Марк Перельман - Наблюдения и озарения или Как физики выявляют законы природы

Но Чедвик расширил эксперимент, проведенный французской парой, и обнаружил, что даже толстая свинцовая пластина не ослабляет это излучение. А вот парафин почему-то вновь дал добавочный поток быстрых протонов. Чедвик, в отличие от Боте и супругов Жолио, не побоялся предположить, что видит нечто принципиально новое. Он определил энергию этих быстрых протонов, а затем доказал, что при столкновениях альфа-частиц с ядром крайне маловероятно возникновение гамма-лучей с энергией, которая позволит выбивать такие энергичные протоны из парафина.

Поэтому он сумел оставить естественную, казалось бы, идею о гамма-лучах и предположил, что это излучение состоит из каких-то нейтральных частиц, скажем, нейтронов. Его эксперименты показали, что в результате захвата альфа-частицы ядром бериллия может образоваться ядро углерода, причем освобождается один нейтрон. Затем он взялся за бор — альфа-частица и ядро бора соединяются, образуя ядро азота и нейтрон. Ну а высокая проникающая способность потока нейтронов, как он сразу смог заключить, возникает потому что, поскольку нейтрон не обладает зарядом, то при движении в веществе ему не мешают электроны — он взаимодействует с ядрами лишь при прямых столкновениях. Нейтрону требуется также меньшая энергия, чем гамма-кванту, чтобы выбить протон, поскольку он обладает большей массой и поэтому большим импульсом, чем квант электромагнитного излучения той же энергии.

Анализируя обмен энергией между нейтронами и протонами, выбитыми из вещества, как если бы речь шла о соударении бильярдных шаров, Чедвик подтвердил гипотезу Резерфорда, что масса нейтрона должна быть равна массе протона. Точнее, оказалось, что масса нейтрона на 1,1 % превышает массу протона. («Если бы мы с женой читали лекцию Резерфорда 1920 г., то вероятно, сами идентифицировали бы нейтрон», — покаянно писал позже Ф. Жолио, но так или иначе, открытие было упущено…)

Итак, к электрону, протону и фотону добавилась новая частица — нейтрон (в том же году был открыт и позитрон — впоследствии 1932 г. назвали «Годом великих открытий»).

Почти сразу же, независимо друг от друга, Дмитрий Дмитриевич Иваненко (1904–1994) и Вернер Гейзенберг предположили, что атомные ядра состоят из протонов и нейтронов: число протонов равно порядковому номеру элемента, а число нейтронов — разнице между массовым числом (атомным весом) и номером элемента. Поскольку одноименно заряженные протоны должны отталкиваться друг от друга, то можно предположить, что нейтроны каким-то образом играют роль «клея», удерживающего их вместе. Массы протона и нейтрона примерно одинаковы, в энергетических единицах, по формуле Эйнштейна, они составляют порядка 1000 МэВ, а энергия их связи в ядре (недостающая масса, по Эйнштейну!) — порядка 8 МэВ.

Протон и нейтрон вместе называются нуклонами, от латинского «нуклеоус» — ядро. Число нуклонов как раз и соответствует массовому числу элемента.

Отметим, что существование нейтрона следовало также из проведенных в то же время исследований Гарольда К. Юри (1893–1981, Нобелевская премия по химии 1934), ученика Н. Бора.

Юри был убежден в существовании тяжелого изотопа водорода и занялся его поисками. Для этого он проводил дистилляцию жидкого водорода, предположив, что легкие изотопы испаряются быстрее, чем тяжелые. Накопив так некоторое количество «обогащенного» водорода и проанализировав его спектры, он обнаружил слабые линии там, где и предполагал появление спектральных линий искомого изотопа (из-за большей массы ядра они должны быть несколько сдвинуты относительно линий обычного водорода). С ростом концентрации интенсивность этих добавочных линий росла, и таким образом подтверждалось существование изотопа. В декабре 1931 г. Юри объявил о своем открытии, назвав этот второй по легкости атом дейтерием (от греческого «дейтерос» — второй). Он предложил также название «тритий» для открытого вслед за этим еще одного изотопа водорода, масса которого в три раза превышает массу водорода, а ядро содержит протон и два нейтрона.

Перед тем как излагать историю развития науки о ядре, нам нужно вернуться немного назад.

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.