Deep Space Sprinters

Deep Space Sprinters

Alexey Levin
"Popular Mechanics" №8, 2012

For hundrede år siden steg en medarbejder fra Wien Radium-instituttet, Victor Francis Hess, op i himlen i en ballonkurv og vendte tilbage seks timer senere med den første store astrofysiske opdagelse af det 20. århundrede. Han opdagede kosmiske stråler.

I det XVIII århundrede blev Europa overvældet af mode af eksperimenter med statisk elektricitet, som blev transporteret i videnskabelige laboratorier og i sociale saloner. Sandsynligvis har nogle mennesker bemærket, at de elektrificerede metalfelter gradvist mister deres ladning, men for tiden har det ikke generet nogen – elektricitet og så skjulte afgrunden af ​​den uforståelige. Derfor kom denne virkning kun i videnskabens annaler i 1785, da den blev beskrevet af Charles Augustin de Coulon. Efter et århundrede opdagede den engelske fysiker og kemiker William Crookes at ladningslækage sænkes, da lufttrykket falder og derfor er forbundet med elektrisk ledningsevne. Han gjorde denne observation ved hjælp af et elektroskop – et glasfartøj forseglet med en kork med en metalstang (normalt med en kugle i den øvre ende) og et par strimler af metalfolie suspenderet fra det. Hvis et ladet objekt berøres til bolden, vil bladene afvige, og vinklen af ​​deres afvigelse fra lodret afhænger af mængden af ​​den overførte ladning.

Flydende ladning

Fra slutningen af ​​1800-tallet begyndte elektroskopi at blive brugt til at studere ny radioaktivitet. Da dets usynlige stråler ioniserer luften, kan strålingsintensiteten estimeres ud fra hastigheden af ​​henfald af elektroskopbladene. Mange fysikere har bemærket, at disse enheder er afladet, selv når der ikke er radioaktive elementer i nærheden. Efter at Ernest Rutherford i 1903 forsøgte at reparere lækagerne ved at omslutte elektroskopet med rustning af fem tons bly, forskerne lagde skylden på nogle kilder til gammastråler gemt i jordskorpen. Herfra fulgte det så langt fra jordens overflade, at ioniseringen af ​​luften skulle bremse.

Det var denne hypotese, at den tyske præst Theodor Wolfe, en professor i fysik ved et jesuit-kollegium i den hollandske by Valkenburg, besluttede at teste. I 1909 øgede han kraftigt følsomheden af ​​elektroskopet, erstattede guldbladene med tynde ledninger af metalliseret kvarts og installerede et mikroskop for at observere dem. Kalibreringsmålinger har vist, at den avancerede enhed registrerer tabet af kun en ion pr. Sekund! I foråret 1910 klatrede Wulf Eiffeltårnet med ham, hvilket tyder på, at graden af ​​luftionisering på en 300 meter højde ville falde flere gange.Imidlertid blev disse forventninger ikke opfyldt – elektroskopet blev kun udladet 64% langsommere end ved foden af ​​tårnet. Wulf konkluderede, at enten standardkoefficienten for gammastrålingabsorptionen ved luft var stærkt undervurderet, eller der var en vis ioniserende faktor, der ikke var kendt for videnskaben.

Højere og højere og højere

Lær om resultaterne af Wolfe besluttede Hess at overføre målingerne til atmosfæren. Flyene i disse dage steg lavt og var ikke forskellige i pålidelighed, så Hess blev en luftfartøjsfører. Til sine eksperimenter producerede han elektroskoper ifølge Wulfs tegninger og tilpassede dem til reduceret lufttryk. I 1911-1913 lavede han ti flyvninger med et ur og tre elektrokoper om bord. De første otte bekræftede kun Wulffs konklusioner, men resultaterne fra det niende forsøg oversteg alle forventninger. Efter at have rejst om morgenen den 7. august 1912 fra Ossig i nærheden af ​​Prag, rejste Hess to hundrede kilometer og landede øst for Berlin. Allerede på en to kilometer højde opdagede han, at elektroskopet tabte sin ladning hurtigere end på jorden, og i en højde på 4,5 km var lækagehastigheden tre gange højere end jorden.

