Astronomija

Snaga sprezanja omotača jezgra u zvijezdama (opet)

Snaga sprezanja omotača jezgra u zvijezdama (opet)


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Pitao sam ovo na fizičkom SE, ali nije mu bilo posvećeno puno pažnje:

Razmotrite glavnu sekvencu nultog doba velike mase (ZAMS) (npr. $ m _ { rm ZAMS} gtrsim 30 , $M$ _ { odot} $) zvijezda.

Razumijem da je granica omotača jezgre (polu-) dobro definirana za zvijezde glavne sekvence koje imaju jezgro i da u principu konačni spin (ugaona brzina) jezgre treba ovisiti o vrtnju zvijezde prije gubitak omotača zbog jakog gubitka mase vjetra u kasnoj fazi evolucije ako je zvijezda u izolaciji (ili zbog događaja prijenosa mase ako je zvijezda u binarnom sistemu). Pročitao sam, na primjer, ovdje da jezgra treba biti gotovo potpuno odvojena od ovojnice, međutim u ovom nedavnom radu pretpostavljaju da je sprega dovoljna da se odredi natalni spin zvjezdanog jezgra (vidi sliku 1). Ovdje oni vezuju omotač jezgra sa omotačem jezgra kao veliku nesigurnost. Razumijem da je ova sprega nesigurna (opažački slabo ograničena) i teoretski neizvjesna zbog mnogih složenih procesa koji su uključeni u održavanje prijenosa ugaone količine gibanja kroz zvijezdu.

Postoji li (poželjno) jednostavan način za razumijevanje snage sprezanja omotača jezgre u smislu ZAMS veličina zvijezde, bez izvođenja potpune sinteze zvjezdane populacije? ... i bez uvođenja drugog nesigurnog parametra, poput vremenskog razmjera? Postoji li poznata parametrizacija efekata ovog procesa na evoluciju jedne zvijezde, tj. Sa ZAMS masom i metalnošću?


Fino podešavanje snaga snaga kako bi se omogućio život

"Dok gledamo u Svemir i identificiramo brojne nezgode iz fizike i astronomije koje su zajedno radile u našu korist, gotovo se čini kao da je Svemir u nekom smislu morao znati da dolazimo. [1]" Fizičar Freeman Dyson

U svom prethodnom blogu raspravljao sam o tome kako bi brojne promjene zakona fizike rezultirale beživotnim svemirom. Priznao sam da je ovo bio relativno skroman dokaz za moju tvrdnju o usaglašavanju:

"U skupu mogućih fizičkih zakona, parametara i početnih uslova, podskup koji omogućava racionalni svjesni život vrlo je mali."

Kažem relativno skromno, jer su dokazi koje navodim na svom blogu o preciznom podešavanju početnih uslova toliko moćni, a isto što i tvrdim odnose se na dokaze koje iznosim na ovom blogu. Ovaj blog ispituje kako konstante koje upravljaju četirima osnovnim silama fizike moraju biti fino podešene da podržavaju život. Pogledajte kvalitativne aspekte ovih sila i kako oni moraju biti ispravni da dozvole život. Sada se fokusiram na kvantitativni ograničenja snaga ovih sila ako inteligentan život vjerovatno postoji bilo gdje u svemiru. Prvo neka pozadina - fizičari se obično pozivaju na konstante sprezanja za one bezdimenzionalne konstante [2] koje predstavljaju snagu svake sile. Snaga ovih sila kreće se oko 40 redova veličine - što znači da je najjača sila 10 40 puta jača od najslabije sile. Stoga bi bilo iznenađujuće ako snage tih sila moraju ležati u uskim rasponima da bi omogućile život & # 8211 barem ako su vrijednosti postavljene nasumično, kao što bi bio slučaj u svemiru bez Boga. Pogledajmo koliko su ovi parametri osjetljivi u pogledu omogućavanja života:

1) Jaka nuklearna sila

Ova sila je važna za postojanje stabilnih atoma izvan vodonika. Da je jaka sila 50% slabija, ne bi postojali elementi koje život koristi jer se protoni ne bi mogli držati zajedno u jezgri. Jaka nuklearna sila mora premašiti snagu elektromagnetske sile toliko da prevlada elektromagnetsku odbojnost pozitivno nabijenih protona. Iako bi učenje hemije bilo mnogo lakše kad bi u periodnom sustavu postojalo samo prvih nekoliko elemenata, u blizini ne bi bilo fizičkih bića koja bi to mogla naučiti! Da je jaka sila oko 50% jača, ne bi ostalo vodika iz procesa nuklearne fuzije koji se javljaju u ranom svemiru. Vodik ima presudnu ulogu u održavanju života ne samo kao sastojak vode, već i zvijezde koje sagorevaju vodonik traju 30 puta duže od alternativa. Ovo posebno ograničenje možda neće onemogućiti inteligentan život, ali život bi zasigurno bilo mnogo teže nastati ako je raspoloživo vrijeme bilo tako ograničeno i ako ne postoje ni voda ni ugljovodonici.

Takođe, vodonična veza je vrlo važna u biologiji iz mnogih razloga: skladištenje podataka u DNK, interakcija antitijelo-antigen i za sekundarnu strukturu proteina. Imajte na umu da se parametri koji izgledaju korisni za život, ali su finije podešeni nego što je strogo potrebno, računaju sa multiverzumskim objašnjenjem finog podešavanja, jer multiverski scenariji predviđaju samo ono što je minimalno potrebno za život. [3] Još je strože ograničenje da, ako je jaka sila veća od oko 2%, jači protoni ne bi nastali iz kvarkova & # 8211, u tom slučaju ne bi postojali nikakvi hemijski elementi! [4] Da je jaka sila 9% slabija, zvijezde bi biti u mogućnosti da sintetišu bilo koji element teži od deuterija (koji je teški vodonik).

2) Elektromagnetska sila

Ova sila odgovorna je za hemiju i igra presudnu ulogu u zvjezdanoj fuziji koja pokreće život. Elektromagnetska sila mora biti mnogo slabija od jake nuklearne sile da bi atomi bili stabilni - tako da je radijus elektronske orbite mnogo veći od radijusa jezgra. [5] Ako konstanta elektromagnetske sprege (koja predstavlja njegovu snagu) nije manja od oko 0,2, ne bi postojali stabilni atomi, jer bi elektroni koji kruže oko jezgre imali dovoljno kinetičke energije da stvore elektronsko-pozitronske parove koji bi se međusobno uništavali i stvarali fotone. Dodatni primjeri finog podešavanja za ovu silu sile bit će opisani kasnije na ovom blogu.

3) Slaba nuklearna sila

Slaba sila kontrolira fuziju protona i protona, reakcija 1.000.000.000.000.000.000 puta sporija od nuklearne reakcije zasnovane na jakoj nuklearnoj sili. Bez toga, & # 8220 zapravo bi sva materija u svemiru bila izgorjela u helij prije nego što su nastale prve galaksije & # 8221. Budući da je slaba nuklearna sila mnogo slabija od jake nuklearne sile, zvijezda može milijarde godina lagano spaljivati ​​svoj vodik umjesto da eksplodira poput bombe. [6] & # 8221 Već sam opisao negativne posljedice za život da u svemiru nema vodonika.

John Leslie ukazuje na nekoliko drugih načina na koje se slaba nuklearna sila fino podešava. „Da je slaba sila bila znatno jača, tada bi nuklearno sagorijevanje Velikog praska nastavilo dalje od helija i sve do željeza. Tada bi zvijezde na fuzijski pogon bile nemoguće. [7] ”

Neutrini djeluju samo pomoću slabe sile i dovoljno su snažni da eksplodiraju vanjske slojeve zvijezda koje eksplodiraju, ali i dovoljno slabi da prođu kroz dijelove zvijezde da tamo dođu. Slaba sila takođe igra ulogu u stapanju elektrona i protona u neutrone tokom sržnog kolapsa zvijezda kako bi kolaps nastavio sve dok ne postane zvijezda koja eksplodira (supernova). Kraljevski astronom Kraljev Britanije Sir Martin Rees procijenio je da bi promjena jačine slabe nuklearne sile za oko 1 dio na najmanje 10.000 u odnosu na snagu jake sile spriječila eksplozije supernove koje omogućavaju težim elementima da pronađu put do planeta. [8] Bez ovih eksplozija supernove ključni teški elementi bili bi nedostupni za život.

4) Gravitaciona sila

Mnogi fizičari misle da ćemo na kraju otkriti Veliku objedinjenu teoriju, koja će sjediniti gravitaciju sa ostale 3 temeljne sile. Iz tog razloga fizičar sa Stanforda Leonard Susskind primjećuje da su „svojstva gravitacije, posebno njezina snaga, lako mogla biti različita. Zapravo je neobjašnjivo čudo da je gravitacija jednako slaba kao i ona. [9] ”Ova vjerojatna osnovna veza dovodi do prirodnog očekivanja da bi gravitacija mogla biti jaka koliko i najjača sila. Snaga gravitacije je za oko 40 redova veličine slabija od jake nuklearne sile. Na osnovu ovog očekivanja da gravitacija može varirati do jake snage nuklearne sile, nivo finog podešavanja potrebnog za život prilično je izvanredan:

  • Ako je gravitacija slabija za 1 na 10 36, zvijezde su nestabilne na degenerativni pritisak (za male zvijezde) ili nestabilne na radijacijski pritisak samo istiskuju ogromne dijelove zvijezde (za veće zvijezde).
  • Ako je gravitacija jača za 1 od 10 40, svemirom dominiraju crne rupe, a ne zvijezde.
  • Ako je gravitacija slabija za 1 na 10 30, najveći planet koji bi izbjegao slamanje efekata gravitacije na bilo koja stvorenja s velikim mozgom imao bi radijus od oko 50 metara - što nije dobar kandidat za ekosustav i razvoj / održavanje inteligentan život.

To su ogromne brojke koje je većini čitatelja možda teško predočiti. Stoga, uzmite u obzir sljedeću analogiju kako biste lakše razumjeli nevjerojatnost 1 dijela od 10 36. Pretpostavimo da se može napraviti hrpa pijeska koja obuhvaća cijelu Europu i Aziju i do 5 puta veću visinu od Mjeseca. [10] Pretpostavimo da je jedno zrno pijeska obojeno u crveno i nasumično smješteno negdje unutar ove hrpe. Slijepo preklopljena osoba tada nasumično odabere jedno zrno pijeska s hrpe. Izgledi da bi odabrala da jedno crveno zrnce pijeska malo su bolji od šansi 1 na 10 36 za životnu snagu gravitacijske sile na osnovu samo jednog od gore navedenih kriterija.

Istražimo još nekoliko slučajeva finog podešavanja koji istovremeno ograničavaju više konstanti.

Dugovječne zvijezde

Kao što sam ranije razgovarao, zvijezde igraju najmanje dvije ključne uloge u stvaranju svemira koji omogućava život:

1) Kao dugovječni izvor energije koji pomaže životu da prevlada efekte Drugog zakona termodinamike koji bi inače doveli do konačnog stanja nereda i ravnoteže.

2) Za sintetiziranje elemenata koje nije stvorio Veliki prasak (što je u osnovi sve prošlo od berilija).

Sunce uzimamo zdravo za gotovo kao dugovječni stabilni izvor energije, ali nedostatak bilo kakvog usporedivog dugotrajnog izvora energije na zemlji primjećujemo kao pokazatelj koji nije uvijek slučaj. Zvijezda je u osnovi kontrolirana nuklearna eksplozija koju drži gravitacija - da bi mogla potrajati toliko dugo, potrebna je osjetljiva ravnoteža različitih fizičkih parametara. Uzmite u obzir da Sunce daje manje energije po kilogramu svoje mase nego što to čini osoba - bez finog podešavanja, zvijezde bi umrle mnogo prije. Očito je da sunce još uvijek može proizvesti ogromne količine energije jer je tako ogromno! Još jedan iznenađujući aspekt sunca je da fotonima obično treba najmanje nekoliko hiljada godina da putuju od sunčeve jezgre do njegove površine kroz jonizovanu plazmu. [11] Postoje značajna ograničenja za snagu gravitacije i elektromagnetizma ako će postojati dugovječne zvijezde. Luke Barnes rezimira neka od ključnih istraživanja fizike u ovoj areni:

„Postoji prozor mogućnosti za zvijezde koje su premale i one neće moći upaliti i održati nuklearnu fuziju na svojim jezgrima, podržavajući se protiv gravitacije degeneracijom, a ne prevelikim toplotnim pritiskom, a pritisak zračenja će dominirati nad toplotnim pritisak, omogućavajući nestabilne pulsacije. [12] ”

Barnes radi neke proračune zasnovane na mogućnosti da bi gravitacija mogla varirati u jačini do snage jake nuklearne sile i koristi jednoliku prethodnu raspodjelu mogućih vrijednosti za konstantu gravitacione sprege i konstantu elektromagnetskog spajanja. Koristeći ovaj pristup, izračunava da "područje koje dozvoljava stabilnu zvijezdu zauzima 10 & # 8211 38 prostora parametara." To je još manje verovatno od moje prethodne analogije sa peskom!

Proizvodnja ugljenika i kiseonika u zvijezdama

Jedan od najranijih primjera finog podešavanja otkrio je astronom Fred Hoyle s obzirom na fino podešavanje potrebno za stvaranje ugljika i kiseonika u zvijezdama. Za obilno izrađivanje obje vrste elemenata u zvijezdama potrebne su tri različite podudarnosti. Ova ograničenja nameću ograničenje od oko 1 dijela od 250 na relativnu snagu jake sile i elektromagnetske sile u oba smjera. Zapravo, novije istraživanje Ekströma [13] iz 2010. godine pokazalo je da bi promjena samo 1 dijela na 10 000 u konstanti elektromagnetskog spajanja rezultirala nesposobnošću zvijezda da sintetišu i ugljenik i kiseonik. Iako je ateist, Hoyle je priznao:

„Neki superračunski intelekt mora da je dizajnirao svojstva atoma ugljenika, inače bi šansa da takav atom pronađem kroz slijepe sile prirode bila krajnje mala. Zdravorazumsko tumačenje činjenica sugerira da se superintelekt majmunirao fizikom, kao i hemijom i biologijom, te da u prirodi nema slijepih sila o kojima bi vrijedilo govoriti. Brojevi koje izračunava na osnovu činjenica čine mi se tako neodoljivim da ovaj zaključak gotovo ne dovode u pitanje. [14] "

Ostala ograničenja među snagama snaga

Opsežnije ispitivanje ograničenja za fino podešavanje potražite u izvrsnom preglednom članku Luke Barnesa na koji sam se prethodno pozvao. Ovaj pregledni članak izvrstan je sažetak stotinjak članaka iz fizike, a u mnogim slučajevima navodi više članaka po ograničenju finog podešavanja. Barnes navodi nekoliko dodatnih ograničenja koja nisam spomenuo i pruža dodatne detalje. Samo među ograničenjima koja uključuju moći od ovih konstanti sprezanja, Barnes navodi pola tuceta ili više slučajeva. Obično snaga uključuje samo kvadratni pojam, ali važno je napomenuti da postoje konstante sprege linearni, kvadratni i inverzni odnosi. Na primjer, snaga elektromagnetske sile ograničena je na jedan način na osnovu linearnog ograničenja, a na drugi način na osnovu kvadratnog ograničenja, a na drugi način na osnovu obrnutog od jakosti sile u odnosu na neku drugu konstantu. Izvanredno je da postoji regija koja dozvoljava život koja je istovremeno zadovoljila ta višestruka ograničenja.

Također, budući da se svaka konstanta sprege može izraziti u terminima temeljnijih parametara kao što su Planckova konstanta i brzina svjetlosti, i na tim parametrima postoje vrlo čvrsta ograničenja - posebno zbog ograničenja različitih moći konstante sprege. Dakle, Planckova konstanta je ograničena na jedan način, a kvadrat te konstante ograničen je na osnovu drugačijeg kriterija za životnu dozvolu - a isto tako i za brzinu svjetlosti.

Štoviše, postoji fino podešeni kozmološki parametar, poznat kao Q, koji se može izraziti različitim drugim parametrima, uključujući konstante sprezanja. U jednadžbi izvedenoj od Max Tegmarka i Martina Reesa [15], postoje sljedeće moći različitih konstanti sprezanja: -1, 16/7, 4/7. Takođe, postoji prirodni zapis konstante elektromagnetskog spajanja na snagu -2 koja se uzima na snagu -16/9. Bez različitih doprinosa konstanti sprezanja uzetih za različite moći, vrijednost za ovaj parametar Q ne bi bila životna dozvola. Q predstavlja veličinu varijacija gustine energije u ranom svemiru. Da je Q veći od 10 -5, svemir bi se sastojao od previše crnih rupa da bi mogao dozvoliti život. Da je Q manji od 10 -6, u univerzumu bi postojale gravitacijski vezane strukture - bez zvijezda, planeta, a samim tim i života. Pogledajte Barnesov članak na stranici 32 za više detalja o preciznom podešavanju Q i njegovom odnosu prema konstantama spajanja.

Fino podešeni izlaz zračenja zvijezda

Brandon Carter prvi je otkrio izvanredan odnos između gravitacionih i elektromagnetnih konstanti sprezanja. Da 12. snaga elektromagnetske snage nije proporcionalna konstanti gravitacionog spajanja, tada fotoni koje proizvode zvijezde ne bi bili na odgovarajućem energetskom nivou za interakciju s hemijom i na taj način za potporu fotosintezi. Imajte na umu koliko proporcija mora biti osjetljiva kada uključuje 12. snagu - udvostručavanje snage elektromagnetske sile zahtijevalo bi povećanje gravitacijske snage za faktor 4096 kako bi se održao pravi omjer. Čini se da je iskorištavanje svjetlosne energije hemijskim sredstvima moguće samo u univerzumima gdje ovo stanje vrijedi. Ako ovo nije striktno neophodno za život, moglo bi ući u dokaze protiv multiverzuma time što ukazuje na to da je naš svemir finije podešen nego što je strogo neophodno.

Zatvaranje misli

Važno je napomenuti kako vrijednosti ovih konstanti moraju ležati u uskim rasponima da bi bile životne dozvole na osnovu višestrukih, neovisnih kriterija! Moj sljedeći blog će pružiti dodatne primjere ove „slučajnosti“. Ova višestrukost čini moju tvrdnju o finom podešavanju robusnijom, jer čak i da je većina ovih recenziranih članaka pogriješila u vezi sa finasijskim tvrdnjama, i dalje bi ostalo dovoljno slučajeva koji pokazuju da je fizika koja dozvoljava život rijetka među mogućnostima.

