्रोटॉन का त्वरण वास्तव में एक्स-रे विकिरण के साथ गोले में होता है।

2000 वर्ष से कम उम्र के लगभग 60 सुपरनोवा अवशेष एक विशिष्ट विशिष्ट ऊर्जा (सेमी 3 में ~ 1 ईवी) के साथ ब्रह्मांडीय किरणों के साथ इंटरस्टेलर स्पेस को भर सकते हैं, जबकि उनमें से दस से कम ज्ञात हैं। इस कमी को इस तथ्य से समझाया गया है कि आकाशगंगा के विमान में, जहां तारे और सुपरनोवा केंद्रित होते हैं, वहां बहुत अधिक धूल होती है जो पृथ्वी पर एक पर्यवेक्षक को प्रकाश संचारित नहीं करती है। एक्स-रे और गामा विकिरण में अवलोकन, जिसके लिए धूल की परत पारदर्शी है, ने देखे गए "युवा" सुपरनोवा गोले की सूची का विस्तार करना संभव बना दिया। इन नए खोजे गए गोले में नवीनतम सुपरनोवा G1.9+0.3 था, जिसे जनवरी 2008 से चंद्रा एक्स-रे टेलीस्कोप के साथ देखा गया था। इसके खोल के आकार और विस्तार की दर के अनुमान बताते हैं कि यह लगभग 140 साल पहले भड़क गया था, लेकिन आकाशगंगा की धूल की परत द्वारा इसके प्रकाश के पूर्ण अवशोषण के कारण ऑप्टिकल रेंज में दिखाई नहीं दे रहा था।

हमारी अपनी आकाशगंगा में सुपरनोवा विस्फोट के आंकड़ों में जोड़ा गया अन्य आकाशगंगाओं में सुपरनोवा पर अधिक समृद्ध आंकड़े हैं। त्वरित प्रोटॉन और नाभिक की उपस्थिति की प्रत्यक्ष पुष्टि उच्च फोटॉन ऊर्जा के साथ गामा विकिरण है, जो तटस्थ पियॉन के क्षय से उत्पन्न होती है - स्रोत सामग्री के साथ प्रोटॉन (और नाभिक) की बातचीत के उत्पाद। उच्चतम ऊर्जा के ऐसे फोटॉन टेलीस्कोप की मदद से देखे जाते हैं जो ईएएस माध्यमिक कणों द्वारा उत्सर्जित वाविलोव-चेरेनकोव चमक को पंजीकृत करते हैं। इस प्रकार का सबसे उन्नत उपकरण नामीबिया में HESS के सहयोग से निर्मित छह-टेलीस्कोप सुविधा है। क्रैब गामा विकिरण को पहले मापा गया, और इसकी तीव्रता अन्य स्रोतों के लिए तीव्रता का माप बन गई।

प्राप्त परिणाम न केवल सुपरनोवा में प्रोटॉन और नाभिक के त्वरण के लिए एक तंत्र के अस्तित्व की पुष्टि करता है, बल्कि त्वरित कणों के स्पेक्ट्रम का अनुमान लगाना भी संभव बनाता है: "माध्यमिक" गामा क्वांटा और "प्राथमिक" प्रोटॉन और नाभिक का स्पेक्ट्रा बहुत करीब हैं। केकड़े और उसके आकार में चुंबकीय क्षेत्र प्रोटॉन के त्वरण को 10 15 eV के क्रम की ऊर्जा तक की अनुमति देता है। स्रोत और तारे के बीच के माध्यम में ब्रह्मांडीय किरण कणों का स्पेक्ट्रा कुछ भिन्न होता है, क्योंकि स्रोत से कणों के बाहर निकलने की संभावना और आकाशगंगा में कणों का जीवनकाल कण की ऊर्जा और आवेश पर निर्भर करता है। स्रोत पर स्पेक्ट्रम और संरचना के साथ पृथ्वी के पास मापी गई ब्रह्मांडीय किरणों की ऊर्जा स्पेक्ट्रम और संरचना की तुलना से यह समझना संभव हो गया कि तारे के बीच कण कितनी देर तक यात्रा करते हैं। पृथ्वी के पास ब्रह्मांडीय किरणों में लिथियम, बेरिलियम और बोरॉन के नाभिक स्रोत की तुलना में बहुत बड़े निकले - उनकी अतिरिक्त संख्या इंटरस्टेलर गैस के साथ भारी नाभिक की बातचीत के परिणामस्वरूप दिखाई देती है। इस अंतर को मापकर, हमने संख्या की गणना की एक्सवह पदार्थ जिसके माध्यम से ब्रह्मांडीय किरणें गुजरी हैं, अंतरतारकीय माध्यम में भटक रही हैं। परमाणु भौतिकी में, एक कण अपने रास्ते में जितने पदार्थ का सामना करता है, उसे g/cm2 में मापा जाता है। यह इस तथ्य के कारण है कि किसी पदार्थ के नाभिक के साथ टकराव में कण प्रवाह में कमी की गणना करने के लिए, एक कण के नाभिक के साथ टकराव की संख्या जानना आवश्यक है जिसका एक अलग क्षेत्र (खंड) अनुप्रस्थ है कण की दिशा। इन इकाइयों में पदार्थ की मात्रा को व्यक्त करते हुए, सभी नाभिकों के लिए एक एकल माप पैमाना प्राप्त किया जाता है।

प्रयोगात्मक रूप से पाया गया मान एक्स~ 5-10 ग्राम/सेमी2 जीवनकाल का अनुमान लगाना संभव बनाता है टीतारे के बीच के माध्यम में ब्रह्मांडीय किरणें: टी ≈ एक्स/ρ सी, कहाँ पे सी- कणों की गति, प्रकाश की गति के लगभग बराबर, ~ 10 -24 ग्राम/सेमी 3 - तारे के बीच के माध्यम का औसत घनत्व। इसलिए कॉस्मिक किरणों का जीवनकाल लगभग 10 8 वर्ष होता है। यह समय गति से चलते हुए एक कण के उड़ान के समय से बहुत अधिक है साथस्रोत से पृथ्वी तक एक सीधी रेखा में (हमसे गैलेक्सी के विपरीत दिशा में सबसे दूर के स्रोतों के लिए 3 10 4 वर्ष)। इसका मतलब है कि कण एक सीधी रेखा में नहीं चलते हैं, बल्कि बिखरे हुए हैं। V ~ 10–6 गॉस (10–10 टेस्ला) के प्रेरण के साथ आकाशगंगाओं के अराजक चुंबकीय क्षेत्र उन्हें एक त्रिज्या (जाइरोराडियस) के साथ एक वृत्त के साथ ले जाते हैं। आर = इ/3 × 10 4 बी, जहां आरएम . में इ- ईवी में कण ऊर्जा, वी - गॉस में चुंबकीय क्षेत्र प्रेरण। मध्यम कण ऊर्जा पर इ

लगभग एक सीधी रेखा में, केवल ऊर्जा वाले कण ही स्रोत से आएंगे इ> 10 19 ईवी। इसलिए, 10 19 eV से कम ऊर्जा वाले ईएएस-निर्माण कणों की दिशा उनके स्रोत को इंगित नहीं करती है। इस ऊर्जा श्रेणी में, कॉस्मिक किरणों के प्रोटॉन और नाभिक द्वारा स्वयं स्रोतों में उत्पन्न द्वितीयक विकिरण का निरीक्षण करना ही शेष रहता है। गामा विकिरण ऊर्जा के क्षेत्र में अवलोकन के लिए सुलभ ( इ

"स्थानीय" गांगेय घटना के रूप में ब्रह्मांडीय किरणों का विचार केवल मध्यम ऊर्जा के कणों के लिए सही निकला इ

1958 में, जॉर्जी बोरिसोविच ख्रीस्तियनसेन और जर्मन विक्टरोविच कुलिकोव ने 3·10 15 eV के क्रम की ऊर्जा पर ब्रह्मांडीय किरणों के ऊर्जा स्पेक्ट्रम के रूप में एक तीव्र परिवर्तन की खोज की। इस मान से कम ऊर्जा पर, कणों के स्पेक्ट्रम पर प्रयोगात्मक डेटा आमतौर पर "शक्ति" रूप में प्रस्तुत किया जाता था, ताकि कणों की संख्या एनकिसी दी गई ऊर्जा के साथ E को कण ऊर्जा के घात के व्युत्क्रमानुपाती माना जाता था : एन(इ) = एक/इ(γ स्पेक्ट्रम का डिफरेंशियल इंडेक्स है)। 3 10 15 eV की ऊर्जा तक, घातांक = 2.7, लेकिन जब उच्च ऊर्जाओं की ओर बढ़ते हैं, तो ऊर्जा स्पेक्ट्रम एक "किंक" का अनुभव करता है: ऊर्जाओं के लिए इ> 3·10 15 eV 3.15 हो जाता है। सुपरनोवा में त्वरण तंत्र के लिए गणना किए गए अधिकतम संभव मूल्य के लिए त्वरित कणों की ऊर्जा के दृष्टिकोण के साथ स्पेक्ट्रम में इस परिवर्तन को जोड़ना स्वाभाविक है। 1015-1017 ईवी ऊर्जा रेंज में प्राथमिक कणों की परमाणु संरचना भी स्पेक्ट्रम ब्रेक के इस तरह के स्पष्टीकरण के पक्ष में बोलती है। इसके बारे में सबसे विश्वसनीय जानकारी ईएएस - "एमएसयू", "टुनका", "तिब्बत", "कैस्केड" के जटिल प्रतिष्ठानों द्वारा दी गई है। उनकी मदद से, न केवल प्राथमिक नाभिक की ऊर्जा के बारे में जानकारी प्राप्त की जाती है, बल्कि पैरामीटर भी जो उनके परमाणु संख्या पर निर्भर करते हैं - शॉवर की "चौड़ाई", इलेक्ट्रॉनों और म्यूऑन की संख्या के बीच का अनुपात, सबसे अधिक की संख्या के बीच ऊर्जावान इलेक्ट्रॉन और उनकी कुल संख्या। इन सभी आंकड़ों से संकेत मिलता है कि जैसे-जैसे प्राथमिक कणों की ऊर्जा स्पेक्ट्रम की बाईं सीमा से ब्रेक के बाद ऊर्जा तक बढ़ती है, वैसे-वैसे उनका औसत द्रव्यमान बढ़ता है। कणों की द्रव्यमान संरचना में ऐसा परिवर्तन सुपरनोवा में कण त्वरण के मॉडल के अनुरूप है - यह अधिकतम ऊर्जा द्वारा सीमित है, जो कण के आवेश पर निर्भर करता है। प्रोटॉन के लिए, यह अधिकतम ऊर्जा 3·10 15 eV के क्रम पर है और त्वरित कण (नाभिक) के आवेश के अनुपात में बढ़ जाती है, ताकि लोहे के नाभिक प्रभावी रूप से ~ 10 17 eV तक त्वरित हो जाएं। अधिकतम से अधिक ऊर्जा के साथ कण प्रवाह की तीव्रता तेजी से गिरती है।

लेकिन इससे भी अधिक ऊर्जा (~3·10 18 eV) के कणों के पंजीकरण से पता चला कि कॉस्मिक किरणों का स्पेक्ट्रम न केवल टूटता है, बल्कि ब्रेक से पहले देखे गए रूप में वापस आ जाता है!

