WikiSysop: bnz

2022-05-01T00:32:49Z

bnz

←Starija inačica		Inačica od 1. svibanj 2022. u 00:32
Redak 1:		Redak 1:
	~~<!--'''Bruno Rossi'''-->~~{{Znanstvenik		{{Znanstvenik
	\| ime = Bruno Rossi		\| ime = Bruno Rossi
	\| slika = Bruno B Rossi.jpg		\| slika = Bruno B Rossi.jpg

WikiSysop: Bot: Automatski unos stranica

2021-11-24T23:13:13Z

Bot: Automatski unos stranica

Nova stranica

{{Znanstvenik
| ime = Bruno Rossi
| slika = Bruno B Rossi.jpg
| slika_širina = 200px
| naslov =
| datum_rođenja = [[13. travnja]] [[1905.]]
| mjesto_rođenja = [[Venecija]], [[Italija]]
| datum_smrti = [[21. studenog]] [[1993.]]
| mjesto_smrti = [[Cambridge, Massachusetts]], [[SAD]]
| prebivalište =
| državljanstvo = [[Talijani|Talijan]] [[Amerikanci|Amerikanac]]
| narodnost =
| etnicitet =
| polje = [[Fizika]]
| radna_institucija = Sveučilište u [[Firenca|Firenci]], Sveučilište u [[Padova|Padovi]], Sveučilište u [[Manchester]]u, Sveučilište u [[Chicago|Chicagu]] Sveučilište Cornell u [[Ithaca, New York|Ithaci]], [[Massachusetts Institute of Technology|Massachusettski institut za tehnologiju]] (MIT) [[Projekt Manhattan]]
| alma_mater = [[Sveučilište u Bologni]]
| doktorski_mentor =
| doktorski_studenti = [[Giuseppe Occhialini]]
| poznat_po = [[Kozmičke zrake]] [[Rendgenska astronomija]]
| autor_kratica_bot =
| autor_kratica_zoo =
| nagrade = [[Matteuccijeva medalja]] (1991.)
| religija =
| fusnote =
}}

[[datoteka:HessKol.jpg|mini|desno|300px|[[Kozmičke zrake]]: povećanje [[ionizacija|ionizacije]] s [[nadmorska visina|nadmorskom visinom]] koju je mjerio V. F. Hess 1912. i Kolhörster 1913. i 1914.]]

[[datoteka:HafelekarSteinkeApperatus.JPG|mini|desno|300px|Originalna aparatura ([[ionizacijska komora]]) koju je [[Victor Franz Hess|V. F. Hess]] koristio za otkrivanje [[Kozmičke zrake|kozmičkih zraka]].]]

[[datoteka:Cloud chamber bionerd.jpg|mini|desno|300px|[[Maglena komora]] s vidljivim linijama [[Ionizirajuće zračenje|ionizirajućeg zračenja]] (kratke, debele: [[alfa-čestica|alfa-čestice]]; duge, tanke: [[beta-čestica|beta-čestice]]).]]

[[datoteka:AirShower.svg|mini|desno|300px|Nakon što uđu u [[Zemljina atmosfera|Zemljinu atmosferu]], [[kozmičke čestice]] se sudaraju s [[molekula]]ma, uglavnom [[dušik]]om i [[kisik]]om, stvarajući slapove manjih čestica, koje zovemo još pljusak [[Elementarna čestica|elementarnih čestica]].]]

[[datoteka:PositronDiscovery.jpg|mini|300px|desno|Prva ikad napravljena slika [[pozitron]]a.]]

[[datoteka:800crab.png|mini|desno|300px|[[Messier 1|Maglica Rakovica]] snimljena u raznim područjima [[elektromagnetsko zračenje|elektromagnetskog zračenja]], a donje 3 slike su u području [[Rendgenske zrake|rendgenskog zračenja]].]]

