Vidi kôd stranice Carl Friedrich von Weizsäcker

{{Infookvir znanstvenik
| ime               = Carl Friedrich von Weizsäcker
| slika             = Carl Friedrich von Weizsaecker.jpg
| slika_širina      = 200px
| naslov            = 
| datum_rođenja     = [[28. lipnja]] [[1912.]]
| mjesto_rođenja    = [[Kiel]], [[Schleswig-Holstein]], [[Njemačka]]
| datum_smrti       = [[28. travnja]] [[2007.]]
| mjesto_smrti      = [[Starnberg]], [[Bavarska]], [[Njemačka]]
| prebivalište      = 
| državljanstvo     = [[Nijemci|Nijemac]]
| narodnost         = 
| etnicitet         = 
| polje             = [[Fizika]], [[filozofija]]
| radna_institucija = Sveučilište u [[Strasbourg]]u <br> [[Institut Max Planck]] <br> Sveučilište u [[Hamburg]]u
| alma_mater        = [[Humboldtovo sveučilište u Berlinu|Sveučilište u Berlinu]] <br> [[Sveučilište u Göttingenu]] <br> Sveučilište u [[Leipzig]]u 
| doktorski_mentor  = [[Friedrich Hund]]
| poznat_po         = [[Niz ugljik-dušik-kisik]] <br> [[Neutrino]] <br> [[Nuklearna energija vezanja]]
| nagrade           = 
| fusnote           = 
}}

[[datoteka:Fusion in the Sun.svg|mini|desno|300px|[[Niz proton-proton]] ili p-p niz prevladava kod [[zvijezda|zvijezdi]] veličine našeg [[Sunce|Sunca]] ili manjih.]]

[[datoteka:The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100801.jpg|mini|desno|300 px|Znanstvenike je oduvijek zanimalo odakle silna [[Sunčeva energija]].]]

[[datoteka:FirstNeutrinoEventAnnotated.jpg|mini|desno|300px|Upotrebom [[Komora na mjehuriće|komore na mjehuriće]] prvi puta je otkriven [[neutrino]] 13. prosinca 1970. Neutrino je udario [[proton]] u [[vodik]]ovom [[atom]]u. [[Sraz]] se vidi na desnoj strani, gdje se sijeku 3 linije.]]

[[datoteka:Binding energy curve - common isotopes.svg|mini|desno|300 px|[[Nuklearna energija vezanja]] po [[nukleon]]u za neke [[izotop]]e.]]

[[datoteka:Isotopes and half-life.svg|mini|desno|300px|[[Vrijeme poluraspada]] [[radioaktivnost|radioaktivnih]] izotopa ili [[radionuklid]]a. Treba zapaziti da se teoretska linija za stabilne isotope ''Z'' = ''N'' (''Z'' – [[atomski broj]] i ''N'' - [[neutronski broj]]), razdvaja od stvarnog odnosa atomskog broja i neutrona, što znači da se s povećanjem atomskog broja, povećava i nestabilnost [[atomska jezgra|atomskih jezgri]].]]

[[datoteka:CNO Cycle.svg|mini|desno|300px|Prikaz CNO I niza ([[niz ugljik-dušik-kisik]]).]]

'''Carl Friedrich von Weizsäcker''' ([[Kiel]], 28. lipnja 1912. – [[Starnberg]], 28. travnja [[fizika u 2007.|2007.]]), njemački [[fizičar]] i [[filozof]]. 

