Kozmični žarki najvišjih energij. Velika enciklopedija nafte in plina

Boris Arkadijevič Hrenov,
Doktorica fizikalnih in matematičnih znanosti, Raziskovalni inštitut za jedrsko fiziko. Moskovska državna univerza D. V. Skobeltsyn M. V. Lomonosov
"Znanost in življenje" št. 10, 2008

Skoraj sto let je minilo od odkritja kozmičnih žarkov – tokov nabitih delcev, ki prihajajo iz globin vesolja. Od takrat je bilo narejenih veliko odkritij, povezanih s kozmičnim sevanjem, vendar je še vedno veliko skrivnosti. Ena od njih je morda najbolj zanimiva: od kod prihajajo delci z energijo večjo od 10 20 eV, torej skoraj milijardo trilijonov elektronvoltov, milijonkrat več, kot jih bodo dobili v najmočnejšem pospeševalniku - Large. Hadronski trkalnik? Katere sile in polja pospešujejo delce do tako pošastnih energij?

Kozmične žarke je leta 1912 odkril avstrijski fizik Victor Hess. Bil je član Radijevega inštituta na Dunaju in raziskoval ionizirane pline. Takrat je bilo že znano, da so vsi plini (vključno z ozračjem) vedno rahlo ionizirani, kar je kazalo na prisotnost radioaktivne snovi (kot je radij) bodisi v sestavi plina bodisi v bližini instrumenta, ki meri ionizacijo, najverjetneje v zemeljski skorji. Poskusi z dvigovanjem ionizacijskega detektorja v balonu so bili zasnovani za preverjanje te predpostavke, saj naj bi ionizacija plina padala z oddaljenostjo od zemeljske površine. Odgovor se je izkazal za nasprotnega: Hess je odkril nekakšno sevanje, katerega intenzivnost je naraščala z višino. To je nakazovalo, da prihaja iz vesolja, vendar je bilo mogoče dokončno dokazati zunajzemeljski izvor žarkov šele po številnih poskusih (W. Hess je prejel Nobelovo nagrado šele leta 1936). Spomnimo se, da izraz "sevanje" ne pomeni, da so ti žarki izključno elektromagnetne narave (kot sončna svetloba, radijski valovi ali rentgenski žarki); uporabili so ga pri odkritju pojava, katerega narava še ni bila znana. In čeprav je kmalu postalo jasno, da so glavna sestavina kozmičnih žarkov pospešeni nabiti delci, protoni, se je izraz ohranil. Preučevanje novega pojava je hitro začelo dajati rezultate, ki jih običajno pripisujemo »vrhunski znanosti«.

Odkritje zelo visokoenergijskih kozmičnih delcev je takoj (dolgo preden je bil ustvarjen protonski pospeševalnik) sprožilo vprašanje: kakšen je mehanizem za pospeševanje nabitih delcev v astrofizičnih objektih? Danes vemo, da se je odgovor izkazal za netrivialnega: naravni, "kozmični" pospeševalnik se bistveno razlikuje od pospeševalnikov, ki jih je izdelal človek.

Kmalu je postalo jasno, da kozmični protoni, ki letijo skozi snov, medsebojno delujejo z jedri njenih atomov, kar povzroča prej neznane nestabilne osnovne delce (opazovali so jih predvsem v zemeljski atmosferi). Preučevanje mehanizma njihovega nastanka je odprlo plodno pot za izgradnjo sistematike osnovnih delcev. V laboratoriju so se protoni in elektroni naučili pospeševati in sprejemati svoje ogromne tokove, neprimerljivo gostejše kot v kozmičnih žarkih. Navsezadnje so poskusi interakcije delcev, ki so prejeli energijo v pospeševalnikih, pripeljali do ustvarjanja sodobne slike mikrosveta.

Leta 1938 je francoski fizik Pierre Auger odkril izjemen pojav - plohe sekundarnih kozmičnih delcev, ki nastanejo kot posledica interakcije primarnih protonov in jeder izjemno visokih energij z jedri atmosferskih atomov. Izkazalo se je, da so v spektru kozmičnih žarkov delci z energijo reda velikosti 10 15 -10 18 eV - milijonkrat večjo od energije delcev, pospešenih v laboratoriju. Akademik Dmitrij Vladimirovič Skobelcin je študiju takšnih delcev pripisoval poseben pomen in je takoj po vojni leta 1947 skupaj s svojima najbližjima sodelavcema G. T. Zatsepinom in N. A. Dobrotinom organiziral obsežno študijo kaskade sekundarnih delcev v atmosferi, imenovano obsežne zračne plohe. (EAS) . Zgodovino prvih študij kozmičnih žarkov najdemo v knjigah N. Dobrotina in V. Rossija. Sčasoma je šola D.V. Skobeltsyna je zrasla v eno najmočnejših na svetu in dolga leta določil glavne smeri študija kozmičnih žarkov ultravisokih energij. Njegove metode so omogočile razširitev obsega proučevanih energij od 10 9 –10 13 eV, registriranih pri baloni in sateliti, do 10 13 –10 20 eV. Dva vidika sta naredila te študije posebej privlačne.

Prvič, postalo je mogoče uporabiti visokoenergijske protone, ki jih je ustvarila narava sama, za preučevanje njihove interakcije z jedri atmosferskih atomov in dešifriranje najfinejše strukture osnovnih delcev.

Drugič, postalo je mogoče najti predmete v vesolju, ki so sposobni pospešiti delce do izjemno visokih energij.

Prvi vidik se je izkazal za ne tako plodnega, kot bi si želeli: preučevanje fine strukture osnovnih delcev je zahtevalo veliko več podatkov o interakciji protonov, kot jih lahko pridobijo kozmični žarki. Hkrati je pomemben prispevek k konceptu mikrosveta dala študija odvisnosti najbolj splošne značilnosti interakcije protonov na njihovo energijo. Med študijem EAS je bila odkrita značilnost v odvisnosti števila sekundarnih delcev in njihove porazdelitve energije od energije primarnega delca, povezana s kvark-gluonsko strukturo osnovnih delcev. Ti podatki so bili pozneje potrjeni v poskusih na pospeševalnikih.

Danes so zgrajeni zanesljivi modeli interakcije kozmičnih žarkov z jedri atmosferskih atomov, ki so omogočili preučevanje energijskega spektra in sestave njihovih primarnih delcev najvišjih energij. Postalo je jasno, da kozmični žarki v evoluciji galaksije nimajo nič manjše vloge kot njena polja in tokovi medzvezdnega plina: specifična energija kozmičnih žarkov, plina in magnetnega polja je približno enaka 1 eV na cm3. Ob takšnem ravnovesju energije v medzvezdnem mediju je naravno domnevati, da se pospešek delcev kozmičnih žarkov najverjetneje zgodi v istih objektih, ki so odgovorni za segrevanje in emisijo plina, na primer v novih zvezdah in supernovah med njihova eksplozija.

Prvi mehanizem pospeševanja kozmičnih žarkov je predlagal Enrico Fermi za protone, ki naključno trčijo z magnetiziranimi oblaki medzvezdne plazme, vendar ni mogel pojasniti vseh eksperimentalnih podatkov. Leta 1977 je akademik Germogen Filippovič Krimski pokazal, da bi moral ta mehanizem veliko močneje pospeševati delce v ostankih supernove na frontah udarnih valov, katerih hitrosti so za rede velikosti višje od hitrosti oblakov. Danes je zanesljivo dokazano, da je mehanizem pospeševanja kozmičnih protonov in jeder z udarnim valom v lupinah supernove najučinkovitejši. Vendar je malo verjetno, da ga bo mogoče reproducirati v laboratorijskih pogojih: pospešek je razmeroma počasen in zahteva ogromne izdatke energije za zadrževanje pospešenih delcev. V lupinah supernov obstajajo ti pogoji zaradi same narave eksplozije. Zanimivo je, da se pospešek kozmičnih žarkov zgodi v edinstvenem astrofizičnem objektu, ki je odgovoren za fuzijo težkih jeder (težjih od helija), ki so dejansko prisotna v kozmičnih žarkih.

