Ultrajasný laditelný zdroj fotonových párů sestrojili vědci z MIT. Tento zdroj je v tomto okamžiku nejvýkonnějším generátorem kvantově propletených dvojic fotonů. Jeho vývoj by mohl pomoci rozvoji kvantových komunikačních systémů. Kvantově propletené (kvantově vázané) fotony jsou zvláštním společným stavem dvou fotonů, jemuž se v klasické fyzice nic nepodobá. Pokud měříme například spin (polarizaci) jednoho fotonu z takového páru, automaticky známe polarizaci druhého fotonu, přestože se tento foton může nacházet na druhém konci Galaxie. Přitom v okamžiku měření mohou být spiny obou fotonů neurčité. Tuto podivnost kvantové reality zřejmě využije kvantová kryptografie a snad také "kvantová teleportace" a budoucí kvantové počítače.

Kvantové jevy již nějakou dobu sehrávají významnou roli v některých současných komunikačních technických aplikacích. Kvantové fluktuace (neurčitost polohy a energie) vytvářejí jistou úroveň náhodného šumu, která omezuje účinnost a výkon některých zařízení a přístrojů. Použití kvantově provázaných fotonů by mohlo tento problém překonat. Kvantová omezení jsou již problémem takových zařízení, jako jsou optické zesilovače (kdy dochází také k zesílení spontánní náhodné emise záření, která omezuje účinnost komunikace) nebo solitonové pulsy (nerozptylující se světelné pulsy, ovlivňované kvantově indukovanými změnami frekvence) používané v komunikacích po optických vláknech. Výzkumná laboratoř elektroniky Massachusettského technologického institutu je vědeckým pracovištěm, kde kvantové aspekty elektroniky berou vážně. Vedoucí laboratoře Jeffrey H. Shapiro [M1] na zasedání Optické společnosti Ameriky o posledních objevech optiky oznámil výsledky programu zaměřeného na vývoj systému pro spolehlivou teleportaci stavů fotonu na velkou vzdálenost. Součástí tohoto programu se stal vývoj zdroje kvantově propletených fotonů, který má asi desetkrát vyšší jasnost než předchozí zdroje. Kvantově propletené fotony vznikají v nelineárním optickém krystalu, na který dopadá koherentní a monochromatické záření laseru. Některé dopadající fotony se rozdvojují na dva vázané fotony s poloviční vlnovou délkou. Tento proces "konverze" lze dokonce v určitém pásmu vlnových délek ladit. Zdroj produkuje až 12 tisíc párů fotonů za sekundu na miliwatt příkonu. (článek MI3, zasedání Optické společnosti Ameriky, 5. - 9. října 2003 v Tucsonu, [X1])

Relativita času, která je jedním z důsledků Einsteinovy speciální teorie relativity, byla znovu potvrzena z ještě vyšší přesností.

Představme si, že máme hodiny A v počátku inerciální vztažné soustavy S a hodiny B v počátku inerciální soustavy S', která se vůči soustavě S pohybuje rychlostí v. V okamžiku, kdy počátky obou inerciálních soustav splývají, je na hodinách A a B stejný čas. Druhé přímé porovnání údajů těchto hodin však již není možné. Užijeme proto třetích hodin C, které jsou v počátku inerciální soustavy S". Tato soustava se pohybuje rychlostí -v podél společné osy x všech soustav S, S' a S". Hodiny C se srovnají s hodinami B v okamžiku jejich setkání. Hodiny C po určité době dospějí k hodinám A. Hodiny C přitom budou při setkání s hodinami A ukazovat méně, než hodiny A. Toto je princip dilatace času. [1] Dilatace času se projevuje tím výrazněji, čím více se rychlost v blíží rychlosti světla ve vakuu c.