== Životopis ==
Rodio se je u Kielu [[fizika u 1912.|1912.]] godine. Iz ugledne je obitelji [[von Weizsäcker]] koja je dala mnoge poznate osobe. Studirao [[fizika|fiziku]], [[matematika|matematiku]] i [[astronomija|astronomiju]] u [[Sveučilište u Berlinu|Berlinu]], [[Sveučilište u Göttingenu|Göttingenu]] i [[Leipzig]]u (od 1929. do 1933.), [[doktor]]irao (1933.) na Sveučilištu u Leipzigu. Radio je na projektu izrade njemačkog [[nuklearno oružje|nuklearnog oružja]] (''Uranprojekt'', od 1939. do 1942.), bio je [[profesor]] [[teorijska fizika|teorijske fizike]] Sveučilišta u [[Strasbourg]]u (od 1942. do 1945.). Zarobljen je i odveden u [[Ujedinjeno Kraljevstvo]] (1945.), a vratio se u [[Njemačka|Njemačku]] (1946.). Bio je direktor Odjela za teorijsku fiziku [[Institut Max Planck |Instituta Max Planck]] za fiziku u Göttingenu (od 1946. do 1957.), profesor [[filozofija|filozofije]] na Sveučilištu u [[Hamburg]]u (od 1957. do 1969.), predstojnik Instituta Max Planck za istraživanje uvjeta života u modernom svijetu, u Starnbergu (od 1970. do 1980.). Od 1950-ih zagovarao je potrebu buđenja svijesti o odgovornosti znanstvenika za svoj rad. S indijskim mistikom i društvenim reformatorom [[Gopi Krishna (društveni reformator)|Gopijem Krishnom]] (1903. – 1984.), von Weizsäcker je utemeljio 1970-ih istraživačku zakladu "za zapadnjačku znanost i istočnjačku mudrost". Von Weizsäcker je bio zagovornik [[Mirotvorstvo|kršćanskog pacifizma]], te potrebe dijaloga [[religija|religije]] i [[znanost]]i. 

Jedan je od pionira [[nuklearna fizika|nuklearne fizike]]; njegovi se temeljni prilozi odnose na [[Energija vezanja|energiju vezanja]] u [[atomska jezgra|atomskim jezgrama]] te na [[nuklearna reakcija|nuklearne reakcije]] u zvijezdama. Poznata je [[Bethe-Weizsäckerova jednadžba]] (1937.) za cikličke [[Nuklearna fuzija|nuklearne procese fuzije]] u zvijezdama, kao i njegova poluiskustvena jednadžba (1935.) za proračun energije vezanja [[nukleon]]a u atomskoj jezgri. Polazeći od [[Immanuel Kant|Kantove]] kritičke filozofije, Weizsäcker je preispitivao neempirijske, apriorne i subjektivne elemente spoznaje u suvremenoj fizici, poglavito u [[kvantna mehanika|kvantnoj mehanici]]. Bio je jedan od istaknutih zastupnika kopenhagenskoga tumačenja kvantne mehanike, koje je dopunio logikom komplementarnosti kao trovrijednosnom logikom istinitoga, lažnoga i mogućega, nasuprot tradicionalnoj logici isključenja trećega. Sa suradnicima je razvio i teoriju pra-objekata (njem. ''Ur-Objekte'') kao najelementarnijih objekata [[Kvantna teorija|kvantne teorije]], no ne kao "fundamentalnih čestica" već kao "fundamentalnih informacija".<ref>{{Citiranje weba |url=http://www.enciklopedija.hr/Natuknica.aspx?ID=65967 |title=Weizsäcker, Carl Friedrich von |work=Hrvatska enciklopedija |publisher=Leksikografski zavod Miroslav Krleža |year=2020.}}</ref>

== Problem Sunčevih neutrina ==
{{glavni|Problem Sunčevih neutrina}}

Znanstvenike je oduvijek zanimalo odakle silna [[Sunčeva energija]]. [[Hermann von Helmholtz|H. von Helmholtz]] je prvi pred oko 140 godina pokušao znanstveno protumačiti izvor Sunčeve energije pomoću [[gravitacija|gravitacije]] i došao je do spoznaje da bi time energija Sunca trajala najviše oko 30 milijuna godina. Za [[fizičar]]e 19. stoljeća bilo je to dovoljno, ali ne i za [[Biologija|biologe]], koji su pokušavali vremenski odrediti nastanak života na Zemlji. Danas je poznato da [[Sunce]] zrači energiju već 5 milijardi godina. Tek šezdesetih godina 20. stoljeća je [[Hans Albrecht Bethe|H. A. Bethe]] uspio zahvaljujući prijedlogu fizičara von Weizsäckera protumačiti proces energije na Suncu. Neutrino je bitan za taj proces dobivanja energije koja kompenzira gravitacijsku energiju i time sprječava gravitacijsko urušavanje (kolabiranje) Sunca. U središtu Sunca, preko složenih [[Nuklearna lančana reakcija|lančanih reakcija]] u takozvanom Sunčevom standardnom modelu (SSM), dolazi do nuklearne fuzije [[proton]]a u [[helij]]. Tim nuklearnim vezanjima [[barion]]a pretvara se [[masa]] ''m'' u energiju ''E'' prema poznatoj jednadžbi: 