V naši galaksiji je več znanih supernov, starih manj kot tisoč let, ki so jih opazili s prostim očesom. Najbolj znane so meglica Rakovica v ozvezdju Bika ("Rakovica" je ostanek eksplozije supernove leta 1054, zabeležena v vzhodnih analih), Kasiopeja-A (leta 1572 jo je opazil astronom Tycho Brahe) in Keplerjeva supernova v ozvezdje Ophiuchus (1680). Premeri njihovih lupin so danes 5–10 svetlobnih let (1 svetlobno leto = 10 16 m), kar pomeni, da se širijo s hitrostjo približno 0,01 svetlobne hitrosti in se nahajajo na razdaljah približno deset tisoč svetlobnih let od Zemlja. Lupine supernov ("meglice") v optičnem, radijskem, rentgenskem in gama območju so opazovali vesoljski observatoriji Chandra, Hubble in Spitzer. Zanesljivo so pokazali, da se elektroni in protoni v lupinah res pospešujejo ob spremljavi rentgenskih žarkov.

Okoli 60 ostankov supernov, mlajših od 2000 let, bi lahko zapolnilo medzvezdni prostor s kozmičnimi žarki z izmerjeno specifično energijo (~1 eV v cm 3), poznanih pa jih je manj kot deset. To pomanjkanje je razloženo z dejstvom, da je v ravnini galaksije, kjer so skoncentrirane zvezde in supernove, veliko prahu, ki ne prepušča svetlobe opazovalcu na Zemlji. Opazovanja v rentgenskem in gama sevanju, pri katerih je plast prahu prozorna, so omogočila razširitev seznama opazovanih "mladih" lupin supernov. Najnovejša od teh na novo odkritih lupin je bila Supernova G1.9+0.3, ki so jo januarja 2008 opazovali z rentgenskim teleskopom Chandra. Ocene velikosti in hitrosti širjenja njene lupine kažejo, da je izgorela pred približno 140 leti, vendar ni bila vidna v optičnem območju zaradi popolne absorpcije njene svetlobe s plastjo prahu v Galaksiji.

Podatkom o eksploziji supernov v naši lastni galaksiji Rimska cesta je dodana veliko bogatejša statistika o supernovah v drugih galaksijah. Neposredna potrditev prisotnosti pospešenih protonov in jeder je sevanje gama z visoko energijo fotonov, ki je posledica razpada nevtralnih pionov - produktov interakcije protonov (in jeder) z izvornim materialom. Takšne fotone najvišjih energij opazujemo s pomočjo teleskopov, ki registrirajo Vavilov-Čerenkov sij, ki ga sevajo sekundarni delci EAS. Najnaprednejši instrument te vrste je naprava s šestimi teleskopi, zgrajena v sodelovanju s HESS v Namibiji. Najprej so izmerili rakovo sevanje gama, njegova jakost pa je postala merilo jakosti za druge vire.

Dobljeni rezultat ne le potrjuje obstoj mehanizma za pospeševanje protonov in jeder v supernovi, temveč omogoča tudi oceno spektra pospešenih delcev: spektre "sekundarnih" gama kvantov in "primarnih" protonov in jeder. so zelo blizu. Magnetno polje v Crabu in njegova velikost omogočata pospešek protonov do energij reda 10 15 eV. Spektra delcev kozmičnih žarkov v viru in v medzvezdnem mediju se nekoliko razlikujeta, saj sta verjetnost izhoda delcev iz vira in življenjska doba delcev v galaksiji odvisni od energije in naboja delca. Primerjava energijskega spektra in sestave kozmičnih žarkov, izmerjenih v bližini Zemlje, s spektrom in sestavo pri izvoru je omogočila razumevanje, kako dolgo delci potujejo med zvezdami. Izkazalo se je, da so jedra litija, berilija in bora v kozmičnih žarkih blizu Zemlje veliko večja kot v viru - njihovo dodatno število se pojavi kot posledica interakcije težjih jeder z medzvezdnim plinom. Z merjenjem te razlike smo izračunali število X snov, skozi katero so prešli kozmični žarki, tavajoči v medzvezdnem mediju. V jedrski fiziki se količina snovi, ki jo delec sreča na svoji poti, meri v g/cm2. To je posledica dejstva, da je za izračun zmanjšanja toka delcev pri trkih z jedri snovi potrebno poznati število trkov delca z jedri, ki imajo drugačno površino (presek) prečno na smer delca. Če količino snovi izrazimo v teh enotah, dobimo enotno merilno lestvico za vsa jedra.

Eksperimentalno ugotovljena vrednost X~ 5–10 g/cm2 omogoča oceno življenjske dobe t kozmični žarki v medzvezdnem mediju: t ≈ X/ρ c, kje c- hitrost delcev, približno enaka hitrosti svetlobe, ρ ~ 10 -24 g/cm 3 - povprečna gostota medzvezdnega medija. Zato je življenjska doba kozmičnih žarkov približno 10 8 let. Ta čas je veliko daljši od časa leta delca, ki se giblje s hitrostjo z v ravni črti od vira do Zemlje (3 10 4 leta za najbolj oddaljene vire na nasprotni strani galaksije od nas). To pomeni, da se delci ne gibljejo premočrtno, ampak so razpršeni. Kaotična magnetna polja galaksij z indukcijo V ~10–6 Gauss (10–10 Tesla) jih premikajo vzdolž kroga s polmerom (giroradijem) R = E/3 × 10 4 B, kjer je R v m E- energija delcev v eV, V - indukcija magnetnega polja v gaussih. Pri zmernih energijah delcev E

Približno v ravni črti bodo iz vira prišli le delci z energijo E> 10 19 eV. Zato smer delcev, ki ustvarjajo EAS, z energijami, nižjimi od 10 19 eV, ne kaže na njihov izvor. V tem energijskem območju ostane le še opazovanje sekundarnega sevanja, ki ga v samih virih ustvarjajo protoni in jedra kozmičnih žarkov. V območju energij sevanja gama, dostopnih za opazovanje ( E

Koncept kozmičnih žarkov kot "lokalnega" galaktičnega pojava se je izkazal za resničnega le za delce zmernih energij E

Leta 1958 sta Georgy Borisovich Khristiansen in German Viktorovich Kulikov odkrila močno spremembo v obliki energijskega spektra kozmičnih žarkov pri energiji reda 3·10 15 eV. Pri energijah pod to vrednostjo so bili eksperimentalni podatki o spektru delcev običajno predstavljeni v "potenčni" obliki, tako da je število delcev n z dano energijo E velja za obratno sorazmerno z energijo delca na moč γ: n(E) = a/Eγ (γ je diferencialni indeks spektra). Do energije 3 10 15 eV je eksponent γ = 2,7, pri premiku k višjim energijam pa energijski spekter doživi »kink«: za energije E> 3·10 15 eV γ postane 3,15. Naravno je to spremembo spektra povezati s približevanjem energije pospešenih delcev največji možni vrednosti, izračunani za mehanizem pospeševanja v supernovah. V prid takšni razlagi preloma spektra govori tudi jedrska sestava primarnih delcev v energijskem območju 10 15 –10 17 eV. Najbolj zanesljive informacije o tem dajejo kompleksne naprave EAS - "MSU", "Tunka", "Tibet", "Cascade". Z njihovo pomočjo se ne pridobivajo samo podatki o energiji primarnih jeder, temveč tudi parametri, ki so odvisni od njihovih atomskih števil – »širina« prhe, razmerje med številom elektronov in mionov, med številom največ energijskih elektronov in njihovo skupno število. Vsi ti podatki kažejo, da z naraščanjem energije primarnih delcev od leve meje spektra pred njegovim prelomom do energije po prelomu njihova povprečna masa narašča. Takšna sprememba masne sestave delcev je skladna z modelom pospeševanja delcev v supernovah – omejena je z največjo energijo, ki je odvisna od naboja delca. Za protone je ta največja energija reda velikosti 3·10 15 eV in narašča sorazmerno z nabojem pospešenega delca (jedra), tako da se železova jedra učinkovito pospešijo do ~10 17 eV. Intenzivnost tokov delcev z energijami, ki presegajo maksimum, hitro upada.

Toda registracija delcev še višjih energij (~3·10 18 eV) je pokazala, da spekter kozmičnih žarkov ne samo da se ne prelomi, ampak se vrne v obliko, ki smo jo opazili pred prelomom!

