作业帮1987到1990年诺贝尔物理学奖获得者的主要事迹,生活轶事
来源：学生作业帮 编辑：作业帮 分类：物理作业 时间：2024/05/09 12:07:50
1987到1990年诺贝尔物理学奖获得者的主要事迹,生活轶事
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西格班(Kai M. Siegbahn, 1918-)因发展高分辨率电子能谱仪并用以研究光电子能谱和作化学元素的定量分析,布洛姆伯根(Nicolaas Bloembergen, 1920-)和肖洛(Arthur L. Schawlow, 1921-1999)因在激光和激光光谱学方面的研究工作,共同分享了1981年度诺贝尔物理学奖.
从20年代开始,科学家们就试图运用爱因斯坦的光电子理论,通过对光电子的研究来获取物质内部的信息.然而,由于仪器分辨率一直不高,多年来没有重大进展.20世纪50年代中期,西格班（左图）和他的同事们将研究β射线能谱的双聚焦能谱仪用于分析X射线光电子的能量分布,发明了具有高分辨率的光电子能谱仪.他们研究了电子、光子和其他粒子轰击原子后发射出来的电子,并系统地测量了各种化学元素的电子结合能.后来,他们又发展了用于化学分析的电子能谱学,开创了一种新的分析方法,即所谓的X射线光电子能谱学或化学分析电子能谱学.X射线光电子能谱学是化学上研究电子结构、高分子结构和链结构的有力工具.西格班开创的光电子能谱学为探测物质结构提供了非常精确的方法.
布洛姆伯根（右图）被公认为是非线性光学的奠基人.他和他的同事们从以下三个方面为非线性光学的发展奠定了理论基础：(1)关于物质对光波场的非线性响应及其描述方法；(2)关于光波之间的相互作用以及光波与物质激发之间的相互作用的理论；(3)关于光通过界面时的非线性反射和折射的理论.布洛姆伯根将各种非线性光学效应应用于原子、分子和固体光谱学的研究,逐渐形成了激光光谱学的一个新的研究领域,即非线性光学的光谱学.在非线性光学的研究中,他建立了许多非线性光学的光谱学方法.其中,最为重要的是“四波混频”法,即利用三束相干光的相互作用在另一方向上产生第四束光,以便产生红外波段和紫外波段的激光.利用这一方法及共振增强效应,可以高精度地确定原子、分子或固体中的能级间隔.此外,他还提出了一个能够描述液体、金属和半导体等物质的非线性光学现象的理论.布洛姆伯根对非线性光学的发展以及对一系列非线性效应的发现,大大地扩展了激光波长的范围,使适用于光谱学研究的激光波段从紫外区、可见光区一直覆盖到近、远红外区.
肖洛（左图）是研究微波激射器和激光器的先驱之一.20世纪50年代中期,肖洛与美国著名物理学家汤斯共同研究微波激射问题.当汤斯提出受激辐射放大原理时,肖洛第一个提出运用没有侧壁的开放式法布里-珀罗腔作振荡器的设想.1960年,他和汤斯研制出第一台激光器.从此,激光成为探测原子和分子特性的有效工具.20世纪70年代以后,他和他所领导的科研小组又致力于激光光谱学的研究,利用非线性光学现象,首先创造出饱和吸收光谱、双光子光谱等方法,为发展高分辨率激光光谱方法做出了卓越的贡献.1978年,肖洛还用他自己发明的偏振光谱法研究氢原子光谱,精确测得物理学基本常数——里德堡常数R0为109737.314±0.00032厘米-1.
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1982年
威尔逊(Kenneth G. Wilson, 1936-)因建立相变的临界现象理论,即重正化群变换理论,获得了1982年度诺贝尔物理学奖.
19世纪末、20世纪初,科学家们就开始对某些特殊系统的临界行为,例如液气之间的相变和铁磁性与顺磁性之间的转变,作定性描述.例如,前苏联物理学家朗道就在1937年发表了相变的普遍理论.然而,当人们对许多系统作更为广泛而详细的研究之后,便发现相变的临界行为与朗道理论的预言有很大偏离.1971年,威尔逊（左图）发表了两篇有重大影响的论文,既明确又深入地解决了这个问题.威尔逊认为,相变的临界现象与物理学其他现象不同的地方在于,人们必须在相当宽广的尺度上与系统中的涨落打交道.所有尺度上的涨落在临界点都是重要的,因此,在进行理论描述时,要考虑到整个涨落谱.威尔逊的临界现象理论是在重正化群变换理论的基础上作了实质性的修改后建立的.威尔逊的临界现象理论,全面阐述了物质接近于临界点的变化情况,还提供了这些临界量的数字计算方法.