:<math>E = m \cdot c^2 </math>

gdje je: ''c'' - [[brzina svjetlosti]]. Svake sekunde Sunce kroz taj složeni proces fuzije "izgori" u sekundi gotovo 600 milijuna [[tona]] vodika u teže [[atomska jezgra|atomske jezgre]]. Pri tome nastaje Sunčevo svjetlo (fotoni) i Sunčevi neutrini. Neutrino neposredno napusti gusti centar Sunca, dok foton treba 100 tisuća godina dok dođe na površinu koju mi opažamo.

Kroz stalna raspršenja [[foton]] izgubi svaku informaciju o [[Sunčeva jezgra|središtu Sunca]] za razliku od neutrina. Na površini Zemlje dobivamo danju i noću preko 60 milijardi Sunčevih neutrina po cm<sup>2</sup> u sekundi prema [[Hans Albrecht Bethe|Betheovoj]] osnovnoj reakciji: 

:<math> \mathrm{p} + \mathrm{p} \rightarrow {}^{2}_{1}\mathrm{H} + \mathrm{e}^{+} + \mathrm{\nu_e} </math>

gdje je [[masa]] [[deuterij]]a <math> {}^{2}_{1}\mathrm{H} </math> manja od mase dvaju [[proton]]a što odgovara [[Energija vezanja|energiji vezanja]] protona i [[neutron]]a u deuterij ([[defekt mase]]). 

Zato proučavanje Sunčevih neutrina nije samo test SSM modela, nego dopušta direktno promatranje unutrašnjosti Sunca kod temperature od oko 15 milijuna stupnjeva [[Celzij]]a. Dnevno svjetlo dolazi s površine Sunca, gdje je temperatura svega 5 505 ºC.<ref> Ivo Derado, [[Dražan Kozak]]: "Nevidljiva čestica, misteriozni neutrino", [https://hrcak.srce.hr/18906] "Hrčak", portal hrvatskih znanstvenih i stručnih časopisa, www.hrcak.srce.hr, 9. siječnja 2020.</ref>

[[Bruno Pontecorvo|B. Pontecorvo]], učenik [[Enrico Fermi|E. Fermija]], je predložio da [[neutrino]] može kod [[Apsorpcija (razdvojba)|apsorpcije]] u [[atomska jezgra|atomskoj jezgri]] pretvoriti [[kemijski element]] s [[Atomski broj|atomskim brojem]] X u element atomskog broja X+1. Na primjer, [[izotop]] [[klor]]a (<math> {}^{37}_{17}\mathrm{Cl} </math>) preko reakcije: 

: <math> \mathrm{\bar{\nu_e}} + \mathrm{n} \rightarrow \mathrm{e}^- + \mathrm{p} </math>

u izotop argona (<math> {}^{37}_{18}\mathrm{Cl} </math>). U tom slučaju broj atoma [[argon]]a mjeri količinu Sunčevih neutrina. Otkriću Sunčevih neutrina pridonio je i mladi radiokemičar [[Raymond Davis, ml.|Ray Davis]] u novoosnovanoj grupi za kemiju u Brookhaven National laboratoriju. Kako nije dobio neki određeni radni zadatak, u biblioteci je pokušao naći neki interesantni problem za sebe. Tako je našao prijedlog talijanskog fizičara Pontecorva i odmah je razvio radiokemijski pilot projekt kako pronaći mali broj elemenata argona u tekućini klora. Nakon tog pilot projekta sagradio je ogromni [[rezervoar]] od 380 tisuća [[litra|litara]], ispunio ga [[tekućine|tekućinom]] za kemijsko čišćenje perkloroetilenom, koji je bogat s klorom i jakom apsorpcijom neutrina.

