Leto 2025 je Mednarodno leto kvantne znanosti in tehnologije (IYQ),
- vesolje na veliki skali je neločljivo povezano s svetom kvantnih delcev, gradnikov narave, nas samih
Kvantna mehanika je veja fizike, ki proučuje naravo materije in energije na zelo majhni skali – na ravni atomov in subatomskih delcev, kot so masni delci:
elektroni, mioni, tau leptoni, nevtrini, protoni, nevtroni, kvarki ...
in nosilci sil (to so elementarni bozoni, nekateri so brez mase, nekateri jo imajo), kot so:
fotoni (brez mase), gluoni (brez mase), Z (ima maso), W± bozona (imata maso), Higgsov bozon (ima veliko maso), hipotetičen graviton.
Gre za temeljno teorijo v sodobni fiziki, ki opisuje, kako delci obstajajo, se premikajo in medsebojno delujejo. Povejmo še, da je sama osnova, srčika razvitega življenja, to je vsem poznana fotosinteza, seveda tudi kvantni pojav "par excellence".
Še zanimivost, med kvantnimi delci so tudi taki zelo številčni, a "strpni" delci, to so nevtrini, ki pa se sploh ne zmenijo za nas (kdaj bi si kaj takega želeli tudi v službi ali med sosedi ...).
Vsako sekundo namreč gre skozi naše telo na milijarde nevtrinov (iz Sonca in iz ostalih delov vesolja), a praktično noben ne reagira z našo materijo. Ogromno nevtrinov se sprosti recimo ob eksplozijah supernov.
Werner Heisenberg, Max Born, Erwin Schrödinger, Paul Dirac, Wolfgang Pauli, Louis de Broglie - očetje moderne kvantne mehanike.
Združeni narodi so razglasili leto 2025 za Mednarodno leto kvantne znanosti in tehnologije (ang. International year of Quantum Science and Technology, IYQ2025). Iniciativo je dalo Ameriško društvo fizikov (APS), pobudo pa je podprlo tudi Društvo matematikov, fizikov in astronomov Slovenije (DMFA). To posebno leto obeležuje 100-letnico razvoja kvantne mehanike in je posvečeno dejavnostim, ki bodo povečale ozaveščenost javnosti o pomenu kvantne znanosti in njenih aplikacij.
* Več informacij o dogodkih v okviru IYQ2025 najdete na krovni spletni strani https: https://quantum2025.org/
* Dogodki v Sloveniji pa so opisani tudi na spletni straneh Slovenske skupnosti kvantnih znanosti in tehnologij: https://qutes.si/en/iyq2025-en/
* Evropsko fizikalno društvo je 1. aprila 2025 proglasilo Göttingen za mesto s pomembno zgodovinsko vlogo za fiziko. V Göttingenu se je pred 100 leti pisala zgodovina kvantne znanosti. Ob tej priliki je Evropsko fizikalno društvo sprejelo skupno izjavo o prihodnosti kvantne znanosti v Evropi:
https://www.dmfa.si/Raziskovanje/Dokumenti/20250329%20Europe%20and%20the%20Future%20of%20Quantum%20Science.pdf
Leto 1925 je bilo torej ključno za kvantno mehaniko, kot jo poznamo danes. Julija 1925 je Werner Heisenberg v revijo Zeitschrift für Physik oddal članek z naslovom »On quantum-theoretical reinterpretation of kinematic and mechanical relationships / O kvantno-teoretični reinterpretaciji kinematičnih in mehanskih odnosov«, s čimer se je rodila moderna kvantna mehanika. Naslednje leto je Erwin Schrödinger, ki je gradil na de Brogliejevi dualnosti valov in delcev ( λ = h/(mv) ), razvil valovno mehaniko (valovno enačbo), kmalu pa je Max Born predstavil verjetnostno interpretacijo valovne funkcije. Teorijo je še dodatno obogatil izključitveni princip Wolfganga Paulija in Heisenbergov princip nedoločenosti, kar je na koncu privedlo do razvoja relativistične kvantne mehanike s strani Paula Diraca. Köbenhavnska interpretacija je ustvarila verjetnostni okvir za razumevanje teorije. V preteklem stoletju je kvantna mehanika utrla pot napredku v kvantni teoriji polja, računalništvu in sodobnih tehnologijah, ki jih najdemo praktično povsod, seveda tudi v medicini, astronomiji, v znanosti kot taki in vsekakor v vsakdanjem življenju ... Ta kompleksen proces, ki je privedel do razvoja kvantne mehanike in potencialno vodi do novih prebojev sredi zahtevnih konceptualnih interpretacij, kot jih recimo vidimo na področju umetne inteligence, kvantnih računalnikov ali v kvantni prepletenosti - teleportaciji (to so recimo tudi inovativne metode za varno komunikacijo, šifriranje). Ti dosežki so torej tlakovali pot dvema kvantnima revolucijama, ki preobliujeta naše razumevanje fizičnega in posredno duhovnega sveta.
Prva kvantna revolucija, je torej temeljila na valovni naravi kvantnih delcev in na obstoju energijskih "paketov", imenovanih kvanti, se je začela sredi 20. stoletja. Ta revolucija ni le poglobila našega razumevanja temeljnega delovanja vesolja – kar je doseglo vrhunec z razvojem standardnega modela fizike delcev – ampak je privedla tudi do naprav in tehnologij, ki so zdaj temeljne za naše vsakdanje življenje. Primeri vključujejo računalnike in potrošniško elektroniko (kot so mobilni telefoni), ki temeljijo na polprevodnikih, LED diode, laserje, sodobno medicinsko slikanje in zdravljenje, pozicioniranje in navigacijo (GPS, Galileo itd.), novo definicijo kilograma, fotovoltaiko, tehnologije in pristope, ki podpirajo podnebne raziskave, in številne druge.
Druga kvantna revolucija, kjer lahko skoraj v celoti nadzorujemo kvantno obnašanje osnovnih sestavin, kot so atomi ali fotoni, se je začela nekje na začetko 21. stoletja. Ta revolucija spreminja način razmišljanja o informacijah, računalništvu, merjenju in snovi; vodi, kot smo že omenili, na primer do inovativnih metod za varno komunikacijo, do kvantnega zaznavanja in novih kvantnih materialov.
A same znanstvene osnove kvantne mehanike so veliko starejše - meritve segajo že v leto 1814, ko je Joseph von Fraunhofer odkril po njem imenovane absorbcijske (nekoliko temnejše) črte v Sončevi svetlobi.
Joseph von Fraunhofer (1787 – 1826) - izjemen nemški optik in priučeni fizik.
Zgoraj so rezultati preprostega spektroskopa iz 50 cm dolgega tulca z režo široko cca 0.2 mm. Na drugi strani tulca se prilepi uklonska mrežica. Tulec (z režo naprej) se usmeri proti Soncu, bolje proti beli steni - spekter se slika skozi mrežico ( v tem primeru 300 rež na mm - občutljivost ISO100, časi okrog 1/100 s, gorišče objektiva okrog 20 mm - lahko spreminjate, zoom objektiv tukaj pride zelo prav). Spodaj je umerjen spekter Fraunhoferjevih absorbcijskih spektralnih črt, zgoraj pa spekter posnet s preprostim spektroskopom z režo in uklonsko mrežico.
William Hyde Wollaston (1766 - 1828) - angleški kemik in fizik.
Povejmo še, da je 7 temnih črt opazil v spektru že kemik William Hyde Wollaston leta 1802. A Fraunhofer je dodelal prizme in ostalo optiko do te mere, da jih je naštel kar 574, današnji fiziki pa približno 10.000 absorbcijskih črt v spektru Sonca. Fraunhofer je leta 1821 tudi prvi uporabil optično mrežico za uklon svetlobe, preučeval je tudi spektre ostalih zvezd. Bunsen in Kirchhoff sta leta 1859 s spektrografom na prizmo odkrila, da so temne absorpcijske črte iz Sončevega spektra povsem enake izmerjenim emisijskim črtam, ki jih v laboratorijih na Zemlji oddajajo posamezni kemični elementi ( Na, K, Ca, Fe, Mg, H ).
Robert Wilhelm Eberhard Bunsen (1811 – 1899) - nemški kemik in fizik (levo). Gustav Robert Kirchhoff (1824 - 1887) - nemški fizik (desno).
Robert Wilhelm Bunsen je tudi prvi pravilno pojasnil Fraunhoferjeve absorpcijske črte - kot svetlobne prstne odtise posameznih atomov, tudi molekul.
Kaj pa ostale zvezde, meglice ...?
Sir William Huggins (1824 – 1910) - angleški učenjak in ljubiteljski astronom.
Leta 1862 je William Huggins uporabil 200 mm refraktor s spektroskopom in raziskal spektre približno 40 zvezd in v njih našel znane spektralne vzorce mnogih znanih kemičnih elementov. Raziskal je tudi spektre planetarnih meglic, recimo planetarne meglice »Mačje oko« (NGC 6543) v Zmaju. Pokazal je tudi, da imajo nekatere meglice, recimo znamenita Orionova meglica M42, emisijski spekter in morajo zaradi tega biti plinaste. Meglica M31 v Andromedi pa kaže absorpcijski spekter, ki je značilen za zvezde. Tako je med prvimi razlikoval meglice od galaksij. Spektroskopija (kvantna mehanika) nam je torej na široko približala kemijsko sestavo na tišoče, milijone in milijarde svetlobnih let oddaljenih nebeških objektov. Zvezde, eksoplaneti, meglice, galaksije so torej iz enakih atomov kot Zemlja, naše Osončje. Izjemno!
Niels Henrik David Bohr (1885 - 1962) - danski fizik.
Prvi spodoben model, kako nastanejo unikatne emisijske in absorbcijske črte atomov, je leta 1913 podal Niels Bohr z znamenitim modelom vodikovega atoma - uvede kvantizirane (diskretne) tirnice za elektrone.