随着相变的临界现象的研究不断深入和发展,威尔逊创建的重正化群变换方法已不仅用来解释临界现象,还可用来解决其他一些尚未解决的重要问题.正如瑞典皇家科学院发布的公告中所说的：“威尔逊的理论代表着一种新的思想,它不仅圆满地解决了相变的临界现象这一典型问题,而且还似乎具有解决其他一些重要的,迄今尚未解决的问题的巨大潜力.”
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1983年
钱德拉塞卡(Subrahmanyan Chandrasekhar, 1910-1995)因对恒星结构和演化过程的理论研究,特别是对白矮星结构和变化的精确预言,福勒(William A. Fowler, 1911-1995)因创立化学元素起源的核合成理论,共同分享了1983年度诺贝尔物理学奖.
钱德拉塞卡（左图）的主要贡献是发展了白矮星的理论.白矮星的特性是在1915年由美国天文学家亚当斯 (W. S. Adams) 发现的.1925年,英国物理学家 R. H. 福勒 (R. H. Fowler) 提出物质简并假说来解释白矮星的巨大密度.按照这个假说,电子和离子(即电离的原子核)在极大的压力下组成高度密集的物质.1926年,爱丁顿 (A. S. Eddington) 建议,氢转变为氦可能是恒星能量的来源.这就为恒星演化理论奠定了基础.在白矮星的研究中,钱德拉塞卡找到了决定恒星生命的基本参数.他借助于相对论和量子力学,具体地说,是利用简并电子气体的物态方程,为白矮星的演化过程建立了合理的模型,并做出了如下预测：(1)白矮星的质量越大,其半径越小; (2)白矮星的质量不会大于太阳质量的1.44倍(这个值后来被称为钱德拉塞卡极限)；(3)质量更大的恒星必须通过某些形式的质量转化,也许要经过大爆炸,才能最后归宿为白矮星.钱德拉塞卡的理论成功地解释了恒星的晚期演化,因此对宇宙学做出了重大贡献.
20世纪30年代末,贝特分别与克里奇菲尔德 (C. Critchfield) 和魏茨塞克 (C. F. Von Weizsacker) 各自独立地提出了太阳和恒星的能源主要来自它们内部的氢通过p – p链或以12C为催化剂的碳氮（CN）循环燃烧转化为氦.在考虑了恒星的各种模型之后,贝特指出：p– p链和CN循环中的一系列核反应足以提供恒星的辐射能量,从而帮助天文学家弄清了令人困惑的恒星能源问题.因此,贝特荣获了1967年度诺贝尔物理学奖.贝特的工作不仅解决了恒星能量的来源问题,而且把恒星能源与元素起源有机地联系起来.但是,贝特没有回答：氢燃烧以后,恒星如何演化,以及氢和氦以外的化学元素是如何生成的.福勒和他的合作者发现：可以通过反应： 实现氦燃烧,为红巨星提供能源.氦燃烧机制的发现,为化学元素起源理论的研究揭开了新的一页.人们开始相信,比氦更重的元素不是在宇宙大爆炸的一瞬间产生的,而是随着恒星演化在一系列核反应过程中逐步形成的.1954-56年间,福勒（右图）与伯比奇夫妇 (E. M. Burbidge和G. R. Burbidge) 以及霍伊尔 (F. Hoyle) 合作,对恒星中的核反应进行了一系列的研究.1957年,在总结过去工作的基础上,他们依据休斯-尤里 (Suess-Urey) 元素丰度图全面阐述了恒星中化学元素的核合成,在《现代物理评论》上发表了后来简称为B2FH的著名论文.他们的理论指出了恒星在赫罗图上的演化方向以及与恒星演化各阶段相应的8种核合成过程,提供了计算恒星内部结构的客观基础,阐明了超新星爆发和大质量恒星演化的关系.福勒在核天体物理方面发表了220多篇论文,内容包括恒星演化过程中的核反应,银河系的年龄,太阳中微子问题,以及引力塌缩,类星体和超新星等.他在核天体物理学界享有极高的威望,贝特在撰文介绍他时说：“福勒的名字几乎与核天体物理是同义词”.
