История открытия элементарных частиц

 

Тем самым было подтверждено существование новой частицы, которую  теперь называют нейтроном.

 

Расщепление металлического бериллия происходило следующим  образом:

 

Альфа-частицы ⁴₂He (заряд 2, массовое число 4) сталкивались с ядрами бериллия (заряд 4, массовое число 9), в результате чего возникали углерод и нейтрон.

 

Открытие нейтрона явилось  важным шагом вперед. Наблюдаемые  характеристики ядер теперь можно было интерпретировать, рассматривая нейтроны и протоны как составные части  ядер.

 

Нейтрон, как теперь известно, на 0,1% тяжелее протона. Свободные  нейтроны (вне ядра) претерпевают радиоактивный  распад, превращаясь в протон и  электрон. Это напоминает о первоначальной гипотезе составной нейтральной  частицы. Однако внутри стабильного  ядра нейтроны связаны с протонами  и самопроизвольно не распадаются.

 

Позитрон

 

Начиная с 30-х годов и  вплоть до 50-х годов новые частицы  открывались главным образом  в космических лучах. В 1932 г. в  их составе А. Андерсоном была обнаружена первая античастица — позитрон (е+) — частица с массой электрона, но с положительным электрическим  зарядом. Позитрон был первой открытой античастицей. Существование е+ непосредственно  вытекало из релятивистской теории электрона, развитой П. Дираком (1928—31) незадолго  до обнаружения позитрона. В 1936г. американские физики К. Андерсон и С. Неддермейер  обнаружили при исследовании космических  лучей мюоны (обоих знаков электрического заряда) — частицы с массой примерно в 200 масс электрона, а в остальном  удивительно близкие по свойствам  к е-, е+.

 

Позитроны (положительные  электроны) в веществе не могут существовать, потому что при замедлении они  аннигилируют, соединяясь с отрицательными электронами. В этом процессе, который  можно рассматривать как обратный процесс рождения пар, положительный  и отрицательный электроны исчезают, при этом образуются фотоны, которым  передается их энергия. При аннигиляции  электрона и позитрона в большинстве  случаев образуются два фотона, значительно  реже - один фотон. Однофотонная аннигиляция  может произойти только в том  случае, когда электрон сильно связан с ядром; участие ядра в этом случае необходимо для сохранения импульса. Двухфотонная аннигиляция, напротив, может  происходить и со свободным электроном. Часто процесс аннигиляции происходит после практически полной остановки  позитрона. В этом случае испускаются  в противоположных направлениях два фотона с равными энергиями.

Позитрон был открыт Андерсоном при изучении космических лучей  методом камеры Вильсона. На рисунке, который является репродукцией с  полученной Андерсоном фотографии в  камере Вильсона, видна положительная  частица, входящая в свинцовую пластину толщиной 0,6 см с импульсом 6,3•10⁷ эВ/с и выходящая из нее с импульсом 2,3•10⁷ эВ/с. Можно установить верхний предел для массы этой частицы, допустив, что она теряет энергию только на столкновения. Этот предел составляет 20 me. На основании этой и других сходных фотографий Андерсон выдвинул гипотезу о существовании положительной частицы с массой, примерно равной массе обычного электрона. Это заключение скоро было подтверждено наблюдениями Блэккета и Оккиалини в камере Вильсона. Вскоре после этого Кюри и Жолио открыли, что позитроны образуются при конверсии гамма-лучей радиоактивных источников, а также испускаются искусственными радиоактивными изотопами. Так как фотон, будучи нейтральным, образует пару (позитрон и электрон), то из принципа сохранения электрического заряда следует, что по абсолютной величине заряд позитрона равен заряду электрона.

 

Первое количественное определение  массы позитрона было проделано  Тибо, который измерял отношение e/m методом трохоид и пришел к  выводу, что массы позитрона и  электрона отличаются не больше чем  на 15 %. Более поздние эксперименты Шписа и Цана, которые использовали масс-спектрографическую установку, показали, что массы электрона и позитрона  совпадают с точностью до 2 %. Еще  позже Дюмонд и сотрудники измерили с большой точностью длину  волны аннигиляционного излучения. С точностью до ошибок эксперимента (0,2 %) они получили такое значение длины волны, которого следовало  ожидать в предположении, что  позитрон и электрон имеют равные массы.

 

Закон сохранения момента  количества движения в применении к  процессу рождения пар показывает, что позитроны обладают полуцелым  спином и, следовательно, подчиняются  статистике Ферми. Разумно предположить, что спин позитрона равен 1/2, как  и спин электрона.

 

Пионы и Мюоны. Открытие мезона

 

 Открытие мезона, в  отличие от открытия позитрона  явилось не результатом единичного  наблюдения, а скорее выводом  из целой серии экспериментальных  и теоретических исследований.

