В 1927 г. было показано, что интенсивность космических лучей выше вблизи магнитных полюсов, а следовательно, они состоят в основном из заряженных частиц, отклоняющихся в магнитном поле Земли. У этих частиц очень широкий спектр энергий, приблизительно 83 % из них составляют протоны, 16 % — альфа-частицы, есть ядра и других элементов, в том числе — огромный избыток легких ядер: лития, бериллия и бора, достаточно редких во Вселенной. Электроны встречаются примерно в сто раз реже, чем протоны, а позитроны — еще в десять раз реже.
Происхождение космических лучей до сих пор не вполне ясно: можно выделить низкоэнергичный поток солнечных протонов, гамма-лучи от газовых скоплений в нашей Галактике и от остатков вспышек сверхновых звезд (Крабовидная туманность). Но каково происхождение остальных, в том числе наиболее энергичных частиц?
Очень сомнительно, что их источником являются только взрывы звезд. Рассматривают, конечно, и всякие механизмы ускорения частиц в космических магнитных полях, но до завершения теории их происхождения, видимо, еще далеко. Важность этих исследований двоякая: во-первых, в космических лучах присутствуют частицы таких энергий, которые невозможно получить в ускорителях (можно сказать, что для их размещения не хватит размеров Земли), а во-вторых, они должны содержать информацию о строении звезд, галактик и т. д.
4. Ядерные силы, барионный заряд
Принятие протон-нейтронной модели ядра означало, что предполагается существование каких-то ядерных сил, которые могут удерживать вместе одинаково заряженные, а потому взаимно отталкивающиеся протоны. Из размеров ядер следовало, что такие силы должны действовать только на коротких расстояниях и этим принципиально отличаться от дальнодействующих гравитационных и электромагнитных сил.
В 1935 г. Хидеки Юкава (1907–1981, Нобелевская премия 1949 г.) предположил, что сила, удерживающая ядро от распада, связана с тем, что нуклоны обмениваются какой-то пока неизвестной частицей большей массы. По принципу неопределенностей для размеров ядра, он подсчитал, ее массу (примерно 200 масс электрона) и предположил, что ее можно поискать при столкновении космических лучей с атомными ядрами.
Карл Д. Андерсон, который открыл позитрон в 1932 г., очевидно, не знал о гипотезе Юкавы. Но, продолжая изучать фотографии треков, полученных при прохождении космических лучей через ионизационную камеру, он обнаружил в 1937 г. треки какой-то неизвестной частицы с массой того же порядка, что была предсказана Юкавой. Сначала она была названа мезотроном, а затем мезоном (от греческого «мезо» — средний, ее масса промежуточная между массами электрона и протона). Однако довольно скоро стало ясно, что частицы Андерсона и Юкавы — это разные частицы: наблюдаемый мезон слабо взаимодействовал с ядром, а время его жизни было более чем в 100 раз длиннее, чем предсказанная одна стомиллионная доля секунды. Стали возникать сомнения в теории Юкавы.
Некоторую, хотя и отдаленную, эвристическую аналогию ядерным силам могло дать рассмотрение электромагнитных сил: согласно квантовой электродинамике, тогда только зарождавшейся, эти силы вызваны обменом фотонами, безмассовыми частицами. А что если рассмотреть обмен частицами, обладающими массой? Первую такую теорию — взаимодействие через обмен электронами — попытались построить И. Е. Тамм и Д. Д. Иваненко. Однако силы, возникающие при таком обмене, были слишком слабы.
Но в 1947 г. Сесил Ф. Пауэлл (1903–1969, Нобелевская премия 1950) обнаружил мезон Юкавы с помощью ионизационной камеры, помещенной на больших высотах. А в 1948 г. такие мезоны были искусственно получены в лаборатории Калифорнийского университета в Беркли. Частица Юкавы стала называться пи-мезоном, затем просто пионом. Пионов оказалось три: положительно заряженный, отрицательно и нейтральный (π+, π-и π0) — их масса примерно в 270 раз больше массы электрона.
Ну а две более легкие частицы Андерсона получили название мю-мезонов, а затем мюонов (μ+ и μ-). Они не являются ядерно-активными и очень схожи с позитроном и электроном — имеют такой же спин (у пионов спин равен нулю, это облегчает их испускание и поглощение), но масса мюонов (положительных и отрицательных) в 207 раз больше массы электрона.
