Perrin nebo Eddington?

Více než deset let přednáším, píšu a čtu o objevu termojaderné fúze zhruba v následujícím schématu: Arthur Eddington (1882–1944) spoluorganizoval a zúčastnil se dvou výprav za zatměním Slunce. Poslední v roce 1919 na Princově ostrově změřila ohyb světla hvězdy hmotou Slunce a podpořila tak obecnou teorii relativity jeho dobrého známého, kterým nebyl nikdo jiný než Albert Einsten (1879–1955). Eddington se dobře vyznal ve slunečních procesech a jako první odhadl, že na Slunci produkuje helium fúze vodíku.

V květnu 1920 se nadmíru pečlivému britskému spektroskopistovi Francisu Astonovi podařilo měřit hmotnost jader atomů s přesností na tři desetinná místa. Potvrdil, že hmotnost jádra helia je menší než prostý součet hmotnosti jader vodíku, která jádro helia tvoří. Pokud jádro helia položil Aston rovné čtyřem, pak jádro jednoho ze čtyř jader vodíku, které tvoří jádro helia, bylo rovno 1,008.

 V Cardiffu 1920

Zasedání Britské asociace pro rozvoj vědy se konalo 24. srpna 1920 v Cardiffu. Středem pozornosti bylo vystoupení budoucího prezidenta sekce fyzikálních a matematických věd Arthura Eddingtona, který ve své přednášce „Vnitřní konstituce hvězd (The Internal Constitution of the Stars)“ za pomoci Eisteinovy ekvivalence hmoty a energie E = mc² přisoudil hmotnostní nedostatek jádra helia vazební energii, která se při fúzi jader vodíku uvolní. Odvážnou hypotézu slyšelo více než 1 000 účastníků. Mimochodem vloni tomu bylo právě 100 let.

Přednášku otiskl časopis Nature 2. září 1920 a rozpracovaná se objevila v knize The Internal Constitution of the Stars roku 1926. Ve své přednášce Eddington nejprve odsoudil stávající Hemholtzovu-Kelvinovu teorii gravitační kontrakce o teplotě Slunce a připravil si půdu pro svou hypotézu o subatomárním zdroji. S vědomím, že publikum nemusí být připraveno přejít na jeho jadernou hypotézu tak snadno, uznává: „Nechtěl bych být překvapen, kdyby se šeptalo, že moje úvaha je trochu spekulativní ...“ a poté obhájil roli spekulací v teoretické fyzice tím, že zdůraznil, že i špatné spekulace mohou pomoci pokročit ve vědě, pokud motivují experimenty objasňující předmět spekulace.

Hmotnostní nedostatek

Na zasedání v Cardiffu byl přítomen sám Francis W. Aston (pozdější nositel Nobelovy ceny), který druhý den představil výsledek svých nadmíru pečlivých měření – hmotnostní nedostatek. Takže relativista Eddington měl to, co potřeboval: energie by se nutně uvolnila, kdyby se daly přesvědčit čtyři atomy vodíku, aby se spojily a vytvořily jádro helia. Jak by to udělaly, jak by si jádro hélia poradilo s elektrostatickým odpuzováním, kterým na sebe působily čtyři protony kompenzované pouze dvěma elektrony (neutrony nebyly známy) – to nebyly věci, o kterých Eddington mluvil. Eddington věděl, že v tuto chvíli není nutné na podobné otázky odpovídat. Důležité bylo jen to, že hmotnostní nedostatek přeměněný na energii byl dostatečný k tomu, aby poháněl hvězdy.

Eddington vizionář

Dvanáct let předtím, než James Chadwick (1891–1974) objevil neutron, dvacet pět let před Hirošimou, třicet sedm let předtím, než se národy světa dohodly na spolupráci, aby se mírová fúzní síla stala realitou, Eddington v podstatě viděl celek: „Aston přesvědčivě ukázal, že hmotnost atomu helia je menší než součet hmotností čtyř atomů vodíku, které ho tvoří; v tomto s ním přinejmenším chemici souhlasí. Úbytek hmotnosti činí přibližně jednu stodvacetinu, přičemž atomová hmotnost vodíku je 1,008 a helia 4,0. Hmota nemůže zmizet a její úbytek může být jedině ekvivalentní energii uvolněné při vzniku helia z vodíku. Pokud 5 % hmotnosti hvězd sestává z atomů vodíku, které se postupně slučují, aby vytvořily mnohem složitější prvky, celkové uvolněné teplo bude větší, než lidstvo potřebuje k uspokojení potřeb elektrické energie, a nebude také dále zapotřebí hledat zdroj energie hvězd. Pokud je skutečně subatomová energie uvnitř hvězd schopna udržet jejich teplo, pak jsme možná blízko ke splnění snu o jejím využití pro lepší život lidské společnosti – nebo k jejímu zničení.“