Hess stolede på sit udstyr og var ikke bange for dristige hypoteser.Han erklærede hurtigt, at den stigende ionisering af luft forårsagede "stråler med enorm indtrængende kraft, der kommer fra oven til atmosfæren." Først betragtede han dem for at være Solens kilde, men han opgav denne ide, for i nat blev elektroskopet afladet så hurtigt som i løbet af dagen. Det var fortsat at antage, at Jorden fra interstellarrummet blev bombarderet af stråler af ublu energi, trængende ind (genkal Rutherfords eksperimenter!) Tykke blyskærme. Kolleger troede ikke Hess sammen, men hans resultater blev bekræftet af en astronom fra Potsdam Observatoriet Werner Kolkherster. Efter at have steget til 9300 m, næsten uden for grænserne for aerostater, fandt han, at luften i denne højde var seks gange stærkere end bunden, og de hypotetiske stråler blev absorberet af atmosfæren mindst ti gange svagere end gamma-strålingen af ​​radioaktive isotoper.

Resultaterne af Hess og Colehorster konfronterede forskere med en gåde, der klart krævede alvorlig opmærksomhed. Men Kolkherster lavede sin sidste rekordflyvning den 28. juni 1914 på den ulykkelige dag, da militanterne i den underjordiske organisation Young Bosnia dræbte arvingen til den østrig-ungarske trone Franz Ferdinand og hans morganatiske kone Duchess Hohenberg i Sarajevo.En måned senere begyndte Første Verdenskrig, der afslutter grundforskningen i lang tid.

Gennem målerens tykkelse

I 1920'erne vendte fysikere tilbage til studiet af atmosfærisk ionisering. Milliken, som allerede var blevet en nobelprisvinder og postgraduate Ira Ira Bowen, opfyldte sine førkrigsplaner og begyndte at lancere aerosoner udstyret med elektrometre og kameraer. I første omgang tvivlede han på den ioniserende faktor i den celestiale natur, men erkendte endelig sin virkelighed og foreslog i 1925 det nu almindelige udtryk "kosmiske stråler" (i stedet for navnet "højde stråling", der anvendes af tysksprogede fysikere).

I 1920'erne blev en særlig hård slags gamma-stråling set i kosmiske stråler (derfor et andet tysk navn Ultra-Gammastrahlungultra-gammastråling). Imidlertid akkumulerede oplysninger gradvis, at strålingsintensiteten ikke var den samme på forskellige breddegrader og var særlig stor i polarområderne. Dette blev endelig bevist i årene 1930-1932 under et globalt forskningsprogram med seks dusin deltagere. Det blev organiseret af den tredje i en række (efter Michelson og Milliken), den amerikanske nobelpris i fysik ArthurHolly Compton (han modtog belønningen for at opdage den rene kvanteffekt ved at ændre bølgelængden af ​​røntgenstråler under elastisk spredning af elektroner, som nu bærer hans navn). Målingerne blev udført på et ekstremt følsomt elektroskop af et nyt design, udviklet af Compton selv.

Men æra af disse enheder er afsluttet. Breddevirkningen havde den eneste forklaring: de kosmiske stråler består i det mindste delvist af ladede partikler, der afbøjes af jordens magnetfelt. Til registrering blev der krævet specielle måleinstrumenter, som allerede var besiddet af nukleare fysikere – Wilsons kameraer og Geiger-tællere. De begyndte at bruge dem til at studere kosmiske stråler i slutningen af ​​1920'erne, lige før lanceringen af ​​Compton-projektet. Pioner i at bruge Wilsons kamera til at spore spor af kosmiske partikler var den sovjetiske fysiker Dmitry Skobeltsyn, og til dette formål var Geiger-tællerne de første til at bruge Colchurster og hans kollega Walter Bothe. I 1927 opdagede Skobeltsyn spor af ladede partikler i et Wilson-kammer, der ikke blev afbøjet af et magnetfelt og derfor havde en enorm energi på mindst 15 MeV.I samme år 1929 rapporterede Bothe og Kolhörster, at de ladede partikler af kosmisk stråling frit passerer gennem en guldplade med en tykkelse på fem centimeter, hvilket også angav meget høje energier.

Senere bekræftede Bruno Rossi ved hjælp af elektroniske enheder resultaterne af Rutherford og viste, at de kosmiske stråler indbefatter partikler, der er i stand til at trænge igennem blyskærme med en meter tykkelse. Dette viste at deres energi måles ikke engang af millioner, men af ​​milliarder elektronvolt. Alle fakta bekræftede, at videnskaben opdagede kilden til ultrafaste partikler, der bevægede sig næsten ved lysets hastighed.

