Dynamika relatywistyczna
Fizyka I (Mechanika)
Wykład IX:
• cz ˛astki elementarne
• akceleratory cz ˛astek
• rozpady cz ˛astek
• rozpraszanie nieelastyczne
• foton jako cz ˛astka: efekt Dopplera i efekt Comptona
Swiat cz ˛ ´ astek elementarnych
Fermiony
´swiat “codzienny” zbudowany jest z 3 “cegiełek” (elektron oraz kwarki u i d) Nukleony składaj ˛a si ˛e z 3 kwarków: proton (uud), neutron(udd).
Fizyka cz ˛astek znalazła ju˙z jednak 12 fundamentalnych “cegiełek” materii, fermionów (cz ˛astek o spinie 1/2)
leptony kwarki
pokolenie 1 e νe d u
elektron neutrino el. down up
pokolenie 2 µ νµ s c
mion neutrino mionowe strange charm
pokolenie 3 τ ντ b t
taon neutrino taonowe beauty top
Swiat cz ˛ ´ astek elementarnych
Bozony
“Cegiełki” materii oddziałuj ˛a ze sob ˛a poprzez wymian ˛e no ´sników oddziaływa ´n No´snik przekazuje cz ˛e´s´c energii i/lub p ˛edu jednej cz ˛astki drugiej cz ˛astce
oddziaływanie ´zródło no´snik moc
grawitacyjne masa grawiton G 10−39
elektromagnetyczne ładunek foton γ 10−2
silne “kolor” gluony g 1
słabe “ładunek słaby” “bozony W±, Z◦ 10−7
po´srednicz ˛ace”
“moc” - przykładowe porównanie wielko´sci oddziaływa ´n dla dwóch s ˛asiaduj ˛acych protonów
γ
elektromagnetyczne
g
silne
W + Z 0 W -
slabe
G
grawitacyjne
Akceleratory
W 1919 roku Rutherford wskazał na korzy´sci z przyspieszania cz ˛astek.
Pole elektrostatyczne (g. Cockrofta-Waltona, Van de Graaffa) ograniczone do ∼ 30 MV
Akcelerator liniowy
Idea: Gustav Ising 1924. Pierwsze urz ˛adzenia: Rolf Wideroe 1927, Lawrence 1931.
Cz ˛astka przechodzi przez kolejne
“kondensatory”
q>0 E
Przy odpowiednim dobraniu długo´sci kole- jnych elementów i cz ˛esto´sci napi ˛ecia za- silaj ˛acego, cz ˛astka trafia zawsze na pole przyspieszaj ˛ace.
⇒ zwielokrotnienie uzyskiwanych energii
Liniowy akcelerator protonów w o´srodku Fermilab (USA)
Akceleratory
Wn ˛eka rezonansowa
W praktyce do przyspieszania cz ˛astek wykorzystujemy tzw. wn ˛eki rezonansowe:
Klistron
Wewn ˛atrz wn ˛eki wytwarzana jest stoj ˛aca fala elektromagnetyczna.
Wn ˛eka rezonansowa
Akceleratory
Akcelerator kołowy
Zamiast u˙zywa´c wielu wn ˛ek mo˙zemy wykorzysta´c pole magnetyczne do
“zap ˛etlenia” cz ˛astki.
Cz ˛astki mog ˛a przechodzi´c przez wn ˛ek ˛e przyspieszaj ˛ac ˛a wiele razy...
Pierwszy tego typu akcelerator (cyklotron) zbudował w 1931 roku Ernest Lawrence
Schemat pogl ˛adowy:
E
B
Akceleratory
Cyklotron
Ernest Lawrence Schemat Pierwszy cyklotron
Akceleratory
Akcelerator kołowy
W praktyce akceleratory kołowe zbudowane s ˛a z wielu powtarzaj ˛acych si ˛e segmentów:
Ka˙zdy segment składa si ˛e z
• wn ˛ek przyspieszaj ˛acych (A)
• magnesów zakrzywiaj ˛acych (B)
• układów ogniskuj ˛acych (F)
F A
Schemat akceleratora:
Akceleratory
LEP/LHC
Najwi ˛ekszy zbudowany dot ˛ad akcelerator: LEP w CERN pod Genew ˛a, obwód 27 km. Zderzał przeciwbie˙zne wi ˛azki elektronów i pozytonów do energii ∼ 100 GeV.
