Ugrás a tartalomhoz

Fizikai kislexikon

Patkós András (2007)

Typotex Elektronikus Kiadó Kft.

Cs

Cs

csap

Az összes nappali gerinces élőlény retinájában található fényt érzékelő sejtek egy típusa (angol elnevezésük cone). A csapok a különböző színek érzékelésére specializálódott sejtek, leghatékonyabban éles fényben működnek. A csapok nem egyenletesen helyezkednek el a retinában, hanem túlnyomórészben a sárga folton (fovea) koncentrálódnak, és a retina szélén már egyáltalán nem fordulnak elő. Vesd össze pálcika.

csapadék

Bármely vízrészecske, amely a légkörből lehullva eléri a talajt, például az eső és a hó. Az eső a folyékony csapadékra példa, a hó pedig a szilárd csapadékra. A csapadékot megkülönböztetjük a csapadékjelenségek egyéb formáitól, például a harmattól, ködtől, dértől, mivel ezek nem a talajra lehulló vízrészecskéket tartalmaznak.

csatolási állandó

Az a fizikai konstans amely egy rendszer két része, illetve két vagy több rendszer közti kölcsönhatás erősségét méri. A térelméletben a csatolási állandó a tér által a részecskékre kifejtett erő nagyságának mértékét jellemzi. A kvantumtérelméletben a csatolási állandó nem állandó, hanem az energia függvénye, az energiától való függését a renormálási csoport írja le. Lásd még finomszerkezet, aszimptotikus szabadság.

csatorna

1. A source (forrás) és a drain (nyelő) közötti tartomány térvezérlésű tranzisztorokban. A csatornán átfolyó áramot a kapuelektróda vezérli. 2. Olyan kábel vagy meghatározott frekvenciasáv, amelyben jelek, információk vagy adatok áramlanak.

CSE

Lásd csillagászati egység.

cseppfolyósított olajgáz

Nagy nyomáson, folyékony állapotban tárolt olajgázok, elsősorban propán és bután. Motorüzemanyagként használják. Előnye, hogy nagyon kis hengerfej lerakódást okoz.

A cseppfolyósított földgáz hasonló, főként metánból álló termék. Mivel a kritikus hőmérséklete alacsony, pusztán nagy nyomás alá helyezéssel nem cseppfolyósítható. A cseppfolyósításhoz a gázt a 190 K-es kritikus hőmérséklete alá hűtik, majd jól hőszigetelt tartályokban tárolják. Ez alkalmas módot biztosít a földgáznak az olaj- vagy gázkutaktól a felhasználókig való elszállítására. Motorüzemanyagként a földgázt is használják.

cseppmodell

Az atommag egy modellje, mely sikeresen leírja a maghasadást és a mag stabilitásának változását a tömegszám változásának függvényében. Az atommag sűrűsége független annak méretétől, ami arra utal, hogy a mag anyaga úgy modellezhető, mint egy összenyomhatatlan folyadék - mint például a víz - cseppje. A cseppszerű mag gerjesztett állapotai így a gömbfüggvényekkel (lásd normál módusok) írhatók le. A modell sikere azzal kapcsolatos, hogy a kötőerő mind az atommagban, mind pedig a folyadékcseppben rövid hatótávolságú (lásd fundamentális kölcsönhatások). A cseppmodell körmönfont magyarázatot ad a kötési energia változására a különböző magokban. Ahhoz, hogy egy folyadékcseppet összetevőire bontsunk, energiát kell befektetnünk. Egy folyadékcsepp esetén ez az energia a párolgáshő, amely arányos a folyadékcsepp tömegével. így azt várnánk, hogy az atommagok kötési energiája arányos lesz a tömegszámukkal. A magyarázatnál azonban még figyelembe kell venni egy, a folyadékcsepp felületi feszültségével analóg effektust is. A mag belsejében lévő nukleonokra (protonok vagy neutronok) minden irányból, míg azokra, amelyek a felületen vannak csak a mag belseje felől hat vonzóerő. A felületen lévő nukleonokat így könnyebben elvehetjük, ezért azok kisebb kötési energiával rendelkeznek. Kisebb magokban a felületen lévő nukleonok a teljes térfogatban lévő nukleonoknak nagyobb arányát teszik ki, mint a nagyobb magokban. Ebből az következik, hogy a kötési energiát csökkenteni kell egy olyan taggal, ami arányos a mag felületével. A kötési energiát ezen túl még a protonok között ható elektrosztatikus taszítás járulékával is módosítanunk kell, amely főleg a nagyobb - több protont tartalmazó - magok esetén lesz jelentős. A mag modellje így egy pozitív töltésű folyadékkal töltött csepp, melynek stabilitását még várhatóan tovább módosítja a benne lévő protonok és neutronok mozgása. Ennek az utolsó járuléknak az alakját a kvantummechanika határozza meg. Ezt gyakran - a proton- és a neutronszám különbségétől való függése miatt - ’szimmetria tag’-nak nevezik, ennek következménye, hogy kis tömegszámú magok esetén a protonszám és a neutronszám közel megegyezik.