[[Detektor]] je postavio u rudnik [[zlato|zlata]] 1 500 metara pod zemljom da bi smanjio utjecaj [[Kozmičke zrake|kozmičke pozadine]] ([[Engleski jezik|eng]]. ''background''). Davis je razvio preciznu tehniku kako količinski (kvantitativno) izvući nekoliko atoma [[radioaktivnost|radioaktivnog]] argona proizvedenog apsorpcijom neutrina u kloru. Posao je bio vrlo težak, lakše bi bilo naći iglu u plastu sijena. Argon u tekućini klora je bio prvi dokaz Sunčevih neutrina. Svakih mjesec dana je Davis "ulovio" 17 radioaktivnih atoma argona. Nakon 6 mjeseci izmjereni broj atoma nije se podudarao s očekivanim brojem neutrina prema Sunčevom standardnom modelu. Ili je bila kriva SSM teorija ili je Davisov pokus bio pogrešan. Kako su mnogi daljnji pokusi, izvođeni na isti način, pokazali sličan rezultat, došlo se na ideju da su se elektronski neutrini na putu do Zemlje pretvorili u druge vrste neutrina koji ne mogu biti apsorbirani u tim kemijskim pokusima, koji reagiraju samo na ν<sub>e</sub>, a ne na ν<sub>μ</sub> ili ν<sub>τ</sub>.

To otkriće vodilo je daljnjim [[pokus]]ima. Tako je jedna japanska grupa pod vodstvom fizičara M. Koshiba blizu grada Kamioka u rudniku [[cink]]a, oko 600 metara ispod zemlje, sagradila rezervoar od 50 tisuća tona izuzetno čiste vode s 11 146 staklenih [[fotomultiplikator]]a, [[cijev]]i promjera 50 [[metar|cm]]. Način detekcije u ovom pokusu je različit od kemijskih detektora. Detektor s vodom može detektirati sve vrste neutrina. Neutrino u sudaru s molekulama vode stvara razne [[Elementarna čestica|elementarne čestice]] s [[električni naboj|električnim nabojem]] koji u vodi imaju [[brzina|brzinu]] veću od [[brzina svjetlosti|brzine svjetlosti]] u vodi i stvaraju takozvano Čerenkovljevo svjetlo ([[Čerenkovljevo zračenje]]) čime otkriju svoj identitet (kod posjeta [[nuklearni reaktor|nuklearnom reaktoru]] može se u skladištu [[uranij]]evih šipki u vodi vidjeti plavo Čerenkovljevo svjetlo kojeg stvaraju [[elektron]]i). Svjetlo je registrirano s panoramski raspodijeljenim fotomultiplikatora i izračunat je tip reakcije pomoću računala,čime se moglo identificirati neutrino.

S tim nešto poboljšanim detektorom je jedna japansko-američka grupa objavila 1998. da neutrino mijenja svoj identitet prolazom kroz [[svemir]]. Time je otkrivena oscilacija neutrina i pokazano da neutrino ima masu. To je također potvrdila i jedna kanadska grupa. Time je riješen problem manjka Sunčevih neutrina koji dolaze do Zemlje i potvrđen Sunčev standardni model. Davis i Koshiba su za svoja istraživanja Sunčevih neutrina bili nagrađeni [[Nobelova nagrada za fiziku|Nobelovom nagradom]] 2002.

Dana 23. veljače 1987. dogodilo se duboko u svemiru nešto što je prostim okom zadnji vidio [[Johannes Kepler|J. Kepler]]: zvjezdana, takozvana eksplozija [[supernova|supernove]]. Pred 180 tisuća godina u susjednoj galaksiji jedna je zvijezda iscrpila fuzioni materijal i time je nestala [[energija]] koja je davala otpor vlastitoj [[gravitacija|gravitaciji]]. U jednom trenu je nastala urušenjem gravitacijska eksplozija i emitirala energiju preko neutrina i svjetlosti veću od 1000 milijardi višu negoli naše Sunce izrači u godinu dana. Signal od 12 neutrina registrirao je Kamiokande detektor. Istodobno su i druga dva slična detektora u SAD-u registrirala neutrine. Tek nakon 2 sata je stigao i svjetlosni signal (neutrino je kroz [[Međuzvjezdana tvar|svemirsku prašinu]] brži od svjetla). Time se potvrdilo pokusno predviđanje teorijskih modela o razvoju zvijezda i gravitacijskom kolapsu. Tako se može reći da je 1987. započela [[neutrinska astronomija]] izvan naše [[galaksija|galaksije]]!