W tym samym tunelu zbudowano nast ˛epnie LHC, który zderza przeciwbie˙zne wi ˛azki protonów o energii 3.5 TeV (docelowo 7 TeV).
Docelowo 2800 "paczek" po 1011 protonów.
Energia jednej paczki: ∼ 105 J
Samochód osobowy jad ˛acy ok. 60 km/h
Całkowita energia wi ˛azek: ∼ 6 · 108 J Energia pola magnetycznego: ∼ 1010 J Airbus A380 lec ˛acy z pr ˛edko´sci ˛a 700 km/h.
LHC, CERN, Genewa
Dynamika relatywistyczna
Zasady zachowania
Relatywistyczne wyra˙zenie na p ˛ed cz ˛astki:
~
p = m c γ ~β = m γ ~V β =~ V~ c Relatywistyczne wyra˙zenia na energi ˛e cz ˛astki:
energia kinety zna Ek = m c2 (γ − 1)
energia spo zynkowa E0 = m c2
energia aªkowita E = m c2 γ Dla dowolnego izolowanego układu obowi ˛azuj ˛a zawsze:
X i
Ei = X
i
γi mi c2 = const zasada za howania energii
X i
~
pi = X
i
γi · mi V~i = const zasada za howania pdu
Dynamika relatywistyczna
Transformacja
Zamiast rozwa˙za´c niezale˙znie energi ˛e i p ˛ed układu, wygodnie jest wprowadzi´c czterowektor energii-p ˛edu:
E = (E, c~p) = (E, cpx, cpy, cpz)
Przy zmianie układu odniesienia, czterowektor energii-p ˛edu podlega transformacji
Lorentza identycznej z transformacj ˛a dla współrz ˛ednych czasoprzestrzennych zdarze ´n.
E
c p
xc p
y
=
γ E
◦+ γ β c p
◦,xγ β E
◦+ γ c p
◦,xc p
◦,y
=
γ γ β 0 0
γ β γ 0 0
0 0 1 0
·
E
◦c p
◦,xc p
◦,y
Dynamika relatywistyczna
Masa niezmiennicza
Niezmiennik transformacji Lorenza, (nie zale˙zy od wyboru układu odniesienia) M2c4 = s = E2 − p2c2
Dla dowolnego izolowanego układu fizycznego masa niezmiennicza jest zachowana (nie zmienia si ˛e w czasie). Wynika to z zasady zachowania energii i p ˛edu.
⇒ podstawowe poj ˛ecie w analizie zderze ´n relatywistycznych,
zwłaszcza w procesach nieelastycznych (produkcja nowych cz ˛astek)
Masa niezmiennicza jest to˙zsama z energi ˛a układu w układzie ´srodka masy (P⋆ = 0).
Dla zderzaj ˛acych si ˛e cz ˛astek mówimy o energii dost ˛epnej w układzie ´srodka masy.
Dla pojedynczej cz ˛astki masa niezmiennicza jest to˙zsama z mas ˛a cz ˛astki (energi ˛a spoczynkow ˛a).
Zderzenia relatywistyczne
Zderzenia elastyczne
2 → 2Cz ˛astki rozproszone takie same jak cz ˛astki zderzaj ˛ace si ˛e.
W szczególno´sci: m′1 = m1 i m′2 = m2
W zderzeniach cz ˛astek wysokiej energii jest to jednak wyj ˛atek (!)
Zderzenia nieelastyczne
W oddziaływaniach cz ˛astek elementarnych, zwłaszcza przy wysokiej energii, obserwujemy bardzo wiele reakcji, w których powstaj ˛a nowe cz ˛astki:
• Rozpady cz ˛astek: a → b + c
• Produkcja pojedy ´nczej cz ˛astki (tzw. “rezonansu”): a + b → c
Rozpady cz ˛ astek
Rozaw˙zmy rozpad cz ˛astki o masie M na n cz ˛astek o masach mi (i = 1 . . . n).