Meritve energijskega spektra v "ultravisoki" energetski regiji ( E> 10 18 eV) so zelo težke zaradi majhnega števila takih delcev. Za opazovanje teh redkih dogodkov je treba ustvariti mrežo detektorjev toka delcev EAS in Vavilov-Čerenkovega sevanja in ionizacijskega sevanja (atmosferske fluorescence), ki jih ustvarjajo v ozračju na območju več sto in celo tisoč kvadratnih kilometrov. Za tako velike kompleksne instalacije se izberejo mesta z omejeno gospodarsko dejavnostjo, ki pa lahko zagotovijo zanesljivo delovanje velikega števila detektorjev. Takšne instalacije so bile najprej zgrajene na območjih na desetine kvadratnih kilometrov (Jakutsk, Havera Park, Akeno), nato na stotine (AGASA, Fly's Eye, HiRes) in končno zdaj nastajajo instalacije na tisoče kvadratnih kilometrov (Observatorij Pierre Auger v Argentina, teleskopski objekt v Utahu, ZDA).

Naslednji korak v proučevanju ultravisokoenergijskih kozmičnih žarkov bo razvoj metode za registracijo EAS z opazovanjem atmosferske fluorescence iz vesolja. V sodelovanju z več državami v Rusiji nastaja prvi vesoljski detektor EAS, projekt TUS. Še en tak detektor naj bi bil nameščen na Mednarodni vesoljski postaji ISS (projekti JEM-EUSO in KLPVE).

Kaj danes vemo o kozmičnih žarkih ultra visoke energije? Spodnja slika prikazuje energijski spekter kozmičnih žarkov z energijami nad 10 18 eV, ki je bil pridobljen na napravah zadnje generacije (HiRes, observatorij Pierre Auger) skupaj s podatki o nižjeenergijskih kozmičnih žarkih, ki, kot je prikazano zgoraj, spadajo v Galaksija Rimska cesta. Vidimo lahko, da se je pri energijah 3 10 18 –3 10 19 eV indeks diferenčnega energijskega spektra zmanjšal na vrednost 2,7–2,8, popolnoma enako kot pri galaktičnih kozmičnih žarkih, ko so energije delcev precej manjše. kot največje možno za galaktične pospeševalnike . Ali to ne pomeni, da pri ultravisokih energijah glavni tok delcev ustvarjajo pospeševalniki zunajgalaktičnega izvora z maksimalno energijo, ki je veliko višja od galaktične? Prelom v spektru galaktičnih kozmičnih žarkov kaže, da se prispevek zunajgalaktičnih kozmičnih žarkov močno spremeni na prehodu iz območja zmernih energij 1014–1016 eV, kjer je približno 30-krat manjši od prispevka galaktičnih (spekter označeno s pikčasto črto na sliki), v območje ultravisokih energij, kjer postane prevladujoče.

V zadnjih desetletjih so se zbrali številni astronomski podatki o zunajgalaktičnih objektih, ki lahko pospešijo nabite delce do energij, veliko višjih od 10 19 eV. Očiten znak, da predmet velikosti D lahko pospeši delce do energije E, je prisotnost magnetnega polja B v tem predmetu, tako da je giroradij delca manjši od D. Takšni možni viri vključujejo radijske galaksije (tiste, ki oddajajo močne radijske emisije); jedra aktivnih galaksij, ki vsebujejo črne luknje; trkajoče se galaksije. Vsi vsebujejo curke plina (plazme), ki se gibljejo z ogromnimi hitrostmi, ki se približujejo svetlobni hitrosti. Takšni curki igrajo vlogo udarnih valov, potrebnih za delovanje pospeševalnika. Za oceno njihovega prispevka k opazovani intenzivnosti kozmičnih žarkov je treba upoštevati razporeditev virov po razdaljah od Zemlje in izgubo energije delcev v medgalaktičnem prostoru. Pred odkritjem kozmičnega radijskega sevanja v ozadju se je medgalaktični prostor zdel "prazen" in pregleden ne le za elektromagnetno sevanje, temveč tudi za delce ultravisokih energij. Gostota plina v medgalaktičnem prostoru je po astronomskih podatkih tako nizka (10–29 g/cm 3 ), da se tudi na velikih razdaljah več sto milijard svetlobnih let (10 24 m) delci ne srečajo z jedri plina. atomi. Ko pa se je izkazalo, da je vesolje polno nizkoenergijskih fotonov (približno 500 fotonov/cm 3 z energijo E f ~10 –3 eV), ki je ostal od velikega poka, je postalo jasno, da protoni in jedra z energijo večjo od E~5 10 19 eV, meja Greisen-Zatsepin-Kuzmin (GZK), bi morala delovati s fotoni in na poti izgubiti več kot desetine milijonov svetlobnih let približno večino svoje energije. Tako se je velika večina vesolja, ki se nahaja na razdalji več kot 10 7 svetlobnih let od nas, izkazala za nedostopno za opazovanje v žarkih z energijo več kot 5·10 19 eV. Najnovejši eksperimentalni podatki o spektru ultravisokoenergijskih kozmičnih žarkov (objekt HiRes, observatorij Pierre Auger) potrjujejo obstoj te energijske meje za delce, opazovane z Zemlje.

Kot je razvidno, je preučevanje izvora ultravisokoenergijskih kozmičnih žarkov izredno težko: večina možnih virov najvišjeenergijskih kozmičnih žarkov (nad mejo GZK) je tako daleč, da delci na poti proti Zemlji izgubi energijo, pridobljeno v viru. In pri energijah pod mejo GZK je odklon delcev z magnetnim poljem galaksije še vedno velik in smer prihoda delcev komaj nakazuje položaj vira na nebesni krogli.

Pri iskanju virov ultravisokoenergijskih kozmičnih žarkov se uporablja analiza korelacije eksperimentalno izmerjene smeri prihoda delcev z dovolj visokimi energijami - takimi, da polja Galaksije rahlo odklanjajo delce od smeri proti izvoru. Naprave prejšnje generacije še niso zagotovile prepričljivih podatkov o korelaciji smeri prihoda delcev s koordinatami katerega koli posebej ločenega razreda astrofizičnih objektov. Zadnje podatke iz observatorija Pierre Auger lahko razumemo kot upanje, da bomo v prihodnjih letih pridobili podatke o vlogi virov tipa AGN pri ustvarjanju intenzivnih tokov delcev z energijo reda meje GZK.

Zanimivo je, da je objekt AGASA nakazal obstoj »praznih« smeri (tistih, kjer ni znanih virov), po katerih v času opazovanja prispeta dva ali celo trije delci. To je vzbudilo veliko zanimanje med fiziki, ki se ukvarjajo s kozmologijo - vedo o nastanku in razvoju vesolja, ki je neločljivo povezana s fiziko osnovnih delcev. Izkazalo se je, da je v nekaterih modelih zgradbe mikrokozmosa in razvoja vesolja (teorija velikega poka) ohranjanje supermasivnih elementarnih delcev z maso okoli 10 23 –10 24 eV v sodobnem vesolju, ki naj bi obsegalo snovi v najzgodnejši fazi velikega poka, je napovedano. Njihova porazdelitev v vesolju ni zelo jasna: bodisi jih je mogoče enakomerno porazdeliti v vesolju ali pa jih "povleči" v ogromne regije vesolja. Njihova glavna značilnost je, da so ti delci nestabilni in lahko razpadejo na lažje, vključno s stabilnimi protoni, fotoni in nevtrini, ki pridobijo ogromne kinetične energije - več kot 10 20 eV. Mesta, kjer so takšni delci ohranjeni (topološke napake vesolja), so lahko viri protonov, fotonov ali ultravisokoenergijskih nevtrinov.

Tako kot v primeru galaktičnih virov, obstoj ekstragalaktičnih pospeševalnikov ultravisokoenergijskih kozmičnih žarkov potrjujejo podatki detektorjev žarkov gama, na primer teleskopov HESS, ki so usmerjeni v zgoraj naštete zunajgalaktične objekte - kandidate za kozmične žarke. viri.