Cserenkov, Pavel Alekszejevics

(1904–90) Szovjet fizikus, a moszkvai Lebegyev Fizikai Intézet professzora volt. 1934-ben víz alatti rádióaktív sugárzás megfigyelése közben fedezte fel a Cserenkov sugárzást. A jelenség magyarázatát Igor Tamm (1895–1971) és Ilja Frank (1908–90) adták meg, és 1958-ban a három kutató osztozott a fizikai Nobel-díjon.

Cserenkov sugárzás

Elektromágneses sugárzás, általában kékes fény, amelyet nagyenergiás, töltött részecskék bocsátanak ki, miközben egy átlátszó közegben haladnak a közegbeli fénysebességet meghaladó sebességgel. 1934-ben fedezte fel Pavel Cserenkov. Az effektus hasonló a hangrobbanáshoz, amikor egy tárgy a hangsebességnél gyorsabban megy, ebben az esetben a sugárzás az elektromágneses mezőben kialakuló lökéshullám. A Cserenkov sugárzás felhasználásával működik a Cserenkov számláló.

Cserenkov számláló

A számlálók egy típusa, amely nagy energiájú töltött részecskék detektálására és számlálására szolgál. A részecskéket folyadékon bocsátják át, és a kibocsátott fényt, a Cserenkov sugárzást fotosokszorozó csővel regisztrálják.

csillag

Saját erejéből világító égitest, mint például a Nap, amely a magjában nukleáris energiát állít elő. A csillagok nem egyenletesen oszlanak el a Világegyetemben, hanem galaxisokba tömörülnek. A csillagok kora és élettartama összefügg a tömegükkel (lásd csillagfejlődés, Hertzsprung–Russell diagram).

csillagászat

A Föld atmoszféráján kívül eső Világegyetemet tanulmányozó tudományág. Főbb ágai az asztrometria, égi mechanika és asztrofizika.

csillagászati egység (CSE)

A Föld Naptól mért közepes távolsága, értéke km (499 fénymásodperc).

csillagászati távcső

Lásd távcső.

