Det vetenskapliga sättet att närma sig denna fråga kommer fram ur ett samspel mellan spekulation och laboratorieexperiment eller observationer. En viktig del i denna metodik utgår från antagandet att allt som är relevant för att få denna kunskap är laboratorieexperiment.
Det betyder att den enda information som är relevant är den som finns inom ett begränsat område i rummet. Detta synsätt leder till reduktionism. Det betyder att man uppfattar att delarna är oberoende enheter, oberoende av helheten. Helheten kan förstås av delarnas egenskaper och deras sätt att växelverka med varandra.
Detta synsätt är ganska nytt ur historisk synvinkel. Under medeltiden trodde man t.ex. inte att den celesta materien var densamma som den jordiska. Enligt Aristoteles system rörde det sig helt naturligt om två olika sorters materia, som hade olika syfte och uppgift. När Galileo riktade kikaren mot månen 1609 såg han att det fanns berg på den, precis som på jorden. Det naturliga var då att anta att det var samma slags materia på månen som på jorden. Men först efter Newton kom man att arbeta systematiskt med hypotesen att all materia i universum var av samma slag. Detta följer naturligt ur Newtons iakttagelse att det är samma slags kraft mellan månen och jorden som mellan en fast kropp och jorden. Därmed sammankopplas den celesta mekaniken med laboratoriemekaniken. Denna utveckling har fortsatt fram till våra dagar, då astrofysiken blivit intimt sammanvävd med laboratoriefysiken.
Med denna utgångspunkt har man funnit hel en serie nivåer av struktur nedåt (och uppåt) i kosmos. Från människan ner till atomen har vi funnit fem strukurer: cellen, molekylen, atomen, atomkärnan, protonen (neutronen). Dessa strukturer karakteriseras främst genom den energimängd som krävs för att bryta upp strukturen. Länge trodde man att protonen var en elementarpartikel, dvs det som skulle ersätta atomen som den minsta elementära (odelbara) byggstenen.
Men under början av 60-talet, då nya kraftfulla acceleratorer och detektorsystem tagits i bruk, fann man att elementarpartiklarna började uppgå till flera hundra. Fig. 1.1 visar hur antalet vuxit med tiden.
Fig. 1.1. Antalet
kända elementarpartiklar vid olika
tidpunkter under 1900-talet.
Det verkar inte särskilt troligt att alla dessa partiklar är elementära. Det är heller inte särskilt estetiskt eller tankeekonomiskt. En aspekt av sökandet efter materiens struktur är ju att tänka sig att mångfalden kan reduceras till några få minsta beståndsdelar som sedan bygger upp komplexiteten genom sinnrika kombinationsmöjligheter.
När man i början på trettitalet funnit neutronen, som en av byggstenarna i kärnan, var man ju mycket nära detta mål. Materien var uppbyggd av 92 grundämnen som alla representerade ett visst atomslag som bestämdes av antalet protoner i kärnan. Kärnorna var uppbyggda av protoner och neutroner. Tillsammans med elektronen fanns alltså bara tre byggstenar. En mycket tillfredställande och elegant situation. Det var därför med stigande frustration som man på sextiotalet fann att antalet elementarpartiklar ökat till flera hundra. Man började därför att tala om "partiklar" snarare än om "elementarpartiklar". Man hör också ofta ordet partikelfysik, som beteckning för denna typ av fysik.
Man har funnit att alla utom nio sorters partiklar är instabila, och alltså förr eller senare sönderfaller i konfigurationer av dessa nio stabila. Stabiliteten är givetvis en experimentell övre gräns för sönderfall. Det kan ju tänkas att vi i framtiden kommer upptäcka att en eller flera av dessa partiklar också sönderfaller. Man letar t.ex. för närvarande efter tecken på att protonen sönderfaller. Än så länge har man dock inte funnit några spår efter detta. Livstiden för protonen är större än 1032 år! Som jämförelse är universums uppskattade ålder 1010 år. De nio stabila partiklar är:
| protonen | p | > 1x 1032 år |
| antiprotonen |  | > 1x 107 år |
| elektronen | e- | > 2x 1022 år |
| positronen | e+ | |
| fotonen |  | |
| neutrinon |  | |
| antineutrinon |  | |
| myneutrinon |  | |
| antimyneutrinon |  |
Upptäckten av den nya tunga leptonen tau gör det troligt att
listan kommer att utökas med 
-leptonens neutrino
och dess
antipartikel 
Vi har också uteslutit stabila atomer och atomkärnor ur listan eftersom dessa uppfatts som sammansatta. Vid vissa experiment används dock kärn-kärn-kollisioner som en metod att åstadkomma höga energitätheter, t.ex. vid studiet av s.k. kvark-gluonplasma.