Masa niezmiennicza przed rozpadem: Mi = M. Masa niezmiennicza po rozpadzie:
M2f =
X
i
Ei
2
−
X
i
~ pi
2
= X
i
Ei2 + 2 X
i
X j>i
Ei Ej − X
i
p2i − 2 X
i
X j>i
~ pi p~j
Dla dowolnej pary cz ˛asteh i, j mamy: Ei2 = p2i + m2i Ei Ej =
r
(p2i + m2i )(pj2 + m2j ) = q(pipj + mimj)2 + (pimj − pjmi)2
≥ pi pj + mi mj
⇒ Ei Ej − ~pip~j ≥ Ei Ej − pipj ≥ mi mj Ostatecznie: M2f ≥X
i
m2i + 2 X
i
X
j>i
mi mj =
X
i
mi
2
= smin
Rozpady cz ˛ astek
Warunek konieczny, aby mógł mie´c miejsce rozpad:
M ≥ X
i
mi = √smin
Dla rozpadu dwuciałowego, w układzie cz ˛astki: p~1 = −~p2
Jaka b ˛edzie warto´s´c p ˛edu produktów rozpadu: p = |~p1| = |~p2| ? M2 = (E1 + E2)2−(p1 − p2)2 = m21 + m22 + 2
q
(p2 + m21)(p2 + m22) + 2p2 (M2 − m21 − m22 − 2p2)2 = 4(p2 + m21)(p2 + m22)
Rozpady cz ˛ astek
Przypadek równych mas: m1 = m2 = m
p =
q
(M2 − 4m2)M2
2 M =
s
M 2
2
− m2 E = M 2
W granicy, gdy jeden z produktów rozpadu jest bardzo lekki: m1 ≪ m2 ∼ M
p ≈
q(M2 − m22)2
2 M = M
2 − m22
2M ≈ E1
m22
2M - energia “tracona” na odrzut drugiego ciała
Energie cz ˛astek po rozpadzie nie s ˛a równe !
Mierz ˛ac p ˛ed (lub energi ˛e) jednego z produktów rozpadu, mo˙zemy wnioskowa´c o masach pozostałych cz ˛astek.
Rozpady cz ˛ astek
Przykład
Pion π+ o masie mπ = 140 MeV rozpada si ˛e na mion µ+ (mµ = 106 MeV) i bezmasowe neutrino:
π+ → µ+ + νµ P˛edy produktów rozpadu:
p = m2π − m2µ
2 mπ ≈ 30 MeV Energie liczymy z definicji masy niezmienniczej:
m2 = E2 − p2
Rozpady cz ˛ astek
Wszystkie cz ˛astki danego rodzaju (np. elektrony lub neutrony) s ˛a identyczne.
Nie maj ˛a te˙z “pami ˛eci” - ich własno´sci nie zale˙z ˛a od czasu.
Dla cz ˛astek nietrwałych oznacza to, ˙ze prawdopodobie ´nstwo ich rozpadu w zadanym przedziale czasu jest zawsze takie samo.
Rozwa˙zmy bardzo mały przedział czasu dt (znacznie mniejszy ni˙z typowy czas rozpadu).
Je´sli próbka zawiera N cz ˛astek to liczba oczekiwanych rozpadów musi by´c proporcjonalna do N i do dt:
dN = N (t + dt) − N(t) = −α N dt Całkuj ˛ac to równanie otrzymujemy:
dN
N = −α dt
ln N = −α t + C
N (t) = N (0) · e−αt prawo rozpadu promieniotwór zego
Rozpady cz ˛ astek
Prawdopodobie ´nstwo rozpadu na jednostk ˛e czasu (dla pojedynczej cz ˛astki):
p(t) = α e−αt Parametr α wi ˛a˙ze si ˛e ze ´srednim czasem ˙zycia cz ˛astki:
τ = hti =
Z ∞
0 t · p(t)dt = 1 α
⇒ p(t) = 1
τ e−t/τ N (t) = N0 · e−t/τ
Je´sli cz ˛astka o masie m i ´srednim czasie ˙zycia τ (zawsze defniowanym w układzie cz ˛astki) ma w układzie obserwatora O’ energi ˛e E i p ˛ed p, to obserwator zmierzy:
Rozpady cz ˛ astek
Przykład
Jaki powinien by´c p ˛ed mionu produkowanego w górnych warstwach atmosfery (h = 20 km), ˙zeby mógł dolecie´c do powierzchni Ziemi zanim si ˛e rozpadnie?
