1.3. КРАТКАЯ ИСТОРИЯ ФИЗИКИ КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ

В 1900 г. несколько лабораторий занимались изучением ионизации и электропроводности газов. В предшествующие годы было сделано много новых важных открытий. Трубки Крукса использовались для демонстрации проводимости газов. В 1897 г. Томпсону удалось показать, что катодные лучи являются электронами. В 1896 г. Беккерель открыл радиоактивность; вскоре было доказано, что излучение состоит из и -частиц. Беккерель показал, что -частицы — это электроны, а к 1900 г. Резерфорд с сотрудниками продемонстрировал, что -частицы — это ядра атома гелия.

Только эти частицы, как тогда считалось, были способны вызывать ионизацию воздуха и обладали проникающей способностью.

-частицы испускаются при радиоактивных распадах, порождают плотные потоки ионов и останавливаются слоем воздуха толщиной около 5 см. Это расстояние называется пробегом частицы и в системе СИ измеряется длиной пути в сантиметрах, который проходит частица в воздухе при температуре 15° С и давлении 760 мм рт. ст. Пробег -частицы зависит от разности энергий связи исходного и конечного ядер.

Пробег -частиц несколько длиннее, однако он измеряется не столь точно, поскольку электроны излучаются в процессе, в котором участвуют три тела.

Пробег у-лучей много больше. Для уменьшения их интенсивности в 10 раз требуется слой свинца толщиной несколько сантиметров.

Примерно в 1900 г. было обнаружено, что электроскопы разряжались даже тогда, когда их держали в темноте и на значительном удалении от источников естественной радиоактивности. Метод измерения степени ионизации состоял в определении скорости, с которой электроскоп с золотыми лепестками теряет заряд (рис. 1.2). Процитируем Уилсона [10]:

«Эксперименты с данным прибором проводились в Пиблсе. Когда аппарат находился в обычных комнатных условиях, скорость утечки заряда

Рис. 1.2. Электроскоп с золотыми лепестками [7].

достигала 6,6 деления шкалы микрометра в час. В эксперименте, проведенном в туннеле Каледонской железной дороги неподалеку от Пиблса (ночью, когда движение прекратилось), наблюдалась утечка со скоростью 7,0 делений в час. Скорость рождения ионов в сосуде не собиралась уменьшаться, хотя над головой был многофутовый слой твердых скальных пород».

Некоторое время спустя Резерфорд показал, что наблюдавшийся уровень ионизации был обусловлен главным образом естественной радиоактивностью либо скальных пород, либо загрязненного радиоактивными элементами оборудования. Эксперименты продолжались и среди них был тщательно выполненный опыт Вульфа (1910 г.) - создателя лучших электрометров, с которыми работали тогда ученые. Он определил, что ионизация упала от 6 до 3,5 ион/см, когда он поднимался на Эйфелеву башню (высота 330 м). Если ионизация была следствием воздействия -лучей, рождающихся на поверхности Земли, то интенсивность ионообразования должна была уменьшиться в два раза на высоте

Настоящий переворот произошел в 1912 и 1913 гг., когда сначала Гесс, а затем Кольхерстер осуществили полеты на баллонах. К концу 1912 г. Гесс достиг высоты 5 км, затем Кольхерстер к 1914 г. поднимался на высоту 9 км. Полеты проходили в открытых гондолах. Эти эксперименты были связаны с величайшим риском, и огромный успех вознаградил экспериментаторов за смелость. Именно Гесс получил первые надежные свидетельства существования космических лучей. Привожу фотографию, на которой он запечатлен после одного из своих успешных полетов (рис. 1.3). Гесс и Кольхерстер получили поразительный результат, показывающий, что с ростом высоты, начиная примерно с средняя ионизация увеличивается по сравнению с ионизацией на уровне моря (табл. 1.2).

Рис. 1.3. (см. скан) Виктор Ф. Гесс в гондоле аэростата после одного из успешных полетов, увенчавшихся открытием космических лучей [7].

Это было убедительным свидетельством того, что источник «радиации» находится за пределами атмосферы. По наблюдаемому уменьшению числа ионов в зависимости от длины пути в атмосфере можно получить коэффициент поглощения Найдем, что Это значение можно сравнить с коэффициентом поглощения -лучей от радия Равным для воздуха, т.е. -лучи имеют проникающую способность, в пять раз более низкую, чем космическое излучение.

Казалось не слишком большой экстраполяцией предположить, что космические лучи, как их в 1925 г. назвал Милликен, являются -излучением с

Таблица 1.2 (см. скан)

несколько большей проникающей способностью, чем у наблюдавшейся естественной радиоактивности, и что дополнительная ионизация обусловлена упругим рассеянием на электронах атомов. В 1929 г. советский ученый Скобельцин, проводя эксперимент с -лучами, заметил в пузырьковой камере треки, которые не отклонялись. Из этого следовал вывод, что их энергия должна превышать и он отождествил их с вторичными электронами, производимыми «ультра -излучением Гесса».

