Viktor Franc Hes

Viktor Franc Hes
Lični podaci
Datum rođenja	(1883-06-24)24. jun 1883.
Mesto rođenja	Šlos Valdstajn, Pegau, Austrougarska
Datum smrti	17. decembar 1964.(1964-12-17) (81 god.)
Mesto smrti	Maunt Vernon, Njujork, SAD
Naučni rad
Polje	fizika
Poznat po	otkriće kosmičkih zraka
Nagrade	Nobelova nagrada za fiziku (1936)

V. F. Hes (u sredini) se sprema za let balonom.

Originalna aparatura (jonizaciona komora) koju je V. F. Hes koristio za otkrivanje kosmičkih zraka.

Kosmički zraci: povećanje jonizacije s nadmorskom visinom koju je merio V. F. Hes 1912. i Kolherster 1913. i 1914.

Maglena komora s vidljivim linijama jonizirajućeg zračenja (kratke, debele: alfa-čestice; duge, tanke: beta-čestice).

Nakon što uđu u Zemljinu atmosferu, kosmičke čestice se sudaraju s molekulima, uglavnom azotom i kiseonikom, stvarajući slapove manjih čestica, što se zove još pljusak elementarnih čestica.

Prva ikad napravljena slika pozitrona.

Viktor Franc Hes (engl. Victor Franz Hess, 24. jun 1883. – 17. decembar 1964) bio je austrijsko-američki fizičar koji je dobio Nobelovu nagradu za fiziku 1936. godine za "za otkriće kosmičkih zraka". Doktorat stekao 1906. u Gracu, gde je bio profesor od 1920. Od 1911. proučavao jonizaciju vazduha, za koju se verovalo da potiče od radioaktivnih čestica raspršenih po tlu i atmosferi. Merenjima pomoću balona s elektroskopima 1912. pokazao da je zračenje znatno jače na većim visinama. Dokazao je postojanje zračenja vanzemaljskog porekla (koje je R. A. Miliken 1925. nazvao kosmičkim zračenjem). Sve do uvođenja ubrzivača čestica kosmičko je zračenje bilo jedini način otkrivanja novih elementarnih čestica, kao što je to bio slučaj s pozitronom, koji je otkrio C. D. Anderson. Hes je s njime podelio Nobelovu nagradu za fiziku 1936. Pre Hitlerovog pripojenja Austrije Hes je otišao u Švajcarsku, potom u SAD, gde je 1944. dobio američko državljanstvo. Nakon Drugog svetskog rata merio radioaktivnost proizvedenu nuklearnim eksperimentima, kojima se oštro protivio.

Životopis

Viktor je rođen je 24. juna 1883. u dvorcu Valdstajn kao sin Vinzensa Hesa, šumara princa Ötingen-Valerstajna, i Serafine Edle fon Grosbauer-Valdstat.

Od 1901. do 1905. bio je preddiplomac na Univerzitetu u Gracu. Zatim je nastavio svoje studije te je 1910. stekao svoj doktorat. Od tada pa do 1920. radio u Institutu za proučavanje radija na Bečkoj akademiji nauka, a 1921. odlazi u SAD gde neko vreme radio u Nju Džerziju i Vašingtonu. Godine 1923. vraća se u Austriju gde dobija posao na matičnom univerzitetu, a 1925. postaje redovni profesor eksperimentalne fizike u Gracu. Godine 1931. postaje profesor i upravnik Instituta za radiologiju pri Univerzitetu u Inzbruku.

Godine 1936, Švedska akademija mu je uručila Nobelovu nagradu za fiziku za otkriće kosmičke radijacije. Hes je te zrake otkrio puno ranije, u razdoblju od 1911. do 1913, a njegovo je otkriće 1925. potvrdio američki nobelovac R. A. Milikan. Milikan je dao ime tim zrakama. Glavni zaključak Hesovog rada, izdatog u časopisu Postupci Austrijske akademije nauka, bio je taj da se količina radijacije sa zemlje smanjuje do nekih 1 kilometar visine, dok se, zbog prodora zračenja iz svemira, iznad te visine količina zračenja ponovo povećava. Tu tezu Hes je eksperimentima dokazivao nizom letova na različitim visinama u periodu od 1911. do 1912. (najveća visina bila je 5,3 kilometara od Zemljine površine). Ti letovi su bili izuzetno rizični.

Godine 1938. ponovo odlazi u SAD sa svojom suprugom Židovkom, kako bi pobegao od nacizma. Iste godine postaje profesor na Univerzitetu Fordham, a državljanstvo dobiva 1944. Godine 1956. otišao je u penyiju. Umro je 8 godina kasnije, 17. 12. 1964. u mestu Maunt Vernon u saveznoj državi Njujork.

