Kozmické žiarenie s najvyššou energiou. Veľká encyklopédia ropy a zemného plynu

Boris Arkadyevič Khrenov,
Doktor fyzikálnych a matematických vied, Výskumný ústav jadrovej fyziky pomenovaný po. Moskovská štátna univerzita D. V. Skobeltsyna. M. V. Lomonosová
„Veda a život“ č. 10, 2008

Od objavenia kozmického žiarenia - prúdov nabitých častíc pochádzajúcich z hlbín vesmíru uplynulo takmer sto rokov. Odvtedy bolo urobených veľa objavov súvisiacich s kozmickým žiarením, no stále zostáva veľa záhad. Jeden z nich je azda najzaujímavejší: odkiaľ pochádzajú častice s energiou vyššou ako 10 20 eV, teda takmer miliarda biliónov elektrónvoltov, miliónkrát väčšia, ako sa získa v najvýkonnejšom urýchľovači - Veľký hadrónový urýchľovač? Aké sily a polia urýchľujú častice na také monštruózne energie?

Kozmické žiarenie objavil v roku 1912 rakúsky fyzik Victor Hess. Bol zamestnancom Radium Institute vo Viedni a venoval sa výskumu ionizovaných plynov. V tom čase už vedeli, že všetky plyny (vrátane atmosféry) sú vždy mierne ionizované, čo naznačovalo prítomnosť rádioaktívnej látky (ako je rádium) buď v plyne, alebo v blízkosti zariadenia na meranie ionizácie, s najväčšou pravdepodobnosťou v zemskej kôre. Experimenty so zdvíhaním ionizačného detektora v balóne boli koncipované na overenie tohto predpokladu, pretože ionizácia plynu by mala klesať so vzdialenosťou od zemského povrchu. Odpoveď bola opačná: Hess objavil nejaké žiarenie, ktorého intenzita stúpala s nadmorskou výškou. To naznačovalo myšlienku, že pochádza z vesmíru, ale konečne sa podarilo dokázať mimozemský pôvod lúčov až po početných experimentoch (W. Hess dostal Nobelovu cenu až v roku 1936). Pripomeňme si, že pojem „žiarenie“ neznamená, že tieto lúče sú čisto elektromagnetickej povahy (ako slnečné svetlo, rádiové vlny alebo röntgenové lúče); bola použitá na objavenie javu, ktorého povaha ešte nebola známa. A hoci sa čoskoro ukázalo, že hlavnou zložkou kozmického žiarenia sú urýchlené nabité častice, protóny, tento pojem zostal zachovaný. Štúdium nového fenoménu začalo rýchlo prinášať výsledky, ktoré sa zvyčajne považujú za „špičkovú špičku vedy“.

Objav kozmických častíc s veľmi vysokou energiou bezprostredne (dávno pred vytvorením protónového urýchľovača) vyvolal otázku: aký je mechanizmus urýchľovania nabitých častíc v astrofyzikálnych objektoch? Dnes vieme, že odpoveď sa ukázala ako netriviálna: prírodný, „kozmický“ urýchľovač sa radikálne líši od urýchľovačov vyrobených človekom.

Čoskoro sa ukázalo, že kozmické protóny, ktoré lietajú hmotou, interagujú s jadrami jej atómov, čím sa rodia dovtedy neznáme nestabilné elementárne častice (boli pozorované predovšetkým v zemskej atmosfére). Štúdium mechanizmu ich zrodu otvorilo plodnú cestu pre zostavenie taxonómie elementárnych častíc. V laboratóriu sa naučili urýchľovať protóny a elektróny a produkovať ich obrovské toky, neporovnateľne hustejšie ako v kozmickom žiarení. V konečnom dôsledku to boli experimenty na interakcii častíc, ktoré prijímali energiu v urýchľovačoch, ktoré viedli k vytvoreniu moderného obrazu mikrosveta.

V roku 1938 objavil francúzsky fyzik Pierre Auger pozoruhodný jav – spŕšky sekundárnych kozmických častíc, ktoré vznikajú ako výsledok interakcie primárnych protónov a jadier extrémne vysokých energií s jadrami atmosférických atómov. Ukázalo sa, že v spektre kozmického žiarenia sa nachádzajú častice s energiou rádovo 10 15 – 10 18 eV - miliónkrát väčšou, ako je energia častíc urýchlených v laboratóriu. Akademik Dmitrij Vladimirovič Skobelcyn pripisoval štúdiu takýchto častíc mimoriadny význam a bezprostredne po vojne v roku 1947 spolu so svojimi najbližšími kolegami G. T. Zatsepinom a N. A. Dobrotinom zorganizoval komplexné štúdie kaskád sekundárnych častíc v atmosfére, nazývaných rozsiahle vzdušné sprchy ( EAS). Históriu prvých štúdií kozmického žiarenia možno nájsť v knihách N. Dobrotinu a V. Rossiho. Postupom času sa škola D.V. Skobeltsyna vyrástla v jednu z najsilnejších na svete a dlhé roky určil hlavné smery v štúdiu kozmického žiarenia s ultravysokou energiou. Jej metódy umožnili rozšíriť rozsah skúmaných energií z 10 9 – 10 13 eV, zaznamenaných na r. balóny a satelity, až do 10 13 – 10 20 eV. Dva aspekty urobili tieto štúdie obzvlášť atraktívnymi.

Po prvé, bolo možné použiť vysokoenergetické protóny vytvorené samotnou prírodou na štúdium ich interakcie s jadrami atmosférických atómov a dešifrovanie najjemnejšej štruktúry elementárnych častíc.

Po druhé, bolo možné nájsť objekty vo vesmíre schopné urýchliť častice na extrémne vysoké energie.

Prvý aspekt sa ukázal byť nie taký plodný, ako sa očakávalo: štúdium jemnej štruktúry elementárnych častíc si vyžadovalo oveľa viac údajov o interakcii protónov, ako môže poskytnúť kozmické žiarenie. Významným príspevkom k pochopeniu mikrosveta zároveň bolo štúdium závislosti naj všeobecné charakteristiky interakcie protónov na ich energiu. Práve počas štúdia EAS bola objavená vlastnosť v závislosti počtu sekundárnych častíc a ich rozloženia energie od energie primárnej častice, ktorá súvisí s kvark-gluónovou štruktúrou elementárnych častíc. Tieto údaje boli neskôr potvrdené v experimentoch na urýchľovačoch.

Dnes sú skonštruované spoľahlivé modely interakcie kozmického žiarenia s jadrami atmosférických atómov, ktoré umožnili skúmať energetické spektrum a zloženie ich primárnych častíc najvyšších energií. Ukázalo sa, že kozmické žiarenie nehrá v dynamike vývoja Galaxie menšiu úlohu ako jeho polia a toky medzihviezdneho plynu: špecifická energia kozmického žiarenia, plynu a magnetického poľa je približne rovná 1 eV na cm3. Pri takejto rovnováhe energie v medzihviezdnom prostredí je prirodzené predpokladať, že zrýchlenie častíc kozmického žiarenia sa s najväčšou pravdepodobnosťou vyskytuje v tých istých objektoch, ktoré sú zodpovedné za zahrievanie a uvoľňovanie plynu, napríklad v novách a supernovách počas ich výbuchu.

Prvý mechanizmus zrýchlenia kozmického žiarenia navrhol Enrico Fermi pre protóny chaoticky kolidujúce s magnetizovanými oblakmi medzihviezdnej plazmy, ale nedokázal vysvetliť všetky experimentálne údaje. V roku 1977 akademik Hermogenes Filippovich Krymsky ukázal, že tento mechanizmus by mal oveľa silnejšie urýchliť častice vo zvyškoch supernov na frontoch rázových vĺn, ktorých rýchlosti sú rádovo vyššie ako rýchlosti oblakov. Dnes sa spoľahlivo ukázalo, že najúčinnejší je mechanizmus urýchľovania kozmických protónov a jadier rázovou vlnou v obaloch supernov. Je však nepravdepodobné, že by ho bolo možné reprodukovať v laboratórnych podmienkach: zrýchlenie nastáva relatívne pomaly a vyžaduje obrovské množstvo energie na zadržanie zrýchlených častíc. V škrupinách supernov existujú tieto podmienky v dôsledku samotnej povahy výbuchu. Je pozoruhodné, že k zrýchleniu kozmického žiarenia dochádza v jedinečnom astrofyzikálnom objekte, ktorý je zodpovedný za syntézu ťažkých jadier (ťažších ako hélium) skutočne prítomných v kozmickom žiarení.