В 1929 г. был изобретен счетчик Гейгера — Мюллера, который позволил регистрировать отдельные частицы космических лучей. Ниже мы опишем его немного подробнее, а сейчас лишь укажем, что он состоит из корпуса, в центре которого натянута тонкая проволочка, которая находится под высоким напряжением. Оно должно быть чуть ниже значения, соответствующего разряду в воздухе. Ионизирующая частица, пересекающая газовый объем, выбивает некоторое число электронов, которые достаточно сильно ускоряются и порождают целый каскад электронов, устремляющихся к проволочке и вызывающих импульс тока в цепи (рис. 1.4). С помощью двух таких счетчиков, установленных друг над другом, Боте и Кольхерстер нашли, что очень часто они срабатывали одновременно. Значит, заряженные частицы, обладающие проникающей способностью, достаточной для прохождения их обоих, — весьма обычное явление. Метод совпадений очень часто используется в исследованиях космических лучей и мы еще не раз с ним встретимся.

В своем эксперименте Боте и Кольхерстер снимали события на пленку и могли измерять совпадения с точностью до 1/100 с. Они выполнили также замечательные опыты с брусками золота и свинца толщиной до 4 см, помещаемыми между счетчиками, и определяли число совпадений для каждого поглотителя. Полученные массовые коэффициенты поглощения очень

Рис. 1.4. Схема счетчика Гейгера (более подробно он будет описан в разд. 6.4). Заряженная частица ионизует газ вдоль своего пути через счетчик, рождая лавину электронов, что приводит к электрическому сигналу на аноде [9].

хорошо согласовывались с коэффициентами для атмосферы. Эксперимент давал очень сильное свидетельство в пользу корпускулярной природы излучения, поскольку одновременное попадание в счетчики двух вторичных электронов извне — событие в высшей степени маловероятное. Они писали в своей классической статье [5]:

«Можно подвести итог всей дискуссии с помощью единственного аргумента: средняя длина свободного пробега -луча между двумя событиями эжекции электронов равняется см воды см свинца см золота для высокоширотной радиации. Следовательно, требуется совершенно исключительное стечение обстоятельств, чтобы два электрона, рожденные одним и тем же -лучем, имели достаточную проникающую способность и нужное направление для того, чтобы одновременно попасть в оба счетчика».

Они также показали, что эти частицы могут объяснить наблюдаемую интенсивность космических лучей на уровне моря. Наконец, они отметили, что частицы должны быть очень энергичными, так как их пробеги в веществе велики. По их оценкам энергии должны составлять

В 30-х годах для исследований космического излучения стали использоваться пузырьковые камеры с большими электромагнитами. Ведущими в этой области были Андерсон и Милликен из Калифорнийского технологического института, Кунце из Ростока, Блэкетт и Оккьялини из Кембриджского университета. Последняя группа использовала счетчики Гейгера — Мюллера для запуска пузырьковой камеры с точностью в пределах 1/100 с, так что ионизационные треки частиц можно было наблюдать и фотографировать. Из кривизны треков следовало, что энергия многих частиц составляла а многие были столь энергичны, что вообще не давали сколько-нибудь заметного отклонения.

Андерсон в 1932 г. и Блэкетт и Оккьялини в 1933 г. показали, что существуют положительно заряженные частицы очень похожие на электроны. Оказалось, что они открыли позитрон. Позитроны часто рождались в веществе окружающих камеру электромагнитов. Эти частицы были предсказаны в теории Дирака и их открытие подтверждало теорию.

Свидетельства в пользу существования частиц, похожих на предсказанные Юкавой мезоны, были получены в конце 30-х годов и по измерениям степени ионизации была оценена их масса, которая оказалась равной примерно 200 .

В 40-х годах были разработаны ядерные эмульсии, которые сходны с фотопластинками, но способны регистрировать ионизирующие частицы. Если энергия частицы достаточно велика, то она оставляет в эмульсии трек, по которому можно судить о произведенной ею ионизации. Большое преимущество ядерных эмульсий состоит в том, что благодаря их значительно более высокой плотности, чем у газа в пузырьковых камерах, в них с большей вероятностью обнаруживается взаимодействие.

В 1947 г. с помощью таких эмульсий было показано, что существуют два типа мезонов. Было обнаружено событие, в котором один мезон вошел в эмульсию, замедлился почти до полной остановки и породил другой мезон с кинетической энергией несколько мегаэлектронвольт. Измеренные пробеги частиц дали основание предположить, что мезон одного типа, -мезон, распался на мезон меньшей массы, -мезон. Последний тип мезонов обычно находят в космическом излучении, а -мезоны являются носителями ядерных сил, связывающих ядра.

Конец 40-х годов был особенно плодотворен для физики космических лучей, так как они оказались легко доступным источником частиц очень высоких энергий и благодаря ядерным эмульсиям было открыто много новых типов частиц: С начала 50-х годов детальное исследование элементарных частиц проводится на ускорителях, обеспечивающих значительно более благоприятные условия для их изучения.

С помощью пузырьковых камер были открыты атмосферные ливни космических лучей, так что регистрируемые у поверхности Земли космические лучи — это в большинстве своем вторичные частицы или продукты более высокого порядка, рожденные единственной частицей, вторгшейся в атмосферу. Хотя были выполнены многочисленные наблюдения с баллонов и горных станций, развитие ракетной техники и в еще большей мере создание спутников, способных находиться за пределами атмосферы на протяжении долгого времени, произвело революцию в исследованиях первичных космических лучей.

Наблюдения со спутников достигли своего расцвета в начале 60-х годов и сейчас являются важнейшим источником ценной информации о космических лучах низких энергий. Потоки частиц более высоких энергий настолько слабы, что для их регистрации требуются очень большие «антенны» и работы здесь ведутся в основном с наземными установками, состоящими из детекторов широких атмосферных ливней.