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1984年
鲁比亚(Carlo Rubbia, 1934-)和范德梅尔(Simon Van Der Meer, 1925-)因在发现弱作用传播子W±和Z0的大规模实验方案中所起的决定性作用,共同分享了1984年度诺贝尔物理学奖.
所谓的大规模实验方案,指的是在欧洲核子研究中心(CERN)的质子－反质子对撞机上所作的寻找弱作用传播子W±和Z的实验.可以说,正是范德梅尔（左图）使这项实验方案成为可能,而鲁比亚（右图）则使这项实验研究得到了预期的成果.要在粒子对撞实验中产生弱作用传播子W±和Z0必须具备两个条件：一是对撞的粒子必须具有足够高的能量,以便有可能产生重质量粒子W±和Z0；另一是碰撞的次数必须足够多,才会有机会观测到极为罕见的特殊情况.前者是鲁比亚的功劳,后者是范德梅尔的功劳.鲁比亚曾建议用CERN最大的质子同步加速器（SPS）,作为正反质子的存储环.在存储环中,质子束和反质子束沿相反方向作环形运动,然后在特定位置相互碰撞.在SPS存储环的周边上安排有两个碰撞点,碰撞点周围装有巨大的探测系统,可以记录碰撞生成的粒子的信息.1983年1月20-21日,在这台对撞机上工作的两个实验组分别宣布发现了W±.其中,由鲁比亚领导的代号为UA1的实验组在10亿次质子-反质子碰撞中观察到5个W±事例,确定W±粒子的质量M W± = (81.70 ± 6.44)GeV；另一个由德勒拉领导的代号为UA2的实验组在相同数目碰撞中观察到4个W±事例,确定MW± = (83.05 ± 7.05)GeV.这两个组定出的MW± 值都与弱电统一理论预言值符合得很好.由于产生Z0的机会要比产生W±的机会小10倍,因此它没有能够与W±一同被发现.为了发现Z0,CERN的科学家花费4个月时间将束流的亮度提高了10倍.1983年5月4日,鲁比亚领导的UA1组终于找到了Z0的第一个事例.
由于反质子在自然界里不能自然地产生,而且产生以后也极易与质子发生湮没反应,因此要得到高强度的反质子束是很困难的.CERN的反质子束是在另一台加速器(PS)上产生的,产生后的反质子束被存储在一个特制的存储环中,这个存储环就是由范德梅尔领导的小组建造的.范德梅尔想出了一个非常聪明的办法可以使反质子形成强大的粒子束,他的方法叫做随机冷却.随机冷却是冷却束流的一种方法,其目的是减小粒子束在加速过程中的横向发散度和能散度.粒子束中的部分粒子在加速过程中偏离设计轨道和平均能量意味着这些粒子相对于它们的平均速度作不规则运动.偏离越大,不规则运动的动能也越大.用温度来表述,这就意味着该束粒子的温度较高.因此,减少这种不规则运动,就相当于把粒子束“冷却”.所谓随机冷却,就是通过测量确定粒子束流的重心线,然后再用校正(或冷却)装置的电场使重心线逐渐恢复到设计轨道上去,总的效果是使粒子束得到“冷却”.经过冷却,可以提高束流密度,进而提高对撞机的亮度,使实验发现W±和Z0粒子成为可能.
W±和Z0粒子的发现验证了1979年度诺贝尔物理学奖得主温伯格、萨拉姆和格拉肖提出的弱电统一理论,对揭示弱作用本质有重大意义.
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1985年
冯·克利青（Klaus von Klitzing, 1943-）因发现量子霍耳效应,获得了1985年度诺贝尔物理学奖.
霍耳效应是1879年美国物理学家霍耳（Edwin Hall）研究载流导体在磁场中导电的性质时发现的一种电磁效应.他在长方形导体薄片上通以电流,再沿电流的垂直方向加上磁场,然后发现在导体两侧与电流和磁场均垂直的方向上产生了电势差.这个效应后来被广泛应用于半导体研究.1980年,冯·克利青（右图）从金属-氧化物-半导体场效应晶体管(MOSFET)发现了一种新的量子霍尔效应.他在硅MOSFET管上加两个电极,再把这个硅MOSFET管放到强磁场和极低温下,发现霍耳电阻随栅压变化的曲线上出现了一系列平台,与这些平台相应的霍耳电阻Rh=h/(ne2),其中n是正整数1,2,3…….也就是说,这些平台是精确给定的,是不以材料、器件尺寸的变化而转移的.它们只是由基本物理常数h(普朗克常数)和e(电子电荷)来确定.