csillagfejlődés

Azok a változások, amelyek egy csillaggal történnek élete folyamán születésétől végső kihunyásáig. Úgy gondolják, hogy a csillagok a csillagközi anyag sűrűsödéséből alakulnak ki, amely véletlenül vagy valamilyen tisztázatlan ok miatt gyűlik össze, majd növekszik azáltal, hogy gravitációs terének hatására további anyagot vonz magához. Az összehúzódó, hideg anyag, protocsillagnak nevezett, kezdeti felhőjében a gravitációs összehúzódás következtében belső nyomás alakul ki. A nyomás hatására 5-10 K-ig emelkedik a hőmérséklet, ahol már beindul a hidrogént héliummá alakító termonukleáris folyamat. A Napban, amely egy tipikus csillag, kg s ütemben (rátával) alakul át a hidrogén miközben körülbelül Js teljesítménnyel termelődik energia. A becslések szerint a Nap elegendő hidrogént tartalmaz, hogy ilyen ütemben égesse azt még évig, és fősorozatbeli csillagként életének fele még hátravan (lásd Hertzsprung–Russell diagram). Végül ez a stabilitási időszak is befejeződik, mert a csillag belsejében termelt termonukleáris energia már nem lesz képes ellensúlyozni a gravitációs összehúzódást. Az ekkorra már túlnyomórészt héliumot tartalmazó mag mindaddig összehúzódik, amíg a magot körülvevő, el nem égetett hidrogénből álló héjban a hőmérséklet elegendően nagy nem lesz ahhoz, hogy a termonukleáris reakció új fázisát beindítsa. Ez az égés a kéregben a csillag külső burkolatának felfúvódását és lehűlését okozza. A hőmérséklet visszaesése miatt a csillag színe fehérről vörösre változik, és a csillag vörös óriás lesz, vagy szuperóriás, ha az eredeti csillag nagyon nagy volt. A mag ekkor összehúzódik, K hőmérsékletre melegszik fel, és a magban lévő hélium most már termonukleáris energiaforrásként szolgál. Ebben a folyamatban szén keletkezik, de egy kis tömegű csillagban viszonylag hamar elfogy a hélium, és a mag fehér törpévé húzódik össze, miközben a külső tartományok elsodródnak a világűrbe, esetleg planetáris ködöt alkotnak. Nagyobb csillagok (a Napnál sokszor nagyobbak) elegendően sok héliumot tartalmaznak ahhoz, hogy a folyamat folytatódjon és nehezebb elemek is kialakuljanak, egészen a vasig. De a vas a legnehezebb elem, amelynek a kialalakulása során energia termelődik, és amikor az összes hélium elfogyott a mag katasztrofikus hirtelenségel összeroskad, ami a külső rétegeket ledobó szupernóva robbanáshoz vezet. A jelenlegi elméletek azt sugallják, hogy az összeroskadt magból ezután a tömegétől függően egy neutroncsillag, vagy egy fekete lyuk lesz.

csillag halála

Egy csillag végső összeomlása. A folyamat akkor kezdődik el, amikor egy három naptömegnél könnyebb, vagy közel ekkora tömegű vörös óriás belső hőmérséklete nem elegendő arra, hogy a hélium elégetésének befejezése után bármilyen további nukleáris fúziós reakciót beindítson. Ezek a viszonylag kis csillagok elkezdik ledobni a külső rétegeiket és tömegük közel 50 %-kal csökken.

A kicsi, összeomló magot az egykor a külső rétegeket alkotó anyag veszi körül. Ebből a magból jövő sugárzás nagyon intenzív lehet, a magot körbevevő planetáris köd anyagát ionizálja, amely ennek következtében világít. A mag a gravitáció hatására továbbra is összehúzódik mindaddig, amíg a Fermi nyomással egyensúlyba nem kerül. A Fermi nyomást a gravitációs összeomlás hatására egyre kisebb és kisebb helyre bezárt elektronok taszítása hozza létre. Az elektronok felelősek közönséges anyagban a térfogat legnagyobb hányadáért. Az ily módon bezárt elektronok nyomást generálnak, mivel mint fermionok a Pauli-féle kizárási elvnek kell eleget tenniük, és érzékelhetően taszítják egymást. A gravitációs összehúzódás és a Fermi nyomás közötti egyensúly körülbelül akkor alakul ki, amikor a mag átmérője hozzávetőlegesen a Nap átmérőjének 1%-a lesz. Ez egyben nagyon nagy, körülbelül 1000 , sűrűséget von magával. Ebben az állapotban a csillagot fehér törpének nevezzük és a Hertzsprung–Russell diagram bal alsó negyedében található. A fehér törpék, ahogy hűlnek, fokozatosan elhalványulnak és végül a hőmérsékletük egyensúlyba kerül a környező vákuummal.