"अल्ट्रा-हाई" ऊर्जा क्षेत्र में ऊर्जा स्पेक्ट्रम माप ( इ> 10 18 eV) ऐसे कणों की कम संख्या के कारण बहुत कठिन हैं। इन दुर्लभ घटनाओं का निरीक्षण करने के लिए, सैकड़ों और हजारों वर्ग किलोमीटर के क्षेत्र में वातावरण में उनके द्वारा उत्पन्न ईएएस कण प्रवाह डिटेक्टरों और वाविलोव-चेरेनकोव विकिरण और आयनीकरण विकिरण (वायुमंडलीय प्रतिदीप्ति) का एक नेटवर्क बनाना आवश्यक है। ऐसे बड़े, जटिल प्रतिष्ठानों के लिए, सीमित आर्थिक गतिविधि वाली साइटों को चुना जाता है, लेकिन बड़ी संख्या में डिटेक्टरों के विश्वसनीय संचालन प्रदान करने की क्षमता के साथ। इस तरह के प्रतिष्ठान पहले दसियों वर्ग किलोमीटर (याकुत्स्क, हावेरा पार्क, अकेनो) के क्षेत्रों में बनाए गए थे, फिर सैकड़ों (AGASA, फ्लाई'स आई, HiRes), और अंत में, हजारों वर्ग किलोमीटर के प्रतिष्ठान अब बनाए जा रहे हैं (पियरे ऑगर ऑब्जर्वेटरी इन अर्जेंटीना, यूटा, यूएसए में टेलीस्कोपिक सुविधा)।

अल्ट्राहाई-एनर्जी कॉस्मिक किरणों के अध्ययन में अगला कदम अंतरिक्ष से वायुमंडलीय फ्लोरोसेंस देखकर ईएएस को पंजीकृत करने के लिए एक विधि का विकास होगा। कई देशों के सहयोग से, रूस में पहला EAS स्पेस डिटेक्टर, TUS प्रोजेक्ट बनाया जा रहा है। ऐसा ही एक और डिटेक्टर अंतरराष्ट्रीय अंतरिक्ष स्टेशन आईएसएस (जेईएम-ईयूएसओ और केएलपीवीई परियोजनाओं) में स्थापित किया जाना है।

आज हम अल्ट्रा-हाई एनर्जी कॉस्मिक किरणों के बारे में क्या जानते हैं? निचला आंकड़ा 10 18 eV से ऊपर की ऊर्जा के साथ ब्रह्मांडीय किरणों के ऊर्जा स्पेक्ट्रम को दर्शाता है, जो कि नवीनतम पीढ़ी की सुविधाओं (HiRes, पियरे ऑगर वेधशाला) पर कम ऊर्जा ब्रह्मांडीय किरणों के डेटा के साथ प्राप्त किया गया था, जो कि ऊपर दिखाया गया है, से संबंधित है मिल्की वे आकाशगंगा। यह देखा जा सकता है कि 3 10 18-3 10 19 ईवी की ऊर्जाओं पर अंतर ऊर्जा स्पेक्ट्रम का सूचकांक घटकर 2.7-2.8 के मान तक आ गया है, ठीक उसी तरह जो गांगेय ब्रह्मांडीय किरणों के लिए मनाया जाता है, जब कण ऊर्जा बहुत कम होती है। गांगेय त्वरक के लिए अधिकतम संभव से अधिक। क्या यह इंगित नहीं करता है कि अल्ट्राहाई ऊर्जा पर कणों का मुख्य प्रवाह एक्सट्रैगैलेक्टिक मूल के त्वरक द्वारा बनाया जाता है जिसमें अधिकतम ऊर्जा गैलेक्टिक की तुलना में बहुत अधिक होती है? गेलेक्टिक कॉस्मिक किरणों के स्पेक्ट्रम में विराम से पता चलता है कि एक्सट्रैगैलेक्टिक कॉस्मिक किरणों का योगदान 1014–1016 eV की मध्यम ऊर्जा के क्षेत्र से संक्रमण में तेजी से बदलता है, जहां यह गेलेक्टिक (स्पेक्ट्रम) के योगदान से लगभग 30 गुना कम है। चित्र में बिंदीदार रेखा द्वारा इंगित), अल्ट्राहाई ऊर्जा के क्षेत्र में जहां यह प्रमुख हो जाता है।

हाल के दशकों में, एक्सट्रैगैलेक्टिक वस्तुओं पर कई खगोलीय डेटा जमा किए गए हैं जो आवेशित कणों को 10 19 eV से अधिक ऊर्जा में गति देने में सक्षम हैं। एक स्पष्ट संकेत है कि आकार की वस्तु डीऊर्जा के लिए कणों को तेज कर सकते हैं इ, चुंबकीय क्षेत्र B की इस वस्तु में ऐसी उपस्थिति है कि कण का जाइरोरेडियस . से कम है डी. ऐसे उम्मीदवार स्रोतों में रेडियो आकाशगंगाएँ (मजबूत रेडियो उत्सर्जन उत्सर्जित करने वाली) शामिल हैं; ब्लैक होल युक्त सक्रिय आकाशगंगाओं के कोर; आकाशगंगाओं का टकराना। उन सभी में गैस के जेट (प्लाज्मा) होते हैं जो प्रकाश की गति के करीब जबरदस्त गति से चलते हैं। ऐसे जेट एक्सीलरेटर के संचालन के लिए आवश्यक शॉक वेव्स की भूमिका निभाते हैं। ब्रह्मांडीय किरणों की प्रेक्षित तीव्रता में उनके योगदान का अनुमान लगाने के लिए, पृथ्वी से दूरियों पर स्रोतों के वितरण और अंतरिक्ष अंतरिक्ष में कण ऊर्जा के नुकसान को ध्यान में रखना आवश्यक है। पृष्ठभूमि ब्रह्मांडीय रेडियो उत्सर्जन की खोज से पहले, अंतरिक्ष अंतरिक्ष न केवल विद्युत चुम्बकीय विकिरण के लिए, बल्कि अल्ट्राहाई ऊर्जा कणों के लिए भी "खाली" और पारदर्शी लग रहा था। खगोलीय आंकड़ों के अनुसार, अंतरिक्ष में गैस का घनत्व इतना कम (10–29 ग्राम/सेमी 3) है कि सैकड़ों अरब प्रकाश वर्ष (10 24 मीटर) की विशाल दूरी पर भी कण गैस के नाभिक से नहीं मिलते हैं। परमाणु। हालांकि, जब यह पता चला कि ब्रह्मांड कम ऊर्जा वाले फोटॉन (लगभग 500 फोटॉन/सेमी 3 ऊर्जा के साथ) से भरा है इ f ~ 10 –3 eV) बिग बैंग से बचा हुआ है, तो यह स्पष्ट हो गया कि प्रोटॉन और नाभिक से अधिक ऊर्जा वाले इ~5 10 19 eV, Greisen-Zatsepin-Kuzmin (GZK) सीमा, को फोटॉन के साथ इंटरैक्ट करना चाहिए और रास्ते में लाखों प्रकाश वर्ष से अधिक खोना चाहिए के बारे मेंआपकी अधिकांश ऊर्जा। इस प्रकार, ब्रह्मांड का विशाल बहुमत, हमसे 10 7 प्रकाश वर्ष से अधिक की दूरी पर स्थित, 5·10 19 eV से अधिक की ऊर्जा वाली किरणों में अवलोकन के लिए दुर्गम निकला। अल्ट्रा-हाई एनर्जी कॉस्मिक किरणों (HiRes सुविधा, पियरे ऑगर वेधशाला) के स्पेक्ट्रम पर नवीनतम प्रयोगात्मक डेटा पृथ्वी से देखे गए कणों के लिए इस ऊर्जा सीमा के अस्तित्व की पुष्टि करते हैं।

जैसा कि देखा जा सकता है, अल्ट्राहाई-ऊर्जा ब्रह्मांडीय किरणों की उत्पत्ति का अध्ययन करना बेहद मुश्किल है: उच्चतम-ऊर्जा ब्रह्मांडीय किरणों (जीजेडके सीमा से ऊपर) के अधिकांश संभावित स्रोत इतनी दूर हैं कि कण पृथ्वी के रास्ते में हैं स्रोत में अर्जित ऊर्जा को खो देते हैं। और GZK सीमा से नीचे की ऊर्जा पर, आकाशगंगा के चुंबकीय क्षेत्र द्वारा कणों का विक्षेपण अभी भी बड़ा है, और कण आगमन की दिशा शायद ही आकाशीय क्षेत्र पर स्रोत की स्थिति का संकेत दे सकती है।