 A zahájil tak věk fúze. (Citace z knihy Garry McCracken, Peter Stott: Fúze energie vesmíru) 

Francouzská spojka

Nyní si představte, že po sto letech (zasedání v Cardiffu mělo právě loni 100. výročí) se objeví tvrzení, že s nezpochybnitelným prvenstvím osobnosti Arthura Eddingtona chce soupeřit – považte – Francouz! (P. H. Diamond, Uriel Frish a Yves Pomeau. „Plasma physics in the 20th century as told by players“. The European Physical Journal H. 2018, 43, str. 337–353. DOI https://doi.org/10.1140/epjh/e2018-90061-5.) Při čtení výše uvedeného článku jsem se zprvu domníval, že se jedná o žert. Při závěrečných úpravách knihy „Řízená termojaderná fúze“ jsem se o článku zmínil. Kniha mi vyšla v říjnu 2020 a v březnu 2021 jsem četl článek mého známého Roberta Arnouxe. Historik na slovo vzatý, pracující pro ITER organization, zveřejnil článek ve svém mateřském ITER newsline. Robert se tentokrát velmi opatrně ponořil do britsko-francouzského tématu otázkou: Who was first? Who was second? (Kdo byl první? Kdo byl druhý?)

Něco musí být jinak s energií Slunce

Vyzbrojeni vědou z poloviny 19. století si fyzici a astronomové dlouho mysleli, že „sluneční teplo“ je důsledkem neustálého dopadu meteorů a asteroidů na Slunce. V roce 1841 výpočty německého lékaře a chemika Julia von Mayera (1814–1878) naznačily, že asteroidy dopadající na Slunce vysokou rychlostí vygenerují „od 4 600 do 9 200krát více tepla, než kolik by vzniklo spalováním stejného množství uhlí.“ V modelu však byla chyba: k udržení zářícího Slunce by bylo zapotřebí obrovského množství asteroidů. A nikdo nedokázal vysvětlit, odkud pocházejí.

Na sklonku 19. století Wiliam Prout (1785–1850, Anglie) vyslovil předpoklad, že hmotnosti atomů jsou celočíselným násobkem hmotnosti atomu vodíku. Jak šel čas a zpřesňovala se měření hmotnosti atomů, zjistily se malé, ale přesto odchylky od celočíselné hypotézy. Zatímco koncem devatenáctého století povaha zdroje energie Slunce zaměstnávala velkou část vědecké komunity, ostatní byli zaměstnáni stářím Země. Po procitnutí Darwinem potřebovali biologové velmi starou Zemi, aby umožnila pomalý proces evoluce, stejně jako geologové, kteří se snažili vysvětlit nahromadění horninových vrstev a sedimentů. U Země, která byla nutně mladší než Slunce, bylo zapotřebí minimálně 200 milionů let, zatímco model Helmholtz (1821–1874) - Kelvin (1824–1907) poskytoval pouze 20 až 50 milionů let staré Slunce. Něco muselo být jinak.

Ze zásobárny nápadů

Nejen, že model „gravitační kontrakce“ přiřadil Slunci nepřijatelně nízký věk, ale také předpověděl jeho délku života, která nepřesáhla dalších několik desítek milionů let. Pokud ovšem, jak napsal Thomson v roce 1891, „zdroje, které jsou nám nyní dočasně neznámé a čekají na nás v zásobárně překvapivých nápadů, nesdělí něco zcela jiného.“ A tak se také stalo. Z velké zásobárny nápadů na dveře zaťukalo náhle něco zcela mimořádného.

