Հակապրոտոն

Վիքիպեդիայից՝ ազատ հանրագիտարանից
Հակապրոտոն
Quark structure antiproton.svg
Հակապրոտոնի քվարկային կառուցվածքը
Դասակարգում Հակաբարիոններ
Կազմություն 2 վերև-հակաքվարկ, 1 ներքև-հակաքվարկ
Վիճակագրություն Ֆերմիոնային
Հիմնարար փոխազդեցություններ Ուժեղ
Թույլ
Էլեկտրամագնիսական
Գրավիտացիոն
Նշանակումը \bar{p}
Մասնիկ Պրոտոն
Հայտնագործում Էմիլիո Սեգրե, Օվեն Չամբեռլայն (1955)
Տեսակների քանակ 3
Զանգված 938 ՄէՎ/c2
Էլեկտրական լիցք +1 e
Սպին 12


Հակապրոտոն, տարրական մասնիկ, պրոտոնի հակամասնիկը։ Նշանակվումը՝ \bar{p}: Կայուն մասնիկ է, բայց սովորաբար կյանքի տևողությունը կարճ է, քանի որ պրոտոնի հետ կամայական բախմման արդյունքում երկու մասնիկներն էլ վերանում են՝ անջատելով էներգիա։

Պրոտոնի +1 էլեկտրական լիցքին հակադիր -1 լիցք ունեցող հակապրոտոնի գոյությունը կանխատեսել է Պոլ Դիրակը իր 1933 թ. Նոբելյան բանախոսության մեջ[1]։ Դիրակը Նոբելյան մրցանակ ստացավ 1928 թ. հրապարակած աշխատության՝ Դիրակի հավասարման համար, որը կանխատեսում էր Այնշտայնի էներգիայի հավասարման (E = mc^2) դրական և բացասական լուծումները և պոզիտրոնի՝ էլեկտրոնի հակամասնիկի գոյությունը։

Հակապրոտոնի գոյությունը փորձնականորեն հաստատեցին 1955 թ. Բերկլիի Կալիֆոռնիայի համալսարանի ֆիզիկոսներ Էմիլիո Սեգրեն և Օվեն Չամբեռլայնը, ինչի համար նրանք 1959 թ. ստացան ֆիզիկայի Նոբելյան մրցանակ։ Հակապրոտոնը կազմված է երկու վերև հակաքվարկից և մեկ ներքև-հակաքվարկից (uud)։ Հակապրոտոնի բոլոր չափված հատկությունները համապատասխանում են պրոտոնին, բացառությամբ միայն, որ հակապրոտոնն ունի պրոտոնին հակառակ էլեկտրական լիցք և մագնիսական մոմենտ։ Հարցերը, թե ինչպես է նյութը տարբերվում հականյութից և հականյութի նպատակահարմարությունը Մեծ պայթյունից հետո մինչև հիմա պատասխան չունեն՝ տիեզերքում հականյութի սակավության պատճառով։

Բնության մեջ[խմբագրել]

Հակապրոտոնները նկատվել են տիեզերական ճառագայթներում շուրջ 25 տարի առաջ։ Տիեզերական ճառագայթներում նրանց ներկայության ստանդարտ պատկերն այն է, որ նրանք առաջանում են տիեզերական ճառագայթների պրոտոնների բախումներից միջաստղային միջավայրի միջուկների հետ, ռեակցիայի միջոցով, որտեղ A-ն ներկայացնում է միջուկները՝

p +  A \rarr p + \bar{p}  + p + A

Երկրորդային հակապրոտոններն (\bar{p}) այնուհետև տարածվում են գալակտիկայում՝ սահմանափակվելով գալակտիկայի մագնիսական դաշտերով։ Նրանց էներգետիկ սպեկտրը փոփոխվում է միջաստղային միջավայրում ատոմների հետ բախումների հետևանքով։

Հակապրոտոնային տիեզերական ճառագայթների էներգիայի սպեկտրը չափվել է, և այժմ ունենք տիեզերական ճառագայթների բախումներից առաջացած հակապրոտոնների ստանդարտ պատկերը[2]։ Այն վերին սահման է որոշում էկզոտիկ ճանապարհներով, ինչպես գալակտիկայում սուպերսիմետրիկ մութ նյութի մասնիկների անիհիլացումից կամ առաջնային սև խոռոչների գոլորշիացումից առաջացած հակապրոտոնների թվի համար՝ հակապրոտոնի կյանքի տևողության համար ևս ավելի ցածր սահման է դնելով՝ 1-10 միլիոն տարի։ Քանի որ գալակտիկայում հակապրոտոնի պահպանման ժամանակը մոտ 10 միլիոն տարի է, իրական տրոհման ժամանակը կփոփոխի գալակտիկայում ապրելու ժամանակը և կխախտի տիեզերական ճառագայթների հակապրոտոնների սպեկտրը։ Այս գնահատականն ավելի խիստ է, քան հակապրոտոնի կյանքի տևողության ամենակատարյալ չափումները լաբորատորիայում`

Հակապրոտոնի հատկությունների մեծությունները ըստ CPT սիմետրիայի կանխատեսության նույնն են, ինչ պրոտոնինը։ Օրինակ, CPT սիմետրիան կանխատեսում է, որ հակապրոտոնի զանգվածը և կյանքի տևողությունը նույնն է, ինչ պրոտոնինը, իսկ էլեկտրական լիցքը և մագնիսական մոմենտը նշանով հակադիր և մեծությամբ հավասար են պրոտոնի համապատասխան հատկություններին։ CPT սիմետրիան դաշտի քվանտային տեսության հիմնական հետևանքն է, և խախտումներ մինչ այժմ չեն դիտարկվել։

Ծանոթագրություններ[խմբագրել]

  1. Dirac, Paul A. M. (1933)։ «Theory of electrons and positrons»։ http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1933/dirac-lecture.pdfԿաղապար:Inconsistent citations 
  2. Kennedy, Dallas C. (2000). «Cosmic Ray Antiprotons». Proc. SPIE. Gamma-Ray and Cosmic-Ray Detectors, Techniques, and Missions 2806: 113. doi:10.1117/12.253971. 
  3. Caso, C.; et al. (1998). «Particle Data Group». European Physical Journal C 3: 613. doi:10.1007/s10052-998-0104-x. Bibcode1998EPJC....3....1P. http://pdg.ihep.su/1999/s041.pdf.