För att kunna studera partiklar vars utsträckning är av storleksordningen 10-15 m eller mindre, krävs materiestrålar med en deBroglie-våglängd som är mindre än detta. Den kinetiska energin hos partiklarna i sådana strålar blir då av samma storleksordning som, eller större än, den ekvivalenta energin i partiklarnas vilomassor. Det mest karakteristiska för reaktioner vid sådana energier är därför att nya partiklar kan skapas.
För att åstadkomma dessa utomordentligt höga kinetiska
energier i
partikelstrålarna använder man gigantiska maskiner som
accelererar
laddade (stabila) partiklar dvs e-, e+, p,. De
två största protonacceleratorerna är
| SPS, CERN, Geneve, Schweiz | 500 GeV |
| Fermilab, Batavia, Illinois, USA | 1000 GeV |
Dessa maskiner konstruerades ursprungligen för fasta
strålmål. Men för att
komma upp i tillräckligt hög energitäthet i
kollisionsområdet
är det praktiskt att använda sig av
kolliderande strålar. Sådana har man numera i Fermilab
(p,p och p,
) och
i CERNs SPS.
Fig. 1.2. Tevatronen vid Fermilab utanför Chicago
Kolliderande strålar har också blivit modellen för att studera partikelfysik med e+e--reaktioner. Sådana maskiner finns i CORNELL, USA, i DESY i Hamburg, Tyskland, i SLAC i Stanford, USA samt vid CERN. Den största av dessa är LEP-maskinen vid CERN, som togs i bruk sommaren 1989.
Fig. 1.3. Lagringsringarna LEP och SPS vid CERN
I SLAC finns en speciell kolliderare, SLC, som också togs i bruk 1989. Den är inte av ring-typ utan strålarna kolliderar bara en gång med varandra.
Fig. 1.4 SLC-maskinen i Stanford Linear Accelerator Center, USA.
Med kollisionsmaskiner kan man nå mycket höga
energitätheter i kollisionspunkten, vilket är
det man mest eftersträvar. Syftet är bl.a. att kunna
åstadkomma
tillstånd som man tror fanns
för mycket länge sedan i universum när det var mycket ungt.
Nackdelarna är att
antalet kollisioner per sekund blir litet. Man kan heller inte med
denna
metod studera kollisioner med oladdade partiklar.
För att detektera partiklarna och studera deras reaktioner
används flera olika metoder.
En av de äldsta metoderna är att låta partiklar bromsas
upp
i s.k. kärnemulsionsplåtar.
Efter framkallning kan man studera de svarta spår som bildas
längs partiklarnas väg när
de exponerat emulsionen. Denna teknik tillåter att man studerar
både sönderfall
och spridningsreaktioner. I det senare fallet fungerar emulsionen
som mål.
En modernare metod är att studera ångspåren som bildas i
"kölvattnet" från laddade partiklar
som går genom en "bubbelkammare" fylld med flytande
väte
(eller annan lämplig vätska,
t.ex. freon) strax över kokpunkten. Vätskan börjar koka
längs
partikelbanan
och ångspåren kan fotograferas. (Se fig. 1.5)
Fig. 1.5. En K-meson kommer in genom botten på en
vätebubbelkammare. Den kolliderar
med en proton och bildar en 
, en K0- och en
K+-partikel, som
var och en sönderfaller på olika sätt.
För studier av reaktioner vid kolliderare används partikelräknare av olika slag. Dessa detektorer har blivit allt sinnrikare och utnyttjar modern elektronik till utläsning. Ofta måste helt enkelt händelserna rekonstrueras med hjälp av datorsimuleringar för att man skall kunna utröna vilken typ av reaktion det rört sig om.