V experimentu, který provedli Geral Gwinner, Dirk Schwalm a jejich kolegové z Ústavu Maxe Plancka pro jadernou fyziku v Heidelbergu, uvažovanými hodinami byly ionty lithia. Ionty byly paprskem laseru dočasně excitovány, aby fluorescentně zářily. Porovnáním resonančních vlnových délek laseru s vlnovou délkou přechodu iontů v klidu výzkumníci určili hodnotu dilatace času. Vyžili k tomu Dopplerova jevu, kdy frekvence záření pohybujícího se zdroje naměřená pozorovatelem v klidu je jiná, než tento zdroj vysílá. V experimentu v Heidelbergu se ionty pohybovaly rychlostí 19000 km/s, což je asi 6,4% rychlosti světla ve vakuu. Tomu odpovídá energie 13,3 MeV, což je nejvyšší energie, jíž bylo možno získat na urychlovači těžkých iontů. Měření dilatace času bylo provedeno s nepřesností jen 2,2.10^-7, což je asi čtyřikrát lepší výsledek, než v dosud provedených experimentech. (Saathoff et al., Physical Review Letters; kontakt: Guido Saathoff, [M2], [X2])

Zakřivení prostoročasu, které je jednou z klíčových vlastností Einsteinovy obecné teorie relativity, bylo znovu potvrzeno sledováním radiových vln kosmické sondy Cassini, která se pohybuje směrem k Saturnu. Podle obecné teorie relativity hmotné objekty lokálně zakřivují prostoročas. Dráha světla, které se pohybuje po geodetických čárách (nejkratších spojnicích bodů), se proto v okolí Slunce nepatrně zakřivuje. Vědci tří italských univerzit (Pavia, Řím, Bologna) prověřili radiové záznamy získané ze sondy Cassini a zjistili ohyb světla v souladu s běžnou formou obecné teorie relativity. Navíc citlivost jejich měření byla na takové úrovni, že mohou falsifikovat některé alternativní modely gravitace. (Bertotti et al., Nature, 25. listopadu 2003.)

Odkazy a literatura:

[I1] From: physnews@aip.org (AIP listserver) PHYSICS NEWS UPDATE. The American Institute of Physics Bulletin of Physics News. Number 655. September 26, 2003 by Phillip F. Schewe, Ben Stein and James Riordon.

[1] Jan Horský: Úvod do teorie relativity. SNTL, Praha, 1975. Edice "Populární přednášky o fyzice".

Nobelova cena za fyziku pro rok 2003 byla udělena Alexeji A. Abrikosovovi (Institut pro fyzikální problémy v Moskvě, nyní Národní laboratoř Argonne nedaleko Chicaga), Vitaliji L. Ginzburgovi (Lebeděvův fyzikální institut, Moskva) a Anthonymu J. Leggettovi (Illinoiská univerzita Urbana). Nobelova cena byla udělena za práce v oblasti kvantové fyziky a fyziky nízkých teplot. Při supravodivosti proud elektronů v materiálu mění své chování. Elektrony jsou fermiony, tedy "nesnášenlivé" částice, které nemohou zaujmout stejný kvantový stav. Proto v atomech platí Pauliho vylučovací princip. Avšak při velmi nízkých teplotách elektrony mohou vytvářet páry. Tyto páry se chovají jako částice a mohou přecházet do jediného společného kvantového stavu, tedy chovají se jako bosony. V tomto stavu se elektronové páry již nechovají jako vodivé, ale jako "supravodivé". Supravodivé proudy protékají bez disipace energie (ztráty energie přeměnou v teplo). Díky supravodivosti lze ztrátám energie způsobené disipací zabránit. Supravodivými materiály navíc mohou procházet mnohem vyšší proudy, než běžnými kovovými vodiči. Vytvoření supravodivosti však vyžaduje trvalé udržování materiálu při velmi nízkých teplotách kolem 4 Kelvinů.

Praktickými aplikacemi supravodivosti jsou například lékařské přístroje pro snímkování živých tkání (Nobelova cena za medicínu a fyziologii byla udělena za lékařské aplikace magnetické jaderné resonance), magnetické vlaky (dosud ve vývoji) a ochlazování některých komponent sítí mobilní telefonie.

V některých supravodičích (typ I) vnější magnetická pole stav supravodivosti narušují. Jiné supravodiče (typ II) jsou vůči magnetickým polím odolné a lze je použít k uvažovaným aplikacím. Abrikosov a Ginzburg byli oceněni za svou práci na objasnění, jak se supravodiče typu II chovají.