== Nuklearna energija vezanja ==
{{glavni|Nuklearna energija vezanja}}

'''Nuklearna energija vezanja''' je [[energija]] koju je potrebno uložiti kako bi se [[atomska jezgra]] rastavila na [[proton]]e i [[neutron]]e. Što je jezgra stabilnija, nuklearna energija vezanja je veća. Izračunana pomoću Einsteinove jednakosti ([[ekvivalencija mase i energije]]), koja povezuje energiju i [[masa|masu]], nuklearna energija vezanja jezgre od ''Z'' protona i ''N'' neutrona iznosi:

:<math> E_v \, (Z, N) = [\Delta m] \cdot c^2 = [Z \cdot m_p + N \cdot m_n - m (Z, N)] \cdot c^2 </math>

gdje je: ''m<sub>p</sub>'' - masa protona, ''m<sub>n</sub>'' - masa neutrona, ''m(Z, N)'' - masa atomske jezgre, ''c'' - [[brzina svjetlosti]] u [[vakuum]]u, a ''Δm'' - [[defekt mase]]. [[Mjerna jedinica]] nuklearne energije vezanja jest megaelektronvolt (M[[eV]]).

Nuklearna energija vezanja je [[energija]] koja drži [[nukleon]]e ([[proton]]e i [[neutron]]e) na okupu u [[atomska jezgra|atomskoj jezgri]]. Ta energija ima različite vrijednosti za različite jezgre, a raste s porastom [[Atomski broj|atomskog broja]] (Z). Zbog takve razlike u energiji vezanja, neke su jezgre nestabilne i raspadaju se, pretvarajući se u druge stabilnije jezgre. Učestalost raspada je povezana uz [[vrijeme poluraspada]], koje se određuje kao [[Vrijeme (fizika)|vrijeme]] koje je potrebno da se raspadne polovica jezgri nekog uzorka. Vrijeme poluraspada različitih jezgri može imati vrijednosti između dijelića [[sekunda|sekunde]] pa sve do nekoliko milijardi godina.<ref>[http://personal.unizd.hr/~mdzela/nastava/KTF.pdf] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20100705051127/http://personal.unizd.hr/~mdzela/nastava/KTF.pdf |date=5. srpnja 2010. }} "Ionizirajuće zračenje u biosferi", Mile Dželalija, Kemijsko-tehnološki fakultet, Sveučilište u Splitu, 2011.</ref>

=== Energija vezanja po nukleonu ===
'''Energija vezanja po nukleonu''' je nuklearna energija vezanja podijeljena brojem [[nukleon]]a. Najmanja je za [[deuterij]] ²H (2,23 MeV) i tricij ³H (2,83 MeV), s povećanjem mase atomskih jezgara energija vezanja se, uz neke izuzetke, povećava do [[željezo|željeza]] <sup>56</sup>Fe (8,7 MeV), a za jezgre teže od željeza polagano opada. Energija se oslobađa spajanjem jezgara lakših od željeza i cijepanjem jezgara težih od željeza. Tako na primjer ona za [[neon]]-20 iznosi 8,031 M[[eV]], dok za [[Olovo (element)|olovo]]-208 je 7,865 MeV. Iako su ova dva [[Kemijski element|kemijska elementa]] na različitim stranama [[Periodni sustav elemenata|periodnog sustava elemenata]], nuklearna energija vezanja po nukleonu im je gotovo jednaka.<ref>[http://www.fer.unizg.hr/_download/repository/UNE_compl_r1_-_ver_4_DF.pdf]{{Neaktivna poveznica|bot=InternetArchiveBot }} "Uvod u nuklearnu energetiku", Prof. dr. sc. Danilo Feretić, 2011.</ref>