'''Bruno Rossi''', punim imenom '''Bruno Benedetto Rossi''' ([[Venecija]], 13. travnja 1905. – [[Cambridge, Massachusetts]], 21. studenog 1993.), američki [[fizičar]] talijanskoga podrijetla. Nakon završetka [[Sveučilište u Bologni|studija fizike u Bologni]] (1927.) zaposlio se kao asistent na Sveučilištu u [[Firenca|Firenci]]. Godine 1932. postao je [[profesor]] na Sveučilištu u [[Padova|Padovi]], a od 1937. i ravnatelj novog istraživačkog instituta pri tom sveučilištu. Kada su u [[Italija|Italiji]] 1938. uvedeni rasni zakoni, emigrirao je u [[SAD]], gdje je od 1939. do 1943. radio kao istraživač suradnik na Sveučilištu Cornell, a zatim u [[Los Alamos, Novi Meksiko|Los Alamosu]] na [[Projekt Manhattan|Projektu Manhattan]]. Nakon 1945. posvetio se istraživanju [[Kozmičke zrake|kozmičkoga zračenja]], konstruiranju [[Rendgenske zrake|rendgenskoga]] [[teleskop]]a te razvoju metoda za bilježenje i analizu kozmičkog i [[Rendgenske zrake|rendgenskoga zračenja]] iz [[svemir]]a. Smatra ga se začetnikom [[Rendgenska astronomija|rendgenske astronomije]]. <ref> '''Rossi, Bruno Benedetto''', [http://www.enciklopedija.hr/Natuknica.aspx?ID=53412] "Hrvatska enciklopedija", Leksikografski zavod Miroslav Krleža, www.enciklopedija.hr, 2019. </ref>

== Kozmičke zrake ==
{{Glavni|Kozmičke zrake}}

Godine 1900. opazio je [[Charles Thomson Rees Wilson|C. T. R. Wilson]] da i u najbolje [[izolacija|izoliranim]] posudama [[zrak]] postaje [[električni vodič|električnim vodičem]]. Stavi li se u posudu [[elektroskop]], [[električni napon]] između listića elektroskopa pomalo opada. [[Električna struja]], koja teče zrakom, vezana je s neprestanom proizvodnjom [[električni naboj|električni nabijenih]] [[ion]]a. Ta pojava bila je tumačena tako da [[radioaktivnost|radioaktivne tvari]] u zraku i zemlji šalju prodorne zrake, koje cijepaju [[molekule]] zraka na ione i čine ga vodičem. Godine 1907. [[Ernest Rutherford|E. Rutherford]] i Cook doista su u zraku našli radioaktivnih tvari, što je išlo u prilog hipoteze o zemaljskom porijeklu zraka, koje ioniziraju zrak. Samo količine radioaktivnih tvari u zraku bile su premalene da bi objasnile svu jakost [[ionizacija|ionizacije]], pa se stoga moralo pretpostaviti da prodorne zrake imaju glavni izvor u zemlji.

Međutim, neke su druge činjenice govorile protiv hipoteze o zemaljskom porijeklu novih zraka. Tako je [[Jakost zračenja|jakost (intenzitet) zrak]]a isti nad morskom površinom i kopnom, iako voda sadrži neznatnu količinu radioaktivnih tvari. Nov poticaj za ispitivanje novih zraka dao je Gockelov nalaz iz 1910. da se na visini od 4 000 nad morem još uvijek opažaju zrake, koje snažno ioniziraju. Godine 1912. i 1913. puštao je [[Victor Franz Hess|V. F. Hess]] [[balon]]e s aparatima za mjerenje ionizacije na visini 5 000 m nad morem i jasno utvrdio da ionizacija doduše opada u prvih nekoliko stotina metara, ali iza toga jakost zraka raste kad se dižemo u visinu. Hessov nalaz potvrdila su vrlo sistematska ispitivanja Kohlhörstera od 1914. do 1919. On je izmjerio da je [[ionizacija]] na visini od 9 000 m nad morem 10 puta veća negoli nad površinom zemlje. U zatvorenoj posudi zrake proizvode na visini od 9 000 m 100 para [[ion]]a po cm3 i s, dok nad morskom površinom svega 10 para iona po cm3. Od toga je pri morskoj površini 8 ionskih parova proizvedeno radioaktivnim tvarima, i taj udio otpada kad se dignemo uvis. Porijeklo zraka, koje izazivaju ionizaciju, ne može biti [[Zemlja]]. Te zrake, kako je tvrdio Hess, dolaze iz svemira. Otada su nazvane visinskim ili kozmičkim zrakama.

O prirodi kozmičkih zraka nastale su odmah različite [[hipoteza|hipoteze]]. Mnogi su ih smatrali [[Elektromagnetsko zračenje|elektromagnetskim valovima]] izuzetno malih [[valna duljina|valnih duljina]]. Preokret je nastupio kad je 1927. Skobeljcin otkrio u kozmičkim zrakama [[elektron]]e. [[Wilsonova komora]] se može opkoliti tako debelim pločama [[Olovo (element)|olova]] da kroz njih mogu prodrijeti samo kozmičke zrake. U Wilsonovoj komori opažaju se elektroni koji jure s golemim [[brzina]]ma. [[Energija|Energije]] elektrona u kozmičkim zrakama mnogo puta su veće od energije brzih elektrona [[Beta-čestica|beta-zraka]]. Njihove brzine sasvim se približavaju [[brzina svjetlosti|brzini svjetlosti]]. Broj [[čestica]] u kozmičkim zrakama svakako nije vrlo velik. U jednoj minuti prosječno padne jedna čestica na 1 cm2 morske površine.