Čeprav Fraunhofer sam ni razvijal kvantne teorije, pa je njegovo izjemno eksperimentalno delo bilo osnova, je bistveno prispevalo k razumevanju, da ima svetloba diskretno (kvantno) naravo pri atomskem oddajanju svetlobe ali absorpciji le te v atomih in da so tudi energijska stanja atomov, elektronov diskretna (kvantizirana). Prehod iz višjih, točno določenih energisjkih nivojev, recimo v vodiku, na nižje energijske nivoje, ki so tudi enolično določeni glede na atom, pomeni izsev svetlobe; prehod iz nižjih na višje energijske nivoje, pa pomeni absorbcijo okoliške svetlobe ali recimo pridobljeno energijo zaradi trkov med atomi. To je bilo na začetku težko sprejeti (pri mehaniki velikih teles, recimo Sonce in tirnice planetov, kometov, asteroidov ... namreč ni opaziti takih omejitev), a te lastnosti kvantnih delcev nam omogočajo neslutene raziskave tako na Zemlji, kot seveda v vesolju. Zgolj iz oddanih ali absorbiranih spektralnih valovnih dolžin tako lahko ugotovimo atomsko sestavo zvezd in galaksij, ki so oddaljene na tisoče, milijone in celo milijarde svetlobnih let, tudi za eksoplanete velja podobno. Ugotovimo lahko celo njihove hitrosti (Dopplerjev pojav) in temperature ter celo magnetna polja (Zeemanov pojav). Vse trenutne teorije o širjenju vesolja, temni snovi, temni energiji ... so izmerjene preko spektrov atomov nebesnih teles z upoštevanjem Dopplerjevega pojava (premika spektralnih črt elektromagnetnega valovanja). V vsakdanjem jeziku elektromagnetno valovanje pogosto imenujemo kar svetloba, na začetku smo seveda bili omejeni le na vidni del spektra z valovnimi dolžinami od cca 380 do 750 nm, danes pa lahko detektiramo tudi krajše gama, rentgenske, UV valove in daljše infrardeče, mikrovalove ter radijske valove. Danes ljudje v svojo korist uporabljamo praktično cel spekter elektromagnetnega valovanja, a komaj leta 1845 je veliki M. Faraday povezal svetlobo z elektromagnetnim valovanjem - zabeležil je zasuk polarizacijske ravnine svetlobe v magnetnem polju.
Beseda kvant izhaja iz latinskega izraza quantum, kar pomeni "koliko" ali "koliko določene količine", recimo koliko energije lahko pripišemo kvantnemu delcu ali kvantnemu sistemu, atomu, molekuli. Kvanti delci svetlobe se recimo imenujejo fotoni in njihova energija je povezana s frekvenco ν (oziroma valovno dolžino λ svetlobe), saj velja
Efotona = hν = hc/λ.
Kjer je c hitrost svetlobe, h pa Planckova konstanta in znaša h ≈ 6.626070×10-34 J·s = 4.135667696...×10-15 eV·Hz-1 . Še opomba - mednarodni kvantni dan [World Quantum Day] od leta 2022 obeležujemo 14. aprila, to je sklicevanje na zaokrožene prve številke Planckove konstante 4,14...×10-15 eV·Hz-1.
Poudarimo torej, da se je kvantna mehanika začela z astronomijo, z zvezdami, z zaznavanjem absorbcijskih spektralnih črt Sonca. To so Fraunhoferjeve absorpcijske črte posameznih elementov, ki sestavljajo atmosfero naše najpomembnješe Zvezde - to je Sonca. Med popolnim Sončevim mrkom, pa smo preko emisijskih črt Sončeve atmosfere zazanali tudi drugi po številčnosti in masnem deležu najbolj pogost element v vesolju, to je helij in to komaj leta 1868 (prej ga zaradi žlahtnosti sploh nismo poznali, saj se He zelo, zelo nerad veže v kake molekule in se zaradi lahkosti zelo hitro dvigne v zgornje plasti atmosfere, lahko pa celo zapusti Zemljo - pri sobni temperaturi so nekateri njegovi atomi že zelo blizu ubežne hitrosti z Zemlje, ki je cca 11,2 km/s, oziroma jo lahko pri višjih toplejših plasteh ozračja celo presežejo). Prvi po masnem deležu je v vesolju seveda element vodik - okrog 74 %, helija pa je cca 24% - nekje vmes do 100 % pa je še nekaj malega težjih elementov (cca 2%, od tega kar polovico kisika in slaba polovica ogljika), ki so v veliki meri nastali v vročih sredicah zvezd, kjer poteka fuzija - zlivanje lažjih jeder v težja, do železa (zato zvezde tudi svetijo, recimo štirje nukleoni v heliju so pred zlitjem nekoliko masivnejši kot po zlitju v helij - temu pravimo tudi masni defekt Δm in ta del mase se pretvori v sevalno energijo elektromagnetnega valovanja po znani enačbi E = Δmc2). Ostali težji elementi od železa pa nastanejo ob eksplozijah supernov in trkih kompaktnih zvezd (tudi zlato). Železo (Fe) pa je cca 0,11% celotne mase običajne snovi v vesolju.
Po številu delcev (atomov) je vodika približno 92% od vseh atomov, helij približno 7% in ostalih elementov približno 1% od vseh atomov v vesolju.
A sama kvantna mehanika je tudi ogromno "vrnila vesolju". Zakaj?
Razvoj kvantne mehanike in izjemnih polprevodniških kvantnih tehnologij je namreč omogočil razvoj številnih senzorjev (recimo CCD), naprav (računalnikov, kamer), ki so nam omogočile varno komunikacijo in prenos podatkov med poleti v vesolje in hkrati hranjenje in obdelavo izjemne količine meritev mnogoterih fenomenov v vesolju, ki jih človek nikoli ne bi zmogel ročno zapisati, kaj šele na roke obdelati.
Zadnji taki uspehi so recimo vezani na detekcijo gravitacijskih valov (LIGO 2015 - potreben je bil razvoj izjemno natančnih senzorjev preko razvoja kvantnih tehnologij) in vezani so seveda na prva radijska slikanja svetlobe akrecijskih diskov ob črnih luknjah. Prva slika okolice črne luknje v jedru galaksije M87 je bila objavljena 2019 - uporabljen je bil Event Horizon Telescope (EHT), to je sistem radijskih teleskopov dimenzijsko porazdeljenih skoraj po vsej Zemlji, ki so preko interferometrije zbrali kar 9 PB (petabajtov $asymp; 1000 TB = 1015 bajtov) podatkov in potreben je bil fizičen transport podatkov (tovornjaki), to je diskov po ZDA in po Nemčiji (svetovni splet je bil prešibek za prenos takega števila podatkov). Brez zmogljivih diskov in računalnikov te meritve in obdelave ne bi bile mogoče. Celoten proces obdelave, sinteze podatkov in priprave prve slike je trajal približno 2 leti. V naši mladosti kaj takega ni bilo mogoče - le kvantne tehnologije so omogočile razvoj tako zmogljivih diskov, računalnikov in to komaj nekje po letu 2010.
Vrnimo se nazaj k kvantni mehaniki.
Johann Jakob Balmer (1825 - 1898) - švicarski matematik in fizik (levo). Johannes Robert Rydberg (1854 - 1919) - švedski fizik (desno).
Leta 1885 je Johann Balmer zapisal matematično formulo za spekter vodika, kar je kazalo na določene zakonitosti v atomski strukturi. Ta Balmerjeva empirična enačba je:
λ=b·n2/(n2 - 22) - za n=3,4,5, …
Velja, da je empirična konstanta b ≈ 364.56 nm in n je celo število večje od 2.
Kasneje se je izkazalo, da je Balmerjeva formula poseben primer Rydbergove formule, ki jo je leta 1888 zasnoval Johannes Rydberg: Rydbergova enačba se glasi:
1/λ = RH(1/22 - 1/n2) - za n > 2
kjer je RH ≈ 1.097×107m-1 (Rydbergova konstanta za vodik) in n je celo število večje od 2.
Splošna Rydbergova enačba za vodik, ki velja za poljubne prehode med energijskimi nivoji n, se glasi:
1/λ = RH(1/n12 - 1/n22) - za n2 > n1
Johannes Rydberg tako poda tudi matematično napoved črt za nekatere ostale elemente (recimo za 1x ioniziran He+, kjer ima jedro 2 protona, a le 1 elektron, bo Z = 2, torej se vezavna energija poveča, spektralne črte so tako bližje UV spektru, velja: 1/λ = RHZ2(1/22 - 1/n2) ). Balmerjevo enačbo oziroma Rydbergova predvidevanja, da bodo vodilne spektralne linije, ki se dobijo iz posplošene Rydbergove formule, pomagale pri teoretskem razumevanju atomske strukture, je s pridom uporabil leta 1913 Niels Bohr in izpeljal prvi uspešen model vodikovega atoma, tako je izpeljal tudi Rydbergovo konstanto:
RH = mee4/(8ch3εo2).
Max Karl Ernst Ludwig Planck (1858 - 1947) - izjemen nemški fizik.
Da ne pozabimo še enega izmod očetov kvantne mehanike, moramo na tem mestu omeniti še Maxa Plancka ( 1858 – 1947 ), ki po dolgih premislekih uspešno zapiše porazdelitev gostote toplotnega izseva po valovnih dolžinah za idealno črno telo glede na temperaturo (danes po njem poimenovan Planckov zakon). Že prej je bil zapisan Rayleigh-Jeansov zakon za energijsko gostoto sevanja glede na valovno dolžino λ pri temperaturi T - a je bil zelo pomanjkljiv. Poglejmo zakaj? Ta zakon se glasi u(λ,T) = 8πkT/λ4. Je sicer dokaj soliden za dolge valovne dolžine, a pri kratkih UV sevanjih (valovna dolžina je namreč v imenovalcu) se popolnoma spridi - to je bil še klasičnen pristop brez kvantnih energijskih paketov. Temu pravimo tudi pojav UV katastrofe. Klasična fizika se je torej pokazala kot zelo neučinkovita v svetu majhnih teles, molekul, atomov, v svetu valovnih pojavov. In kako naprej?