Kosmički zraci

Glavni članak: Kosmički zraci

Godine 1900. opazio je Č. T. R. Vilson da i u najbolje izoliranim posudama vazduh postaje električni provodnik. Ako se stavi u posudu elektroskop, električni napon između listića elektroskopa pomalo opada. Električna struja, koja teče vazduhom, povezana je s neprestanom proizvodnjom električno nabijenih jona. Ta pojava bila je tumačena tako da radioaktivne materije u vazduhu i zemlji šalju prodorne zrake, koji cepaju molekule vazduha na jone i čine ga provodnikom. Godine 1907. E. Ruderford i Kuk su zaista u vazduhu našli radioaktivne materije, što je išlo u prilog hipoteze o zemaljskom poreklu zraka, koje jonizuju vazduh. Količine radioaktivnih materija u vazduhu bile su premalene da bi objasnile svu jačinu jonizacije, te se stoga moralo pretpostaviti da prodorni zraci imaju glavni izvor u zemlji.

Međutim, neke su druge činjenice govorile protiv hipoteze o zemaljskom poreklu novih zraka. Tako je jačina (intenzitet) zraka ista nad morskom površinom i kopnom, iako voda sadrži neznatnu količinu radioaktivnih materija. Nov podsticaj za ispitivanje novih zraka dao je Gokelov nalaz iz 1910. da se na visini od 4 000 nad morem još uvek opažaju zraci, koji snažno jonizuju. Godine 1912. i 1913. puštao je V. F. Hes balone s aparatima za merenje jonizacije na visini 5 000 m nad morem i jasno utvrdio da jonizacija doduše opada u prvih nekoliko stotina metara, ali nakon toga jačina zraka raste kad se balon podiže u visinu. Hesov nalaz potvrdila su vrlo sistematska ispitivanja Kohlherstera od 1914. do 1919. On je izmerio da je jonizacija na visini od 9 000 m nad morem 10 puta veća negoli nad površinom zemlje. U zatvorenoj posudi zraci proizvode na visini od 9 000 m 100 para jona po cm³ i sekundi, dok nad morskom površinom svega 10 para jona po cm³. Od toga je pri morskoj površini 8 jonskih parova proizvedeno radioaktivnim materijama, i taj udeo opada pri kretanju uvis. Poreklo zraka, koji izazivaju jonizaciju, ne može biti Zemlja. Ti zraci, kako je tvrdio Hes, dolaze iz svemira. Otada su nazvani visinskim ili kosmičkim zracima.

O prirodi kosmičkih zraka nastale su odmah različite hipoteze. Mnogi su ih smatrali elektromagnetskim talasima izuzetno malih talasnih dužina. Preokret je nastupio kad je 1927. Skobeljcin otkrio u kosmičkim zracima elektrone. Vilsonova komora se može opkoliti tako debelim pločama olova da kroz njih mogu prodreti samo kosmički zraci. U Vilsonovoj komori opažaju se elektroni koji jure s golemim brzinama. Energije elektrona u kosmičkim zracima mnogo puta su veće od energije brzih elektrona beta-zraka. Njihove brzine sasvim se približavaju brzini svetlosti. Broj čestica u kosmičkim zracima nije vrlo velik. U jednom minutu prosečno padne jedna čestica na 1 cm² morske površine.

Impuls sile električno naelektrisane čestice može se meriti tako da se njena staza u Vilsonovoj komori svine jakim magnetom. Između impulsa čestice p, poluprečnika njene staze r i magnetskog polja H postoji odnos:

$p={\frac {e}{c}}\cdot r\cdot H$

Za tako brze čestice može se zanemariti energija sadržana u masi mirovanja, te između energije i impulsa postoji jednostavan linearni odnos:

$E=c\cdot {\sqrt {m^{2}\cdot c^{2}+p^{2}}}\approx c\cdot p$

Merenjem poluprečnika staze čestice direktno daje impuls, a po tom odnosu i energiju. Skobeljcin je opazio čestice s energijom preko 15 000 000 eV. Patrik Bleket je izmerio energije preko 20 000 MeV. Prosečna vrednost impulsa čestica na morskoj površini iznosi 3 000 MeV/c.

Ispitivanje kosmičkih zraka dovelo je i do otkrića pozitrona. U kosmičkim zracima ima jednako mnogo pozitrona kao i elektrona. Ta simetrija pozitivnog i negativnog naboja sasvim je nepoznata u našim normalnim zemaljskim prilikama. Doduše, kasnije su pozitroni opaženi i kod veštačko proizvedenih beta-radioaktivnih konverzija, ali oni ne dolaze kao gradivni materijal naše zemaljske materije. U kosmičkim zracima pozitronima pripada isto značenje kao i elektronima; štaviše, oni nešto malo pretežu nad brojem elektrona.

