Почти сразу же, независимо друг от друга, Дмитрий Дмитриевич Иваненко (1904–1994) и Вернер Гейзенберг предположили, что атомные ядра состоят из протонов и нейтронов: число протонов равно порядковому номеру элемента, а число нейтронов — разнице между массовым числом (атомным весом) и номером элемента. Поскольку одноименно заряженные протоны должны отталкиваться друг от друга, то можно предположить, что нейтроны каким-то образом играют роль «клея», удерживающего их вместе. Массы протона и нейтрона примерно одинаковы, в энергетических единицах, по формуле Эйнштейна, они составляют порядка 1000 МэВ, а энергия их связи в ядре (недостающая масса, по Эйнштейну!) — порядка 8 МэВ.

Протон и нейтрон вместе называются нуклонами, от латинского «нуклеоус» — ядро. Число нуклонов как раз и соответствует массовому числу элемента.

Отметим, что существование нейтрона следовало также из проведенных в то же время исследований Гарольда К. Юри (1893–1981, Нобелевская премия по химии 1934), ученика Н. Бора.

Юри был убежден в существовании тяжелого изотопа водорода и занялся его поисками. Для этого он проводил дистилляцию жидкого водорода, предположив, что легкие изотопы испаряются быстрее, чем тяжелые. Накопив так некоторое количество «обогащенного» водорода и проанализировав его спектры, он обнаружил слабые линии там, где и предполагал появление спектральных линий искомого изотопа (из-за большей массы ядра они должны быть несколько сдвинуты относительно линий обычного водорода). С ростом концентрации интенсивность этих добавочных линий росла, и таким образом подтверждалось существование изотопа. В декабре 1931 г. Юри объявил о своем открытии, назвав этот второй по легкости атом дейтерием (от греческого «дейтерос» — второй). Он предложил также название «тритий» для открытого вслед за этим еще одного изотопа водорода, масса которого в три раза превышает массу водорода, а ядро содержит протон и два нейтрона.

Перед тем как излагать историю развития науки о ядре, нам нужно вернуться немного назад.

Уже очень давно было известно, что любой заряженный электроскоп со временем разряжается, явление это приписывалось слабой электропроводности воздуха, которая вызывается каким-то ионизирующим излучением Земли, например радиоактивными породами. Но в 1911–1913 годах Виктор Ф. Гесс (1883–1964, Нобелевская премия 1936 г.) обнаружил сначала, что заряженные конденсаторы на вершине горы разряжаются быстрее, чем у ее подножья, а затем, поднимаясь со своей аппаратурой уже на воздушном шаре, выяснил, что радиация, ионизирующая воздух и потому разряжающая конденсаторы, быстро растет с высотой. Поэтому Гесс предположил, что это излучение внеземного происхождения, называлось оно вначале лучами Гесса. Предположение об их существовании было подтверждено в 1925 г. Р. Милликеном, и так как различие в их интенсивности днем и ночью было мало, т. е. Солнце не могло быть основным источником, они были переименованы в космические лучи — название утвердилось после того, как стало ясно, что лучи эти идут равномерно со всех направлений.

Первые исследования космического излучения проводились по степени ионизации воздуха. Позже оказалось, что поднятые наверх фотопластинки (они все время оставались тщательно закрытыми) после проявления показывают какие-то следы (треки) на фотоэмульсии. Наконец, оказалось, что и счетчики Гейгера регистрируют пролетающие через них заряженные частицы.

В 1927 г. было показано, что интенсивность космических лучей выше вблизи магнитных полюсов, а следовательно, они состоят в основном из заряженных частиц, отклоняющихся в магнитном поле Земли. У этих частиц очень широкий спектр энергий, приблизительно 83 % из них составляют протоны, 16 % — альфа-частицы, есть ядра и других элементов, в том числе — огромный избыток легких ядер: лития, бериллия и бора, достаточно редких во Вселенной. Электроны встречаются примерно в сто раз реже, чем протоны, а позитроны — еще в десять раз реже.

Происхождение космических лучей до сих пор не вполне ясно: можно выделить низкоэнергичный поток солнечных протонов, гамма-лучи от газовых скоплений в нашей Галактике и от остатков вспышек сверхновых звезд (Крабовидная туманность). Но каково происхождение остальных, в том числе наиболее энергичных частиц?

Очень сомнительно, что их источником являются только взрывы звезд. Рассматривают, конечно, и всякие механизмы ускорения частиц в космических магнитных полях, но до завершения теории их происхождения, видимо, еще далеко. Важность этих исследований двоякая: во-первых, в космических лучах присутствуют частицы таких энергий, которые невозможно получить в ускорителях (можно сказать, что для их размещения не хватит размеров Земли), а во-вторых, они должны содержать информацию о строении звезд, галактик и т. д.

Принятие протон-нейтронной модели ядра означало, что предполагается существование каких-то ядерных сил, которые могут удерживать вместе одинаково заряженные, а потому взаимно отталкивающиеся протоны. Из размеров ядер следовало, что такие силы должны действовать только на коротких расстояниях и этим принципиально отличаться от дальнодействующих гравитационных и электромагнитных сил.

В 1935 г. Хидеки Юкава (1907–1981, Нобелевская премия 1949 г.) предположил, что сила, удерживающая ядро от распада, связана с тем, что нуклоны обмениваются какой-то пока неизвестной частицей большей массы. По принципу неопределенностей для размеров ядра, он подсчитал, ее массу (примерно 200 масс электрона) и предположил, что ее можно поискать при столкновении космических лучей с атомными ядрами.

Карл Д. Андерсон, который открыл позитрон в 1932 г., очевидно, не знал о гипотезе Юкавы. Но, продолжая изучать фотографии треков, полученных при прохождении космических лучей через ионизационную камеру, он обнаружил в 1937 г. треки какой-то неизвестной частицы с массой того же порядка, что была предсказана Юкавой. Сначала она была названа мезотроном, а затем мезоном (от греческого «мезо» — средний, ее масса промежуточная между массами электрона и протона). Однако довольно скоро стало ясно, что частицы Андерсона и Юкавы — это разные частицы: наблюдаемый мезон слабо взаимодействовал с ядром, а время его жизни было более чем в 100 раз длиннее, чем предсказанная одна стомиллионная доля секунды. Стали возникать сомнения в теории Юкавы.

Некоторую, хотя и отдаленную, эвристическую аналогию ядерным силам могло дать рассмотрение электромагнитных сил: согласно квантовой электродинамике, тогда только зарождавшейся, эти силы вызваны обменом фотонами, безмассовыми частицами. А что если рассмотреть обмен частицами, обладающими массой? Первую такую теорию — взаимодействие через обмен электронами — попытались построить И. Е. Тамм и Д. Д. Иваненко. Однако силы, возникающие при таком обмене, были слишком слабы.

Но в 1947 г. Сесил Ф. Пауэлл (1903–1969, Нобелевская премия 1950) обнаружил мезон Юкавы с помощью ионизационной камеры, помещенной на больших высотах. А в 1948 г. такие мезоны были искусственно получены в лаборатории Калифорнийского университета в Беркли. Частица Юкавы стала называться пи-мезоном, затем просто пионом. Пионов оказалось три: положительно заряженный, отрицательно и нейтральный (+, – и 0) — их масса примерно в 270 раз больше массы электрона.