Ko je Planck oblikoval svoj zakon o porazdelitvi gostote toplotnega izseva po valovnih dolžinah - za črno telo:
dj/dλ = (2πhc2/λ5)(ehc/(λkT) - 1)-1
- je uporabil Boltzmannovo zvezo za entropijo [ S = k ln(p) = k ln Ω ]. Entropija S je sorazmerna naravnemu logaritmu števila mikrostanj ( p ali Ω sta oznaki za število mikrostanj, k je Boltzmannova konstanta) - to je bila revolucionarna izpeljava in je temelj sodobne statistične mehanike. Planck je tudi pomenljivo zapisal: "Acting on an act of desperation, I adopted Boltzmann's interpretation of entropy (Iz obupa sem sprejel Boltzmannovo interpretacijo entropije.)."
Slovenski fizik, dr. Jožef Stefan (* 24. marec 1835, Sveti Peter pri Žrelcu, sedaj predel Celovca, † 7. januar 1893, Dunaj) - levo. Odkrije znameniti zakon (Stefanov) o sevanju toplotnih teles: j = P/S = L/S = σ × T4 - tako leta 1879 tudi prvi na svetu pravilno izračuna površinsko temperaturo (5776 K) našega Sonca, zvezde, ki nam daje vse, to je življenje ... Globok priklon Jožefu Stefanu. Njegov zakon je edini, ki se imenuje po kakem Slovencu.
Ludwig Edward Boltzmann - desno, izjemen avstrijski fizik in filozof, * 20. februar 1844, Dunaj, † 5. september 1906, Devin). Bil je Stefanov učenec na univerzi na Dunaju.
Čeprav Planck ni uporabil Boltzmannove kinetične teorije plinov kot take, je pa uporabil statistično idejo entropije, ki je bila ključna za prehod v kvantno fiziko. Povejmo še, da je bil Ludwig Boltzmann na Dunajski univerzi učenec našega genija Jožefa Štefana, ki je prvi pravilno prišel do enačbe za gostoto toplotnega sevanja teles j glede na absolutno temperaturo T (privzetek absolutne temperature je bil odločilen). Za idealno črno telo velja torej Štefanov zakon:
j = σT4
Štefan je iz lastnega zakona tudi prvi pravilno izračunal površinsko temperaturo Sonca. Štefan je imel tudi odločilen vpliv na Boltzmanna, ki je tako še statistično dokazal Štefanov zakon. Povejmo še, da Štefanov zakon tudi neposredno izhaja iz Planckovega zakona - to je iz integrala porazdelitve gostote toplotnega izseva po valovnih dolžinah (ali frekvencah) za idealno črno telo glede na temperaturo. Ludwig Boltzmann je imel zaradi statistične kinetične teorije plinov velike težave med kolegi in je, tudi zaradi teh pritiskov, zelo tragično končal svoje življenje v sosednjem Devinu (blizu Trsta) leta 1906. Potrebno je poudariti, da je Plancku bila vzor Boltzmannova verjetnostna porazdelitev (tudi Maxwell-Boltzmannova), ki je osnova kinetične teorije plinov, kjer se recimo natančno opiše porazdelitev kinetične energije delcev plina (od tam tudi eksponent). Porazdelitvena funkcija f(v) za verjetnost, da ima delec v plinu hitrost v, je:
f(v) = (4πv2)(m/(2πkT))3/2e-mv2/(2kT)
Ta zakon nam tudi zelo pomaga pri študiju sevanja zvezd – določanje spektralnih tipov in površinske temperature zvezd. In kaj je naredil Planck glede na dano porazdelitev - kvantiziral je energije fotonov (uvedel je fotonski plin), namesto kinetične energije delcev plina mv2/2, je zapisal energijo fotonov Ef. Intuitivno je privzel, da je energija fotona sorazmerna frekvenci svetlobe, tako velja:
Ef = hν = hc/λ.
To je bil izjemno luciden sklep, ki je bil dokončno potrjen komaj čez nekaj let (1905) - praktično pa sočasno z izpeljavo s starni Lenarda (baje neodvisni poti). Max Planck je predstavil svojo revolucionarno enačbo za spekter sevanja črnega telesa na srečanju Nemškega fizikalnega društva (Deutsche Physikalische Gesellschaft) v Berlinu 14. decembra 1900. Ravno v tem času pa so tudi potekali eksperimenti, ki so potrdili Planckove intuitivne sklepe.
Philipp Eduard Anton von Lenard (1862 - 1947) je ravno med leti 1899 in 1902 eksperimentalno preučeval fotoelektrični pojav, torej izbijanje elektronov iz kovine ob osvetlitvi z ultravijolično svetlobo. Ugotovil je, da energija izbitih elektronov ni naraščala z intenziteto svetlobe, temveč je bila odvisna od valovne dolžine oziroma frekvence svetlobe. Pri določeni spodnji mejni frekvenci svetlobe ni prišlo do fotoefekta, ne glede na to, kako močna je bila svetloba. Lenard je za ta namen razvil posebno 'Lenardovo' okensko cev, v bistvu rentgen (tudi Lenard je prejel Nobelovo nagrado - je pravi oče rentgenske cevi). Lenardove ugotovitve je pozneje (1905) potrdil tudi Einstein s teorijo fotonov, ki jih je v bistvu že uvedel Planck, Lenard pa pomeril. Einstein v bistvu poveže Planckovo porazdelitev sevanja črnega telesa (s "Planckovimi fotoni") z Lenardovimi ključnimi eksperimentalnimi ugotovitvami.
Ernest Rutherford (1871 - 1937), levo - novozelandski fizik. Zlato folijo obstreljuje alfa delci (jedro atoma helija - ioniziran helij, nastane večinoma pri radioaktivnem razpadu). Alfa delci nemoteno prehajajo skozi model atoma. Le majhen del delcev se je odklonil, tudi odbije, kar je pokazalo na zelo majhen koncentriran naboj - atomsko pozitivno jedro.
Hideki Yukawa (1907 – 1981), desno - japonski fizik. Jukava je leta 1949 kot prvi Japonec prejel Nobelovo nagrado za fiziko »za napoved obstoja mezonov na podlagi teoretičnega dela o jedrskih silah.«
Leta 1911 Ernest Rutherford poda model atoma z zelo majhnim jedrom in oddaljenim elektronskim oblakom, kar je še dodatna priprava za kvantno razlago zgradbe atoma. Komaj leta 1935 je japonski fizik Hideki Yukawa kot prvi teoretično predlagal obstoj močne jedrske, ki drži skupaj protone in nevtrone v atomskem jedru (protoni se namreč odbijajo - zato jih mora v jedru nekaj držati skupaj, to je močna jedrska sila, ki deluje na kratke razdalje, seveda je nujno sodelovanje še nevtronov).
Leta 1924 Louis de Broglie predlaga valovno naravo delcev, - uvede "noro" idejo kvantnih valov za masne delce, kjer je valovna dolžina λ obratno sorazmerna gibalni količini p = mv, sorazmernostni koeficient je Planckova konstanta h, zato velja:
λ = h/(mv).
De Brogliju se je ideja porodila zaradi očitne kvantizacije energijskih nivojev atomov (tako tudi nastanejo spektralne črte posameznih atomov). De Broglie je s to "noro", a pravilno, hipotezo vplival tako na Einsteina kot na Schrödingerja.
V tem smislu (po naštetih mejnikih) se zdi - da bi morali 100 let kvantne mehanike praznovati že leta 2000 ali 2005, morebiti 2013 (100 let Bohrovega modela vodikovega atoma) ali 2024.
A leta 1925 in pozneje, so se zgodili čisto novi teoretični premiki, tudi eksperimentalni podatki, ki so privedli do povsem nepričakovane interpretacije našega sveta.
Heisenberg je leta 1925 razvil matrično mehaniko, prvi dosledni kvantnomehanski formalizem. To, da so njegovi izračuni matrični (Heisenberg je imel komaj 23 let), mu razkrije Max Born. Njegov cilj je bil razviti teorijo, ki temelji samo na opazljivih količinah, kot so spektralne črte, frekvence, ne pa na "neopazljivih" konceptih, kot so recimo Bohrove vprašljive tirnice elektronov. Uvedel je nemoteče opazovanje in delal z matematičnimi količinami kot so matrike (npr. matrika za položaj, hitrost delca itd.), ki ne komutirajo, kar vodi do Heisenbergovega načela nedoločenosti. Kaj to pomeni? Če najprej izmerimo lego x in nato gibalno količino p, dobimo drugačen rezultat, kot če merimo v obratnem vrstnem redu, a razlika je zmeraj
ih/(2π),
torej ni nič - kar neposredno vodi do Heisenbergovega načela nedoločenosti:
ΔpΔx ≥ h/(4π)
Kako razumeti to izjemno pomembno načelo nedoločenosti?
Če želimo natančno vedeti, kje se elektron nahaja (precizno pozicijo lege X), moramo "pogledati" elektron z zelo natančnim orodjem, kar pomeni, da moramo uporabljati svetlobo kratkih valovnih dolžin (ali delce z zelo kratkimi valovnimi dolžinami λk). A kratkovalovna svetloba (energija fotona je E = hν = hc/λ) bo zelo motila elektron in ga bo zagotovo premaknila (mu spremenila hitrost), zato ne bomo uspeli točno poznati njegove hitrosti (oz gibalne količine p = mv).
Če pa želimo natančno izmeriti hitrost (gibalno količino p) elektrona, moramo uporabiti svetlobo dolgih valovnih dolžin λd, ki ne vplivajo zelo na elektron. Toda, s tem, da uporabljamo dolge valove, ne bomo mogli točno določiti pozicije (X) elektrona (ločljivost take metode iskanja lege je namreč odvisna od valovne dolžine λ). Več o posledicah tega dejstva pozneje.