Becquerel a Rutherford a radioaktivita

Radioaktivitu objevil v roce 1896 francouzský fyzik Henri Becquerel (1852–1908), ale teprve o několik let později tento fenomén vzbudil velký zájem mezi fyziky a chemiky. Na přelomu století prokázala měření, že radioaktivní rozpad radia měřený v kaloriích generuje 200 000krát více tepla než spalování uhlí. Bylo si možné představit, že Slunce bylo (alespoň částečně) tvořeno rádiem, které by se rozpadalo a tak Slunce ohřívalo? Ernest Rutherford (1871–1937), fyzik narozený na Novém Zélandu, to za možné považoval a provedl výpočet: množství 2,5 ppm (0,00025 procenta) radia na Slunci odpovídá za jeho pozorovanou vyzařovanou energii. Ale zase je tu chyba: nikde ve spektru slunečního světla se neobjevuje „podpis“ radia. Jak uvidíme, některé malé, řeklo by se zanedbatelné, odchylky (zde od Proutovy celočíselné hypotézy) nakonec poskytnou vysvětlení, jak se hvězdám podaří zůstat horké po miliardy let. Vyžaduje to ovšem zásah Alberta Einsteina (1879–1955), který v jednom ze svých slavných příspěvků z roku 1905 ukazuje, že relativita implikuje ekvivalenci hmoty a energie podle slavného E = mc².

Langevin (a Einstein)

Jiná myšlenka uvolňování energie jadernou fúzí sahá až do roku 1913, kdy prý Paul Langevin (1872–1946) v příspěvku s názvem „Setrvačnost energie a její důsledky“, navrhuje einsteinovský výklad drobných nesrovnalostí v Proutově hypotéze. (Langevin, P. 1913. „L’inertie de l’ ́energie et ses cons ́equences“. J. Phys. Th ́eor. Appl.3: 553–591.) Na straně 587 píše: „Vysvětlení, které navrhuji, následuje okamžitě po všem, co předchází: nesrovnalosti by vznikly, protože vznik atomů z prvotních prvků (dezintegrací, jak ji vidíme u radioaktivity, nebo inverzním procesem, který dosud nebyl pozorován a který zrodil těžké atomy), by byl doprovázen změnami vnitřní energie vyzařováním nebo absorpcí záření.“ Zdá se, že francouzský matematik Paul Langevin jako první pojmenoval impozantní zdroj energie, který je výsledkem těchto přeměn. Nicméně explicitní pojmenování „nového“ zdroje sluneční energie chybí. To čekalo na rok 1919, kdy Jean Perrin pravděpodobně jako první navrhl, že za udržování teploty hvězd je zodpovědná jaderná reakce, což bylo mnohem přijatelnější, než teorie kontrakce Helmholtze – Kelvina. V jeho prvním článku nejsou uvedeny žádné kvantitativní odhady. (Perrin, J. 1919. „Mati`ere et lumi`ere. Essai de synth`ese de la m ́ecanique chimique” (Syntetický test chemické mechaniky), Ann.Phys.9: 5–108. Hmota a světlo.

Jean Baptiste Perrin

Francouzský fyzik (1870–1942) ve svých studiích Brownova pohybu nepatrných částic suspendovaných v kapalinách ověřil teorii Alberta Einsteina o tomto jevu a potvrdil tak atomovou povahu hmoty. Za tento úspěch byl v roce 1926 oceněn Nobelovou cenou za fyziku. V roce 1919 prý Perrin vyslovil hypotézu, že zdrojem energie hvězd mohou být jaderné reakce. Uvědomil si, že hmotnost atomu helia je menší než hmotnost čtyř atomů vodíku a že Einsteinova ekvivalence hmotnostní energie znamená, že jaderná fúze (4H → He) by mohla uvolnit dostatečnou energii, aby hvězdy zářily miliardy let. Podobnou teorii poprvé navrhl americký chemik William Draper Harkins v roce 1915. Perrin nicméně neuvedl žádné kvantitativní odhady.

