Спринтеры глубокого космоса: Астрофизика

С конца XIX века электроскопы начали использовать для исследования новооткрытой радиоактивности. Поскольку ее невидимые лучи ионизирут воздух, интенсивность излучения можно оценить по скорости спадания листочков электроскопа. Многие физики обращали внимание, что эти приборы разряжаются, даже когда радиоактивных элементов поблизости нет и в помине. После того как Эрнест Резерфорд в 1903 году безуспешно попытался устранить утечки, окружив электроскопы броней из пяти тонн свинца, ученые возложили вину на какие-то источники гамма-лучей, скрытые в земной коре. Отсюда следовало, что вдали от земной поверхности ионизация воздуха должна замедлиться.

Эту-то гипотезу и решил проверить немецкий священник Теодор Вульф, преподаватель физики в иезуитском колледже голландского города Валкенбурга. В 1909 году он сильно повысил чувствительность электроскопа, заменив золотые листочки тонкими проводами из металлизированного кварца и установив микроскоп для их наблюдения. Калибровочные измерения показали, что усовершенствованный прибор регистрирует потерю всего одного иона в секунду! Весной 1910 года Вульф поднялся с ним на Эйфелеву башню, предполагая, что на 300-метровой высоте степень ионизации воздуха упадет в несколько раз. Однако эти ожидания не оправдались — электроскоп разряжался всего на 64% медленнее, чем у подножия башни. Вульф заключил, что либо стандартный коэффициент поглощения гамма-излучения воздухом сильно занижен, либо существует какой-то неизвестный науке ионизирующий фактор.

Узнав о результатах Вульфа, Гесс решил перенести измерения в атмосферу. Самолеты в те времена поднимались невысоко и не отличались надежностью, поэтому Гесс стал аэронавтом. Для своих экспериментов он изготовил электроскопы по вульфовским чертежам и приспособил их к пониженному давлению воздуха. В 1911—1913 годах он совершил десять полетов, имея на борту часы и три электроскопа. Первые восемь только подтвердили выводы Вульфа, однако итоги девятой попытки превзошли все ожидания. Поднявшись ранним утром 7 августа 1912 года из Оссига в окрестностях Праги, Гесс преодолел две сотни километров и приземлился к востоку от Берлина. Уже на двухкилометровой высоте он обнаружил, что электроскопы теряют заряд быстрее, чем на земле, а на высоте 4,5 км скорость утечки втрое превысила наземную.

Гесс доверял своему оборудованию и не боялся смелых гипотез. Вскоре он заявил, что усиливающуюся ионизацию воздуха вызывают «лучи огромной проникающей способности, сверху приходящие в атмосферу». Поначалу он счел их источником Солнце, но отказался от этой мысли, поскольку в ночное время электроскопы разряжались столь же быстро, что и днем. Оставалось предположить, что Землю из межзвездного пространства бомбардируют лучи непомерной энергии, пронизывающие (вспомним опыты Резерфорда!) толстенные свинцовые экраны. Коллеги дружно не поверили Гессу, но его выводы подтвердил астроном из Потсдамской обсерватории Вернер Кольхёрстер. Поднявшись на почти запредельные для аэростатов 9300 м, он обнаружил, что воздух на этой высоте ионизирован вшестеро сильнее, нежели внизу, а гипотетические лучи поглощаются атмосферой как минимум в десять раз слабее, нежели гамма-излучение радиоактивных изотопов.

Результаты Гесса и Кольхёрстера поставили ученых перед загадкой, которая явно требовала серьезнейшего внимания. Но Кольхёрстер совершил свой последний рекордный полет 28 июня 1914 года, втот злосчастный день, когда боевики подпольной организации «Молодая Босния» убили в Сараеве наследника австро-венгерского престола Франца Фердинанда и его морганатическую жену герцогиню Гогенберг. Через месяц началась Первая мировая война, надолго покончившая с фундаментальной наукой.

В 1920-х физики вернулись к исследованию атмосферной ионизации. Уже ставший Нобелевским лауреатом Милликен с аспирантом Айрой Боуэном выполнил свои довоенные планы, приступив к запуску аэрозондов, оснащенных электрометрами и фотокамерами. Сначала он сомневался в небесной природе ионизирующего фактора, однако в конце концов признал ее реальность ив1925году предложил общепринятый ныне термин «космические лучи» (вместо употреблявшегося германоязычными физиками названия «высотное излучение»).