== Niz ugljik-dušik-kisik ==
{{glavni|Niz ugljik-dušik-kisik}}

'''Niz [[ugljik]] – [[dušik]] – [[kisik]]''' ili '''CNO niz''' je jedan od dvije reakcije [[nuklearna fuzija|nuklearne fuzije]], kojim [[zvijezda|zvijezde]] pretvaraju [[vodik]] u [[helij]], a drugi je [[Niz proton-proton|niz proton – proton]]. Razlika je kod CNO niza da je kod te nuklearne fuzije potreban [[katalizator]]. Teorija tvrdi da su to procesi koji prevladavaju kod zvijezda koji su veće barem 30 % od našeg [[Sunce|Sunca]]. Razlika je u početnim temperaturama, tako za početak p-p niza treba [[temperatura]] od 4 000 000 K, dok za CNO niz treba za početak oko 13 000 000 K. Kod CNO niza izlazna energija puno brže raste s povećanjem temperature i kod temperature 17 000 000 K taj proces prevladava u većim zvijezdama od Sunca.<ref>{{cite journal |arxiv=0906.4812 |author=Schuler, Simon C.; King, Jeremy R.; The, Lih-Sin |title=Stellar Nucleosynthesis in the Hyades Open Cluster |journal=the Astrophysical Journal |volume=701 |issue=1 |pages=837&ndash;849 |year=2009 |month=August |page=6 |doi=10.1088/0004-637X/701/1/837}}</ref> Sunce ima temperaturu u jezgri oko 15 700 000 K i samo 1,7 % helija se dobije s CNO nizom.

Kod CNO niza, četiri protona (jezgre vodika) se spajaju, koristeći izotope ugljika, dušika i kisika, stvaraju [[Alfa-čestica|alfa-čestice]], dva [[pozitron]]a i dva [[neutrino|neutrina]]. Pozitroni će odmah nestati reagirajući S [[elektron]]ima, oslobađajuci energiju u obliku [[Gama-čestica|gama-čestica]]. Neutrina koji pobjegnu odmah, odnose i dio energije. Izotopi ugljika, dušika i kisika služe kao katalizatori za veliki broj procesa.<ref>{{Cite journal |first=C. F. |last=von Weizsäcker |authorlink=Carl Friedrich von Weizsäcker |title=Über Elementumwandlungen in Innern der Sterne II (''Element Transformation Inside Stars, II'') |journal=Physikalische Zeitschrift |volume=39 |year=1938 |pages=633–46}}</ref><ref>{{cite journal |journal=Physical Review |volume=55 |issue=5 |pages=434–56 |year=1939 |last=Bethe |first=H. A. |authorlink=Hans Bethe |title=Energy Production in Stars |doi=10.1103/PhysRev.55.434 |url=http://prola.aps.org/abstract/PR/v55/i5/p434_1 |access-date=22. siječnja 2020. |archive-date=27. rujna 2011. |archive-url=https://web.archive.org/web/20110927010416/http://prola.aps.org/abstract/PR/v55/i5/p434_1 |url-status=dead}}</ref>

== Djela ==
Glavna su mu djela: 
* ''O fizikalnoj slici svijeta'' ([[Njemački jezik|njem]]. ''Zum Weltbild der Physik'', 1943.), 
* ''Povijest prirode'' (njem. ''Die Geschichte der Natur'', 1948.), 
* ''Dometi znanosti'' (njem. ''Die Tragweite der Wissenschaft'', 1964.), 
* ''Jedinstvo prirode'' (njem. ''Die Einheit der Natur'', 1971.), 
* ''Ugroženi putovi'' (njem. ''Wege in der Gefahr'', 1976.), 
* ''Izgradnja fizike'' (njem. ''Aufbau der Physik'', 1985.), 
* ''Vrijeme i znanje'' (njem. ''Zeit und Wissen'', 1992.), 
* ''Veliki fizičari'' (njem. ''Große Physiker'', 1999). 

== Izvori ==
{{izvori}}

{{Hrvatska enciklopedija – autorska prava}}

{{GLAVNIRASPORED:Weizsäcker, Carl Friedrich von}}
[[Kategorija:Njemački fizičari]]
[[Kategorija:Njemački filozofi]]
[[Kategorija:Dobitnici Nobelove nagrade za fiziku]]