Ha a fehér törpe állapotban a csillag tömege meghaladja az 1,4 naptömeg értéket, akkor azt mondjuk meghaladta a Chandrasekhar-határt. Ekkora tömegű csillagok esetén az elektronok Fermi nyomása nem elegendően nagy, hogy megakadályozza a gravitációs összehúzódás folyatódását. A kialakuló sűrű anyagban az elektronok és a protonok az elektronbefogás néven ismert radioaktív folyamathoz hasonló kölcsönhatásban egyesülnek. Ebben az elektron-proton fúzióban neutronok keletkeznek és a további összeomlást megállíthatja (ha nem túlságosan nagy a csillag tömege) a sűrűn összezsúfolt neutronok Fermi nyomása, lévén a neutronok is fermionok. A kizárólag neutronokból álló mag anyagát neutron anyagnak nevezzük.

A neutron anyag fázisba történő végső összeomlás nagyon gyorsan megy végbe és a hőmérséklet extrém emelkedése kíséri. Ezt a sebes összehúzódást, amilyen gyorsan elkezdődött, éppen olyan gyorsan állítja meg a neutronok Fermi nyomása, ez intenzív sugárzási nyomást generál, amely a csillag felrobbanásához vezet. Ezt a robbanást nevezik szupernóva robbanásnak. A szupernóva robbanások olyan intenzívek lehetnek, hogy egy rövid idő (tipikusan néhány nap) alatt akkora sugárzást bocsátanak ki, mint egy stabil csillagokból álló teljes galaxis. A szupernóva robbanás során fellépő extrém nyomás és hőmérsékletek már elegendőek arra, hogy termonukleáris fúzióval a vasnál nehezebb elemek is létrejöjjenek. Ennek következtében a szupernóva robbanásban keletkező törmelékből származik az összes a Földön ismert elem. A törmelékekben a sűrűségfluktuációk következtében megkezdődhet újra a gravitációs összehúzódás és csillagok új generációja keletkezhet. Némely szupernóva centrumában visszamaradhat egy nagy sűrűségű mag. Ezt a neutronokból álló maradványt nevezik neutroncsillagnak. Elméleti számítások szerint a neutroncsillagok nagyon gyorsan foroghatnak és eközben nagyon szabályos rádiófrekvenciás jeleket bocsáthatnak ki. Már a neutroncsillagokhoz vezető elméleti munkák előtt megfigyeltek pulzárokat, amelyek pulzáló (periodikusan változó) rádióhullámok forrásai. A jelenleg elfogadott magyarázat szerint a pulzár típusú sugárzás forgó neutroncsillagokból származik.

A neutroncsillagban a szorosan összezsúfolt neutronok által generált Fermi nyomás az egyetlen hatás, amely megmentheti a csillagot a további gravitációs összehúzódástól. Ugyanakkor, ha a neutroncsillag tömege 3 naptömeg felett van, akkor a neutronok Fermi nyomása nem elegendő arra, hogy megakadályozza a további összeroskadást. Ahogy a csillag sugara csökken, a gravitációs tér egyre erősebbé válik mindaddig, amíg a csillag sugara a Schwarzschild sugárnak nevezett határ alá nem csökken. Ettől a pillanattól kezdve az általános relativitáselmélet egyenletei csak a Schwarzschild sugáron kívüli megfigyelők számára érvényesek. Az érvényességi tartományt korlátozó határt eseményhorizontnak nevezik.