[[Impuls sile]] [[električni naboj|električno nabijene]] [[čestica|čestice]] može se mjeriti tako da se njena staza u [[Wilsonova komora|Wilsonovoj komori]] svine jakim [[magnet]]om. Između impulsa čestice ''p'', [[polumjer]]a njene staze ''r'' i [[magnetsko polje|magnetskog polja]] ''H'' postoji odnos:

:<math> p = \frac{e}{c} \cdot r \cdot H </math>

Za tako brze čestice možemo zanemariti energiju sadržanu u masi mirovanja, pa između energije i impulsa imamo jednostavan linearni odnos:

:<math> E = c \cdot \sqrt{m^2 \cdot c^2 + p^2} \approx c \cdot p </math>

Mjerenjem polumjera staze čestice daje nam direktno impuls, a po tom odnosu i energiju. Skobeljcin je opazio čestice s energijom preko 15 000 000 [[eV]]. [[Patrick Blackett|P. Blackett]] je izmjerio energije preko 20 000 MeV. Prosječna vrijednost impulsa čestica na morskoj površini iznosi 3 000 MeV/c.

Ispitivanje kozmičkih zraka dovelo je i do otkrića [[pozitron]]a. U kozmičkim zrakama 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 umjetno proizvedenih [[Beta raspad|beta-radioaktivnih pretvorbi]], ali oni ne dolaze kao građevni materijal naše zemaljske materije. U kozmičkim zrakama pozitronima pripada isto značenje kao i elektronima; štoviše, oni nešto malo pretežu nad brojem elektrona.

Pored elektrona i pozitrona opažaju se u kozmičkim zrakama i [[elektromagnetski valovi]] vrlo kratke [[valna duljina|valne duljine]]. Te valne duljine mogu biti tisuće puta manje od valnih duljina [[Gama-čestica|gama-zraka]] [[radioaktivnost|radioaktivnih tvari]].

Kad brzi [[elektron]]i i [[pozitron]]i prolaze kroz [[atmosfera|atmosferu]], oni djeluju na atome atmosfere svojim [[Coulombov zakon|električnim silama]]. [[Atomska jezgra|Atomske jezgre]] su tako teške da praktično ostaju na miru. Naprotiv, laki elektroni u atomima dobivaju velika [[ubrzanje|ubrzanja]] i otrgnu se od svojih atomskih jezgri. Uzduž svojih staza električno nabijene čestice velike energije ostavljaju golemo mnoštvo iona. Prosječno brzi elektron gubi energiju oko 32 eV da bi proizveo jedan ion. Brza nabijena čestica proizvede u zraku na [[Standardni tlak i temperatura|normalnoj temperaturi i tlaku]] na putu od 1 cm oko 80 ionskih parova. Gubitak energije brzog elektrona iznosi na putu od 1 cm:

:<math> 80 \cdot 32\,\, \mbox{eV} = 2 560\,\, \mbox{eV} </math>

Kad bi [[atmosfera]] imala konstantnu [[gustoća|gustoću]] kao uz površinu Zemlje, ona bi dala sloj visok 8 km. Brzi elektron, koji prođe kroz čitavu atmosferu, izgubi zbog ionizacije energiju:

:<math> 2\,560 \cdot 800\,000\,\, \mbox{eV} = 2 \cdot 10^9\,\, \mbox{eV} </math>

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

Kad brzi elektron kozmičkih zraka dođe sasvim blizu nekom elektronu molekule zraka, on ga snažno odbacuje naprijed. Uz prvobitni elektron imat ćemo i sekundarne. Sekundarni elektron opet će dalje ionizirati. Totalna ionizacija zraka uzrokovana je dakle primarnim, sekundarnim, tercijarnim elektronima. Prije dani broj od 80 iona na 1 cm2 odnosi se na totalnu ionizaciju.

Ionizacija znači trajni i postepeni gubitak energije kozmičkih zraka. Ona izaziva postepenu apsorpciju kozmičkih zraka. Kad bi ionizacija bila jedini čimbenik, jakost (intenzitet) kozmičkih zraka neprekidno bi rastao dizanjem na visinu. Međutim, pokusima se opaža, da kozmičke zrake dosežu najveću jakost na 17 km. Na toj visini jakost kozmičkih zraka je otprilike 40 puta veća negoli nad morskom površinom. Dalje na visini jakost kozmičkih zraka opada, dok na najvećim visinama ne ostane na konstantnoj svemirskoj vrijednosti.