Med njimi so se za najbolj obetavna izkazala jedra aktivnih galaksij (AGN) s plinskimi curki. Eden najbolj dobro raziskanih objektov v objektu HESS je galaksija M87 v ozvezdju Device, na razdalji 50 milijonov svetlobnih let od naše galaksije. V njenem središču je črna luknja, ki zagotavlja energijo za procese v njeni bližini in še posebej za velikanski plazemski curek, ki pripada tej galaksiji. Pospešek kozmičnih žarkov v M87 neposredno potrjujejo opazovanja njegovega sevanja gama, katerega energijski spekter fotonov z energijo 1–10 TeV (10 12 –10 13 eV), opazovanega v objektu HESS. Opazovana intenzivnost sevanja gama iz M87 je približno 3 % tiste iz Rakovice. Če upoštevamo razliko v razdalji do teh objektov (5000-krat), to pomeni, da svetilnost M87 presega svetilnost Rakovice za 25-milijonkrat!

Modeli pospeševanja delcev, ustvarjeni za ta objekt, kažejo, da je lahko intenzivnost delcev, pospešenih v M87, tako visoka, da lahko prispevek tega vira celo na razdalji 50 milijonov svetlobnih let zagotovi opazovano intenzivnost kozmičnih žarkov z energijami nad 10 19 eV.

Toda tu je skrivnost: v sodobnih podatkih o EAS v smeri tega vira ni presežka delcev z energijo reda 10 19 eV. Ali se bo ta vir pojavil v prihodnjih rezultatih vesoljski eksperimenti, pri takih energijah, ko oddaljeni viri ne prispevajo več k opazovanim dogodkom? Situacija s prelomom energijskega spektra se lahko ponovi še enkrat, na primer pri energiji 2·10 20 . Toda tokrat bi moral biti vir viden pri meritvah smeri tirnice primarnega delca, saj so energije > 2·10 20 eV tako visoke, da se delci ne bi smeli odkloniti v galaktičnih magnetnih poljih.

Kot lahko vidite, nas po stoletni zgodovini preučevanja kozmičnih žarkov spet čakajo nova odkritja, tokrat kozmično sevanje ultravisokih energij, katerega narava še ni znana, lahko pa igra pomembno vlogo v strukturi vesolja.

Literatura:
1) Dobrotin N.A. kozmični žarki. - M.: Ed. Akademija znanosti ZSSR, 1963.
2) Murzin V.S. Uvod v fiziko kozmičnih žarkov. - M.: Ed. Moskovska državna univerza, 1988.
3) Panasyuk M.I. Potepuhi vesolja ali Odmevi velikega poka. - Fryazino: "Vek2", 2005.
4) Rossi B. kozmični žarki. - M.: Atomizdat, 1966.
5) Khrenov B.A. Relativistični meteorji// Znanost v Rusiji, 2001, št. 4.
6) Khrenov B.A. in Panasyuk M.I. Vesoljski glasniki: daleč ali blizu?// Narava, 2006, št. 2.
7) Khrenov B.A. in Klimov P.A. Pričakovana otvoritev// Narava, 2008, št. 4.

16. julij 2015 ob 00:57

Vprašajte Ethana #14: Delci z največjo energijo v vesolju

poljudna znanost,
Fizika

Prevajanje

Rezultate mojih opazovanj najbolje pojasnim s predpostavko, da sevanje ogromne prodorne energije vstopa v našo atmosfero od zgoraj.
- Victor Hess

Morda mislite, da so najmočnejši pospeševalci delcev - SLAC, Fermilab, LHC - viri najvišjih energij, kar jih lahko vidimo. Toda vse, kar poskušamo narediti na zemlji, ni nič v primerjavi s tem naravni procesi Vesolje.

Bralec vpraša:

Odkar sem kot otrok začel brati stripe Fantastični štirje, sem želel izvedeti več o kozmičnih žarkih. Mi lahko pomagate s tem?

Pa poglejmo.

Še preden je Jurij Gagarin uspel zapustiti površje našega planeta, je bilo splošno znano, da je tam zunaj zaščite atmosfere vesolje napolnjeno z visokoenergijskim sevanjem. Kako smo vedeli za to?

Prvi sumi so se pojavili med najpreprostejšimi poskusi z elektroskopom.

Če daš električni naboj takšni napravi, v kateri sta med seboj povezani dve kovinski plošči, bosta prejeli enak naboj in se bosta odbijali. Pričakovali bi, da bo naboj sčasoma ušel v okoliški zrak - zato bi morda pomislili, da bi napravo izolirali, na primer tako, da ustvarite vakuum okoli nje.

Toda tudi v tem primeru je elektroskop izpraznjen. Tudi če ga izolirate s svincem, se bo še vedno praznil. Kot so odkrili eksperimentatorji v začetku 20. stoletja, višje ko dvignete elektroskop, hitreje se bo izpraznil. Več znanstvenikov je domnevalo, da je razelektritev posledica visokoenergetskega sevanja. Ima visoko prodorno energijo in izvor zunaj Zemlje.

V znanosti je običajno preverjanje hipotez. Leta 1912 je Victor Hess eksperimentiral z balon na vroč zrak, v katerem je poskušal najti te visokoenergijske kozmične delce. In našel jih je v izobilju ter tako postal oče kozmičnih žarkov.

Zgodnji detektorji so bili neverjetno preprosti. Nastaviš posebno emulzijo, ki "čuti" prehod nabitih delcev skozi njo, in vse skupaj postaviš v magnetno polje. Ko gredo delci skozi to, se lahko naučite dveh pomembnih stvari:

razmerje med nabojem in maso delcev
in njeno hitrost

ki so odvisne od tega, kako se pot delca ukrivi. To je mogoče izračunati s poznavanjem jakosti uporabljenega magnetnega polja.

V tridesetih letih 20. stoletja je več poskusov, tako z zgodnjimi zemeljskimi pospeševalniki kot z detektorji kozmičnih žarkov, dalo veliko zelo zanimivih informacij. Na primer, večina delcev kozmičnega sevanja (90 %) je imela različne energijske nivoje - od nekaj megaelektrovoltov, do tako visokih energij, kot jih lahko izmerite! Večina ostalih so bili delci alfa ali helijeva jedra z dvema protonoma in nevtroni na enakih energijskih nivojih.

Ko ti kozmični žarki zadenejo zgornjo Zemljino atmosfero, medsebojno delujejo z njo in sprožijo kaskadne reakcije, ki ustvarijo dež visokoenergijskih delcev, vključno z dvema novima: pozitronom, o obstoju katerega je leta 1930 domneval Dirac. Je dvojček elektrona iz sveta antimaterije, enake mase, a s pozitivnim nabojem, mion pa je nestabilen delec z enakim nabojem kot elektron, a 206-krat težji. Pozitron je odkril Karl Andersen leta 1932, mion pa on in njegov študent Seth Neddermeier leta 1936, prvi pozitron pa je nekaj let prej odkril Paul Kuenze, na katerega je zgodovina iz nekega razloga pozabila.

neverjetna stvar: Če iztegnete roko vzporedno s tlemi, bo skozi njo vsako sekundo prešel približno 1 mion.

Vsak mion, ki gre skozi vašo roko, se rodi v dežju kozmičnih žarkov in vsak od njih potrjuje posebno teorijo relativnosti! Vidite, ti mioni nastanejo na nadmorski višini približno 100 km, vendar je povprečna življenjska doba mionov reda 2,2 mikrosekunde. Tudi če bi se gibali s svetlobno hitrostjo, bi lahko prepotovali le največ 660 metrov, preden bi razpadli. Toda zaradi popačenja časa, zaradi dejstva, da se čas delca, ki se giblje s hitrostjo blizu svetlobne hitrosti, upočasni z vidika mirujočega opazovalca, lahko ti hitro premikajoči se mioni potujejo vse do površja. zemlje pred njihovim razpadom.

Če hitro preskočimo na današnji dan, se izkaže, da smo natančno izmerili tako število kot energijski spekter teh kozmičnih delcev.

Najpogostejši so delci z energijo okoli 100 GeV, približno 1 tak delec vsako sekundo preleti kvadratni meter Zemljine površine. In čeprav obstajajo delci z višjo energijo, so veliko redkejši – redkejši, več energije vzamemo. Na primer, če vzamemo energijo 10 16 eV, bodo takšni delci šli skozi kvadratni meter samo enkrat na leto. In delci z najvišjo energijo z energijo 5 × 10 10 GeV (ali 5 × 10 19 eV) bodo enkrat letno prešli skozi detektor s stranjo 10 km.