A gravitációs mező az eseményhorizonton belül olyan erős, hogy nem tud kiszökni még az elektromágneses sugárzás (beleértve a fényt) sem. Azt mondjuk, hogy a csillag ekkor fekete lyukká roskadt össze. Az asztrofizikusok azt gondolják, hogy egy nagyobb csillag fekete lyukká történő összeroskadását gamma-kitörés (másképpen felvillanás) kíséri. A fekete lyukak még mindig csak elméleti konstrukciók, jóllehet több megfigyelés is alátámasztani látszik a létezésüket. Például lehetséges, hogy a kvazárok által kibocsátott intenzív sugárzás fekete lyukba eső anyag következménye. Fekete lyukak létezését további megfigyelések is támogatják, többek közt például kettős rendszerekben nagyon nehéz, de láthatatlan partner észlelése vagy galaxisok középpontja körül gyorsan forgó gázok megfigyelése. Mindkét jelenség megmagyarázható egy fekete lyuk eredő centrális erőtérének jelenlétével. A Cygnus X-1-ről azt gondolják, hogy példája egy olyan kettős rendszernek, amelynek az egyik tagja egy fősorozatbeli csillag a másik meg egy fekete lyuk. Miközben a főági csillagból a töltött gázok spirálisan haladnak a fekete lyuk felé nagyon nagy sebességre tesznek szert és röntgen sugárzást bocsáthatnak ki.

csillaghalmaz

Csillagok csoportja, amelyben a csillagok egymáshoz elegendően közel vannak ahhoz, hogy fizikailag kapcsolódjanak egymáshoz. Egyazon halmazhoz (klaszterhez) tartozó csillagok együtt alakultak ki ugyanabból a csillagközi gázfelhőből, közelítőleg egyidősek és azonos a kezdeti kémiai összetételük. Ezek miatt, és mert egy adott halmazban a csillagok nagyjából egyenlő távol vannak a Földtől, a csillaghalmazok megfigyelése nagyon fontos a csillagok fejlődésének tanulmányozásában.

Kétféle csillaghalmaz van. A nyílt (vagy galaktikus) halmazok néhány száz és néhány ezer közötti tagot számláló laza rendszerek. Nyílt halmazokban a csillagok csillagászati mércével meglehetősen fiatalok (némelyikük mindössze csak néhány millió éves) és bennük viszonylag nagy a nehéz elemek relatív előfordulási gyakorisága. A gömbhalmazok tízezer és egymillió közötti csillag jó közelítéssel gömbszerű csoportosulásai. Ezek nagyon öreg (nagyságrendileg éves) csillagok és bennük kicsi a nehéz elemek előfordulási gyakorisága.

csillagközi tér

A csillagok közötti tér. Ezt a teret csillagközi anyag tölti ki, amely a Galaxis tömegének néhány százalékát adja, és ebből az anyagból alakulnak ki új csillagok. Az anyag elsősorban hidrogén, de több más molekulát, gyököt továbbá kis szilárd porszemeket is detektáltak. A csillagközi anyag átlagos sűrűsége körülbelül hidrogénatom köbcentiméterenként, de a gáz nem egyenletesen oszlik el, hanem különböző méretű és sűrűségű csillagközi ködökbe tömörül.

csillagszél

Anyag sugárirányú kiáramlása nagyon forró csillagok légköréből. A Nap esetében a csillagszelet napszélnek nevezik. A csillaganyag kibocsátásának rátája változik a csillag élete során.

csillapodás

Valamely rezgés amplitúdójának csökkenése amiatt, hogy a rendszer rezgése a súrlódás vagy más közegellenállási erő legyőzéséhez energiát emészt fel. Például egy lengő inga hamarosan nyugalomba jut, ha külső forrásból nem kap energiát; az ingaóra a gátszerkezeten keresztül egy felhúzott rugó vagy egy súly révén pótolja a súrlódás miatt elvesztett energiát. A különféle mérőműszerekben szándékos csillapítással lesznek úrrá a műszer mutatójának rezgésein, ami a pontos leolvasást zavarja. A mérőműszert kritikus csillapításúnak mondjuk, ha a rendszer nem oszcillál, hanem a lehető legrövidebb időn belül nyugalomba jut. Az alulcsillapított műszer sokáig rezeg, mielőtt nyugalmi helyzetbe jut. A felülcsillapított műszer szinte nem is oszcillál, de a nyugalmi helyzetét azért lassabban veszi vel, mint a kritikus csillapítású műszer. A kritikus csillapítású műszert, például galvanométert túlcsillapítottnak is nevezik.