अल्ट्राहाई एनर्जी कॉस्मिक किरणों के स्रोतों की खोज में, पर्याप्त रूप से उच्च ऊर्जा वाले कणों के आगमन की प्रयोगात्मक रूप से मापी गई दिशा के सहसंबंध के विश्लेषण का उपयोग किया जाता है - जैसे कि गैलेक्सी के क्षेत्र दिशा से स्रोत तक कणों को थोड़ा विक्षेपित करते हैं। पिछली पीढ़ी के प्रतिष्ठानों ने अभी तक किसी भी विशेष रूप से प्रतिष्ठित वर्ग के खगोलीय पिंडों के निर्देशांक के साथ कणों के आगमन की दिशा के संबंध पर ठोस डेटा प्रदान नहीं किया है। पियरे ऑगर वेधशाला के नवीनतम डेटा को आने वाले वर्षों में GZK सीमा के क्रम की ऊर्जा के साथ तीव्र कण प्रवाह के निर्माण में AGN- प्रकार के स्रोतों की भूमिका पर डेटा प्राप्त करने की आशा के रूप में माना जा सकता है।

दिलचस्प बात यह है कि आगसा सुविधा ने "खाली" दिशाओं (जहां कोई ज्ञात स्रोत नहीं हैं) के अस्तित्व के संकेत दिए हैं, जिसके साथ अवलोकन समय के दौरान दो या तीन कण आते हैं। इसने ब्रह्मांड विज्ञान में शामिल भौतिकविदों के बीच बहुत रुचि पैदा की - ब्रह्मांड की उत्पत्ति और विकास का विज्ञान, प्राथमिक कण भौतिकी के साथ अटूट रूप से जुड़ा हुआ है। यह पता चला है कि सूक्ष्म जगत की संरचना और ब्रह्मांड के विकास (बिग बैंग सिद्धांत) के कुछ मॉडलों में, आधुनिक ब्रह्मांड में लगभग 10 23 -10 24 eV के द्रव्यमान वाले सुपरमैसिव प्राथमिक कणों का संरक्षण, जिसमें शामिल होना चाहिए बिग बैंग के शुरुआती चरण में पदार्थ की भविष्यवाणी की गई है। ब्रह्मांड में उनका वितरण बहुत स्पष्ट नहीं है: उन्हें या तो समान रूप से अंतरिक्ष में वितरित किया जा सकता है, या ब्रह्मांड के विशाल क्षेत्रों में "खींचा" जा सकता है। उनकी मुख्य विशेषता यह है कि ये कण अस्थिर होते हैं और स्थिर प्रोटॉन, फोटॉन और न्यूट्रिनो सहित हल्के में क्षय हो सकते हैं, जो विशाल गतिज ऊर्जा प्राप्त करते हैं - 10 20 eV से अधिक। ऐसे स्थान जहां ऐसे कण संरक्षित हैं (ब्रह्मांड के स्थलीय दोष) प्रोटॉन, फोटॉन या अल्ट्रा-हाई एनर्जी न्यूट्रिनो के स्रोत हो सकते हैं।

जैसा कि गांगेय स्रोतों के मामले में, गामा-रे डिटेक्टरों के डेटा द्वारा अल्ट्राहाई एनर्जी कॉस्मिक किरणों के एक्सट्रैगैलेक्टिक त्वरक के अस्तित्व की पुष्टि की जाती है, उदाहरण के लिए, ऊपर सूचीबद्ध एक्सट्रैगैलेक्टिक वस्तुओं के उद्देश्य से HESS सुविधा के टेलीस्कोप - कॉस्मिक रे के लिए उम्मीदवार स्रोत।

उनमें से, गैस जेट के साथ सक्रिय आकाशगंगाओं (AGN) के नाभिक सबसे आशाजनक निकले। HESS सुविधा में सबसे अच्छी तरह से अध्ययन की जाने वाली वस्तुओं में से एक M87 आकाशगंगा है, जो हमारी आकाशगंगा से 50 मिलियन प्रकाश-वर्ष की दूरी पर है। इसके केंद्र में एक ब्लैक होल है, जो इसके पास की प्रक्रियाओं के लिए और विशेष रूप से, इस आकाशगंगा से संबंधित एक विशाल प्लाज्मा जेट के लिए ऊर्जा प्रदान करता है। M87 में कॉस्मिक किरणों के त्वरण की पुष्टि सीधे इसके गामा विकिरण के अवलोकन से होती है, जिसमें फोटॉन का ऊर्जा स्पेक्ट्रम 1-10 TeV (10 12-10 13 eV) की ऊर्जा के साथ HESS सुविधा में देखा जाता है। M87 से गामा विकिरण की देखी गई तीव्रता केकड़े की तीव्रता का लगभग 3% है। इन वस्तुओं से दूरी में अंतर (5000 गुना) को ध्यान में रखते हुए, इसका मतलब है कि M87 की चमक केकड़े की चमक से 25 मिलियन गुना अधिक है!

इस वस्तु के लिए बनाए गए कण त्वरण के मॉडल बताते हैं कि M87 में त्वरित कणों की तीव्रता इतनी अधिक हो सकती है कि 50 मिलियन प्रकाश वर्ष की दूरी पर भी, इस स्रोत का योगदान 10 19 से ऊपर की ऊर्जा के साथ ब्रह्मांडीय किरणों की प्रेक्षित तीव्रता प्रदान कर सकता है। ईवी

लेकिन यहां रहस्य है: इस स्रोत की दिशा में ईएएस पर आधुनिक डेटा में, 10 19 ईवी के क्रम की ऊर्जा वाले कणों की अधिकता नहीं है। क्या यह स्रोत भविष्य के परिणामों में दिखाई देगा अंतरिक्ष प्रयोग, ऐसी ऊर्जाओं पर, जब दूर के स्रोत प्रेक्षित घटनाओं में योगदान नहीं करते हैं? ऊर्जा स्पेक्ट्रम में विराम वाली स्थिति को एक बार फिर दोहराया जा सकता है, उदाहरण के लिए, 2·10 20 की ऊर्जा पर। लेकिन इस बार, स्रोत प्राथमिक कण के प्रक्षेपवक्र की दिशा के मापन में दिखाई देना चाहिए, क्योंकि ऊर्जा> 2 · 10 20 eV इतनी अधिक है कि कणों को गांगेय चुंबकीय क्षेत्रों में विक्षेपित नहीं किया जाना चाहिए।

जैसा कि आप देख सकते हैं, कॉस्मिक किरणों के अध्ययन के सौ साल के इतिहास के बाद, हम फिर से नई खोजों की प्रतीक्षा कर रहे हैं, इस बार अल्ट्रा-हाई-एनर्जी कॉस्मिक रेडिएशन, जिसकी प्रकृति अभी भी अज्ञात है, लेकिन खेल सकती है महत्वपूर्ण भूमिकाब्रह्मांड की संरचना में।

साहित्य:
1) डोब्रोटिन एन.ए. ब्रह्मांडीय किरणों. - एम .: एड। यूएसएसआर की विज्ञान अकादमी, 1963।
2) मुर्ज़िन वी.एस. ब्रह्मांडीय किरण भौतिकी का परिचय. - एम .: एड। मॉस्को स्टेट यूनिवर्सिटी, 1988।
3) पनास्युक एम.आई. ब्रह्मांड के पथिक, या बिग बैंग की गूँज. - फ्रायज़िनो: "वीके 2", 2005।
4) रॉसी बी. ब्रह्मांडीय किरणों. - एम .: एटोमिज़दत, 1966।
5) ख्रेनोव बी.ए. सापेक्ष उल्का// रूस में विज्ञान, 2001, नंबर 4।
6) ख्रेनोव बी.ए. और पनास्युक एम.आई. ब्रह्मांडीय संदेशवाहक: दूर या निकट?// प्रकृति, 2006, नंबर 2।
7) ख्रेनोव बी.ए. और क्लिमोव पी.ए. खुलने की उम्मीद// प्रकृति, 2008, नंबर 4।

16 जुलाई 2015 को 00:57

एथन #14 से पूछें: ब्रह्मांड में उच्चतम ऊर्जा कण

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भौतिक विज्ञान

अनुवाद

मेरी टिप्पणियों के परिणामों को इस धारणा से सबसे अच्छी तरह समझाया गया है कि एक विशाल मर्मज्ञ ऊर्जा का विकिरण ऊपर से हमारे वायुमंडल में प्रवेश करता है।
— विक्टर हेस्सो

आप सोच सकते हैं कि सबसे शक्तिशाली कण त्वरक - एसएलएसी, फर्मिलैब, एलएचसी - उच्चतम ऊर्जा के स्रोत हैं जिन्हें हम देख सकते हैं। लेकिन हम पृथ्वी पर जो कुछ भी करने की कोशिश कर रहे हैं, उसकी तुलना में कुछ भी नहीं है प्राकृतिक प्रक्रियाएंब्रह्मांड।

पाठक पूछता है:

जब से मैंने बचपन में फैंटास्टिक फोर कॉमिक्स पढ़ना शुरू किया है, मैं कॉस्मिक किरणों के बारे में और जानना चाहता हूं। क्या आप इस के साथ मेरी मदद कर सकते हैं?

आइए देखते हैं।

यूरी गगारिन हमारे ग्रह की सतह को छोड़ने में सक्षम होने से पहले ही, यह व्यापक रूप से ज्ञात था कि वहाँ, वातावरण की सुरक्षा से परे, अंतरिक्ष उच्च-ऊर्जा विकिरण से भरा है। हमें इसके बारे में कैसे पता चला?

