Referat Mezonii

Mai jos puteti citi fragmente din Referat Mezonii si de asemenea puteti face Download Referat Mezonii

Citeste fragmente din Referat Mezonii

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. Acesta este mecanismul de absorbţie a componentei moi a razelor cosmice. In ceea ce priveşte componenta tare, slaba absorbţie a ei de către plumb ne permite să atribuim particulelor ei o masă ce depăşeşte sensibil masa electronului. Cercetările ulterioare au arătat că aceste particule nu pot fi protoni (sau numai protoni). O astfel de concluzie a fost dedusă pe baza rezultatelor experienţei făcute de către Anderson şi Neddermeyer, cu ajutorul metodei propuse de fizicianul sovietic D.V. Skobelţîn şi care constă în folosirea camerei Wilson situată în cimp magnetic. Această metodă permite observarea urmelor particulelor încărcate şi determinarea masei lor şi a seninului sarcinii. Aplicarea metodei a condus la concluzia că componenţii tare a radiaţiei cosmice conţine pe jumătate particule negative, adică în orice caz conţine particule diferite de protoni, In anul 1938, continuînd experienţele cu camera Wilson, Anderson şi Neddermeyer au obţinut fotografia traiectoriei unei particule încărcate cu masa de aproximativ 200 me. Deoarece particula observată are masa cuprinsă între masa electronului şi a protonului, ea a fost numită mezon. Ulterior, pentru o deosebi de alţi mezoni, particula cu masa de aproximativ 200 me a fost numită mezon μ. In corespondenţă cu cele două semne ale sarcinii se deosebesc miuonii μ+ şi μ-. Valoarea masei miuonului este mμ = (206,767 ± 0,003) me 2. Viaţa medie a miuonilor μ Imediat după descoperirea miuonilor s-a clarificat că ei sînt particule instabile, cu viaţa medie de ordinul unei microsecunde. O astfel de concluzie a fost obţinută prin compararea intensităţii componentei tari a radiaţiei cosmice la nivelul mării şi pe vîrful unui munte înalt .In experimentul care s-a făcut pe munte, în calea particulelor s-a aşezat un absorbant suplimentar, a cărui putere de absorbţie era echivalentă cu absorbţia unei coloane de aer de la nivelul mării pînă la înălţimea muntelui. In acest mod, miuonii înregistraţi pe munte şi cei înregistraţi jos au fost puşi în aceleaşi condiţii în raport cu absorbţia. Cu toate acestea experienţa a arătat o intensitate sensibil mai mică a miuonilor la nivelul mării în comparaţie cu intensitatea lor pe munte, unica explicaţie posibilă a acestui fapt era ipoteza dezintegrării spontane a miuonilor, în urma căreia numărul lor se micşorează pe durata de zbor din vîrful muntelui pînă la nivelul mării. Se ştie că dezintegrarea radioactivă e descrisă de formula exponenţială N =Noe-t/τ unde No şi N sint numărul de particule la momentul iniţial si la momentul t, iar τ este viaţa medie (timpul în care numărul particulelor se micşorează de e~2,7 ori). Inlocuind în această formulă N şi N0 prin intensitatea fluxului de miuoni măsurată respectiv la nivelul mării şi la înălţimea H, iar t prin timpul de zbor al miuonilor pe distanţa H de la vîrful muntelui la nivelul mării (t=H/v~H/c), se poate obţine pentru viaţa medie a miuonilor cosmici mărimea τ ~ 10-5 s. In concordanţă cu teoria relativităţii restrinse, viaţa medie τ a particulelor care se mişca rapid depinde de viteza de mişcare a lor v şi creşte împreună cu viteza după urmatoarea lege: unde τ0 este viaţa medie a particulelor în repaus, viteza luminii în vid. Dar o aceeaşi lege leagă între ele energia de repaus mc2 şi energia totala E a particulelor Măsurarea energiei medii a miuonilor cosmici a arătat că ea este egală cu E ~ 109 eV. Energia de repaus a miuonilor este 100 MeV = 108 eV. De aici = 0,1 şi, prin urmare, mărimea prezisă teoretic a vieţii medii a- miuonilor în repaus este: Compararea lui (τ0)teor cu viaţa medie găsită experimental (τ0)teor a miuonUor lenţi (v