V našej Galaxii je známych niekoľko supernov starých menej ako tisíc rokov, ktoré boli pozorované voľným okom. Najznámejšie sú Krabia hmlovina v súhvezdí Býka („Krab“ je pozostatok po výbuchu supernovy v roku 1054, zaznamenaný vo východných kronikách), Cassiopeia-A (v roku 1572 ju pozoroval astronóm Tycho Brahe) a Keplerova supernova. v súhvezdí Ophiuchus (1680). Priemery ich obalov sú dnes 5 – 10 svetelných rokov (1 svetelný rok = 10 16 m), to znamená, že sa rozpínajú rýchlosťou rádovo 0,01 rýchlosti svetla a nachádzajú sa vo vzdialenostiach približne desaťtisíc svetla. rokov od Zeme. Škrupiny supernov ("hmlovín") boli pozorované v optických, rádiových, röntgenových a gama lúčoch vesmírnymi observatóriami Chandra, Hubble a Spitzer. Spoľahlivo ukázali, že v obaloch skutočne dochádza k zrýchleniu elektrónov a protónov sprevádzaných röntgenovým žiarením.

Asi 60 zvyškov supernov mladších ako 2000 rokov by mohlo vyplniť medzihviezdny priestor kozmickým žiarením s nameranou špecifickou energiou (~1 eV na cm 3), pričom je ich známych menej ako desať. Tento nedostatok sa vysvetľuje tým, že v rovine Galaxie, kde sú sústredené hviezdy a supernovy, je veľa prachu, ktorý neprepúšťa svetlo k pozorovateľovi na Zemi. Pozorovania v röntgenovom a gama žiarení, pre ktoré je prachová vrstva priehľadná, umožnili rozšíriť zoznam pozorovaných „mladých“ obalov supernov. Najnovším znovuobjaveným plášťom bola Supernova G1.9+0.3, pozorovaná röntgenovým teleskopom Chandra od januára 2008. Odhady veľkosti a rýchlosti expanzie jeho plášťa naznačujú, že vzplanul približne pred 140 rokmi, ale nebol viditeľný v optickom dosahu kvôli úplnej absorpcii jeho svetla prachovou vrstvou Galaxie.

Údaje o supernovách explodujúcich v našej galaxii Mliečna dráha dopĺňajú oveľa bohatšie štatistiky o supernovách v iných galaxiách. Priamym potvrdením prítomnosti urýchlených protónov a jadier je gama žiarenie s vysoko energetickými fotónmi, ktoré je výsledkom rozpadu neutrálnych piónov - produktov interakcie protónov (a jadier) so zdrojovou hmotou. Takéto vysokoenergetické fotóny sú pozorované pomocou ďalekohľadov, ktoré detegujú Vavilov-Čerenkovovu žiaru vyžarovanú sekundárnymi časticami EAS. Najpokročilejším prístrojom tohto typu je sústava šiestich teleskopov vytvorená v spolupráci s HESS v Namíbii. Ako prvé bolo merané krabie gama žiarenie a jeho intenzita sa stala mierou intenzity pre iné zdroje.

Získaný výsledok nielenže potvrdzuje prítomnosť mechanizmu urýchľovania protónov a jadier v supernove, ale umožňuje nám odhadnúť aj spektrum zrýchlených častíc: spektrá „sekundárnych“ gama lúčov a „primárnych“ protónov a jadier sú veľmi blízko. Magnetické pole v Krabovi a jeho veľkosť umožňujú zrýchlenie protónov na energie rádovo 10 15 eV. Spektrá častíc kozmického žiarenia v zdroji a v medzihviezdnom médiu sú trochu odlišné, pretože pravdepodobnosť, že častice opustia zdroj, a životnosť častíc v Galaxii závisí od energie a náboja častice. Porovnanie energetického spektra a zloženia kozmického žiarenia nameraného v blízkosti Zeme so spektrom a zložením pri zdroji umožnilo pochopiť, ako dlho sa častice pohybujú medzi hviezdami. V kozmickom žiarení v blízkosti Zeme bolo podstatne viac jadier lítia, berýlia a bóru ako v zdroji - ich dodatočný počet sa objavuje ako výsledok interakcie ťažších jadier s medzihviezdnym plynom. Meraním tohto rozdielu sme vypočítali sumu X látka, cez ktorú prechádzalo kozmické žiarenie pri putovaní v medzihviezdnom prostredí. V jadrovej fyzike sa množstvo hmoty, s ktorou sa častica stretne na svojej ceste, meria v g/cm2. Je to spôsobené tým, že na výpočet zníženia toku častíc pri zrážkach s jadrami hmoty je potrebné poznať počet zrážok častice s jadrami, ktoré majú rôzne plochy (rezy) priečne k smeru častice. Vyjadrením množstva hmoty v týchto jednotkách sa získa jednotná stupnica merania pre všetky jadrá.

Experimentálne zistená hodnota X~ 5–10 g/cm2 vám umožňuje odhadnúť životnosť t kozmické žiarenie v medzihviezdnom prostredí: t ≈ X/ρ c, Kde c- rýchlosť častíc približne rovná rýchlosti svetla, ρ ~10 –24 g/cm 3 - priemerná hustota medzihviezdneho prostredia. Životnosť kozmického žiarenia je teda približne 10 8 rokov. Tento čas je oveľa dlhší ako čas letu častice pohybujúcej sa rýchlosťou S v priamke od zdroja k Zemi (3·10 4 roky pre najvzdialenejšie zdroje na strane Galaxie oproti nám). To znamená, že častice sa nepohybujú priamočiaro, ale zažívajú rozptyl. Chaotické magnetické polia galaxií s indukciou B ~ 10 –6 gauss (10 – 10 tesla) ich pohybujú po kruhu s polomerom (gyroradius) R = E/3 × 10 4 B, kde R v m, E- energia častíc v eV, V - indukcia magnetického poľa v gaussoch. Pri stredných energiách častíc E

Približne v priamke budú zo zdroja pochádzať len častice s energiou E> 1019 eV. Preto smer častíc s energiami menšími ako 10 19 eV, ktoré vytvárajú EAS, neuvádza ich zdroj. V tejto energetickej oblasti ostáva už len pozorovať sekundárne žiarenie generované v samotných zdrojoch protónmi a jadrami kozmického žiarenia. V oblasti pozorovateľnej energie gama žiarenia ( E

Myšlienka kozmického žiarenia ako „lokálneho“ galaktického javu sa ukázala ako pravdivá iba pre častice miernych energií. E

V roku 1958 Georgij Borisovič Christiansen a German Viktorovič Kulikov objavili prudkú zmenu vo vzhľade energetického spektra kozmického žiarenia pri energii rádovo 3·10 15 eV. Pri energiách pod touto hodnotou boli experimentálne údaje o spektre častíc zvyčajne prezentované vo forme „mocninového zákona“, takže počet častíc N s danou energiou E bola považovaná za nepriamo úmernú energii častice k mocnine γ: N(E) = a/Eγ (γ je indikátor diferenciálneho spektra). Do energie 3·10 15 eV, indikátor γ = 2,7, ale pri prechode na vyššie energie zažije energetické spektrum „zlom“: pre energie E> 3·1015 eV γ sa stáva 3,15. Je prirodzené, že túto zmenu v spektre spájame s približovaním sa energie zrýchlených častíc k maximálnej možnej hodnote vypočítanej pre mechanizmus zrýchlenia v supernovách. Toto vysvetlenie zlomu v spektre podporuje aj jadrové zloženie primárnych častíc v energetickom rozsahu 10 15 – 10 17 eV. Najspoľahlivejšie informácie o ňom poskytujú komplexné inštalácie EAS - „MGU“, „Tunka“, „Tibet“, „Cascade“. S ich pomocou sa získajú nielen informácie o energii primárnych jadier, ale aj parametre v závislosti od ich atómových čísel - „šírka“ sprchy, pomer medzi počtom elektrónov a miónov, medzi počtom najenergickejších jadier. elektróny a ich celkový počet. Všetky tieto údaje naznačujú, že s nárastom energie primárnych častíc od ľavej hranice spektra pred jeho zlomom k energii po zlome sa ich priemerná hmotnosť zvyšuje. Táto zmena v hmotnostnom zložení častíc je v súlade s modelom urýchľovania častíc v supernovách – je limitovaná maximálnou energiou, ktorá závisí od náboja častice. Pre protóny je táto maximálna energia rádovo 3 · 10 15 eV a zvyšuje sa úmerne s nábojom urýchlenej častice (jadra), takže jadrá železa sú efektívne urýchlené až na ~ 10 17 eV. Intenzita tokov častíc s energiou presahujúcou maximum rýchlo klesá.

Ale registrácia častíc s ešte vyššími energiami (~3·10 18 eV) ukázala, že spektrum kozmického žiarenia sa nielenže nerozbije, ale vráti sa do formy pozorovanej pred zlomom!

