Vidi kôd stranice Horst Ludwig Störmer

{{Znanstvenik
| ime                     = Horst Ludwig Störmer
| slika                   = Horst Störmer.jpg
| slika_širina            = 200px
| naslov                  = 
| datum_rođenja           = [[6. travnja]] [[1949.]]
| mjesto_rođenja          = [[Frankfurt]], [[Njemačka]]
| datum_smrti             = 
| mjesto_smrti            = 
| prebivalište            = 
| državljanstvo           = [[Nijemci|Nijemac]], [[Amerikanci|amerikanac]]
| narodnost               = 
| etnicitet               = 
| polje                   = [[Fizika]]
| radna_institucija       =  Sveučilište Columbia u [[New York]]u <br> [[Bell Labs|Bellov laboratorij u Murray Hillu (SAD)]] 
| alma_mater              = Sveučilište u [[Stuttgart]]u <br> [[Sveučilište Johanna Wolfganga Goethea u Frankfurtu|Sveučilište u Frankfurtu]]
| doktorski_mentor        = 
| doktorski_studenti      = 
| poznat_po               =  [[Kvantna mehanika|Kvantni]] [[Hallov učinak]] 
| autor_kratica_bot       = 
| autor_kratica_zoo       = 
| nagrade                 = [[Nobelova nagrada za fiziku]] ([[1998.]]) 
| 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:Hall effect.png|mini|300px|desno|Pojašnjenje Hallovog učinka: Na crtežu ''A''' Hallova sonda na gornjoj strani ima negativan [[električni naboj]] (simboliziran plavom bojom) i pozitivan naboj na dnu (crvena boja). Na crtežima '''B''' i '''C''' [[električno polje|električno]] i [[magnetsko polje]] su obrnuto, tako da je [[polarizacija]] naboja obrnuta. Na crtežu '''D''' oba su polja obrnuta, tako da je opet ista polarizacija kao u crtežu '''A'''. Legenda: 1. [[elektron]]i, 2. Hallova sonda, 3. [[magnet]], 4. [[magnetsko polje]], 5. [[izvor električne struje]].]]

[[datoteka:Halleffekt und Stromlinien.svg|mini|300px|desno|[[Hallov učinak]] i [[silnice]] [[električna struja|električne struje]] kod tankog [[električni vodič|električnog vodiča]].]]

'''Horst Ludwig Stormer''' ([[Frankfurt]], 6. travnja 1949.), američki [[fizičar]] njemačkoga podrijetla. [[Diploma|Diplomirao]] (1970.) na [[Sveučilište Johanna Wolfganga Goethea u Frankfurtu|Sveučilištu u Frankfurtu]], [[doktor]]irao (1977.) na Sveučilištu u [[Stuttgart]]u. U [[Bell Labs|Bellovim laboratorijima u Murray Hillu (SAD)]] proučavao [[Kvantna mehanika|kvantni]] [[Hallov učinak]]. Za otkriće frakcijskoga Hallova učinka, odnosno za otkriće novoga oblika kvantnog [[fluid]]a s djelomično nabijenim probuđenjima s [[Robert Laughlin|R. Laughlinom]] i [[Daniel Chee Tsui|D. C. Tsuijem]] dobio je [[Nobelova nagrada za fiziku|Nobelovu nagradu za fiziku]] (1998).<ref>{{Citiranje weba |url=https://www.enciklopedija.hr/Natuknica.aspx?ID=58277 |title=Stormer, Horst Ludwig |work=Hrvatska enciklopedija |publisher=Leksikografski zavod Miroslav Krleža |year=}}</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 cm<sup>3</sup> i s, dok nad morskom površinom svega 10 para iona po cm<sup>3</sup>. 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 cm<sup>2</sup> 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 cm<sup>2</sup> 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 H. L. Störmer 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 10<sup>9</sup> MeV, dok ima donju granicu kod ''E<sub>min</sub>'' = 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>