Pokud ochladíme vzorek atomů hélia He-3 na velmi nízkou teplotu, atomy (které se podobně jako elektrony v supravodiči chovají "nesnášenlivě") tvoří páry a tyto páry mohou kondenzovat do společného kvantového stavu. V tomto stavu kapalné hélium teče bez ztráty energie způsobené třením. Podobně jako supravodiče nemají žádný elektrický odpor, tak supratekutiny nemají žádnou viskozitu. Legett byl oceněn za svoji práci na vysvětlení supratekutosti hélia He-3. Supratekutost se objevuje také ve vzorcích atomů hélia He-4 (přestože mechanismus supratekutosti je zde jiný než u vzorků hélia He-3). Supratekutost lze také pozorovat v Boseových-Einsteinových kondenzátech.

(Některé články k tématu: Physics Today: May 1989, Jul 95, Dec 96, Jan 98, Dec 87, May 96; Scientific American: Dec 77, Nov 60, Dec 76, Nov 88, Jun 90, Jul 82, May 66, Dec 93, Aug 94; Physics World: Feb 2000; Nature: 13 Mar 97; Leggett, Review of Mod Physics, 1999; Abrikosov, PRL, 1 July 1958). Webovské stránky Nobelovy ceny za fyziku pro rok 2003: [X1].

Nobelova cena pro za fyziologii a medicínu pro rok 2003 byla udělena Paulu C. Lauterburovi z Illinoiské univerzity v Urbana- Champaign a Peteru Mansfieldovi z Univerzity v Nottinghamu za jejich práci na vývoji zobrazování jadernou magnetickou resonancí. V lékařském světě se zobrazování jadernou magnetickou resonancí stalo hlavní zobrazovací metodou. Podstata této metody spočívá v magnetických vlastnostech atomového jádra. Jaderná magnetická resonance v lékařství využívá skutečnosti, že lidské tělo je z asi dvou třetin tvořeno vodou. Jaderná magnetická resonance je schopna zobrazovat jádra atomů vodíku v molekulách vody uvnitř živého organismu. Počátkem 70. let 20. století Paul C. Lauterbur pracoval na Státní univerzitě státu New York v Stony Brook. Zde studoval magnetické vlastnosti atomového jádra s cílem získat dvojrozměrné snímky hmoty pomocí gradientů vnějšího magnetického pole, které obklopovalo zobrazovaný předmět. Krátce poté Peter Mansfield pomohl prosadit jadernou magnetickou resonanci do praxe tím, že vypracoval matematické metody pro zpracování radiových vln vysílaných atomy vodíku při použití jaderné magnetické resonance.

Počátky jaderné magnetické resonance však leží na konci 30. let 20. století, kdy fyzik I.I. Rabi z Kolumbijské univerzity ukázal, že lze získat dodatečnou informaci o chování molekul chloridu lithia pomocí manipulace s magnetickými "spiny" atomových jader molekul. Za svůj objev získal v roce 1944 Nobelovu cenu. Později E.M. Purcell z Harvardské univerzity a Felix Bloch ze Stanfordské univerzity vyvinuli metodu jaderné magnetické resonance pro jádra atomů vodíku a v roce 1952 za svůj objev obdrželi Nobelovu cenu. Dvě Nobelovy ceny (v roce 1991 a v roce 2001) za chemii byli uděleny za další objevy týkající se jaderné magnetické resonance. Metoda zobrazování magnetickou resonancí byla tak úspěšná, že se později rozvinula v četné další odvozené metody, jako je funkční magnetická resonance pro měření aktivity lidského mozku detekcí množství kyslíku v určitých oblastech mozku. Dosud posledním přínosem k rozvoji zobrazování magnetickou resonancí je metoda používající slabá magnetická pole.

(Některé články k tématu: Physics Today: Jun 1995, Sep 2001, Jun 92, Oct 2003; Scientific American: May 82, Oct 2001, Jan 83; Review of Modern Physics, Jan 95)

Odkazy a literatura:

[I1] From: physnews@aip.org (AIP listserver) PHYSICS NEWS UPDATE. The American Institute of Physics Bulletin of Physics News. Number 656. October 7, 2003 by Phillip F. Schewe, Ben Stein and James Riordon.

[X1] Švédská akademie věd. Nobelovy ceny za fyziku v roce 2003.