Merania energetického spektra v oblasti „ultravysokej“ energie ( E> 10 18 eV) sú veľmi ťažké kvôli malému počtu takýchto častíc. Na pozorovanie týchto zriedkavých udalostí je potrebné vytvoriť sieť detektorov toku častíc EAS a nimi generovaného Vavilov-Čerenkovho žiarenia a ionizačného žiarenia (atmosférická fluorescencia) v atmosfére na ploche stoviek až tisícov. štvorcových kilometrov. Pre takéto veľké, zložité inštalácie sa vyberajú lokality s obmedzenou ekonomickou aktivitou, ale so schopnosťou zabezpečiť spoľahlivú prevádzku obrovského množstva detektorov. Takéto inštalácie sa budovali najskôr na územiach s rozlohou desiatok kilometrov štvorcových (Jakutsk, Havera Park, Akeno), potom stovkami (AGASA, Fly's Eye, HiRes) a napokon v súčasnosti vznikajú inštalácie s rozlohou tisícok štvorcových kilometrov (Observatórium Pierra Augera v r. Argentína, teleskopická inštalácia v Utahu, USA).

Ďalším krokom v štúdiu kozmického žiarenia s ultravysokou energiou bude vývoj metódy na detekciu EAS pozorovaním atmosférickej fluorescencie z vesmíru. V spolupráci s viacerými krajinami Rusko vytvára prvý vesmírny EAS detektor, projekt TUS. Očakáva sa, že ďalší takýto detektor bude inštalovaný na Medzinárodnej vesmírnej stanici ISS (projekty JEM-EUSO a KLPVE).

Čo dnes vieme o kozmickom žiarení s ultravysokou energiou? Spodný obrázok znázorňuje energetické spektrum kozmického žiarenia s energiami nad 10 18 eV, ktoré bolo získané pomocou inštalácií najnovšej generácie (HiRes, Pierre Auger Observatory) spolu s údajmi o kozmickom žiarení nižších energií, ktoré, ako je uvedené vyššie, patria medzi galaxia Mliečna dráha. Je možné vidieť, že pri energiách 3·10 18 –3·10 19 eV index diferenciálneho energetického spektra klesol na hodnotu 2,7–2,8, presne takú, aká bola pozorovaná pre galaktické kozmické žiarenie, keď sú energie častíc oveľa nižšie ako maximum možného pre galaktické urýchľovače . Neznamená to, že pri ultravysokých energiách je hlavný tok častíc vytvorený urýchľovačmi extragalaktického pôvodu s maximálnou energiou výrazne vyššou ako galaktická? Zlom v spektre galaktického kozmického žiarenia ukazuje, že príspevok extragalaktického kozmického žiarenia sa prudko mení pri prechode z oblasti miernych energií 10 14 – 10 16 eV, kde je približne 30-krát menší ako príspevok galaktických (spektrum označené na obrázku bodkovanou čiarou), do oblasti ultra vysokých energií, kde sa stáva dominantným.

V posledných desaťročiach sa nahromadilo množstvo astronomických údajov o extragalaktických objektoch schopných urýchliť nabité častice na energie oveľa vyššie ako 10 19 eV. Zjavné znamenie, že ide o veľký objekt D môže urýchliť častice na energiu E, je prítomnosť magnetického poľa B v celom tomto objekte, takže gyrorádius častice je menší D. Takéto kandidátske zdroje zahŕňajú rádiové galaxie (vyžarujúce silné rádiové emisie); jadrá aktívnych galaxií obsahujúce čierne diery; zrážajúce sa galaxie. Všetky obsahujú výtrysky plynu (plazmy) pohybujúce sa obrovskou rýchlosťou, blížiacou sa rýchlosti svetla. Takéto prúdy zohrávajú úlohu rázových vĺn potrebných na činnosť urýchľovača. Pre odhad ich príspevku k pozorovanej intenzite kozmického žiarenia je potrebné vziať do úvahy rozloženie zdrojov na vzdialenosti od Zeme a energetické straty častíc v medzigalaktickom priestore. Pred objavom kozmickej rádiovej emisie na pozadí sa medzigalaktický priestor zdal „prázdny“ a transparentný nielen pre elektromagnetické žiarenie, ale aj pre častice s ultra vysokou energiou. Hustota plynu v medzigalaktickom priestore je podľa astronomických údajov taká malá (10 – 29 g/cm 3 ), že ani pri obrovských vzdialenostiach stoviek miliárd svetelných rokov (10 24 m) sa častice nestretnú s jadrami plynu. atómov. Keď sa však ukázalo, že vesmír je vyplnený nízkoenergetickými fotónmi (približne 500 fotónov/cm 3 s energiou E f ~10 –3 eV), zostávajúce po Veľkom tresku, sa ukázalo, že protóny a jadrá s energiou sú väčšie E~5·10 19 eV, Greisen-Zatsepin-Kuzminov (GZK) limit, musí interagovať s fotónmi a stratiť b O väčšinu svojej energie. Prevažná časť vesmíru, ktorá sa nachádza vo vzdialenosti viac ako 10 7 svetelných rokov od nás, sa teda ukázala ako neprístupná pre pozorovanie v lúčoch s energiou vyššou ako 5·10 19 eV. Nedávne experimentálne údaje o spektre kozmického žiarenia s ultravysokou energiou (inštalácia HiRes, Pierre Auger Observatory) potvrdzujú existenciu tohto energetického limitu pre častice pozorované zo Zeme.

Ako vidíte, je mimoriadne ťažké študovať pôvod kozmického žiarenia s ultravysokou energiou: väčšina možných zdrojov kozmického žiarenia s najvyššími energiami (nad hranicou GZK) je tak ďaleko, že častice strácajú získanú energiu. pri zdroji na ceste na Zem. A pri energiách nižších ako je limit GZK je vychýlenie častíc magnetickým poľom Galaxie stále veľké a smer príchodu častíc pravdepodobne nebude schopný naznačiť polohu zdroja na nebeskej sfére.

Pri hľadaní zdrojov kozmického žiarenia ultravysokej energie sa využíva analýza korelácie experimentálne nameraného smeru príchodu častíc s dostatočne vysokými energiami - tak, že polia Galaxie mierne vychyľujú častice zo smeru k zdroj. Inštalácie predchádzajúcej generácie ešte neposkytli presvedčivé údaje o korelácii smeru príchodu častíc so súradnicami žiadnej špeciálne vybranej triedy astrofyzikálnych objektov. Najnovšie údaje z observatória Pierra Augera možno považovať za nádej na získanie údajov v najbližších rokoch o úlohe zdrojov typu AGN pri vytváraní intenzívnych tokov častíc s energiami rádovo na hranici GZK.

Je zaujímavé, že inštalácia AGASA dostala náznaky existencie „prázdnych“ smerov (tých, kde nie sú známe zdroje), pozdĺž ktorých počas pozorovania prichádzajú dve alebo dokonca tri častice. To vyvolalo veľký záujem medzi fyzikmi zaoberajúcimi sa kozmológiou – náukou o vzniku a vývoji vesmíru, nerozlučne spätou s fyzikou elementárnych častíc. Ukazuje sa, že niektoré modely štruktúry mikrokozmu a vývoja vesmíru (teória veľkého tresku) predpovedajú zachovanie supermasívnych elementárnych častíc s hmotnosťou rádovo 10 23 -10 24 eV v modernom vesmíre, z toho hmota by mala pozostávať v najskoršom štádiu Veľkého tresku. Ich distribúcia vo vesmíre nie je veľmi jasná: môžu byť buď rovnomerne rozmiestnené v priestore, alebo „priťahované“ do masívnych oblastí vesmíru. Ich hlavnou črtou je, že tieto častice sú nestabilné a môžu sa rozpadnúť na ľahšie, vrátane stabilných protónov, fotónov a neutrín, ktoré získavajú obrovské kinetické energie – viac ako 10 20 eV. Miesta, kde sú takéto častice zachované (topologické defekty vesmíru), sa môžu ukázať ako zdroje protónov, fotónov alebo ultravysokoenergetických neutrín.

Rovnako ako v prípade galaktických zdrojov, existenciu extragalaktických urýchľovačov kozmického žiarenia s ultravysokou energiou potvrdzujú údaje z detektorov gama žiarenia, napríklad teleskopy HESS, zamerané na vyššie uvedené extragalaktické objekty – kandidátov na zdroje kozmického žiarenia.

Spomedzi nich boli najsľubnejšie aktívne galaktické jadrá (AGN) s plynovými tryskami. Jedným z najlepšie preštudovaných objektov v inštalácii HESS je galaxia M87 v súhvezdí Panna, vo vzdialenosti 50 miliónov svetelných rokov od našej Galaxie. V jej strede sa nachádza čierna diera, ktorá dodáva energiu procesom v jej blízkosti a najmä obriemu výtrysku plazmy patriacemu do tejto galaxie. Zrýchlenie kozmického žiarenia v M87 je priamo potvrdené pozorovaniami jeho gama žiarenia, energetického spektra fotónov s energiou 1–10 TeV (10 12 – 10 13 eV), pozorovaných na zariadení HESS. Pozorovaná intenzita gama žiarenia z M87 je približne 3 % intenzity kraba. Ak vezmeme do úvahy rozdiel vo vzdialenosti od týchto objektov (5000-krát), znamená to, že svietivosť M87 prevyšuje svietivosť Kraba 25 miliónovkrát!