== Hallov učinak ==
{{Glavni|Hallov učinak}}

'''Hallov učinak''' ili '''Hallov efekt''' (po [[Edwin Herbert Hall|E. H. Hallu]] koji ga je uočio 1879.) je pojava u tankoj [[metal]]noj ili [[poluvodič]]koj pločici kojom teče [[Gustoća električne struje|električna struja gustoće]] ''J<sub>x</sub>'', pod djelovanjem okomitoga [[magnetsko polje|magnetskoga polja]] [[Magnetska indukcija|indukcije]] ''B<sub>z</sub>'', stvaranja [[Transverzalni val|transverzalnoga]] [[električno polje|električnoga polja]] jakosti: 

:<math> \mathbf{E_y} = R_H \cdot \mathbf{J_x} \cdot \mathbf{B_z} </math>

(''R<sub>H</sub>'' je Hallova konstanta ili Hallov otpor) i poprečnoga [[električni napon|električnoga napona]]. Električna struja, magnetsko polje i električno polje međusobno su okomiti i, ako tvore desni [[koordinatni sustav]], Hallov učinak je normalan (konstanta ''R<sub>H</sub>'' je negativna). U obratnom slučaju (konstanta ''R<sub>H</sub>'' je pozitivna) učinak je anomalan. Hallov je učinak jači za [[poluvodič]]e, a slabiji za [[električni vodič|električne vodiče]]. Objašnjenje anomalnoga Hallova učinka bila je jedna od najvećih teškoća klasične [[elektromagnet]]ske teorije. Protumačila ga je tek [[kvantna teorija]] čvrstih tijela. 

=== Hallov pretvarač ili Hallov generator ===
'''Hallov pretvarač'''  ili '''Hallov generator''' izveden je na temelju Hallova učinka, a primjenjuje se u mjernoj i računalnoj tehnici: za mjerenje jakosti magnetskoga polja reda 10<sup>–5</sup> A/m do reda 10<sup>5</sup> A/m, za pretvorbu neelektričnih veličina u električne, analizu spektra električnih i magnetskih signala, mjerenje razlike faza, istraživanje magnetskih tokova, pretvorbu signala i slično.

=== Kvantni Hallov učinak ===
'''Kvantni Hallov učinak''' ili '''kvantni Hallov efekt''' je odstupanje Hallova otpora od linearne ovisnosti o jakosti magnetskoga polja pri Hallovu učinku u ekstremnim uvjetima. Uočio ga je [[Klaus von Klitzing|K. von Klitzing]] 1980. Pojavljuje se pri [[magnetska indukcija|magnetskoj indukciji]] većoj od 10 [[tesla|T]], temperaturi manjoj od 1 [[kelvin|K]] i ograničenosti gibanja elektronskoga plina na dvije dimenzije, to jest onemogućenosti gibanja elektrona u smjeru magnetskoga polja. Za mjerenje kvantnoga Hallova učinka nužni su poluvodiči koji omogućuju smještanje slobodnih elektrona u vrlo tank sloj paralelan s površinom uzorka. Diskretne vrijednosti Hallova otpora (Hallovi platoi) koje se opažaju u tim uvjetima ne ovise o materijalu uzorka i mogu se izraziti preko temeljnih prirodnih konstanti: 

:<math> R_H = \frac{q \cdot h}{e^2} </math>

gdje je: ''q'' - [[racionalni broj]], ''h'' - [[Planckova konstanta]], ''e'' - [[elementarni električni naboj]].<ref>{{Citiranje weba |url=https://www.enciklopedija.hr/Natuknica.aspx?ID=58277 |title=Hallov efekt |work=Hrvatska enciklopedija |publisher=Leksikografski zavod Miroslav Krleža |year=}}</ref> 

== Izvori ==
{{izvori}}

{{Hrvatska enciklopedija – autorska prava}}

{{Nobelova nagrada za fiziku}}

{{GLAVNIRASPORED:Stormer, Horst Ludwig}}
[[Kategorija:Njemački fizičari]]
[[Kategorija:Američki fizičari]]
[[Kategorija:Dobitnici Nobelove nagrade za fiziku]]