इलेक्ट्रोस्कोप के साथ सबसे सरल प्रयोगों के दौरान पहला संदेह पैदा हुआ।

यदि आप ऐसे उपकरण को विद्युत आवेश देते हैं जिसमें दो धातु की चादरें एक दूसरे से जुड़ी होती हैं, तो वे समान आवेश प्राप्त करेंगे और प्रतिकर्षित करेंगे। आप समय के साथ चार्ज के आसपास की हवा में जाने की उम्मीद करेंगे - इसलिए आप डिवाइस को अलग करने के बारे में सोच सकते हैं, उदाहरण के लिए इसके चारों ओर एक वैक्यूम बनाकर।

लेकिन इस मामले में भी, इलेक्ट्रोस्कोप को छुट्टी दे दी जाती है। यहां तक कि अगर आप इसे लेड से इंसुलेट करते हैं, तब भी यह डिस्चार्ज होगा। जैसा कि 20 वीं शताब्दी की शुरुआत में प्रयोगकर्ताओं ने खोजा था, जितना अधिक आप एक इलेक्ट्रोस्कोप उठाते हैं, उतनी ही तेजी से यह डिस्चार्ज होगा। कई वैज्ञानिकों ने परिकल्पना की है कि निर्वहन उच्च-ऊर्जा विकिरण के कारण होता है। इसकी उच्च मर्मज्ञ ऊर्जा और उत्पत्ति पृथ्वी के बाहर है।

विज्ञान में, परिकल्पनाओं का परीक्षण करने की प्रथा है। 1912 में विक्टर हेस ने प्रयोग किया गर्म हवा का गुब्बारा, जिसमें उन्होंने इन उच्च-ऊर्जा ब्रह्मांडीय कणों को खोजने की कोशिश की। और उन्हें बहुतायत में पाया, ब्रह्मांडीय किरणों का पिता बन गया।

प्रारंभिक डिटेक्टर उल्लेखनीय रूप से सरल थे। आपने एक विशेष इमल्शन स्थापित किया है जो इसके माध्यम से आवेशित कणों के पारित होने को "महसूस" करता है, और आप इसे एक चुंबकीय क्षेत्र में डालते हैं। जब कण इससे गुजरते हैं, तो आप दो महत्वपूर्ण चीजें सीख सकते हैं:

कण चार्ज-टू-मास अनुपात
और उसकी गति

जो इस बात पर निर्भर करता है कि कण का पथ कैसे झुकता है। इसकी गणना लागू चुंबकीय क्षेत्र की ताकत को जानकर की जा सकती है।

1930 के दशक में, प्रारंभिक ग्राउंड-आधारित त्वरक और कॉस्मिक रे डिटेक्टरों के साथ कई प्रयोगों ने बहुत ही रोचक जानकारी प्राप्त की। उदाहरण के लिए, ब्रह्मांडीय विकिरण (90%) के अधिकांश कणों में अलग-अलग ऊर्जा स्तर थे - कुछ मेगाइलेक्ट्रोवोल्ट से, जितनी उच्च ऊर्जा आप माप सकते थे! शेष अधिकांश समान ऊर्जा स्तरों पर दो प्रोटॉन और न्यूट्रॉन के साथ अल्फा कण, या हीलियम नाभिक थे।

जब ये ब्रह्मांडीय किरणें पृथ्वी के ऊपरी वायुमंडल से टकराती हैं, तो वे इसके साथ परस्पर क्रिया करती हैं और कैस्केड प्रतिक्रियाओं को बंद कर देती हैं, जो दो नए कणों सहित उच्च-ऊर्जा कणों की बारिश पैदा करती हैं: पॉज़िट्रॉन, जिसके अस्तित्व की परिकल्पना 1930 में डिराक द्वारा की गई थी। यह एंटीमैटर की दुनिया से एक इलेक्ट्रॉन का जुड़वां है, समान द्रव्यमान लेकिन सकारात्मक चार्ज के साथ, और म्यूऑन एक अस्थिर कण है जिसमें एक इलेक्ट्रॉन के समान चार्ज होता है, लेकिन 206 गुना भारी होता है। पॉज़िट्रॉन की खोज 1932 में कार्ल एंडरसन ने की थी, और म्यूऑन की खोज 1936 में उनके और उनके छात्र सेठ नेडरमीयर ने की थी, लेकिन पहले पॉज़िट्रॉन की खोज कुछ साल पहले पॉल कुएन्ज़ ने की थी, जिसे इतिहास किसी कारण से भूल गया था।

आश्चर्यजनक बात: यदि आप अपने हाथ को जमीन के समानांतर फैलाते हैं, तो हर सेकंड लगभग 1 म्यूऑन इससे होकर गुजरेगा।

आपके हाथ से गुजरने वाला हर म्यूऑन कॉस्मिक किरणों की बारिश में पैदा होता है, और उनमें से हर एक विशेष सापेक्षता की पुष्टि करता है! आप देखिए, ये म्यूऑन लगभग 100 किमी की ऊंचाई पर बनते हैं, लेकिन म्यूऑन का औसत जीवनकाल 2.2 माइक्रोसेकंड के क्रम पर होता है। भले ही वे प्रकाश की गति से आगे बढ़ रहे हों, वे विघटित होने से पहले केवल 660 मीटर से अधिक की यात्रा नहीं कर पाएंगे। लेकिन समय की विकृति के कारण, इस तथ्य के कारण कि प्रकाश की गति के करीब गति से चलने वाले कण का समय स्थिर पर्यवेक्षक के दृष्टिकोण से धीमा हो जाता है, ये तेजी से चलने वाले म्यूऑन सतह तक सभी तरह से यात्रा कर सकते हैं उनके क्षय से पहले पृथ्वी का।

यदि हम आज के लिए तेजी से आगे बढ़ते हैं, तो यह पता चलता है कि हमने इन ब्रह्मांडीय कणों की संख्या और ऊर्जा स्पेक्ट्रम दोनों को सटीक रूप से मापा है।

लगभग 100 GeV ऊर्जा के कण सबसे आम हैं, और लगभग 1 ऐसा कण हर सेकंड पृथ्वी की सतह के एक वर्ग मीटर से होकर गुजरता है। और, यद्यपि उच्च ऊर्जा के कण होते हैं, वे बहुत दुर्लभ होते हैं - जितनी अधिक ऊर्जा हम लेते हैं उतनी ही दुर्लभ होती है। उदाहरण के लिए, यदि हम 10 16 eV की ऊर्जा लेते हैं, तो ऐसे कण वर्ष में केवल एक बार एक वर्ग मीटर से गुजरेंगे। और साल में एक बार 5 × 10 10 GeV (या 5 × 10 19 eV) की ऊर्जा वाले उच्चतम-ऊर्जा कण 10 किमी की तरफ एक डिटेक्टर से गुजरेंगे।

ऐसा विचार बल्कि अजीब लगता है - और फिर भी, इसके कार्यान्वयन का एक कारण है: ब्रह्मांड में ब्रह्मांडीय किरणों की ऊर्जा की एक सीमा होनी चाहिए और प्रोटॉन की गति पर एक सीमा होनी चाहिए! ऊर्जा की कोई सीमा नहीं हो सकती है जो हम एक प्रोटॉन दे सकते हैं: आवेशित कणों को चुंबकीय क्षेत्रों का उपयोग करके त्वरित किया जा सकता है, और ब्रह्मांड में सबसे बड़े और सबसे सक्रिय ब्लैक होल प्रोटॉन को ऊर्जा से कहीं अधिक गति दे सकते हैं जो हमने देखा है।

लेकिन उन्हें हमें पाने के लिए ब्रह्मांड की यात्रा करनी पड़ती है, और ब्रह्मांड भरा हुआ है बड़ी मात्राशीत, निम्न-ऊर्जा विकिरण - पृष्ठभूमि ब्रह्मांडीय विकिरण।

उच्च-ऊर्जा कण केवल उन्हीं क्षेत्रों में बनते हैं जहां ब्रह्मांड में सबसे विशाल और सक्रिय ब्लैक होल स्थित हैं, और ये सभी हमारी आकाशगंगा से बहुत दूर हैं। और यदि कोई कण 5 × 10 10 GeV से अधिक ऊर्जा के साथ उत्पन्न होता है, तो वह कुछ मिलियन प्रकाश वर्ष से अधिक की यात्रा नहीं कर सकता है, जब तक कि बिग बैंग से छोड़े गए फोटॉनों में से एक इसके साथ बातचीत नहीं करता है, एक पायन का उत्पादन करता है। अतिरिक्त ऊर्जा विकीर्ण हो जाएगी और शेष ऊर्जा ब्रह्मांडीय ऊर्जा सीमा तक गिर जाएगी जिसे ग्रिसेन-ज़त्सेपिन-कुज़मिन सीमा के रूप में जाना जाता है।

इसलिए, हमने केवल वही किया जो भौतिकविदों को उचित लगता है: हमने एक अवास्तविक रूप से विशाल डिटेक्टर बनाया, और कणों की तलाश शुरू की!

वेधशाला। पियरे ऑगर ठीक यही करता है: पुष्टि करता है कि ब्रह्मांडीय किरणें पहुंचती हैं, लेकिन दूर नहीं होती हैं, यह ऊर्जा सीमा, एलएचसी पर प्राप्त ऊर्जा से 10 मिलियन गुना अधिक है! इसका मतलब यह है कि हमने अब तक जो सबसे तेज प्रोटॉन देखे हैं, वे लगभग प्रकाश की गति (जो ठीक 299.792.458 मीटर/सेकेंड है) से आगे बढ़ रहे हैं, लेकिन थोड़ा धीमा है। लेकिन कितना धीमा?