Modely zrýchlenia častíc vytvorené pre tento objekt naznačujú, že intenzita častíc zrýchlených v M87 by mohla byť taká veľká, že aj vo vzdialenosti 50 miliónov svetelných rokov by príspevok z tohto zdroja mohol produkovať pozorovanú intenzitu kozmického žiarenia s energiami nad 10 19 eV .

Ale tu je záhada: v moderných údajoch o EAS smerom k tomuto zdroju nie je nadbytok častíc s energiou rádovo 10 19 eV. Ale tento zdroj sa neobjaví vo výsledkoch budúcnosti vesmírne experimenty, pri takých energiách, keď k pozorovaným udalostiam už neprispievajú vzdialené zdroje? Situácia s prerušením energetického spektra sa môže znova zopakovať, napríklad pri energii 2·10 20 . Ale tentoraz by mal byť zdroj viditeľný pri meraniach smeru trajektórie primárnej častice, pretože energie > 2·10 20 eV sú také vysoké, že častice by sa v galaktických magnetických poliach nemali vychyľovať.

Ako vidíme, po storočnej histórii štúdia kozmického žiarenia opäť čakáme na nové objavy, tentoraz kozmické žiarenie s ultravysokou energiou, ktorého povaha je zatiaľ neznáma, ale môže zohrávať úlohu dôležitá úloha v štruktúre Vesmíru.

Literatúra:
1) Dobrotin N.A. Kozmické lúče. - M.: Vydavateľstvo. Akadémia vied ZSSR, 1963.
2) Murzin V.S. Úvod do fyziky kozmického žiarenia. - M.: Vydavateľstvo. Moskovská štátna univerzita, 1988.
3) Panasyuk M. I. Strangers of the Universe, alebo Echoes of the Big Bang. - Fryazino: "Vek2", 2005.
4) Rossi B. Kozmické lúče. - M.: Atomizdat, 1966.
5) Khrenov B.A. Relativistické meteory// Veda v Rusku, 2001, č. 4.
6) Khrenov B.A. a Panasyuk M.I. Poslovia vesmíru: ďaleko alebo blízko?// Príroda, 2006, č. 2.
7) Khrenov B.A. a Klimov P.A. Očakávané otvorenie// Príroda, 2008, č. 4.

16. júla 2015 o 00:57

Opýtajte sa Ethana #14: Častice s najvyššou energiou vo vesmíre

populárna veda,
fyzika

Preklad

Výsledky mojich pozorovaní najlepšie vysvetľuje predpoklad, že žiarenie obrovskej prenikavej energie vstupuje do našej atmosféry zhora.
- Victor Hess

Možno si myslíte, že najvýkonnejšie urýchľovače častíc – SLAC, Fermilab, LHC – sú zdrojmi najvyšších energií, ktoré budeme môcť vidieť. Ale všetko, čo sa snažíme robiť na zemi, sa nedá porovnávať prirodzené procesy Vesmír.

Čitateľ sa pýta:

Odkedy som ako dieťa začal čítať komiks Fantastická štvorka, chcel som sa o kozmickom žiarení dozvedieť viac. Môžete mi s tým pomôcť?

Poďme sa pozrieť.

Ešte predtým, ako Jurij Gagarin mohol opustiť povrch našej planéty, bolo všeobecne známe, že tam, mimo ochrany atmosféry, je priestor naplnený vysokoenergetickým žiarením. Ako sme sa o tom dozvedeli?

Prvé podozrenia vznikli pri jednoduchých pokusoch s elektroskopom.

Ak dáte elektrický náboj zariadeniu, v ktorom sú dva plechy navzájom spojené, dostanú rovnaký náboj a budú sa odpudzovať. Možno by ste čakali, že nálož časom unikne do okolitého ovzdušia – a tak by vám mohlo napadnúť zariadenie izolovať, napríklad vytvorením podtlaku okolo neho.

Ale aj v tomto prípade je elektroskop vybitý. Aj keď ho zaizolujete olovom, stále sa bude vybíjať. Ako experimentátori zistili na začiatku 20. storočia, čím vyššie zdvihnete elektroskop, tým rýchlejšie sa vybije. Niekoľko vedcov predložilo hypotézu - k výboju dochádza v dôsledku vysokoenergetického žiarenia. Má vysokú prenikavú energiu a pochádza mimo Zeme.

Vo vede je zvykom testovať hypotézy. V roku 1912 Victor Hess uskutočnil experiment s balón, v ktorej sa pokúsil nájsť tieto vysokoenergetické kozmické častice. A našiel ich v hojnosti a stal sa otcom kozmického žiarenia.

Skoré detektory boli prekvapivo jednoduché. Nastavíte špeciálnu emulziu, ktorá „cíti“ prechod nabitých častíc cez ňu a všetko umiestnite do magnetického poľa. Keď cez to častice prejdú, môžete sa naučiť dve dôležité veci:

pomer náboja k hmotnosti častice
a jeho rýchlosť

ktoré závisia od toho, ako sa dráha častice ohýba. Dá sa to vypočítať na základe znalosti sily aplikovaného magnetického poľa.

V tridsiatych rokoch minulého storočia prinieslo niekoľko experimentov, a to tak so skorými pozemnými urýchľovačmi, ako aj s detektormi kozmického žiarenia, množstvo veľmi zaujímavých informácií. Napríklad väčšina častíc kozmického žiarenia (90 %) mala rôzne energetické úrovne – od niekoľkých megaelektrovoltov až po tak vysoké energie, aké ste mohli merať! Väčšinu zo zvyšku tvorili častice alfa alebo jadrá hélia s dvoma protónmi a neutrónmi s podobnými energetickými hladinami.

Keď tieto kozmické lúče dopadnú na vrchol zemskej atmosféry, interagujú s ňou a vytvárajú kaskádové reakcie, ktoré vytvárajú spŕšku vysokoenergetických častíc, vrátane dvoch nových: pozitrónu, o existencii ktorého v roku 1930 predpokladal Dirac. Toto je náprotivok elektrónu zo sveta antihmoty, rovnakej hmotnosti, ale s kladným nábojom a mión je nestabilná častica s rovnakým nábojom ako elektrón, ale 206-krát ťažšia. Pozitron objavil Carl Andersen v roku 1932 a mión on a jeho študent Seth Neddermeier v roku 1936, no prvý pozitrón objavil Paul Kuenze o niekoľko rokov skôr, na čo história akosi zabudla.

Úžasná vec: Ak natiahnete ruku rovnobežne so zemou, každú sekundu ňou prejde približne 1 mión.

Každý mión, ktorý prejde vašou rukou, sa rodí v spŕške kozmického žiarenia a každý z nich potvrdzuje teóriu špeciálnej relativity! Vidíte, tieto mióny sú vytvorené vo výške asi 100 km, ale priemerná životnosť miónu je asi 2,2 mikrosekúnd. Aj keby sa pohybovali rýchlosťou svetla, pred rozpadom by dokázali prejsť maximálne 660 metrov. Ale kvôli časovému skresleniu, pretože čas častice pohybujúcej sa blízko rýchlosti svetla sa z pohľadu stacionárneho pozorovateľa spomalí, tieto rýchlo sa pohybujúce mióny môžu pred rozpadom cestovať až na povrch Zeme.

Ak prejdeme k dnešku, presne sme zmerali počet aj energetické spektrum týchto kozmických častíc.

Častice s energiou okolo 100 GeV sú najbežnejšie a každú sekundu prejde približne 1 takáto častica štvorcovým metrom zemského povrchu. A hoci existujú častice s vyššou energiou, sú oveľa menej bežné – čím vzácnejšie, tým viac energie odoberáme. Napríklad, ak vezmeme energiu 10 16 eV, tak takéto častice prejdú cez meter štvorcový len raz za rok. A častice s najvyššou energiou s energiou 5 × 10 10 GeV (alebo 5 × 10 19 eV) raz za rok prejdú detektorom so stranou 10 km.

Táto myšlienka vyzerá dosť zvláštne - a predsa má svoj dôvod na jej realizáciu: vo vesmíre musí existovať limit energie kozmického žiarenia a limit rýchlosti protónov! Energia, ktorú môžeme protónu odovzdať, nemusí byť obmedzená: nabité častice môžu byť urýchlené pomocou magnetických polí a najväčšie a najaktívnejšie čierne diery vo vesmíre môžu urýchliť protóny na energie oveľa väčšie, než sme pozorovali.