Prawdopodobie ´nstwo rozpadu w funkcji odległo´sci:
p(x) = 1
λ e−x/λ λ = p m cτ Prawdopodobie ´nstwo, ˙ze mion doleci do powierzchni Ziemi:
P (x > h) =
Z ∞
h p(x)dx = e−h/λ
jest formalnie niezerowe dla dowolnego p ˛edu. Du˙ze szanse dolecie´c maj ˛a jednak tylko miony, dla których λ > h:
p
m cτ > h ⇒ p > h cτm Dla mionu: τ = 2.2 µs (cτ ≈ 660 m), m ≈ 100 MeV:
p > h
cτm ≈ 30 · m = 3 GeV
Zderzenia relatywistyczne
Zderzenia e
+e
−Przekrój czynny na produkcj ˛e hadronów w funkcji dost ˛epnej energii:
103 104 105 106 107
ρ ω
+ e− → qq → hadrons) [pb]_
ψ(2S) J/ψ
φ
Z
Zderzenia relatywistyczne
Zderzenia e
+e
−W całym zakresie zbadanych energii mamy niezerowy przekrój czynny na produkcj ˛e kwarków.
Proces ten opisujeny jako anihilacj ˛e e+e− w wirtualny foton, który nast ˛ep- nie rozpada sie na par ˛e q¯q
γ∗ q
_
q e
e+
−
Produkcja rezonansów
Przy pewnych warto´sciach √
s obserwujemy wzrost produkcji kwarków o kilka rz ˛edów wielko´sci.
Jest to efekt rezonansowej produkcji cz ˛astek
J/Ψ e−
e+
_
q q
Aby w zderzeniu dwóch cz ˛astek powstała jedna, (np: e+e−→J/Ψ→q¯q ) masa niezmiennicza zderzaj ˛acych si ˛e cz ˛astek musi by´c równa masie cz ˛astki któr ˛a produkujemy (√
s = mJ/Ψ)
Zderzenia relatywistyczne
Produkcja rezonansów
Produkcja bozonu Z◦ w eksperymencie L3 (LEP) e+e− → Z◦ → q¯q
Maksimum przekroju czynnego obserwujemy dla
√s = mZ ale ma ono sko ´nczon ˛a szeroko´s´c:
(rozkład Breita-Wignera)
σ(s) ∼ MZ2Γ2
Zderzenia relatywistyczne
Produkcja wielu cz ˛ astek
Aby w zderzeniu dwóch cz ˛astek powstały dwie lub wi ˛ecej nowych cz ˛astek, np:
e+ e− → W+ W−
masa niezmiennicza zderzaj ˛acych si ˛e cz ˛astek musi by´c wi ˛eksza lub równa sumie mas pro- dukowanych cz ˛astek:
√s ≥ X
i
mi
Mierzony przekrój czynny e+e− → W+W− ⇒
√s ≥ 2 mW ≈ 160 GeV
0 5 10 15 20
160 170 180 190 200 210
Ecm[GeV]
σWW [pb]
LEP Preliminary
08/07/2001
no ZWW vertex (Gentle 2.1) only νe exchange (Gentle 2.1) RacoonWW / YFSWW 1.14
Zderzenia relatywistyczne
Energia dost ˛epna
Mase niezmiennicz ˛a zderzaj ˛acych si ˛e cz ˛astek √
s okre´slamy te˙z jako energi ˛e dost ˛epn ˛a w układzie ´srodka masy.
Energia dost ˛epna jest to cz ˛e´s´c energii kinetycznej, która mo˙ze zosta´c zamieniona na mas ˛e (energi ˛e spoczynkow ˛a) nowych cz ˛astek.
√s mówi nam ile energii mo˙zemy zu˙zy´c na wyprodukowanie nowych cz ˛astek.
Przykład
Aby wyprodukowa´c antyproton w reakcji
Zderzenia relatywistyczne
Okre´slon ˛a warto´s´c energii dost ˛epnej mo˙zemy uzyska´c na rózne sposoby:
Zderzenia z tarcz ˛ a
Cz ˛astka “pocisk” o energii E uderza w nieruchom ˛a tarcz ˛e:
s = 2 E1 m2 + m21 + m22 w granicy E1 ≫ m1 ∼ m2
s ≈ 2 E1 m2
Wi ˛ azki przeciwbie˙zne
Zderzenia wi ˛azek o energiach E1 i E2: s = 2 E1 E2 + 2 p1 p2 + m21 + m22 w granicy E1 ∼ E2 ≫ m1 ∼ m2
s ≈ 4 E1 E2
Du˙zo wy˙zsze warto ´sci !!!