Geometrie a podstata vesmíru patří mezi nejvíce fascinující otázky, které si lidstvo od starověku klade. Starověcí Egypťané si představovali, že vesmír má tvar krychle nebo kvádru. Starověcí alexandrijští Řekové byli přesvědčeni, že celý vesmír se skládá z krystalických sfér se společným středem. Tuto představu převzala středověká katolická církev, která popravila Giordana Bruna za názor, že vesmír je nekonečný.

V 90. letech 20. století pozorování vzdalujících se galaxií Hubbleovým vesmírným dalekohledem podpořilo představu rozpínajícího se prostoročasu. Tento model, označovaný jako velký třesk, je dnes obecně přijímanou teorií. Kvůli některým problémům byl však několikrát rozšířen. Již dříve byl doplněn o počáteční "inflační fázi" a nedávno o existenci temné energie urychlující kosmologické rozpínání vesmíru, které by se gravitačním působením hmoty muselo zpomalovat. V roce 2002 se objevil "ekpyrotický model", podle něhož náš vesmír a veškerá energie a hmota v něm vznikly srážkou dvou membrán ve vícerozměrném objemu. V říjnu 2003 se objevila další nová kosmologie, podle níž je vesmír konečný a má dodekahedrální geometrii (dvanáctistěn, sešívaný fotbalový míč) (Luminet et al., Nature, 9. října 2003). Na zasedání kosmologů v Clevelandu v říjnu 2003 se však hlavní zprávy týkaly pozorování velmi vzdálených (8 až 10 miliard světelných let) a neobvykle jasných supernov Hubbleovým vesmírným dalekohledem. Podle názoru některých kosmologů jsou tato pozorování v souladu s modelem temné energie, podle něhož rozpínání vesmíru před 10 miliardami lety bylo relativně pomalé a postupně se zrychlovalo odpudivým působením temné energie, které zvítězilo nad přitažlivým působením gravitace. (Adam Reiss, [X1]; Science News Online, 11. října 2003).

Barmani míchající koktejly dobře vědí, že alkohol a voda se nikdy úplně nesmísí. Příroda brání vzniku dokonalých směsí alkoholů a vody. Studium methanolu CH₃OH, nejjednoduššího alkoholu, by mohlo přispět také k poznání vlastností ethanolu. Americko-švédský tým (Jinghua Guo, Lawrence Berkeley Laboratory, [M1]) získal nové podrobnosti na molekulární úrovni, které mohou objasnit špatnou mísitelnost vody a alkoholu. Použitím světelného zdroje Advanced Light Source výzkumníci provedli roentgenovou emisní a roentgenovou absorbční spektroskopii, které umožňují studovat vznik chemických vazeb v kapalině v intervalu od několika pikosekund do několika femtosekund. Nejprve studovali čistý methanol a v kapalině objevili prstence a řetězce 6 až 8 molekul methanolu. Poté studovali směs methanolu a vody a objevili, že řetězce 6 až 8 molekul methanolu se spojují s molekulami vody a vytvářejí větší shluky obou typů molekul (viz obr. na [X2]). Tyto shluky jsou velmi stabilní, protože mezi molekulami methanolu a vody vznikají vodíkové můstky. Kromě toho tyto shluky jsou uspořádané a proto zmenšují celkovou entropii (neuspořádanost) kapaliny. Avšak podle termodynamiky entropie v kapalině musí zůstávat stejná nebo se zvětšovat. Protože shluky jsou uspořádané, nemůže jejich počet překročit určitou mez a alkohol a voda se nikdy nemohou dokonale smísit.

Kromě toho výzkumníci objasnili 40 let trvající záhadu týkající se struktury kapaliny čistého methanolu a struktury kapaliny směsi methanolu s vodou. Jiní výzkumníci například tvrdili, že molekuly vody obklopují molekuly methanolu a tvoří statické struktury podobné ledu. (Guo et al., Physical Review Letters, 10. října 2003).