Takšna zamisel je videti precej nenavadna - pa vendar obstaja razlog za njeno izvedbo: obstajati morata omejitev energije kozmičnih žarkov in omejitev hitrosti protonov v vesolju! Energija, ki jo lahko damo protonu, morda ni omejena: nabite delce je mogoče pospešiti z uporabo magnetnih polj, največje in najbolj aktivne črne luknje v vesolju pa lahko pospešijo protone do energij, ki so veliko večje, kot smo opazili.

Vendar morajo prepotovati vesolje, da pridejo do nas, in vesolje je polno velika količina hladno, nizkoenergijsko sevanje – kozmično sevanje ozadja.

Visokoenergijski delci nastajajo samo v območjih, kjer se nahajajo najbolj masivne in aktivne črne luknje v vesolju, vsi pa so zelo oddaljeni od naše galaksije. In če nastane delec z energijo, ki presega 5 × 10 10 GeV, ne more potovati več kot nekaj milijonov svetlobnih let, dokler eden od fotonov, ki so ostali po velikem poku, ne interagira z njim in ustvari pion. Presežek energije bo seval, preostala energija pa bo padla na mejo kozmične energije, znano kot meja Grisen-Zatsepin-Kuzmin.

Zato smo storili edino, kar se fizikom zdi razumno: zgradili smo nerealno velik detektor in začeli iskati delce!

Observatorij. Pierre Auger naredi natanko to: potrdi, da obstajajo kozmični žarki, ki dosežejo, vendar ne presežejo te energijske meje, 10-milijonkrat višje od energij, doseženih v LHC! To pomeni, da se najhitrejši protoni, kar smo jih kdaj videli, gibljejo skoraj s svetlobno hitrostjo (kar je natanko 299.792.458 m/s), a nekoliko počasneje. Toda koliko počasneje?

Najhitrejši protoni, ki so tik na meji meje, se gibljejo s hitrostjo 299.792.457,999999999999918 metrov na sekundo. Če izstreliš tak proton in foton prej

V vseh primerih, opisanih v prejšnjih poglavjih, so bili dosledno upoštevani ohranitveni zakoni. Ko se je kateri od zakonov izkazal za nepopolnega, ga je bilo treba razlagati drugače. Tako je bil stari zakon o ohranitvi mase razširjen in spremenjen v splošnejši zakon o ohranitvi energije. Po drugi strani, ko se pričakovani dogodki dejansko niso zgodili, je bil izumljen nov ohranitveni zakon (kot je bil v primeru ohranitvenega zakona barionskega števila). Vendar pa ni vedno lahko dokazati, da ohranitveni zakoni natančno držijo. Še posebej skrivnostna situacija je nastala na zori razvoja jedrske fizike pri preučevanju kinetične energije delcev, ki jih oddajajo radioaktivne snovi.

Energijo ?-delca lahko določimo z merjenjem mas začetnega radioaktivnega jedra, ?-delca in končnega jedra. Skupna masa ?-delca in končnega jedra naj bo nekoliko manjša od mase začetnega jedra, energijski ekvivalent manjkajoče mase pa mora biti enak kinetični energiji ?-delca. Fiziki so lahko z visoko natančnostjo izmerili mase različnih jeder in drugih delcev šele v dvajsetih letih našega stoletja. Vendar so naredili nekaj pomembnih sklepov o energijah delcev, ne da bi poznali natančno vrednost mas.

Razmislite o toriju-232, ki razpade na a?-delec (helij-4) in radij-228. Vsa jedra torija-232 imajo enake mase. Enako vrednost imajo tudi mase vseh jeder radija-228 in mase vseh ?-delcev. Ne da bi poznali velikost teh mas, lahko še vedno rečemo, da mora biti primanjkljaj mase vsakič, ko atom torija-232 odda β-delec, enak, zato mora biti enak in kinetična energija?-delci. Z drugimi besedami, torij-232 mora oddajati?-delce z enako energijo.

Kako določiti kinetično energijo? -delcev? Znano je, da večja kot je energija ?-delca, globlje prodira v snov. ?-Delce upočasni zelo tanka plast trdne snovi, vendar lahko preidejo skozi nekaj centimetrov debelo plast zraka. V tem primeru ?-delci nenehno prenašajo energijo na molekule zraka, s katerimi trčijo, se postopoma upočasnjujejo in, ko zajamejo elektrone, sčasoma postanejo navadni atomi helija. V tem stanju jih ni več mogoče detektirati z metodami, s katerimi se detektirajo ?-delci, tako da dejansko izginejo.

?-delce lahko zaznate z uporabo filma kemične spojine, imenovane cinkov sulfid. Vsakič, ko ?-delec zadene takšen film, povzroči šibek blisk svetlobe. Če poleg vira?-delcev (recimo kos torija-232 v svinčeni posodi z zelo ozko odprtino) scintilacijski števec, potem bo število bliskov ustrezalo številu nastalih?-delcev. Če je scintilacijski števec postavljen vse dlje od vira, bodo morali α-delci skozi vedno več zraka, da pridejo vanj. Če bi bili ?-delci oddani z različnimi energijami, bi tisti z najnižjo energijo zelo hitro izginili, »energičniji« ?-delci bi prepotovali daljšo pot v zraku itd. Posledično se scintilacijski števec odmika od vira, bi se moralo število padajočih v števec postopoma zmanjševati. Če bi bili ?-delci oddani z enako energijo, bi vsi potovali po zraku po isti poti. Posledično bi moral scintilacijski števec registrirati enako število delcev, kolikor se oddaljuje od izvora, do neke kritične točke, nad katero ne bi registriral niti enega bliska.

Ta pojav je leta 1904 opazil angleški fizik William Henry Bragg. Skoraj vsi ?-delci, oddani iz jeder istega elementa, so imeli enako energijo in imeli enako prodorno moč. Vsi?-delci torija-232 so šli skozi plast zraka z debelino 2,8 cm, vsi? -delci radija-226- 3.3 cm, a?-delci polonija-212 - 8.6 cm. Pravzaprav obstajajo nekatera odstopanja. Leta 1929 so odkrili, da ima lahko majhen del delcev istega radioaktivnega jedra nenavadno veliko kinetično energijo in večjo prodorno moč kot ostali. Razlog za to je, da je prvotno radioaktivno jedro lahko v enem od vznemirjena stanja. V vzbujenih stanjih imajo jedra več energije kot v normalnem stanju. osnovni pogoj. Ko jedro odda ?-delec, ko je v vzbujenem stanju, ?-delec prejme dodatno energijo. Posledično se poleg glavne skupine ?-delcev oblikujejo majhne skupine ?-delcev z večjo prodorno močjo, ena skupina za vsako vzbujeno stanje.

Ko radioaktivno jedro nastane pri razpadu drugega jedra, je včasih v vzbujenem stanju od trenutka, ko je nastalo. Potem ima večina ?-delcev, ki jih oddaja, nenavadno visoko energijo, ?-delci z nižjo energijo pa tvorijo majhne skupine. Nastanejo te ločene skupine ?-delcev (od 2 do 13) z različnimi energijami spekter?-delci tega jedra. Vsaka komponenta spektra ustreza, kot je bilo pričakovano, enemu od vzbujenih stanj jedra. Zakon o ohranitvi energije ?-delcev je torej izpolnjen, česar pa v primeru ?-delcev ne moremo reči.

Energija?-delcev

Če bi bili vsi sklepi za ?-delce uporabni za ?-delce in bi bila upoštevana energijska razmerja, bi imeli vsi ?-delci, ki nastanejo pri razpadu jeder, enako kinetično energijo. Vendar se je že leta 1900 ustvaril vtis, da se ?-delci oddajajo s poljubno energijo do določene največje vrednosti. V naslednjih petnajstih letih so se dokazi postopoma kopičili, dokler ni postalo popolnoma jasno, da energije ?-delcev tvorijo neprekinjen spekter.

Vsako jedro, ki v procesu razpada oddaja ?-delec, izgubi določeno količino mase. Zmanjšanje mase mora ustrezati kinetični energiji ?-delca. V tem primeru kinetična energija α-delca katerega koli od nam znanih radioaktivnih jeder ne presega energije, ki je enaka zmanjšanju mase. Tako zmanjšanje mase med katerim koli radioaktivnim razpadom ustreza največji vrednosti kinetične energije β-delcev, ki nastanejo v procesu tega razpada.