Sekundære partikler

Ved begyndelsen af ​​1930'erne var kun to elementære partikler kendt – en proton og en elektron. Snart blev deres antal fordoblet. Rutherford-medarbejderen James Chadwick opdagede en neutron, og Milliks kandidatstudent Karl Anderson fra California Technological University opdagede et spor af en positron genereret af kosmiske stråler i Wilsons kammer (europæiske fysikere opdagede hurtigt, at positroner blev produceret under radioaktive henfald). Derfor var deltagerne i en international konference i London i 1934 i stand til at fortolke resultaterne af de seneste observationer af kosmisk stråling ved hjælp af disse fire partikler.På det tidspunkt blev strålingen opdelt i bløde og hårde komponenter. Den bløde komponents stråler blev fuldstændigt absorberet af ikke for tykke skærme af bly og andre tungmetaller og bestod generelt af elektroner og positroner. Den hårde stråling gennemboret de multimeterlag af bly og klart havde en anden karakter – det er ikke klart, hvilken som helst.

Problemet med oprindelsen af ​​kosmiske stråler blev grundlæggende løst efter seks år. Ingen tvivlede på, at de primære kosmiske stråler kolliderer med atomerne i jordens atmosfære og genererer mange sekundære partikler af lavere energier. En detaljeret teori om bevægelsen af ​​disse partikler i jordens magnetosfære blev udviklet. Det følger af denne teori, at hvis partikler med positiv ladning råder i de primære stråler, vil de sekundære partikler hovedsagelig bevæge sig fra vest til øst, ellers fra øst til vest. Målinger ved hjælp af parre Geiger tællere viste, at partikler foretrak at bevæge sig mod øst. Konklusionen var, at deres forstadier skulle være enten positroner eller protoner eller ioniserede atomer.

Rumregn
Næsten 90% af de partikler, der udgør kosmiske stråler, er protoner, de fleste af resten er alfa partikler. Kolliderer med atomerne i jordens atmosfæriske gasser genererer de pioner- og kaonfluxer, som igen bryder op i muoner og neutrinos, og genererer også elektroner, positrons og gamma quanta

I 1940 lavede fysikere fra University of Chicago bestemt den første mulighed. De klatrede stratosfæren til en højde på 20 km, som ifølge de antagelser, de primære partikler fløj i overflod. Det viste sig, at de mest energiske af disse rumvæsener, gennemtrængende tykke blyskærme, ikke genererer elektronbrusere og derfor ikke kan være positive. Forskere har konkluderet, at protoner dominerer blandt dem, og de var ikke forvekslet. Det er nu kendt, at fluxerne af ladede partikler med ekstrasolar oprindelse består af 98% baryoner og kun 2% af elektroner og positroner. I baryon-komponenten dominerer protoner (87%) efterfulgt af alfa-partikler, de er heliumkerner (12%) og kerner af tungere elementer (1%).

Maison, men ikke ham

Så allerede i begyndelsen af ​​1940'erne var det allerede klart, at kosmiske stråler hovedsagelig består af protoner.De bombarderede jorden med energier utilgængelige for acceleratorer i første halvdel af århundredet, og blev derfor det vigtigste værktøj i atomfysik og partikelfysik. Frem til begyndelsen af ​​1950'erne blev alle nyopdagede partikler (med undtagelse af neutron) registreret som et resultat af en analyse af de processer, der blev startet af kosmiske stråler.

Det første tegn var positronen, antipartikelen af ​​elektronen, i 1936, som bragte Anderson Nobelprisen i fysik, som han delte med Victor Hess. Anderson positroner blev ikke født i rummet (de ville have udslettet i stratosfæren), de skylder deres udseende til kosmiske protoner med energi over 1 GeV. Når de kolliderer med atomkerner i atmosfærens øvre lag, initierer disse protoner kæder af transformationer, der fører til forekomsten af ​​gamma quanta, og de producerer elektron-positronpar ved bremsning i materie. Sådanne par blev observeret af Anderson i Wilsons kammer, placeret i et stærkt magnetfelt.

Livet af kosmiske stråler kan repræsenteres i form af flere faser. Da kosmiske stråler afbøjes af magnetfelter, er det ofte umuligt at bestemme deres kilde.

Det ses undertiden, at Anderson opdagede en partikel, der tidligere var forudsagt af Paul Dirac. Dette er forkert. Dirac annoncerede anti-elektronhypotesen i september 1931, da Anderson allerede havde de første billeder af elektron-positronspor. Diracs model tillod dem at blive fortolket korrekt – i begyndelsen af ​​1933 gjorde Anderson selv og Cavendish Laboratory Patrick Blackett og Giuseppe Occhialini det uafhængigt. Derefter blev mange opdagelser lavet ved hjælp af kosmiske stråler. Den første af dem gjorde Anderson og hans kandidatstuderende Seth Neddermeyer: i 1936 i minearbejdslaboratoriet i en højde på 4300 m opdagede de spor af relativistiske partikler, der optrådte som elektroner, men var meget mere massive. Et år senere blev de samme spor observeret hos Harvard og Tokyo. Det tog næsten ti år at identificere den nye partikel, som blev kaldt mu-meson.