 

 В 1932 году Росси,  используя метод совпадений, предложенный  Боте и Кольхерстером, показал,  что известную часть наблюдаемого  на уровне моря космического  излучения составляют частицы,  способные проникать через свинцовые  пластины толщиной до 1 м. Вскоре  после этого он также обратил  внимание на существование в  космических лучах двух различных  компонент. Частицы одной компоненты (проникающая компонента) способны  проходить через большие толщи  вещества, причем степень поглощения  их различными веществами приблизительно  пропорциональна массе этих веществ.  Частицы другой компоненты (ливнеобразующая  компонента) быстро поглощаются,  в особенности тяжелыми элементами; при этом образуется большое  число вторичных частиц (ливни). Эксперименты  по изучению прохождения частиц  космических лучей через свинцовые  пластины, проведенные с камерой  Вильсона Андерсоном и Неддемейером, также показали, что существуют  две различные компоненты космических  лучей. Эти эксперименты показали, что, в то время как в среднем  потеря энергии частиц космических  лучей в свинце совпадала по  порядку величин с теоретически  вычисленной потерей на столкновения, некоторые из этих частиц испытывали  гораздо большие потери.

 

В 1934 году Бете и Гайтлер  опубликовали теорию радиационных потерь электронов и рождения пар фотонами. Свойства менее проникающей компоненты, наблюдавшейся Андерсоном и Неддемейером, находились в согласии со свойствами электронов, предсказанными теорией  Бете и Гайтлера; при этом большие  потери объяснялись радиационными  процессами. Свойства ливнеобразующего излучения, обнаруженного Росси, также  могли быть объяснены в предположении, что это излучение состоит  из электронов и фотонов больших  энергий. С другой стороны, признавая  справедливость теории Бете и Гайтлера, приходилось делать вывод, что "проникающие" частицы в экспериментах Росси  и менее поглощающиеся частицы  в экспериментах Андерсона и  Неддемейера отличаются от электронов. Пришлось предположить, что проникающие  частицы тяжелее электронов, так  как согласно теории потери энергии  на излучение обратно пропорциональны  квадрату массы.

 

В связи с этим обсуждалась  возможность краха теории излучения  при больших энергиях. В качестве альтернативы Вильямс в 1934 году высказал предположение, что проникающие  частицы космических лучей, возможно, обладают массой протона. Одна из трудностей, связанных с этой гипотезой, заключалась  в необходимости существования не только положительных, но и отрицательных протонов, потому что эксперименты с камерой Вильсона показали, что проникающие частицы космических лучей имеют заряды обоих знаков. Более того, на некоторых фотографиях, полученных Андерсоном и Неддемейером в камере Вильсона, можно было видеть частицы, которые не излучали подобно электронам, но, однако, были не такими тяжелыми, как протоны. Таким образом, к концу 1936 года стало почти очевидным, что в космических лучах имеются, кроме электронов, еще и частицы до тех пор неизвестного типа, предположительно частицы с массой, промежуточной между массой электрона и массой протона. Следует отметить также, что в 1935 году Юкава из чисто теоретических соображений предсказал существование подобных частиц.

Существование частиц с промежуточной  массой было непосредственно доказано в 1937 году экспериментами Неддемейера  и Андерсона, Стрита и Стивенсона.

 

Эксперименты Неддемейера  и Андерсона явились продолжением (с улучшенной методикой) упоминавшихся  выше исследований по потерям энергии  частиц космических лучей. Они были проведены в камере Вильсона, помещенной в магнитное поле и разделенной  на две половины платиновой пластиной  толщиной 1 см. Потери импульса для отдельных  частиц космических лучей определялись путем измерения кривизны следа  до и после пластины.

Поглощающиеся частицы легко  могут быть интерпретированы как  электроны. Такая интерпретация  подкрепляется тем, что поглощающиеся  частицы в отличие от проникающих  часто вызывают в платиновом поглотителе  вторичные процессы и по большей  части встречаются группами (по две  и больше). Именно этого и следовало  ожидать, так как многие из электронов, наблюдаемых при такой же геометрии  эксперимента, что у Неддемейера  и Андерсона, входят в состав ливней, образующихся в окружающем веществе. Что касается природы проникающих  частиц, то здесь многое пояснили два  следующих результата, полученных Неддемейером и Андерсоном.

 

1). Несмотря на то, что  поглощающиеся частицы относительно  чаще встречаются при малых  значениях импульсов, а проникающие  частицы наоборот (более часты  при больших значениях импульсов), имеется интервал импульсов, в  котором представлены и поглощающиеся  и проникающие частицы. Таким  образом, различие в поведении  этих двух сортов частиц не  может быть приписано различию  в энергиях. Этот результат исключает  возможность считать проникающие  частицы электронами, объясняя  их поведение несправедливостью  теории излучения при больших  энергиях.