Nový typ rozhraní prostředí může mít záporný index lomu světla nebo v závislosti na úhlu dopadu kladný (běžný) index lomu světla. Této "amphoterické refrakce" se podařilo dosáhnout vůbec poprvé. Navíc stejný typ rozhraní lze použít pro refrakci (zápornou nebo kladnou) balistického paprsku elektronů (tedy elektronů, které se pohybují po přímce jako vlny na velmi krátkou vzdálenost). Refrakce (změna směru pohybu) vzniká při přechodu světelné vlny (nebo jiného typu vlny) z jednoho prostředí s určitým indexem lomu (např. vzduch) do jiného prostředí s jiným indexem lomu (např. voda). Fyzikové z americké Národní laboratoře obnovitelné energie (the National Renewable Energy Laboratory) v Coloradu jako materiál se zápornou refrakcí nepoužili tenké tyčinky a kroužky na pevném podkladu. Místo toho použili YVO4 bikrystal. Materiály se zápornou refrakcí se označují také jako "levostranné materiály" na rozdíl od normálních "pravostranných" materiálů, které se označují podle jednoho z pravidel šíření elektromagnetického pole popisujícího směry vektorů rychlosti šíření pole, elektrické indukce a magnetické indukce.

Výzkumníci levostranných materiálů doufají, že tyto zvláštní vlastnosti umožní vývoj kvalitních čoček a poskytnou možnost pozorovat určitý typ záporných analogií jiných důležitých optických jevů, jako je Dopplerův jev nebo Čerenkovovo záření. Podle Yonga Zhanga [M2] další vlastností jejich materiálu je zamezení veškerému odrazu světla. Pokud si představíme proces lomu, pak odraz světla lze chápat jako určitý typ ztráty energie související lomem. Proto čočky s nepatrným odrazem by měly značný význam například pro přenos laserových paprsků s vysokou energií. (Zhang et al., Physical Review Letters, 10. října 2003)

Odkazy a literatura:

[I1] From: physnews@aip.org (AIP listserver) PHYSICS NEWS UPDATE. The American Institute of Physics Bulletin of Physics News. Number 657. October 14, 2003 by Phillip F. Schewe, Ben Stein and James Riordon.

Podle nové studie přímé snímkování extrasolárních planet by mohlo být snazší, než se dosud astronomové domnívali. Důkaz existence extrasolárních planet blízkých hvězd obvykle spočívá v nepatrném Dopplerově posuvu ve spektru hvězd, který způsobuje jedna nebo více planet obíhajících kolem hvězdy. V některých případech lze detekovat přechod planety přes terčík hvězdy díky krátkému poklesu intenzity záření hvězdy. Tyto důkazy jsou však nepřímé. Problém přímého snímkování planet blízkých hvězd spočívá v tom, že záření blízké hvězdy překryje odražené záření planety. Jedna z navrhovaných možností, jak tento problém lze překonat, spočívá v použití nulové interferometrie. V běžné interferometrii světelné vlny ze dvou nebo více dalekohledů se skládají takovým způsobem, že výsledné snímky odpovídají pozorování z dalekohledu s větším průměrem, než má kterýkoliv z dalekohledů. Avšak místo zesílení složeného signálu ze vzdáleného objektu lze tento signál naopak zeslabit. Potom slabší průvodce, jako je planeta, se náhle na snímku objeví s výrazným jasem.

William Danchi z Goddardova střediska vesmírných letů (Goddard Space Flight Center) ve svém článku publikoval výsledky rozsáhlého studia metody nulové interferometrie. Větší přesnost komponentních detektorů zvětšuje úroveň odstranění hvězdy ze snímku. Díky tomu lze lépe pozorovat menší planety nebo planety, které obíhají blízko kolem své mateřské hvězdy. Pro hledání extrasolárních planet podobných Zemi jsou obě tato kritéria klíčová. William Danchi [M1] ve svém článku tvrdí, že se správným uspořádáním detektorů může být prostorové rozlišení společného interferometru vyšší, než se doposud myslelo. Tento závěr má význam zejména pro plánované vesmírné observatoře. Danchi je přesvědčen, že nulový interferometr, který bude zpracovávat signál ze dvou půlmetrových dalekohledů vzdálených od sebe 12 metrů, bude schopen pozorovat již objevené extrasolární planety včetně spektroskopického měření jejich atmosfér. Pozdější větší verze nulového interferometru by mohla vyhledávat planety podobné Zemi, které ve své atmosféře obsahují ozón, kyslík, vodu, methan a oxid uhličitý. Detekce těchto molekul a zjištění koncentrací by mohlo rozhodnout, zda se na těchto planetách vyskytuje život. (Danchi, Deming, Kuchner, and Seager, Astrophysical Journal Letters, 1. listopadu 2003; preprint [X1])

