Nobelovy ceny a rentgenové záření

V roce 2002 byla Nobelova cena za fyziku udělena třem průkopníkům astrofyziky. Polovinu ceny obdrželi Raymond Davis jr. z Pensylvánské univerzity a Masatoshi Koshiba z Tokijské univerzity za příspěvky vedouci k detekci kosmických neutrin, druhou polovinu Riccardo Giacconi za příspěvky k objevu kosmických rentgenových zdrojů. Skutečnost, že letošní Nobelova cena za fyziku byla udělena za výzkum rentgenového záření, odborníky příliš nepřekvapuje. Potvrzuje jen, jak široký význam má rentgenové záření pro společnost. Paprsky X neboli rentgenové záření je zjevně fenomén s neobyčejně rozsáhlým vědeckým i praktickým dopadem. Hraje stále závažnější roli v řadě oborů. V lékařství je využití rentgenového záření známé. V molekulární biologii se využívá při studiu struktury molekul, v astronomii při studiu vzniku, vývoje a struktury vesmíru. Uplatňuje se také v materiálovém výzkumu a při nedestruktivní kontrole kvality průmyslových výrobků. Mezi nejnovější aplikace patří rentgenová litografie, jejíž brzké použití při výrobě mikroprocesorů a počítačových pamětí by podle očekávání mělo vést k další integraci funkcí a k dalšímu zvýšení operačních výkonů i paměťové kapacity integrovaných elektronických obvodů.

Vůbec první Nobelova cena byla udělena Wilhelmu C. Röntgenovi za fyziku v roce 1901, šest let po jeho objevu záhadných paprsků buzených svazkem elektronů při dopadu na anodu, k němuž ho přivedlo studium elektrických proudů v evakuované výbojové trubici (viz Vesmír 74, 504, 1995/9). Paprsky, které procházejí materiály nepropouštějícími světlo, nazval W. C. Röntgen paprsky X. V některých zemích, zejména evropských, jsou též nazývány po svém objeviteli. Objev paprsků X vyvolal senzaci a brzy po něm následovala řada detailnějších lékařských a fyzikálních výzkumů. V lékařské i materiálové diagnostice způsobil průlom. Rentgenové zobrazování založené na zákonu absorpce rentgenového záření neboli rentgenografie (dvourozměrné rentgenové stínografie) se stalo první základní metodou strukturní analýzy. O mnoho let později rentgenografii dovedla k dokonalosti rentgenová počítačová tomografie. Ta dosáhla takové technické úrovně, že přístroje využívající mnohopaprskovou projekci a počítačové zpracování naměřených dat umožňují detailní prostorové (trojrozměrné) zobrazení vnitřní struktury lidského těla nebo částí průmyslových výrobků. Následující objevy, které postupně odhalovaly zákonitosti interakce rentgenového záření s látkou a optické vlastnosti materiálů v rentgenové oblasti, se (vedle aplikací v lékařství a biologii) staly základem spektrální a difrakční materiálové analýzy.

Komise pro udílení Nobelových cen nezůstala k výsledkům lhostejná

Po Röntgenovi byli oceněni fyzikové A. Sommerfeld, J. J. Thomson a C. Barkla. Max von Laue učinil první kroky, které vedly k objevu difrakce rentgenového záření v roce 1912, a již r. 1914 za tento objev dostal Nobelovu cenu. První, kdo studovali difrakci rentgenového záření detailně, byli W. Bragg a L. Bragg. Za své výsledky dostali Nobelovu cenu r. 1915. Rozptyl rentgenového záření studoval C. Barkla a Nobelovu cenu dostal r. 1917. M. Siegbahn podstatně rozvinul rentgenovou spektroskopii atomů, za což obdržel Nobelovu cenu v roce 1924. Rentgenová difraktometrie přispěla k stanovení struktury DNA, za něž v roce 1962 dostali Nobelovu cenu M. Wilkinson, J. D. Watson a F. Crick. V tomtéž roce dostali Nobelovu cenu Max Perutz za stanovení struktury hemoglobinu a John C. Kendrew za stanovení struktury myoglobinu. Oba využívali rentgenovou krystalografii.

