Наблюдения и озарения или Как физики выявляют законы природы

Уже очень давно было известно, что любой заряженный электроскоп со временем разряжается, явление это приписывалось слабой электропроводности воздуха, которая вызывается каким-то ионизирующим излучением Земли, например радиоактивными породами. Но в 1911–1913 годах Виктор Ф. Гесс (1883–1964, Нобелевская премия 1936 г.) обнаружил сначала, что заряженные конденсаторы на вершине горы разряжаются быстрее, чем у ее подножья, а затем, поднимаясь со своей аппаратурой уже на воздушном шаре, выяснил, что радиация, ионизирующая воздух и потому разряжающая конденсаторы, быстро растет с высотой. Поэтому Гесс предположил, что это излучение внеземного происхождения, называлось оно вначале лучами Гесса. Предположение об их существовании было подтверждено в 1925 г. Р. Милликеном, и так как различие в их интенсивности днем и ночью было мало, т. е. Солнце не могло быть основным источником, они были переименованы в космические лучи — название утвердилось после того, как стало ясно, что лучи эти идут равномерно со всех направлений.

Первые исследования космического излучения проводились по степени ионизации воздуха. Позже оказалось, что поднятые наверх фотопластинки (они все время оставались тщательно закрытыми) после проявления показывают какие-то следы (треки) на фотоэмульсии. Наконец, оказалось, что и счетчики Гейгера регистрируют пролетающие через них заряженные частицы.

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.