量子霍耳效应是继1962年约瑟夫森效应发现之后又一个对基本物理常数有重大意义的固体量子效应.它是20世纪以来凝聚态物理学和有关新技术(包括低温、超导、真空、半导体工艺、强磁场等)综合发展加上冯·克利青创造性的研究工作所取得的重要成果.
从20年代开始,科学家们就试图运用爱因斯坦的光电子理论,通过对光电子的研究来获取物质内部的信息.然而,由于仪器分辨率一直不高,多年来没有重大进展.20世纪50年代中期,西格班（左图）和他的同事们将研究β射线能谱的双聚焦能谱仪用于分析X射线光电子的能量分布,发明了具有高分辨率的光电子能谱仪.他们研究了电子、光子和其他粒子轰击原子后发射出来的电子,并系统地测量了各种化学元素的电子结合能.后来,他们又发展了用于化学分析的电子能谱学,开创了一种新的分析方法,即所谓的X射线光电子能谱学或化学分析电子能谱学.X射线光电子能谱学是化学上研究电子结构、高分子结构和链结构的有力工具.西格班开创的光电子能谱学为探测物质结构提供了非常精确的方法.
布洛姆伯根（右图）被公认为是非线性光学的奠基人.他和他的同事们从以下三个方面为非线性光学的发展奠定了理论基础：(1)关于物质对光波场的非线性响应及其描述方法；(2)关于光波之间的相互作用以及光波与物质激发之间的相互作用的理论；(3)关于光通过界面时的非线性反射和折射的理论.布洛姆伯根将各种非线性光学效应应用于原子、分子和固体光谱学的研究,逐渐形成了激光光谱学的一个新的研究领域,即非线性光学的光谱学.在非线性光学的研究中,他建立了许多非线性光学的光谱学方法.其中,最为重要的是“四波混频”法,即利用三束相干光的相互作用在另一方向上产生第四束光,以便产生红外波段和紫外波段的激光.利用这一方法及共振增强效应,可以高精度地确定原子、分子或固体中的能级间隔.此外,他还提出了一个能够描述液体、金属和半导体等物质的非线性光学现象的理论.布洛姆伯根对非线性光学的发展以及对一系列非线性效应的发现,大大地扩展了激光波长的范围,使适用于光谱学研究的激光波段从紫外区、可见光区一直覆盖到近、远红外区.
肖洛（左图）是研究微波激射器和激光器的先驱之一.20世纪50年代中期,肖洛与美国著名物理学家汤斯共同研究微波激射问题.当汤斯提出受激辐射放大原理时,肖洛第一个提出运用没有侧壁的开放式法布里-珀罗腔作振荡器的设想.1960年,他和汤斯研制出第一台激光器.从此,激光成为探测原子和分子特性的有效工具.20世纪70年代以后,他和他所领导的科研小组又致力于激光光谱学的研究,利用非线性光学现象,首先创造出饱和吸收光谱、双光子光谱等方法,为发展高分辨率激光光谱方法做出了卓越的贡献.1978年,肖洛还用他自己发明的偏振光谱法研究氢原子光谱,精确测得物理学基本常数——里德堡常数R0为109737.314±0.00032厘米-1.
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1982年
威尔逊(Kenneth G. Wilson, 1936-)因建立相变的临界现象理论,即重正化群变换理论,获得了1982年度诺贝尔物理学奖.
19世纪末、20世纪初,科学家们就开始对某些特殊系统的临界行为,例如液气之间的相变和铁磁性与顺磁性之间的转变,作定性描述.例如,前苏联物理学家朗道就在1937年发表了相变的普遍理论.然而,当人们对许多系统作更为广泛而详细的研究之后,便发现相变的临界行为与朗道理论的预言有很大偏离.1971年,威尔逊（左图）发表了两篇有重大影响的论文,既明确又深入地解决了这个问题.威尔逊认为,相变的临界现象与物理学其他现象不同的地方在于,人们必须在相当宽广的尺度上与系统中的涨落打交道.所有尺度上的涨落在临界点都是重要的,因此,在进行理论描述时,要考虑到整个涨落谱.威尔逊的临界现象理论是在重正化群变换理论的基础上作了实质性的修改后建立的.威尔逊的临界现象理论,全面阐述了物质接近于临界点的变化情况,还提供了这些临界量的数字计算方法.