Ale musia cestovať cez vesmír, aby sa k nám dostali, a vesmír je plný veľké množstvo studené, nízkoenergetické žiarenie - kozmické žiarenie pozadia.

Vysokoenergetické častice vznikajú iba v oblastiach, kde sa nachádzajú najhmotnejšie a najaktívnejšie čierne diery vo vesmíre a všetky sú veľmi vzdialené od našej galaxie. A ak sa objaví častica s energiou presahujúcou 5 × 10 10 GeV, môže cestovať nie viac ako niekoľko miliónov svetelných rokov, kým s ňou jeden z fotónov, ktoré zostali po veľkom tresku, neinteraguje a nevytvorí pion. Nadbytočná energia bude emitovaná a zostávajúca energia klesne na hranicu kozmickej energie, ktorá je známa ako Greisen-Zatsepin-Kuzminov limit.

Urobili sme teda jedinú vec, ktorá sa fyzikom zdá rozumná: postavili sme neskutočne obrovský detektor a začali hľadať častice!

Observatórium pomenované po Pierre Auger práve to robí: potvrdzuje, že existujú kozmické lúče, ktoré dosahujú, ale neprekračujú túto energetickú hranicu, 10 miliónov krát vyššiu ako energie dosiahnuté na LHC! To znamená, že najrýchlejšie protóny, s akými sme sa kedy stretli, sa pohybujú takmer rýchlosťou svetla (čo je presne 299,792,458 m/s), no o niečo pomalšie. Ale o koľko pomalšie?

Najrýchlejšie protóny, ktoré sa nachádzajú tesne na hranici, sa pohybujú rýchlosťou 299 792 457,99999999999918 metrov za sekundu. Ak predtým vypustíte takýto protón a fotón

Vo všetkých prípadoch popísaných v predchádzajúcich kapitolách sa prísne dodržiavali zákony o ochrane. Keď sa jeden zo zákonov ukázal ako nedokonalý, musel sa vykladať inak. Tak bol starý zákon zachovania hmoty rozšírený a premenený na všeobecnejší zákon zachovania energie. Na druhej strane, keď v skutočnosti nenastali očakávané udalosti, bol vynájdený nový zákon zachovania (ako to bolo v prípade zákona o zachovaní baryónového čísla). Nie je však vždy ľahké dokázať, že zákony ochrany sú presne splnené. Obzvlášť záhadná situácia nastala na úsvite rozvoja jadrovej fyziky pri štúdiu kinetickej energie častíc emitovaných rádioaktívnymi látkami.

Energiu častice α možno určiť meraním hmotnosti počiatočného rádioaktívneho jadra, častice α a konečného jadra. Celková hmotnosť a-častice a konečného jadra by mala byť o niečo menšia ako hmotnosť počiatočného jadra a energetický ekvivalent chýbajúcej hmotnosti by sa mal rovnať kinetickej energii a-častice. Fyzici dokázali s vysokou presnosťou zmerať hmotnosti rôznych jadier a iných častíc až v 20. rokoch nášho storočia. Urobili však niektoré dôležité závery týkajúce sa energií častíc bez toho, aby poznali presné hodnoty hmotností.

Zvážte tórium-232, ktoré sa rozpadá na časticu (hélium-4) a rádium-228. Všetky jadrá tória-232 majú rovnakú hmotnosť. Hmotnosť všetkých jadier rádia-228 má tiež rovnakú hodnotu, rovnako ako hmotnosti všetkých p-častíc. Bez toho, aby sme poznali veľkosť týchto hmotností, stále môžeme povedať, že zakaždým, keď atóm tória-232 emituje a-časticu, hmotnostný deficit by mal byť rovnaký, a preto by mal byť hmotnostný deficit rovnaký. Kinetická energia?-častice. Inými slovami, tórium-232 by malo emitovať p-častice s rovnakou energiou.

Ako môžeme určiť kinetickú energiu častíc? Je známe, že čím väčšia je energia častice, tým hlbšie preniká do hmoty. ?-častice sú inhibované veľmi tenkou vrstvou tuhej hmoty, ale môžu prechádzať cez vrstvu vzduchu hrubú niekoľko centimetrov. Zároveň ?-častice nepretržite odovzdávajú energiu molekulám vzduchu, s ktorými sa zrážajú, postupne sa spomaľujú a zachytávaním elektrónov sa nakoniec stanú obyčajnými atómami hélia. V tomto stave sa už nedajú zistiť metódami používanými na detekciu?-častíc, takže vlastne zmiznú.

a-častice možno detegovať pomocou filmu chemickej zlúčeniny nazývanej sulfid zinočnatý. Zakaždým, keď častica zasiahne takýto film, spôsobí slabý záblesk svetla. Ak umiestnite blízko zdroja?-častíc (povedzme kúsok tória-232 v olovenej nádobe s veľmi úzkym otvorom) scintilačný počítač, potom bude počet zábleskov zodpovedať počtu vytvorených?-častíc. Ak je scintilačné počítadlo umiestnené ďalej a ďalej od zdroja, y-častice budú musieť prechádzať stále väčším množstvom vzduchu, aby sa k nemu dostali. Ak by boli ?-častice emitované s rôznymi energiami, potom by tie s najnižšou energiou veľmi rýchlo zmizli, „energetickejšie“ ?-častice by prešli vo vzduchu dlhšiu vzdialenosť atď. zdroj, počet ?-častíc padajúcich do počítadla by sa mal postupne znižovať. Ak by ?-častice boli emitované s rovnakou energiou, všetky by prešli vzduchom po rovnakej dráhe. V dôsledku toho by scintilačné počítadlo muselo zaregistrovať rovnaký počet častíc, keď sa vzdiali od zdroja, až do určitého kritického bodu, za ktorým by nezaregistrovalo jediný záblesk.

Práve tento jav pozoroval v roku 1904 anglický fyzik William Henry Bragg. Takmer všetky?-častice emitované z jadier toho istého prvku mali rovnakú energiu a mali rovnakú prenikavú silu. Všetky častice tória-232 prešli cez vrstvu vzduchu s hrúbkou 2,8 cm, všetky? - rádium-226 častíc - 3.3 cm,častice a-polónium-212 - 8,6 cm. V skutočnosti existujú určité odchýlky. V roku 1929 sa zistilo, že malá časť častíc toho istého rádioaktívneho jadra môže mať nezvyčajne vysokú kinetickú energiu a väčšiu penetračnú silu ako ostatné. Dôvodom je, že pôvodné rádioaktívne jadro sa môže nachádzať v jednom z nich vzrušené stavy. V excitovaných stavoch majú jadrá väčšiu energiu ako v normálnom stave základná podmienka. Keď jadro emituje a-časticu v excitovanom stave, a-častica dostane dodatočnú energiu. Výsledkom je, že okrem hlavnej skupiny p-častíc sa vytvárajú malé skupiny p-častíc s väčšou penetračnou silou, jedna skupina pre každý excitovaný stav.

Keď rádioaktívne jadro vzniká rozpadom iného jadra, je niekedy od svojho vzniku v excitovanom stave. Potom má väčšina a-častíc, ktoré vyžaruje, nezvyčajne vysokú energiu a a-častice s nižšou energiou tvoria malé skupiny. Vznikajú tieto oddelené skupiny ?-častíc (od 2 do 13) s rôznymi energiami rozsah a-častice daného jadra. Každá zložka spektra zodpovedá podľa očakávania jednému z excitovaných stavov jadra. Je teda splnený zákon zachovania energie ?-častíc, čo sa v prípade ?-častíc povedať nedá.

Energia?-častice

Ak by všetky závery vyvodené pre ?-častice boli aplikovateľné na p-častice a uvažované energetické vzťahy boli splnené, všetky β-častice vzniknuté pri rozpade jadier by mali rovnakú kinetickú energiu. Avšak už v roku 1900 vznikol dojem, že?-častice sú emitované s akoukoľvek energiou do určitej maximálnej hodnoty. Počas nasledujúcich pätnástich rokov sa postupne hromadili dôkazy, až kým nebolo úplne jasné, že energie β častíc tvoria súvislé spektrum.

Každé jadro, ktoré počas rozpadu emituje časticu, stráca určité množstvo hmoty. Pokles hmotnosti musí zodpovedať veľkosti kinetickej energie a-častice. V tomto prípade kinetická energia a-častice ktoréhokoľvek z nám známych rádioaktívnych jadier nepresahuje energiu ekvivalentnú poklesu hmotnosti. Pokles hmotnosti pri akomkoľvek rádioaktívnom rozpade teda zodpovedá maximálnej hodnote kinetickej energie častíc β vzniknutých pri tomto rozpade.