Pored elektrona i pozitrona opažaju se u kosmičkim zrakama i elektromagnetni talasi vrlo kratke talasne dužine. Te talasne dužine mogu biti hiljadu puta manje od talasnih dužina gama-zraka radioaktivnih materija.

Kad brzi elektroni i pozitroni prolaze kroz atmosferu, oni deluju na atome atmosfere svojim električnim silama. Atomska jezgra su tako teška, tako da praktično ostaju u mirovanju. Nasuprot tome, laki elektroni u atomima dobijaju velika ubrzanja i otrgnu se od svojih atomskih jezgara. Uzduž svojih staza električno naelektrisane čestice velike energije ostavljaju golemo mnoštvo jona. Prosečno brzi elektron gubi energiju oko 32 eV da bi proizveo jedan jon. Brza naelektrisana čestica proizvede u vazduhu na normalnoj temperaturi i pritisku na putu od 1 cm oko 80 jonskih parova. Gubitak energije brzog elektrona iznosi na putu od 1 cm:

$80\cdot 32\,\,{\mbox{eV}}=2560\,\,{\mbox{eV}}$

Kad bi atmosfera imala konstantnu gustinu kao uz površinu Zemlje, ona bi dala sloj visok 8 km. Brzi elektron, koji prođe kroz čitavu atmosferu, izgubi zbog jonizacije energiju:

$2\,560\cdot 800\,000\,\,{\mbox{eV}}=2\cdot 10^{9}\,\,{\mbox{eV}}$

Elektron koji prođe čitavu atmosferu, morao bi imati najmanje energiju oko 2 000 MeV. Stvarno se ta donja granica mora uzeti da je još i veća, jer elektron gubi energiju i drugim procesima.

Kad brzi elektron kosmičkih zraka dođe sasvim blizu nekom elektronu molekula vazduha, on ga snažno odbacuje napred. Uz prvobitni elektron postoje i sekundarni. Sekundarni elektron opet dalje izaziva jonizaciju. Totalna honizacija zraka uzrokovana je dakle primarnim, sekundarnim, tercijarnim elektronima. Ranije dati broj od 80 jona na 1 cm² odnosi se na totalnu jonizaciju.

Jonizacija znači trajni i postepeni gubitak energije kosmičkih zraka. Ona izaziva postepenu apsorpciju kosmičkih zraka. Kad bi jonizacija bila jedini činilac, jačina (intenzitet) kosmičkih zraka neprekidno bi rastao s porastom visine. Međutim, eksperimentima se opaža, da kosmički zraci dosežu najveću jačinu na 17 km. Na toj visini jačina kosmičkih zraka je otprilike 40 puta veća nego nad morskom površinom. Dalje na visini jačina kosmičkih zraka opada, dok na najvećim visinama ne ostane na konstantnoj svemirskoj vrednosti.

U kosmičkim zracima nalazi se uvek priličan broj brzih protona i neutrona. Njihov broj raste kad sa porastom visine, kao što raste i broj elektrona i pozitrona. Broj neutrona znatno prevladava nad brojem protona. To je jasno kad se ima u vidu da neutroni nemaju električnog naboja, te ih atmosfera slabo upija (apsorbuje). Neutroni kao i glavni deo protona, koji se opažaju u nižim slojevima atmosfere, nisu primarne čestice kosmičkih zraka. Kosmički zraci u prolazu kroz atmosferu razbijaju atomska jezgra i pri tom povuku sa sobom sve njihove čestice. Takvo razbijanje atomskog jezgra kosmičkom česticom može se videti u Vilsonovoj komori. Od mesta gde je čestica kosmičkih zraka udarila o jezgro izlaze staze, od kojih neke sigurno pripadaju protonima.

Vrlo važnu metodu za opažanje kosmičkih zraka i nuklearnih razbijanja predstavlja fotografska emulzija, u kojoj brzi joni ili naelektrisane čestice ostavljaju tragove. Ploča s takvom posebnom fotografskom emulzijom izloži se delovanju kosmičkih zraka. Blau i Vambačer našli su na fotografskoj ploči, koju su dugo držali izloženu kosmičkim zracima, mnoštvo „zvezda". Svaka zvezda sastoji se od više staza čestica koje su izbačene pri razbijanju atomskog jezgra. Među njima jasno se mogu raspoznati protoni, alfa-čestice i teža jezgra. Čestica kosmičkih zraka, koja izaziva eksplozivan raspad, mora imati energiju oko 1 000 MeV. Prema dosadašnjem ispitivanju vrlo je verovatno da zvezde pretežno izazivaju neutralne čestice. Broj zvezda raste s porastom nadmorske visine. Ovaj rast je paralelan s rastom broja neutrona i to potvrđuje pretpostavku da su neutroni kosmičkih zraka glavni uzrok pojave zvezda.