सबसे तेज़ प्रोटॉन, जो सीमा की सीमा पर हैं, 299,792,457.999999999999918 मीटर प्रति सेकंड की गति से चलते हैं। यदि आप इस तरह के प्रोटॉन और फोटॉन को पहले लॉन्च करते हैं

पिछले अध्यायों में वर्णित सभी मामलों में संरक्षण कानूनों का सख्ती से पालन किया गया था। जब कानूनों में से एक अपूर्ण निकला, तो इसकी अलग-अलग व्याख्या की जानी थी। इस प्रकार, द्रव्यमान के संरक्षण के पुराने नियम का विस्तार किया गया और इसे ऊर्जा के संरक्षण के अधिक सामान्य नियम में बदल दिया गया। दूसरी ओर, जब अपेक्षित घटनाएँ वास्तव में घटित नहीं हुईं, तो एक नए संरक्षण कानून का आविष्कार किया गया (जैसा कि बेरियन संख्या संरक्षण कानून के मामले में था)। हालांकि, यह साबित करना हमेशा आसान नहीं होता है कि संरक्षण कानून बिल्कुल सही हैं। रेडियोधर्मी पदार्थों द्वारा उत्सर्जित कणों की गतिज ऊर्जा के अध्ययन में परमाणु भौतिकी के विकास के भोर में एक विशेष रूप से रहस्यमय स्थिति उत्पन्न हुई।

-कण की ऊर्जा को प्रारंभिक रेडियोधर्मी नाभिक, -कण और अंतिम नाभिक के द्रव्यमान को मापकर निर्धारित किया जा सकता है। -कण और अंतिम नाभिक का कुल द्रव्यमान प्रारंभिक नाभिक के द्रव्यमान से थोड़ा कम होना चाहिए, और लापता द्रव्यमान के बराबर ऊर्जा ?-कण की गतिज ऊर्जा के बराबर होनी चाहिए। भौतिक विज्ञानी हमारी सदी के 20 के दशक में ही विभिन्न नाभिकों और अन्य कणों के द्रव्यमान को उच्च सटीकता के साथ मापने में सक्षम थे। हालांकि, उन्होंने द्रव्यमान के सटीक मूल्य को जाने बिना कण ऊर्जा के बारे में कुछ महत्वपूर्ण निष्कर्ष निकाले।

थोरियम -232 पर विचार करें, जो एक? -कण (हीलियम -4) और रेडियम -228 में क्षय होता है। सभी थोरियम-232 नाभिकों का द्रव्यमान समान होता है। सभी रेडियम-228 नाभिकों के द्रव्यमानों का भी वही मान होता है, जैसा कि सभी ?-कणों के द्रव्यमानों का होता है। इन द्रव्यमानों के परिमाण को जाने बिना, कोई भी कह सकता है कि हर बार थोरियम-232 का एक परमाणु एक-कण उत्सर्जित करता है, द्रव्यमान घाटा समान होना चाहिए, और इसलिए समान होना चाहिए और गतिज ऊर्जा-कण। दूसरे शब्दों में, थोरियम-232 को समान ऊर्जा वाले कणों का उत्सर्जन करना चाहिए।

-कणों की गतिज ऊर्जा का निर्धारण कैसे करें? यह ज्ञात है कि एक-कण की ऊर्जा जितनी अधिक होती है, वह उतनी ही गहराई में पदार्थ में प्रवेश करती है। ?-कण ठोस पदार्थ की एक बहुत पतली परत से विसर्जित होते हैं, लेकिन हवा की एक परत से कई सेंटीमीटर मोटी होकर गुजर सकते हैं। इस मामले में, ?-कण लगातार हवा के अणुओं को ऊर्जा स्थानांतरित करते हैं जिससे वे टकराते हैं, धीरे-धीरे धीमा हो जाते हैं और इलेक्ट्रॉनों को पकड़ते हुए, अंततः साधारण हीलियम परमाणु बन जाते हैं। इस अवस्था में, उन तरीकों से उनका पता नहीं लगाया जा सकता है जिनके द्वारा -कणों का पता लगाया जाता है, ताकि वास्तव में वे गायब हो जाएं।

आप पता लगा सकते हैं? - जिंक सल्फाइड नामक एक रासायनिक यौगिक की एक फिल्म का उपयोग करके कण। हर बार जब कोई ?-कण ऐसी फिल्म से टकराता है, तो यह प्रकाश की एक फीकी चमक पैदा करता है। यदि एक स्रोत के बगल में? -कण (कहते हैं, थोरियम -232 का एक टुकड़ा एक बहुत ही संकीर्ण उद्घाटन के साथ एक सीसा कंटेनर में) जगमगाता काउंटर,तो फ्लैश की संख्या गठित की संख्या के अनुरूप होगी? -कण। यदि जगमगाहट काउंटर को स्रोत से दूर और दूर रखा जाता है, तो α-कणों को इसमें प्रवेश करने के लिए अधिक से अधिक हवा से गुजरना होगा। यदि ?-कण विभिन्न ऊर्जाओं के साथ उत्सर्जित होते हैं, तो सबसे कम ऊर्जा वाले लोग बहुत जल्दी गायब हो जाते हैं, अधिक "ऊर्जावान"? -कण हवा में एक लंबा रास्ता तय करते हैं, आदि। परिणामस्वरूप, जैसे-जैसे जगमगाहट काउंटर से दूर जाता है स्रोत, काउंटर में गिरने की संख्या को धीरे-धीरे कम करना होगा। यदि ?-कण समान ऊर्जा के साथ उत्सर्जित होते, तो वे सभी वायु के माध्यम से एक ही पथ की यात्रा करते। नतीजतन, जगमगाहट काउंटर को कणों की उतनी ही संख्या दर्ज करनी होगी जितनी वह स्रोत से दूर जाती है, एक निश्चित महत्वपूर्ण बिंदु तक, जिसके आगे यह एक भी फ्लैश दर्ज नहीं करेगा।

इस घटना को अंग्रेजी भौतिक विज्ञानी विलियम हेनरी ब्रैग ने 1904 में देखा था। लगभग सभी? - एक ही तत्व के नाभिक से उत्सर्जित कणों में समान ऊर्जा और समान भेदन शक्ति होती है। सभी?-थोरियम-232 के कण 2.8 . की मोटाई के साथ हवा की एक परत से गुजरे सेमी,सभी? -रेडियम -226- 3.3 . के कण सेमी, a? - पोलोनियम-212 के कण - 8.6 सेमी. वास्तव में, कुछ विचलन हैं। 1929 में, यह पता चला कि एक ही रेडियोधर्मी नाभिक के कणों के एक छोटे से हिस्से में असामान्य रूप से बड़ी गतिज ऊर्जा और बाकी की तुलना में अधिक मर्मज्ञ शक्ति हो सकती है। इसका कारण यह है कि मूल रेडियोधर्मी नाभिक इनमें से किसी एक में हो सकता है उत्साहित राज्य।उत्तेजित अवस्था में, नाभिक में अपनी सामान्य अवस्था की तुलना में अधिक ऊर्जा होती है। बुनियादी शर्त।जब नाभिक उत्तेजित अवस्था में ?-कण उत्सर्जित करता है, तो ?-कण अतिरिक्त ऊर्जा प्राप्त करता है। नतीजतन, -कणों के मुख्य समूह के अलावा, उच्च मर्मज्ञ शक्ति वाले -कणों के छोटे समूह बनते हैं, प्रत्येक उत्तेजित अवस्था के लिए एक समूह।

जब एक रेडियोधर्मी नाभिक दूसरे नाभिक के क्षय से बनता है, तो यह कभी-कभी इसके बनने के क्षण से उत्तेजित अवस्था में होता है। तब इसके द्वारा उत्सर्जित अधिकांश ?-कणों में असामान्य रूप से उच्च ऊर्जा होती है, और कम ऊर्जा वाले ?-कण छोटे समूह बनाते हैं। अलग-अलग ऊर्जा वाले कणों (2 से 13 तक) के ये अलग-अलग समूह बनते हैं स्पेक्ट्रम?-इस नाभिक के कण। स्पेक्ट्रम का प्रत्येक घटक, जैसा कि अपेक्षित था, नाभिक के उत्तेजित अवस्थाओं में से एक से मेल खाता है। तो ?-कणों के ऊर्जा संरक्षण के नियम की पूर्ति होती है, जिसे ?-कणों के मामले में नहीं कहा जा सकता है।

ऊर्जा? -कणों

यदि ?-कणों के लिए निकाले गए सभी निष्कर्ष ?-कणों पर लागू होते और माना गया ऊर्जा संबंध संतुष्ट होता, तो नाभिक के क्षय के दौरान बनने वाले सभी ?-कणों की गतिज ऊर्जा समान होती। हालाँकि, 1900 की शुरुआत में, यह धारणा बनाई गई थी कि -कण एक निश्चित अधिकतम मूल्य तक किसी भी ऊर्जा के साथ उत्सर्जित होते थे। अगले पंद्रह वर्षों में, सबूत धीरे-धीरे जमा हुए जब तक कि यह बिल्कुल स्पष्ट नहीं हो गया कि? -कणों की ऊर्जा एक सतत स्पेक्ट्रम बनाती है।

प्रत्येक नाभिक, क्षय की प्रक्रिया में उत्सर्जित होता है? -कण, एक निश्चित मात्रा में द्रव्यमान खो देता है। द्रव्यमान में कमी ?-कण की गतिज ऊर्जा के अनुरूप होनी चाहिए। इस मामले में, हमारे लिए ज्ञात किसी भी रेडियोधर्मी नाभिक के एक-कण की गतिज ऊर्जा द्रव्यमान में कमी के बराबर ऊर्जा से अधिक नहीं होती है। इस प्रकार, किसी भी रेडियोधर्मी क्षय के दौरान द्रव्यमान में कमी इस क्षय की प्रक्रिया में बनने वाले -कणों की गतिज ऊर्जा के अधिकतम मूल्य से मेल खाती है।

लेकिन, ऊर्जा संरक्षण के नियम के अनुसार, -कणों में से किसी की गतिज ऊर्जा द्रव्यमान में कमी के बराबर ऊर्जा से कम नहीं होनी चाहिए, अर्थात? -कण की अधिकतम गतिज ऊर्जा एक साथ न्यूनतम होनी चाहिए। हकीकत में ऐसा नहीं है। बहुत बार? -कणों को अपेक्षा से कम गतिज ऊर्जा के साथ उत्सर्जित किया जाता है, और कानून के अनुरूप अधिकतम मूल्य

ऊर्जा का संरक्षण, मुश्किल से एक तक पहुंचता है? -कण। कुछ? -कणों की गतिज ऊर्जा अधिकतम मान से कुछ कम होती है, अन्य - बहुत कम, बाकी - बहुत कम। गतिज ऊर्जा का सर्वाधिक सामान्य मान अधिकतम मान का एक तिहाई होता है। सामान्य तौर पर, आधे से अधिक ऊर्जा का पता नहीं लगाया जा सकता है जो रेडियोधर्मी क्षय के दौरान द्रव्यमान में कमी के कारण उत्पन्न होनी चाहिए, साथ में -कणों का निर्माण होता है।

बीस के दशक में, कई भौतिक विज्ञानी पहले से ही ऊर्जा के संरक्षण के कानून को छोड़ने के लिए इच्छुक थे, कम से कम उन प्रक्रियाओं के लिए जिनमें? -कण बनते हैं। संभावना परेशान करने वाली थी, क्योंकि कानून अन्य सभी मामलों में सही था। लेकिन क्या इस घटना के लिए कोई और स्पष्टीकरण है?