 

2). Имеется некоторое число  проникающих частиц с импульсами меньше 200 Мэв/с, которые производят не большую ионизацию, чем однозарядная частица вблизи минимума кривой ионизации. Это означает, что проникающие частицы космических лучей значительно легче, чем протоны, поскольку протон с импульсом меньше 200 Мэв/с производит удельную ионизацию, примерно в 10 раз превышающую минимальную.

 

Стрит и Стивенсон попытались непосредственно оценить массу  частиц космических лучей путем  одновременного измерения импульса и удельной ионизации. Они использовали камеру Вильсона, которая управлялась  системой счетчиков Гейгера-Мюллера, включенной на антисовпадения. Этим достигался отбор частиц, близких к концу  своего пробега. Камера помещалась в  магнитное поле напряженностью 3500 гс; камера срабатывала с задержкой  около 1 сек, что позволяло производить  счет капелек. Среди большого числа  фотографий Стрит и Стивенсон  нашли одну, представлявшую чрезвычайный интерес.

На этой фотографии виден след частицы  с импульсом 29 Мэв/с, ионизация которой  примерно в шесть раз превышает  минимальную. Эта частица обладает отрицательным зарядом, поскольку  она движется вниз. Судя по импульсу и удельной ионизации, ее масса оказывается  равной примерно 175 массам электрона; вероятная  ошибка, составляющая 25 %, обусловлена  неточностью измерения удельной ионизации. Заметим, что электрон, обладающий импульсом 29 Мэв/с, имеет практически  минимальную ионизацию. С другой стороны, частицы с таким импульсом  и массой протона (либо движущийся вверх  обычный протон, либо отрицательный  протон, движущийся вниз) обладают удельной ионизацией, которая примерно в 200 раз  превышает минимальную; кроме того, пробег такого протона в газе камеры должен быть меньше 1 см. В то же время  след, о котором идет речь, ясно виден  на протяжении 7 см, после чего он выходит  из освещенного объема.

 

Описанные выше эксперименты, безусловно, доказали, что проникающие  частицы действительно являются более тяжелыми, чем электроны, но более легкими, чем протоны. Кроме  того, эксперимент Стрита и Стивенсона дал первую примерную оценку массы  этой новой частицы, которую мы можем  теперь назвать ее общепринятым именем - мезон.

Итак в 1936 г. А. Андерсон и  С. Неддермейер открыли мюон (μ- мезон). Эта частица отличается от электрона  только своей массой, которая примерно в 200 раз больше электронной.

 

В 1947г. Пауэлл наблюдал в  фотоэмульсиях следы заряженных частиц, которые были интерпретированы как мезоны Юкавы и названы  π-мезонами или пионами. Продукты распада  заряженных пионов, представляющие собой  также заряженные частицы, были названы  μ-мезонами или мюонами. Именно отрицательные  мюоны и наблюдались в опытах Конверси: в отличие от пионов мюоны, как и электроны, не взаимодействуют сильно с атомными ядрами.

 

Так как при распаде  остановившихся пионов всегда образовывались мюоны строго определённой энергии, отсюда следовало, что при переходе π в μ должна образовываться ещё  одна нейтральная частица (масса  её оказалась очень близкой к  нулю). С другой стороны, эта частица  практически не взаимодействует  с веществом, поэтому был сделан вывод, что она не может быть фотоном. Таким образом, физики столкнулись  с новой нейтральной частицей, масса которой равна нулю.

 

Итак, был открыт заряженный мезон Юкавы, распадающийся на мюон и нейтрино. Время жизни π-мезона относительно этого распада оказалось  равным 2·10-8с. Потом выяснилось, что  и мюон нестабилен, что в результате его распада образуется электрон. Время жизни мюона оказалось  порядка 10-6с. Так как электрон, образующийся при распаде мюона, не имеет строго определенной энергии, то был сделан вывод, что наряду с электроном при  распаде мюона образуются два  нейтрино.

В 1947 также в космических  лучах группой С. Пауэлла были открыты p+ и p--мезоны с массой в 274 электронные  массы, играющие важную роль во взаимодействии протонов с нейтронами в ядрах. Существование  подобных частиц было предположено Х. Юкавой в 1935. 

Нейтрино

 

Открытие нейтрино — частицы, почти не взаимодействующей с  веществом, ведёт своё начало от теоретической  догадки В. Паули (1930), позволившей  за счёт предположения о рождении такой частицы устранить трудности  с законом сохранения энергии  в процессах бета-распада радиоактивных  ядер. Экспериментально существование  нейтрино было подтверждено лишь в 1953 (Ф. Райнес и К. Коуэн, США).