Důkaz neobvyklé aktivity Slunce od 40. let 20. století vychází z nových odhadů počtu a velikosti slunečních skvrn od 9. století. Většina přírodních jevů, jako je intenzita slunečního záření nebo počet slunečních skvrn, kolísá v určitých cyklech. Tyto periodické variace dále podléhají dodatečným fluktuacím (v důsledku dosud nevysvětlených jevů), které studium komplikují v případě, že se analyzují pouze krátké časové intervaly. Čím delší je zkoumané období, tím vyšší důvěryhodnost výsledky mají. První přímá pozorování slunečních skvrn sahají až do období života Galilea kolem roku 1610. Avšak dřívější množství slunečních skvrn lze odhadnout z měření stop atomů berylia-10 v ledovcích Grónska a Antarktidy. Větší množství slunečních skvrn souvisí se silnějšími magnetickými poli, která účinněji odpuzují kosmické záření Galaxie. toto záření mimo jiné v atmosféře Země vytváří atomy Be-10. Tyto atomy ze svrchních vrstev atmosféry postupně klesají na povrch Země a zachytávají se také v polárních ledovcích. Tímto postupem vědci z Univerzity v Oulu ve Finsku (Ilja Usoskin, [M2]) a z Ústavu Maxe Plancka v Katlenburgu-Lindau v Německu odhadli počty slunečních skvrn až do roku 850. Tím nejméně třikrát prodloužili časový interval pro studium počtu slunečních skvrn. Došli k závěru, že za 1150 let dostupných záznamů bylo Slunce magneticky nejaktivnější (mělo největší počet slunečních skvrn) v posledních 50 letech. (Usoskin et al., Physical Review Letters, říjen 2003) Tento výsledek by mohl mít také význam pro objasnění příčin globálních změn klimatu.

Podle experimentální a teoretické analýzy provedené vědci v Monash University v Austrálii jediná velká bublina plynu může potopit loď (David May a Joseph Monaghan, [M3]). Oceánské dno obsahuje značné množství hydrátů methanu, ledu podobných krystalů metanu obklopených molekulami vody. Pokud dojde k nějakému narušení dna, tento hydrát metanu se může vznést k hladině v podobě obrovských bublin plynu. Značné množství hydrátů metanu leží na dně mezi Velkou Británií a pevninskou Evropou v Severním moři. Místem velkých erupcí v Severním moři je Witches Hole, které leží směrem od pobřeží Aberdeenu. Nedávný sonarový průzkum zde objevil vrak potopené lodi. Původ jejího potopení je dosud nejasný.

Jednoduché experimenty již dříve ukázaly, že velké množství malých bublin, které stoupají k povrchu, může potopit sloupec vody (a tudíž také loď) kvůli poklesu vztlaku (Denardo et al., American Journal of Physics, říjen, 2001). Může však totéž způsobit jediná velká bublina? Vědci v Monash studovali tuto možnost na jednoduchém zhruba dvojrozměrném modelu. Uzavřeli vodu mezi dvě svislé skleněné desky a vypouštěli ze dna plynové bubliny. K pozorování využili videokameru, která snímala vliv velkých bublin na malý kousek akrylového vzorku vytvarovaného do podoby dna lodi. Tyto praktické experimenty a souběžné numerické simulace potvrdily, že velká bublina je schopna loď potopit, pokud průměr bubliny je srovnatelný nebo větší než ponořené dno lodi. Bublina nejprve nad sebou tlačí sloupec vody, který na okamžik loď vyzdvihne. Pak se však loď propadne do bubliny plynu a vzedmutá voda se přehrne přes palubu lodi. Prasknutí bubliny vyvolá prudké výtrysky vody, které vytvoří kolem lodi mohutné víry. Výzkumníci říkají, že jejich numerická simulace může testovat také jiné scénáře, kdy k hladině stoupá více bublin současně nebo tvar lodi je bližší skutečnosti. Konečně chtějí v blízké budoucnosti dosáhnout úplné trojrozměrné simulace. (American Journal of Physics, září 2003).

Odkazy a literatura:

[I1] From: physnews@aip.org (AIP listserver) PHYSICS NEWS UPDATE. The American Institute of Physics Bulletin of Physics News. Number 658. October 21, 2003 by Phillip F. Schewe, Ben Stein and James Riordon.