1931 में, वोल्फगैंग पाउली ने निम्नलिखित परिकल्पना का प्रस्ताव रखा: -कण को सारी ऊर्जा प्राप्त नहीं होती है, इस तथ्य के कारण कि एक दूसरा कण बनता है, जो शेष ऊर्जा को वहन करता है। ऊर्जा को दो कणों के बीच किसी भी अनुपात में वितरित किया जा सकता है। कुछ मामलों में, लगभग सभी ऊर्जा को इलेक्ट्रॉन में स्थानांतरित कर दिया जाता है, और फिर इसमें द्रव्यमान में कमी के बराबर लगभग अधिकतम गतिज ऊर्जा होती है।

कभी-कभी लगभग सारी ऊर्जा दूसरे कण में स्थानांतरित हो जाती है, तो इलेक्ट्रॉन की ऊर्जा वास्तव में शून्य होती है। जब ऊर्जा दो कणों के बीच अधिक समान रूप से वितरित होती है, तो इलेक्ट्रॉन में गतिज ऊर्जा के मध्यवर्ती मान होते हैं।

कौन सा कण पाउली की धारणा को संतुष्ट करता है? याद रखें कि जब भी नाभिक के अंदर एक न्यूट्रॉन प्रोटॉन में बदल जाता है तो कण उत्पन्न होते हैं। न्यूट्रॉन के प्रोटॉन में परिवर्तन पर विचार करते समय, एक मुक्त न्यूट्रॉन से निपटना निस्संदेह आसान होता है। जब पाउली ने पहली बार अपना सिद्धांत प्रस्तावित किया था तब न्यूट्रॉन की खोज नहीं हुई थी। हम दूरदर्शिता का लाभ उठा सकते हैं।

जब एक मुक्त न्यूट्रॉन एक प्रोटॉन और एक इलेक्ट्रॉन में विघटित हो जाता है, तो बाद वाला अधिकतम गतिज ऊर्जा के साथ बाहर निकल जाता है, जो लगभग 0.78 के बराबर होता है। एमईवी. स्थिति एक रेडियोधर्मी नाभिक के उत्सर्जन के अनुरूप है? -कण, इसलिए, एक मुक्त न्यूट्रॉन के क्षय पर विचार करते समय, पॉली कण को ध्यान में रखना आवश्यक है।

पाउली कण को निरूपित करें एक्सऔर इसके गुणों का पता लगाने का प्रयास करें। आइए न्यूट्रॉन क्षय प्रतिक्रिया लिखें:

पी> पी++ इ -+ एक्स।

यदि न्यूट्रॉन के क्षय में संरक्षण नियम संतुष्ट हो जाता है आवेश, एक्स-कण तटस्थ होना चाहिए। दरअसल, 0=1–1+0। जब एक न्यूट्रॉन एक प्रोटॉन और एक इलेक्ट्रॉन में विघटित हो जाता है, तो परमाणु द्रव्यमान पैमाने पर द्रव्यमान हानि 0.00029 इकाई होती है, जो लगभग इलेक्ट्रॉन के द्रव्यमान के आधे के बराबर होती है। यदि एक्स-कण को द्रव्यमान के गायब होने के परिणामस्वरूप बनने वाली सारी ऊर्जा भी प्राप्त हुई, और यदि सारी ऊर्जा द्रव्यमान के निर्माण में चली गई, तो द्रव्यमान एक्सएक इलेक्ट्रॉन के द्रव्यमान का केवल आधा होगा। फलस्वरूप, एक्स-कण एक इलेक्ट्रॉन से हल्का होना चाहिए। वास्तव में, यह बहुत हल्का होना चाहिए, क्योंकि आमतौर पर इलेक्ट्रॉन को अधिकांश जारी ऊर्जा प्राप्त होती है, और कभी-कभी लगभग सभी। इसके अलावा, यह संभावना नहीं है कि ऊर्जा हस्तांतरित एक्स-कण, पूरी तरह से एक द्रव्यमान में बदल जाता है; इसका अधिकांश भाग गतिज ऊर्जा में परिवर्तित हो जाता है एक्स-कण। वर्षों से, वजन का अनुमान एक्स-कण कम और कम होते गए। अंत में, यह स्पष्ट हो गया कि एक्स-कण, एक फोटॉन की तरह, कोई द्रव्यमान नहीं होता है, अर्थात, एक फोटॉन की तरह, यह प्रकाश की गति से अपनी घटना के क्षण से फैलता है। यदि किसी फोटान की ऊर्जा तरंगदैर्घ्य पर निर्भर करती है, तो ऊर्जा एक्स-कण कुछ इसी तरह पर निर्भर करता है।

इसलिए, पाउली कण का न तो द्रव्यमान है और न ही आवेश, और यह स्पष्ट हो जाता है कि यह "अदृश्य" क्यों रहता है। आवेशित कणों का पता आमतौर पर उनके द्वारा बनाए गए आयनों द्वारा लगाया जाता है। अनावेशित न्यूट्रॉन की खोज उसके बड़े द्रव्यमान के कारण की गई थी। द्रव्यमान और बिना आवेश के एक कण भौतिक विज्ञानी को चकित करता है और उसे पकड़ने और अध्ययन करने के किसी भी अवसर से वंचित करता है।

पाउली के अस्तित्व का सुझाव देने के कुछ ही समय बाद एक्स-कण, उसे एक नाम मिला। सबसे पहले वे इसे "न्यूट्रॉन" कहना चाहते थे, क्योंकि यह चार्ज नहीं होता है, लेकिन पाउली परिकल्पना के प्रकट होने के एक साल बाद, चाडविक ने एक भारी अपरिवर्तित कण की खोज की, जिसे यह नाम मिला। इतालवी भौतिक विज्ञानी एनरिको फर्मी, जिसका अर्थ है कि एक्स-कण चाडविक के न्यूट्रॉन की तुलना में बहुत हल्का है, x-कण का नाम प्रस्तावित किया गया है न्यूट्रिनो,जिसका रूसी में अर्थ है "कुछ छोटा, तटस्थ।" प्रस्ताव बहुत सफल रहा, और तब से इसे कहा जाता है। आमतौर पर न्यूट्रिनो को ग्रीक अक्षर से निरूपित किया जाता है? "नग्न" ) और न्यूट्रॉन क्षय को इस प्रकार लिखा जाता है:

पी> पी++ इ -+ ?..

न्यूट्रिनो आवश्यक है

न्यूट्रिनो के अस्तित्व के बारे में पाउली की परिकल्पना और फर्मी द्वारा बनाए गए न्यूट्रिनो उत्पादन के बाद के विस्तृत सिद्धांत को भौतिकविदों द्वारा अलग तरह से प्राप्त किया गया था। कोई भी ऊर्जा के संरक्षण के नियम को छोड़ने को तैयार नहीं था, हालांकि इस कानून को बिना द्रव्यमान और बिना चार्ज के एक कण के साथ बचाने की आवश्यकता के बारे में गंभीर संदेह थे, एक कण जिसका पता नहीं लगाया जा सकता, एक कण जिसका अस्तित्व का एकमात्र कारण था बस ऊर्जा के संरक्षण के कानून को बचाने की इच्छा। कुछ भौतिकविदों ने इसे एक भूत कण माना, ऊर्जा "बहीखाता" को बचाने के लिए एक तरह की चाल। वास्तव में, न्यूट्रिनो की अवधारणा केवल यह कहने का एक तरीका था कि "ऊर्जा के संरक्षण का नियम धारण नहीं करता है"। केवल न्यूट्रिनो द्वारा बचाए गए ऊर्जा संरक्षण का नियम ही नहीं था।

एक स्थिर न्यूट्रॉन पर विचार करें, अर्थात, प्रेक्षक के सापेक्ष शून्य गति वाला न्यूट्रॉन। इसके क्षय के दौरान, प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉन का कुल संवेग शून्य के बराबर होना चाहिए यदि क्षय केवल दो कणों के निर्माण के साथ हो। इलेक्ट्रॉन को एक दिशा में उड़ना चाहिए, और प्रोटॉन को बिल्कुल विपरीत दिशा में (लेकिन धीमी गति से, क्योंकि इसका द्रव्यमान अधिक होता है) ).

हालाँकि, ऐसा नहीं है। एक इलेक्ट्रॉन और एक प्रोटॉन एक निश्चित कोण बनाने वाली दिशाओं में उत्सर्जित होते हैं। कण पलायन की दिशा में एक छोटा सा कुल संवेग ऐसा प्रतीत होता है जैसे कि कुछ भी नहीं है, और संवेग संरक्षण कानून का उल्लंघन किया गया है। हालांकि, अगर इस मामले में एक न्यूट्रिनो का उत्पादन होता है, तो यह इस तरह की दिशा में उड़ सकता है कि यह अन्य दो कणों (चित्र 6) की कुल गति के लिए बिल्कुल क्षतिपूर्ति करता है।

दूसरे शब्दों में, संवेग संरक्षण का नियम न्यूट्रिनो की बदौलत ही पूरा होता है।

चावल। 6. न्यूट्रॉन क्षय।

यह देखना आसान है कि स्थिति कोणीय गति के समान है। न्यूट्रॉन, प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉन में से प्रत्येक में +1/2 या -1/2 का स्पिन होता है। आइए मान लें कि न्यूट्रॉन स्पिन +1/2 है। इसके क्षय के दौरान, प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉन का कुल स्पिन +1/2 के बराबर होना चाहिए, यदि कोणीय गति के संरक्षण का नियम मान्य है और क्षय के दौरान केवल ये दो कण बनते हैं। क्या यह संभव है? एक प्रोटॉन और एक इलेक्ट्रॉन के घूर्णन +1/2 और +1/2 के बराबर हो सकते हैं; +1/2 और -1/2; -1/2 और -1/2, यानी दोनों कणों का कुल चक्कर क्रमशः +1, 0 और -1 है। यह नहीं है, और कभी नहीं हो सकता है, +1/2 या -1/2 यदि न्यूट्रॉन की स्पिन शुरुआत में -1/2 थी। संक्षेप में, यदि न्यूट्रॉन केवल एक प्रोटॉन और एक इलेक्ट्रॉन में विघटित हो जाता है, तो कोणीय गति के संरक्षण के नियम का उल्लंघन होता है।