Vsa ta spoznanja - Heisenbergov princip nedoločenosti, de Brogliejeva dualnost valov in delcev ( λ = h/(mv) ), Schrödingerjeva valovna funkcija (navdih da de Broglie), Max Born in verjetnostna interpretacija valovne funkcije, Diracova relativistična kvantna mehanika, Paulijev izključitveni princip ... popolnoma spremenijo okvir razumevanja pojavnega sveta, ki ga živimo. Einstein recimo nikoli ni sprejel verjetnostnega principa kvantne mehanike. Kvantna mehanika je polna nepričakovanih pojavov. Omenili smo že recimo kvantno prepletenost - ko se dva nekoč prepletena delca čutita tudi na daljavo (kvantan teleportacija stanja, recimo spina, polarizacije). Vsekakor pa je vse močno presenetilo kvanto tuneliranje, pri katerem delec (npr. elektron) preide skozi energijsko oviro, ki je po klasični fiziki ne bi mogel prečkati, ker nima dovolj energije. Predstavljajmo si, da imamo žogo in hrib. Če žoga nima dovolj energije, ne more preskočiti hriba – ostane na eni strani. Po klasični fiziki bi to pomenilo, da žoga nikoli ne more priti na drugo stran, razen če ji dodamo več energije.
V kvantni fiziki pa delci niso le delci – obnašajo se tudi kot valovi. Ti valovi lahko "uhajajo" malo čez ovire. In če je ovira dovolj tanka ali kratka, obstaja možnost, da delec "pretunelira" – kar pomeni, da se kar naenkrat znajde na drugi strani ovire, čeprav je po klasični mehaniki to nemogoče. Kvantna fizika nam tako razloži, da kljub temu, da delca (recimo odbijajoča protona v zvezdi) nimata dovolj energije za zlivanje, vseeno obstaja verjetnost, da kvantno "pretunelirata" skozi Coulombovo odbojno oviro in se združita - to je fuzija, ki sprosti veliko več energije, kot je porabi. Prav ta kvantni fenomen omogoča, da lahko fuzija v zvezdah poteka že pri nižjih temperaturah, to je recimo pri dobrih 10 milijonih Kelvinov – kot se to dogaja recimo v jedru Sonca. Po klasični fiziki bi potrebovali še veliko višje temperature in tlak, da bi se ta jedra lahko dovolj približala, da bi se sploh lahko zlila v novo jedro. V resnici sta za fuzijo dva učinka. Boltzmannova porazdelitev pove, kako verjetno je, da imata dva delca določeno višjo energijo (hitrost) in tako pride prej do fuzije. In že omenjeni tunelski pojav, ki določa, kako verjetno je, da bosta delca z dano energijo lahko pretunelirala skozi Coulombovo oviro (bosta premagala odbojno silo in se približala na tako majhno razdaljo, ko že prevlada močna jedrska sila nad odbojno). Ko združimo ta dva pojava, dobimo Gamowo okno – energijsko območje, kjer je fuzija najverjetnejša.
Po klasični fiziki skoraj ni možnosti, da bi se protoni zlili s prečkanjem Coulomb pregrade (odbojne sile) pri temperaturah, za katere se običajno opazi, da povzročajo fuzijo, recimo v Soncu. Fuzija v zvezdah podobnih Soncu je torej večinoma posledica dveh procesov, termičnega gibanja nukleonov in kvantnega tuneliranja med nukleoni, delci. Graf prikazuje verjetnost tuneliranja (zapolnjena krivulja) kot funkcijo energije. Skrajno leva krivulja je Maxwell-Boltzmannov faktor, skrajno desna pa Gamowov faktor. 'Δ' označuje Gamowovo okno - in je ∝ T5/6. T je temperatura v jedru zvezde. Še sreča za Zemljo, življenje - fuzija v lahkih zvezdah je zelo počasna. Zakaj? Le zelo majhen delež protonov ima ustrezno energijo za zlivanje (Maxwell-Boltzmannova porazdelitev). Večina trkov po klasični mehaniki tako ni dovolj energijskih za zlitje, zato je proces počasen, a vendar ravno dovolj učinkovit zaradi kvantnega tuneliranja med trki. To efektivno pomeni, da Sonce porablja gorivo (vodik) zelo počasi. Če bi bilo zlivanje pri višjih temperaturah (a zaradi okna Gamowa to pri Soncu ne pride v poštev), bi Sonce izgorelo v milijonih, ne milijardah let. Fizik George Gamow je rojeni Ukrajinec, ki je leta 1934 emigriral v ZDA. Gamow je odkril razpad α prek tunelskega pojava in je raziskoval radioaktivni razpad atomskega jedra (atomsko jedro je podal z modelom kapljice), raziskoval je razvoj zvezd, je eden od očetov zvezdne nukleosinteze (fuzije), razvil je nukleosintezo prapoka (nastanek prvih nukleonov) in je tudi zelo vplival na moderno genetiko. Gamow je predpostavkil (tudi zaradi idej Lemaîtrea, da so kozmični žarki "fosilno sevanje"), da je v zgodnjem vesolju prevladovalo sevanje in ne snov, kar je privedlo do, danes potrjene, teorije kozmičnega mikrovalovnega sevanja ozadja (CMB). Večina kasnejših del v kozmologiji je utemeljena na Gamowi teoriji.
Še en nepričakovan rezultat nam vrne kvantna mehanika in sicer, da je naš svet masno praktično prazen. Tri kvarke (2 u in en d kvark) v protonu vežejo skupaj brezmasni gluoni. Masa kvarkov pa prispeva komaj nekaj manj kot 1% mase v protonu eli nevtronu. Kje je potem skrita ostala energija, ki jo mi zaznavamo kot maso. Ostalo (cca 99%) pride iz gluonske vezavne energije in kvantnih fluktuacij - ki vežejo recimo tri kvarke v proton. Zgolj kinetična energija lahkih kvarkov tvori že 1/3 mase protona. Ocenimo torej kinetično energijo kvarka v protonu preko načela nedoločenosti. Proton je sestavljen iz treh kvarkov – za nedoločenost lege privzamemo kar premer protona, okrog d = 1 fm = 10-15 m, in če privzamemo za gibalno količino kar znan Heisenbergov izraz p ≈ h/(4πd) in za kinetično energijo Ek ≈ pc (ker je mirovna masa kvarka zelo majhna pc >> mqc2). Kinetična energija enega kvarka je tako ocenjena kar na okrog 100 MeV. Za vsoto treh kvarkov pa na okrog 300 MeV – kar je že zelo blizu 1/3 mirovne energije protona mpc2 = 938.272 MeV. Torej nas že ta ocena pripelje do sklepa, da je pri protonih, nevtronih zelo malo mirovne mase. Masa atomov se v resnici izraža iz kinetične energije kvarkov (Ek/c2) in večina v energiji delcev polja močne jedrske sile, v gluonih – ki so tudi brez mase. Naš svet je torej praktično prazen in masa, ki jo čutimo se v 99 % skriva v energijah nemasnih gluonov, ki vežejo kvarke v protone, nevtrone in v kinetični energiji zelo lahkih kvarkov. Naš svet je torej v resnici kar energija deljena s hitrostjo svetlobe na kvadrat:
m ≈ E/c2.
To je rezultat, ki ga še pred 100 leti noben ne bi upal zagovarjati na izpitu iz fizike osnovnih delcev - noro! V določenih režimih tistega časa (dialektični materializem je zagovarjal večnost materije - zagovarjali na maturi) so znanstveniki za podobone trditve bili tudi preganjani ..., poglejmo primere iz bivše Sovjetske zveze. Boris Hessen je bil fizik in zgodovinar znanosti, bil je umorjen med Stalinovimi čistkami (1936). Matvei P. Bronstein je razvil kvantno gravitacijo (bil je tudi zagovornik teorije velikega poka), žal je bil tudi ubit v čistkah 1938; označen je bil za "sovražnika naroda". Lev D. Landau je bil zagovornik moderne fizike, tudi zato je bil leta 1938 aretriran - obtožen je bil protisovjetske propagande (rešen je bil s posredovanjem fizika Kapice, zanj se je s pismom Stalinu zavzel tudi N. Bohr). Morebiti je prav, da se spomnimo tudi na te tragične usode velikih raziskovalcev. Danes so medijsko pozabljeni praktično od vseh centrov moči - pa se vsaj mi spomnimo nanje, saj so dali življenje za resnico, kako deluje ta naš svet.
Eden od vrhuncev kvantne mehanike v 20. stoletju je bil uspešen model nukleosinteze (fuzije) atomov v zvezdah - opis zlivanja lažjih jeder v masivnejša in seveda sama nukleosinteza velikega poka – za helij, litij
Hans Bethe je leta 1939 opisal osnovne fuzijske procese v zvezdah (proton-proton veriga, CNO-cikel, leta 1967 je dobil Nobelovo nagrado za ta izjemen uspeh). George Gamow, Ralph Alpher in Robert Herman (1940-ih) so podali nukleosintezo v zgodnjem vesolju (Big Bang nukleosinteza – za helij, litij itd.). Končni model nukleosinteze elementov v zvezdah ima kratico "B2FH" po avtorjih.
B2FH članek iz leta 1957 so podpisali naslednji avtorji: Burbidge (Margaret), Burbidge (Geoffrey), Fowler (William), Hoyle (Fred)
To so zaslužni avtorji za sistematičen opis nastanka elementov od H do Fe in naprej - masivnejši elementi od železa nastanejo pri eksplozijah supernov in trkih zvezd (pri teh že zelo velikih atomih namreč nukleosinteza rabi, zaradi razsežnosti jeder in posledično prevladujočega vpliva odbojne sile nad močno jedrsko, več energije, kot jo vrne v okolje). Večji atomi tudi pogosteje postanejo nestabilni, vendar obstajajo izjeme. Težja jedra potrebujejo več nevtronov kot protonov, da ostanejo stabilna (svinec-208 je primer stabilnega masivnejšega jedra, ima 126 nevtronov in 82 protonov). Uran je radioaktiven in nestabilen, vendar, v primerjavi s supertežkimi umetnimi elementi, še zmeraj spada med dolgožive elemente. Ima izjemno dolg razpolovni čas, zato je še vedno naravno prisoten na Zemlji. Recimo uran-235 pa je atom primeren za fisijo - razpad, kar pomeni, da se lahko razcepi pri udarcu z nevtronom. Uporablja se v jedrskih reaktorjih in žal tudi v bombah, kjer se sprosti del energije, ki se je v njem akumulurala med fuzijo pri eksplozijah supernov ali trkih nevtronskih zvezd. Skupna masa razpadnih produktov urana je malenkost manjša kot začetna masa urana in ta razlika v masah (Δm) se sproti v energijo po znani Einsteinovi enačbi: E = Δm·c2. Leta 2017 so astronomi prvič neposredno opazili trk nevtronskih zvezd (dogodek GW170817, ki ga je zaznal LIGO, detektor gravitacijskih valov) in opazili, da med takimi dogodkih nastajajo zlato, platina, uran in drugi težki elementi.