U kozmičkim zrakama nalazimo uvijek priličan broj brzih [[proton]]a i [[neutron]]a. Njihov broj raste kad se dižemo u visinu, kao što raste i broj elektrona i pozitrona. Broj neutrona znatno prevladava nad brojem protona. To je jasno kad pomislimo da neutroni nemaju [[električni naboj|električnog naboja]], pa ih atmosfera slabo upija (apsorbira). Neutroni kao i glavni dio protona, koje opažamo u nižim slojevima atmosfere, nisu primarne čestice kozmičkih zraka. Kozmičke zrake u prolazu kroz atmosferu razbijaju atomske jezgre i pri tom povuku sa sobom sve njihove čestice. Takvo razbijanje atomske jezgre kozmičkom česticom može se vidjeti u Wilsonovoj komori. Od mjesta gdje je čestica kozmičkih zraka udarila o jezgru izlaze staze, od kojih neke sigurno pripadaju protonima.

Vrlo važnu metodu za opažanje kozmičkih zraka i nuklearnih razbijanja predstavlja [[fotografska emulzija]], u kojoj brzi ioni ili nabijene čestice ostavljaju tragove. Ploča s takvom posebnom fotografskom emulzijom izloži se djelovanju kozmičkih zraka. Blau i Wambacher našli su na fotografskoj ploči, koju su dugo držali izloženu kozmičkim zrakama, mnoštvo "zvijezda". Svaka zvijezda sastoji se od više staza čestica koje su izbačene pri razbijanju atomske jezgre. Među njima jasno se mogu raspoznati protoni, [[Alfa-čestica|alfa-čestice]] i teže jezgre. Čestica kozmičkih zraka, koja izaziva eksplozivan raspad, mora imati energiju oko 1 000 MeV. Prema dosadašnjem ispitivanju vrlo je vjerojatno da zvijezde pretežno izazivlju neutralne čestice. Broj zvijezda raste kad se penjemo uvis. Ovaj rast je paralelan s rastom broja neutrona i to potvrđuje pretpostavku da neutroni kozmičkih zraka glavni uzrok pojavi zvijezda.

U kozmičkih zrakama opažamo vrlo složene pojave. Te pojave od golemog su značaja za fiziku, jer se ti procesi odvijaju s golemim promjenama energije i time čine osnove pokusa za [[Teorija relativnosti|relativističku teoriju]]. Neke od osnovnih pojava kozmičkih zraka potpuno su objašnjene, za neke je teorija još nesigurna. To, što opažamo na Zemlji pomoću naših [[aparat]]a, nisu primarne kozmičke zrake, nego rezultat niza pretvorbi kroz koje su kozmičke zrake prošle na putu kroz atmosferu. Postepeno ispitivanje kozmičkih zraka u sve većim visinama i moguće prenošenje na vrh atmosfere objasnit će prirodu ovog zagonetnog zračenja koje vjekovima, bez prestanka, proniče svemirski prostor.

Za pitanje o prirodi primarnih kozmičkih zraka važan je Clayev nalaz iz 1930. da jakost kozmičkih zraka zavisi od [[Zemljopisna širina|zemljopisne širine]]. Kozmičke zrake su snažnije na polovima nego na [[ekvator]]u. Mijenjanje jakosti osobito je znatno od ekvatora do 50° zemljopisne širine. Dalje prema polu ostaje kozmičko zračenje gotovo konstantno. Ovaj širinski učinak postaje mnogo znatniji kad kozmičke zrake mjerimo u većim visinama. Relativna razlika u jakosti kozmičkih 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 prije je [[Horst Ludwig Störmer|H. L. Stormer]] da bi protumačio [[Polarna svjetlost|polarnu svjetlost]], točno 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. Störmerov račun daje za zavisnost jakosti elektronskih zraka od zemljopisne širine istu sliku kakva se opaža kod kozmičkih zraka. Taj rezultat vrlo uvjerljivo govori u prilog tezi da su primarne kozmičke zrake, koje dolaze iz svemirskih dubina, sastavljene od električno nabijenih čestica. Naravno, na osnovu ovog zemljopisnog učinka kozmičkih zraka ne može se odlučiti da li se kozmičke zrake primarno sastoje od elektrona, pozitrona ili protona. [[Geomagnetska oluja|Geomagnetski učinak]] i mjerenja na velikim visinama pokazuju da su energije primarnih kozmičkih čestica raspoređene po [[Statistika|statističkom zakonu]]. Broj prvobitnih čestica s energijom između ''E'' i ''E'' + d''E'' dan je jednostavnom funkcijom:

:<math> \mbox{d} n = \frac{A}{E \cdot y + 1} \cdot \mbox{d} E </math>

gdje je: ''A'' - konstanta, ''γ'' - je otprilike 1,5. Prema svemu čini se da ovaj spektar vrijedi neograničeno prema najvećim energijama, prema Blackettu čak za energiju preko 109 MeV, dok ima donju granicu kod ''Emin'' = 2 000 MeV. Na osnovu gornjeg spektra dobiva se za prosječnu energiju kozmičkih zraka vrijednost 6 000 MeV, što se dobro slaže s drugim opažanjima.

Kozmičke zrake padaju sa svih strana na Zemlju. Raspored jakosti po smjerovima možemo zgodno ispitivati pomoću 2 ili 3 brojača, koji su poredani na jednom pravcu, a reagiraju samo onda ako čestica prođe kroz sve njih. Jakost kozmičkih zraka, naravno, najveća je u okomitom smjeru, jer to daje najkraći put kroz atmosferu. Uzmimo od smjera okomice jednaki kut prema zapadu ili istoku. B. Rossi je 1931. opazio da jakost kozmičkih zraka sa zapada preteže nad jakosti kozmičkih zraka s istoka. Ovaj "zapadni vjetar" ukazuje na to da primarne čestice kozmičkih zraka moraju biti pozitivno nabijene ili barem mora biti više pozitivnih od negativnih.

U skladu s danas poznatim činjenicama i teorijskim predodžbama stoji hipoteza da se primarne kozmičke zrake sastoje pretežno od [[proton]]a s energijom 6 000 M[[eV]]. Mjerenja izvršena 1948. na vrlo velikim visinama pokazala su da u primarnim zrakama ima još lakih i teških atomskih jezgri. Moguće je također da se nalazi još primarno mali postotak elektrona i pozitrona. <ref> [[Ivan Supek]]: "Nova fizika", Školska knjiga Zagreb, 1966.</ref>

== Rendgenska astronomija ==
{{Glavni|Rendgenska astronomija}}

'''Rendgenska astronomija''' je grana [[astronomija|astronomije]] koja istražuje nebeske izvore [[Rendgenske zrake|rendgenskoga zračenja]]. Započela je razvoj 1949. kada je otkriveno da [[Sunce]] emitira rendgensko zračenje. Kako se rendgensko zračenje jako apsorbira u [[atmosfera|atmosferi]], rendgenska astronomija u početku se služila [[balon]]ima i [[raketa]]ma. Da bi se opažalo meko rendgensko zračenje (energije manje od 10 k[[eV]]), nužna je upotreba [[Umjetni satelit|umjetnih satelita]] ili [[svemirske letjelice|svemirskih letjelica]]. Mekša rendgenska zračenja apsorbiraju se i u neutralnom [[Međuzvjezdani oblak|međuzvjezdanom vodiku]]. Jedna vrsta rendgenskih [[teleskop]]a određuje samo smjer i jakost zračenja, a druga vrsta stvara sliku. Prvi koriste otvore u [[metal]]nim [[zaslon]]ima kojima se određuje smjer pristizanja [[zračenje|zračenja]] pa djeluju na načelu [[Camera obscura|tamne komore]]; više takvih jedinica pomaže da se zračenje zabilježi u obliku razdvojenih točaka. Druga vrsta teleskopa koristi [[refleksija|refleksiju]] rendgenskoga zračenja od [[metal]]a pod [[kut]]om manjim od 1°. Pri takvu upadu zračenja, metalna ga površina odbija i rendgenski teleskop stvara sliku kao i [[optički teleskop]]. Radi skraćenja puta zračenja, [[paraboloid]]no [[zrcalo]] kombinira se s [[hiperboloid]]nim zrcalom, a kako bi se bolje iskoristio otvor zaslona, umeće se niz dvostrukih zrcala, jedno u drugome, i dobiva se gnijezdo zrcala sa zajedničkim [[žarište]]m.

== Izvori ==
{{izvori}}

{{GLAVNIRASPORED:Rossi, Bruno}}
[[Kategorija: Talijanski fizičari]]
[[Kategorija: Američki fizičari]]

Bruno Rossi - Povijest promjena

WikiSysop: bnz

WikiSysop: Bot: Automatski unos stranica