लेकिन मान लीजिए कि क्षय +1/2 या -1/2 के स्पिन के साथ एक न्यूट्रिनो पैदा करता है। तब क्षय के दौरान बनने वाले तीन कणों का कुल स्पिन हमेशा प्रारंभिक न्यूट्रॉन के स्पिन के बराबर होगा। नतीजतन, न्यूट्रिनो का अस्तित्व कम से कम तीन कानूनों को "बचाता है": ऊर्जा, गति और कोणीय गति के संरक्षण का कानून। उल्लेखनीय है कि एक ही कण त्रिगुणात्मक कार्य करता है।

यह कहना मुश्किल है कि क्या बुरा था: एक रहस्यमय, भूतिया कण या एक संरक्षण कानून के उल्लंघन के अस्तित्व को स्वीकार करना। एक भूत कण और तीन संरक्षण कानूनों के उल्लंघन के बीच एक बार में चुनाव करना बहुत आसान है। भौतिकविदों को एक भूत कण चुनना पड़ा। धीरे-धीरे, न्यूट्रिनो के अस्तित्व को परमाणु वैज्ञानिकों ने मान्यता दी। उन्होंने न्यूट्रिनो की वास्तविकता पर संदेह करना बंद कर दिया, चाहे वे इसका पता लगा सकें या नहीं।

लेप्टन संख्या संरक्षण

न्यूट्रिनो न केवल तीन संरक्षण कानूनों को बचाता है, बल्कि एक नया भी बनाता है। यह कैसे होता है यह समझने के लिए, एंटीपार्टिकल्स के संबंध में न्यूट्रिनो पर विचार करें।

एंटीन्यूट्रॉन एक एंटीप्रोटॉन और एक पॉज़िट्रॉन (एंटीइलेक्ट्रॉन) में क्षय हो जाता है। स्थिति न्यूट्रॉन के क्षय के समान है। पॉज़िट्रॉन कम गतिज ऊर्जा के साथ बाहर उड़ता है, पॉज़िट्रॉन और एंटीप्रोटोन परस्पर विपरीत दिशाओं में अलग नहीं उड़ते हैं, और उनके स्पिन ठीक से नहीं जुड़ते हैं। न्यूट्रिनो को जोड़ने से इस मामले में भी सब कुछ संतुलित हो जाएगा।

स्वाभाविक रूप से, प्रश्न उठता है: क्या एक ही न्यूट्रिनो एक एंटीन्यूट्रॉन के क्षय में और एक न्यूट्रॉन के क्षय में बनता है?

यह साबित करना आसान है कि न्यूट्रिनो अलग हैं। एक न्यूट्रिनो, जिसमें एक न्यूट्रॉन की तरह एक स्पिन होता है, एक चुंबकीय क्षेत्र बनाता है जिसमें दो अलग-अलग दिशाएँ होती हैं। इसलिए, न्यूट्रिनो और एंटीन्यूट्रिनो ठीक उसी तरह मौजूद हैं जैसे न्यूट्रॉन और एंटीन्यूट्रिनो। जब एक न्यूट्रॉन का क्षय होता है, तो न्यूट्रिनो जुड़वां में से एक प्रकट होता है, और जब एक एंटीन्यूट्रॉन का क्षय होता है, तो दूसरा। लेकिन उनमें से कौन इस क्षय के साथ है?

मैंने पहले ही बेरियन संख्या संरक्षण कानून का वर्णन किया है, जिसमें कहा गया है कि एक बंद प्रणाली की कुल बेरियन संख्या स्थिर रहती है। क्या कोई ऐसा ही है लेप्टन संख्या संरक्षण कानून,किसके अनुसार एक बंद प्रणाली की कुल लेप्टन संख्या अपरिवर्तित रहती है?हमें लेप्टान से उतनी ही आवश्यकता क्यों नहीं होनी चाहिए जितनी कि बेरियन से? दुर्भाग्य से, यदि न्यूट्रिनो को विचार में शामिल नहीं किया जाता है, तो ऐसा नहीं किया जा सकता है।

हम इलेक्ट्रॉन को विशेषता देते हैं लेप्टन संख्या+1, और एक पॉज़िट्रॉन या एंटीइलेक्ट्रॉन - लेप्टन नंबर -1। एक फोटान, जो स्वयं का प्रतिकण है, में लेप्टन संख्या +1 या -1 नहीं हो सकती है, और इसे शून्य लेप्टान संख्या निर्दिष्ट करना तर्कसंगत होगा। सभी बेरियोन में शून्य लेप्टन संख्याएं भी होती हैं।

आइए हम फिर से न्यूट्रॉन के क्षय पर लौटते हैं। आइए एक एकल न्यूट्रॉन से शुरू करें, जिसमें 1 की बेरियन संख्या और शून्य लेप्टान संख्या है। मान लीजिए कि न्यूट्रॉन के क्षय से केवल एक प्रोटॉन और एक इलेक्ट्रॉन उत्पन्न होता है। यदि इन दोनों संख्याओं को संरक्षित किया जाता है तो प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉन की कुल बेरियन संख्या 1 और कुल लेप्टान संख्या 0 होनी चाहिए। दरअसल, बेरियन संख्या संरक्षण कानून के अनुसार दो कणों की बेरियन संख्याओं का योग +1 (यानी, 1 + 0) है। प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉन की कुल लेप्टान संख्या भी +1 (यानी, 1 + 0) है, हालांकि प्रतिक्रिया की शुरुआत में लेप्टन संख्या शून्य थी। इसलिए, लेप्टान संख्या संरक्षित नहीं है।

आइए मान लें कि न्यूट्रिनो और एंटीन्यूट्रिनो क्रमशः लेप्टन संख्या + 1 और -1 के साथ लेप्टान से संबंधित हैं। फिर, जब एक न्यूट्रॉन एक प्रोटॉन, एक इलेक्ट्रॉन और एक एंटीन्यूट्रिनो में विघटित हो जाता है, तो लेप्टान संख्या संरक्षित होती है (0 + 1–1 = 0), और क्षय को निम्नानुसार लिखा जा सकता है:

पी> पी++ इ -+ "?,

कहाँ "? - एंटीन्यूट्रिनो।

जब शून्य लेप्टान संख्या वाला एक एंटीन्यूट्रॉन क्षय होता है, तो एक एंटीप्रोटॉन, एक पॉज़िट्रॉन और एक न्यूट्रिनो उत्पन्न होते हैं। बनने वाले तीन कणों की लेप्टान संख्या क्रमशः 0, -1 और +1 है, और उनका योग शून्य है:

"पी> "आर -+ "ई++ ?.

मुक्त अवस्था में, न्यूट्रॉन और एंटीन्यूट्रॉन क्षय होकर प्रोटॉन और एंटीप्रोटॉन बन जाते हैं; विपरीत स्थिति नहीं होती है। हालांकि, नाभिक के अंदर, प्रोटॉन कभी-कभी अनायास न्यूट्रॉन में परिवर्तित हो जाते हैं (उदाहरण के लिए, फास्फोरस -30 के मामले में)। इसी तरह, एंटीमैटर में, एंटीप्रोटोन एंटीन्यूट्रॉन में बदल जाते हैं।

जब एक प्रोटॉन न्यूट्रॉन में बदल जाता है, तो एक पॉज़िट्रॉन और एक न्यूट्रिनो बनते हैं:

पी +> एन + "ई + +?.

जब एक एंटीप्रोटॉन एक एंटीन्यूट्रॉन में बदल जाता है, तो एक इलेक्ट्रॉन और एक एंटीन्यूट्रिनो बनते हैं:

"पी ->" एन + ई - +?.

दोनों ही मामलों में, लेप्टान संख्या संरक्षित है। संक्षेप में, हम कह सकते हैं कि जब एक इलेक्ट्रॉन उत्सर्जित होता है, तो एक एंटीन्यूट्रिनो प्रकट होना चाहिए, और जब एक पॉज़िट्रॉन उत्सर्जित होता है, तो एक न्यूट्रिनो दिखाई देना चाहिए, ताकि क्षय के अंत में लेप्टन संख्या शून्य के बराबर हो।

यदि न्यूट्रिनो और एंटीन्यूट्रिनो को ध्यान में रखा जाए, तो अध्ययन की गई सभी उप-परमाणु प्रक्रियाओं में लेप्टन संख्या संरक्षित रहती है। इस प्रकार, न्यूट्रिनो और एंटीन्यूट्रिनो के अस्तित्व ने न केवल ऊर्जा, संवेग और कोणीय गति के संरक्षण के नियमों को बचाया, बल्कि लेप्टन संख्या के संरक्षण के कानून को स्थापित करना भी संभव बना दिया। इसलिए, भौतिकविदों के लिए इन कणों के अस्तित्व को नहीं पहचानना बहुत मुश्किल था।

किसी दिए गए नाभिक के कणों की भेदन शक्ति जितनी अधिक होगी, रेडियोधर्मी क्षय की प्रक्रिया में द्रव्यमान की कमी उतनी ही अधिक होगी और अधिक संभावनायह क्षय, यानी? -कणों की भेदन शक्ति जितनी अधिक होगी, नाभिक का आधा जीवन उतना ही कम होगा। यदि थोरियम-232 की अर्ध-आयु 14 अरब वर्ष है, तो रेडियम-226 की अर्ध-आयु 1620 वर्ष है, और पोलोनियम-212 एक सेकंड का तीन दस-मिलियनवाँ भाग है।