Przykład
Wi ˛azka protonów o energii 50 GeV (≈ 50 mp)
• na tarczy wodorowej (protony): √
s ≈ q2Emp ≈ 10GeV ≈ 10 mp
• dwie wi ˛azki przeciwbie˙zne: √
s ≈ √
4E · E = 2 E = 100GeV ≈ 100 mp
Energia progowa
Zderzenia z tarcz ˛ a
Minimalna energia wi ˛azki Emin przy której mo˙zliwa jest dana reakcja.
Minimalna masa niezmiennicza:
smin =
X
i
mi
2
W zderzeniach z nieruchom ˛a tarcz ˛a:
smin = 2 Emin m2 + m21 + m22
⇒ minimalna energia całkowita pocisku:
Emin = smin − (m21 + m22)
2 m = (Pi mi)2 − (m21 + m22) 2 m
Energia progowa
Zderzenia z tarcz ˛ a
Zwi ˛azek minimalnej energii kinetycznej pocisku z przyrostem masy:
2 m2 Ek,min =
X
i
mi
2
ko« owe
−
X
i
mi
2
po z¡tkowe
⇒ energia kinetyczna pocisku jest “zu˙zywana” na zwi ˛ekszenie masy układu...
Przykład 1
Produkcja anty-protonów w reakcji pp → ppp¯p Pi mi = 4mp ∆M = 2mp
Emin = (4 mp)2 − (m2p + m2p)
2 mp = 7 mp
Ek,min = Emin − mp = 6 mp ≈ 5.63 GeV
Energia progowa
Wi ˛ azki przeciwbie˙zne
Dla wi ˛azek przeciwbie˙znych: dla uproszczenia przyjmujemy E1 = E2, m1 = m2 smin ≈ 4 E1 E2 = 4 Emin2
Emin = 1 2
√smin = 1 2
s
(X
i
mi)2 = 1 2
X i
mi
Ek,min = 1 2
X
i
mi
ko« owe
−
X
i
mi
po z¡tkowe
⇒ energia ro´snie liniowo z mas ˛a produkowanego stanu (na tarczy: kwadratowo)
⇒ du˙zo ni˙zsze energie potrzebne do wytworzenia tego samego stanu
Energia progowa
Wi ˛ azki przeciwbie˙zne
Przykład 2
Produkcja par bozonów W+W− w zderzeniach elektron-pozyton: e+ e− → W+ W− Gdyby´smy chcieli u˙zy´c pojedy ´nczej wi ˛azki pozytonów i tarczy Pi mi = 2 mW
Emin = (2 mW)2 − (m2e + m2e)
2 me ≈ 2 m2W
me ≈ 25 300 000 GeV mW = 80.4 GeV me = 0.000511 GeV
Tak ogromnych energii nie jeste´smy w stanie wytworzy´c !
Dotychczas wi ˛azki pozytonów E ≈ 100 GeV , projektowane E ≈ 1000 − 5000 GeV ...
Dla przeciwbie˙znych wi ˛azek elektron-pozyton: s ≈ 4 E2
Emin = 1 2
√smin = 1 2
v u u u t
X
i
mi
2
= 1 2
X i
mi = mW ≈ 80 GeV
Takie energie to ju˙z nie problem...
Foton
Natura ´swiatła
Fotony to kwanty promieniowania elektromagnetycznego.
Przenosz ˛a oddziaływania mi ˛edzy cz ˛astkami naładowanymi.
Maj ˛a natur ˛e korpuskularno-falow ˛a:
• fala elektromagnetyczna, opisana równaniami Maxwella c = 1
√ǫ◦µ◦ podlega interferencji, dyfrakcji, załamaniu
• cz ˛astka o ustalonej energii i p ˛edzie, ale zerowej masie mγ ≡ 0 ⇔ β ≡ 1 mo˙ze zderza´c si ˛e z innymi cz ˛astkami, by´c pochłaniana lub rozpraszana
Im wy˙zsza cz ˛esto´s´c (mniejsza długo´s´c fali) promieniowania,
tym wy˙zsza energia pojedy ´nczego fotonu ⇒ wyra´zniejsze efekty korpuskularne
Efekt Comptona
Rozpraszanie fotonów
W wyniku rozpraszania w materii, promieniowanie X stawało si ˛e mniej przenikliwe ⇒ zmieniało długo´sci fali
Opis tego zjawiska zaproponował w 1923 roku A.H.Compton.
Fotony promieniowania X rozpraszaj ˛a si ˛e na elektronach w atomie
γ e
γ e
oddaj ˛ac im cz ˛e´s´c swojej energii.