csomóelmélet

Matematikusok egy csoportja használta, hogy osztályokba rendezze a csomókat és az összefonódásokat (entanglement). A csomóelméletet többek közt a polimerek (a biológiai fontossággal bíró polimereket is, mint például a DNS-t is belevéve) tulajdonságainak leírásában, és a statisztikus fizika bizonyos, a fázisátmeneteket leíró modelljeiben alkalmazzák. A csomóelmélettel kísérelték meg a XIX. század végén az atomszerkezet magyarázatát. Ezért akkor gyorsan fejlődött. A csomóelmélet bizonyos mennyiségei kvantumtérelméletben használt kifejezésekkel fejezhetők ki, ami lehetővé teszi, hogy a mértékelméletek és a kvantumgravitáció megfogalmazásánál alkalmazzák.

csomópontok

Két pont a lencserendszer tengelyén; ha a beeső fénysugár átmegy az egyik ponton, akkor a kilépő fénysugár áthalad a másik ponton.

csoportelmélet

Az a tudományág, amely egy rendszer tulajdonságait meghatározó szimmetriákkal foglalkozik. A szimmetriatranszformációkkal szembeni invariancia lehetségessé teszi hogy a rendszerről sok következtetést vonhassunk le, anélkül, hogy expliciten ismernénk a rendszer mozgásegyenletének a megoldásait. Például, Newton gravitációs törvénye gömbszimmetrikus. Egy csillag bolygóra ható vonzóereje, a gravitációs erő ugyanakkora minden olyan pontban, melyek azonos távolságra vannak a csillag tömegközéppontjától. A bolygók lehetséges pályái azonban a nemszimmetrikus elliptikus pályákat is tartalmazzák. Ezeket az elliptikus pályákat a Newton egyenlet megoldásaiból kapjuk. A megoldásból észrevehetjük, hogy a bolygók nem ugyanazzal az állandó sebességgel mozognak az ellipszis mentén: sebességük nagyobb, amikor a perihélium (napközeli pont) közelében vannak, míg lelassulnak az aphélium (naptávoli pont) közelében. Ez konzisztens azzal, amit gömbszimmetrikus erő esetén a szimmetriából várhatunk. Ez a viselkedés, amely először a bolygómozgásra vonatkozó Kepler-törvényekben fogalmazódott meg, az impulzusmomentum (perdület) megmaradásának következménye.

Egy rendszer dinamikai viselkedése és a megmaradási törvények közötti kapcsolatra vonatkozó tételt első ízben A.E. Noether mondta ki 1918-ban (Noether-tétel). Például, a fizika törvényei invariánsak az időbeli eltolással szemben, azaz ugyanazok ma, mint tegnap voltak. Noether tétele szerint ennek az invarianciának a következménye az energiamegmaradás. Hasonlóképpen, ha egy rendszer invariáns a térbeli eltolásokkal szemben, akkor a rendszer impulzusa megmarad.

Bármely fizikai rendszer szimmetriatranszformációinak ki kell elégíteniük az alábbi követelményeket:

  1. Zártság. Ha és a szimmetriatranszformációk halmazába tartozik, akkor az – melynek jelentése az, hogy a rendszerre először az , majd utána az szimmetriatranszformációval hatunk -, szintén a halmaz eleme lesz, azaz léteznie kell a halmaz elemének, úgy hogy .

  2. Egységelem létezése. Léteznie kell a szimmetriatranszformációk egy elemének, melyre a halmaz tetszőleges elemére fennáll .