В 1920-е годы в космических лучах видели особо жесткую разновидность гамма-излучения (отсюда еще одно немецкое название Ultra-Gammastrahlung, ультра-гамма-радиация). Однако постепенно накапливалась информация, что интенсивность излучения не одинакова на разных широтах и особенно велика в полярных областях. Это было окончательно доказано в 1930—1932 годах в ходе глобальной исследовательской программы с шестью десятками участников. Ее организовал третий по счету (после Майкельсона и Милликена) американский Нобелевский лауреат по физике Артур Холли Комптон (награду он получил за открытие чисто квантового эффекта изменения длины волны рентгеновских лучей при упругом рассеянии электронами, который теперь носит его имя). Измерения проводились на чрезвычайно чувствительных электроскопах новой конструкции, разработанной самим Комптоном.

Однако эра этих приборов уже заканчивалась. У широтного эффекта было единственное объяснение: космические лучи хотя бы частично состоят из заряженных частиц, которые отклоняются магнитным полем Земли. Для их регистрации требовались специальные измерительные устройства, которыми уже располагали физики-атомщики, — камеры Вильсона и счетчики Гейгера. Ими начали пользоваться для изучения космических лучей в конце 1920-х годов, еще до запуска комптоновского проекта. Пионером применения камеры Вильсона для отслеживания треков космических частиц стал советский физик Дмитрий Скобельцын, а счетчики Гейгера с этой целью первыми задействовали Кольхёрстер и его коллега Вальтер Боте. В 1927 году Скобельцын обнаружил в камере Вильсона следы заряженных частиц, которые не отклонялись магнитным полем и, следовательно, имели огромную энергию, как минимум 15 МэВ. В том же 1929 году Боте с Кольхёрстером сообщили, что заряженные частицы космического излучения свободно проходят сквозь золотую пластинку пятисантиметровой толщины, что тоже свидетельствовало об очень высоких энергиях.

Позднее Бруно Росси уже с помощью электронных приборов подтвердил результаты Резерфорда и показал, что в состав космических лучей входят частицы, способные пронизывать свинцовые экраны метровой толщины. Это свидетельствовало, что их энергия измеряется даже не миллионами, а миллиардами электронвольт. Все факты подтверждали, что наука обнаружила источник сверхбыстрых частиц, движущихся почти со скоростью света.

К началу 1930-х годов были известны лишь две элементарные частицы — протон и электрон. Вскоре их число возросло вдвое. Сотрудник Резерфорда Джеймс Чедвик открыл нейтрон, а аспирант Милликена Карл Андерсон из Калифорнийского технологического обнаружил в камере Вильсона трек позитрона, порожденного космическими лучами (вскоре европейские физики выяснили, что позитроны возникают и при радиоактивных распадах). Поэтому в 1934 году участники международной конференции в Лондоне смогли интерпретировать результаты последних наблюдений космического излучения с помощью этой четверки частиц. К тому времени излучение разделили на мягкую и жесткую компоненты. Лучи мягкой компоненты полностью поглощались не слишком толстыми экранами из свинца и других тяжелых металлов и, по общему мнению, состояли из электронов и позитронов. Жесткое излучение пронзало многометровые слои свинца и явно имело другую природу — непонятно лишь, какую именно.

Проблема происхождения космических лучей в основном была решена через шесть лет. Никто уже не сомневался, что первичные космические лучи сталкиваются с атомами земной атмосферы и порождают множество вторичных частиц меньших энергий. Была разработана детальная теория движения этих частиц в земной магнитосфере. Из этой теории следовало, что если в первичных лучах преобладают частицы с положительным зарядом, то вторичные частицы будут в основном двигаться с запада на восток, в противном же случае — с востока на запад. Измерения с помощью спаренных счетчиков Гейгера показали, что частицы предпочитали двигаться в восточном направлении. Напрашивался вывод, что их предшественниками должны быть либо позитроны, либо протоны, либо ионизированные атомы.