Toda v skladu z zakonom o ohranitvi energije noben od ?-delcev ne sme imeti kinetične energije, manjše od energije, ki je enaka zmanjšanju mase, to pomeni, da mora biti največja kinetična energija ?-delca hkrati minimalna. V resnici temu ni tako. Zelo pogosto se ?-delci oddajajo z nižjo kinetično energijo, kot bi pričakovali, in največjo vrednostjo, ki ustreza zakonu

ohranitev energije, komaj doseže celo en?-delec. Nekateri ?-delci imajo kinetično energijo nekoliko manjšo od največje vrednosti, drugi - veliko manj, ostali - veliko manj. Najpogostejša vrednost kinetične energije je tretjina največje vrednosti. Na splošno več kot polovice energije, ki bi morala nastati zaradi zmanjšanja mase med radioaktivnimi razpadi, ki jih spremlja nastanek β-delcev, ni mogoče zaznati.

V dvajsetih letih so se številni fiziki že nagibali k opustitvi zakona o ohranitvi energije, vsaj za tiste procese, pri katerih nastajajo ?-delci. Obet je bil zaskrbljujoč, saj je zakon veljal v vseh drugih primerih. Toda ali obstaja druga razlaga za ta pojav?

Leta 1931 je Wolfgang Pauli predlagal naslednjo hipotezo: ?-delec ne prejme vse energije zaradi dejstva, da nastane drugi delec, ki odnese preostalo energijo. Energija se lahko porazdeli med dva delca v poljubnem razmerju. V nekaterih primerih se skoraj vsa energija prenese na elektron in takrat ima skoraj največjo kinetično energijo, kar je enako zmanjšanju mase.

Včasih se skoraj vsa energija prenese na drugi delec, takrat je energija elektrona pravzaprav nič. Ko je energija enakomerneje porazdeljena med dvema delcema, ima elektron vmesne vrednosti kinetične energije.

Kateri delec zadovoljuje Paulijevo predpostavko? Spomnimo se, da ?-delci nastanejo vsakič, ko se nevtron v jedru spremeni v proton. Ko razmišljamo o pretvorbi nevtrona v proton, je nedvomno lažje obravnavati prosti nevtron. Ko je Pauli prvič predlagal svojo teorijo, nevtron še ni bil odkrit. Lahko izkoristimo pogled za nazaj.

Ko prosti nevtron razpade na proton in elektron, slednji odleti s poljubno kinetično energijo do največje, ki je približno enaka 0,78 mev. Situacija je podobna emisiji radioaktivnih jedrnih?-delcev, zato je treba pri razpadu prostega nevtrona upoštevati Paulijev delec.

Označimo Paulijev delec X in poskusite ugotoviti njegove lastnosti. Zapišimo reakcijo razpada nevtronov:

p> p++ e -+ X.

Če je pri razpadu nevtrona ohranitveni zakon izpolnjen električni naboj, X- delci morajo biti nevtralni. Dejansko je 0=1–1+0. Ko nevtron razpade na proton in elektron, je izguba mase 0,00029 enot na lestvici atomske mase, kar je približno enako polovici mase elektrona. če x-delec je prejel celo vso energijo, ki je nastala kot posledica izginotja mase, in če je vsa energija šla za nastanek mase, je masa X bi bila le polovica mase elektrona. Posledično x-delec mora biti lažji od elektrona. Pravzaprav bi moral biti veliko lažji, saj običajno elektron prejme večino sproščene energije, včasih pa skoraj vso. Poleg tega je malo verjetno, da se energija prenese X-delec, popolnoma preide v maso; velik del se pretvori v kinetično energijo X- delci. Z leti ocena teže X-delcev je bilo vedno manj. Končno je postalo jasno, da X-delec, tako kot foton, nima mase, tj. kot foton se od trenutka nastanka širi s svetlobno hitrostjo. Če je energija fotona odvisna od valovne dolžine, energija X-delci so odvisni od nečesa podobnega.

Zato Paulijev delec nima niti mase niti naboja in postane jasno, zakaj ostaja "neviden". Nabite delce običajno zaznamo po ionih, ki jih tvorijo. Nenaelektreni nevtron je bil odkrit zaradi njegove velike mase. Delec brez mase in brez naboja zbega fizika in mu odvzame vsako možnost, da bi ga ujel in preučeval.

Kmalu zatem, ko je Pauli predlagal obstoj X-delci, dobila je ime. Sprva so ga želeli imenovati "nevtron", saj ni nabit, a leto po pojavu Paulijeve hipoteze je Chadwick odkril težak nenabit delec, ki je dobil to ime. Italijanski fizik Enrico Fermi, kar pomeni, da X-delec je veliko lažji od Chadwickovega nevtrona, predlagano je, da ga poimenujemo x-delec nevtrino, kar v ruščini pomeni "nekaj majhnega, nevtralnega". Predlog je bil zelo uspešen in od takrat se tako imenuje. Običajno nevtrine označujemo z grško črko? "gola" ) in razpad nevtronov zapišemo takole:

p> p++ e -+ ?..

Nevtrino je bistvenega pomena

Paulijevo hipotezo o obstoju nevtrina in kasnejšo podrobno teorijo o nastajanju nevtrinov, ki jo je ustvaril Fermi, so fiziki sprejeli različno. Nihče se ni bil pripravljen odpovedati zakonu o ohranitvi energije, čeprav so obstajali resni dvomi, da je treba ta zakon rešiti z delcem brez mase in brez naboja, delcem, ki ga ni mogoče zaznati, delcem, katerega edini razlog za obstoj je bil preprosto želja po varčevanju z zakonom o ohranitvi energije. Nekateri fiziki so menili, da gre za delce duhov, nekakšen trik za varčevanje z energijo v "knjigovodstvu". Pravzaprav je bil koncept nevtrina samo način za povedati, da "zakon ohranitve energije ne drži". Zakon o ohranitvi energije ni bil edini, ki so ga rešili nevtrini.

Razmislite o stacionarnem nevtronu, to je nevtronu z ničelno količino gibalne količine glede na opazovalca. Med njegovim razpadom mora biti skupna gibalna količina protona in elektrona enaka nič, če razpad spremlja nastanek samo dveh delcev. Elektron mora odleteti v eno smer, proton pa ravno v nasprotno smer (vendar z manjšo hitrostjo, ker je njegova masa večja ).

Vendar pa ni. Elektron in proton se izsevata v smereh, ki tvorita določen kot. Majhen skupni zagon v smeri uhajanja delcev se pojavi kot iz nič in zakon o ohranitvi zagona je kršen. Če pa v tem primeru nastane nevtrino, lahko odleti v taki smeri, da natančno kompenzira skupni moment preostalih dveh delcev (slika 6).

Z drugimi besedami, zakon o ohranitvi gibalne količine je izpolnjen le zahvaljujoč nevtrinu.

riž. 6. Razpad nevtronov.

Lahko vidimo, da je podobna situacija s kotno količino. Nevtron, proton in elektron imajo vsak spin +1/2 ali -1/2. Predpostavimo, da je vrtenje nevtrona +1/2. Pri njegovem razpadu naj bi bil skupni spin protona in elektrona enak +1/2, če velja zakon o ohranitvi vrtilne količine in pri razpadu nastaneta le ta dva delca. Ali je možno? Vrtinja protona in elektrona sta lahko enaka +1/2 in +1/2; +1/2 in -1/2; -1/2 in -1/2, kar pomeni, da je skupni spin obeh delcev +1, 0 oziroma -1. Ni in nikoli ne more biti +1/2 ali -1/2, če je bil nevtronov spin na začetku -1/2. Skratka, če nevtron razpade samo na proton in elektron, je zakon o ohranitvi vrtilne količine kršen.

Toda predpostavimo, da razpad proizvede nevtrino s spinom +1/2 ali -1/2. Potem bo skupni spin treh delcev, nastalih med razpadom, vedno enak spinu začetnega nevtrona. Posledično obstoj nevtrinov "rešuje" vsaj tri zakone: zakon o ohranitvi energije, gibalno količino in vrtilno količino. Omeniti velja, da isti delec opravi trojno delo.

Težko je reči, kaj je bilo hujše: priznati obstoj enega skrivnostnega, duhovitega delca ali kršitev enega zakona ohranjanja. Veliko lažje je izbirati med delcem duha in kršitvijo treh zakonov ohranjanja hkrati. Fiziki so morali izbrati delec duha. Postopoma so jedrski znanstveniki spoznali obstoj nevtrinov. Nehali so dvomiti o resničnosti nevtrina, ali ga lahko zaznajo ali ne.