वास्तव में, अगर मैं पुस्तक की शुरुआत में ही न्यूट्रिनो की अवधारणा को पेश करने के लिए ललचाता, तो यह साबित करना मुश्किल होगा कि न्यूट्रिनो वैज्ञानिक रहस्यवाद का फल नहीं हैं। हालांकि, चूंकि पुस्तक के पहले भाग में संरक्षण कानूनों के अर्थ और महत्व पर जोर दिया गया है, अब यह दिखाया जा सकता है कि न्यूट्रिनो, अपने सभी अजीब गुणों के बावजूद, एक वास्तविक और बिल्कुल आवश्यक कण है।

ऊर्जा? -कणों

पी? पी++ इ -+ एक्स।

यदि न्यूट्रॉन के क्षय के दौरान विद्युत आवेश के संरक्षण का नियम संतुष्ट हो जाता है, एक्स-कण तटस्थ होना चाहिए। दरअसल, 0=1–1+0। जब एक न्यूट्रॉन एक प्रोटॉन और एक इलेक्ट्रॉन में विघटित हो जाता है, तो परमाणु द्रव्यमान पैमाने पर द्रव्यमान हानि 0.00029 इकाई होती है, जो लगभग इलेक्ट्रॉन के द्रव्यमान के आधे के बराबर होती है। यदि एक्स-कण को द्रव्यमान के गायब होने के परिणामस्वरूप बनने वाली सारी ऊर्जा भी प्राप्त हुई, और यदि सारी ऊर्जा द्रव्यमान के निर्माण में चली गई, तो द्रव्यमान एक्सएक इलेक्ट्रॉन के द्रव्यमान का केवल आधा होगा। फलस्वरूप, एक्स-कण एक इलेक्ट्रॉन से हल्का होना चाहिए। वास्तव में, यह बहुत हल्का होना चाहिए, क्योंकि आमतौर पर इलेक्ट्रॉन को अधिकांश जारी ऊर्जा प्राप्त होती है, और कभी-कभी लगभग सभी। इसके अलावा, यह संभावना नहीं है कि ऊर्जा हस्तांतरित एक्स-कण, पूरी तरह से एक द्रव्यमान में बदल जाता है; इसका अधिकांश भाग गतिज ऊर्जा में परिवर्तित हो जाता है एक्स-कण। वर्षों से, वजन का अनुमान एक्स-कण कम और कम होते गए। अंत में, यह स्पष्ट हो गया कि एक्स-कण, एक फोटॉन की तरह, कोई द्रव्यमान नहीं होता है, अर्थात, एक फोटॉन की तरह, यह प्रकाश की गति से अपनी घटना के क्षण से फैलता है। यदि किसी फोटान की ऊर्जा तरंगदैर्घ्य पर निर्भर करती है, तो ऊर्जा एक्स-कण कुछ इसी तरह पर निर्भर करता है।

पी? पी++ इ -+ ?..

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वैन डी ग्रैफ जनरेटर में अधिकतम कण ऊर्जा, किसी भी प्रत्यक्ष क्रिया त्वरक के रूप में, गेंद और आसपास की वस्तुओं के बीच ब्रेकडाउन वोल्टेज द्वारा सीमित होती है। यहां तक कि मौजूदा प्रतिष्ठानों में सबसे सावधान सावधानियों के साथ, ब्रेकडाउन वोल्टेज को दस मिलियन वोल्ट से ऊपर नहीं उठाया जा सकता है।

आइए हम कण की अधिकतम ऊर्जा की गणना करें। क्षेत्र के EQ के आयाम मान पर गुणांक V2 प्राप्त किया जाता है क्योंकि क्षेत्र के औसत मूल्य की गणना आधे चक्र के दोलनों में की जाती है।

आइए हम कण की अधिकतम ऊर्जा की गणना करें। क्षेत्र के आयाम मान E0 पर गुणांक 1/2 प्राप्त किया जाता है क्योंकि क्षेत्र के औसत मूल्य की गणना दोलनों की अर्ध-अवधि के लिए की जाती है।

आइए हम कण की अधिकतम ऊर्जा की गणना करें।

T0 K पर अधिकतम कण ऊर्जा के बराबर W का मान ऊर्जा फर्मी स्तर या केवल फर्मी स्तर कहलाता है।

कॉस्मिक किरणों द्वारा ऊर्जा की हानि, कॉस्मिक किरणों को बनाने वाले कणों की अधिकतम ऊर्जा को सीमित करती है; यह सीमा कण की आयु पर निर्भर करती है। 1969-1971 की अवधि में। रॉकेट प्रयोगों ने अवशेष विकिरण के कुल घनत्व को 20 - 100 गुना अधिक अनुमानित किया।

ट्रिटियम शुद्ध है (18 61 0 02 केवी की अधिकतम कण ऊर्जा के साथ 3-उत्सर्जक और 12 43 वर्षों का आधा जीवन।

साइक्लोट्रॉन में चुंबकीय क्षेत्र हजारों ओर्स्टेड तक पहुंचता है, कक्ष त्रिज्या कई मीटर है, और अधिकतम कण ऊर्जा 107 ईवी तक है। यह ऊर्जा अपेक्षाकृत छोटी है, हालांकि इसे परमाणु विखंडन पर पहले प्रयोगों में पर्याप्त माना गया था। साइक्लोट्रॉन पर बड़ी ऊर्जा प्राप्त नहीं की जा सकती: सापेक्षता के सिद्धांत के अनुसार, कणों का द्रव्यमान गति के साथ बढ़ता है, जिसके कारण गति के दौरान उनके संचलन की आवृत्ति कम हो जाती है।

ट्रिटियम विकिरण की क्रिया की विशिष्टता इसके 3-कणों की सीमा से निर्धारित होती है। ट्रिटियम के पी-स्पेक्ट्रम में कणों की अधिकतम ऊर्जा 1 ग्राम/सेमी 3 के पदार्थ घनत्व पर लगभग 6 माइक्रोन के मामले में एक सीमा से मेल खाती है, और 90% विकिरण ऊर्जा लगभग 0 5 माइक्रोन की दूरी पर खर्च की जाती है। स्रोत से। बाद की परिस्थिति अत्यंत महत्वपूर्ण हो जाती है, क्योंकि ट्रिटियम विकिरण का अवशोषण एक जीवित कोशिका के आकार के क्रम की दूरी पर होता है, ऐसे पी-उत्सर्जक जैसे फॉस्फोरस -32 या यट्रियम -90 के विपरीत, का विकिरण जो विकिरणित अंग द्वारा अवशोषित किया जाता है। इस संबंध में, ट्रिटियम के इंट्रासेल्युलर स्थानीयकरण को ध्यान में रखना महत्वपूर्ण है, क्योंकि उप-कोशिकीय इकाइयों की रेडियोसक्रियता बहुत भिन्न होती है।

कोलमैन [31, 851] ने एक एकल गुंजयमान यंत्र का उपयोग किया, जिसमें दो मैग्नेट्रोन की मदद से, 2 8 गीगाहर्ट्ज़ की आवृत्ति के साथ टीएम010 प्रकार के दोलन स्वतंत्र युग्मन छिद्रों के माध्यम से उत्तेजित होते हैं। 800 kW की कुल इनपुट शक्ति के साथ, अधिकतम कण ऊर्जा 1.5 MeV है। आवश्यक गति और आवश्यक चरण बदलाव पर त्वरित रेज़ोनेटर में इलेक्ट्रॉनों को इंजेक्ट करने के लिए, जो एक उच्च आउटपुट ऊर्जा प्रदान करेगा, एक प्री-बंचिंग रेज़ोनेटर का उपयोग किया जाता है . श्रृंखला इलेक्ट्रोड एक प्रतिरोधक विभक्त से जुड़े होते हैं ताकि उनकी क्षमता एक परवलयिक कानून के अनुसार वितरित हो।

नए कण उत्पन्न करने की दृष्टि से, टकराने वाले बीम त्वरक (VI.5.4.3, VI.5.3.4), जिसमें शून्य कुल गति वाले कण टकराते हैं, विशेष रूप से प्रभावी होते हैं। इसके लिए धन्यवाद, उनकी सभी गतिज ऊर्जा को जन्मे कणों की शेष ऊर्जा में परिवर्तित किया जा सकता है, जिसका कुल संवेग भी शून्य के बराबर होता है। यह पहले से ही ब्रह्मांडीय विकिरण कणों की अधिकतम ऊर्जा के काफी करीब है।

सभी संभावित प्रारंभिक ऊर्जाओं (शून्य से कुछ अधिकतम तक) के साथ परमाणु नाभिक से उत्सर्जित बीटा कणों के मामले में अलग-अलग श्रेणियां होती हैं। विभिन्न रेडियोधर्मी समस्थानिकों के बीटा कणों की मर्मज्ञ शक्ति आमतौर पर किसी पदार्थ की एक परत की न्यूनतम मोटाई की विशेषता होती है जो सभी बीटा कणों को पूरी तरह से अवशोषित कर लेती है। उदाहरण के लिए, 2 MeV के बराबर कणों की अधिकतम ऊर्जा वाले बीटा-कणों के प्रवाह से, 3 5 मिमी मोटी ल्यूमिनेसिसेंस की एक परत पॉलीस्टाइनिन परत से रक्षा करती है। अल्फा कण, जिनमें बीटा कणों की तुलना में बहुत अधिक द्रव्यमान होता है, परमाणु कोशों के इलेक्ट्रॉनों के साथ टकराव में गति की मूल दिशा से बहुत कम विचलन का अनुभव करते हैं और लगभग सीधा चलते हैं।

पर पिछले साल काथिक-लेयर प्लेट विधि के व्यापक उपयोग के कारण परमाणु भौतिकी में कई महत्वपूर्ण खोजें की गईं (पी। अभ्यास से पता चला है कि यह विधि अत्यधिक सादगी और अनुसंधान की महान सटीकता को जोड़ती है। ब्रह्मांडीय किरणों के कणों के कारण हजारों ऊर्जा के साथ परिवर्तन) प्रयोगशाला में त्वरित कणों की अधिकतम ऊर्जा से कई गुना अधिक है। साथ ही, फोटोग्राफिक प्लेट कम ऊर्जा कणों को रिकॉर्ड करने के लिए भी उपयुक्त हैं।

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