Relatywistyczne zderzenie dwóch ciał tak samo jak w przypadku cz ˛astek!
ν
h ’
ν
h
m
E η
Θ
Zasady zachowania:
E : hν + m = hν′ + E
pk : hν = hν′ cos θ + p cos η p⊥ : 0 = hν′ sin θ − p sin η
Efekt Comptona
Przekształcaj ˛ac otrzymujemy:
E = h(ν − ν′) + m p cos η = h(ν − ν′ cos θ)
p sin η = hν′ sin θ
Podnosz ˛ac stronami do kwadratu i zestawiaj ˛ac do masy elektronu:
m2 = E2 − p2
= h(ν − ν′) + m2 − h2 ν − ν′ cos θ2 − hν′ sin θ2
= m2+h2ν2+h2ν′2 − 2h2νν′ + 2mh(ν − ν′)
−h2ν2 + 2h2νν′ cos θ−h2ν′2 cos2 θ − h2ν′2sin2 θ
′
Efekt Comptona
Małe energie fotonów
W granicy małych energii fotonu hν ≪ m
hν′ = hν m
m + hν(1 − cos θ) ≈ hν
⇒ foton rozprasza si ˛e bez straty energii.
Odpowiada to klasycznemu zderzeniu
“pocisku”, m1, z du˙zo ci ˛e˙zsz ˛a “tarcz ˛a”, m2 ≫ m1.
Foton zachowuje energi ˛e, ale zmienia si ˛e wektor p ˛edu (kierunek !)
Przykład: odbicie ´swiatła widzialnego hν = 1.8 − 3.1eV (700 nm - 400 nm)
Energia rozproszonego elektronu:
E = hν − hν′ + m
= hν(hν + m)(1 − cos θ) + m2 hν(1 − cos θ) + m
W granicy hν ≪ m:
• energia elektronu:
E ≈ m
• p ˛ed rozproszonego elektronu:
p ≈ hν q2(1 − cos θ)
Efekt Comptona
Du˙ze energie fotonów
W granicy du˙zych energii fotonu hν ≫ m (przyjmuj ˛ac cos θ 6= 1, czyli θ 6= 0)
hν′ ≈ m
1 − cos θ → 0 E ≈ hν + m
⇒ foton przekazuje spoczywaj ˛acemu elektronowi praktycznie cał ˛a swoj ˛a energi ˛e
e
Odpowiada to klasycznemy zderzeniu ciał o równych masach (zakładaj ˛ac zderzenie centralne i elastyczne)
Dla hν ≫ m mas ˛e elektronu mo˙zna pomin ˛a´c - elektron, tak jak foton, mo˙zna traktowa´c jako cz ˛astk ˛e bezmasow ˛a.
Efekt Comptona
Rozpraszanie do tyłu
W rozpraszaniu na spoczywaj ˛acym elektronie najni˙zsz ˛a energi ˛e b ˛edzie miał foton rozproszony “do tyłu”
(cos θ = −1):
hν′ = hν · m
2hν + m < hν
To, ˙ze foton zawsze traci energi ˛e zwiazane jest jednak z wyborem układu odniesienia!
(układ zwi ˛azany z pocz ˛atkowym elektronem)
Rozpraszanie na wi ˛ azce elektronów
Mo˙zemy jednak rozwa˙zy´c rozpraszanie fo- tonów o energii hν na przeciwbie˙znej wi ˛azce elektronów o energii Ee ≫ m.
e γ
Transformacja Lorenza do układu elektronu:
γ = Ee m β ≈ 1
Energia fotonu w układzie elektronu:
hν⋆ = γ(1 + β)hν
≈ 2Ee
m · hν ≫ hν
Photon Collider
Rozpraszanie na wi ˛ azce elektronów
Przyjmijmy, ˙ze foton rozprasza si ˛e “do tyłu”
(cos θ = −1). Energia rozproszonego fo- tonu w układzie elektronu:
hν⋆′ = hν⋆ · m 2hν⋆ + m
≈ 2Ee hν · m 4Ee hν + m2
Wracaj ˛ac do układu laboratoryjnego:
(transformacja taka sama, bo p ˛ed foton
Otrzymujemy:
hν′ ≈ Ee · 4Ee hν 4Ee hν + m2 Wysoke energia wi ˛azki, 4Ee hν ≫ m2
⇒ elektron mo˙ze przekaza´c fotonowi wi ˛ekszo´s´c swojej energii.
e γ
γ