Вид с высоты - Айзек Азимов

Группа частиц, вышедшая на сцену раньше гиперонов, — это мезоны. Эти частицы выступают в среднем весе: они легче протонов и нейтронов, но тяжелее электрона (поэтому их название и было образовано от греческого слова, означающего «средний»).

Мезонов тоже известно три разновидности. Два более легких вида мезонов различают греческими буквами: это мю-мезоны, открытые в 1935 году и имеющие массу, которая составляет примерно 11 процентов массы протона, и пи-мезоны, открытые в 1947 году, — их масса составляет примерно 15 процентов массы протона. Наконец, начиная с 1949 года было открыто несколько необычайно тяжелых мезонов, так называемых ка-мезонов. Их массы равны примерно половине массы протона.

В целом мезоны не так нестабильны, как гипероны. Их время жизни дольше. Даже самые устойчивые из гиперонов имеют период полураспада лишь 30 световых миллиметров, тогда как период полураспада мезонов колеблется от 8000 световых миллиметров (у заряженных пи-мезонов) до 800 000 световых миллиметров (у мю-мезонов).

Теперь уже 800 000 световых миллиметров покажутся вам поистине долгой «полужизнью», поэтому я напомню, что в обычных единицах это как раз 1/400 000 секунды.

Короткое мгновение для нас, но долгое, очень долгое время по ядерным масштабам.

Из мезонов только ка-разновидность относится к «странным» частицам. Ка-плюс- и ка-ноль-мезоны имеют «странности», равные +1, а ка-минус-мезон имеет «странность» –1.

Кстати, слабые взаимодействия недавно вызвали в физике почти революцию. Примерно в первые 8 лет после их открытия слабые взаимодействия казались не более чем досадной неясностью. И вдруг в 1957 году в результате исследований, связанных с ними, обнаружили, что «закону сохранения четности» подчиняются отнюдь не все процессы в природе.

Я не буду углубляться в подробности; пожалуй, достаточно сказать, что демонстрация опыта поразила физиков как гром среди ясного неба; двое молодых ученых, которые разгадали загадку, тотчас стали лауреатами Нобелевской премии, а перед теорией ядра открылись новые горизонты.

Кроме мезонов и гиперонов, известна только одна нестабильная частица — нейтрон. В атомном ядре нейтрон стабилен; но пребывания в одиночестве он не выдерживает и в конце концов распадается, порождая протон, электрон и нейтрино. (Разумеется, античастицы — позитроны и антипротоны — нестабильны в том смысле, что вступают в реакцию с электронами и протонами. В обычных условиях это совершается не позже чем примерно через миллионную долю секунды после их рождения. Однако, если бы эти античастицы оказались в изоляции, они оставались бы неизменными до бесконечности, а именно это мы и подразумеваем под стабильностью.)

Период полураспада нейтрона равен 1010 секундам (или примерно 17 минутам), а это значит, что он живет примерно в миллиард раз дольше, чем любая другая нестабильная частица.

В световых единицах период полураспада нейтрона составил бы 350 миллионов световых километров. Другими словами, если бы группа нейтронов неслась со скоростью света, то они покрыли бы расстояние 350 миллионов километров (от одной крайней точки земной орбиты до другой и еще немного), прежде чем половина из них распалась бы.

Разумеется, нейтроны, которыми пользуются ученые, движутся далеко не со скоростью света. На деле нейтроны, особенно подходящие для расщепления урана, — это как раз очень медленные нейтроны, движущиеся не быстрее молекул воздуха. Их скорость равна примерно 1,5 километра в секунду.

Однако даже так, ползком, поток нейтронов покроет расстояние 1500 километров, прежде чем половина из них распадется. А на этой дистанции с ними может случиться многое и многое другое. Например, если нейтрон движется в уране или плутонии, то у него есть шанс быть захваченным ядром и положить начало делению ядер. И сыграть немаловажную роль в том, что мир, в котором мы сегодня живем, станет еще более сложным и опасным.

10. К порядку!

Энтропия — одно из самых волнующих слов в науке. Оно слетает с языка, небрежно порхая и как бы между прочим, но, если попросить говорящего объяснить этот термин, он тотчас начинает страдать косноязычием. Я тоже не исключение: научился употреблять это слово с изящной непринужденностью и круто менять тему разговора, как только меня просят объяснить его значение.