Ale podľa zákona zachovania energie by žiadna z p-častíc nemala mať kinetickú energiu menšiu ako je energia ekvivalentná úbytku hmotnosti, t.j. maximálna kinetická energia p-častíc by tiež mala byť minimálna. V skutočnosti to tak nie je. Veľmi často?-častice sú emitované s menšou kinetickou energiou, ako by sa malo očakávať, s maximálnou hodnotou zodpovedajúcou zákonu

zachovanie energie sa pravdepodobne nedosiahne ani jednou ?-časticou. Niektoré?-častice majú kinetickú energiu o niečo menšiu ako je maximálna hodnota, iné - oveľa menšiu, iné - oveľa menšiu. Najbežnejšia hodnota kinetickej energie je jedna tretina maximálnej hodnoty. Vo všeobecnosti viac ako polovicu energie, ktorá by mala vzniknúť úbytkom hmoty pri rádioaktívnych rozpadoch sprevádzaných tvorbou β častíc, sa nedá zistiť.

V dvadsiatych rokoch už mnohí fyzici boli naklonení opustiť zákon zachovania energie, aspoň pre tie procesy, pri ktorých vznikajú?-častice. Vyhliadky boli alarmujúce, pretože zákon zostal spravodlivý vo všetkých ostatných prípadoch. Existuje však aj iné vysvetlenie tohto javu?

V roku 1931 Wolfgang Pauli navrhol nasledujúcu hypotézu: ?-častica neprijíma všetku energiu kvôli tomu, že vzniká druhá častica, ktorá odnáša zvyšok energie. Energia môže byť rozdelená medzi dve častice v ľubovoľnom pomere. V niektorých prípadoch sa takmer všetka energia prenesie na elektrón a potom má takmer maximálnu kinetickú energiu, ktorá sa rovná poklesu hmotnosti.

Niekedy sa takmer všetka energia prenesie na druhú časticu, potom je energia elektrónu v skutočnosti nulová. Keď je energia rozdelená medzi dve častice rovnomernejšie, elektrón má stredné hodnoty kinetickej energie.

Ktorá častica spĺňa Pauliho hypotézu? Pamätajme, že?-častice vznikajú vždy, keď sa neutrón v jadre zmení na protón. Keď uvažujeme o premene neutrónu na protón, je nepochybne jednoduchšie zaobchádzať s voľným neutrónom. Neutrón nebol objavený, keď Pauli prvýkrát navrhol svoju teóriu. Môžeme využiť spätný pohľad.

Keď sa voľný neutrón rozpadne na protón a elektrón, ten vyletí s akoukoľvek kinetickou energiou až do maxima, ktoré sa približne rovná 0,78 Mav. Situácia je podobná emisii častice α rádioaktívnym jadrom, preto pri uvažovaní o rozpade voľného neutrónu je potrebné brať do úvahy Pauliho časticu.

Označme časticu Pauli X a skúsme zistiť jeho vlastnosti. Napíšme reakciu rozpadu neutrónov:

P> p ++ e -+ X.

Ak je pri rozpade neutrónu splnený zákon zachovania nabíjačka, X- častica musí byť neutrálna. Skutočne, 0=1–1+0. Keď sa neutrón rozpadne na protón a elektrón, strata hmotnosti je 0,00029 jednotiek na stupnici atómovej hmotnosti, čo je približne polovica hmotnosti elektrónu. Ak X-častica dokonca dostala všetku energiu vyplývajúcu zo zmiznutia hmoty, a ak všetka energia išla na vytvorenie hmoty, hmotnosť X bude mať len polovicu hmotnosti elektrónu. teda X-častica musí byť ľahšia ako elektrón. V skutočnosti by mal byť oveľa ľahší, pretože elektrón zvyčajne prijíma väčšinu uvoľnenej energie a niekedy takmer všetku. Okrem toho je nepravdepodobné, že by sa energia prenášala X-častica sa úplne zmení na hmotu; jeho značná časť sa mení na kinetickú energiu X-častice. V priebehu rokov, hromadný odhad X-častice sa zmenšovali a zmenšovali. Nakoniec sa to ukázalo X-častica ako fotón nemá hmotnosť, t.j. ako fotón sa od okamihu svojho vzniku šíri rýchlosťou svetla. Ak energia fotónu závisí od vlnovej dĺžky, energie X-častice závisí od niečoho podobného.

V dôsledku toho nemá Pauliho častica hmotnosť ani náboj a je jasné, prečo zostáva „neviditeľná“. Nabité častice sa zvyčajne detegujú vďaka iónom, ktoré tvoria. Nenabitý neutrón bol objavený kvôli jeho veľkej hmotnosti. Častica bez hmotnosti a bez náboja mätie fyzika a zbavuje ho akejkoľvek možnosti zachytiť ju a študovať.

Krátko nato Pauli navrhol existenciu X-častice, dostala meno. Najprv to chceli nazvať „neutrón“, pretože nie je nabitý, ale rok po objavení sa Pauliho hypotézy Chadwick objavil ťažkú nenabitú časticu, ktorá dostala toto meno. Taliansky fyzik Enrico Fermi, to znamená X-častica je oveľa ľahšia ako neutrón, ktorý Chadwick navrhol nazvať x-častica neutrína,čo v ruštine znamená „niečo malé, neutrálne“. Návrh bol veľmi úspešný a odvtedy sa tak volá. Neutrína sú zvyčajne reprezentované gréckym písmenom? "nahá" ) a rozpad neutrónov je napísaný takto:

P> p ++ e -+ ?..

Neutrína sú absolútne nevyhnutné

Pauliho hypotéza o existencii neutrín a následná Fermiho podrobná teória produkcie neutrín boli fyzikmi privítané inak. Nikto sa nechcel vzdať zákona zachovania energie, hoci existovali vážne pochybnosti o potrebe zachrániť tento zákon pomocou častice bez hmotnosti a bez náboja, častice, ktorú nebolo možné odhaliť, častice, ktorej jediný dôvod pretože existencia bola jednoducho túžba zachrániť zákon zachovania energie. Niektorí fyzici si mysleli, že ide o časticu duchov, akýsi trik na šetrenie energie „účtovaním“. V skutočnosti bol pojem neutrína jednoduchým spôsobom vyjadrenia, že „zákon zachovania energie neplatí“. Zákon zachovania energie nebol jediný, ktorý neutrína zachránili.

Uvažujme stacionárny neutrón, t.j. neutrón s nulovou hybnosťou vzhľadom na pozorovateľa. Pri jeho rozpade by mala byť celková hybnosť protónu a elektrónu nulová, ak je rozpad sprevádzaný vznikom len dvoch častíc. Elektrón by mal vyletieť jedným smerom a protón presne opačným smerom (ale nižšou rýchlosťou, pretože jeho hmotnosť je väčšia ).

Avšak nie je. Elektrón a protón sú emitované v smeroch, ktoré zvierajú špecifický uhol. Malý celkový impulz v smere emisie častíc sa javí ako zo vzduchu a zákon zachovania hybnosti je porušený. Ak však v tomto prípade vznikne neutríno, môže vyletieť takým smerom, že presne kompenzuje celkovú hybnosť ostatných dvoch častíc (obr. 6).

Inými slovami, zákon zachovania hybnosti je splnený iba vďaka neutrínam.

Ryža. 6. Rozpad neutrónov.

Je ľahké vidieť, že situácia je podobná s momentom hybnosti. Neutrón, protón a elektrón majú spin +1/2 alebo -1/2. Predpokladajme, že spin neutrónov je +1/2. Pri jeho rozpade by mal byť celkový spin protónu a elektrónu rovný +1/2, ak platí zákon zachovania momentu hybnosti a pri rozpade vznikajú len tieto dve častice. Je to možné? Spiny protónu a elektrónu sa môžu rovnať +1/2 a +1/2; +1/2 a -1/2; -1/2 a -1/2, t.j. celkový spin oboch častíc je +1, 0 a -1. Nerovná sa a nikdy sa nemôže rovnať +1/2 alebo -1/2, ak bol najprv spin neutrónov rovný -1/2. Stručne povedané, ak sa neutrón rozpadne len na protón a elektrón, je porušený zákon zachovania momentu hybnosti.

Predpokladajme však, že rozpad vytvorí neutríno so spinom +1/2 alebo -1/2. Potom sa celkový spin troch častíc, ktorý je výsledkom rozpadu, bude vždy rovnať spinu pôvodného neutrónu. V dôsledku toho existencia neutrín „šetrí“ minimálne tri zákony: zákon zachovania energie, hybnosť a moment hybnosti. Je pozoruhodné, že tá istá častica vykonáva trojitú prácu.