  3. Inverz létezése. A halmaz tetszőleges eleméhez léteznie kell a szimmetriatranszformációk halmaza elemének, úgy, hogy .

  4. Asszociativitás. A szimmetriatranszformációk tetszőleges elemeire .

Ezek éppen a csoport axiómái a csoportelméletben. A csoport elemei nem feltétlenül kommutálnak, vagyis általában . Ha a csoport összes eleme kommutál, a csoportot Abelinek nevezzük. A tér és időbeli eltolások Abeliek, könnyen belátható azonban, hogy a három dimenzióbeli elforgatások már nem. Egy csoport lehet véges (mint például egy egyenlő oldalú háromszög elforgatásainak szimmetriacsoportja), vagy végtelen (például az egész számok halmaza, az elemek közti összeadás műveletével). A csoportok aszerint is osztályozhatók, hogy a csoport folytonos nagy diszkrét. Folytonos csoportra példa egy pont összes folytonos elforgatásainak csoportja egy gömbfelületen. A csillag-bolygó rendszer szimmetriái ennek az úgynevezett forgáscsoportnak az elemei. A diszkrét csoportok elemei egy csak egész értékeket felvehető indexszel jellemezhetők. Az összes véges csoport diszkrét, de van néhány végtelen csoport, mint például az imént említett egész számok csoportja, amelyik szintén diszkrét.

A csoportelemek a legalkalmasabban mátrix alakban reprezentálhatók. A Lorentz-csoport (a speciális relativitáselmélet inerciarendszerei közötti transzformációk), például a téridő koordinátáin ható -es mátrixok halmazával írhatók le. Az elemi részecskék fizikájában a leggyakrabban előforduló csoport az , az összes olyan -es mátrix csoportja, melyek unitér transzformációt írnak le. Ha az unitér mátrixokra további megszorítással kikötjük hogy determinánsuk legyen 1, akkor az úgynevezett ’speciális unitér csoportot’, -et kapjuk. Ha az unitér mátrix elemi valósak, a csoportot az dimenziós ortogonális mátrixok csoportjának nevezzük, jelölése . Végül, a valós ortogonális -es egységnyi determinánsú mátrixok csoportja . Az -re úgy gondolhatunk, mint az dimenziós valós térben alkalmazható összes elforgatás csoportjára. így az előzőekben említett csillag-bolygó rendszer szimmetriacsoportja. Ez az a szimmetria, ami a Noether tétel értelmében a rendszer impulzusmomentumának (perdületének) megmaradását eredményezi.

A nagyenergiás fizika részecskéinek és a speciális unitér és csoportok tárgyalása előtt igen hasznos megvizsgálni egy analóg szimmetriájú példát, a hidrogénatomot. A hidrogénatom az atommagból (protonból) és a gömbszimmetrikus potenciáltér által befogott elektronból áll. A probléma kvantummechanikai vizsgálata alapján az elektron állapotának hullámfüggvényei – a magtól való távolságfüggést tartalmazó részen túl – gömbhullámok (a gömbfelületen létező állóhullámok) alakjában írhatók fel. Ezek az állóhullámok a gömbszimmetriánál általában csak kisebb szimmetriával rendelkeznek, három, az és kvantumszámmal jellemezhetők (lásd atom). Az és kvantumszám lényegében az állóhullámok csomópontjainak és duzzadási helyeinek számát adja meg a gömbfelületen. Az adott és kvantumszámokhoz tartozó energia -szeresen degenerált, az kvantumszám különböző értéket vehet fel. A degeneráció abban a tényből fakad, hogy a potenciál gömbszimmetrikus és így független az elektron elhelyezkedésének irányától. A potenciál gömbszimmetriájának következtében az impulzusmomentum megmarad.

A hidrogénatom degenerációja mágneses tér bekapcsolásával megszüntethető. A mágneses tér irányítottsága következtében a probléma gömbszimmetriája sérül, ez vezet a Zeeman effektushoz. A szimmetriasértő tagok megszüntetik a degenerációt.