Ohranjanje leptonskega števila

Nevtrino ne le reši treh ohranitvenih zakonov, ampak ustvari tudi enega novega. Da bi razumeli, kako se to zgodi, razmislite o nevtrinih v povezavi z antidelci.

Antinevtron razpade na antiproton in pozitron (antielektron). Situacija je podobna razpadu nevtrona. Pozitron odleti z manj kinetične energije, kot bi moral, pozitron in antiproton ne odletita v medsebojno nasprotni smeri, njuna vrtljaja se ne seštevata pravilno. Dodajanje nevtrinov bo tudi v tem primeru vse uravnotežilo.

Seveda se postavlja vprašanje: ali pri razpadu antinevtrona in pri razpadu nevtrona nastane isti nevtrino?

Enostavno je dokazati, da so nevtrini različni. Nevtrino, ki ima spin, tako kot nevtron, ustvarja magnetno polje, ki ima dve različni smeri. Zato nevtrino in antinevtrino obstajata na popolnoma enak način kot nevtron in antinevtrino. Pri razpadu nevtrona se pojavi eden od nevtrinskih dvojčkov, pri razpadu antinevtrona pa drugi. Toda kateri od njih spremlja ta razpad?

Opisal sem že zakon ohranitve barionskega števila, ki pravi, da skupno barionsko število zaprtega sistema ostane konstantno. Ali obstaja podoben zakon ohranitve leptonskega števila, po katerem skupno leptonsko število zaprtega sistema ostane nespremenjeno? Zakaj ne bi od leptonov zahtevali enako kot od barionov? Na žalost, če nevtrino ni vključen v obravnavo, tega ni mogoče storiti.

Pripisujemo elektronu leptonsko število+1, pozitron ali antielektron pa leptonsko število -1. Foton, ki je sam svoj antidelec, ne more imeti leptonskega števila niti +1 niti -1 in bi mu bilo logično pripisati nič leptonskega števila. Vsi barioni imajo tudi leptonsko število nič.

Vrnimo se spet k razpadu nevtrona. Začnimo z enim nevtronom, ki ima barionsko število 1 in nič leptonskega števila. Predpostavimo, da pri razpadu nevtrona nastaneta samo proton in elektron. Proton in elektron morata imeti skupno barionsko število 1 in skupno leptonsko število 0, če sta obe števili ohranjeni. Dejansko je vsota barionskih števil dveh delcev +1 (tj. 1 + 0) v skladu z zakonom o ohranitvi barionskega števila. Skupno leptonsko število protona in elektrona je prav tako +1 (tj. 1 + 0), čeprav je bilo na začetku reakcije leptonsko število nič. Zato se leptonsko število ne ohrani.

Predpostavimo, da nevtrini in antinevtrini z leptonskim številom + 1 oziroma -1 pripadajo leptonom. Potem, ko nevtron razpade na proton, elektron in antinevtrino, se leptonsko število ohrani (0 + 1–1 = 0), razpad pa lahko zapišemo na naslednji način:

p> p++ e -+ "?,

kje "? - antinevtrino.

Ko antinevtron z nič leptonskim številom razpade, nastanejo antiproton, pozitron in nevtrino. Leptonska števila nastalih treh delcev so 0, -1 in +1, njihova vsota pa je nič:

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

V prostem stanju nevtroni in antinevtroni razpadejo na protone in antiprotone, obratno pa ne pride. Vendar pa se znotraj jeder protoni včasih spontano pretvorijo v nevtrone (na primer v primeru fosforja-30). Podobno se v antimateriji antiprotoni spremenijo v antinevtrone.

Ko se proton spremeni v nevtron, nastaneta pozitron in nevtrino:

p + > n + "e + + ?.

Ko se antiproton spremeni v antinevtron, nastaneta elektron in antinevtrino:

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

V obeh primerih je leptonsko število ohranjeno. Če povzamemo, lahko rečemo, da se mora ob izpustu elektrona pojaviti antinevtrino, ob izpustu pozitrona pa nevtrino, tako da je na koncu razpada leptonsko število enako nič.

Če upoštevamo nevtrine in antinevtrine, se leptonsko število ohranja v vseh proučevanih subatomskih procesih. Tako obstoj nevtrinov in antinevtrinov ni le rešil zakonov o ohranitvi energije, gibalne količine in vrtilne količine, temveč je omogočil tudi vzpostavitev zakona o ohranitvi leptonskega števila. Zato je bilo fizikom zelo težko ne prepoznati obstoja teh delcev.

Opombe:

Večja kot je prodorna moč ?-delcev določenega jedra, večji je primanjkljaj mase v procesu radioaktivnega razpada in bolj verjetno ta razpad, tj. večja kot je prodorna moč ?-delcev, krajša je razpolovna doba jedra. Če ima torij-232 razpolovno dobo 14 milijard let, je razpolovna doba radija-226 1620 let, polonija-212 pa tri desetmilijontke sekunde.

Če bi me namreč zamikalo, da bi na samem začetku knjige predstavil koncept nevtrinov, bi bilo težko dokazati, da nevtrini niso plod znanstvene mistike. Ker pa prva polovica knjige poudarja pomen in pomembnost ohranitvenih zakonov, je zdaj mogoče pokazati, da je nevtrino kljub vsem svojim čudnim lastnostim resničen in absolutno nujen delec.

Energija?-delcev

Označimo Paulijev delec X in poskusite ugotoviti njegove lastnosti. Zapišimo reakcijo razpada nevtronov:

p? p++ e -+ X.

Če je med razpadom nevtrona izpolnjen zakon o ohranitvi električnega naboja, X- delci morajo biti nevtralni. Dejansko je 0=1–1+0. Ko nevtron razpade na proton in elektron, je izguba mase 0,00029 enot na lestvici atomske mase, kar je približno enako polovici mase elektrona. če x-delec je prejel celo vso energijo, ki je nastala kot posledica izginotja mase, in če je vsa energija šla za nastanek mase, je masa X bi bila le polovica mase elektrona. Posledično x-delec mora biti lažji od elektrona. Pravzaprav bi moral biti veliko lažji, saj običajno elektron prejme večino sproščene energije, včasih pa skoraj vso. Poleg tega je malo verjetno, da se energija prenese X-delec, popolnoma preide v maso; velik del se pretvori v kinetično energijo X- delci. Z leti ocena teže X-delcev je bilo vedno manj. Končno je postalo jasno, da X-delec, tako kot foton, nima mase, tj. kot foton se od trenutka nastanka širi s svetlobno hitrostjo. Če je energija fotona odvisna od valovne dolžine, energija X-delci so odvisni od nečesa podobnega.

p? p++ e -+ ?..

Iz knjige Revolucija v fiziki avtor de Broglie Louis

Poglavje III. Atomi in delci 1. Atomska zgradba snovi Dobro je znano, da so starodavni misleci vedno znova predlagali diskretno naravo snovi. Do tega so prišli na podlagi filozofske ideje, da je nemogoče spoznati neskončno deljivost materije.