William Fowler je leta 1983 dobil Nobelovo nagrado za fiziko prav za svoje delo na področju nukleosinteze (B2FH), a mnogi so mnenja, da bi jo moral dobiti še kdo (a saj vemo - žal krogle in medalje le redko zadenejo prave ...).
K temu poglavju pa zagotovo spada izjemna intuitivna misel Einsteina in že nekaterih njegovih predhodnikov, da se recimo z oddajanjem svetlobe, mora ta energijski manjko poznati tudi na masi sistema, ki s sevanjem izgublja energijo (ali prirastek mase nekega sistema z absorbcijo svetlobe ali ostalih oblik energije). Ta intuicija, ki je tudi delno posledica zakona o ohranjanju energije, je na koncu odigrala eno ključnih vlog v drami iskanja enormnega vira energije zvezd.
Velika nemoč fizikov konec 19. stoletja se je kazala v dejstvu, da so geologi in biologi zagotovo vedeli, da je Zemlja stara vsaj kakšno milijardo let in da je bistven prispevek k energiji Zemlje posledica izjemnega izseva Sonca - a fiziki nikakor niso našli med znanimi viri energij (gravitacijsko sesedanje zvezd in posledično gretje zvezdne plinske plazme, fosilna goriva - oksidacija, kemijsko gorenje, trki asteroidov ...) kakega vira, ki bi lahko svetil s Sončevim izsevom Lo = 3.827×1026 W več kot nekaj 10 milijonov let. Nekateri oholi fiziki so se v svoji samovšečnosti (v lastno obrambo) spravili kar z agresijo, z žalitvami nad geologe in biloge. Lord Kelvin je tako napadel geologe, da so "soft" znanstveniki, ker so preko plastnic ocenili, da je Zemlja stara blizu milijarde let, podobno oceno je dobil tudi Darwin preko modela razvoja vrst.
A Einstein in sodobniki so po dolgem tuhtanju le doumeli (zelo je pomagala tudi nastajajoča teorija relativnosti in sami zametki kvantne mehanike) in sprejeli odrešilno bilko, da Sonce pretvori del mase v energijo po znameniti formuli
ΔE = Δm·c2. A Einstein takrat (1905) še ni poznal mehanizma, ki to omogoča - a je trdno tlakoval pot do razlage nukleosinteze in masnega defekta. Angleški astrofizik Arthur Eddington je leta 1920 je na predavanju pred Royal Society (in kasneje v članku) predlagal, da zvezde črpajo energijo iz fuzije atomov, zlasti iz pretvorbe vodika v helij. To je bila revolucionarna ideja, saj do takrat, kot smo že omenili, ni bilo jasno, od kod zvezde dobijo toliko dolgožive energije. Takole je povedal: "Če bi v notranjosti zvezd obstajal postopek, kjer se štirje atomi vodika združijo v en atom helija, bi se sprostila ogromna količina energije." Eddington je izračunal, da mora biti vir energije vsaj 1000× učinkovitejši od kemijskih reakcij. Na podlagi spektroskopije (Huggins, Cecilia Payne) je vedel, da so zvezde pretežno iz vodika. Zato je logično domneval, da mora biti ravno vodik "gorivo" - a ni še imel eksperimentalnih meritev, a te so kmalu prišle. 27. novembra 1919 je Francis Aston objavil preliminarne meritve mase atomov v 'Nature'. A že na začetku leta 1920 izmeri, da je masa helijevega jedra (4He) manjša od skupne mase štirih vodikovih jeder (protonov). Omenil je tudi energijski potencial - da se pri tem procesu sprosti ogromna količina energije po znani formuli ΔE = Δmc2. A ni omenjal, da se to dogaja v zvezdah. 19. julija 1920 Sir Arthur Eddington predava na srečanju "British Association for the Advancement of Science" v Cardiffu. V predavanju se neposredno sklicuje na Astonova odkritja in predlaga, da se energija zvezd lahko pojasni s pretvorbo vodika v helij – kar pomeni, da masni defekt poganja zvezde v izjemen in dolgotrajen izsev. Ključni citat Eddingtona (1920):
"If, indeed, the sub-atomic energy in the stars is being freely used to maintain their radiation, their radiation can be maintained for billions of years without difficulty... I suggest that the stars are powered by the transformation of hydrogen into helium, as indicated by Aston’s mass measurements."
Francis Aston leta 1922 prejme Nobelovo nagrado za svoje izjemne meritve. V predavanju na podelitvi je omenil (ponovil Eddingtonov sklep iz leta 2020), da ta energija zlivanja 4 vodikovh jeder v helijevo jedro, zaradi masnega defekta, lahko pojasni izsev Sonca. Arthur Eddington pa ni nikoli prejel Nobelove nagrade - baje je premalo pomeril in premalo razvil teorijo. Eddington je svojo idejo predstavil leta 1920 in objavil v knjigi The Internal Constitution of the Stars (1926). To delo je postalo temeljna literatura za vse astrofizike v naslednjih desetletjih. Mehanizem zlivanja lažjih atomskih jeder v masivnejša, ki to omogoča, pa so torej dokončno utemeljili šele nekaj let pred drugo vojno (že omenili - Hans Bethe leta 1939 proton-proton veriga in CNO-cikel). A idejo je dal Arthur Eddington, meritve pa Francis Aston. Bethe je izračunal, kako verjetni so koraki zlivanja in pokazal, da proizvedejo ravno dovolj energije za vzdrževanje Sončeve svetlosti. Poenostavljen proces:
dva protona ob trku tvorita deuterij (D) + pozitron + nevtrino
deuterij + proton tvorita helij-3 (3He) + gama žarek
dva helija-3 trčita v helij-4 (4He) + 2 protona (ki se vrneta v verigo)
veriga zlivanj in neto rezultat je prikazan spodaj.
Shematični prikaz najpomembnejšega P-P I niza zlivanja vodika v helij v Sončevem jedru - razložil Bethe 1939.
Večina energije Sonca izhaja iz p–p (proton–proton) verige zlivanj vodika v helij:
4p => 4He + 2e+ + 2νe + ENERGIJA (Δmc2)
Od tega je kar 83.3 % Sončeve energije prav iz P-P I niza, ki sprosti 26.732 MeV energije (0.7 % mase
protonov
Δm = ΔE/c2
gre v energijo). Fuzija se seveda dogaja
v Sončevem jedru, znotraj območja - 0.25xRSonca - pri temperaturah okrog
14 milijonov Kelvinov in pri gostoti jedra kar
162.2 kg/dm3
(v povprečju se v jedru sprosti
L/(4πRje2)
~ nekaj 10 Watov/m3,
v centru pa že blizu 300 W/m3, relativno malo - a je polmer
Rje jedra Sonca, kjer poteka fuzija, zelo velik -
okrog 28 polmerov Zemlje). Seveda – zvezdo drži skupaj lastna gravitacija,
ta stiska večinoma ioniziran plin v vročo kroglo – to je v našem primeru
lastna teža Sonca.
Izsev Sonca je
L = 3.828×1026 W, do Zemlje pride
j = L/(4πR2) = 1367 W/m2
(to je energija, ki nam daje življenje). Sonce zaradi fuzije vsako sekundo izgubi
4,26 milijonov ton mase (gre v izsev pri tvorbi težjih atomov) - izračunajte sami. Tudi v vesolju
ni nič zastonj – čeprav se to tako kdaj zdi ... in še dobro, da je tako!
Če Sonce vsako sekundo zaradi fuzije izgubi 4,26 milijona ton mase, koliko te mase pa
pripda sevanju, ki zadane vrh atmosfere Zemlje? Izračunajte sami - odgovor pa je rel. skromen,
le 1,94 kg fuzijske izgube mase Sonca na sekundo zadane Zemljo in od tega živi cel planet.
V enem dnevu je to sicer že kar cca 168 ton -
a ljudje porabimo kar cca 14 milijonov ton nafte/dan.
Torej 168 ton dnevne fuzije in to za celo Zemljo, je mačji kašelj glede na porabo zgolj
nafte za naše življenje, prevoze.
Problem je, da je energijski izkoristek nafte zelo majhen, nesnage pa ogromno v zraku, na površini, v vodah,
v našem telesu.
Torej ni čudno, da želimo na Zemlji fuzijo ukrotiti tudi za pridobivanje elektrike, toplote, za mobilnost ...
Za celo človeštvo, bi torej v enem dnevu, za enak ekvivalent fuzijske energije, rabili le okrog 1000 kg
fuzijskega goriva (kot to počne Sonce) -
v energijo pa bi se pretvorilo le okrog 7 kg porabljenega goriva (saj velja Δm ≈ 0,7 % mase protonov).
S tem bi pokrili večino porabe nafte na dan (to je cca 103,7 milijonov sodčkov).
No, na Zemlji ne mislimo čisto posnemati verige reakcij v Soncu. Reaktor ITER bi naj uporabljal drugačno verigo reakcij.
Najbolj obetavno in trenutno najbolj raziskano gorivo za komercialno fuzijo je mešanica dveh izotopov vodika:
- devterij (D, ali 2H) — stabilni vodikov izotop z enim protonom in enim neutronom
- tritij (T, ali 3H) — radioaktivni izotop z enim protonom in dvema neutronoma
Reakcija:
D + T => 4He + n + 17,6 MeV energije
Iz tega nastane helijevo jedro (4He), neutron, in sprosti se 17,6 MeV energije.
