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.
[pic]
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 (?- 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 ?-мезонами или
пионами. Продукты распада заряженных пионов, представляющие собой также
заряженные частицы, были названы ?-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 ? в ?
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 ?-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).
При ?-распаде ядер, как мы уже говорили, кроме электронов вылетают ещё
нейтрино. Частица эта сначала была «введена» в физику теоретически. Именно
существование нейтрино было постулировано Паули в 1929 году, за много лет
до его экспериментального открытия (1956 год). Нейтрино нейтральная частица
с нулевой (или ничтожно малой) массой понадобилась Паули для того, чтобы
спасти закон сохранения энергии в процессе ?-распада атомных ядер.
Первоначально Паули назвал гипотетическую нейтральную частицу,
образующуюся при ?-распаде ядер, нейтроном (это было до открытия Чедвика) и
предположил, что она входит в состав ядра.
Насколько трудно было прийти к гипотезе нейтрино, образующихся в самом
акте распада нейтрона, видно хотя бы из того, что всего за год до появления
фундаментальной статьи Ферми о свойствах слабого взаимодействия
исследователь, выступая с докладом о современном состоянии физики атомного
ядра использовал термин «нейтрон» для обозначения двух частиц, которые
называются сейчас нейтроном и нейтрино. «Например, согласно предложению
Паули, - говорит Ферми, - было бы возможно вообразить, что внутри атомного
ядра находятся нейтроны, которые испускались бы одновременно с ?-частицами.
Эти нейтроны могли бы проходить через большие толщи вещества, практически
не теряя своей энергии, и поэтому были бы практически не наблюдаемы.
Существование нейтрона, несомненно, могло бы просто объяснить некоторые
пока непонятные вопросы, такие, как статистика атомных ядер, аномальные
собственные моменты некоторых ядер, а также, быть может, природу
проникающего излучения». В самом деле, когда речь идёт о частице,
испускаемой с ?-электронами и плохо поглощаемой веществом, необходимо иметь
в виду нейтрино. Можно сделать вывод, что в 1932 году проблемы нейтрона и
нейтрино были крайне запутаны. Понадобился год напряжённой работы
теоретиков и экспериментаторов, чтобы разрешить как принципиальные, так и
терминологические трудности.
«После открытия нейтрона, - говорил Паули, - на семинарах в Риме мою
новую частицу, испускаемую при ?-распаде, Ферми стал называть «нейтрино»,
чтобы отличить её от тяжёлого нейтрона. Это итальянское название стало
общепринятым».
В 30-годы теория Ферми была обобщена на позитронный распад (Вик, 1934
год) и на переходы с изменением углового момента ядра (Гамов и Теллер, 1937
год).
«Судьбу» нейтрино можно сравнить с «судьбой» электрона. Обе частицы
были вначале гипотетическими – электрон был введён, чтобы привести атомную
структуру вещества в соответствие с законами электролиза, а нейтрино – для
спасения закона сохранения энергии в процессе ?-распада. И только