Iz knjige Najnovejša knjiga dejstev. Volume 3 [Fizika, kemija in tehnologija. Zgodovina in arheologija. Razno] avtor Kondrašov Anatolij Pavlovič

Iz knjige Nevtrino - sablasni delec atoma avtor Asimov Isaac

Energija ?-delca Če bi veljali vsi sklepi za ?-delce za ?-delce in bi bila upoštevana energijska razmerja, bi imeli vsi delci, ki bi nastali pri razpadu jeder ?-delcev, enako kinetično energijo. Vendar pa je že leta 1900 a

Iz knjige Pet nerešenih problemov znanosti avtor Wiggins Arthur

Poglavje 2. Fizika. Zakaj imajo nekateri delci maso, drugi pa ne? ... obrisi strašnih dogodkov, Prihajamo ... W. Shakespeare. Troil in Kpeccuda Per. T. Gnedich Fizika se ukvarja s preučevanjem lastnosti snovi v mirovanju in gibanju ter različne vrste energija. povezane z gibanjem

Iz knjige Vesolje. Priročnik z navodili [Kako preživeti med črnimi luknjami, časovnimi paradoksi in kvantno negotovostjo] avtorja Dave Goldberg

Iz knjige Nikole Tesle. PREDAVANJA. ČLANKI. avtor Tesla Nikola

Iz knjige Kaj pove svetloba avtor Suvorov Sergej Georgijevič

IV. Kako delci pridobijo vso svojo težo? Zlata doba kvarkov (t = 10-12 do 10-8 sekund) Če pogledamo dlje v preteklost, opazimo splošni trend. Vesolje postaja vedno bolj vroče, delci postajajo vedno bolj energični, kar običajno pomeni, da

Iz knjige Trkanje na nebesna vrata [Znanstveni pogled na vesolje] avtorja Randall Lisa

ENERGIJA IZ OKOLJA - VETERNI IN SONČNI MOTOR - POGON ENERGIJE IZ ZEMLJE TOPLOTE - ELEKTRIKA IZ NARAVNIH VIROV Poleg goriva je še veliko snovi, ki bi morda lahko zagotovile energijo. Velika količina energija je denimo v

Iz knjige The New Mind of the King [O računalnikih, mišljenju in zakonih fizike] avtor Penrose Roger

Kaj je svetloba - valovanje ali delci? Kaj pa je potem svetloba - valovanje ali delci?« Po odkritju fotoelektričnega učinka se je to vprašanje zdelo povsem zmedeno in protislovno. V prejšnjih časih je bila razprava o naravi svetlobe jasna. Newton in njegovi

Iz knjige o Higgsovem bozonu. Od znanstvene ideje do odkritja »božjega delca« avtor Baggott Jim

14. POGLAVJE KAKO PREPOZNATI DELCE Standardni model fizike delcev zgošča naš trenutni pogled na osnovne delce in njihove interakcije (slika 40).Vključuje delce, kot so navzgor in navzdol kvarki ter elektroni,

Iz knjige 8. Kvantna mehanika I avtor Feynman Richard Phillips

Iz knjige Vesolje! Tečaj preživetja [Med črnimi luknjami. časovni paradoksi, kvantna negotovost] avtorja Dave Goldberg

Iz avtorjeve knjige

7 To so torej W-delci. Poglavje, v katerem fiziki oblikujejo kvantno kromodinamiko, odkrijejo šarm kvark in najdejo W- in Z-delce natanko tam, kjer so predvideli. Končno so se kosi sestavljanke začeli prilegati. Izkazalo se je, da je skrivnost obstoja

Iz avtorjeve knjige

2. poglavje ENAKI DELCI § 1. Bose delci in Fermi delci § 2. Stanja z dvema Bose delcema § 3. Stanja z n Bose delci § 4. Emisija in absorpcija fotonov § 5. Spekter črnega telesa § 6. Tekoči helij § 7. Načelo prepovedi Ponovi: Pogl. 41 (4. številka) "Brownian

Iz avtorjeve knjige

II. Kako se odkrijejo subatomski delci? Če energični protoni trčijo med seboj, bodo nastali delci, ki bodo veliko masivnejši od prvotnih. Če pa so delci, ki nastajajo v pospeševalnikih, tako masivni, zakaj sploh potrebujemo pospeševalnike? Verjetno so velikanski delci enostavni

Iz avtorjeve knjige

IV. Kako delci pridobijo vso svojo težo? Zlata doba kvarkov (t = 10–12 do 10–6 sekund) Če pogledamo dlje v preteklost, opazimo splošen trend. Vesolje postaja vedno bolj vroče, delci postajajo vse bolj energični in energični, kar običajno pomeni, da

stran 1

Največja energija delcev v Van de Graaffovem generatorju, tako kot v vsakem neposrednem pospeševalniku, je omejena s prebojno napetostjo med kroglo in okoliškimi predmeti. Tudi z najprevidnejšimi previdnostnimi ukrepi v obstoječih napravah prebojne napetosti ni mogoče dvigniti nad deset milijonov voltov.

Izračunajmo največjo energijo delca. Koeficient V2 pri vrednosti amplitude EQ polja dobimo, ker se izračuna povprečna vrednost polja v polciklu nihanj.

Izračunajmo največjo energijo delca. Koeficient 1 / 2 pri vrednosti amplitude polja E0 dobimo, ker izračunamo povprečno vrednost polja za polperiodo nihanja.

Izračunajmo največjo energijo delca.

Vrednost W, ki je enaka največji energiji delcev pri T0 K, se imenuje energija Fermijev nivo ali preprosto Fermijev nivo.

Izgube energije s kozmičnimi žarki omejujejo največjo energijo delcev, ki sestavljajo kozmične žarke; ta omejitev je odvisna od starosti delca. V obdobju 1969 - 1971. raketni poskusi so dali 20 - 100-krat precenjeno skupno gostoto reliktnega sevanja.

Tritij je čist (3-emiter z največjo energijo delcev 18 61 0 02 keV in razpolovno dobo 12 43 let.

Magnetno polje v ciklotronu doseže več deset tisoč oerstedov, polmer komore je nekaj metrov, največja energija delcev pa do 107 eV. Ta energija je relativno majhna, čeprav je veljala za zadostno v prvih poskusih jedrske cepitve. Velike energije na ciklotronu ni mogoče doseči: kot izhaja iz relativnostne teorije, masa delcev narašča s hitrostjo, zaradi česar se frekvenca njihovega kroženja med gibanjem zmanjšuje.

Specifičnost delovanja tritijevega sevanja je določena z obsegom njegovih 3-delcev. Največja energija delcev v p-spektru tritija ustreza območju v snovi približno 6 µm, pri gostoti snovi 1 g/cm3, 90 % energije sevanja pa se porabi na razdalji približno 0 5 µm. od vira. Slednja okoliščina se izkaže za izjemno pomembno, saj absorpcija sevanja tritija poteka na razdalji reda velikosti žive celice, v nasprotju s p-sevalci, kot sta fosfor-32 ali itrij-90, sevanje ki jo absorbira obsevani organ. V zvezi s tem je pomembno upoštevati znotrajcelično lokalizacijo tritija, ker se radiosenzitivnost subceličnih enot zelo razlikuje.

Coleman [31, 851] je uporabil en sam resonator, v katerem se s pomočjo dveh magnetronov skozi neodvisne sklopne luknje vzbujajo nihanja tipa TM010 s frekvenco 2 8 GHz. Pri skupni vhodni moči 800 kW je maksimalna energija delcev 1 5 MeV.Za vbrizgavanje elektronov v pospeševalni resonator z zahtevano hitrostjo in zahtevanim faznim zamikom, ki bo zagotovil visoko izhodno energijo, se uporablja resonator pred snopom. . Zaporedne elektrode so povezane z uporovnim delilnikom, tako da se njihovi potenciali porazdelijo po paraboličnem zakonu.

Z vidika generiranja novih delcev so posebej učinkoviti pospeševalniki s trčnim snopom (VI.5.4.3, VI.5.3.4), v katerih trčijo delci z ničelno skupno gibalno količino. Zahvaljujoč temu se lahko vsa njihova kinetična energija pretvori v energijo počitka rojenih delcev, katerih skupni moment je prav tako enak nič. To je že precej blizu največji energiji delcev kozmičnega sevanja.

Beta delci, ki jih oddajajo atomska jedra z vsemi možnimi začetnimi energijami (od nič do nekega maksimuma), imajo različne domete v snovi. Prodorna moč beta delcev različnih radioaktivnih izotopov je običajno označena z najmanjšo debelino plasti snovi, ki popolnoma absorbira vse beta delce. Na primer, od toka beta delcev z največjo energijo delcev, ki je enaka 2 MeV, plast luminiscence debeline 3 5 mm ščiti s plastjo polistirena. Alfa delci, ki imajo veliko večjo maso kot beta delci, pri trkih z elektroni atomskih lupin doživljajo zelo majhna odstopanja od prvotne smeri gibanja in se gibljejo skoraj premočrtno.

AT Zadnja letaŠtevilna pomembna odkritja v jedrski fiziki so nastala zahvaljujoč široki uporabi metode debeloslojne plošče (str. Praksa je pokazala, da ta metoda združuje izjemno preprostost in veliko natančnost raziskovanja. transformacije, ki jih povzročajo delci kozmičnih žarkov z energijami na tisoče. krat večja od maksimalne energije delcev, pospešenih v laboratoriju. Hkrati pa so fotografske plošče primerne tudi za snemanje nizkoenergijskih delcev.