随着相变的临界现象的研究不断深入和发展,威尔逊创建的重正化群变换方法已不仅用来解释临界现象,还可用来解决其他一些尚未解决的重要问题.正如瑞典皇家科学院发布的公告中所说的：“威尔逊的理论代表着一种新的思想,它不仅圆满地解决了相变的临界现象这一典型问题,而且还似乎具有解决其他一些重要的,迄今尚未解决的问题的巨大潜力.”
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1983年
钱德拉塞卡(Subrahmanyan Chandrasekhar, 1910-1995)因对恒星结构和演化过程的理论研究,特别是对白矮星结构和变化的精确预言,福勒(William A. Fowler, 1911-1995)因创立化学元素起源的核合成理论,共同分享了1983年度诺贝尔物理学奖.
钱德拉塞卡（左图）的主要贡献是发展了白矮星的理论.白矮星的特性是在1915年由美国天文学家亚当斯 (W. S. Adams) 发现的.1925年,英国物理学家 R. H. 福勒 (R. H. Fowler) 提出物质简并假说来解释白矮星的巨大密度.按照这个假说,电子和离子(即电离的原子核)在极大的压力下组成高度密集的物质.1926年,爱丁顿 (A. S. Eddington) 建议,氢转变为氦可能是恒星能量的来源.这就为恒星演化理论奠定了基础.在白矮星的研究中,钱德拉塞卡找到了决定恒星生命的基本参数.他借助于相对论和量子力学,具体地说,是利用简并电子气体的物态方程,为白矮星的演化过程建立了合理的模型,并做出了如下预测：(1)白矮星的质量越大,其半径越小; (2)白矮星的质量不会大于太阳质量的1.44倍(这个值后来被称为钱德拉塞卡极限)；(3)质量更大的恒星必须通过某些形式的质量转化,也许要经过大爆炸,才能最后归宿为白矮星.钱德拉塞卡的理论成功地解释了恒星的晚期演化,因此对宇宙学做出了重大贡献.
20世纪30年代末,贝特分别与克里奇菲尔德 (C. Critchfield) 和魏茨塞克 (C. F. Von Weizsacker) 各自独立地提出了太阳和恒星的能源主要来自它们内部的氢通过p – p链或以12C为催化剂的碳氮（CN）循环燃烧转化为氦.在考虑了恒星的各种模型之后,贝特指出：p– p链和CN循环中的一系列核反应足以提供恒星的辐射能量,从而帮助天文学家弄清了令人困惑的恒星能源问题.因此,贝特荣获了1967年度诺贝尔物理学奖.贝特的工作不仅解决了恒星能量的来源问题,而且把恒星能源与元素起源有机地联系起来.但是,贝特没有回答：氢燃烧以后,恒星如何演化,以及氢和氦以外的化学元素是如何生成的.福勒和他的合作者发现：可以通过反应： 实现氦燃烧,为红巨星提供能源.氦燃烧机制的发现,为化学元素起源理论的研究揭开了新的一页.人们开始相信,比氦更重的元素不是在宇宙大爆炸的一瞬间产生的,而是随着恒星演化在一系列核反应过程中逐步形成的.1954-56年间,福勒（右图）与伯比奇夫妇 (E. M. Burbidge和G. R. Burbidge) 以及霍伊尔 (F. Hoyle) 合作,对恒星中的核反应进行了一系列的研究.1957年,在总结过去工作的基础上,他们依据休斯-尤里 (Suess-Urey) 元素丰度图全面阐述了恒星中化学元素的核合成,在《现代物理评论》上发表了后来简称为B2FH的著名论文.他们的理论指出了恒星在赫罗图上的演化方向以及与恒星演化各阶段相应的8种核合成过程,提供了计算恒星内部结构的客观基础,阐明了超新星爆发和大质量恒星演化的关系.福勒在核天体物理方面发表了220多篇论文,内容包括恒星演化过程中的核反应,银河系的年龄,太阳中微子问题,以及引力塌缩,类星体和超新星等.他在核天体物理学界享有极高的威望,贝特在撰文介绍他时说：“福勒的名字几乎与核天体物理是同义词”.
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1984年
鲁比亚(Carlo Rubbia, 1934-)和范德梅尔(Simon Van Der Meer, 1925-)因在发现弱作用传播子W±和Z0的大规模实验方案中所起的决定性作用,共同分享了1984年度诺贝尔物理学奖.