В 1940 году физики из Чикагского университета решительно отмели первую возможность. Они поднялись на стратостате на 20-километровую высоту, куда, по предположениям, в изобилии долетали первичные частицы. Оказалось, что наиболее энергичные из этих космических пришельцев, проникающие сквозь толстые свинцовые экраны, не порождают электронных ливней и поэтому никак не могут быть позитронами. Ученые заключили, что среди них доминируют протоны, и не ошиблись. Сейчас известно, что потоки заряженных частиц внесолнечного происхождения на 98% состоят из барионов и только на 2% — из электронов и позитронов. В барионной компоненте преобладают протоны (87%), за ними следуют альфа-частицы, они же ядра гелия (12%), и ядра более тяжелых элементов (1%).

Итак, к началу 1940-х уже было ясно, что космические лучи в основном состоят из протонов. Они бомбардировали Землю с энергиями, недоступными ускорителям первой половины века, и поэтому стали важнейшим инструментом ядерной физики и физики элементарных частиц. Вплоть до начала 1950-х все новооткрытые частицы (за исключением нейтрона) были зарегистрированы в результате анализа процессов, запущенных космическими лучами.

Первой ласточкой стал позитрон, античастица электрона, в 1936 году принесший Андерсону Нобелевскую премию по физике, которую он разделил с Виктором Гессом. Андерсоновские позитроны рождались отнюдь не в космосе (они бы аннигилировали в стратосфере), своим появлением они обязаны космическим протонам с энергией более 1 ГэВ. При столкновениях с ядрами атомов в верхних слоях атмосферы эти протоны инициируют цепочки превращений, приводящих к возникновению гамма-квантов, а они уже при торможении в веществе производят электронно-позитронные пары. Такие пары и наблюдал Андерсон в камере Вильсона, помещенной в сильное магнитное поле.

Иногда говорят, что Андерсон обнаружил частицу, ранее предсказанную Полем Дираком. Это неверно. Дирак обнародовал гипотезу антиэлектрона в сентябре 1931 года, когда Андерсон уже имел первые снимки электронно-позитронных треков. Модель Дирака позволила правильно их интерпретировать — в начале 1933 года это независимо сделали и сам Андерсон, и сотрудники Кавендишской лаборатории Патрик Блэкетт и Джузеппе Оккиалини. В дальнейшем с помощью космических лучей было совершено множество открытий. Первое из них сделали Андерсон и его аспирант Сет Неддермейер: в 1936 году в горной лаборатории на высоте 4300 м они обнаружили треки релятивистских частиц, которые вели себя как электроны, но были много массивней. Через год такие же треки наблюдали в Гарварде и Токио. Для идентификации новой частицы, которую назвали мю-мезоном, потребовалось почти десять лет.

Регистрация в 1947 году пиона положила начало крат-ко-временному фейерверку открытий новых частиц с помощью космических лучей. В том же году физики из Манчестерского университета Джордж Рочестер и Клиффорд Батлер сфотографировали в камере Вильсона два коротких трека, расходящихся из единой точки подобно латинской букве V. Вообще-то V-образные следы наблюдались при гамма-лучевом рождении электронно-позитронных пар еще с 1930-х годов, но здесь явно имели место совсем другие события. Анализ показал, что эти треки возникли после исчезновения нейтральной частицы с массой около 800 масс электрона, более чем вдвое превышающей массу пиона. Сейчас мы знаем, что Рочестер с Батлером отловили распад нейтрального К-мезона на пару пионов разных знаков. Вскоре вильсоновская камера обсерватории космических лучей на пике Дю Миди во французских Пиренеях зарегистрировала V-образный трек протона и отрицательного пиона, порожденных распадом еще более массивной нейтральной частицы, которую назвали лямбда-гипероном (в обоих случаях V-образные треки исходили как бы из пустоты, так как незаряженные частицы-предшественники не оставляли следов в камере Вильсона). В1948году Пауэлл обнаружил трехпионный распад положительного К-мезона. Вскоре были замечены и другие новые частицы, такие как кси-гипероны и сигма-гипероны.

А потом космические лучи как-то сразу перестали быть инструментом открытий в области физики элементарных частиц. В 1953 году в Брукхейвенской Национальной лаборатории заработал протонный ускоритель с вполне космической энергией в 3ГэВ, метко названный «Космотроном». За ним последовали еще более мощные машины, не только дававшие интенсивные пучки частиц высоких энергий, но и позволявшие применять детекторы нового типа. Все без исключения частицы, открытые с того времени, родились на ускорителях. Исследование космических лучей отныне стало уделом астрофизиков, которые всерьез занялись их природой и происхождением.