Rentgenová astronomie

Všechny uvedené základní objevy týkající se rentgenového záření se odehrály více než padesát let před vznikem rentgenové astronomie. První příčinou, proč rentgenová astronomie vznikla poměrně pozdě, byla skutečnost, že rentgenové záření z vesmíru je silně absorbováno atmosférou Země. Pro pozorování rentgenového záření s energiemi fotonů od jednoho do tří tisíc elektronvoltů (1 keV až 3 keV), které je pro astrofyziku důležité, je třeba umístit detektory a optiku do takové výšky, kde absorpce atmosférou bude zanedbatelná (tj. minimálně 80 km nad povrch Země). K tomu už jsou potřeba rakety. Zmíněný požadavek ovšem závisí na uvažované energii záření. Např. pro rentgenové záření s energií fotonů 30 keV je potřeba minimální výška 35 km, která již je dostupná speciálními balony. Druhý základní důvod pro poměrně pozdní vznik rentgenové astronomie spočíval v obtížném získávání informace o směru, z nějž slabé rentgenové záření přichází do detektoru. K tomu je třeba optický člen, který poskytne jak směrové rozlišení, tak zvýšení intenzity záření dopadajícího na detektor.

Optika pro rentgenové záření

S optikou v rentgenové oblasti záření je jeden zásadní problém: na rozdíl od světla se rentgenové záření při průchodu většinou materiálů láme jen nepatrně, a proto Röntgen lom paprsků vůbec nepozoroval. Existenci lomu paprsků pro rentgenové záření prokázali teprve A. Larson, W. Siegbahn a I. Waller ve dvacátých letech minulého století. Výpočtům a experimentálnímu ověřování koeficientů, které popisují chování rentgenového záření při průchodu látkou, věnoval velkou část svého života L. Henke. Rentgenové záření má vlastnosti dosti odlišné od viditelného světla, což vede např. k tomu, že spojka se v uvažované rentgenové oblasti záření chová jako rozptylka a rozptylka se chová jako spojka. Běžná čočka ovšem utlumí téměř všechno záření z této oblasti, a proto je nepoužitelná. Zrcadlo odráží rentgenové záření. Koeficient reflexe je však silně závislý na tzv. klouzavém úhlu odrazu, na energii fotonů záření a na mikrodrsnosti povrchu zrcadla. V úvahu přicházejí pouze malé klouzavé úhly. Pro dobrou funkci zrcadla je též třeba povrch o mikrodrsnosti pod 1 nanometr. Ukázalo se, že konstrukce optických elementů pro rentgenové záření v oblasti několika keV je velice obtížná záležitost. Nepřekvapuje tedy, že se směrové rozlišení teleskopů pro rentgenové záření zlepšovalo jen pozvolna, zpočátku jen pomocí apertur a později pomocí zrcadlových optických prvků. Tak vznikly rentgenové optické systémy jako dírková komora, zrcadla ohnutá v jednom směru (H. A. Kirkpatrick a A. V. Baez), paraboloidy s odrazem na vnitřní ploše a kombinované systémy paraboloid-hyperboloid (H. Wolter). Směrové rozlišení se postupně zlepšovalo od mnoha desítek stupňů do několika úhlových vteřin. Číselná apertura rentgenové optiky však zůstala dodnes poměrně malá. ¹⁾