Takođe, postavlja se pitanje da li bi postojala ikakva vrijednost za konstantu koja bi mogla zadovoljiti više precizno podešenih kriterija za životnu dozvolu? Zašto bi se regije koje dozvoljavaju život nužno preklapale na jednoj vrijednosti koja bi tada mogla omogućiti život u odnosu na sve ograničenja? Filozof iz UT Austina Robert C. Koons tvrdi da to upućuje na fino podešavanje višeg reda, a time i na dizajn:

„Kada je vrijednost jedne konstante ograničena na više od jednog načina, bilo bi vrlo vjerojatno da ta neovisna ograničenja postavljaju kontradiktorne zahtjeve za vrijednošću ograničenja. Analogno tome, ako uzmem u obzir nekoliko algebarskih jednadžbi, od kojih svaka ima jednu nepoznanicu, bilo bi vrlo iznenađujuće kad bi jedna vrijednost zadovoljila sve jednačine. Stoga je iznenađujuće da jedan raspon vrijednosti istovremeno zadovoljava različita antropička ograničenja. Leslie tvrdi da ta slučajnost višeg reda sugerira da je sam osnovni oblik zakona prirode dizajniran da omogući antropsko fino podešavanje. Drugim riječima, Leslie tvrdi da postoje dokazi o finom podešavanju višeg reda. [16] "

Ova slučajnost postaje još iznenađujuća kada se prevaziđe puka mnogostrukost ograničenja i takođe se analizira kako se različite moći na konstantama pojavljuju u jednadžbama koje izražavaju neovisna i nepovezana ograničenja koja dozvoljavaju život.Zašto se ispostavilo da je data snaga elektromagnetizma sasvim u redu za dugovječne zvijezde, atomsku stabilnost, protonsku stabilnost, elektronsku stabilnost, sintezu ugljenika i kiseonika, energiju fotona koju zvijezde daju i veličinu gustine fluktuacije u ranom svemiru? Čak i spekulativne teorije multiverzuma ne objašnjavaju ovu vrstu slučajnosti.

[1] John Barrow i Frank Tipler. Antropski kozmološki principstr. 318

[2] Zapravo, to su konstante u trenutnim gustoćama, ali u ranom svemiru se smatra da su 3 ne-gravitacijske sile objedinjene u smislu da su se na tim nivoima energije sve sile ponašale na isti način. Jednom kad pređemo prvu 1/100 nanosekunde svemira, možemo o njima govoriti kao o konstantama.

[3] Objašnjenje ovog široko prihvaćenog principa potražite na mom prethodnom blogu: http://crossexamined.org/god-or-multiverse.

[4] Walter Bradley. (Slučajno je bio šef inženjerskog odjela dok sam bio u Texas A & ampM). http://www.leaderu.com/offices/bradley/docs/universe.html

[5] Luke Barnes. Fino podešavanje univerzuma za inteligentan život. Publikacije Astronomskog društva Australije, str. 42. (http://arxiv.org/abs/1112.4647)

[6] Freeman Dyson, Scientific American 225 (1971), str. 56.

[7] John Leslie. Preduvjeti za život u našem svemiru. http://www.leaderu.com/truth/3truth12.html

[8] Martin Rees, Phil. Trans. Roy. Soc. London A 310 (1983), str. 317.

[9] Leonard Susskind, Kozmički pejzažstr. 9.

[10] Znam da je to fizički nerealno, ali ova hipotetska analogija pomaže u vizualizaciji veličine finog podešavanja.

[11] Web lokacija NASA-e. http://image.gsfc.nasa.gov/poetry/ask/a11354.html

[13] Ekström S., i sar., Astronomija i astrofizika, str. 514.

[14] Fred Hoyle. Inženjerstvo i nauka, 11/81, str. 8-12.

[15] Max Tegmark i Martin Rees Astrofizički časopis (1998), str. 499, 526

[16] Robert C. Koons. Teizam naspram hipoteze o mnogim svjetovima. http://www.reasons.org/articles/theism-vs.-the-many-worlds-hypothesis

Besplatni resursi CrossExamined.org

Nabavite prvo poglavlje "Kradja od Boga: Zašto ateisti trebaju Boga kako bi to učinili" u PDF-u.


Snaga sprezanja omotača jezgra u zvijezdama (opet) - Astronomija

Izvještavamo o dodatnim zapažanjima faznog ponašanja kromosferske značajke Hα povezane s K-patuljastom komponentom V471 Tau. Ranije su sva takva zapažanja pokazala oštro definisani maksimum emisije blizu sredine tranzitne faze bijelog patuljka preko diska K-patuljka. Preciznost i ponovljivost tog faznog zaključavanja naveli su mnoge prethodne posmatrače da zaključe da je opažena emisija nastala usled ponovne obrade hromosferskog ultraljubičastog zračenja na K-patuljka od belog patuljka. Upoređujući ova zapažanja sa prethodno objavljenim zapažanjima, pokazujemo da se emisijska snaga stalno smanjivala između epohe 1985. i epohe 1992. godine odakle je u osnovi i nestala. Ultraljubičasti tok bijelog patuljka konstantan je pa rezultirajuća prerađena emisija hromosfere ne može ovisiti o vremenu. To dovodi do zaključka da je veći dio emisije nastao zbog magnetno aktivnih područja koja se preferencijalno nalaze u podsvjezdanoj točki bijelog patuljka. Predlažemo da plimno sprezanje u ovom bliskom binarnom sistemu preferencijalno utiče na prenos magnetne energije, spajajući unutrašnji dinamo K-patuljka sa spoljnom ovojnicom, dajući željenu dužinu magnetnoj aktivnosti. Dalje sugeriramo da je ovaj mehanizam možda uobičajen u većini binarnih sistema sa kratkim periodom i da u mnogim slučajevima može biti dominantan mehanizam koji uzrokuje uočeno ponašanje Hα.


Magnetsko kočenje, ambipolarna difuzija, jezgre oblaka i stvaranje zvijezda: Vage prirodne dužine i protozvjezdane mase

Magnetsko kočenje je neophodno za stezanje oblaka i stvaranje zvijezda. Ambipolarna difuzija je neizbježna u samo-gravitacijskim, magnetskim oblacima i dovodi do jednostepene (za razliku od hijerarhijske) fragmentacije (ili formiranja jezgre) i stvaranja protozvijezda. Magnetske sile dominiraju toplotnim pritiskom i centrifugalnim silama na skalama uporedivim sa radijusima molekularnog oblaka. Magnetska potpora molekularnih oblaka i nesavršena koliziona sprega između nabijenih i neutralnih čestica uvode kritičnu magnetsku skalu dužine (λM.cr = 0,62 uAτff) i Alfvénovu skalu dužine (λA = πAυA τni), odnosno u problemu koji zajedno sa kritičnom skalom toplotne dužine (λT, cr = 1,09Caτff) objasniti prirodno stvaranje fragmenata (ili jezgara) u inače mirnim oblacima i odrediti veličine i mase tih fragmenata tokom narednih faza kontrakcije. (Količina υA je Alfvénova brzina, τni srednje vrijeme sudara neutralnih jona, Ca adijabatsku brzinu zvuka i τff vremenska skala slobodnog pada.) Numerički proračuni zasnovani na novim tehnikama adaptivne mreže prate nastajanje fragmenata ambipolarnom difuzijom i njihov kasniji kolaps do povećanja centralne gustine iznad početne ravnotežne vrijednosti za faktor ≃10 6 sa izvrsnim prostornim rezolucija. Rezultati potvrđuju postojanje i važnost tri dužinske skale i proširuju analitičko razumijevanje fragmentacije i nastajanja zvijezda iz njih. Konačno bimodalno suprotstavljanje gravitaciji (magnetnim silama u omotaču i silama toplotnog pritiska u jezgri) uvodi prekid u nagibu dnevnika ρn-log r profil. Relacija Bc ∞ ρc κ između jakosti magnetnog polja i gustine gasa u jezgri oblaka drži sa κ = 0,4-0,5 čak i u prisustvu ambipolarne difuzije do gustoće ≃10 9 cm -3 za širok spektar oblaka. Vrijednost κ ≃ 1/2 prilično je tipična. Na primjer, u kasnim fazama evolucije, kod centralne gustoće od oko 3 × 10 8 cm -3, tipična jezgra je relativno jednolična, sadrži 0,1 M i magnetsko polje ≃3mG, a okruženo je prostorno brzo opadajućom, vrlo nesferičnom (diskastom) distribucijom gustine. Količina mase koja je dostupna za prirastanje na kompaktno jezgro ograničena je magnetskim silama i obično je M1 M. Ovi rezultati ugrađeni su u detaljan scenarij za stvaranje zvijezda koji je nedavno opisan negdje drugdje.


Sadržaj

Uređivanje standardnog modela

Fizičari svojstva sila između elementarnih čestica objašnjavaju u terminima Standardnog modela - široko prihvaćenog okvira za razumijevanje gotovo svega u temeljnoj fizici, osim gravitacije. (Za gravitaciju se koristi zasebna teorija, općenita relativnost.) U ovom modelu, temeljne sile u prirodi proizlaze iz svojstava našeg svemira koja se nazivaju mjerna invarijantnost i simetrije. Sile prenose čestice poznate kao mjerni bozoni. [13] [14]

Problem mjerne mase bozona Uredi

Teorije polja korištene su s velikim uspjehom u razumijevanju elektromagnetskog polja i jake sile, ali oko 1960. svi pokušaji stvaranja mjerni invarijant teorija za slabu silu (i njenu kombinaciju s elektromagnetizmom osnovnih sila, elektroslabu interakciju) neprestano je propadala, a teorije mera time su počele propadati. Problem je bio u tome što teorija nepromjenjivog profila sadrži zahtjeve za simetrijom, a oni su pogrešno predvidjeli da bozoni profila slabe sile (W i Z) trebaju imati nultu masu. Iz eksperimenata je poznato da oni imaju masu koja nije nula. [15] To je značilo da je ili nepromjenjivost mjerača bio nepravilan pristup, ili je nešto drugo - nepoznato - davalo ovim česticama masu. Krajem pedesetih godina prošlog stoljeća, fizičari nisu riješili ta pitanja i još uvijek nisu mogli stvoriti sveobuhvatnu teoriju za fiziku čestica, jer su svi pokušaji rješavanja ovog problema samo stvorili više teorijskih problema.

Prekid simetrije Uredi

Krajem 1950-ih, Yoichiro Nambu prepoznao je da se spontano kršenje simetrije, proces u kojem simetrični sistem završava u asimetričnom stanju, može dogoditi pod određenim uvjetima. [c] Godine 1962. fizičar Philip Anderson, radeći na polju fizike kondenzirane materije, primijetio je da je prekid simetrije igrao ulogu u superprovodljivosti i da može imati značaja za problem nepromjenjivosti mjerača u fizici čestica. Godine 1963. pokazalo se da je to teoretski moguće, barem za neke ograničene (nerelativističke) slučajeve.

Higgsov mehanizam Uredi

Nakon članaka iz 1962. i 1963., tri grupe istraživača neovisno su objavile PRL iz 1964. prekidajući simetriju sa sličnim zaključcima i za sve slučajeve, a ne samo za neke ograničene slučajeve. Pokazali su da bi se uslovi za elektroslabu simetriju "pokvarili" kada bi u univerzumu postojao neobičan tip polja, i zaista bi neke temeljne čestice stekle masu. Polje potrebno za to (što je u to vrijeme bilo čisto hipotetičko) postalo je poznato kao Higgs polje (nakon Petera Higgsa, jednog od istraživača) i mehanizam kojim je dovelo do narušavanja simetrije, poznat kao Higgsov mehanizam. Ključna karakteristika potrebnog polja je da treba manje energija da polje ima vrijednost koja nije nula od nule, za razliku od svih ostalih poznatih polja, stoga Higgsovo polje ima vrijednost koja nije nula (ili vakuumsko očekivanje) svuda. Ova različita od nule vrijednost u teoriji bi mogla prekinuti elektroslabu simetriju. To je bio prvi prijedlog koji je mogao pokazati kako bozoni slabog profila sile mogu imati masu uprkos upravljačkoj simetriji, u okviru teorije invarijantne dimenzije.

Iako ove ideje nisu dobile veliku početnu potporu ili pažnju, do 1972. godine razvijene su u sveobuhvatnu teoriju i pokazale su se sposobnima da daju "razumne" rezultate koji su tačno opisivali čestice poznate u to vrijeme, a koje su s izuzetnom tačnošću predviđale nekoliko drugih čestice otkrivene tokom narednih godina. [d] Tokom 1970-ih ove teorije su brzo postale Standardni model fizike čestica.

Higgs polje Uredi

Standardni model uključuje polje vrste potrebno za "razbijanje" elektroslabe simetrije i davanje česticama ispravne mase. Ovo polje, nazvano "Higgsovo polje", postoji u svemiru i ono krši neke zakone simetrije elektroslabe interakcije, pokrećući Higgsov mehanizam. Stoga uzrokuje da bozoni W i Z profila slabe sile budu masivni na svim temperaturama ispod ekstremno visoke vrijednosti. [e] Kada bozoni slabe sile steknu masu, to utiče na udaljenost koju mogu slobodno preći, koja postaje vrlo mala, što se podudara i sa eksperimentalnim nalazima. [f] Nadalje, kasnije je shvaćeno da će isto polje na drugačiji način objasniti zašto drugi osnovni sastojci materije (uključujući elektrone i kvarkove) imaju masu.

Za razliku od svih ostalih poznatih polja, poput elektromagnetskog polja, Higgsovo polje je skalarno polje i u vakuumu ima konstantnu vrijednost koja nije nula.

"Centralni problem" Uredi

Još nije bilo direktnih dokaza da postoji Higsovo polje, ali čak i bez dokaza o tom polju, tačnost njegovih predviđanja navela je naučnike da vjeruju da bi teorija mogla biti istinita. Do 1980-ih godina pitanje da li postoji Higgsovo polje, a time i je li cijeli standardni model točan, počelo se smatrati jednim od najvažnijih pitanja bez odgovora u fizici čestica.

Mnogo decenija naučnici nisu mogli utvrditi postoji li Higgsovo polje, jer tehnologija potrebna za njegovo otkrivanje u to vrijeme nije postojala. Da je Higgsovo polje postojalo, tada bi bilo za razliku od bilo kojeg drugog poznatog temeljnog polja, ali također je bilo moguće da su ove ključne ideje, ili čak cijeli Standardni model, bile nekako netačne. [g]

Pretpostavljeni Higgsov mehanizam dao je nekoliko tačnih predviđanja. [d] [17]: 22 Jedno od presudnih predviđanja bilo je da treba da postoji i podudarna čestica nazvana "Higgsov bozon". Dokazivanje postojanja Higgsovog bozona moglo bi dokazati da li postoji Higgsovo polje, a time i konačno dokazati je li objašnjenje Standardnog modela bilo tačno. Stoga je postojala opsežna potraga za Higgsovim bozonom, kao način da se dokaže da postoji Higgsovo polje. [8] [9]

Postojanje Higgsovog polja postalo je posljednji neprovjereni dio Standardnog modela fizike čestica, a nekoliko decenija se smatralo "središnjim problemom u fizici čestica". [18] [19]

Pretraživanje i otkrivanje Uredi

Iako Higgsovo polje postoji svugdje, dokazati njegovo postojanje nije bilo nimalo lako. U principu se može dokazati da postoji otkrivanjem njegovih pobuđenja koja se manifestiraju kao Higgsove čestice ( Higgsov bozon), ali ih je izuzetno teško proizvesti i otkriti zbog energije potrebne za njihovu proizvodnju i njihove vrlo rijetke proizvodnje, čak i ako je energija dovoljna. Stoga je prošlo nekoliko decenija prije nego što su pronađeni prvi dokazi o Higgsovom bozonu. Uređivačima čestica, detektorima i računarima sposobnim da traže Higgsove bozone trebalo je više od 30 godina (oko 1980–2010) da se razviju.

Važnost ovog temeljnog pitanja dovela je do četrdesetogodišnje potrage i izgradnje jednog od najskupljih i najsloženijih eksperimentalnih objekata na svijetu do danas, Velikog hadronskog sudarača CERN-a, [20] u pokušaju stvaranja Higgsovih bozona i drugih čestica za posmatranje i proučavanje. 4. jula 2012. godine otkriće nove čestice mase između 125 i 127 GeV /c 2 objavljeno je da su fizičari sumnjali da je u pitanju Higgsov bozon. [21] [22] [23] Od tada se pokazalo da se čestica ponaša, komunicira i propada na mnoge načine predviđene za Higgsove čestice Standardnim modelom, kao i da ima ujednačen paritet i nulti spin, [6] ] [7] dva temeljna atributa Higgsovog bozona. To također znači da je prva elementarna skalarna čestica otkrivena u prirodi. [24]

Do marta 2013. godine potvrđeno je postojanje Higgsovog bozona, pa se stoga snažno podržava koncept neke vrste Higgsovog polja u svemiru. [21] [23] [6]

Prisustvo polja, što je sada potvrđeno eksperimentalnim istraživanjem, objašnjava zašto neke osnovne čestice imaju masu, uprkos simetrijama koje kontroliraju njihove interakcije, što implicira da bi trebale biti bez mase. Takođe rješava nekoliko drugih dugogodišnjih zagonetki, kao što je razlog izuzetno kratke udaljenosti koju su prevalili bozoni slabe sile, a time i krajnjeg dometa slabe sile.

Od 2018. godine, detaljna istraživanja pokazuju da se čestica nastavlja ponašati u skladu s predviđanjima za Higgsov bozon Standardnog modela. Potrebno je više studija kako bi se preciznije provjerilo ima li otkrivena čestica sva predviđena svojstva ili postoje li, kako su neke teorije opisale, više Higgsovih bozona. [25]

Priroda i svojstva ovog polja sada se dodatno istražuju, koristeći više podataka prikupljenih na LHC. [1]

Tumačenje Uredi

Za opisivanje Higgsovog polja i bozona korištene su razne analogije, uključujući analogije s poznatim efektima rušenja simetrije poput duge i prizme, električnih polja i mreškanja na površini vode.

Druge analogije zasnovane na otporu makro objekata koji se kreću kroz medije (poput ljudi koji se kreću kroz gužvu ili nekih predmeta koji se kreću kroz sirup ili melasu) obično se koriste, ali obmanjuju, jer Higgsovo polje zapravo ne pruža otpor česticama, a učinak mase je nije uzrokovano otporom.

Pregled svojstava Uredi

U standardnom modelu, Higgsova čestica je masivni skalarni bozon sa nultim spinom, bez električnog naboja i bez naboja u boji. Takođe je vrlo nestabilan, gotovo odmah se raspada u druge čestice. Higgsovo polje je skalarno polje, sa dvije neutralne i dvije električno nabijene komponente koje čine složeni dublet slabe simetrije isospin SU (2). Higgsovo polje je skalarno polje s potencijalom "meksičkog šešira". U osnovnom stanju to dovodi do toga da polje svuda ima nula vrijednost (uključujući i prazan prostor) i kao rezultat, ispod vrlo visoke energije ruši slabu izospinsku simetriju elektroslabe interakcije. (Tehnički ne-nula vrijednost očekivanja pretvara Lagrangijeve Yukawa spojne članove u masene izraze.) Kada se to dogodi, tri komponente Higgsovog polja "apsorbuju" SU (2) i U (1) bozoni ("Higgs" mehanizam ") da postanu uzdužne komponente sada masivnih W i Z bozona slabe sile. Preostala električno neutralna komponenta ili se manifestira kao Higgsova čestica, ili se može odvojeno povezati s drugim česticama poznatim kao fermioni (putem Yukawa spojnica), što dovodi do toga da i one poprimaju masu. [26]

Dokazi o Higgsovom polju i njegovim svojstvima izuzetno su značajni iz mnogih razloga. Važnost Higgsovog bozona je u velikoj mjeri u tome što je on u mogućnosti ispitati ga koristeći postojeće znanje i eksperimentalnu tehnologiju, kao način potvrde i proučavanja cijele Higgsove teorije polja. [8] [9] Suprotno tome, dokaz da Higgs polje i bozon to čine nije postojanje takođe bi bilo značajno.

Fizika čestica Uredi

Potvrda uređivanja standardnog modela

Higgsov bozon potvrđuje standardni model kroz mehanizam stvaranja mase. Kako se vrše preciznija mjerenja njegovih svojstava, tako se mogu predložiti ili isključiti naprednija proširenja. Kako se razvijaju eksperimentalna sredstva za mjerenje ponašanja i interakcije polja, ovo temeljno polje može se bolje razumjeti. Da polje Higgsa nije otkriveno, standardni model trebao bi biti modificiran ili zamijenjen.

S tim u vezi, među fizičarima općenito postoji uvjerenje da će vjerovatno postojati "nova" fizika izvan Standardnog modela, a standardni model će u jednom trenutku biti proširen ili zamijenjen. Higgsovo otkriće, kao i brojni izmjereni sudari koji su se dogodili na LHC, pružaju fizičarima osjetljivo sredstvo za pretragu svih podataka kako bi se utvrdilo da standardni model ne uspijeva, a moglo bi pružiti i značajne dokaze koji vode istraživače u budući teorijski razvoj.

Prekid simetrije elektroslabe interakcije Uredi

Ispod ekstremno visoke temperature, prekid elektroslabe simetrije uzrokuje da se interakcija elektroslaba očituje dijelom kao kratkotrajna slaba sila koju nose masivni bozoni manometra. U istoriji svemira vjeruje se da se kršenje elektroslabe simetrije dogodilo ubrzo nakon vrućeg velikog praska, kada je svemir bio na temperaturi 159,5 ± 1,5 GeV. [27] Ovo narušavanje simetrije potrebno je za stvaranje atoma i drugih struktura, kao i za nuklearne reakcije u zvijezdama, poput našeg Sunca.Higgs polje je odgovorno za ovo narušavanje simetrije.

Prikupljanje mase čestica Uredi

Higgsovo polje je ključno u stvaranju masa kvarkova i nabijenih leptona (putem Yukawa sprege) i W i Z merača bozona (kroz Higgsov mehanizam).

Vrijedno je napomenuti da Higgsovo polje ne stvara "masu" ni iz čega (što bi kršilo zakon o očuvanju energije), niti je Higgsovo polje odgovorno za masu svih čestica. Na primjer, približno 99% mase bariona (kompozitne čestice poput protona i neutrona), umjesto toga, duguje se kvantnoj hromodinamičkoj energiji vezanja, koja je zbroj kinetičkih energija kvarkova i energija bezmasnih gluona koji posreduju u jaka interakcija unutar bariona. [28] U Higgsovim teorijama, svojstvo "mase" je manifestacija potencijalne energije koja se prenosi na osnovne čestice kada one stupaju u interakciju ("par") s Higgsovim poljem, koje je tu masu sadržavalo u obliku energije. [29]

Skalarna polja i proširenje Standardnog uređivanja modela

Higgsovo polje je jedino skalarno (spin 0) polje koje je otkriveno, a sva ostala polja u Standardnom modelu su spin-fermioni ili spin 1 bozoni. Prema Rolf-Dieteru Heueru, generalnom direktoru CERN-a kada je otkriven Higgsov bozon, ovaj dokaz postojanja skalarnog polja gotovo je jednako važan kao i Higsova uloga u određivanju mase ostalih čestica. Sugerira da bi možda mogla postojati i druga hipotetska skalarna polja koja sugeriraju druge teorije, od inflatona do kvintesencije. [30] [31]

Cosmology Edit

Inflaton Edit

Postoje značajna znanstvena istraživanja o mogućim vezama između Higgs-ovog polja i inflatona - hipotetičko polje predloženo kao objašnjenje za širenje svemira tokom prvog djelića sekunde svemira (poznatog kao "inflatorna epoha"). Neke teorije sugeriraju da bi za ovaj fenomen moglo biti odgovorno temeljno skalarno polje. Higgsovo polje je takvo polje, a njegovo postojanje dovelo je do radova koji analiziraju da li bi to moglo biti i inflaton odgovoran za ovo eksponencijalno širenje svemira tokom Velikog praska. Takve su teorije vrlo probne i suočavaju se sa značajnim problemima povezanim s unitarnošću, ali mogu biti održive ako se kombiniraju s dodatnim značajkama kao što su velika neminimalna sprega, Brans-Dickeov skalar ili druga "nova" fizika, i oni su dobili tretmane koji sugeriraju da Higgsovi modeli inflacije i dalje su teoretski zanimljivi.

Priroda svemira i njegove moguće sudbine Edit

U Standardnom modelu postoji mogućnost da je osnovno stanje našeg svemira - poznato kao "vakuum" - dugovječno, ali ne i potpuno stabilno. U ovom scenariju, svemir kakav poznajemo mogao bi biti efikasno uništen kolabiranjem u stabilnije vakuumsko stanje. [33] [34] [35] [36] [37] To se ponekad pogrešno prijavljivalo kao Higgsov bozon koji „završava“ svemir. [h] Ako su preciznije poznate mase Higgsovog bozona i gornjeg kvarka, a Standardni model daje tačan opis fizike čestica do ekstremnih energija Planckove skale, tada je moguće izračunati je li vakuum stabilan ili samo dugovječan. [40] [41] [42] Čini se da je Higgsova masa 125–127 GeV izuzetno blizu granice stabilnosti, ali konačan odgovor zahtijeva mnogo preciznija mjerenja mase polova gornjeg kvarka. [32] Nova fizika može promijeniti ovu sliku. [43]

Ako mjerenja Higgsovog bozona sugeriraju da se naš svemir nalazi u lažnom vakuumu ove vrste, onda bi to impliciralo - više nego vjerovatno za mnoge milijarde godina [44] [i] - da sile, čestice i strukture svemira mogu prestati postojati onako kako ih poznajemo (i zamijeniti ih drugačijim), ako bi se stvorio pravi vakuum. [44] [j] Također sugerira da se Higgsovo samopovezivanje λ i njegov β λ funkcija bi mogla biti vrlo blizu nule na Planckovoj skali, sa "intrigantnim" implikacijama, uključujući teorije gravitacije i Higgs-ovu inflaciju. [32]: 218 [46] [47] Budući elektronsko-pozitronski sudarač mogao bi pružiti precizna mjerenja gornjeg kvarka potrebnog za takve proračune. [32]

Energija vakuuma i kosmološka konstanta

Špekulativnije, Higgsovo polje je predloženo i kao energija vakuuma, što je u ekstremnim energijama prvih trenutaka Velikog praska prouzrokovalo da svemir bude neka vrsta beznačajne simetrije nediferencirane, izuzetno visoke energije. U ovoj vrsti špekulacija, jedinstveno objedinjeno polje Velike objedinjene teorije identificira se kao (ili po uzoru na) Higgsovo polje, i to je kroz uzastopna kršenja simetrije Higgsovog polja, ili nekog sličnog polja, u faznim prijelazima što je trenutno nastaju poznate sile i polja svemira. [48]

Veza (ako postoji) između Higgsovog polja i trenutno posmatrane gustine vakuumske energije svemira takođe je podvrgnuta naučnim studijama. Kao što je primijećeno, trenutna gustoća energije vakuuma izuzetno je blizu nuli, ali gustina energije koja se očekuje od Higgsovog polja, supersimetrije i drugih trenutnih teorija obično je mnogo reda veličine. Nejasno je kako ih treba pomiriti. Ovaj kozmološki konstantni problem ostaje glavni problem u fizici bez odgovora.

Šest autora PRL-a iz 1964. godine, koji su 2010. dobili J.J. Nagrada Sakurai za njihov rad s lijeva na desno: Kibble, Guralnik, Hagen, Englert, Brout desno: Higgs.

Theorisation Edit

Fizičari čestica proučavaju materiju napravljenu od osnovnih čestica čije interakcije posreduju izmjenjive čestice - mjerni bozoni - djelujući kao nosači sile. Početkom šezdesetih godina otkriveno je ili je predloženo nekoliko tih čestica, zajedno s teorijama koje sugeriraju njihov međusobni odnos, od kojih su neke već preoblikovane u teorije polja u kojima objekti proučavanja nisu čestice i sile, već kvantna polja i njihove simetrije. [49]: 150 Međutim, pokušaji izrade kvantnih modela polja za dvije od četiri poznate temeljne sile - elektromagnetske i slabe nuklearne sile - i potom objedinjavanje tih interakcija još uvijek nisu uspjeli.

Jedan od poznatih problema bio je taj što su se činili da invarijantni pristupi, uključujući neabelovske modele poput Yang – Mills teorije (1954), koji su obećavali objedinjene teorije, također predviđaju da će masivne čestice biti bez mase. [50] Goldstoneova teorema, koja se odnosi na kontinuirane simetrije unutar nekih teorija, također je izgleda odbacila mnoga očigledna rješenja [51], jer se činilo da pokazuje da bi i čestice nulte mase morale postojati koje jednostavno "nisu viđene". [52] Prema Guralniku, fizičari nisu "imali razumijevanja" kako se ti problemi mogu prevladati. [52]

Fizičar čestica i matematičar Peter Woit rezimirao je tadašnje stanje istraživanja:

Yang i Mills rad na neabelovskoj teoriji mjera imao je jedan ogroman problem: u teoriji perturbacije ima čestice bez mase koje ne odgovaraju ničemu što vidimo. Jedan od načina da se riješimo ovog problema sada je prilično dobro shvaćen, fenomen zatvorenosti realiziran u QCD, gdje se snažne interakcije rješavaju bezmasnih stanja „gluona“ na velikim udaljenostima. Već vrlo ranih šezdesetih ljudi su počeli shvaćati još jedan izvor bezmasnih čestica: spontano rušenje simetrije kontinuirane simetrije. Ono što je Philip Anderson shvatio i razradio u ljeto 1962. godine bilo je to kad i vi oboje mjerna simetrija i spontanim rušenjem simetrije, bezmasni mod Nambu – Goldstone može se kombinirati s bezmasnim modusima mjernog polja kako bi stvorio fizičko masivno vektorsko polje. To se događa u superprovodljivosti, temi o kojoj je Anderson bio (i jest) jedan od vodećih stručnjaka. [50] [tekst sažet]

Higgsov mehanizam je proces kojim vektorski bozoni mogu dobiti masu mirovanja bez izričito prekidna nepromjenjivost profila, kao nusprodukt spontanog rušenja simetrije. [53] [54] U početku je matematičku teoriju iza spontanog kršenja simetrije osmislio i objavio u okviru fizike čestica Yoichiro Nambu 1960. godine [55], a koncept da takav mehanizam može ponuditi moguće rješenje za "problem mase" bio je izvorno predložio 1962. Philip Anderson (koji je prethodno napisao radove o slomljenoj simetriji i njenim ishodima u superprovodljivosti. [56] Anderson je u svom radu o teoriji Yang-Mills iz 1963. zaključio da "s obzirom na superprovodni analog. [t] dva su vrste bozona izgledaju sposobni međusobno se poništiti. ostavljajući bosone konačne mase "), [57] [58] i u martu 1964. Abraham Klein i Benjamin Lee pokazali su da se Goldstonova teorema može izbjeći na ovaj način barem u nekim nerelativističkim slučajeva i nagađali da bi to moglo biti moguće u istinski relativističkim slučajevima. [59]

Te su pristupe brzo razvile u puni relativistički model, neovisno i gotovo istovremeno, tri grupe fizičara: François Englert i Robert Brout u avgustu 1964. [60] Peter Higgs u oktobru 1964. [61] i Gerald Guralnik, Carl Hagen , i Tom Kibble (GHK) u novembru 1964. [62] Higgs je također napisao kratak, ali važan, [53] odgovor objavljen u septembru 1964. na prigovor Gilberta, [63] koji je pokazao da ako se računa u okviru merača zračenja, Goldstoneova teorema i Gilbertov prigovor postali bi neprimjenjivi. [k] Higgs je kasnije opisao Gilbertov prigovor kao povod za njegov vlastiti rad. [64] Svojstva modela dalje su razmatrali Guralnik 1965, [65] Higgs 1966, [66] Kibble 1967, [67] i dalje GHK 1967. [68] Prvobitna tri rada iz 1964 pokazala su da kada se teorija mjerila kombinira s dodatnim poljem koje spontano ruši simetriju, mjerni bozoni mogu dosljedno stjecati konačnu masu. [53] [54] [69] 1967. godine, Steven Weinberg [70] i Abdus Salam [71] nezavisno su pokazali kako se Higgsov mehanizam može koristiti za razbijanje elektroslabe simetrije objedinjenog modela Sheldona Glashowa za slabu i elektromagnetnu interakciju, [ 72] (samo produženje Schwingerovog rada), čineći ono što je postalo Standardni model fizike čestica. Weinberg je prvi primijetio da će to također pružiti masovne uvjete za fermione. [73] [l]

U početku su se ovi temeljni radovi o spontanom rušenju simetrija mjerača uglavnom ignorirali, jer je bilo široko uvjerenje da su predmetne teorije (neabelovskog mjerila) slijepe ulice, a posebno da ih se ne može ponovno normalizirati. U 1971–72. Martinus Veltman i Gerard 't Hooft dokazali su da je moguća renormalizacija Yang-Millsa u dva rada koja su pokrivala bezmasna, a potom i masivna polja. [73] Njihov doprinos i rad drugih na grupi za renormalizaciju - uključujući "značajan" teorijski rad ruskih fizičara Ludviga Faddeeva, Andreja Slavnova, Efima Fradkina i Igora Tyutina [74] - na kraju je bio "izuzetno dubok i utjecajan", [75], ali čak i sa svim ključnim elementima eventualne objavljene teorije još uvijek gotovo da nije bilo šireg interesa. Na primjer, Coleman je u studiji otkrio da "u osnovi nitko nije obraćao pažnju" na Weinbergov rad prije 1971. [76], a o kojem je govorio David Politzer u svom govoru o Nobelu 2004. godine. [75] - koji se danas najviše citira u fizici čestica [77] - pa čak i 1970. godine, prema Politzeru, Glashovo učenje o slaboj interakciji nije sadržavalo spominjanje Weinbergovog, Salamovog ili Glashowovog rada. [75] U praksi, navodi Politzer, gotovo svi su naučili teoriju zahvaljujući fizičaru Benjaminu Leeju, koji je kombinirao rad Veltmana i 't Hoofta s uvidima drugih, i popularizirao dovršenu teoriju. [75] Na ovaj način, od 1971. godine, interes i prihvatanje su "eksplodirali" [75] i ideje su brzo apsorbirane u glavnom toku. [73] [75]

Rezultirajuća teorija elektroslabe i standardni model precizno su predvidjeli (između ostalog) slabe neutralne struje, tri bozona, gornji i šarm kvarkovi, s velikom preciznošću, masu i druga svojstva nekih od njih. [d] Mnogi od uključenih na kraju su osvojili Nobelove nagrade ili druge renomirane nagrade. Rad iz 1974. i sveobuhvatan pregled u Recenzije moderne fizike komentirao je da "iako nitko nije sumnjao u [matematičku] ispravnost ovih argumenata, nitko nije posve vjerovao da je priroda dijabolski bila dovoljno pametna da ih iskoristi", [78] dodajući da je teorija do sada dala tačne odgovore u skladu s eksperimentom , ali nije bilo poznato je li teorija u osnovi ispravna. [79] Do 1986. i ponovo 1990-ih postalo je moguće napisati da je razumijevanje i dokazivanje Higgs-ovog sektora Standardnog modela "centralni problem danas u fizici čestica". [18] [19]

Sažetak i utjecaj PRL radova Uredi

Tri rada napisana 1964. godine prepoznata su kao najvažnija Pisma o fizičkom pregledu proslava 50. godišnjice. [69] Njihova šestorica autora također su nagrađena nagradom J. J. Sakurai za teorijsku fiziku čestica 2010. za ovo djelo. [80] (Polemika se takođe pojavila iste godine, jer bi se u slučaju Nobelove nagrade moglo prepoznati samo do tri naučnika, a šest bi bilo zaslužno za radove. [81]) Dva od tri PRL-ova rada (Higgs-a i GHK) sadržao je jednadžbe za hipotetičko polje koje će na kraju postati poznato kao Higgsovo polje i njegov hipotetički kvant, Higgsov bozon. [61] [62] Higgsov sljedeći rad iz 1966. godine pokazao je mehanizam raspada bozona samo masivni bozon može propasti i raspad može dokazati mehanizam. [ potreban citat ]

U Higgsovom radu bozon je masivan, a u završnoj rečenici Higgs piše da je "suštinska karakteristika" teorije "predviđanje nepotpunih multipleta skalarnih i vektorskih bozona". [61] (Frank Close komentariše da su teoretičari mjerila iz 1960-ih bili usredotočeni na problem bez mase vektor bozoni, i implicirano postojanje masivne skalar bozon nije smatran važnim, samo mu se Higgs direktno obratio. [82]: 154, 166, 175) U radu GHK-a bozon je bez mase i odvojen od masivnih stanja. [62] U pregledima iz 2009. i 2011. godine Guralnik navodi da je u modelu GHK bozon bez mase samo u približnom najnižem redu, ali nije podložan nikakvim ograničenjima i masu stječe većim redoslijedima, te dodaje da je papir GHK je jedini pokazao da u modelu nema bezmasnih Goldstoneovih bozona i dao cjelovitu analizu općeg Higgsovog mehanizma. [52] [83] Sva trojica su došla do sličnih zaključaka, uprkos njihovim vrlo različitim pristupima: Higgsov rad u osnovi je koristio klasične tehnike, Englert i Brout su računali polarizaciju vakuuma u teoriji perturbacije oko pretpostavljenog vakuumskog stanja koje prekida simetriju, a GHK je koristio formalizam operatora i zakoni očuvanja kako bi se dublje istražili načini na koje se Goldstonova teorema može obraditi. [53] Neke verzije teorije predviđale su više vrsta Higgs polja i bozona, a alternativni "Higgsless" modeli razmatrani su do otkrića Higgs bozona.

Eksperimentalna pretraga Uredi

Da bi se proizveli Higgs bozoni, dvije zrake čestica se ubrzavaju do vrlo visokih energija i dopuštaju im da se sudare unutar detektora čestica. Povremeno, iako rijetko, Higgsov bozon će se stvoriti prolazno kao dio nusproizvoda sudara. Budući da Higgsov bozon vrlo brzo propada, detektori čestica ne mogu ga direktno otkriti. Umjesto toga, detektori registriraju sve proizvode raspadanja ( potpis raspada) i iz podataka se rekonstruira proces propadanja. Ako se promatrani proizvodi raspadanja podudaraju s mogućim postupkom raspadanja (poznat kao raspadni kanal) Higgsovog bozona, to ukazuje na to da je Higgsov bozon možda stvoren. U praksi mnogi procesi mogu proizvesti slične potpise raspada. Srećom, standardni model precizno predviđa vjerovatnoću da se dogodi svaki od ovih i svaki poznati proces. Dakle, ako detektor otkrije više potpisa raspada koji se dosljedno podudaraju s Higgsovim bozonom nego što bi se inače očekivalo da Higgsovi bozoni ne postoje, onda bi to bio snažan dokaz da Higgsov bozon postoji.

Budući da će proizvodnja Higgsovog bozona u sudaru čestica vjerovatno biti vrlo rijetka (1 od 10 milijardi na LHC), [m] i mnogi drugi mogući događaji sudara mogu imati slične potpise raspadanja, podaci o stotinama bilijuna sudara moraju biti analizirao i mora "pokazati istu sliku" prije nego što se može doći do zaključka o postojanju Higgsovog bozona. Da bi zaključili da je pronađena nova čestica, fizičari čestica zahtijevaju da statistička analiza dva neovisna detektora čestica ukaže na to da postoji manja šansa od milijun da su promatrani potpadi uzrokovani samo pozadinskim slučajnim Standardom Model događaja - tj. Da je uočeni broj događaja veći od pet standardnih odstupanja (sigma) različit od očekivanog ako nije bilo nove čestice. Više podataka o sudaru omogućava bolju potvrdu fizičkih svojstava bilo koje uočene nove čestice i omogućava fizičarima da odluče je li to Higgsov bozon kako je opisano u Standardnom modelu ili neka druga hipotetička nova čestica.

Da bi se pronašao Higgsov bozon, bio je potreban moćan akcelerator čestica, jer Higgsovi bozoni možda neće biti viđeni u eksperimentima s nižom energijom. Sudarnik je trebao imati visoku osvijetljenost kako bi se osiguralo dovoljno sudara za donošenje zaključaka. Konačno, napredni računarski uređaji bili su potrebni za obradu velike količine podataka (25 petabajta godišnje od 2012.) proizvedenih sudarima. [86] Za najavu od 4. jula 2012. godine, u CERN-u je napravljen novi sudarač poznat kao Veliki hadronski sudarač s planiranom potencijalnom energijom sudara od 14 TeV - preko sedam puta više od bilo kojeg prethodnog sudarača - i preko 300 biliona (3 × 10 14 ) LHC sudari protona i protona analizirani su pomoću LHC Computing Grid-a, najveće računarske mreže na svijetu (od 2012. godine), koja obuhvaća preko 170 računarskih uređaja u svjetskoj mreži u 36 zemalja. [86] [87] [88]

Pretraga prije 4. jula 2012. Uredi

Prva opsežna potraga za Higgsovim bozonom obavljena je na Velikom elektronsko-pozitronskom sudaraču (LEP) u CERN-u 1990-ih. Na kraju službe 2000. godine, LEP nije pronašao konačne dokaze za Higgsa. [n] To je impliciralo da bi Higgsov bozon morao biti teži od 114,4 GeV /c 2 . [89]

Potraga je nastavljena u Fermilabu u Sjedinjenim Državama, gdje je Tevatron - sudarač koji je otkrio gornji kvark 1995. godine - nadograđen u tu svrhu.Nije bilo garancije da će Tevatron uspjeti pronaći Higgsa, ali to je bio jedini superkolider koji je bio operativan budući da je Veliki hadronski sudarač (LHC) još uvijek bio u izgradnji, a planirani Superprovodljivi super sudarač otkazan je 1993. godine i nikada nije dovršen . Tevatron je uspio isključiti samo daljnje domete za Higsovu masu, a ugašen je 30. septembra 2011. jer više nije mogao pratiti LHC. Konačna analiza podataka isključila je mogućnost Higgsovog bozona mase između 147 GeV /c 2 i 180 GeV /c 2. Pored toga, postojao je mali (ali ne i značajan) višak događaja koji mogu ukazivati ​​na Higgsov bozon mase između 115 GeV /c 2 i 140 GeV /c 2 . [90]

Veliki hadronski sudarač u CERN-u u Švajcarskoj dizajniran je posebno kako bi mogao potvrditi ili isključiti postojanje Higgsovog bozona. Izgrađen u tunelu od 27 km ispod zemlje u blizini Ženeve u kojem je izvorno živio LEP, projektovan je da sudari dva snopa protona, u početku pri energiji od 3,5 TeV po zraci (ukupno 7 TeV), ili gotovo 3,6 puta većoj od energije Tevatrona, i nadogradiva na 2 × 7 TeV (ukupno 14 TeV) u budućnosti. Teorija sugerira da bi postojali Higgsov bozon, sudari na ovim nivoima energije trebali bi ga moći otkriti. Kao jedan od najsloženijih naučnih instrumenata ikada napravljenih, njegova operativna spremnost je odgođena za 14 mjeseci uslijed događaja gašenja magneta devet dana nakon inauguralnih ispitivanja, uzrokovanog neispravnom električnom vezom koja je oštetila preko 50 superprovodnih magneta i kontaminirala vakuumski sistem. [91] [92] [93]

Prikupljanje podataka na LHC konačno je počelo u martu 2010. [94] Do decembra 2011. dva glavna detektora čestica na LHC, ATLAS i CMS, suzila su opseg mase u kojem bi Higgs mogao postojati na oko 116-130 GeV (ATLAS) i 115-127 GeV (CMS). [95] [96] Također je već bilo nekoliko obećavajućih ekscesa događaja koji su „isparili“ i pokazali se kao samo slučajne fluktuacije. Međutim, otprilike u maju 2011. [97] oba eksperimenta su među svojim rezultatima vidjela polagano pojavljivanje malog, ali postojanog viška potpisa gama i raspada 4-leptona i nekoliko drugih raspadanja čestica, što sve nagovještava novu česticu pri masi oko 125 GeV. [97] Otprilike u novembru 2011. anomalni podaci na 125 GeV postajali su „preveliki da bi se ih ignoriralo“ (iako još uvijek daleko od konačnog), a vođe timova i u ATLAS-u i u CMS-u privatno su sumnjali da su možda pronašli Higgsa. [97] 28. novembra 2011. godine, na internom sastanku dvojice vođa timova i generalnog direktora CERN-a, prvi put se razgovaralo o najnovijim analizama izvan njihovih timova, sugerirajući da se i ATLAS i CMS mogu približiti mogućem zajedničkom rezultatu na 125 GeV i započele su početne pripreme u slučaju uspješnog nalaza. [97] Iako ove informacije u to vrijeme nisu bile javno poznate, sužavanje mogućeg Higsovog opsega na oko 115-130 GeV i opetovano promatranje malih, ali dosljednih prekoračenja događaja na više kanala i na ATLAS-u i na CMS-u u 124-126 Regija GeV (opisana kao „primamljivi nagovještaji“ od oko 2-3 sigme) bila je javno poznato s „velikim zanimanjem“. [98] Stoga se široko očekivalo krajem 2011, da će LHC pružiti dovoljno podataka da ili isključi ili potvrdi nalaz Higgsovog bozona do kraja 2012, kada su podaci o njihovom sudaru iz 2012 (sa nešto većim sudarom od 8 TeV energija). [98] [99]

Otkriće bozona kandidata u CERN Edit

125 GeV) Higgsov kandidat za bozon koji su primijetili ATLAS i CMS na LHC. Dominantni mehanizam proizvodnje kod ove mase uključuje dva gluona iz svakog protona koji se stapaju u Top-kvarkovu petlju, koja se snažno spaja s Higgsovim poljem da bi proizvela Higgsov bozon.

Lijevo: Dipfotonski kanal: Bozon se zatim raspada u dva fotona gama zraka virtualnom interakcijom sa W bozonskom petljom ili gornjom kvarkovskom petljom.

Desno: "Zlatni kanal" od četiri leptona: Boson emitira dva Z bozona, a svaki se raspada u dva leptona (elektroni, mioni).

Eksperimentalna analiza ovih kanala postigla je značaj više od pet standardnih devijacija (sigma) u oba eksperimenta. [100] [101] [102]

Dana 22. juna 2012. CERN je najavio predstojeći seminar koji pokriva okvirne nalaze za 2012. godinu, [103] [104], a nedugo zatim (otprilike od 1. jula 2012, prema analizi širenja glasina na društvenim mrežama [105]) glasine su se počele širiti u medijima da će ovo uključivati ​​veliku najavu, ali nije bilo jasno hoće li to biti snažniji signal ili formalno otkriće. [106] [107] Nagađanja su eskalirala na "grozničavu" visinu kad su se pojavili izvještaji da je Peter Higgs, koji je predložio česticu, trebao prisustvovati seminaru, [108] [109] i da je pozvano "pet vodećih fizičara" - općenito se vjeruje da označava pet živih autora iz 1964. - prisustvovali su Higgs, Englert, Guralnik, Hagen i Kibble koji je potvrdio njegov poziv (Brout je umro 2011. godine). [110]

Dana 4. jula 2012. oba eksperimenta CERN-a objavila su da su neovisno otkrila isto: [111] CMS prethodno nepoznatog bozona mase 125,3 ± 0,6 GeV /c 2 [112] [113] i ATLAS bozona mase 126,0 ± 0,6 GeV /c 2. [114] [115] Koristeći kombinovanu analizu dva tipa interakcije (poznate kao „kanali“), oba eksperimenta su nezavisno postigla lokalni značaj od 5 sigma - što implicira da je verovatnoća da se slučajno dobije barem toliko jak rezultat manja nego jedan od tri miliona. Kada su uzeti u obzir dodatni kanali, značaj CMS-a smanjen je na 4,9 sigma. [113]

Ta dva tima su radila 'zaslijepljeno' jedni od drugih otprilike s kraja 2011. ili početkom 2012. godine, [97] što znači da međusobno nisu razgovarali o svojim rezultatima, pružajući dodatnu sigurnost da je bilo koji zajednički nalaz istinska validacija čestice. [86] Ovaj nivo dokaza, koji su neovisno potvrdila dva odvojena tima i eksperimenti, zadovoljava formalni nivo dokaza potreban za objavljivanje potvrđenog otkrića.

Dana 31. jula 2012. godine, ATLAS saradnja predstavila je dodatnu analizu podataka o „posmatranju nove čestice“, uključujući podatke iz trećeg kanala, što je poboljšalo značaj na 5,9 sigma (1 od 588 miliona šansi da se barem samo slučajni pozadinski efekti) i mase 126,0 ± 0,4 (stat) ± 0,4 (sys) GeV /c 2, [115] i CMS poboljšali značaj na 5-sigmu i masu 125,3 ± 0,4 (stat) ± 0,5 (sys) GeV /c 2 . [112]

Nova čestica testirana kao mogući Higgsov bozon Edit

Nakon otkrića 2012. još uvijek nije potvrđeno da li 125 GeV /c 2 čestica je bila Higgsov bozon. S jedne strane, opažanja su ostala u skladu s tim da je promatrana čestica standardni Higsov bozon, a čestica se raspadala u barem neke od predviđenih kanala. Štaviše, stope proizvodnje i omjeri grananja za promatrane kanale uglavnom su se podudarali s predviđanjima Standardnog modela u okviru eksperimentalnih nesigurnosti. Međutim, eksperimentalne nesigurnosti trenutno još uvijek ostavljaju prostor za alternativna objašnjenja, što znači da bi najava o otkriću Higgsovog bozona bila preuranjena. [116] Da bi se omogućila veća mogućnost za prikupljanje podataka, LHC-ovo predloženo gašenje za 2012. godinu i nadogradnja za 2013–2014. Odgođeni su za sedam sedmica u 2013. godinu.

U novembru 2012. godine, na konferenciji u Kjotu istraživači su rekli da se dokazi prikupljeni od jula više podudaraju s osnovnim standardnim modelom nego s njegovim alternativama, s nizom rezultata za nekoliko interakcija koji se podudaraju s predviđanjima te teorije. [118] Fizičar Matt Strassler naglasio je "značajne" dokaze da nova čestica nije pseudoskalarna čestica negativnog pariteta (u skladu s ovim potrebnim nalazom za Higgsov bozon), "isparavanje" ili nedostatak povećanog značaja za prethodne naznake nestandardnog modela nalazi, očekivane interakcije Standardnog modela sa W i Z bozonima, odsustvo "značajnih novih implikacija" za ili protiv supersimetrije, i općenito do danas nije bilo značajnih odstupanja od rezultata koji se očekuju od Higgs bozona Standardnog modela. [o] Međutim, neke vrste proširenja Standardnog modela takođe bi pokazale vrlo slične rezultate [120], pa su komentatori primijetili da bi na osnovu drugih čestica koje se još razumiju dugo nakon njihovog otkrića mogle biti potrebne godine, a decenije da bi se u potpunosti razumjeti pronađenu česticu. [118] [o]

Ova otkrića značila su da su od januara 2013. godine naučnici bili vrlo sigurni da su pronašli nepoznatu česticu mase

125 GeV /c 2, a nisu zavedeni eksperimentalnom greškom ili slučajnim rezultatom. Oni su takođe bili sigurni, prema prvim zapažanjima, da je nova čestica neka vrsta bozona. Ponašanja i svojstva čestice, koja su se ispitivala od jula 2012. godine, takođe su se činila prilično bliska ponašanjima koja se očekuju od Higgsovog bozona. Uprkos tome, to je i dalje mogao biti Higgsov bozon ili neki drugi nepoznati bozon, budući da bi budući testovi mogli pokazati ponašanja koja se ne podudaraju s Higgsovim bozonom, tako da je u decembru 2012. CERN još uvijek samo izjavio da je nova čestica "u skladu s" Higgsov bozon, [21] [23] i naučnici još nisu pozitivno rekli da je to Higgsov bozon. [121] Uprkos tome, krajem 2012. godine, rašireni medijski izvještaji objavili su (netačno) da je Higgsov bozon potvrđen tokom godine. [p]

U januaru 2013. generalni direktor CERN-a Rolf-Dieter Heuer izjavio je da bi na osnovu dosadašnje analize podataka mogao biti moguć odgovor „sredinom 2013. godine [127], a zamjenik predsjedavajućeg fizike u Nacionalnom laboratoriju Brookhaven izjavio je u februaru 2013. da bi za "konačan" odgovor moglo biti potrebno "još nekoliko godina" nakon ponovnog pokretanja sudarača 2015. godine. [128] Početkom marta 2013. godine, direktor istraživanja CERN-a Sergio Bertolucci izjavio je da je potvrđivanje spin-0 glavni preostali zahtjev da se utvrdi je li čestica barem neka vrsta Higgs-ovog bozona. [129]

Potvrda postojanja i trenutnog statusa Uredi

14. marta 2013. CERN je potvrdio da:

"CMS i ATLAS upoređivali su brojne mogućnosti za spinalni paritet ove čestice, a svi oni više vole da nema spina, pa čak ni paritet [dva osnovna kriterija Higgsovog bozona u skladu sa Standardnim modelom]. Ovo, zajedno s izmjerenim interakcijama nove čestice sa ostalim česticama, snažno ukazuje da je to Higgsov bozon. " [6]

To također čini česticu prvom elementarnom skalarnom česticom koja je otkrivena u prirodi. [24]

Primjeri testova koji se koriste za potvrdu da je otkrivena čestica Higgsov bozon: [o] [130]

Posebno značajno, među mogućim ishodima trebali bismo promatrati raspadanje u parove fotona (γ γ), W i Z bozona (WW i ZZ), donjih kvarkova (bb) i tau leptona (τ τ).

Nalazi od 2013. Uredi

U julu 2017. godine, CERN je potvrdio da se sva mjerenja i dalje slažu s predviđanjima Standardnog modela, a otkrivenu česticu nazvao je jednostavno "Higgsovim bozonom". [1] Od 2019. godine, Veliki hadronski sudarač nastavio je da donosi nalaze koji potvrđuju razumijevanje Higgsovog polja i čestica iz 2013. godine. [135] [136]

LHC-ov eksperimentalni rad od ponovnog pokretanja 2015. godine obuhvatio je ispitivanje Higgs-ovog polja i bozona do veće razine detalja i potvrdu da li su rjeđa predviđanja bila tačna. Konkretno, istraživanje od 2015. godine pružilo je snažne dokaze o predviđenom izravnom propadanju na fermione poput parova donjih kvarkova (3,6 σ) - opisano kao „važna prekretnica“ u razumijevanju njegovog kratkog vijeka trajanja i drugih rijetkih propadanja - a također i za potvrđivanje propadanja u parove tau leptona (5,9 σ). To je CERN opisao kao "od najveće važnosti za uspostavljanje sprege Higgsovog bozona s leptonima i predstavlja važan korak ka mjerenju njegovih sprega za fermione treće generacije, vrlo teške kopije elektrona i kvarkova, čija je uloga u prirodi duboka misterija ". [1] Objavljeni rezultati od 19. marta 2018. godine na 13 TeV za ATLAS i CMS imali su svoja mjerenja Higgsove mase na 124,98 ± 0,28 GeV, odnosno 125,26 ± 0,21 GeV.

U julu 2018. godine, eksperimenti ATLAS i CMS izvijestili su kako su promatrali raspad Higgs-ovog bozona u par donjih kvarkova, što čini približno 60% svih njegovih raspada. [137] [138] [139]

Teoretska potreba za Higgsovim uređivanjem

Nepromjenjivost mjerača važno je svojstvo modernih teorija čestica kao što je standardni model, dijelom i zbog uspjeha u drugim područjima temeljne fizike kao što su elektromagnetizam i jaka interakcija (kvantna hromodinamika). Međutim, prije nego što je Sheldon L. Glashow proširio modele objedinjavanja elektro slabih 1961. godine, postojale su velike poteškoće u razvoju teorija mjera za slabu nuklearnu silu ili moguću objedinjenu elektroslabu interakciju. Fermioni s masenim članom narušili bi simetriju profila i stoga ne mogu biti invarijantni. (To se može vidjeti ispitivanjem Dirac-ovog gragrangija za fermion u smislu komponenata lijeve i desne ruke, utvrdimo da nijedna od pola-spin čestica nikada ne bi mogla preokrenuti heličnost kako je potrebno za masu, tako da one moraju biti bez mase. [Q]) W i Z bozoni imaju masu, ali pojam bozonske mase sadrži pojmove koji jasno ovise o izboru mjerila, pa prema tome ni ove mase ne mogu biti mjerne invarijantne. Stoga se čini nijedan standardnog modela fermiona ili bozoni bi mogli "početi" s masom kao ugrađenim svojstvom, osim napuštanjem nepromjenjivosti mjerača. Ako bi se zadržala nepromjenjivost mjerača, tada bi te čestice morale sticati svoju masu nekim drugim mehanizmom ili interakcijom. Uz to, sve što je davalo ovim česticama masu, ne smije "lomiti" nepromjenjivost mjerača kao osnovu za druge dijelove teorija u kojima je to dobro funkcioniralo, i nije morao zahtijevati ili predviđati neočekivane čestice bez mase ili sile velikog dometa (naizgled neizbježne posljedice Goldstoneove teoreme) koje zapravo nisu izgledale da postoje u prirodi.

Rješenje za sve ove preklapajuće probleme došlo je otkrićem prethodno neprimijećenog graničnog slučaja skrivenog u matematici Goldstoneove teoreme, [k] da je pod određenim uvjetima mogao teoretski je moguće da simetrija bude prekinuta bez remeti nepromjenjivost mjerila i bez bilo koje nove čestice ili sile bez mase i koji imaju "razumne" (renormabilne) rezultate matematički. Ovo je postalo poznato kao Higgsov mehanizam.

Standardni model pretpostavlja polje odgovorno za ovaj efekt, nazvano Higgsovo polje (simbol: ϕ < displaystyle phi>), koje u svom osnovnom stanju ima neobično svojstvo amplitude koja nije nula, tj. vrijednost očekivanja vakuuma. Ovaj efekt može imati zbog neobičnog potencijala u obliku "meksičkog šešira" čija najniža "točka" nije u njegovom "središtu". Jednostavno rečeno, za razliku od svih ostalih poznatih polja, Higgs polje traži manje energije da ima vrijednost koja nije nula od vrijednosti nula, tako da na kraju ima vrijednost koja nije nula svuda. Ispod određenog izuzetno visokog nivoa energije postojanje ovog nultog vakuumskog očekivanja spontano ruši elektroslabu simetriju kolosijeka, što zauzvrat dovodi do Higgs mehanizma i pokreće akviziciju mase onim česticama koje djeluju s poljem. Do ovog efekta dolazi zato što skalarne komponente polja Higgsovog polja masivni bozoni "apsorbiraju" kao stepene slobode i spajaju se sa fermionima pomoću Yukawa sprege, stvarajući tako očekivane članove mase. Kada se simetrija prekine u ovim uvjetima, nastaju Goldstone bozoni komunicirati s Higgsovim poljem (i s ostalim česticama sposobnim za interakciju s Higgsovim poljem) umjesto da postanu nove bezmasne čestice. Neizrešivi problemi obje temeljne teorije međusobno se "neutraliziraju", a rezidualni ishod je da elementarne čestice dobiju konzistentnu masu na osnovu toga koliko snažno komuniciraju s Higgsovim poljem. To je najjednostavniji poznati postupak koji može dati masu bozonima mjerača, a istovremeno ostati kompatibilan s teorijama mjerača. [140] Njegov kvant bi bio skalarni bozon, poznat kao Higgsov bozon. [141]

Alternativni modeli Uredi

Gore opisani minimalni standardni model je najjednostavniji poznati model za Higgsov mehanizam sa samo jednim Higgsovim poljem. Međutim, prošireni Higgsov sektor s dodatnim dupletskim ili trostrukim Higgsovim česticama je također moguć, a mnoga proširenja Standardnog modela imaju ovu značajku. Neminimalan Higgsov sektor kojem favorizira teorija su dva Higgs-doublet modela (2HDM), koji predviđaju postojanje kvinteta skalarnih čestica: dva CP-paran neutralna Higgs-ova bozona h 0 i H 0, CP-ak neutralan Higgsov bozon A 0 i dvije nabijene Higgsove čestice H ±. Supersimetrija ("SUSY") takođe predviđa odnose između masa Higgs-bozona i masa meračkih bozona, i mogla bi primiti 125 GeV /c 2 neutralni Higgsov bozon.

Ključna metoda za razlikovanje ovih različitih modela uključuje proučavanje interakcija čestica ("sprezanje") i tačnih procesa raspadanja ("omjeri grananja"), koji se mogu eksperimentalno izmjeriti i testirati u sudarima čestica. U Type-I 2HDM modelu jedan Higgsov dublet spaja kvarkove gore i dolje, dok drugi dublet ne spaja kvarkove. Ovaj model ima dva zanimljiva ograničenja, u kojima se najsvjetliji Higgs-ovi pare samo fermionima ("gabariti-fobični") ili samo mjernim bozonima ("fermiofobični"), ali ne oboje. U modelu Type-II 2HDM, jedan Higgs udvostručuje samo parove s kvarkovima gornjeg tipa, drugi samo parove s kvarkovima donjeg tipa. [142] Pažljivo istraženi minimalni supersimetrični standardni model (MSSM) uključuje Higgsov sektor Type-2 2HDM, pa bi ga mogao opovrgnuti dokazima Type-I 2HDM Higgsa. [ potreban citat ]

U drugim modelima Higgsov skalar je kompozitna čestica. Na primjer, u tehnikoloru ulogu Higgsovog polja igraju čvrsto vezani parovi fermiona koji se nazivaju tehnikarkovi. Ostali modeli sadrže parove gornjih kvarkova (vidi gornji kondenzat kvarka). U još nekim modelima uopće nema Higgsovog polja, a elektroslaba simetrija je narušena upotrebom dodatnih dimenzija. [143] [144]

Daljnja teorijska pitanja i problem hijerarhije Uredi

Standardni model ostavlja masu Higgsovog bozona kao parametar koji treba izmjeriti, a ne kao vrijednost koju treba izračunati.To se smatra teorijski nezadovoljavajućim, posebno jer bi kvantne korekcije (povezane s interakcijama s virtualnim česticama) očito trebale uzrokovati da Higgsova čestica ima masu neizmjerno veću od one koja je uočena, ali u isto vrijeme standardni model zahtijeva masu reda 100 do 1000 GeV kako bi se osigurala unitarnost (u ovom slučaju za unitarizaciju uzdužnog vektorskog rasejanja bozona). [145] Čini se da je za pomirenje ovih točaka potrebno objasniti zašto postoji gotovo savršeno poništavanje što rezultira vidljivom masom

125 GeV i nije jasno kako to učiniti. Budući da je slaba sila oko 10 32 puta jača od gravitacije, a (s tim povezano) masa Higgs-ovog bozona toliko je manja od Planckove mase ili energije velikog ujedinjenja, čini se da ili postoji neka temeljna veza ili razlog za to opažanja koja su nepoznata i nisu opisana standardnim modelom, ili neka neobjašnjiva i izuzetno precizna precizna podešavanja parametara - međutim trenutno nije dokazano ni jedno od ovih objašnjenja. Ovo je poznato kao problem hijerarhije. [146] Šire gledano, problem hijerarhije iznosi zabrinutost da buduća teorija osnovnih čestica i interakcija ne bi trebala imati prekomjerno fino podešavanje ili neprimjereno delikatna poništavanja i trebala bi omogućiti izračun masa čestica poput Higgsovog bozona. Problem je na neki način jedinstven za spin-0 čestice (kao što je Higgsov bozon), što može dovesti do problema povezanih s kvantnim korekcijama koje ne utječu na čestice sa spinom. [145] Predloženo je niz rješenja, uključujući supersimetriju, konformna rješenja i rješenja putem dodatnih dimenzija, poput modela braneworld.

Postoje i pitanja kvantne trivijalnosti, što sugerira da možda neće biti moguće stvoriti dosljednu kvantnu teoriju polja koja uključuje elementarne skalarne čestice. [147] Međutim, ako se izbjegne kvantna trivijalnost, ograničenja trivijalnosti mogu postaviti granice Higgs Boson masi.

Svojstva polja Higgs Uredi

U Standardnom modelu, Higgsovo polje je skalarno tahionsko polje - skalar što znači da se ne transformira pod Lorentzovim transformacijama, i tahionski što znači polje (ali ne čestica) ima zamišljenu masu i u određenim konfiguracijama mora proći kroz razbijanje simetrije. Sastoji se od četiri komponente: dvije neutralne i dvije nabijene komponente. Obje nabijene komponente i jedno od neutralnih polja su Goldstoneovi bozoni, koji djeluju kao uzdužne komponente treće polarizacije masivnih W +, W - i Z bozona. Kvant preostale neutralne komponente odgovara (i teoretski se ostvaruje kao) masivnom Higgsovom bozonu. [148] Ova komponenta može stupiti u interakciju s fermionima putem Yukawa spojnice dajući im i masu.

Matematički, Higgsovo polje ima imaginarnu masu i stoga je a tahionski polje. [149] Iako su tahioni (čestice koje se kreću brže od svjetlosti) čisto hipotetički koncept, polja sa zamišljenom masom počeli su igrati važnu ulogu u modernoj fizici. [150] [151] U takvim se teorijama ni pod kojim okolnostima nijedna pobuda ne širi brže od svjetlosti - prisustvo ili odsustvo tahionske mase nema nikakvog utjecaja na maksimalnu brzinu signala (nema kršenja uzročnosti). [152] Umjesto čestica bržih od svjetlosti, zamišljena masa stvara nestabilnost: Svaka konfiguracija u kojoj je jedno ili više pobuda polja tahionska mora se spontano raspasti, a rezultirajuća konfiguracija ne sadrži fizičke tahione. Ovaj proces poznat je kao tahionska kondenzacija, a sada se vjeruje da je objašnjenje kako sam Higgsov mehanizam nastaje u prirodi, a samim tim i razlog kršenja elektroslabe simetrije.

Iako se pojam imaginarne mase može činiti zabrinjavajućim, samo je polje, a ne i sama masa, ono što je kvantificirano. Stoga, operateri polja na svemirskim razdvojenim tačkama i dalje putuju (ili se ne uključuju), a informacije i čestice se i dalje ne šire brže od svjetlosti. [153] Tahionska kondenzacija pokreće fizički sistem koji je dostigao lokalnu granicu - i moglo bi se naivno očekivati ​​da proizvodi fizičke tahione - u alternativno stabilno stanje u kojem ne postoje fizički tahioni. Jednom kada tahionsko polje poput Higgsovog polja dostigne minimum potencijala, njegovi kvanti više nisu tahioni, već su to obične čestice poput Higgsovog bozona. [154]

Svojstva Higgsovog bozona Uredi

Budući da je Higgsovo polje skalarno, Higgsov bozon nema spin. Higgsov bozon je također vlastita antičestica, CP je jednak i nema nula električnog naboja i naboja u boji. [155]

Standardni model ne predviđa masu Higgsovog bozona. [156] Ako je ta masa između 115 i 180 GeV /c 2 (u skladu s empirijskim opažanjima od 125 GeV /c 2), tada Standardni model može vrijediti na energetskim skalama sve do Planckove skale (10 19 GeV). [157] Mnogi teoretičari očekuju da će se nova fizika izvan Standardnog modela pojaviti na TeV skali, na osnovu nezadovoljavajućih svojstava Standardnog modela. [158] Najveća moguća skala mase dopuštena za Higgsov bozon (ili neki drugi mehanizam za razbijanje elektroslabe simetrije) je 1,4 TeV izvan ove točke, standardni model postaje nedosljedan bez takvog mehanizma, jer se u određenim procesima rasipanja krši unitarnost. [159]

Takođe je moguće, iako eksperimentalno teško, indirektno procijeniti masu Higgsovog bozona. U Standardnom modelu, Higgsov bozon ima niz indirektnih efekata, naročito, Higgsove petlje rezultiraju malim korekcijama masa W i Z bozona. Precizna mjerenja elektroslabih parametara, kao što su Fermijeva konstanta i mase W i Z bozona, mogu se koristiti za izračunavanje ograničenja na masu Higgsa. Od jula 2011. godine, precizna elektro-slaba mjerenja govore nam da će masa Higgs-ovog bozona vjerovatno biti manja od oko 161 GeV /c 2 na nivou povjerenja od 95%. [r] Ova indirektna ograničenja oslanjaju se na pretpostavku da je standardni model točan. Možda će i dalje biti moguće otkriti Higgsov bozon iznad ovih masa, ako je praćen drugim česticama izvan onih smještenih u Standardnom modelu. [161]

Proizvodnja Uredi

Feynmanovi dijagrami za Higsovu proizvodnju

Fuzija gluona

Higgs Strahlung

Fuzija vektora bozona

Vrhunska fuzija

Ako su Higgsove teorije čestica valjane, tada se Higgsova čestica može stvoriti slično kao i ostale čestice koje se proučavaju u sudaraču čestica. To uključuje ubrzavanje velikog broja čestica do izuzetno visokih energija i izuzetno blizu brzine svjetlosti, a zatim im omogućava da se zajedno razbiju. Na LHC se koriste protoni i olovni ioni (gola jezgra atoma olova). U ekstremnim energijama ovih sudara, povremeno će se stvoriti željene ezoterične čestice, što se može otkriti i proučiti, a svako odsustvo ili razlika od teorijskih očekivanja može se koristiti i za poboljšanje teorije. Relevantna teorija čestica (u ovom slučaju Standardni model) odredit će potrebne vrste sudara i detektora. Standardni model predviđa da bi se Higgsovi bozoni mogli formirati na više načina, [84] [162] [163], iako se vjerovatnoća da će nastati Higgsov bozon u bilo kojem sudaru uvijek očekuje vrlo mala - na primjer, samo jedan Higgs bozon na 10 milijardi sudara u Velikom hadronskom sudaraču. [m] Najčešći očekivani procesi za proizvodnju Higgsovog bozona su:

  • Fuzija gluona. Ako su sudarjene čestice hadroni poput protona ili antiprotona - kao što je slučaj u LHC-u i Tevatronu - onda je najvjerojatnije da se dva od gluona koji vežu hadron zajedno sudaraju. Najlakši način za stvaranje Higgsove čestice je ako se dva gluona kombiniraju i tvore petlju virtualnih kvarkova. Budući da je spajanje čestica s Higgsovim bozonom proporcionalno njihovoj masi, ovaj proces je vjerojatniji za teške čestice. U praksi je dovoljno razmotriti doprinos virtualnih gornjih i donjih kvarkova (najtežih kvarkova). Ovaj proces je dominantan doprinos LHC-u i Tevatronu koji je oko deset puta vjerovatniji od bilo kojeg drugog procesa. [84] [162]
  • Higgs Strahlung. Ako se elementarni fermion sudari s anti-fermionom - npr. Kvarkom s antikvarkom ili elektronom s pozitronom - to dvoje mogu se spojiti i formirati virtualni W ili Z bozon koji, ako nosi dovoljno energije, može emitirati Higgsov bozon. Ovaj proces je bio dominantan način proizvodnje na LEP-u, gdje su se elektron i pozitron sudarili da bi stvorili virtualni Z bozon, i to je bio drugi najveći doprinos Higgsovoj proizvodnji u Tevatronu. Na LHC-u ovaj proces je tek treći po veličini, jer LHC sudara protone s protonima, čineći kvark-antikvarkov sudar manje vjerovatnim nego na Tevatronu. Higgs Strahlung je takođe poznat kao povezana proizvodnja. [84][162][163]
  • Slaba fuzija bozona. Druga mogućnost kada se sudaraju dva (anti) fermiona je ta da razmjenjuju virtualni W ili Z bozon, koji emituje Higgsov bozon. Fermioni u sudaru ne moraju biti istog tipa. Tako, na primjer, gornji kvark može razmijeniti Z bozon s protudolaznim kvarkom. Ovaj postupak je drugi po važnosti za proizvodnju Higgsovih čestica na LHC i LEP. [84] [162]
  • Vrhunska fuzija. Konačni postupak koji se obično smatra daleko je najmanje vjerojatan (za dva reda veličine). Ovaj proces uključuje dva sudarajuća gluona, koja se raspadaju u teški par kvark-antikvark. Kvark i antikvark iz svakog para mogu se zatim kombinirati i formirati Higgsovu česticu. [84] [162]

Decay Edit

Kvantna mehanika predviđa da će, ako je moguće da se čestica raspadne u skupinu lakših čestica, to na kraju i učiniti. [164] To važi i za Higgsov bozon. Vjerovatnoća da se to dogodi ovisi o raznim faktorima, uključujući: razliku u masi, jačinu interakcija, itd. Većina ovih faktora je fiksirana Standardnim modelom, osim mase samog Higgsovog bozona. Za Higgsov bozon mase 125 GeV /c 2 SM predviđa prosječno vrijeme života od oko 1,6 × 10 −22 s. [b]

Budući da je u interakciji sa svim masivnim elementarnim česticama SM, Higgsov bozon ima mnogo različitih procesa kroz koje može propasti. Svaki od ovih mogućih procesa ima svoju vjerovatnoću, izraženu kao omjer grananja udio ukupnog broja propada što slijedi taj proces. SM predviđa ove omjere grananja kao funkciju Higgsove mase (vidi grafikon).

Jedan od načina na koji Higgs može propasti je razdvajanjem u par fermion-antifermion. Kao opće pravilo, vjerovatno je da će Higgs propasti u teške fermione od lakih, jer je masa fermiona proporcionalna snazi ​​njegove interakcije s Higgsom. [116] Po ovoj logici najčešći raspad trebao bi biti kvarkovni par gornji – antitop. Međutim, takvo propadanje bilo bi moguće samo da su Higgovi teži od

346 GeV /c 2, dvostruko veća masa gornjeg kvarka. Za Higgsovu masu od 125 GeV /c 2 SM predviđa da je najčešće raspadanje u paru dno-anti dno kvarka, što se događa 57,7% vremena. [3] Drugi najčešći raspad fermiona pri toj masi je par tau – antitau, što se događa samo oko 6,3% vremena. [3]

Druga mogućnost je da se Higgs podijeli u par masivnih bozona. Najizglednija je mogućnost da se Higgs raspadne u par W bozona (svijetloplava linija na ploči), što se događa oko 21,5% vremena za Higgsov bozon mase 125 GeV /c 2. [3] W bozoni se mogu kasnije raspadati ili u kvark i antikvark ili u nabijeni lepton i neutrino. Propadanje W bozona u kvarkove teško je razlikovati od pozadine, a raspadanje u leptone ne može se u potpunosti rekonstruirati (jer je neutrine nemoguće otkriti u eksperimentima sudara čestica). Signal za čišćenje se daje raspadanjem u par Z-bozona (što se događa oko 2,6% vremena za Higgsa s masom od 125 GeV /c 2), [3] ako se svaki od bozona naknadno raspadne u par lako uočljivih nabijenih leptona (elektroni ili mioni).

Propadanje bezmasnih mjernih bozona (tj. Gluona ili fotona) je također moguće, ali zahtijeva srednju petlju virtualnih teških kvarkova (gornji ili donji) ili masivne mjerne bozone. [116] Najčešći takav proces je raspadanje u par gluona kroz petlju virtualnih teških kvarkova. Ovaj postupak, koji je obrnut od gore spomenutog postupka fuzije gluona, događa se približno 8,6% vremena za Higgsov bozon mase 125 GeV /c 2. [3] Mnogo je rjeđe raspadanje na par fotona posredovano petljom W bozona ili teških kvarkova, što se događa samo dva puta na svakih hiljadu raspada. [3] Međutim, ovaj proces je vrlo relevantan za eksperimentalna pretraživanja Higgs-ovog bozona, jer se energija i zamah fotona mogu vrlo precizno izmjeriti, dajući tačnu rekonstrukciju mase raspadajuće čestice. [116]

Imenovanje Uredi

Imena koja koriste fizičari Uredi

Ime koje je najsnažnije povezano sa česticom i poljem je Higgsov bozon [82]: 168 i Higgsovo polje. Neko je vrijeme čestica bila poznata po kombinaciji svojih imena autora za PRL (uključujući povremeno i Andersona), na primjer čestica Brout – Englert – Higgs, Anderson-Higgsova čestica ili Englert – Brout – Higgs – Guralnik – Hagen– Kibble mehanizmi, [s] i oni se i dalje ponekad koriste. [53] [166] Djelomično potaknuto pitanjem priznanja i potencijalnom dijeljenom Nobelovom nagradom, [166] [167] najprikladnije ime je i dalje povremeno bilo tema rasprave do 2013. [166] I sam Higgs radije naziva čestica ili akronimom svih koji su uključeni, ili "skalarnim bozonom", ili "takozvanom Higgsovom česticom". [167]

Napisana je znatna količina o tome kako se Higgsovo ime počelo isključivo koristiti. Ponuđena su dva glavna objašnjenja. Prvo je da je Higgs poduzeo korak koji je bio jedinstven, jasniji ili eksplicitniji u njegovom radu u formalnom predviđanju i ispitivanju čestice. Od autora PRL-ovih radova, samo rad Higgsa eksplicitno ponuđena kao predviđanje da će postojati masivna čestica i izračunala neka od njenih svojstava [82]: 167 [168], on je stoga bio "prvi koji je postulirao o postojanju masivne čestice" prema Priroda. [166] Fizičar i autor Frank Close i fizičar-bloger Peter Woit komentiraju da je rad GHK-a također dovršen nakon što su Higgs i Brout-Englert predati Physical Review Letters, [82]: 167 [169] i da je samo Higgs skrenuo pažnju na predviđenu masivnost skalar bozon, dok su se svi ostali fokusirali na masivni vektor bosons [82]: 154, 166, 175 [169] Na ovaj način, Higgsov doprinos je eksperimentalistima pružio i presudan "konkretan cilj" potreban za testiranje teorije. [170] Međutim, po Higgsovom mišljenju, Brout i Englert nisu izričito spomenuli bozon, budući da je njegovo postojanje očito očito u njihovom radu, [57]: 6, dok je prema Guralniku GHK-ov rad bio cjelovita analiza cijelog kršenja simetrije mehanizam čija matematička strogost nedostaje u druga dva rada, a u nekim rješenjima može postojati masivna čestica. [83]: 9 Higgsov rad također je pružio "posebno oštru" izjavu o izazovu i njegovom rješenju, prema povjesničaru nauke Davidu Kaiseru. [167]

Alternativno objašnjenje je da je ime popularizirano 1970-ih zbog njegove upotrebe kao prikladne skraćenice ili zbog greške u citiranju. Mnogi računi (uključujući Higgsov vlastiti [57]: 7) pripisuju ime "Higgs" fizičaru Benjaminu Leeju (na korejskom: Lee Whi-soh). Lee je bio značajan populist za teoriju u ranim fazama i ime "Higgs" uobičajeno je pridodavao kao "prikladan stenogram" za njene komponente od 1972. [11] [166] [171] [172] [173] i u najmanje jedan slučaj iz 1966. [174] Iako je Lee pojasnio u fusnotama da je "Higgs" skraćenica za Higgsa, Kibblea, Guralnika, Hagena, Brouta, Englerta ", [171] njegovu upotrebu izraza (i možda je i pogrešni citat Stevena Weinberga iz Higgsovog rada kao prvog u njegovom osnovnom radu iz 1967. [82] [175] [174]) značio da su oko 1975–1976 i drugi počeli koristiti naziv „Higgs“ isključivo kao skraćenicu . [t] 2012. fizičar Frank Wilczek, koji je bio zaslužan za imenovanje aksiona elementarnih čestica (preko alternativnog prijedloga "Higglet"), odobrio je ime "Higgsov bozon", rekavši "Istorija je komplicirana i gdje god povučete crtu tamo bit će netko odmah ispod toga. " [167]

Nadimak Uredi

Higgsov bozon se u popularnim medijima izvan naučne zajednice često naziva "božjom česticom". [176] [177] [178] [179] [180] Nadimak dolazi iz naslova knjige o Higgsovom bozonu i fizici čestica iz 1993. godine, Božja čestica: ako je svemir odgovor, koje je pitanje? dobitnika Nobelove nagrade za fiziku i direktora Fermilaba Leona Ledermana. [17] Lederman ga je napisao u kontekstu neuspjeha američke vladine podrške Superprovodljivom superkolidaru, [181] djelomično izgrađenom titanskom [182] [183] ​​konkurentu Velikom hadronskom sudaraču s planiranim energijama sudara 2 × 20 TeV koji je bio zagovarao ga je Lederman od njegovog osnutka 1983. godine [181] [184] [185] i ugašen 1993. godine. Knjiga je dijelom nastojala promovirati svijest o značaju i potrebi takvog projekta uslijed mogućeg gubitka sredstava. [186] Lederman, vodeći istraživač u tom polju, piše da je želio nasloviti svoju knjigu Prokleta čestica: Ako je svemir odgovor, koje je pitanje? Ledermanov urednik zaključio je da je naslov previše kontroverzan i uvjerio ga je da naslov promijeni u Božja čestica: Ako je svemir odgovor, koje je pitanje? [187]

Iako je upotreba ovog izraza u medijima mogla doprinijeti široj svijesti i interesu, [188] mnogi naučnici smatraju da je naziv neprikladan [11] [12] [189], jer je senzacionalna hiperbola i dovodi u zabludu čitaoce [190], čestica također nema ništa vezan za bilo kojeg Boga, ostavlja otvorena pitanja u osnovnoj fizici i ne objašnjava konačno porijeklo svemira. Izvješteno je da je Higgs, ateist, bio nezadovoljan i izjavio je u intervjuu 2008. godine da mu je to bilo "neugodno", jer je to bila "vrsta zloupotrebe. Mislim da bi neke ljude mogla uvrijediti". [190] [191] [192] Nadimak je satiriziran i u glavnim medijima.[193] Pisac nauke Ian Sample izjavio je u svojoj knjizi iz 2010. godine o potrazi da su nadimci "univerzalna mržnja [d]" od strane fizičara i možda "najgore ismijavani" u istoriji fizike, ali da je (prema Ledermanu) izdavač odbacio sve naslove u kojima se spominje "Higgs" kao nemaštovit i previše nepoznat. [194]

Lederman započinje pregledom duge ljudske potrage za znanjem i objašnjava da njegov naslov "jezik za obrazom" povlači analogiju između utjecaja Higgsovog polja na temeljne simetrije Velikog praska i očitog kaosa struktura, čestica , sile i interakcije koje su rezultirale i oblikovale naš današnji svemir, s biblijskom pričom o Babelu u kojoj je iskonski jedinstveni jezik ranog postanka bio fragmentiran na mnoge različite jezike i kulture. [195]

Danas. imamo standardni model koji smanjuje svu stvarnost na desetak čestica i četiri sile. . To je teško osvojena jednostavnost [. i. ] izuzetno tačno. Ali ona je takođe nepotpuna i, zapravo, interno nedosljedna. Ovaj je bozon toliko važan za današnje stanje fizike, toliko presudan za naše konačno razumijevanje građe materije, a toliko neuhvatljiv da sam mu nadimak dao: Božja čestica. Zašto božja čestica? Dva razloga. Prvo, izdavač nam ne bi dozvolio da ga zovemo Prokleta čestica, iako bi to mogao biti primjereniji naslov, s obzirom na njegovu zlikovsku prirodu i troškove koje uzrokuje. I drugo, postoji neka vrsta veze s drugom knjigom, a mnogo stariji.

Lederman pita je li Higgsov bozon dodan samo da zbunjuje i zbunjuje one koji traže znanje o svemiru i hoće li to fizike zbuniti kako je ispričano u toj priči, ili će na kraju prevladati izazov i razumjeti "kako je lijep svemir [Bog ima ] made ". [196]

Ostali prijedlozi Uredi

Natjecanje za preimenovanje britanskih novina The Guardian 2009. rezultirali su time da je njihov naučni dopisnik odabrao naziv "bozon boce šampanjca" kao najbolji podatak: "Dno boce šampanjca je u obliku Higgsovog potencijala i često se koristi kao ilustracija na predavanjima iz fizike. Dakle, nije neugodno grandiozno ime, nezaboravno je, a ima i neke fizičke veze. " [197] Ime Higgson predloženo je i u članku mišljenja u internetskoj publikaciji Instituta za fiziku physicsworld.com. [198]

Obrazovna objašnjenja i analogije Uredi

Bilo je značajnih javnih rasprava o analogijama i objašnjenjima Higgsove čestice i o tome kako polje stvara masu, [199] [200], uključujući pokrivanje pokušaja objašnjenja samih sebe i takmičenje 1993. za najbolje popularno objašnjenje tadašnje UK Ministar za nauku Sir William Waldegrave [201] i članci u novinama širom svijeta.

Obrazovna suradnja u kojoj su sudjelovali fizičar LHC-a i profesori srednjih škola u CERN-u, sugerira da je disperzija svjetlosti - odgovorna za dugu i disperzivnu prizmu - korisna analogija za razbijanje simetrije Higgsovog polja i učinak koji uzrokuje masu. [202]

Prekid simetrije
u optici
U vakuumu svjetlost svih boja (ili fotoni svih valnih duljina) putuje istom brzinom, simetrično. U nekim supstancama poput stakla, vode ili zraka ta je simetrija narušena (Vidi: Fotoni u materiji). Rezultat je da svjetlost različitih valnih duljina ima različitu brzinu.
Prekid simetrije
u fizici čestica
U 'naivnim' teorijama mjerača, mjerni bozoni i druge temeljne čestice su bez mase - također simetrična situacija. U prisustvu Higgsovog polja ova simetrija je narušena. Rezultat je da će čestice različitih vrsta imati različite mase.

Matt Strassler kao analogiju koristi električna polja: [203]

Neke čestice stupaju u interakciju s Higgsovim poljem, dok druge ne. One čestice koje osjećaju Higgsovo polje ponašaju se kao da imaju masu. Nešto slično se događa u električnom polju - nabijeni predmeti se izvlače oko sebe i neutralni predmeti mogu ploviti bez utjecaja. Dakle, možete razmišljati o Higgsovoj pretrazi kao o pokušaju stvaranja valova u Higgsovom polju [stvoriti Higgsove bozone] kako bi dokazali da je stvarno tamo.

Slično objašnjenje ponudio je i The Guardian: [204]

Higgsov bozon je u stvari talasanje u polju za koje se kaže da se pojavilo rođenjem svemira i da svemir prostire do danas. Čestica je ključna, međutim: to je pušač za pušenje, dokazi potrebni da se pokaže da je teorija u pravu.

Učinak Higgsovog polja na čestice poznati je fizičar David Miller srodan sobi punoj radnika političke stranke raspoređene ravnomjerno po sobi: Gomila gravitira i usporava poznate ljude, ali ne usporava druge. [u] Također je skrenuo pažnju na dobro poznate efekte u fizici čvrstog stanja gdje djelotvorna masa elektrona može biti mnogo veća nego inače u prisustvu kristalne rešetke. [205]

Analogije zasnovane na efektima vuče, uključujući analogije "sirupa" ili "melase", također su dobro poznate, ali mogu donekle zavarati jer se mogu razumjeti (netačno) kao da se Higgsovo polje jednostavno odupire pokretu nekih čestica, ali ne i drugim - jednostavan otporni efekat takođe bi se mogao sukobiti s Newtonovim trećim zakonom. [207]

Priznanje i nagrade Uredi

Prije kraja 2013. vodile su se značajne rasprave o tome kako dodijeliti kredit ako se dokaže Higgsov bozon, istakne kako se očekivalo Nobelovu nagradu i vrlo široka osnova ljudi koji imaju pravo na naknadu. Uključuju niz teoretičara koji su omogućili teoriju Higgsovog mehanizma, teoretičare iz PRL-a iz 1964. godine (uključujući i samog Higgsa), teoretičare koji su iz njih proizašli iz radne teorije elektroslabosti i samog Standardnog modela, kao i eksperimentaliste iz CERN-a i druge institucije koje su omogućile dokaz o Higgsovom polju i bozonu u stvarnosti. Nobelova nagrada ima tri osobe koje mogu podijeliti nagradu, a neki mogući dobitnici već su dobitnici nagrada za neki drugi rad ili su preminuli (nagrada se dodjeljuje samo osobama u njihovom životu). Postojeće nagrade za radove koji se odnose na Higsovo polje, bozon ili mehanizam uključuju:

  • Nobelova nagrada za fiziku (1979) - Glashow, Salam i Weinberg, za doprinos teoriji ujedinjene slabe i elektromagnetske interakcije između elementarnih čestica[208]
  • Nobelova nagrada za fiziku (1999) - 't Hooft i Veltman, za razjašnjenje kvantne strukture elektroslabih interakcija u fizici[209] (2010) - Hagen, Englert, Guralnik, Higgs, Brout i Kibble, za razjašnjenje svojstava spontanog prekida simetrije u četvorodimenzionalnoj relativističkoj teoriji mera i mehanizma za dosledno stvaranje vektorskih bozonskih masa[80] (za prethodno opisane radove iz 1964.) (2004.) - Englert, Brout i Higgs (2013.) - Fabiola Gianotti i Peter Jenni, glasnogovornici ATLAS Collaboration i Michel Della Negra, Tejinder Singh Virdee, Guido Tonelli i Joseph Glasnogovornici Incandele, nekadašnji i sadašnji, CMS suradnje, "Za [njihovu] vodeću ulogu u znanstvenom pothvatu koji je doveo do otkrića nove Higgs-slične čestice od strane ATLAS-a i CMS-ove suradnje na CERN-ovom velikom hadronskom sudaraču." [210]
  • Nobelova nagrada za fiziku (2013.) - Peter Higgs i François Englert, za teoretsko otkriće mehanizma koji doprinosi našem razumijevanju porijekla mase subatomskih čestica, a što je nedavno potvrđeno otkrićem predviđene temeljne čestice, eksperimentima ATLAS i CMS na velikom hadronskom sudaraču CERN-a[211] Englertov koistraživač Robert Brout umro je 2011. godine i Nobelova nagrada se obično ne dodjeljuje posthumno. [212]

Uz to, 50-godišnji pregled Physical Review Letters (2008) prepoznao je 1964 PRL simetriju i Weinbergov rad 1967. Model Leptona (najcitiraniji rad u fizici čestica, od 2012.) "prekretnica". [77]

Nakon izvještaja o promatranju Higgs-slične čestice u srpnju 2012. godine, nekoliko indijskih medija izvijestilo je o navodnom zanemarivanju kredita indijskog fizičara Satyendre Nath Bosea, po čijem je radu 1920-ih nazvana klasa čestica "bozoni" [213] [214 ] (iako su fizičari opisali Boseovu vezu s otkrićem kao slabu). [215]


Veliki problem teorijske fizike u središtu slagalice ‘Muon g-2’

Muon g-2 elektromagnet u Fermilabu, spreman da primi snop muonskih čestica. Ovaj eksperiment. [+] započeo je 2017. i uzimati će podatke ukupno 3 godine, značajno smanjujući nesigurnosti. Iako se može postići ukupan značaj od 5 sigma, teorijski proračuni moraju uzeti u obzir svaki mogući efekt i interakciju materije kako bi se osiguralo da mjerimo snažnu razliku između teorije i eksperimenta.

Početkom aprila 2021. godine eksperimentalna fizička zajednica najavila je ogromnu pobjedu: izmjerili su magnetski moment mjuona do neviđene preciznosti. Izvanrednom preciznošću postignutom eksperimentalnom suradnjom Muon g-2, uspjeli su izmjeriti spin magnetni moment miona ne samo da nije bio 2, kako je Dirac prvotno predvidio, već je bio tačnije 2,00116592040. U posljednje dvije znamenke od ± 54 postoji nesigurnost, ali ne veća. Stoga, ako se teorijsko predviđanje previše razlikuje od ove izmjerene količine, u igri mora biti nova fizika: primamljiva mogućnost koja je opravdano uzbudila velik broj fizičara.

Najbolje teoretsko predviđanje koje imamo je zapravo više kao 2.0011659182, što je znatno ispod eksperimentalnog mjerenja. S obzirom na to da eksperimentalni rezultat snažno potvrđuje mnogo ranije mjerenje iste količine "g-2" za mion po eksperimentu Brookhaven E821, postoji svaki razlog da se vjeruje da će se eksperimentalni rezultat zadržati s boljim podacima i smanjenim greškama. Ali teoretski rezultat je vrlo sumnjiv iz razloga koje bi svi trebali uvažiti. Pomozimo svima - i fizičarima i nefizičarima - da shvate zašto.

Prvi rezultati Muon g-2 iz Fermilaba u skladu su s prethodnim eksperimentalnim rezultatima. Kada . [+] u kombinaciji s ranijim Brookhavenovim podacima otkrivaju znatno veću vrijednost nego što predviđa standardni model. Međutim, iako su eksperimentalni podaci izvrsni, ovo tumačenje rezultata nije jedino održivo.

Fermilab / Muon g-2 saradnja

Svemir, kakav poznajemo, u osnovi je kvantne prirode. Kvantum, kako ga razumijemo, znači da se stvari mogu raščlaniti na temeljne komponente koje se pokoravaju vjerovatnosnim, a ne determinističkim pravilima. Deterministično je ono što se događa s klasičnim objektima: makroskopskim česticama poput stijena. Ako ste imali dva usko razmaknuta proreza i na njih bacili malu stijenu, mogli biste pristupiti jednom od dva pristupa, koji bi bili valjani.

  1. Mogli biste baciti kamen na proreze i ako biste dovoljno dobro poznavali početne uslove stijene - na primjer njen zamah i položaj - mogli biste izračunati tačno gdje će sletjeti.
  2. Ili, možete baciti kamen na proreze i jednostavno izmjeriti gdje slijeće određeno vrijeme kasnije. Na osnovu toga mogli ste zaključiti njegovu putanju u svakoj tački tokom putovanja, uključujući koji je prorez prošao i kakvi su bili početni uslovi.

Nefiltrirana istina iza ljudskog magnetizma, cjepiva i COVID-19

Objašnjeno: Zašto će ovonedeljni „Jagodec“ biti tako nizak, tako kasan i tako blistav

Mars, Venera i „Super solsticijski jagodasti mjesec“ zaiskrili su u sumrak: ono što ove nedelje možete videti na noćnom nebu

Ali za kvantne objekte ne možete učiniti nijedno od njih. Mogli ste izračunati distribuciju vjerovatnoće za različite ishode koji su se mogli dogoditi. Možete izračunati vjerovatnoću gdje će stvari sletjeti ili vjerovatnoću da su se dogodile razne putanje. Svako dodatno mjerenje koje pokušate izvršiti, s ciljem prikupljanja dodatnih informacija, promijenilo bi ishod eksperimenta.

Elektroni pokazuju svojstva talasa kao i svojstva čestica i mogu se koristiti za konstrukciju. [+] slike ili veličine čestica sonde jednako dobro kao i svjetlost. Ova kompilacija pokazuje uzorak elektronskih valova, koji se kumulativno pojavljuje nakon što se mnogi elektroni provuku kroz dvostruku prorezu.

To je kvantna neobičnost na koju smo navikli: kvantna mehanika. Generaliziranje zakona kvantne mehanike da bi se pokoravali Einsteinovim zakonima posebne relativnosti dovelo je do Diracinog izvornog predviđanja za spinov magnetni trenutak miona: da će postojati kvantno-mehanički multiplikativni faktor primijenjen na klasično predviđanje, g, i da će g tačno biti jednako 2. Ali, kao što svi sada znamo, g nije točno jednako 2, već vrijednost malo veća od 2. Drugim riječima, kada mjerimo fizičku veličinu "g-2", mjerimo kumulativne učinke svega što Dirac je promašio.

Propustio je činjenicu da nisu samo pojedinačne čestice koje čine Univerzum kvantne prirode, već i polja koja prožimaju prostor između tih čestica moraju biti kvantna. Ovaj ogromni skok - od kvantne mehanike do kvantne teorije polja - omogućio nam je da izračunamo dublje istine koje kvantna mehanika uopće ne osvjetljava.

Linije magnetskog polja, ilustrirane šipkastim magnetom: magnetni dipol, sa sjevernim i južnim polom. [+] povezani zajedno. Ovi trajni magneti ostaju magnetizirani čak i nakon oduzimanja bilo kakvih vanjskih magnetskih polja. Ako "ugriznete" šipkasti magnet na dva dijela, neće stvoriti izolirani sjeverni i južni pol, već dva nova magneta, svaki sa svojim sjevernim i južnim polom. Mezoni 'pucaju' na sličan način.

Newton Henry Black, Harvey N. Davis (1913) Praktična fizika

Ideja kvantne teorije polja je jednostavna. Da, još uvijek imate čestice koje su "napunjene" u nekoj vrsti:

  • čestice sa masom i / ili energijom koje imaju "gravitacijski naboj",
  • čestice s pozitivnim ili negativnim električnim nabojima,
  • čestice koje se spajaju sa slabom nuklearnom interakcijom i imaju "slab naboj",
  • ili čestice koje čine atomske jezgre koje imaju "naboj u boji" pod jakom nuklearnom silom,

ali oni ne stvaraju polja oko sebe samo na osnovu stvari kao što su njihov položaj i zamah kao što su to činili bilo pod Newtonovom / Einsteinovom gravitacijom ili Maxwellovim elektromagnetizmom.

Ako stvari poput položaja i impulsa svake čestice imaju svojstvenu kvantnu nesigurnost povezanu s njima, šta to onda znači za polja povezana s njima? To znači da nam treba novi način razmišljanja o poljima: kvantna formulacija. Iako su bile potrebne decenije da bi se to ispravilo, brojni su fizičari samostalno pronašli uspješnu metodu izvođenja potrebnih proračuna.

Vizualizacija QCD ilustrira kako parovi čestica / antičestica iskaču iz kvantnog vakuuma. [+] vrlo male količine vremena kao posljedica Heisenbergove neizvjesnosti. Ako imate veliku nesigurnost u energiji (ΔE), životni vijek (Δt) stvorenih čestica mora biti vrlo kratak.

Ono što su mnogi ljudi očekivali da će se dogoditi - iako to baš i ne funkcionira na ovaj način - jest da bismo mogli sve potrebne kvantne nesigurnosti jednostavno saviti u „nabijene“ čestice koje generišu ta kvantna polja, a to bi nam omogućilo za izračunavanje ponašanja polja. Ali to propušta presudan doprinos: činjenica da ta kvantna polja postoje i zapravo prožimaju sav prostor, čak i tamo gdje nema nabijenih čestica koje stvaraju odgovarajuće polje.

Elektromagnetska polja postoje, čak i u odsustvu nabijenih čestica, na primjer. Možete zamisliti talase različitih talasnih dužina koji prožimaju čitav prostor, čak i kada nema drugih čestica. To je s teorijske perspektive u redu, ali željeli bismo eksperimentalni dokaz da je ovaj opis bio točan. Već ga imamo u nekoliko oblika.

  • Kazimirov efekt: možete staviti dvije paralelne provodne ploče blizu u vakuum i izmjeriti električnu silu zbog nedostatka određenih valnih duljina (jer su zabranjene elektromagnetskim rubnim uvjetima) između dvije ploče. : u regijama s vrlo jakim magnetskim poljima, poput oko pulsara, interventna svjetlost polarizira se jer se sam prazan prostor mora magnetizirati.

Kako se elektromagnetski valovi šire od izvora koji je okružen jakim magnetskim poljem,. [+] na smjer polarizacije će utjecati utjecaj magnetskog polja na vakuum praznog prostora: dvolomno zračenje. Mjerenjem efekata polarizacije oko neutronskih zvijezda talasnih dužina s pravim svojstvima možemo potvrditi predviđanja virtualnih čestica u kvantnom vakuumu.

Zapravo, eksperimentalni efekti kvantnih polja osjećaju se od 1947. godine, kada je eksperiment Lamb-Retherford pokazao njihovu stvarnost. Rasprava više nije o tome da li:

  • kvantna polja postoje.
  • različita mjerila, interpretacije ili slike kvantne teorije polja jednaka su jedna drugoj.
  • ili jesu li tehnike koje koristimo za izračunavanje ovih efekata, a koje su bile predmet brojnih rasprava o matematici i matematičkoj fizici, robusne i valjane.

Ali ono što moramo prepoznati je - kao u slučaju mnogih matematičkih jednadžbi koje znamo zapisati - da ne možemo sve izračunati istim direktnim, grubim pristupom.

Način na koji izvodimo ove proračune u kvantnoj elektrodinamici (QED), na primjer, je da radimo ono što se naziva perturbativno širenje. Zamišljamo kako bi bilo da dvije čestice međusobno djeluju - poput elektrona i i elektrona, muona i fotona, kvarka i drugog kvarka, itd. - a onda zamišljamo svaku moguću interakciju kvantnog polja koja bi se mogla dogoditi povrh te osnovne interakcija.

Danas se Feynmanovi dijagrami koriste za izračunavanje svake temeljne interakcije koja obuhvaća jaku,. [+] slabe i elektromagnetske sile, uključujući u uvjetima visoke energije i niske temperature / kondenzacije. Elektromagnetske interakcije, ovdje prikazane, uređene su jednom jedinicom koja nosi silu: fotonom.

DE CARVALHO, VANUILDO S. ET AL. NUCL.PHYS. B875 (2013) 738-756

Ovo je ideja kvantne teorije polja koja je obično ugrađena u njihov najčešće viđen alat za predstavljanje računskih koraka koji se moraju poduzeti: Feynmanovi dijagrami, kao gore. U teoriji kvantne elektrodinamike - gdje nabijene čestice međusobno djeluju razmjenom fotona, a ti se fotoni tada mogu spojiti kroz bilo koje druge nabijene čestice - ove proračune izvodimo na način da:

  • počevši od dijagrama na nivou stabla, koji pretpostavlja samo vanjske čestice koje su u interakciji i nemaju prisutne unutrašnje „petlje“,
  • dodavanje svih mogućih dijagrama "jedne petlje", gdje se razmjenjuje jedna dodatna čestica, što omogućava crtanje većeg broja Feynmanovih dijagrama,
  • zatim nadovezujući se na njih kako bi se omogućilo crtanje svih mogućih dijagrama "dvije petlje" itd.

Kvantna elektrodinamika je jedna od mnogih teorija polja koje možemo zapisati gdje ovaj pristup, kako idemo prema postupno višim „redoslijedima petlje“ u našim proračunima, postaje sve tačniji što više izračunavamo. Procesi u igri u mionskom (ili elektronskom, ili tauovom) spin magnetnom momentu izračunati su nedavno iznad reda pet petlji i tamo je vrlo malo nesigurnosti.

Herkulovim naporima dijela teorijskih fizičara, magnetski magnetni trenutak je bio. [+] izračunato do reda pet petlji. Teoretske nesigurnosti sada su na nivou samo jedan dio od dvije milijarde. Ovo je ogromno postignuće koje se može postići samo u kontekstu kvantne teorije polja i u velikoj je mjeri ovisno o konstanti fine strukture i njenim primjenama.

2012. Američko fizičko društvo

Razlog zašto ova strategija djeluje tako dobro je što elektromagnetizam ima dva važna svojstva.

  1. Čestica koja nosi elektromagnetsku silu, foton, je bez mase, što znači da ima beskonačan domet do sebe.
  2. Snaga elektromagnetske sprege, koju daje konstanta fine strukture, mala je u odnosu na 1.

Kombinacija ovih faktora garantira da možemo izračunati snagu bilo koje elektromagnetske interakcije između bilo koje dvije čestice u Svemiru dodavanjem više članaka u naše proračune kvantne teorije polja: prelaskom na sve veće i više redoslijede petlje.

Elektromagnetizam, naravno, nije jedina sila koja je bitna kada su u pitanju čestice standardnog modela. Tu je i slaba nuklearna sila, koju posreduju tri čestice koje nose silu: W-i-Z bozoni. Ovo je sila kratkog dometa, ali na sreću, snaga slabe sprege je i dalje mala i slabe interakcije potiskuju velike mase koje posjeduju W-and-Z bozoni. Iako je malo kompliciraniji, ista metoda - proširivanja na dijagrame petlje višeg reda - djeluje i za izračunavanje slabih interakcija. (Higgs je takođe sličan.)

Pri velikim energijama (što odgovara malim udaljenostima), snaga interakcije jake sile opada. [+] na nulu. Na velikim udaljenostima brzo se povećava. Ova ideja poznata je kao "asimptotska sloboda", što je eksperimentalno potvrđeno s velikom preciznošću.

S. Bethke Prog.Part.Nucl.Phys.58: 351-386,2007

Ali jaka nuklearna sila je drugačija. Za razliku od svih ostalih interakcija Standardnog modela, jaka sila postaje slabija na kratkim udaljenostima, a ne jača: djeluje poput opruge, a ne kao gravitacija. Ovo svojstvo nazivamo asimptotičkom slobodom: gdje se privlačna ili odbojna sila između nabijenih čestica približava nuli dok se približavaju nultoj udaljenosti jedna od druge. To, zajedno s velikom snagom sprege jake interakcije, čini ovu uobičajenu metodu "reda petlje" izuzetno neprikladnom za jaku interakciju. Što više dijagrama izračunate, to ćete dobiti manje tačne.

To ne znači da uopće nemamo mogućnosti za predviđanje snažnih interakcija, ali znači da moramo zauzeti drugačiji pristup svom uobičajenom. Ili možemo pokušati izračunati doprinos čestica i polja pod jakom interakcijom ne-perturbativno - na primjer metodama rešetkaste QCD (gdje QCD označava kvantnu hromodinamiku ili kvantnu teoriju polja koja upravlja jakom silom) - ili vi mogu pokušati i koristiti rezultate drugih eksperimenata za procjenu snage jakih interakcija prema drugom scenariju.

Kako su se računska snaga i rešetkaste QCD tehnike s vremenom poboljšavale, tako se povećava i tačnost. [+] koje se mogu izračunati različite količine oko protona, poput njegovih komponentnih spinskih doprinosa.

Laboratoire de Physique de Clermont / ETM Saradnja

Da je ono što smo iz drugih eksperimenata uspjeli izmjeriti, upravo ono što ne znamo u izračunu Muon g-2, ne bi bilo potrebe za teorijskim nesigurnostima, već bismo mogli izravno izmjeriti nepoznato. Ako nismo znali presjek, amplitudu raspršenja ili određeno svojstvo raspadanja, to su stvari koje eksperimenti fizike čestica izvrsno određuju. Ali za potreban doprinos jake sile spin magnetnom momentu miona, to su svojstva koja se indirektno zaključuju iz naših mjerenja, a ne direktno mjere. Uvijek postoji velika opasnost da sustavna pogreška uzrokuje neusklađenost teorije i promatranja s našim trenutnim teorijskim metodama.

S druge strane, Lattice QCD metoda je briljantna: zamišlja prostor kao rešetku nalik mreži u tri dimenzije. Stavite dvije čestice na svoju rešetku tako da se odvoje na određenoj udaljenosti, a zatim koriste niz računskih tehnika da zbroje doprinos svih kvantnih polja i čestica koje imamo. Kada bismo rešetku mogli učiniti beskrajno velikom, a razmak između točaka na mreži beskrajno malom, dobili bismo tačan odgovor za doprinos jake sile. Naravno, imamo samo konačnu računsku snagu, tako da razmak rešetke ne može ići ispod određene udaljenosti, a veličina rešetke ne prelazi određeni raspon.

Dolazi do točke kada naša rešetka postaje dovoljno velika, a razmak dovoljno mali, međutim, da ćemo dobiti pravi odgovor. Određeni proračuni već su dali mrežasti QCD koji nije ustupio drugim metodama, poput proračuna masa svjetlosnih mezona i bariona, uključujući proton i neutron. Nakon mnogih pokušaja predviđanja koliki bi trebao biti doprinos jake sile mjerenju g-2 muona u posljednjih nekoliko godina, neizvjesnosti napokon padaju i postaju konkurentne eksperimentalnim. Ako je najnovija grupa koja je izvršila taj proračun konačno uspjela, više nema napetosti s eksperimentalnim rezultatima.

Metoda R-omjera (crvena) za izračunavanje magnetskog momenta miona navela je mnoge da primijete. [+] neusklađenost s eksperimentom (opseg 'nema nove fizike'). Ali nedavna poboljšanja rešetkaste QCD (zelene točke, a posebno gornja, čvrsta zelena točka) ne samo da su značajno smanjila neizvjesnosti, već favoriziraju sporazum s eksperimentom i neslaganje s metodom R-omjera.

Sz. Borsanyi i drugi, Priroda (2021)

Pod pretpostavkom da se eksperimentalni rezultati suradnje Muon g-2 održavaju - i postoji svaki razlog da se vjeruje da hoće, uključujući solidan slaganje s ranijim rezultatima Brookhavena - sve će se oči okrenuti prema teoretičarima. Imamo dva različita načina izračunavanja očekivane vrijednosti spin-magnetnog momenta miona, pri čemu se jedan slaže s eksperimentalnim vrijednostima (unutar pogrešaka), a drugi ne.

Hoće li se sve rešetkaste QCD grupe konvergirati oko istog odgovora i pokazati da ne samo da znaju što rade, već da ipak nema anomalije? Ili će rešetkaste QCD metode otkriti neslaganje s eksperimentalnim vrijednostima, na isti način na koji se trenutno ne slažu s drugom teorijskom metodom koju imamo i koja se trenutno tako značajno ne slaže s eksperimentalnim vrijednostima koje imamo: korištenjem eksperimentalnih ulaza umjesto teorijskih proračuna?

Prerano je reći, ali dok ne razriješimo ovo važno teorijsko pitanje, nećemo znati što je to slomljeno: standardni model ili način na koji trenutno izračunavamo iste količine kojima mjerimo neprevaziđene preciznosti.


Primjena kvantne tehnologije eksiton-polaritonskih kondenzata

Eksiton-polaritoni su bozonski kvazičestice, koji se sastoje od kvantne superpozicije eksitona i fotona mikrošupljine. Uočeno je da eksciton-polaritoni prolaze kroz Bose-Einsteinovu kondenzaciju, gdje se makroskopska populacija polaritona spontano pojavljuje u niskoenergetskom polaritonskom stanju. Zahvaljujući izvrsnoj eksperimentalnoj kontroli u strukturi mikrokavitacijskog rezonatora, snažnim nelinearnostima i skalabilnim i svestranim platformama, eksiton-polaritoni nude izvodljivu alternativu za posmatranje jedinstvenih kvantnih fenomena koji su primenljivi na kvantne tehnologije. Iako imaju sličnosti sa optičkim i ultrahladnim atomskim kvantnim tehnologijama, polaritoni nude nove mogućnosti, poput potencijalnog rada na sobnoj temperaturi, ugradnje neravnotežne fizike i snažne nelinearnosti. Polaritonski kondenzati su atraktivni za buduće kvantne tehnološke aplikacije kao što su kvantna simulacija, interferometrija, obrada informacija i neklasična generacija stanja, na primjer. Ovdje ćemo pregledati potencijalne buduće tehnologije koje se odnose na kvantnu simulaciju i interferometriju kondenzata izbacivanja-polaritona.


Snaga sprezanja omotača jezgra u zvijezdama (opet) - Astronomija

Kontekst. Interakcije zvijezda-planeta moraju se uzeti u obzir u zvjezdanim modelima da bi se razumjela dinamička evolucija bliskih planeta. Ovisnost plimnih interakcija o strukturnom i rotacijskom razvoju zvijezde je od posebne važnosti i treba je pravilno tretirati.
Ciljevi: Kvantifikujemo kako se disipacija plime i oseke u konvektivnom omotaču rotirajućih zvijezda male mase razvija od primarne sekvence do grane crvenog diva, ovisno o početnoj zvjezdanoj masi. Istražujemo posljedice ove evolucije na evoluciju planete.
Metode: Povezujemo formalizam disipacije plime i oseke koji je prethodno opisan sa evolucijskim kodom zvijezde STAREVOL i primjenjujemo ovu spregu na rotirajuće zvijezde s masama između 0,3 i 1,4 M ☉. Kao prvi korak, ovaj formalizam pretpostavlja pojednostavljenu dvoslojnu zvjezdanu strukturu sa odgovarajućim prosječnim gustinama za zračenje jezgre i konvektivne ovojnice. Koristimo prosjek frekvencije tretmana rasipanja plimnih inercijalnih valova u zoni konvekcije (ali zanemarujemo rasipanje plimnih gravitacionih valova u zoni zračenja). Pored toga, generaliziramo nedavni rad prateći orbitalnu evoluciju bliskih planeta koristeći nova predviđanja rasipanja plime i oseke za napredne faze evolucije zvijezda.
Rezultati: U glavnom nizu evolucija disipacije plime i oseke kontrolirana je evolucijom unutrašnje strukture zvijezde koja se ugovara. Na glavnom nizu snažno je pod utjecajem promjene površinske rotacije na koju utječu magnetizirani zvjezdani vjetrovi kočenjem. Glavni učinak uzimanja u obzir rotacijskog razvoja zvijezda je smanjenje snage disipacije plime i oseke za oko četiri reda veličine na glavnom nizu, u usporedbi s normaliziranom stopom rasipanja koja uzima u obzir samo strukturne promjene.
Zaključci: Razvoj disipacije snažno ovisi o razvoju unutarnje strukture i rotaciji zvijezde. Od pre-glavne sekvence do vrha crveno-džinovske grane, ona varira za nekoliko redova veličine, sa snažnim posljedicama na orbitalnu evoluciju bliskih masivnih planeta. Ovi efekti su najjači tokom pre-glavne sekvence, što implicira da su planete uglavnom osjetljive na ranu historiju zvijezde.


Buduće perspektive

Važno je podsjetiti koliko je revolucionarna bila ideja da se neutronske zvijezde mogu pokretati magnetizmom 1992. godine, međutim, naknadna zapažanja pružila su uvjerljiv slučaj da magnetari zaista sadrže najjača magnetna polja u svemiru. Uprkos opažanju i teorijskom napretku, fizički proces koji transformiše energiju uskladištenu u B-polja magnetara u emisiji X-zraka i gama-zraka ostaju frustrirajuće neprozirna. Dodatna otkrivanja i bolje razumijevanje radnog ciklusa magnetara koje nudi sve veća vremenska osnovna opservacija trebali bi se pozabaviti ovim, a posebno procesima koji vode do spektakularnih džinovskih baklji. Takvi će podaci također bolje ograničiti galaktičku populaciju magnetara, što je kritično mjerenje ako želimo razumjeti njihovo porijeklo.

S obzirom na mogućnost da magnetari čine centralne motore i GRB-a i SLSNe-a, potpunije razumijevanje njihovog proizvodnog mehanizma - dinamo u odnosu na fosilno polje - je od očigledne važnosti. Zapravo, ako priroda dopušta i rotirajuće i visoko magnetne rodonačelnike supernove, nema a priori razlog zašto oba kanala ne bi trebala biti održiva. Međutim, imajte na umu da ako magnetari ne napajaju GRB-ove, tada su u slučaju kolapsara i dalje potrebne brzo rotirajuće jezgre prije supernove. Stoga je od posebnog interesa da trenutna zapažanja sugeriraju da je binarnost važan sastojak u stvaranju magnetara, uz interakciju između komponenata dajući uslove koji favorizuju proizvodnju brze rotacije zvijezda i potencijalno stvaranje jakih B-polja u prethodnicima supernove.

Nadati se da će kombinacija velikih statističkih studija i prilagođenih analiza pojedinačnih sistema potaknuti napredak. Nužna posljedica je da trenutna ograničenja na formacijski mehanizam potiču iz lokalnog univerzuma, a ne iz okruženja sa visokim crvenim pomicanjem u kojem se preferencijalno (isključivo?) Javljaju GRB-ovi i SLSNe. Niska metalnost može uticati na evoluciju zvijezda, pogodujući proizvodnji brzo rotirajućih jezgara zvijezda pre-supernove. Zapravo, s obzirom na ponavljajuću ulogu rotacije u ovoj temi, možda je prikladno da se priča o magnetarima sada može promatrati kao kružna u kojoj su, nakon što su je prvo pobrkali sa GRB-ovima kosmološkog porijekla, sada središnja pozornica u razumijevanju fizički procesi koji pokreću ove zagonetne događaje.


Imena dječaka iz zvijezda i sazviježđa

Do božićnih praznika ima samo nekoliko dana ili su praznici već započeli. Iako se zvijezde zimi čine oštrijima i živopisnijima, a neka sazviježđa proljeća i jeseni su spektakularna, ljeto povezujem sa gledanjem zvijezda. Čini se da tople noći i dugi lijeni božićni praznici leže u vašem dvorištu gledajući prema gore ili gledajući kako noćno nebo blista iznad vas na kampovanjima. Nije ni čudo da su ljetne zvijezde često prva koju naučimo prepoznati i prva prema kojoj žudimo dok gledamo u beskraj.

Ovo je popratni popis Imena djevojčica sa zvijezda i sazviježđa i treba ga čitati zajedno s njim. Trebate super brzi vodič za južno nebo? Idi ovdje! Korištena slika je božićna čestitka koju je kreirao Thomas Le, izbjeglica iz Vijetnama. Ovo umjetničko djelo donirao je drugim migrantima, a izloženo je u Muzeju Viktorije.

Altair je uobičajeno ime za Alpha Aquila, najsjajniju zvijezdu sazviježđa Aquila (& # 8220Eagle & # 8221), i jednu od najsjajnijih u cjelini. Altair je prijevod arapskog jezika za & # 8220letećeg orla & # 8221, a identifikacija zvijezde s orlom seže do Babilonaca i Sumerana, koji su Altair nazvali & # 8220Eagle Star & # 8221. Kulinari iz centralne Viktorije također su zvijezdu vidjeli kao orla. To je Bunjil, njihov tvorac, kojeg je veliki vjetar odnio u nebo i postao zvijezda. Drugi narodi južne Australije vidjeli su Altaira kao lovca, to je njegov bumerang bačen preko neba koji je postao sazviježđe u kojem Gemma može se naći. Ovo super ime zvijezde može se reći al-TAH-yir, ili al-TARE, a također se nalazi na listi Imena dječaka iz Video igara. Altair možete vidjeti iz Australije zimi i u proljeće, a nalazi se i na sjeveru Mliječnog puta.

Asterion je uobičajeni naziv za Beta Canes Venatici, drugu po sjaju zvijezdu u sazviježđu Canes Ventatici. Ovo sazviježđe započelo je kao klub sazviježđa Boötes (& # 8220The Pastir, Orač & # 8221). Međutim, zbog niza grešaka u prijevodu s grčkog na arapski na latinski, & # 8220club & # 8221 je postao & # 8220dogs & # 8221. Izmislivši ove pse, astronomi su dobro zaškiljili i zaključili da sazviježđe liči na dva hrta. Nikada nije objasnio zašto bi stočar imao lovačke pse, a ne pastirske pse. Astronomi su jednoj zvijezdi dali ime Chara (& # 8220dear & # 8221), a drugoj Asterion (& # 8220starry & # 8221) - a zatim su zamijenili imena kako bi stvorili dodatnu zabunu. U grčkoj mitologiji Asterion je bilo lično ime Minotaura, čudovišta s bikovskom glavom koji je bio proizvod neprirodne veze između kraljice Krete i bika. To je blistavo ime, ali zapravo je zvjezdano ime sa zvjezdanim značenjem koje je rečeno kao-TEH-ri-on. Canes Ventatici vidljiv je na jesen iz Australije, ali njegove zvijezde nisu sjajne niti ih je lako vidjeti.

Atlas je uobičajeni naziv za 27 Taura, sistem s tri zvjezdice u sazviježđu Bik i dio jata Plejade. Kao i Sedam sestara, koje uključuju Maia, klaster Plejade sadrži njihove roditelje, Atlas i Pleione. Atlas je bio jedan od Titana, a nakon ratovanja protiv Olimpijaca, bio je osuđen da podigne nebesa na svojim ramenima (prije toga, Nebo i Zemlja, roditelji Titana, mogli su ležati zajedno u dugotrajnom zagrljaju, tako da se Atlas u osnovi koristi kao uređaj za kontrolu rađanja božanstava). Postao je simbol nadljudske snage i stoičke izdržljivosti. Ime je toliko drevno da je njegovo značenje vrlo neizvjesno, ali može značiti & # 8220endure & # 8221, & # 8220support & # 8221, ili & # 8220sea & # 8221. Atlas je dao svoje ime planinama Atlas u sjevernoj Africi i Atlantskom okeanu, kao i riječ za knjigu ispunjenu mapama. Ime ovdje počinje imati blagu modu. Atlas ćete moći vidjeti na Plejadama tokom ljeta u Australiji.

Zvijezda Mu Cephei poznata je pod nazivom Herschel Garnet Star, jer kada ju je astronom William Herschel opisao, napisao je da je to bila vrlo fina duboka boja granata & # 8221. Zapravo jeste, budući da je crveni supergigant jedan od najvećih na Mliječnom putu. To se nalazi u sazviježđu Kefej, koje predstavlja Andromeda & # 8217s oče. Bez sumnje je najtuplje stvorenje u cijeloj drami Andromede, ali pretpostavljam da bi, otkako su postavili morsko čudovište na nebo, izgledalo nepristojno kad bi ga se izostavilo. Sjećate se da su vanzemaljci u TV komediji 3 rd Rock From The Sun je došao sa planete u galaksiji na granici Cefeja. Nažalost, Cefej je vidljiv samo na sjevernoj hemisferi, pa odavde ne možemo vidjeti Granatovu zvijezdu. Granat u boji nazvan je po crvenom dragulju, a njegovo ime potječe od ploda nara (također crvenog) nara što znači & # 8220 sjemenska jabuka & # 8221.To je uniseks ime, ali povijesno poznatiji kao muško u Australiji.

Keid je uobičajeno ime za Omicron2 Eridani, ili 40 Eridani, trostruki sistem zvijezda u sazviježđu Eridan koji se sastoji od dva crvena patuljka i bijelog patuljka. Eridan predstavlja veliku rijeku, a zamišljena je kao voda koja se slijeva iz tegle Vodonoše, sazviježđa Vodolije. U davna vremena govorilo se da je to put duša. Eridanus se lako može vidjeti iz Australije, gotovo je iznad glave tokom ljetnih mjeseci. Jednu od crvenih patuljastih zvijezda u Keidu možete vidjeti golim okom, ali druge dvije zvijezde možete pogledati samo teleskopom. U TV seriji Zvjezdane staze, 40 Eridani je mjesto planete Vulcan, dom gospodina Spocka. Eridanus je takođe sistem planeta u videoigri Halo, tako da je # 6217s dobio naučno-fantastične vjerodajnice. Keid je iz arapske riječi za & # 8220eggshells & # 8221, a može se izgovoriti KYED ili KEED. Više volim KEED, ali KYED zvuči kao popularni Kai (možda i previše, jer će ljudi bez sumnje pomiješati ta dva imena).

Kio (KEE-oh) je drevno kinesko ime za Spicu, uobičajeno ime za Alpha Virginis, plavu džinovsku binarnu zvijezdu i najsjajniju u sazviježđu Djevica. Dok Spica na latinskom znači & # 8220ear of пшеница & # 8221, Kio dolazi iz Kineza za & # 8220horn, spike & # 8221, kao što je viđeno kao & # 8220rog Jupitera & # 8221. Spica je bila zvijezda koja se koristila za otkrivanje precesije ekvinocija, a sazviježđe Djevica sadrži proljetnu tačku ekvinocija (jesenja ravnodnevnica na sjevernoj hemisferi). Sazvežđe je predstavljalo boginju koja je držala snopove žita od najranijih početaka astronomije u Babiloniji. Ne samo da je Kio jedno od onih veselih imena s tri slova koja se sviđaju mnogim ljudima, već su Kinezi Spicu smatrali & # 8220sretnom zvijezdom & # 8221 - što može biti pozitivnije od naziva po sretnoj zvijezdi? Sazviježđe Djevica može se vidjeti tokom jeseni i zime u Australiji, a vrlo ga je lako pronaći.

Lav je poznato sazviježđe, jer je jedno od onih u horoskopu. To se već nalazi na listi Imena dječaka iz top 100 iz 1930-ih, ali mislim da je vrijedno ponovnog pregleda s astronomskog gledišta. Ime zviježđa znači lav & # 8221 i čini se da su ga mnoge drevne civilizacije slikale kao lava. Nisam siguran je li u mitologiji postojao jedan originalni lav, ali Babilonci su imali mnogo bogova zaštitnika leonina, a krilati lav bio je simbol grada Babilona. Stari Grci su ga poistovjetili s nemejskim lavom, čudovišnom zvijeri, i žestokom i lukavom, koju je Heraklo ubio kao prvi od svojih dvanaest trudova. Njegova je koža bila nepropusna za napad, pa ju je Heraklo nosio kao svoj oklop. Sazviježđe Lav je zaista veličanstveno i sadrži mnogo sjajnih zvijezda. Glavni od njih su Regulus, zvan i Kraljeva zvijezda, i Srce lava. Lava možete vidjeti veći dio godine, ali ga je najlakše vidjeti krajem ljeta do rane jeseni iz Australije.

Nash je uobičajeno ime za Gamma Sagitarrii, narančastu gigantsku binarnu zvijezdu u sazviježđu Strijelac. Strijelac prikazuje kentaura, za kojeg se kaže da predstavlja mudrog učitelja i iscjelitelja Hirona. Mliječni put je najgušći u Strijelcu, jer se tu nalazi središte galaksije, pa sadrži mnoštvo zvjezdanih nakupina i maglica. U Australiji je lako pronaći ovo impresivno sazviježđe, a mi ga takođe imamo najbolji pogled, budući da možemo mnogo jasnije vidjeti Mliječni put. Pogledajte u zapadni dio neba u ranim večernjim satima, na pola puta između horizonta i tačke direktno iznad glave. Njegove najsjajnije zvijezde čine prepoznatljiv oblik koji se naziva The Teapot Nash je otvor ovog čajnika. Strijelac je najvidljiviji usred zime i dovoljno sjajan da ga možete vidjeti čak i ako postoji mjesec. Ime Nash je sa arapskog za & # 8220arrowhead & # 8221, jer je ova zvijezda vrh streličarske strelice, koja pokazuje prema zvijezdi Antares, u Škorpijusu. To je također prezime izvedeno od riječi za & # 8220okrvo drvo & # 8221.

Orion je sazviježđe koje predstavlja lik iz grčke mitologije. Čini se da je ovaj gigantski lovac gadan narodni heroj - veći od života i dvostruko prirodniji. Požudni je Orion progonio Plejade, tako da ih je Zeus morao zaštititi od zvijezda. Jedna od verzija njegovog završetka je da se Orion hvalio da može ubiti bilo koju životinju na Zemlji, pa je boginja Zemlje, u svom nezadovoljstvu, stvorila Škorpiona da ga ubode do smrti. I Orion i Škorpion bili su postavljeni na nebo kao sazviježđa. Orion sadrži mnoge briljantne zvijezde, poput Betelgeuse, Rigela i Bellatrix, a čak i astronomski novak može pronaći tri zvijezde koje tvore Orionov pojas, za koji su me učili da su to bile Tri sestre (južnoafričko ime). Orion je ljeti jasno vidljiv iz Australije, a budući da je na južnoj hemisferi različito pozicioniran, ovo sazviježđe ponekad nazivamo lonac. Ime Orion je iz akadskog za & # 8220heaven & # 8217s light & # 8221.

Perzej je sazviježđe koje predstavlja lik iz grčke mitologije, bio je heroj, Zevsov sin i smrtna princeza. Perzej je vodio izuzetno uzbudljiv život, dijelom iz bajke, dijelom u sapunici, ali vjerojatno je najpoznatiji po tome što je ubio Gorgonu Meduzu, ženu koja je imala zmije na glavi i tako imala trajni dan loše kose s epskim razmjerima. Perzej je imao izvrsne leteće sandale da se zakopča, iako su ga mnogo kasnije ljudi voljeli zamišljati kako jaše na letećem konju Pegazu (to se zapravo nije dogodilo u legendama). Perzej je spasio i oženio princezu Andromeda, a sazviježđe rukom seže do stopala Andromede, da pokaže trenutak izbavljenja. Zvijezda Algol u Perzeju zove se Demon Star i predstavlja glavu Meduze. Sazviježđe možemo vidjeti krajem proljeća i ljeta iz Australije, a značenje Perzeja nije sigurno da bi moglo značiti & # 8220uništavanje & # 8221. Percy je očigledan nadimak i onaj koji se koristi u seriji romana Percy Jackson i Olimpijci napisao Rick Riordan.

Feniks je malo sazviježđe na južnom nebu nazvano po mitskoj ptici. Feniks se može naći u mitologijama mnogih zemalja, od Egipta do Kine do Rusije, a poznat je po tome što se mogao obnoviti u vatri, što ga je učinilo popularnim simbolom uskrsnuća u kršćanstvu. Ime mu je iz grčkog za & # 8220crimson & # 8221. Phoenix je popularno ime u posljednje vrijeme i unisex je, ali više se koristi za dječake. Teško ga je ne povezati s Redom feniksa u knjigama o Harryju Potteru. Feniks Fawkes odani je ljubimac Albusa Dumbledorea. Feniks je takođe glavni lik u dječjoj knjizi Feniks i tepih Edith Nesbit. Sazviježđe Feniks može se vidjeti iz Australije tokom ljeta, međutim slabo je i posjeduje samo dvije zvijezde dovoljno sjajne da se mogu vidjeti golim okom.

Sirius je uobičajeni naziv za Alpha Canis Majoris, binarnu zvijezdu koja je najsjajnija u sazviježđu Canis Major (& # 8220Veliki pas & # 8221) i najsvjetlija je na nebu, jer je gotovo dvostruko svjetlija od Canopusa, druge po sjaju . Canis Major se vidi kao jedan od pasa koji prati lovca Orion, sa Siriusom koji predstavlja njegov pseći nos. Međutim, Sirius se smatrao psom sam za sebe, a zovu ga Pasja zvijezda. Na sjevernoj hemisferi Sirius raste ljeti, pa se tako najtoplije doba godine naziva & # 8220dana pasa & # 8221. Iako se Sirius ovdje podiže zimi, ne nazivamo najhladnije doba godine psećim danima, iako bi, strogo govoreći, trebali! U julu možete vidjeti Sirius i navečer i ujutro. Gotovo je svaka kultura na svijetu povezala Sirius sa psima ili vukovima, ali narod Boorong u Viktoriji ga je vidio kao dio zviježđa koje predstavlja Klinastog repa - jednog od najvažnijih starješina duha. The Sirius bio je i perjanica Prve flote za Australiju, dajući joj još jednu australijsku vezu. Ime mu potječe od grčkog za & # 8220izgaranje, prženje & # 8221.


Pogledajte video: Suncev sistem (Januar 2023).