Kosmiline kiirgus
Selgitades tuumafüüsika ja osakeste füüsika uurimist, ei tohi unustada, millist rolli on mänginud kosmiline kiirgus. Kosmiline kiirgus oli 1930. aastate algul ainus kõrge energiaga osakeste allikas ning ainus vahend avastamaks „uusi” osakesi nagu positron (elektroni antiosake). Esimest korda õnnestus positron tuvastada 1932. aastal Carl Andersonil, kes oli kosmilise kiirguse spetsialist.
19. sajandi lõpul, füüsikud, kes vajasid elektriliselt neutraalset gaasi oma mateeriastruktuuri katsetusteks, panid tähele, et sellist gaasi on võimatu saada väljaspool ionisatsiooni allikat. Sellist fenomeni on üpris lihtne korrata väga traditsionaalselt kulla lehe ning elektroskoobiga. Korrektne tõlgendus sellele oleks, et Maa pind võtab pidevalt vastu laetud osakeste voolu. Algselt usuti, et nende osakeste allikaks on maakoor ning selle tõestuseks korraldati katse õhupalliga. Katse tulemused aga näitasid, et parasiitne vool hoopis kasvab kõrguse suurenedes. 1910 aastal Victor Hess kirjeldas seda tulemust ning väitis, et kiirgus on pärit kosmosest ning tal on äärmiselt suur läbimisvõime. Victor Hess ja Carl Anderson said oma avastuste eest noobeli preemia 1936. aastal.
Kosmilise kiirguse osakesed omavad kergetest elementidest tuuma (väga sageli on selleks prootonid ja α-osakesed), on pärit enamasti meie enda galaktikast ja omavad energiat 108 kuni 1020 eV-ni. Energeetiliselt kõige nõrgem kosmiline kiirgus on „Päikese tuul” ja nende osakeste trajektoor on väga tundlik Maa magnetväljale.
Seevastu gigantsed kosmilised energiad on pärit universumi kõige võimsamatest reaktsioonidest, tihti väga kaugelt Universumist.
Kiirendid
Kiirendites kiirendatakse elektriliselt laetud osakesi: elektrone, prootoneid, aga ka raskeid ioone tuuma arvuga 2st 238ni. Kiirendite ajalugu ulatub aastasse 1928 ning nende kasutamisvaldkond ei ole mitte ainult fundamentaalsed uuringud, vaid ka mitmed teised kõrgtehnoloogia valdkonnad (bioloogia ja meditsiin, materjaliteadus, keskkond, ...).
Teame, et elektriline potentsiaalide vahe kahe punkti vahel tähendab elektrivälja eksisteerimist selles piirkonnas. Elektronile selles regioonis mõjub jõud: kui potentsiaalide vahe on 1 volt, siis elektroni kineetiline energia kasvab ühe elektronvoldi võrra. Tänapäeval, uurides mateeriat, mille möötmed on femtomeetrites (10-15m), peab uurimiseks kasutatavate osakeste vihk omama vahemalt kineetilist energiat suurusjärgus TeV (teraelektronvolt = 1012 eV). Tavaolukorras on äärmiselt raske sellise energiaga osakesi saada. Esimestes kiirendites kasutati kahte tehnikat, mis on siiamaani kasutusel.
- Esimene meetod – Kiirendatud osakeste kimp on pidev ajas, kuid potenentsiaalide erinevus väga kõrge. 1932. aastal John Cockroft ja Ernst Walton (Rutherfordi õpilased Cambridgest) jõudsid selle tulemuseni kiirendades prootoneid pinge all 700 kV, selliselt õnnestus neil näha tuumareaktsiooni liitiumiga. Meetod mida nad kasutasid on välja töötatud Robert Van de Graafi poolt (Marie Curie õpilane, töötas Oxfordis) kes realiseeris inustriaalselt eletrostaatika masina, kus pinge võib küündida 20 mV-ni.
- Teine meetod – Osakesed pannakse kiirenema madalama pingega, ning see toimub ringikujulises kiirendis, mida kutsutake „tsüklotron”. Selline kiirendi võibaldab juurdepääsu kõrgemate energiateni. Osakesed, mis väljuvad iooni allikast tsüklotroni keskosas. Magnetväli hoiab osakese ringikujulisel orbiidil, või pigem spiraalsel, sest igal poolringil antakse kasvatatakse osakeste energiat. Kiirendamine toimub momendini, kui osakeste kimp väljub kiirendist.