所谓的大规模实验方案,指的是在欧洲核子研究中心(CERN)的质子－反质子对撞机上所作的寻找弱作用传播子W±和Z的实验.可以说,正是范德梅尔（左图）使这项实验方案成为可能,而鲁比亚（右图）则使这项实验研究得到了预期的成果.要在粒子对撞实验中产生弱作用传播子W±和Z0必须具备两个条件：一是对撞的粒子必须具有足够高的能量,以便有可能产生重质量粒子W±和Z0；另一是碰撞的次数必须足够多,才会有机会观测到极为罕见的特殊情况.前者是鲁比亚的功劳,后者是范德梅尔的功劳.鲁比亚曾建议用CERN最大的质子同步加速器（SPS）,作为正反质子的存储环.在存储环中,质子束和反质子束沿相反方向作环形运动,然后在特定位置相互碰撞.在SPS存储环的周边上安排有两个碰撞点,碰撞点周围装有巨大的探测系统,可以记录碰撞生成的粒子的信息.1983年1月20-21日,在这台对撞机上工作的两个实验组分别宣布发现了W±.其中,由鲁比亚领导的代号为UA1的实验组在10亿次质子-反质子碰撞中观察到5个W±事例,确定W±粒子的质量M W± = (81.70 ± 6.44)GeV；另一个由德勒拉领导的代号为UA2的实验组在相同数目碰撞中观察到4个W±事例,确定MW± = (83.05 ± 7.05)GeV.这两个组定出的MW± 值都与弱电统一理论预言值符合得很好.由于产生Z0的机会要比产生W±的机会小10倍,因此它没有能够与W±一同被发现.为了发现Z0,CERN的科学家花费4个月时间将束流的亮度提高了10倍.1983年5月4日,鲁比亚领导的UA1组终于找到了Z0的第一个事例.
由于反质子在自然界里不能自然地产生,而且产生以后也极易与质子发生湮没反应,因此要得到高强度的反质子束是很困难的.CERN的反质子束是在另一台加速器(PS)上产生的,产生后的反质子束被存储在一个特制的存储环中,这个存储环就是由范德梅尔领导的小组建造的.范德梅尔想出了一个非常聪明的办法可以使反质子形成强大的粒子束,他的方法叫做随机冷却.随机冷却是冷却束流的一种方法,其目的是减小粒子束在加速过程中的横向发散度和能散度.粒子束中的部分粒子在加速过程中偏离设计轨道和平均能量意味着这些粒子相对于它们的平均速度作不规则运动.偏离越大,不规则运动的动能也越大.用温度来表述,这就意味着该束粒子的温度较高.因此,减少这种不规则运动,就相当于把粒子束“冷却”.所谓随机冷却,就是通过测量确定粒子束流的重心线,然后再用校正(或冷却)装置的电场使重心线逐渐恢复到设计轨道上去,总的效果是使粒子束得到“冷却”.经过冷却,可以提高束流密度,进而提高对撞机的亮度,使实验发现W±和Z0粒子成为可能.
W±和Z0粒子的发现验证了1979年度诺贝尔物理学奖得主温伯格、萨拉姆和格拉肖提出的弱电统一理论,对揭示弱作用本质有重大意义.
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1985年
冯·克利青（Klaus von Klitzing, 1943-）因发现量子霍耳效应,获得了1985年度诺贝尔物理学奖.
霍耳效应是1879年美国物理学家霍耳（Edwin Hall）研究载流导体在磁场中导电的性质时发现的一种电磁效应.他在长方形导体薄片上通以电流,再沿电流的垂直方向加上磁场,然后发现在导体两侧与电流和磁场均垂直的方向上产生了电势差.这个效应后来被广泛应用于半导体研究.1980年,冯·克利青（右图）从金属-氧化物-半导体场效应晶体管(MOSFET)发现了一种新的量子霍尔效应.他在硅MOSFET管上加两个电极,再把这个硅MOSFET管放到强磁场和极低温下,发现霍耳电阻随栅压变化的曲线上出现了一系列平台,与这些平台相应的霍耳电阻Rh=h/(ne2),其中n是正整数1,2,3…….也就是说,这些平台是精确给定的,是不以材料、器件尺寸的变化而转移的.它们只是由基本物理常数h(普朗克常数)和e(电子电荷)来确定.
量子霍耳效应是继1962年约瑟夫森效应发现之后又一个对基本物理常数有重大意义的固体量子效应.它是20世纪以来凝聚态物理学和有关新技术(包括低温、超导、真空、半导体工艺、强磁场等)综合发展加上冯·克利青创造性的研究工作所取得的重要成果.