Redan tidigt under nittonhundratalet studerade man kosmisk strålning och fann t.ex. både positronen, myonen, K-mesonen och lambdapartikeln på så sätt. Under senare år har den kosmiska strålningen åter blivit aktuell, framför allt den kosmiska neutrinostrålningen. För att kunna studera neutrinostrålningen utnyttjar man s.k. Cherenkovstrålning. När en laddad partikel rör sig fortare än ljuset i en vätska utsänder den fotoner. Denna effekt kallas Cherenkovstrålning. Ljuset kan samlas upp och mätas med fotomultiplikatorer, varvid partiklarnas energi och r{ö}relseriktning kan bestämmas. Neutrinerna från den kosmiska strålningen konverterar till myoner eller elektroner när de passserar genom jorden. Genom att detektera dessa laddade partiklar kan man alltså detektera neutrinerna. För att undvika bakgrundsstrålning från atmosfären brukar man bygga dessa detektorer under jord, i tunnlar eller gruvor. Detektorn kan också vara nedsänkt i havet (ANTARES) eller, som i det aktuella AMANDA-projektet, t.o.m. i sydpolsisen.
Elementarpartiklarna påverkar varandra med fyra olika (kända) krafter eller växelverkningar. Dessa krafter karakteriseras fenomenologiskt av bl.a. styrkan, som man kan beskriva med ett dimensionslöst tal, och räckvidden.
| växelverkan | styrka | räckvidd |
|---|---|---|
| gravitation | 10-43 | 
(1/r) |
| elektromagnetism | 1/137 |
(1/r) |
| svag växelverkan | 10-5 |  10-17 m |
| stark växelverkan | 15 | 10-15 m |
En av de starkast markerade utvecklinglinjerna för den
teoretiska fysiken
har varit att på olika sätt försöka förena dessa
olika
krafter i en
enhetlig teori. Den mest aktuella sådana är teorin för
supersträngarna,
som vi skall tala mer om senare. I de partikelreaktioner som vi
för närvarande
kan studera spelar gravitationen i allmänhet ingen roll,
och vi kommer att försumma den om inte annat sägs. I den
här
kursen kommer vi därför begränsa oss till att studera de
tre
andra
krafterna.
En fri partikel påverkas (definitionsmässigt) inte av
några yttre
krafter, och vi symboliserar den med en rät linje:
______ . Vi
underförstår i allmänhet att tiden går från
vänster till höger.
Laddade partiklar är strängt taget aldrig helt fria, men vid makroskopiska avstånd mellan dem är deras verkan på varandra försumbar eller kan beskrivas med klassisk elektrodynamik.
Med en reaktion menar vi att ett system A av från början fria partiklar genom inbördes växelverkan övergår i ett annat system B av fria partiklar:
Fig. 1.6. Diagram för reaktionen e- + p __> e- + p.
Pilarna anger att partiklarna närmar sig respektive avlägsnar sig från reaktionsområdet.
Till grund för partikelfysiken ligger den speciella relativitetsteorin och kvantmekaniken. Partikelsystemens tillstånd representeras av tillståndsvektorer i ett Hilbertrum. Ett specifikt kvanttillstånd hos ett system A före en reaktion kallas en ingående kanal till reaktionen. Ett möjligt tillstånd hos det resulterande systemet B efter reaktionen kallas analogt en utgående kanal. Till varje ingångskanal svarar i regel endast ett begränsat antal tillåtna utgångskanaler.
Den speciella relativitetsteorin är nödvändig för att beskriva partiklarnas kinematik. Enligt denna teori är massa och energi ekvivalenta i enlighet med formeln E = mc2, där c är ljushastigheten i vakuum. Partiklarna kännetecknas främst av sin massa, som mäts i energienheten eV (elektronvolt)/c2 och sitt spinn (rörelsemängdsmoment i vilosystemet). Beroende på om partiklarnas spinn är hel- eller halvtaligt kallas de bosoner respektive fermioner. Av fermionerna finns två grupper, leptoner och baryoner. Bosonerna indelas i mesoner och gaugepartiklar (framför allt fotonen).
För fullständighetens skull, borde vi i tabellen ta med den s.k. Higgsbosonen som förekommer i teorin för den svaga växelverkan. Den har emellertid ännu inte observerats, och utgör en grupp för sig.
Tillbaka till H Snellmans hemsida