| Referate | Director web | Adauga link | Contact |

Titlu referat: Particule elementare

Nivel referat: liceu

Descriere referat:
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:
τ =
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
E = 
Măsurarea energiei medii a miuonilor cosmici
a arătat că ea este egală cu E ~ 109 eV. Energia de repaus a miuonilor
este
mμc2 100 MeV = 108
eV.
De aici
= = =
0,1
şi, prin urmare, mărimea prezisă teoretic a
vieţii medii a- miuonilor în repaus este:        
(τ0)teor =
Compararea lui (τ0)teor cu viaţa
medie găsită experimental (τ0)teor a miuonUor
lenţi (vverificări a teoriei relativităţii restrînse.
Experienţa pentru determinarea (τ0)teor
s-a făcut în felul următor : particulele cosmice au trecut prin contorul C, prin absorbantul de plumb Pb pentru absorbţia
componentei moi, prin contorul C2   si cadeau  in filtrul
F,inconjurat lateral si jos de un grup de contori C3 , sub care au fost asezati inca un grup
de contori C 4  . Pentru a măsura viaţa medie a
miuonilor s-au folosit contorii C3 montaţi în coincidenţă
întîrziată. Această schemă diferă prin proprietatea că ea intră in
funcţiune numai atunci cînd în unul din contori apare un impuls după un
timp bine determinat de la apariţia impulsului în sistemul (C1+C2 
-C4). Timpul de întîrziere a coincidenţei e cunoscut şi poate fi
măsurat. Evident că dacă timpul de întîrziere e făcut să coincidă eu
viaţa medie a miuonilor, atunci electronul care se formează prin
dezintegrarea acestora cade în unul dintre contorii
C3 în momentul necesar şi
instalaţia înregistrează cazul dezintegrării {μ-e). Pentru orice alt timp de
întîrziere instalaţia nu va funcţiona. Viaţa medie a miuonilor, măsurată
în această experienţă, s-a dovedit egală cu
τμ= (2,15 ± 0,07) * 10-6 s
Schema de dezintegrare a miuonului a fost
stabilită in anul 1947 cu ajutorul metodei fotografice de cercetare a particulelor
elementare.
S-a arătat că miuonii se dezintegrează
după schema
μ± →e± +
+
Spinul miuonului este egal cu 1/2.
3. Interacţiunea
miuonilor μ eu
substanţa
Rezultatele
experienţelor au arătat că viaţa medie a miuonilor μ+ si
μ-  nu depinde de mediul în care are loc dezintegrarea şi este
egală cu τμ+ = 2,15 -10-6 s. Viaţa medie a miuonilor
μ- descreşte rapid cu creşterea numărului
Z al mediului, de la 2 ·10-6 s pentru
carbon pînă la 7 ·10-8 s
pentru plumb. Aceasta înseamnă ca probabilitatea de
capturare a mezonului μ-  în plumb este de 30 ori mai mare
decît probabilitatea de dezintegrare.
Procesul de capturare a miuonului...



Curs valutar
Euro4,5511
Dolarul american4,2615
Lira Sterlina5,3015
Gramul de aur170,1555
Leul moldovenesc0,2176
Materii referate

Anatomie (61)

Astronomie (61)

Biologie (546)

Chimie (530)

Contabilitate (87)

Design (4)

Diverse (878)

Drept (356)

Ecologie (59)

Economie (520)

Educatie Fizica (2)

Educatie si Invatanmant (2)

Engleza (463)

Filosofie (99)

Fizica (343)

Franceza (25)

Geografie (838)

Germana (40)

Informatica (354)

Istorie (1169)

Italiana (21)

Latina (26)

Literatura (22)

Logica (6)

Management (133)

Marketing (118)

Matematica (114)

Mecanica (13)

Medicina si Farmacie (229)

Muzica (35)

Psihologie (337)

Religie (248)

Romana (2303)

Spaniola (31)

Statistica (17)

Stiinte politice (27)

Turism (64)

Nota explicativa

Informatiile oferite de acuz.net au scop educativ si orientativ pentru cercetare academica. Va recomandam utilizarea acestora doar ca sursa de inspiratie sau ca resurse educationale.