U kosmičkim zracima se opažaju vrlo složene pojave. Te pojave su od golemog značaja za fiziku, jer se ti procesi odvijaju s golemim promenama energije i time čine osnove eksperimenta za relativističku teoriju. Neke od osnovnih pojava kosmičkih zraka potpuno su objašnjene, za neke je teorija još nesigurna. To, što se opaža na Zemlji pomoću naših aparata, nisu primarni kosmički zraci, nego rezultat niza pretvorbi kroz koje su kosmički zracu prošli na putu kroz atmosferu. Postepeno ispitivanje kosmičkih zraka u sve većim visinama i moguće prenošenje na vrh atmosfere objasnjavaju prirodu ovog zagonetnog zračenja koje vekovima, bez prestanka, proniče svemirski prostor.

Za pitanje o prirodi primarnih kosmičkih zraka važan je Klejev nalaz iz 1930. da jačina kosmičkih zraka zavisi od zemljopisne širine. Kosmičke zraci su snažniji na polovima nego na ekvatoru. Menjanje jačine posebno je znatno od ekvatora do 50° zemljopisne širine. Dalje prema polu ostaje kosmičko zračenje gotovo konstantno. Ovaj širinski učinak postaje mnogo znatniji kad se kosmički zraci mere na većim visinama. Relativna razlika u jačini kosmičkih zraka na ekvatoru i polu iznosi na morskoj površini 1/10, a na visini 4 000 m nad morem 1/3, a na još većim visinama i do 8/10. Već ranije je H. L. Štermer protumačio polarnu svetlost, tačno proračunao što se događa, kad homogene zrake elektrona padaju iz svemira na Zemlju. Zemlja je magnet i ona svija staze električno nabijenih čestica. Zbog toga elektroni pretežno padaju na pojas oko polova. Štermerov proračun daje za zavisnost jačina elektronskih zraka od zemljopisne širine istu sliku kakva se opaža kod kosmičkih zraka. Taj rezultat vrlo uverljivo govori u prilog tezi da su primarni kosmički zraci, koji dolaze iz svemirskih dubina, sastavljeni od električno nabijenih čestica. Naravno, na osnovu ovog zemljopisnog učinka kosmičkih zraka ne može se odlučiti da li se kosmički zraci primarno sastoje od elektrona, pozitrona ili protona. Geomagnetski učinak i merenja na velikim visinama pokazuju da su energije primarnih kosmičkih čestica raspoređene po statističkom zakonu. Broj prvobitnih čestica s energijom između E i E + dE dat je jednostavnom funkcijom:

${\mbox{d}}n={\frac {A}{E\cdot y+1}}\cdot {\mbox{d}}E$

gde je: A - konstanta, γ - je otprilike 1,5. Prema tome se smatra da ovaj spektar vredi neograničeno prema najvećim energijama, prema Blaketu čak za energiju preko 10⁹ MeV, dok ima donju granicu kod E_min = 2 000 MeV. Na osnovu gornjeg spektra dobija se za prosečnu energiju kosmičkih zraka vrednost 6 000 МеВ, što se dobro slaže s drugim opažanjima.

Kosmički zraci padaju sa svih strana na Zemlju. Raspored jačina po smjerovima može se podesno ispitivati pomoću 2 ili 3 brojača, koji su poređani na jednom pravcu, a reaguju samo onda ako čestica prođe kroz sve njih. Jačina kosmičkih zraka, naravno, najveća je u normalnom smeru, jer to daje najkraći put kroz atmosferu. Uzmimo od smera normale jednaki ugao prema zapadu ili istoku. B. Rosi je 1931. opazio da jačina kosmičkih zraka sa zapada preteže nad jačinom kosmičkih zraka s istoka. Ovaj „zapadni vetar” ukazuje na to da primarne čestice kosmičkih zraka moraju biti pozitivno naelektrisane ili barem mora biti više pozitivnih od negativnih.

U skladu s danas poznatim činjenicama i teorijskim predodžbama stoji hipoteza da se primarni kosmički zraci sastoje pretežno od protona s energijom 6 000 MeV. Merenja izvršena 1948. na vrlo velikim visinama pokazala su da u primarnim zracima ima još lakih i teških atomskih jezgara. Moguće je takođe da se nalazi još primarno mali postotak elektrona i pozitrona.

Publikacije

• Hess, Victor F. (1928). The Electrical Conductivity of the Atmosphere and Its Causes. Constable & Company. OCLC 1900377. 

Spoljašnje veze

• Viktor Franc Hes na sajtu Nobelprize.org Biography and Nobel lecture