Pri fuziji DT goriva se torej približno 0,375 % mase goriva spremeni v energijo na trk - zlivanje.
Devterij je tudi naravno prisoten.
Devterij (2H) najdemo v navadni vodi – približno 1 atom devterija na 6.000 vodikovih atomov.
To pomeni, da imamo ogromne zaloge devterija – praktično neomejen vir.
Tritij ni naraven — a ga lahko pridelamo.
Tritij (3H) je radioaktiven in se razgradi v ≈12 letih.
V naravi ga skoraj ni, a ga lahko proizvedemo znotraj fuzijskega reaktorja iz litija,
ki ga obstreljujemo s hitrimi nevtroni (n) samega reaktorja:
n (iz fuzije) + 6Li => 4He+3H + energija (+4,8 MeV)
- ali z litijem 7Li, ki ga je v naravi več, čez 90 %
n (iz fuzije) + 7Li => 4He+3H + n - energija (–2,5 MeV)
Torej: fuzija proizvaja lastno gorivo, preko hitrih nevtronov (n), ki razdelijo litij na tritij in helij – kar omogoča trajnost.
Litij pa najdemo v posebnih solinah (J. Amerika), v rudah, v oceanih.
Vrnimo se k začetkom kvantne mehanike.
Bethe se v svojem slavnem članku "Energy Production in Stars" (1939), kjer Bethe razloži proton-proton verigo in CNO-cikel,
neposredno sklicuje na prejšnje teoretične predloge, vključno z Eddingtonovo idejo o fuziji vodika v helij kot viru energije.
To je ena največjih uspešnih zgodb človeškega uma,
ki je razkrila, od kod zvezdam, Soncu toliko konstantne izsevane energije (recimo za 10
milijard let), ki je omogočila (omogoča) razvoj življenja
na Zemlji - naš nastanek, obstoj in razvoj, bodočnost - lahko, da nam bo fuzija pomagala odpraviti velike
ekološke težave.
Razlaga fuzije v zvezdah je hkrati razlaga povezave med kvantno mehaniko in energijsko bilanco zvezd,
planetov (ta energija tudi greje naš planet, omogoča tekočo vodo, poganja vodni krog na Zemlji ...), je pot do
fotosinteze - je torej povezava z življenjem.
Kaj pa lahko storimo v tem letu kvantne mehanike dobrega za naše mlade?
Ker je leto 2025
Mednarodno leto kvantne znanosti in tehnologije (IYQ2025) - se zdi zelo smiselno,
da ima vsak učenec v Sloveniji priložnost opazovati Sončev spekter in v njem
tudi Fraunhoferjeve absorpcijske črte.
Ta vaja se da izvesti praktično na vseh šolah kar s pogledom v modro nebo skozi okno učilnice (in sploh ne v
Sonce). Kvantni pojav absorbcijski črt v Sončevem spektru se namreč da varno opazovati
ali na beli steni ali kar na modrem nebu.
V ta namen potrebujemo na stojalu pritjen cca pol metra dolg znotraj potemnjen tulec, ki je na sprednji strani
zaprt s pokrovčkom z režo široko cca 0,2 mm in dolgo recimo 5 cm (lahko sestavljeno iz dveh britvic),
na drugi strani pa prilepimo uklonsko mrežico s 300 do 60 režami na mm. Tulec z režo
usmerimo proti beli steni ali modremu nebu. Mrežica nameščena zadaj bo uklonila
režo v mavrični spekter in če se nekoliko potrudimo potrudimo, lahko s prostim očesom opazimo
temnejše Fraunhoferjeve absorpcijske črte - kot recimo kaže slika zgoraj.
Če šola nima uklonske mrežice, pa lahko uporabimo star CD, z lepilnim trakom odstranimo kovinsko
folijo in odrežemo v radialni smeri plastični del CD-ja z zunanjim lokom dolgim cca 5 cm.
CD ima vgravirane sledi gostote približno 625 na mm in te sledi nam služijo kot uklonska mrežica.
Tako podobo spektra dobimo, če pogledamo skozi mrežico s 300 sledmi na mm.
Če se potrudimo, lahko vidimo kar nekaj vertikalnih temnejših podob reže (absorbcijskih črt
v Sončevem spektru - v modrem, zelenem in tudi v rdečem delu spektra, kjer se opazi vodikova črta H-alfa
valovne dolžine 656,3 nm). Ta črte nastanejo večinoma zaradi absorbcije
svetlobe v atmosferi Sonca. Lahko si pomagate s spodnjo sliko.
Ali lahko opazimo tudi absorbcijo v atmosferi Zemlje? Se da.
Če pa opazujemo nebo cca pol ure preden Sonce zaide,
pa opazimo v rdečem delu spektra še dodatno absorbcijsko črto pri cca 628 nm, ki jo v Zemeljski atmosferi
povzroči molekularni kisik O2 (ko je Sonce nižje, je pot svetlobe skozi atmosfero daljša
in je zato absorbcija Sončeve svetlobe zaradi molekul kisika O2 izrazitejša). Zelo poučno.
Še beseda o Heisenbergovem načelu nedoločenosti.
Če želiš natančno vedeti, kje se elektron nahaja (precizno pozicijo lege X), moraš "pogledati" elektron
z zelo natančnim orodjem, kar pomeni, da moraš uporabljati svetlobo kratkih valovnih dolžin (ali delce z zelo
kratkimi valovnimi dolžinami λk). A kratkovalovna svetloba (energija fotona je E = hν = hc/λ)
bo zelo motila elektron in ga bo zagotovo premaknila (mu spremenila hitrost),
zato
ne boš mogel točno poznati njegove hitrosti (oz gibalne količine p = mv).
Če pa želiš natančno izmeriti hitrost (gibalno količino p) elektrona, moraš uporabiti svetlobo dolgih valovnih dolžin
λd, ki ne vplivajo zelo na elektron. Toda, s tem, da uporabljamo dolge valove, ne bomo mogli
točno določiti pozicije (X) elektrona (ločljivost take metode iskanja lege je namreč odvisna od valovne dolžine λ).
Heisenbergovo načelo nedoločenosti je kar produkt nedoločenosti gibalne količine (Δp) in nedoločenosti lege (Δx)
nekega kvantnega delca. Po nekoliko daljšem razmisleku pridemo do končnega izraza za kvantno nedoločenost:
ΔpΔx ≥ h/(4π)
Kjer je h Planckova konstanta in znaša h ≈ 6.626070×10-34 J·s = 4.135667696...×10-15 eV·Hz-1 .
Še opomba - mednarodni kvantni dan [World Quantum Day] od leta 2022 obeležujemo 14. aprila,
to je sklicevanje na zaokrožene prve številke Planckove konstante 4,14...×10-15 eV·Hz-1.
Heisenbergovo načelo nedoločenosti
ΔpΔx ≥ h/(4π) je tako kar v temeljih spremenilo pogled na svet (nekateri so se ga
razveselili – da ni vse določeno – drugi ga niso nikoli sprejeli, ker nam nedoločenost postavlja omejitve;
"kdo pa si želi omejitev, znanstveniki najmanj - a vendar so temelj našega tehnološkega sveta!").
Veliko je bilo torej nasprotovanj, saj to načelo nasprotuje determinističnim dogmam stare
klasične fizike (ko smo še upali, da bomo nekoč lahko vse natančno izmerili, izračunali,
napovedali v naprej – a temu nikoli ne bo tako; nekateri so v tem videli konec fizike,
drugi šele pravi začetek). Začelo se je obdobje verjetnostnega pristopa k kvantni fiziki
in postavilo mejo eksperimentalni natančnosti. Ta korak, zgolj verjetnostni opis sveta
atomskih delcev, je Einstein videl le kot začasno rešitev – njegov argument je bil:
»Bog je morda prebrisan, vendar ni zloben.«.
Maxu Bornu pa je napisal, da je zagotovo prepričan,
da on (Bog) ne kocka. N. Bohr pa mu je odvrnil, da naj vendar ne ukazuje Bogu. No – (skoraj)
vsi so se sklicevali na Boga ... in vsak je verjel, da je na njegovi strani. Tudi, če ima
Einstein prav (da v ozadju ni kockanja), nam to nič ne pomaga pri opisu, meritvah sveta –
zmeraj nas bo spremljala nedoločenost lege in gibalne količine. V astronomiji (v svetu velikih
teles) nam postavlja omejitve tako hitrost svetlobe (opazujemo lahko le končno vidno obzorje
vesolja, od koder nas je še dohitela svetloba iz preteklosti), kot tudi ločljivost samih inštrumentov,
tudi zaradi uklona svetlobe ... Velja preprosta trditev - zmeraj le snov (recimo človek) gleda, opazuje
drugo snov - večinoma prejema odbito valovanje ali direktno izsevano valovanje od druge snovi – in valovanju se
lahko valovna dolžina premakne zaradi Dopplerja in gravitacijskega premika (tudi gravitacijskih
valov), na valovanje vpliva tudi vmesna snov, sipanje, uklon ... A tisto kar šteje, niso zgolj omejitve (recimo
načelo nedoločenosti, zgolj verjetnostna porazdelitev delcev v prostoru in času), šteje to,
da se zavedamo obnašanja snovi, valovanj, naštetih omejitev (a le te tudi nosijo s sabo tudi zelo
dragocene informacije), in da iz »nepopolnega« sveta potegnemo čim več koristnih informacij
pri iskanju resnice o nas in svetu. In že do sedaj smo bili nepričakovano zelo, zelo uspešni
(a čaka nas še ogromno presenečenj) – in prav je, da se to res imenitno in prigarano znanje
prenese na mlade – tudi preko šol (da se nit vedenj in radovednosti iz preteklosti v bodočnost
ne prekine – kot se je žal že večkrat prekinila po svetu in tudi v Sloveniji).
Obstaja luštna šala na tematiko principa nedoločenosti
gibalne količine in lege. Takole "se je zgodilo".
Bohr s "pametnim" mobilcem telefonira Heisenbergu, ki ravno drvi z avtom
v službo. Bohr ga poheca, da je na sledi njegovemu telefonu in mu tako pove njegovo natančno prekoračitev hitrosti.
A Heisenberg se odzove kot pravi fizik: "U, sedaj ko si mi povedal, kako hitro se peljem, pa ne vem kje sem, čisto sem zgubljen!"
|
|
Fiziki se pogosto pošalijo glede principa nedoločenosti, izrazitih motenj, ki jih povzročijo merjenja v kvantni mehaniki na merjen delec, recimo pri interferenčnem poskusu, ko recimo elektrone, ki jih uporabimo v interferenčnem poskusu na režah, radi primerjajo "z mulci, ki se drugače obnašajo, če jih gledamo, kot če jih ne gledamo".
Noben proces v vesolju torej ni brez omejitev - limit - to nam sporoča tudi kvantana mehanika (opisi, napovedi in merjenja v svetu osnovnih gradnikov narave). Tudi meritve v vesolju so omejene s hitrostjo svetlobe, z razdaljo in z ukrivljenostjo prostor-časa (z gravitacijo). In zagotovo nekaj podobnega velja tudi za človeka, za vse njegove fizične in miselne napore, dejavnosti, koncepte. Naj si gre za odnos do okolja, pretirana degradacija le tega je avtodestruktivna (tukaj so še genski motilci, ki uničijo človekovo samopodobo, hormonsko ravnovesje in posledično delovanje možganov) ali ko gre za grobo vpletanje politike, ideologij v življenje človeka (tudi tukaj morata politika in religija spoznati svoje omejitve - meja so človekove pravice, ki imajo temelje že v vsaj 2000 let starih duhovnih knjigah ...).
Omenimo še, da je W. Heisenberg napisal imenitno knjigo "Del in celota" - pogovori v območju atomske fizike (prevedla in izdala jo je Mohorjeva družba iz Celja, 1977, COBISS.SI-ID - 7722753 ) in to knjigo smo v osemdesetih letih 20. stoletja brali takrat vsi študentje fizike in še kdo, ne glede na vzgojo ...
Vsekakor se moramo zavedati, da je vesolje na veliki skali neločljivo povezano s svetom kvantnih delcev in z zakoni, ki veljajo med osnovnimi delci narave, to je med kvantnimi delci, ki tvorijo svet atomov, molekul, tudi življenje.
Tako lahko govorimo o sosledju dogodkov: začetek vesolja, veliki pok, širjenje vesolja - nastanek osnovnih delcev narave - življenje.
In hkrati nam ti naši modeli nakazujejo, razpirajo resnico, da so nukleoni (protoni, nevtroni) in ostali osnovni gradniki sveta, elektroni, kvarki, bozoni (gluoni, fotoni, Higgsov bozon ... - to so nosilci sil, ki povezujejo fermione, recimo kvarke v protone in nevtrone, le te pa v atomska jedra, v atome, molekule ...) nastali na začetku vesolja z velikim pokom. In vse to so osnove razvitega življenja in sama srčika življenja je fotosinteza, ki je seveda kvantni pojav par excellence.
Omenimo še poimenovanje "Božji delec", okrog katerega se delno kaže stoletna kulturna napetost znotraj zahodne civilizacije, ki žal seže tudi v znanost.
Higgsov bozon poznamo tudi pod imenom "Božji delec"!
Nekateri zavračajo to ime, spet drugi predlagajo prav nasprotno poimenovanje ("Totally Secular Particle" ali kar »Masson«). Ime "Božji delec" mu je dodelila istoimenska knjiga 'Božji delec: če je vesolje odgovor, kaj je vprašanje? (The God Particle: If the Universe is the Answer, What is the Question?)', ameriškega fizika Leona Ledermana, ki pa je dejansko želel, da ga imenujemo »Preklet delec« (Goddamn particle – zaradi težavnosti odkrivanja), a si je urednik izprosil ime "Božji delec". Na Boga so se sklicevali tako Newton, Faraday, Maxwell, Einstein ... tako da tako poimenovanje zagotovo dodatno poudari zagato, kako težko je doumeti ter opisati dogajanje v naravi in samo sosledje dogodkov v vesolju. Higgsov bozon zelo hitro razpade - v času 1 zeptosekunde v druge delce – in kdo je Higgsovemu bozonu dal »maso - energijo« (otroško vprašanje ali tudi ne in v tem kontekstu poimenovanje »Božji delec« simbolično nekaterim veliko pomeni, drugim pač ne)? A bistveno je, da se ga da detektirati in razumeti!?
Higgsov bozon je torej nosilec polja ( fiziki so vsakemu polju pripisali delce, ker si drugače ne znajo (znamo) predstavljati delovanja med delci – spomnimo se na podajanje žoge, ko silo prenaša žoga, ko jo primemo ali odvržemo ...). Higgsov bozon v zgodnjem vesolju pripravi kvarke do sodelovanja, jih upočasni (na manjšo hitrost od svetlobne) in s tem gre del energije v maso (materijo). Morebiti ni odveč primerjava, da je Higgsov bozon nekaj takega v svetu osnovnih delcev, kot je pri ljudeh želja po sodelovanju (to željo sicer težko definiramo, a deluje) - da torej delujemo kot skupnost, kajti drugače iz nas ne bi bilo praktično nič. Smo ljudje, ker sodelujemo (prenašamo in dopolnjujemo kulturne pridobitve iz roda v rod – govor, pisano besedo, izročilo, hrepenenje po presežnem, znanje, umetnost, miselne in ročne spretnosti ..., no danes tudi nemo gledanje v ekrane, pa še nekatere manj krepostne vrline imamo, recimo napuh ...). Torej ne begamo v prazno, ampak se ustavimo (ustavi nas »Higgsov« bozon sodelovanja), premislimo in skupaj delamo naprej. Higgsov bozon je imel torej podobno vlogo na začetku vesolja in to pri tvorbi materije. Higgsov bozon je v resnici zelo težko slikovito razložiti, sploh če nam šola v programu ne ponudi opisa koncepta polj v naravi – zato je nekdanji angleški minister za znanost William Waldegrave leta 1993 celo podelil nagrado profesorju Davidu Millerju iz UCL za najboljšo laično razlago Higgsovega bozona. Profesor David Miller pravi takole. "Higgsovo polje" ima to lastnost - da maso lahko razumemo kot merilo upora proti gibanju (za manjšo hitrost od svetlobne). "Higgsovo polje" je prof. prikazal kot sobo fizikov, ki med seboj živahno klepetajo. Soba je torej polna ljudi, v prostor pa vstopi nov znanstvenik in vznemirja - z vsakim korakom privablja nove občudovalce in vsi močno sodelujejo, debatirajo z njimi - podpisuje avtograme ... Množica se še kar zbira okrog znanega znanstvenika, obkrožen z novimi oboževalci, se zato zmeraj težje premika po sobi - v tej analogiji pridobi maso zaradi "polja" oboževalcev, pri čemer vsak oboževalec deluje kot en sam Higgsov bozon. A v sobo vstopi še en znanstvenik – tako se pojavita dve množici okoli različnih znanstvenikov, ena velika in ena majhna. Če torej v sobo vstopi manj priljubljen (uspešen ali manj retorično spreten) znanstvenik, se zbere okrog njega le majhna množica, nihče ne prosi za pozornost. Lažje se premika po sobi - po analogiji je njegova interakcija z bozoni manjša, zato ima manjšo maso. Z uporabo dveh različnih metod odkrivanja so fiziki v CERN-u (pospeševalnik protonov, to je hadronov: LHC - Large Hadron Collider) zaznali maso, ki bi naj bila v območju Higgsovega bozona. Julija 2012 sta skupini sodelavcev na detektorjih CMS in ATLAS neodvisno sporočili, da sta potrdili odkritje prej neznanega bozona z maso med 125–127 GeV/c2, katerega lastnosti se s standardno deviacijo 5 sigma »ujemajo« s Higgsovom bozonom. Zato je večina raziskovalcev iz tega področja prepričanih, da je Higgsov bozon odkrit!
K tem očetom kvantne mehanike bi sam še dodal še dedke kvantne teorije:
*** Joseph von Fraunhofer (1787–1826) - odlično detektira temne absorpcijske črte v Sončevem spektru
, *** Michaela Faradayja (1791 – 1867) - poveže svetlobo z elektromagnetnim valovanjem,
*** Slovenec Jožef Štefan (1835 – 1893) - odkrije zakon o toplotnem sevanju teles, kjer igra ključno vlogo absolutna temperatura, izsevani valovi so elektromagnetno valovanje,
*** Štefanov učenec Ludwig Eduard Boltzmann (1844 – 1906) - poda kinematično sliko toplote in pravilno definicijo porazdelitve delcev po energiji (E = mv2/2), kar pa poveže s temperaturo,
*** Max Planck (1858 – 1947) - po analogiji Boltzmanna poda teoretični premislek o svetlobi, kot energijskih paketih (E = hν), ki jih seva recimo črno telo in tako pravilno zapiše porazdelitev gostote toplotnega izseva po valovnih dolžinah za idealno črno telo pri dani temperaturi,
*** Niels Henrik David Bohr (1885 – 1962) - prvi poda delujoči matematični orbitalni model spektra vodika (ki je danes presežen, a je igral izjemno pomembno vlogo v razvoju kvantne mehanike)
, *** Philipp Eduard Anton von Lenard (1862 - 1947) - razvil je posebno Lenardovo okensko cev, v bistvu rentgen, njegova najpomembnejša ugotovitev je bila, da je energija žarkov v fotoelektričnem učinku neodvisna od jakosti svetlobe (ampak le od frekvence),
*** Albert Einstein (1879 – 1955) - Lenardova opažanja, da je energija žarkov v fotoelektričnem učinku odvisna le od frekvence, je Albert Einstein razložil kot kvantni učinek; ta teorija je predvidevala, da bo graf energije katodnega žarka v odvisnosti od frekvence ravna črta z naklonom, ki je enak Planckovi konstanti 'h' ( nekaj let pozneje se je izkazalo, da je tako, fotoelektrična kvantna teorija je bilo delo, ki je dobilo veljavo in so ga splošno citirali šele, ko je Einstein prejel Nobelovo nagrado za fiziko leta 1921; Lenard ni oporekal Einsteinovi razlagi fotoelektričnega učinka - sam je k temu tudi veliko prispeval).
Kako se je vse začelo - diskretni (črtasti) spektri atomov.
Sodobna spektroskopija se je v zahodnem svetu začela v 17. stoletju. Nove zasnove v optiki, zlasti prizme, so omogočile sistematično opazovanje Sončevega spektra. Isaac Newton je prvi uporabil besedo spekter za opis mavrice barv, ki se združujejo v belo svetlobo. V začetku 19. stoletja je Joseph von Fraunhofer izvajal poskuse z disperzivnimi spektrometri (prizmami), ki so omogočili, da je spektroskopija postala natančnejša in kvantitativna znanstvena tehnika. Od takrat je spektroskopija igrala in še naprej igra pomembno vlogo v kemiji, fiziki in astronomiji. Joseph von Fraunhofer je opazoval in meril temne črte v sončnem spektru, ki zdaj nosijo njegovo ime, čeprav jih je že prej opazil že Wollaston. Wollaston jih je videl le 7, medtem ko jih je Fraunhofer naštel 574, današnji fiziki pa približno 10.000.
Disperzíja ali razklon svetlobe (recimo na prizmi) nastane zato, ker je hitrost svetlobe in s tem lomni količnik, recimo v steklu, odvisen od valovne dolžine svetlobe (frekvence). Različne valovne dolžine svetlobe se lomijo pod različnimi koti na prehodu v prizmo in iz nje. Ta vrsta odvisnosti se imenuje tudi kromatična disperzija.
Zgoraj prikazana shema preprostega spektrografa (spektroskopa) na prizmo, ki režo, skozi katero vstopa ozek snop svetlobe s Sonca, razkloni v mavrične barve (v spekter). Tam, kjer plinska atmosfera Sonca absorbira določene valovne dolžine svetlobe, se že pri tako preprostem spektroskopu opazijo temnejše črte (maj svetla projekcija reže na zaslon). Ta preprost spektroskop lahko naredite sami, sploh pa šole (v temnem prostosru odprete rahlo vrata - ozka špranja, kamor pada svetloba, to svetlobo pa lahko v spekter razklonite s prizmo ali z uklonsko mrežico in vse skupaj projecirate na belo podlago - papir, platno). Lahko pa seveda naredite heliostat.
Recimo, da valovne fronte svetlobe izhajajo iz točke.
V spodnjem za svetlobo delno prepustnem mediju (recimo voda, steklo) se valovne fronte širijo počasneje.
S tem se spremeni normalni vektor valovne fronte, ki ustreza lomu svetlobnega žarka.
Za lomni količnik svetlobe velja, da je hitrost "v" svetlobe v snovi
z lomnim količnikom n kar enaka: v = c/n. Kjer je c = 299 792 458 m/s hitrost svetlobe v vakuumu.
Za svetlobi velja torej lomni zakon:
n2/n1 = sin(?1)/sin(?2) = v1/v2
To je Snellov zakon (1621 ga odkrije Nizozemec Willebrord Snell van Royen).
Fraunhofer prikazuje spektroskop.
Med preskušanjem svojih prizem in raziskovanjem Sončevega spektra je leta 1814 odkril, po njem imenovane temne absorbcijske črte.
Že rahla nepravilnost v izdelavi prizme je toliko pokvarila ločljivost slike, da so se črte zabrisale. S tem se lahko morda pojasni,
da jih Newton pri svojih raziskavah svetlobe s prizmo ni opazil. Opazil pa jih je 12 let prej leta 1802 Wollaston, vendar jih
je videl le 7, medtem ko jih je Fraunhofer naštel 574, današnji fiziki pa približno 10.000. Fraunhofer ni ostal samo pri
opazovanju in štetju črt. Izmeril je lege najizrazitejših črt in jih leta 1817 označil s črkami od A do K. Te oznake veljajo
še danes. Določil je njihove valovne dolžine in pokazal, da se pojavijo vedno na istih mestih, če se jih gleda v neposredni
sončni svetlobi ali pa v odbiti svetlobi z Lune ali planetov. Pozneje je določil lege več 100 črt.
Njegove raziskave loma in razklona svetlobe so vodile k iznajdbi spektroskopa in razvoju spektroskopije. Tudi pri
tem se ni ustavil. Prizmo je postavil v gorišče daljnogleda, da bi preučil spektre zvezd. Ugotovil je, da imajo
tudi ti spektri temne črte, vendar premaknjene glede na Sončev spekter. S tem je že skoraj imel veliko odkritje,
ki pa se mu je izmuznilo. Izmuznilo se je tudi znanstvenemu svetu v celoti, saj se za njegova poročila o zadevi
ni nihče zmenil. Šele Kirchhoff je pol stoletja kasneje iz teh črt dal fizikom, kemikom in astronomom izredno
koristno orodje. Bunsen in Kirchhoff sta leta 1859 s spektrografom na prizmo odkrila, da so temne absorpcijske
črte iz Sončevega spektra enake emisijskim črtam, ki jih v spektrih zvezd podajajo povsem določeni kemični
elementi. Bunsen je pravilno pojasnil Fraunhoferjeve absorpcijske črte.
Fraunhofer je leta 1821 tudi prvi uporabil optično mrežico za razklon svetlobe. Prvo mrežico je izdelal
iz tankih napetih žičk položenih tesno skupaj. Od njegovih časov so mrežice že popolnoma nadomestile
prizmo v spektroskopiji. Zdaj jih urezujejo kot vrsto finih zarez v stekleno ali kovinsko ploščico.
Njegovo delo na tem področju sta nadaljevala Bunsen in Kirchhoff, ki sta utemeljila spektralno analizo.
Navkljub vsem dosežkom je Fraunhofer ostal za snobovski znanstveni svet le manjvredni tehnik in,
če se je že smel udeležiti znanstvenih srečanj, mu pravice do besede ali nastopa niso priznali.
Leta 1823 je postal član Akademije znanosti v Münchnu. Bil je predstojnik njenega oddelka za ohranjanje fizike.
Za svoje podjetje je leta 1820 izdelal tudi mikroskop. Izdelal je tedaj največji refraktor za novi observatorij
v Pulkovem. S svojimi instrumenti je pomagal leta 1837 Besslu in leta 1840 von Struveju pri merjenju
prvih zvezdnih paralaks. Z njegovim heliometrom je leta 1844 Bessel odkril nepravilnosti v gibanju Sirija A.
Snemanje Sončevega spektra s heliostatom in spektrometrom
Informativna dneva 16./17. februarja 2024 sta potekala ob lepem vremenu, tako
da so šentviški astronomi obiskovalcem lahko pokazali prekrasen spekter Sonca narejen s heliostatom - in to seveda v živo.
V H-alfa teleskopu pa je Sonce kazalo prav bogato aktivnost - veliko protuberanc, filamentov, peg ...
To je bila zelo dobra reklama za astronomijo, ki sta jo odlično izpeljala mentorja astronomskega krožka Andrej in Klemen.
Klemenova slika Sončevega spektra projiciranega na belo podlago (mizo), narejena z mobilnim telefonom, kaže na izjemno kvalitetno
izveden heliostat in spektroskop s tanko režo - 16. februar 2024.
Prekrasno se opazi natrijev dublet v spektru Sonca ("sodium doublet" - D1_Na = 589.592 nm, D2_Na = 588.995 nm) - desno v oranžnem delu.
Enako velja za vodikovo črto H - β označeno s črko F v modrem delu spektra, tudi črta železa v zelenem delu spektra označena s črko E ...
Še primerjalni spekter - splet.
Napredek pri razvoju heliostata (sedaj je bilo zrcalo heliostata pritrjeno na EQ6)
in samega spektroskopa kaže podobna vaja iz leta 2019:
http://www2.arnes.si/~gljsentvid10/aktualno_2019.html
Razliko v kvaliteti kaže tudi spodnji posnetek spektra iz leta 2019.
Tabela najizrazitejših Fraunhoferjevih absorpcijskih črt posameznih elementov in širina.
|
Oznaka |
izvor(at., mol.) |
valovna dolžina (nm) |
širina črte (nm) |
|
K |
Ca+ |
393,3682 (393,3666) |
2,0253 |
|
H |
Ca+ |
396,8492 (396,8468) |
1,5467 |
|
Fe |
404,5825 |
0,1174 |
|
|
h (d ) |
H |
410,1748 (410,1735) |
0,3133 |
|
g |
Ca |
422,6740 (422,6728) |
0,1476 |
|
G |
Ca |
430,7741 |
|
|
G |
Fe |
430,7906 |
|
|
G' (g ) |
H |
434,0475 (434,0465) |
0,2855 |
|
e (ponekod d) |
Fe |
438,3547 (438,3557) |
0,1008 |
|
Fe |
440,4761 |
0,0898 |
|
|
D |
Fe |
466,8140 |
|
|
F (b ) |
H |
486,1342 (486,1327) |
0,3680 |
|
c |
Fe |
495,7609 |
|
|
b4 |
Mg |
516,7327 (516,7343) |
0,0935 |
|
b4 |
Fe |
516,7491 |
|
|
b3 |
Fe |
516,8901 |
|
|
b2 |
Mg |
517,2698 (517,2699) |
0,1259 |
|
b1 |
Mg |
518,3619 (518,3618) |
0,1584 |
|
E2 |
Fe |
526,9541 |
|
|
D3 |
He |
587,5618 |
|
|
D2 |
Na |
588,9973 (588,9953) |
0,0752 |
|
D1 |
Na |
589,5940 (589,5923) |
0,0564 |
|
a |
O2 (atmosfera Zemlje) |
627,6-628,7 |
|
|
C (a ) |
H |
656,2808 (656,2816) |
0,4020 |
|
B |
O2 (atmosfera Zemlje) |
686,7-688,4 |
|
|
A |
O2 (atmosfera Zemlje) |
759,4-762,1 |
Zorko Vičar
.