Но нельзя же бесконечно увертываться. Итак, стиснув зубы и слегка побледнев, я приступаю…

Начну с закона сохранения энергии. Он утверждает, что энергия может переходить из одного вида в другой, но что ее нельзя ни сотворить, ни уничтожить.

Этот закон отражает наш жизненный опыт, поскольку никто не знает, почему энергию нельзя ни сотворить, ни уничтожить; так считают просто потому, что ни самыми хитроумными опытами, ни самыми тщательными наблюдениями ученым не удалось обнаружить ни одного случая, когда энергия была бы сотворена из ничего или исчезла бесследно.

Закон сохранения энергии был открыт в 1840 году и просуществовал безмятежно и счастливо целых полвека. Он как нельзя лучше подходил для объяснения всех встречавшихся земных проблем. Разумеется, астрономы задумывались над тем, откуда берутся гигантские потоки энергии, излучаемой Солнцем в течение всей долгой истории солнечной системы, и не могли найти ответа, который удовлетворил бы и астрономов, и закон сохранения энергии.

Но то Солнце. На Земле таких проблем не существовало… пока не открыли радиоактивность.

В 1890 году появилась необходимость узнать, откуда берется огромная энергия, излучаемая радиоактивными веществами. Примерно лет десять закон сохранения энергии переживал трудные времена. Затем, в 1905 году, Альберт Эйнштейн доказал (математически), что масса и энергия должны быть различными свойствами одного и того же и что самая крошечная доля массы эквивалентна огромной порции энергии. Всю энергию, высвобождаемую в процессе радиоактивности, следует отнести за счет исчезновения массы столь малой, что измерить потерю обычными методами просто невозможно. Эта идея указала на источник энергии, превосходно объясняющий природу излучения Солнца и других звезд.

После 1905 года теорию Эйнштейна снова и снова подтверждали эксперименты физиков, а в 1945 году апофеозом этих доказательств стал взрыв атомной бомбы. Закон сохранения энергии теперь господин положения в большей мере, чем когда бы то ни было, и всерьез ученые не ждут, что это положение поколеблется в будущем, разве что при самых исключительных обстоятельствах.

По сути дела, закон этот столь незыблем, что ни один работник патентного бюро, находясь в здравом уме, не стал бы тратить и долю секунды на рассмотрение любого проекта устройства, предназначенного для получений большей энергии, чем оно само потребляет. (Такое устройство называется «вечным двигателем первого рода».)

Первой машиной, которая превращала тепло в механическую работу в больших масштабах, был паровой двигатель, изобретенный в начале XVIII века Томасом Ньюкоменом. В конце века двигатель, усовершенствованный Джеймсом Уаттом, нашел практическое применение. Так как паровая машина производила работу путем перемещения энергии в форме тепла из горячего резервуара с паром в холодный резервуар с водой, то наука о взаимопревращениях энергии и работы была названа термодинамикой — от греческих слов, означающих «движение тепла». Закон сохранения энергии играет столь важную роль в устройствах типа паровой машины, что его часто называют Первым началом термодинамики.

Первое начало термодинамики говорит нам, что если резервуар с паром содержит некоторое количество энергии, то от паровой машины нельзя получить работы больше, чем допускает запас этой энергии. Это как будто справедливо; нельзя получить что-то за ничего.

Но, уж конечно, можно, скажете вы, получить всю работу из энергии, которая есть в паре, — по крайней мере если предположить, что устранены потери и трение.

Увы, нет. Постройте самую совершенную из всех возможных паровых машин, избавьтесь полностью от трения и потерь — все равно вам никогда не удастся превратить всю энергию в работу. В термодинамике не то что нельзя выиграть — нельзя даже получить свое.

Первым, кто недвусмысленно указал на это, был французский физик Сади Карно. В 1824 году он заявил, что часть тепловой энергии, которая может быть превращена в работу, даже при идеальных условиях зависит от разности температур горячего и холодного резервуаров. Он дал следующее уравнение:

Идеальная отдача = (Т2 — Т1)/Т2;

здесь Т2 — температура горячего резервуара, а Т1 — температура холодного. Эта формула справедлива в абсолютной шкале температур. (О ней мы расскажем в главе 12.)