Space Zoo

Registrering i 1947 Peony markerede begyndelsen på kortvarige fyrværkeri opdagelser af nye partikler ved hjælp af kosmiske stråler. I samme år fotograferede fysikere fra University of Manchester, George Rochester og Clifford Butler to korte spor i Wilsons kammer, der afviger fra et enkelt punkt som latinske bogstav V.Faktisk blev V-formede spor observeret under gamma-stråleproduktionen af ​​elektron-positronpar siden 1930'erne, men helt forskellige hændelser fandt sted her. Analysen viste, at disse spor opstod efter forsvinden af ​​en neutral partikel med en masse på ca. 800 elektronmasser, mere end dobbelt så stor som pionens masse. Vi ved nu, at Rochester og Butler fangede den neutrale K-mesons nedfald i et par pioner af forskellige tegn. Snart registrerede Wilson-kammeret i det kosmiske stråleobservatorium ved Du Midi-spidsen i de franske Pyrenæer et V-formet spor af proton og en negativ pion, der blev genereret af henfald af en endnu mere massiv neutral partikel, der blev kaldt en lambda hyperon (i begge tilfælde fortsatte de V-formede spor som om fra et tomrum da uopladede forstadiepartikler ikke efterlod spor i Wilsons kammer). I 1948 opdagede Powell tre-pion forfaldet af en positiv K-meson. Snart blev andre nye partikler, såsom xi-hyperoner og sigma-hyperoner, bemærket.

Og så ophørte de kosmiske stråler straks at være et værktøj til opdagelser inden for elementær partikelfysik. I 1953, Brookhaven National Laboratory tjent en proton accelerator med fuldstændig kosmisk energi på 3 GeV, passende benævnt Cosmotron.Det blev fulgt af endnu mere kraftfulde maskiner, der ikke alene producerer stærke bjælker af højenergipartikler, men tillader også brug af detektorer af en ny type. Uden undtagelse blev alle partikler opdaget siden dengang født på acceleratorer. Studiet af kosmiske stråler blev nu masser af astrofysikere, der alvorligt tog deres natur og oprindelse op.

Ti charade

Naturen af ​​de nye partikler, som Anderson opdagede i 1936, blev ikke genkendt umiddelbart.

I 1934-1935 udviklede den japanske fysiker Hideki Yukawa teorien om, at protoner og neutroner i kernen tiltrækker hinanden gennem udveksling af ladede partikler af lavere masse. At kende den effektive radius af de intranukleære styrker, beregnet han, at denne masse er omtrent lig med to hundrede elektronmasser. I første omgang vekket ikke Yukawas teori interesse i Europa eller i USA, men efter Andersons offentliggørelse med Neddermeyer og andre eksperimenter ændrede alt. I slutningen af ​​1930'erne tvivlede ingen på, at Yukawa-partiklen (det kaldes meson) var den "tunge" elektron, der blev opdaget af Anderson og Neddermeier. Men denne konklusion var forkert. I 1943-1945, de italienske fysikere Marcello Conversi,Ettore Panchini og Oreste Piccioni har vist, at "tunge" elektroner reagerer med atomkerner meget svagere end det formodes at være for partikler, som overfører intranukleære kræfter. I 1947 opdagede Cecil Powell og hans kolleger ved University of Bristol partikelspor i kosmiske strålefyrede fotoemulsioner, der havde en masse af samme orden og gav anledning til "tunge" elektroner under henfald. Samtidig foreslog amerikanerne Robert Marshak og Hans Bethe teorien om to forskellige mesoner med masser på omkring 300 og 200 elektronmasser. Den første blev anerkendt af Yukawa-bæreren af ​​intranukleære styrker og kaldte pi meson, den anden en partikel af forskellig art, mu meson. Så afsluttede historien, at Robert Oppenheimer senere kaldte den tiårige charade. Ifølge moderne begreber tilhører pi-meson (også kendt som pionen) egentlig familien af ​​mesoner, to-kvarkbaryoner. Partiklen, som engang hedder muon, tværtimod tilhører klassen af ​​leptoner og kaldes muonen.


Like this post? Please share to your friends:
Skriv et svar

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: