Ще 1949 р. Луї де Бройль (1892-1987, Франція) запропонував створити міжнародну організацію для здійснення наукових досліджень мікросвіту. У 1954 р. офіційно відкрито європейську організацію з ядерних досліджень (ЦЕРН) — найбільшу у світі лабораторію фізики високих енергій. Сьогодні фізика елементарних частинок стала новою, великою і самостійною галуззю науки. Дослідження елементарних частинок у земних умовах здійснюється за допомогою прискорювачів частинок різних конструкцій: лінійних прискорювачів, циклотронів, синхрофазотронів, колайдерів (мал. 202) тощо. Проводять дослідження і природних потоків частинок — космічного проміння.

На початок 60-х років ХХ ст. кількість відкритих елементарних частинок стала настільки великою, що виникли сумніви, чи всі частинки, які називають елементарними, повністю відповідають цій назві.

Поняття елементарних частинок ґрунтується на факті дискретної будови речовини. Ряд елементарних частинок має складну внутрішню структуру, проте розділити їх на частини неможливо. Інші елементарні частинки є безструктурними й можуть вважатися первинними фундаментальними частинками.

Елементарна частинка — збірний термін, що належить до мікрооб'єктів у суб'ядерному масштабі.

Найхарактернішою особливістю елементарних частинок є їхня здатність до перетворень і взаємодії. Водночас дочірні частинки не є структурними складовими материнських, а народжуються в актах перетворення.

Отже, за сучасними уявленнями, елементарні частинки не просто «цеглинки» світобудови, це специфічні об'єкти мікросвіту. До того ж їм властивий особливий вид фундаментальної взаємодії — слабка взаємодія. За інтенсивністю слабка взаємодія в багато (приблизно в 1014) разів менша від сильної і навіть електромагнітної взаємодії. Проте вона значно більша за гравітаційну взаємодію, оскільки маси елементарних частинок надто малі, а радіус їхньої взаємодії становить лише 10-18 м.

Класифікація частинок. За властивостями елементарні частинки поділяють на такі групи:

1. За масою. Легкі частинки — лептони (до них належить електрон), найважчі — адрони (до них належать протони та нейтрони), й особлива частинка — фотон — частинка без маси, яка здатна існувати лише в русі зі швидкістю світла;

2. За видом взаємодії. Для гравітаційної — гравітони, для електромагнітної взаємодії — фотони, сильну взаємодію зумовлено глюонами, слабку — векторними бозонами.

Існування гравітонів поки не доведено експериментально через слабкість гравітаційної взаємодії, проте його вважають цілком імовірним.

Більше про елементарні частинки ви дізнаєтеся, проаналізувавши малюнок

Космічні промені — заряджені частинки високих енергій з космічного простору. Майже 90 % від загальної кількості частинок складають протони, 9 % — ядра гелію (альфа-частинки) та близько 1 % — електрони (бета-мінус частинки). Слово «промені» в назві явища не слід сприймати буквально, оскільки частинки потрапляють в атмосферу Землі окремо, а не у вигляді напрямленого пучка частинок чи променя. Назва походить з часів відкриття явища і є більше даниною історії, аніж описом суті явища.

Наявність частинок з різними енергіями відображає розмаїття джерел цих частинок. Походження частинок варіюється від енергетичних процесів в надрах Сонця до не з'ясованих ще достатньо механізмів у найвіддаленіших куточках видимого Всесвіту. Космічні промені можуть сягати енергій вище 10²⁰ еВ, що значно перевищує можливості теперішніх земних прискорювачів частинок, в яких можна надати частинці кінетичну енергію лише порядку 10¹²−10¹³ еВ (дивіться Космічні промені надвисоких енергій для опису реєстрації частинки з енергією близько 50 Дж, що еквівалентно тенісному м'ячу розігнаному до швидкості 42 м/с). Планується досліджувати частинки навіть з більшими енергіями.

Ці відмінності у вмісті є наслідком процесів формування вторинних космічних променів. При взаємодії важких ядер первинних космічних променів, наприклад, ядер карбону та оксигену, з матерією міжзоряного середовища, вони розпадаються на легші ядра (в так званому процесі розпаду космічних променів), літій, берилій та бор. Спостереження вказують на те, що енергетичні спектри літію, берилію та бору спадають дещо крутіше, а ніж спектри карбону та кисню, що вказує на те, що розпад ядер з більшою енергією трапляється рідше, імовірно внаслідок їхнього виходу з-під дії галактичного магнітного поля. Розпад впливає також і на вміст Sc, Ti, V та Mn в космічних променях, які продукуються зіткненнями ядер феруму та нікелю з матерією міжзоряного середовища.

Методи спостереження і реєстрації заряджених частинок. Перша група реєструвальних приладів (детекторів) ґрунтується на здатності заряджених частинок і γ-квантів, які проходять через газ, йонізувати його.

Друга група приладів (фотоемульсійні пластинки, кристалічні лічильники) використовує здатність зарядженої частинки iонізувати кристали броміду аргентуму, що містяться у фотоемульсії, або iонізувати кристали напівпровідника і, отже, різко змінювати його електропровідність.

Третя група приладів (сцинтиляційні та черенківські лічильники) використовує флюоресценцію, яка збуджується зарядженою частинкою, або світіння Черенкова при проходженні частинки крізь речовину.

До четвертої групи приладів належать трекові прилади для реєстрування заряджених частинок — камера Вільсона, дифузійна та бульбашкова камери.

Фотоемульсійний метод Цей метод ґрунтується на тому, що заряджена частинка, рухаючись у фотоемульсії, руйнує молекули бромистого срібла лише в тих зернах, крізь які вона пройшла. Після проявлення такої пластинки в ній виникають „доріжки” з осілого срібла, добре видимі в мікроскоп. Кожна така доріжка є слідом рухомої частинки. За характером видимого сліду—його довжиною, товщиною тощо можна судити як про властивості частинки, яка залишила слід, так і про характер процесу (розсіювання, ядерна реакція, розпад частинок), якщо він стався в емульсії.

Цей метод має ряд переваг: ним можна реєструвати траєкторії всіх частинок, які пролетіли крізь фотопластинку за час спостереження; фотопластинка завжди готова до застосування; емульсія має велику гальмівну здатність; цей метод дає незникаючий слід частинки, який потім можна вивчати. Недоліком цього методу є довго тривалість і складність хімічної обробки фотопластинок.

Таким чином, якщо відомий заряд частинки q, то за даним значенням магнітної індукції B, виміряним радіусом кривизни R траєкторії і при відомій швидкості можна визначити масу частинки m, її кінетичну енергію і імпульс.

Нейтрино вперше спостерігала 1956 року група Клайда Кована та Фредеріка Райнеса за механізмом, який 1942 року запропонував Ван Ганьчан. За це відкриття Фредерік Райнес отримав Нобелівську премію з фізики 1995 року. Спостерігалися антинейтрино, утворені в ядерному реакторі. Вони взаємодіють з протонами за реакцією:

ν_e + p⁺ → n⁰ + e⁺.

Надалі утворений позитрон швидко анігілює з електроном, й утворюються два гамма-кванти. Отже, експериментально потрібно зафіксувати подію, коли одночасно детектується нейтрон та два гамма-кванти.

Леон Ледерман, Мелвін Шварц та Джек Стейнбергер 1962 року вперше спостерігали мюонне нейтрино, за що 1988 року отримали Нобелівську премію. Про існування тау-нейтрино було повідомлено 2000 року проектом DONUT у Фермілабі.

Реймонд Девіс та Масатосі Косіба отримали Нобелівську премію 2002 року за спостереження нейтрино від наднових зір, що заклало початок нейтринної астрономії. Протягом розвитку нейтринної астрономії нейтрино спостерігалися від Сонця і наднової 1987 року у Магелановій Хмарі. Крім того установка Ice Cube спостерігала нейтрино високих енергій, які можуть бути космогенні. Розглянемо потоки нейтрино, що виникають при поширенні протонів надвисоких енергій, що утворюються у астрофізичних і космологічних джерелах. Такі протони не можуть досягати наземних детекторів через ГЗК-обрізання. При їх взаємодії з мікрохвильовим тлом утворюються піони, розпади яких містять так звані космогенні (тобто утворені космічними променями) або ГЗК-нейтрино. У різноманітних оглядах по космогенним нейтрино їх енергія вважається рівною 10% від енергії космічного променя. Теоретики припускають існування великої кількості гіпотетичних нейтральних ферміонів подібних до нейтрино; стерильні нейтрино, калібрино, нейтраліно та інші. Їх відкриття може розв'язати проблему темної матерії. Важливим типом нейтраліно є гравітино.

Нейтринний детектор— це комплекс, збудований для вивчення нейтрино. Через природу слабкої взаємодії, яка притаманна для взаємодії нейтрино з іншими елементарними частинками, розмір детектора має бути дуже великим та спроможним спіймати значну кількість нейтринних частинок. Переважна кількість нейтринних детекторів збудовані під землею з метою запобігти впливу космічного випромінювання та будь-яких інших джерел природного радіаційного фону.

Нейтринна астрономія — галузь астрономії, що спостерігає астрономічні об'єкти в спеціальних обсерваторіях за допомогою нейтринних детекторів. Частинки нейтрино утворюються внаслідок деяких видів радіоактивного розпаду, ядерних реакцій, подібно до тих, що відбуваються на Сонці, чи внаслідок зіткнення космічних променів з атомами. Через дуже слабку взаємодію з речовиною нейтрино надає унікальну можливість спостерігати за процесами, які недоступні для оптичних телескопів.