Ťažko povedať, čo bolo horšie: rozpoznanie existencie jednej záhadnej, prízračnej častice alebo porušenie jedného zákona zachovania. Je oveľa jednoduchšie vybrať si medzi strašidelnou časticou a porušením troch zákonov ochrany naraz. Fyzici si museli vybrať strašidelnú časticu. Postupne existenciu neutrín rozpoznali jadroví vedci. Prestali pochybovať o realite neutrín, či ich dokážu odhaliť alebo nie.

Zachovanie leptónového čísla

Neutrino nielenže zachráni tri zákony ochrany, ale vytvorí aj jeden nový. Aby ste pochopili, ako sa to deje, zvážte neutrína vo vzťahu k antičasticiam.

Antineutrón sa rozpadá na antiprotón a pozitrón (antielektrón). Situácia je podobná ako pri rozpade neutrónu. Pozitron vyletí s menšou kinetickou energiou, ako by mal, pozitrón a antiprotón neodlietajú vo vzájomne opačných smeroch a ich spiny sa správne nesčítavajú. Pridaním neutrín sa v tomto prípade všetko vyrovná.

Prirodzene vyvstáva otázka: vzniká to isté neutríno pri rozpade antineutrónu a pri rozpade neutrónu?

Nie je ťažké dokázať, že neutrína sú odlišné. Neutríno, ktoré má rotáciu ako neutrón, vytvára magnetické pole, ktoré má dva rôzne smery. Preto neutrína a antineutrína existujú rovnakým spôsobom ako neutróny a antineutróny. Rozpadom neutrónu vzniká jedno z neutrínových dvojčiat a rozpadom antineutrónu druhé. Ktorý z nich však sprevádza tento rozklad?

Už som opísal zákon zachovania baryónového čísla, ktorý hovorí, že celkové baryónové číslo uzavretého systému zostáva konštantné. Existuje niečo podobné zákon zachovania leptónového čísla, podľa ktorého celkové leptónové číslo uzavretého systému zostáva nezmenené? Prečo od leptónov nepožadujeme to isté ako od baryónov? Bohužiaľ, ak neutrína nie sú zahrnuté do úvahy, potom to nemožno urobiť.

Pripisujme elektrónu leptónové číslo+1 a pozitrón alebo antielektrón má leptónové číslo -1. Fotón, ktorý je vlastnou antičasticou, nemôže mať leptónové číslo ani +1, ani -1 a bolo by logické priradiť mu leptónové číslo nula. Všetky baryóny majú tiež nulové leptónové číslo.

Vráťme sa opäť k rozpadu neutrónu. Začnime jedným neutrónom, ktorý má baryónové číslo 1 a leptónové číslo nula. Predpokladajme, že rozpadom neutrónu vzniká iba protón a elektrón. Protón a elektrón musia mať celkové baryónové číslo 1 a celkové leptónové číslo 0, ak sú obe čísla zachované. Súčet baryónových čísel dvoch častíc sa totiž v súlade so zákonom zachovania baryónového čísla rovná +1 (t.j. 1 + 0). Celkové leptónové číslo protónu a elektrónu sa tiež rovná +1 (t.j. 1 + 0), hoci na začiatku reakcie bolo leptónové číslo nula. Leptónové číslo preto nie je zachované.

Predpokladajme, že medzi leptóny patria neutrína a antineutrína s leptónovými číslami + 1 a -1. Potom, keď sa neutrón rozpadne na protón, elektrón a antineutríno, leptónové číslo sa zachová (0 + 1–1 = 0) a rozpad možno zapísať takto:

P> p ++ e -+ "?,

kde "? - antineutrino.

Keď sa rozpadne antineutrón s nulovým leptónovým číslom, vzniká antiprotón, pozitrón a neutríno. Leptónové čísla troch výsledných častíc sú 0, -1 a +1 a ich súčet je nula:

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

Vo voľnom stave sa neutróny a antineutróny rozpadajú na protóny a antiprotóny. Vo vnútri jadier sa však protóny niekedy spontánne transformujú na neutróny (napríklad v prípade fosforu-30). Podobne v antihmote sa antiprotóny menia na antineutróny.

Keď sa protón zmení na neutrón, vytvorí sa pozitrón a neutríno:

p + > n + "e + + ?.

Keď sa antiprotón zmení na antineutrón, vytvorí sa elektrón a antineutríno:

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

V oboch prípadoch je leptónové číslo zachované. Aby sme to zhrnuli, môžeme povedať, že emisia elektrónu musí produkovať antineutríno a emisia pozitrónu musí produkovať neutríno, takže na konci rozpadu je leptónové číslo nulové.

Ak sa berú do úvahy neutrína a antineutrína, leptónové číslo sa zachováva vo všetkých študovaných subatomárnych procesoch. Existencia neutrín a antineutrín teda nielenže zachránila zákony zachovania energie, hybnosti a momentu hybnosti, ale umožnila zaviesť aj zákon zachovania leptónového čísla. Preto bolo pre fyzikov veľmi ťažké nerozpoznať existenciu týchto častíc.

Poznámky:

Čím väčšia je penetračná schopnosť ?-častíc daného jadra, tým väčší je hmotnostný deficit v procese rádioaktívneho rozpadu a tým viac skôr tohto rozpadu, t.j. čím väčšia je penetračná schopnosť p-častíc, tým kratší je polčas rozpadu jadra. Kým tórium-232 má polčas rozpadu 14 miliárd rokov, rádium-226 má polčas rozpadu 1620 rokov a polónium-212 má polčas rozpadu tri desaťmilióntiny sekundy.

Ak by som bol v pokušení predstaviť pojem neutrína hneď na začiatku knihy, bolo by ťažké dokázať, že neutrína nie sú produktom vedeckej mystiky. Keďže však prvá polovica knihy zdôrazňuje význam a dôležitosť zákonov zachovania, možno teraz ukázať, že neutríno je napriek všetkým svojim zvláštnym vlastnostiam skutočnou a absolútne nevyhnutnou časticou.

Energia?-častice

Označme časticu Pauli X a skúsme zistiť jeho vlastnosti. Napíšme reakciu rozpadu neutrónov:

P? p ++ e -+ X.

Ak je pri rozpade neutrónu splnený zákon zachovania elektrického náboja, X- častica musí byť neutrálna. Skutočne, 0=1–1+0. Keď sa neutrón rozpadne na protón a elektrón, strata hmotnosti je 0,00029 jednotiek na stupnici atómovej hmotnosti, čo je približne polovica hmotnosti elektrónu. Ak X-častica dokonca dostala všetku energiu vyplývajúcu zo zmiznutia hmoty, a ak všetka energia išla na vytvorenie hmoty, hmotnosť X bude mať len polovicu hmotnosti elektrónu. teda X-častica musí byť ľahšia ako elektrón. V skutočnosti by mal byť oveľa ľahší, pretože elektrón zvyčajne prijíma väčšinu uvoľnenej energie a niekedy takmer všetku. Okrem toho je nepravdepodobné, že by sa energia prenášala X-častica sa úplne zmení na hmotu; jeho značná časť sa mení na kinetickú energiu X-častice. V priebehu rokov, hromadný odhad X-častice sa zmenšovali a zmenšovali. Nakoniec sa to ukázalo X-častica ako fotón nemá hmotnosť, t.j. ako fotón sa od okamihu svojho vzniku šíri rýchlosťou svetla. Ak energia fotónu závisí od vlnovej dĺžky, energie X-častice závisí od niečoho podobného.

P? p ++ e -+ ?..

Z knihy Revolúcia vo fyzike od de Broglie Louis

Kapitola III. Atómy a častice 1. Atómová štruktúra hmoty Je dobre známe, že starovekí myslitelia opakovane poukazovali na diskrétnu povahu hmoty. Dospeli k tomu na základe filozofickej myšlienky, že nie je možné realizovať nekonečnú deliteľnosť hmoty

Z knihy Najnovšia kniha faktov. Zväzok 3 [Fyzika, chémia a technika. História a archeológia. Zmiešaný] autora Kondrashov Anatolij Pavlovič

Z knihy Neutrino – prízračná častica atómu od Isaaca Asimova

Energia β-častíc Ak by všetky závery vyvodené pre β-častice boli aplikovateľné na β-častice a uvažované energetické vzťahy boli splnené, všetky β-častice vzniknuté pri rozpade jadier by mali rovnakú kinetickú energiu. Vznikol však už v roku 1900

Z knihy Päť nevyriešených problémov vedy od Wigginsa Arthura

Kapitola 2. Fyzika. Prečo niektoré častice majú hmotnosť a iné nie? ...náčrt hrozivých udalostí, ktoré nás čakajú... W. Shakespeare. Troilus a Kpeccuda Trans. T. Gnedich Physics sa zaoberá štúdiom vlastností hmoty v pokoji a v pohybe a rôzne druhy energie. Súvisiace s pohybom