Az 1930-as években Heisenberg a magerőkre a hidrogénatom csoportelméletével analóg modellt javasolt. Ebben az időben az erősen kölcsönható részecskék közül mindössze a proton és a neutron volt ismert, melyek tömege igen közel volt egymáshoz. Heisenberg elképzelése szerint az elektromágneses kölcsönhatást elhanyagolva a magerők függetlenek lennének az elektromos töltéstől, és a proton és az elektron ugyanaz a részecske lenne. Ez azt jelentené, hogy a proton és a neutron egy degenerált állapot két eleme lenne, és hogy az elektromágneses kölcsönhatás az, ami megsérti ezt a szimmetriát és így felhasítja a degenerációt. A hidrogénatomnál megmaradó mennyiség analógiájára a protonok és neutronok közti magerőknél is léteznie kell egy megmaradó mennyiségnek, -nek, amit később izospinnek neveztek el (lásd izotópspin).

Az elektromágneses kölcsönhatást elhanyagolva az izospin megmarad (a protonnak és a neutronnak ugyanaz a tömege), kétszeres degeneráció lép fel. így a magerő (az erős kölcsönhatás) invariáns kell hogy legyen azon szimmetriatranszformációk csoportjára, melyet az izospin mátrixok írnak le. Ez a csoport az .

Az 1960-as évekre sok további részecskét fedeztek fel, és alkalmazták rájuk az izospin elképzelését. Kiderült, hogy a részecskék az izospin és az hipertöltés karakterisztikus kvantumszámokkal tökéletesen jellemezhetőek. A részecskéket töltés illetve izospin szerint degenerált csoportokba lehetett rendezni. A hipertöltés a multiplettben szereplő részecskék töltései átlagának a kétszerese (vagy másképpen az adott részecske töltése és izospinje különbségének a kétszerese). Például a proton-neutron multiplett hipertöltése

Az egyes részecskék hipertöltése és izospinje az alábbi táblázatban látható:

Multiplett

Részecske

Tömeg (MeV)

1321.300

-1/2

-1

1/2

1314.900

+1/2

1197.410

1/2

-1

1192.540

0

1

0

1189.470

+1

1115.500

0

0

0

939,550

-1/2

1

1/2

938.256

+1/2

     

Az utolsó oszlopban szereplő által felvett értékek hasonlóak a hidrogénatom kvantumszámához. Ez megjelöli az elektromágneses kölcsönhatás elhanyagolásával fellépő degenerált állapotot. Az ezen részecskéket tartalmazó kísérletek azt mutatták, hogy az hipertöltés és az izospin az erős kölcsönhatás során megmaradó kvantumszám.

1961-ben Gell-Mann és tőle függetlenül Ne’eman azt javasolta, hogy az erős kölcsönhatásnak invariánsnak kell lennie az csoporttranszformációkkal szemben, vagyis szimmetriával kell rendelkeznie. Az és mátrixai kapcsolatba hozhatók az -at definiáló transzformációk mátrixaival. Gell-Mann ezt a sémát ’nyolcas útnak’ (eightfold way) nevezte el. Más kölcsönhatások hiányában az erős kölcsönhatás az iménti táblázatban szereplő mind a nyolc részecskét azonosnak, vagyis ugyanabban az állapotban lévőnek látja. A gyenge és az elektromágneses kölcsönhatás az, amely sérti az -at, ami a degeneráció megszűnéséhez vezet, és különböző értékekre hasítja fel ezeknek a részecskéknek a tömegét.

csősugarak

Kisülési csőben keltett, pozitív ionokból álló áramlás. A katódba lyukakat (csatornákat) fúrnak, a katód magához vonzza a pozitív ionokat, amelyek aztán a lyukakon áthaladva a katód másik oldalán tűnnek fel pozitív sugárnyaláb formájában.