Descriere: I. MEZONII μ (MIUONII)
1. Istoricul descoperirii
In anii 30 nu existau încă la dispoziţia fizicienilor acceleratoarele de particule încărcate la energii mari. Singurele surse posibile, de unde au putut fi culese informaţiile despre procesele care se produc la energii mari şi, în particular, despre procese cu formarea de particule de tipul celor prevăzute de Yukawa, au putut fi numai radiaţiile cosmice. De aceea, cercetarea radiaţiei cosmice a caştigat în aceşti ani o importanţă deosebită.
Radiaţia cosmică se împarte în primară şi secundară. Radiaţia primara reprezintă un flux de particule încărcate foarte rapide (în principal, protonii), a căror energie atinge 1016÷1017eV.
Radiaţia secundară, care se naşte prin interacţiunea radiaţiei primare cu atmosfera terestră, este de diferite tipuri. Foarte interesante s-au dovedit a fi experienţele pentru cercetarea componenţei razelor cosmice . O experienţă a constat în măsurarea intensităţii razelor cosmice după trecerea, lor prin straturi de plumb de diferite grosimi. Particulele care au trecut s-au înregistrat cu ajutorul unui telescop de contori aşezat în poziţie verticală, constand din trei contori, conectaţi într-o schemă de coincidenţă triplă, care a înregistrat particulele ce veneau numai din direcţie strict verticală.
Ca rezultat al măsurătorilor a fost obţinuta o curba, din alura căreia este clar că intensitatea N a radiaţiilor cosmice scădea foarte repede pe primii 5—10 cm ai parcursului lor şi aproape nu se modifica prin mărirea în continuare a grosimii plăcii de plumb. Aceasta arată că în componenţa razelor cosmice sunt doua componente esential diferite : una moale, adică puternic absorbita de plumb şi alta tare, adică cea care trece prin grosimi de plumb mari. S-a aratat ca unul dintre mecanismele posibile de pierdere de energie a particulelor rapide încărcate este pierderea prin radiaţia de franare, adică prin emiterea de fotoni în procesul de franare a particulelor în campul coulombian al nucleelor mediului. Radiaţia de frînare este proporţională cu pătratul acceleraţiei şi prin urmare (pentru acelaşi z, adică aceeaşi forţă de interacţiune), invers proporţională eu pătratul maselor particulelor. Particulele încărcate pierd deosebit de intens energie prin radiaţie de franare la mişcarea în medii dense (de exemplu, solide), unde datorită densităţii mari a nucleelor este foarte mare probabilitatea franării coulombiene. Dependenţa invers proporţională a intensităţii radiaţiei de franare de pătratul maselor particulelor conduce la faptul că radiaţia de franare este neesenţială pentru particule cu masa mare, de exemplu protoni şi este procesul de bază al pierderii energiei pentru electronii rapizi. Astfel, se poate întîmpla ca fotonii ce se formează ca rezultat al frînării electronilor să aibă energia Eγ > 2mec2 unde me este masa electronului. In acest caz, cuantele γ pot genera in cîmpul nucleului atomic perechi electron-pozitron a căror franare conduce la rîndul ei la apariţia de fotoni şi aşa mai departe pînă cind energia cuantelor γ care iau naştere devine mai mică decît 2mec2.
Procesul descris poartă numele de avalanşă (jerbă) electrono-fotonică, deoarece în fiecare „ciclu" numărul particulelor din el se dublează. Creşterea rapidă a numărului de particule (sub formă de avalanşă), care participă la proces, conduce la aceea că energia iniţială a unei particule primare se distribuie rapid între mulţimea de fotoni şi electroni care iau naştere în avalanşă, drept care particula rapidă încetează să existe ca atare, adică este absorbită.
|