Z knihy Vesmír. Návod na použitie [Ako prežiť čierne diery, časové paradoxy a kvantovú neistotu] od Goldberga Davea

Z knihy NIKOLA TESLA. PREDNÁŠKY. ČLÁNKY. od Tesly Nikola

Z knihy O čom hovorí svetlo autora Suvorov Sergej Georgievič

IV. Ako častice získajú celú svoju váhu? Zlatý vek kvarkov (t = 10-12 až 10-8 sekúnd) Pri pohľade ďalej do minulosti pozorujeme všeobecný trend. Vesmír je čoraz teplejší, častice sú čoraz energickejšie, čo zvyčajne znamená, že sú

Z knihy Knocking on Heaven's Door [Vedecký pohľad na štruktúru vesmíru] od Randall Lisa

ENERGIA Z PROSTREDIA - VETERNÝ MLÝN A SOLÁRNY MOTOR - HNANIE ENERGIE Z TEPLA ZEME - ELEKTRINA Z PRÍRODNÝCH ZDROJOV Existuje mnoho iných látok ako palivo, ktoré by mohli poskytnúť energiu. Veľké množstvo energia je obsiahnutá napr

Z knihy The King's New Mind [O počítačoch, myslení a zákonoch fyziky] od Penrose Rogera

Čo je svetlo - vlny alebo častice? Čo je však v tomto prípade svetlo – vlny alebo častice Po objavení fotoelektrického javu sa táto otázka zdala úplne zmätená a rozporuplná? V skorších dobách bola diskusia o povahe svetla jasná. Newton a jeho

Z knihy Higgsov bozón. Od vedeckej myšlienky k objavu „Božej častice“ od Baggotta Jima

KAPITOLA 14. AKO ROZPOZNÁVAŤ ČASTICE Štandardný model časticovej fyziky zhŕňa náš súčasný pohľad na elementárne častice a ich interakcie (obr. 40).

Z knihy 8. Kvantová mechanika I autora Feynman Richard Phillips

Z knihy Vesmír! Kurz prežitia [Medzi čiernymi dierami. časové paradoxy, kvantová neistota] od Goldberga Davea

Z knihy autora

7 Tak toto sú častice W Kapitola, v ktorej fyzici formulujú kvantovú chromodynamiku, objavujú kvark kvarku a nachádzajú častice W a Z presne tam, kde predpovedali. Ukázalo sa, že tajomstvo existencie

Z knihy autora

Kapitola 2 IDENTICKÉ ČASTICE § 1. Bose častice a Fermiho častice§ 2. Stavy s dvoma Boseho časticami§ 3. Stavy s n Boseho časticami§ 4. Emisia a absorpcia fotónov§ 5. Spektrum absolútne čierneho telesa§ 6. Kvapalné hélium § 7. Zásada zákazuOpakujte: Ch. 41 (vydanie 4) „Brownian

Z knihy autora

II. Ako sa objavujú subatomárne častice? Ak rozbijete energetické protóny dohromady, získate častice, ktoré sú oveľa hmotnejšie ako tie pôvodné. Ale ak sú častice, ktoré vznikajú v urýchľovačoch také masívne, prečo urýchľovače vôbec potrebujeme? Obrovské častice sú pravdepodobne ľahké

Z knihy autora

IV. Ako častice získajú celú svoju váhu? Zlatý vek kvarkov (t = 10–12 až 10–6 sekúnd) Ak sa pozrieme ďalej do minulosti, vidíme všeobecný trend. Vesmír je čoraz teplejší, častice sú čoraz energickejšie, čo zvyčajne znamená, že sú

Strana 1

Maximálna energia častíc vo Van de Graaffovom generátore, rovnako ako v každom priamom urýchľovači, je obmedzená prierazným napätím medzi loptou a okolitými predmetmi. Dokonca aj s najopatrnejšími opatreniami existujúce inštalácie nemôžu zvýšiť prierazné napätie nad desať miliónov voltov.

Vypočítajme maximálnu energiu častíc. Koeficient V2 pri hodnote amplitúdy EQ poľa sa získa, pretože sa vypočíta priemerná hodnota poľa počas polovice cyklu oscilácií.

Vypočítajme maximálnu energiu častíc. Koeficient 1/2 pre hodnotu amplitúdy E0 poľa sa získa, pretože sa vypočíta priemerná hodnota poľa počas polovice cyklu oscilácií.

Vypočítajme maximálnu energiu častíc.

Hodnota W, ktorá sa rovná maximálnej energii častíc pri 0 K, sa nazýva energetická Fermiho hladina alebo jednoducho Fermiho hladina.

Strata energie z kozmického žiarenia obmedzuje maximálnu energiu častíc, ktoré tvoria kozmické žiarenie; toto obmedzenie závisí od veku častice. V rokoch 1969-1971. raketové experimenty priniesli 20 až 100-krát vyššiu celkovú hustotu kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia.

Trícium je čisté (3-žiarič) s maximálnou energiou častíc 18 61 0 02 keV a polčasom rozpadu 12 43 rokov.

Magnetické pole v cyklotróne dosahuje desiatky tisíc oerstedov, polomer komory je niekoľko metrov, maximálna energia častíc až 107 eV. Táto energia je relatívne malá, aj keď v prvých pokusoch o jadrovom štiepení bola považovaná za dostatočnú. Na cyklotróne nie je možné dosiahnuť vysokú energiu: ako vyplýva z teórie relativity, hmotnosť častíc rastie s rýchlosťou, preto ich frekvencia obehu počas pohybu klesá.

Špecifickosť účinku žiarenia trícia je určená rozsahom jeho 3-častíc. Maximálna energia častíc v p-spektre trícia zodpovedá dráhe v látke asi 6 μm, s hustotou látky 1 g/cm3 a 90 % energie žiarenia sa spotrebuje vo vzdialenosti asi 0 5 μm od zdroja. Posledná okolnosť sa ukazuje ako mimoriadne dôležitá, pretože k absorpcii tríciového žiarenia dochádza vo vzdialenosti rádovo veľkosti živej bunky, na rozdiel od takých p-žiaričov, ako je fosfor-32 alebo ytrium-90, žiarenie ktorý je absorbovaný ožarovaným orgánom. V tomto ohľade je dôležité vziať do úvahy intracelulárnu lokalizáciu trícia, pretože rádiosenzitivita subcelulárnych jednotiek sa veľmi líši.

Coleman [31, 851] použil jediný rezonátor, v ktorom sú pomocou dvoch magnetrónov cez nezávislé spojovacie otvory vybudené kmity typu TM010 s frekvenciou 2–8 GHz. Pri celkovom príkone 800 kW je maximálna energia častíc 1 5 MeV Na vstrekovanie elektrónov do urýchľovacej dutiny pri požadovanej rýchlosti a požadovanom fázovom posune sa používa predzoskupovací rezonátor, ktorý zabezpečí vysokú výstupnú energiu. Sériové elektródy sú pripojené na odporový delič, takže ich potenciály sú rozdelené podľa parabolického zákona.

Z hľadiska generovania nových častíc sú účinné najmä urýchľovače so zrážkami lúčov (VI.5.4.3, VI.5.3.4), v ktorých sa zrážajú častice s nulovou celkovou hybnosťou. Vďaka tomu sa môže všetka ich kinetická energia premeniť na pokojovú energiu vznikajúcich častíc, ktorých celková hybnosť je tiež nulová. To je už veľmi blízko k maximálnej energii častíc kozmického žiarenia.

Beta častice emitované z atómových jadier so všetkými druhmi počiatočných energií (od nuly po nejaké maximum) majú rôzne rozsahy hmoty. Schopnosť prieniku beta častíc rôznych rádioaktívnych izotopov je zvyčajne charakterizovaná minimálnou hrúbkou vrstvy látky, ktorá úplne pohltí všetky beta častice. Napríklad 3-5 mm hrubá vrstva hliníka úplne chráni pred tokom beta častíc s maximálnou energiou častíc 2 MeV. Alfa častice, ktoré majú podstatne väčšiu hmotnosť ako beta častice, pociťujú pri zrážke s elektrónmi atómových obalov veľmi malé odchýlky od pôvodného smeru pohybu a pohybujú sa takmer lineárne.

IN posledné roky množstvo dôležitých objavov v jadrovej fyzike bolo urobených vďaka širokému využívaniu metódy hrubovrstvových platní (str. Prax ukázala, že táto metóda spája extrémnu jednoduchosť a veľkú presnosť výskumu. Fotografické platne, zdvihnuté na sondážnych balónoch a raketách, aby horné vrstvy atmosféry, umožňujú študovať jadrové premeny spôsobené časticami kozmického žiarenia s energiami tisíckrát vyššími, ako je maximálna energia častíc zrýchlených v laboratórnych podmienkach. Zároveň sú fotografické platne vhodné aj na záznam častíc o málo energie.