Теория Юкавы, несколько модифицированная, стала общепринятой. Обменное взаимодействие протекает, согласно этой теории, так: протон, например, может на какое-то время, диктуемое принципом неопределенностей, испустить положительный или нейтральный пион, его на такое же время поглотит соседний нейтрон; а поскольку при этом массы обоих отличны от масс свободных частиц (неважно — больше или меньше), то они и не могут отойти далеко друг от друга. Аналогично, нейтрон может испустить отрицательный пион, став на время протоном, или нейтральный, оставаясь нейтроном, но в обоих случаях — с дефицитом массы. Такие картинки похожи на игру в волейбол, но при этом игроки-частицы перекидываются не мячом, а частями собственных тел и поэтому вынуждены оставаться неподалеку, на расстояниях, определяемых, опять же, принципом неопределенностей.
Протон и нейтрон вместе с другими еще более тяжелыми частицами называют барионами (от греческого «барос» — тяжелый). Поскольку их спин равен ½, они подчиняются уравнению Дирака, а раз так, то должны существовать и антибарионы (антипротон, антинейтрон, они вскоре были открыты на ускорителях).
У барионов должны быть какие-то общие, «семейные» характеристики. Поэтому Юджин Вигнер (1902–1995, Нобелевская премия 1963 г.), который первым еще в 1933 г. доказал, что ядерные силы являются короткодействующими, ввел в 1949 г. понятие барионного заряда и постулировал закон его сохранения: у всех барионов этот заряд положительный, а у антибарионов — отрицательный; поскольку античастицы должны быть во всем противоположны частицам, то электрический заряд у антипротона отрицательный. (Заметим, что если в атоме водорода электрон вращается вокруг протона с положительным зарядом, то в атоме антиводорода вокруг антипротона вращается позитрон — такие антиатомы были получены. Сейчас стараются их накопить и подробнее исследовать.) В отличие от электрических зарядов, наличие одинаковых барионных зарядов ведет к силам притяжения между ними, переходящим в отталкивание на очень уж близких ядерных расстояниях (поэтому они не могут слиться вместе), но между барионом и антибарионом нет этого отталкивания, поэтому они могут при соударении аннигилировать так же, как пара электрон и позитрон; при этом, конечно, должен учитываться и закон сохранения электрических зарядов.
Юджин (или Евгений) Вигнер получил диплом инженера-химика и работал на кожевенном заводе (перспективы работать по физике были тогда мизерны), но затем, все же, под влиянием своего друга и одноклассника Дж. фон Неймана, также получившего первоначально инженерную специальность, стал — сперва бесплатно — работать в физической лаборатории Берлинского университета. Работу Вигнер начал с расчетов скоростей химических реакций, вместе с фон Нейманом применил к квантовой физике теорию групп (раздел алгебры), а затем разработал принципы теории симметрий, что позволило сразу же выделить похожие процессы, определить их сходные параметры и т. д. Ему принадлежат классические работы по теории ядерных реакций, работы по философии и т. д.
Введение барионного заряда сразу же вызвало такую проблему: наряду с веществом должно существовать антивещество, в котором место всех частиц занимают античастицы. Поэтому одинаковые образования из вещества и антивещества могут аннигилировать. Но существуют ли звезды и галактики из антивещества или нет? А если они не существуют, то почему?
Согласно теории Дирака, атомы вещества и антивещества оптически ничем друг от друга не отличаются, поэтому изучая их спектры мы не можем сказать, что наблюдаем звезды из вещества или антивещества. Отличить можно лишь весьма характерные спектры аннигиляции, скажем, электронов и позитронов, которые обязательно присутствовали бы при столкновениях звезд и антизвезд или даже космических облаков. Но ни в одной части Вселенной ничего похожего пока не обнаружено — загадка остается нерешенной.
5. Модели атомных ядер
Первая модель структуры атомного ядра была предложена в 1936 г. независимо Н. Бором и Я. И. Френкелем. По этой модели ядро можно представить себе как каплю жидкости, т. е. как смесь нуклонов, не имеющих никакой внутренней структуры. Поэтому можно определить величину «температуры» ядра при его возбуждении, а вылет частиц из него рассматривать по аналогии с испарением молекул из нагретой капли. Эта модель, как мы увидим, неплохо объясняла деление ядер, выделение энергии при некоторых ядерных реакциях и т. д.