Selgitades tuumafüüsika ja osakeste füüsika uurimist, ei tohi unustada, millist rolli on mänginud kosmiline kiirgus. Kosmiline kiirgus oli 1930. aastate algul ainus kõrge energiaga osakeste allikas ning ainus vahend avastamaks „uusi” osakesi nagu positron (elektroni antiosake). Esimest korda õnnestus positron tuvastada 1932. aastal Carl Andersonil, kes oli kosmilise kiirguse spetsialist.
19. sajandi lõpul, füüsikud, kes vajasid elektriliselt neutraalset gaasi oma mateeriastruktuuri katsetusteks, panid tähele, et sellist gaasi on võimatu saada väljaspool ionisatsiooni allikat. Sellist fenomeni on üpris lihtne korrata väga traditsionaalselt kulla lehe ning elektroskoobiga. Korrektne tõlgendus sellele oleks, et Maa pind võtab pidevalt vastu laetud osakeste voolu. Algselt usuti, et nende osakeste allikaks on maakoor ning selle tõestuseks korraldati katse õhupalliga. Katse tulemused aga näitasid, et parasiitne vool hoopis kasvab kõrguse suurenedes. 1910 aastal Victor Hess kirjeldas seda tulemust ning väitis, et kiirgus on pärit kosmosest ning tal on äärmiselt suur läbimisvõime. Victor Hess ja Carl Anderson said oma avastuste eest noobeli preemia 1936. aastal.
Kosmilise kiirguse osakesed omavad kergetest elementidest tuuma (väga sageli on selleks prootonid ja α-osakesed), on pärit enamasti meie enda galaktikast ja omavad energiat 108 kuni 1020 eV-ni. Energeetiliselt kõige nõrgem kosmiline kiirgus on „Päikese tuul” ja nende osakeste trajektoor on väga tundlik Maa magnetväljale.
Seevastu gigantsed kosmilised energiad on pärit universumi kõige võimsamatest reaktsioonidest, tihti väga kaugelt Universumist.
Kiirendid
Kiirendites kiirendatakse elektriliselt laetud osakesi: elektrone, prootoneid, aga ka raskeid ioone tuuma arvuga 2st 238ni. Kiirendite ajalugu ulatub aastasse 1928 ning nende kasutamisvaldkond ei ole mitte ainult fundamentaalsed uuringud, vaid ka mitmed teised kõrgtehnoloogia valdkonnad (bioloogia ja meditsiin, materjaliteadus, keskkond, ...).
Teame, et elektriline potentsiaalide vahe kahe punkti vahel tähendab elektrivälja eksisteerimist selles piirkonnas. Elektronile selles regioonis mõjub jõud: kui potentsiaalide vahe on 1 volt, siis elektroni kineetiline energia kasvab ühe elektronvoldi võrra. Tänapäeval, uurides mateeriat, mille möötmed on femtomeetrites (10-15m), peab uurimiseks kasutatavate osakeste vihk omama vahemalt kineetilist energiat suurusjärgus TeV (teraelektronvolt = 1012 eV). Tavaolukorras on äärmiselt raske sellise energiaga osakesi saada. Esimestes kiirendites kasutati kahte tehnikat, mis on siiamaani kasutusel.
- Esimene meetod – Kiirendatud osakeste kimp on pidev ajas, kuid potenentsiaalide erinevus väga kõrge. 1932. aastal John Cockroft ja Ernst Walton (Rutherfordi õpilased Cambridgest) jõudsid selle tulemuseni kiirendades prootoneid pinge all 700 kV, selliselt õnnestus neil näha tuumareaktsiooni liitiumiga. Meetod mida nad kasutasid on välja töötatud Robert Van de Graafi poolt (Marie Curie õpilane, töötas Oxfordis) kes realiseeris inustriaalselt eletrostaatika masina, kus pinge võib küündida 20 mV-ni.
- Teine meetod – Osakesed pannakse kiirenema madalama pingega, ning see toimub ringikujulises kiirendis, mida kutsutake „tsüklotron”. Selline kiirendi võibaldab juurdepääsu kõrgemate energiateni. Osakesed, mis väljuvad iooni allikast tsüklotroni keskosas. Magnetväli hoiab osakese ringikujulisel orbiidil, või pigem spiraalsel, sest igal poolringil antakse kasvatatakse osakeste energiat. Kiirendamine toimub momendini, kui osakeste kimp väljub kiirendist.
Prantsuse keelest tõlgitud 10. jaanuar 2007
Voyage au coeud de la matière
BELIN CNRS ÉDition 2002 lk 98-101