Rakety a balony

Rentgenové záření přicházející z vesmíru se poprvé studovalo v USA pomocí raket V2 ukořistěných ve válce. V roce 1949 H. Friedman a jeho skupina z Naval Research Laboratory objevili rentgenové záření ze Slunce díky jednoduchému Geigerovu čítači. Úhlové rozlišení bylo definováno jen jednoduchými kolimačními aperturami. Ve snaze zvýšit úhlové rozlišení využil Friedmanův tým zatmění Slunce v roce 1958 a během přechodu Měsíce přes sluneční disk vypustil sérii raket s detektory. Tímto způsobem bylo prokázáno, že rentgenová emise Slunce pochází převážně z definovaných oblastí okolo slunečních skvrn a ze sluneční korony. O dva roky později pořídil T. A. Chubb rentgenovou fotografii Slunce s použitím jednoduché dírkové kamery. Osmadvacetiletý Riccardo Giacconi byl v roce 1959 zaměstnán v soukromé firmě American Science and Engineering, která měla získávat od Ministerstva obrany a NASA kontrakty pro mladé vědce, jmenovitě z Massachusettské techniky. Předsedou představenstva této firmy byl Bruno Rossi, v té době již známý fyzik kosmického záření z Massachusettské techniky. Zároveň pracoval v komisi, kterou založila Národní akademie věd USA a jejím cílem bylo pomáhat NASA při formulaci strategie kosmického výzkumu. Giacconi odpovídal v American Science and Engineering za kosmické vědy a jeho úkolem bylo rozvinout program pro rentgenovou astronomii. V základním článku z roku 1960, který byl inspirován předchozí prací na vývoji rentgenového mikroskopu, se Giacconi a Rossi zabývali možnostmi zkonstruovat zobrazující rentgenový teleskop. Navrhli optický systém ze souosých paraboloidů pro fokusaci rentgenového záření odrazem na vnitřních stěnách paraboloidů. Tento systém později Giacconi a jeho spolupracovníci realizovali. Počáteční přístrojové vybavení bylo ovšem mnohem jednodušší. Krátce poté (roku 1962) objevila Giacconiho skupina s pomocí tří Geigerových čítačů na raketě Aerobee první rentgenový zdroj mimo sluneční soustavu. Sledovali ale něco jiného – původně chtěli objevit fluorescenční rentgenové záření z povrchu Měsíce generované rentgenovým zářením ze Slunce. Použitá raketa rotovala a detektory postupně snímaly různé části oblohy, což též umožnilo hledání zdrojů mimo sluneční soustavu. Až třetí pokus byl úspěšný a 18. června 1962 byl objeven zdroj o intenzitě 100 fotonů za sekundu. Tento zdroj v souhvězdí Štíra byl nazván Scorpius X-1. Navíc bylo objeveno rovnoměrně rozložené rentgenové záření („rentgenové pozadí“). Brzy poté se našly dva nové zdroje v Krabí mlhovině. Velkým překvapením bylo, že zdroj Scorpius X-1 emituje tisíckrát více energie v rentgenové oblasti záření než ve viditelné. Šlo tedy o zcela nový a nečekaný typ zdroje. Též bylo zjištěno, že Krabí mlhovina vysílá desetimiliardkrát (10¹⁰ krát) více energie v rentgenové oblasti záření než Slunce. Tyto objevy otevřely rentgenové astronomii nové možnosti a vyvolaly silný zájem o další výzkumy. Uspíšily vývoj odpovídající techniky, Geigerovy čítače byly nahrazeny čítači proporcionálními a nové typy kolimátorů zlepšily úhlové rozlišení na několik úhlových minut. V důsledku zlepšené stabilizace raket a lepšího zaměření detektorů vzrostla citlivost snímání. Během let 1967 až 1972 bylo s pomocí balonových a raketových experimentů objeveno 50 nových zdrojů rentgenového záření. Objeven byl též první rentgenový zdroj v galaxii M67 mimo Mléčnou dráhu. Dalším zásadním objevem byl pulzující zdroj v Krabí mlhovině se stejnou frekvenci v rentgenové jako ve viditelné oblasti záření. Giacconi a jeho spolupracovníci zároveň s hledáním nových rentgenových zdrojů zdokonalovali přístrojovou techniku. Staré myšlenky z 60. let uskutečňovali na raketových experimentech, na palubě Skylabu a později na družici Einstein. Využití fokusující optiky představovalo velmi důležitý krok při zobrazování kosmických rentgenové zdrojů. Giacconi byl hlavní hybnou silou tohoto vývoje.

Satelity a kosmické stanice

Po etapě raketových experimentů následovala etapa experimentů satelitních, která trvá dodnes. Giacconi se skupinou spolupracovníků v American Science and Engineering navrhl rentgenovou družici UHURU, která byla vypuštěna r. 1970. V roce 1972 stoupl počet zjištěných rentgenových zdrojů na 339. Každý týden produkovala UHURU více dat, než bylo shromážděno ve všech předchozích experimentech. Neočekávaně vysoký byl počet dvojhvězd emitujících v rentgenové oblasti. ²⁾ V roce 1990 byla ve spolupráci Německa, Velké Británie a USA vypuštěna družice ROSAT, která představovala další milník v rentgenové astronomii. Počet známých kosmických zdrojů rentgenového záření stoupl na 60 000. Observatoř Einstein byla později nahrazena observatoří AXAF, kterou navrhli R. Giacconi a H. Tananbaum. Na počest S. Chandrasekhara byl tento dosud nejúspěšnější rentgenový teleskop po svém vypuštění v roce 1999 přejmenován na Chandru. V kosmickém prostoru byla objevena plazma s teplotami stovky milionů °C. Díky rentgenovému pozorování se rozvíjí fyzika neutronových hvězd, sledování okolí černých děr a dalších kosmických objektů. Dnes již známe desetitisíce rentgenových zdrojů ve vesmíru. Evropská kosmická agentura ESA však již pracuje na projektu dalšího rentgenového teleskopu nazvaného XEUS. Tento dosud největší rtg teleskop bude mít průměr vstupní optiky 10 m a ohniskovou délku 50 m. Optická část nebude pevně spojena s detektorovou částí, která bude samostatnou přesně polohovanou družicí. Start je plánován na rok 2012.

Pokud někdy v budoucnu vznikne základna na Měsíci, pak s vysokou pravděpodobností bude její součástí rentgenová astronomická observatoř. Giacconi spolu s Friedmanem a Rossim sehrál klíčovou roli v prvních třiceti letech rozvíjení rentgenové astronomie. Inicioval vývoj a vypuštění první rentgenové družice, prvních rentgenových dalekohledů a provedl základní objevy pomocí těchto přístrojů.