V únoru 1920 se Jean Perrin vrací k nadmíru zajímavému tématu, kterému se věnoval v článku předešlého roku (1919), ale tentokrát staví problém do kontextu Langevinova výkladu nesrovnalostí v Proutově zákoně hmotnosti atomů jako celočíselného násobku hmotnosti atomu vodíku. Díky tomu se může pustit do kvantifikace a zmiňuje možnost udržovat teplo Sluncem po miliardy nebo dokonce desítky miliard let. (Perrin, J. 1920. „Atomes et lumi`ere”(Atomy a světlo), La revue du Moisxxi, 113–166.) Byl to tedy Jean Perrin, profesor fyzikální chemie v Paříži, který poprvé navrhl již v roce 1919, že fúze vodíku na helium je energetickým zdrojem Slunce a hvězd? A vypočítal, že to odpovídá miliardám let minulosti slunečního svitu a miliardám let, které přijdou?

Arthur Eddington

Z korespondence s Albertem Einsteinem získal Arthur Eddington (1882–1944) první informace o teorii relativity, stal se jejím zastáncem a pracoval na jejím dalším vývoji. Roku 1919 zorganizoval spolu s astronomem Frankem Watsonem Dysonem dvě úspěšné expedice pro pozorování slunečního zatmění. Eddington je považován za „otce moderní teoretické astrofyziky“ a měl by být připomínán jako jeden z prvních tvůrců koncepce relativity. I přes některé ze svých chyb byl skvělým fyzikem a nešetřil cennými příspěvky do vědy. V roce 1930 se z něho stal sir Arthur Eddington.

Kdo byl první? Kdo byl druhý?

Pro nás je důležité, že Eddington pojal podezření, že hlavní zdroj energie hvězd je subatomární a že vodík hraje dominantní roli. Je pokládán za autora hypotézy o původu sluneční energie coby produktu fúze vodíku na helium. Svým prvenstvím si byl tak jist, že ve své knize „Vnitřní konstituce hvězd“ vydané v r. 2026 zmiňuje Jeana Perrina s tím, že nezávisle dospěl ke stejnému závěru o fúzi.

Shrnutí 

Jean Perrin napsal svoji zprávu v únoru roku 1920 a Arthur Eddington odpřednášel 24. srpna 1920 a napsal v září téhož roku: „Slunce živí energie uvolněná fúzí vodíku za vzniku helia“. Rozdíl čtyři měsíce ve prospěch Perrina. Přesto jsem nikdy v žádné anglosaské literatuře o jménu Perrin, tím méně o jeho obdivuhodném výkonu měsíce před Eddingtonem, nenašel ani zmínku. V knize „Fúze – energie vesmíru“ se zmiňují autoři Stott a McCracken o sporu Eddingtona ne s Jeanem Perrinem, ale s Jamesem Jeansem – kvůli sporu o prioritu se neměli mnoho let rádi. Minulý rok při stém výročí zasedání v Cardiffu byla vhodná příležitost se o sporu priorit osobností zmínit a případně ho uvést na pravou míru. Nic takového se nestalo.

Ač se na první pohled zdá, že jasně vítězí Francouz (únor 1920), běžně se uvádí prvenství Angličana (září 1920). Zakopaný pes může být ve formulaci, která u Perrina nemusí být tak jednoznačná jako u Eddingtona. O hvězdy se zajímal Eddington, Perrin dostal Nobelovu cenu za Brownův pohyb. Vesmíry obou pánů byly opravdu rozdílné. Pokud bychom se přiklonili k Perrinovi, musíme stoletou historii opravit hned dvakrát. Nejprve místo Astona (1920) psát Langevina (1913) a Perrinem (1919) nahradit Edingtona (1920). Trochu moc na jeden problém. Když Eddington přiznává ve své knize Vnitřní konstituce hvězd, že Perrin současně a nezávisle došel ke stejnému závěru jako on, je to gentlemanství nebo přezíravost, sebejistota, anebo měl Eddington „významnější“ prioritu? Nikde jinde jsem se nesetkal se srovnáním obou koryfejů atomové vědy, než v náznacích u Roberta Arnouxe. Třeba budu mít jednou štěstí a někdy se dozvím, jak to vlastně bylo. Zeptám se Roberta!

V každém případě má Jean Perrin k současnému symbolu fúze hodně blízko. Jako francouzský podtajemník pro vědecký výzkum zahájil Perrin v roce 1936 stavbu Observatoire de Haute-Provence. Hvězdárna leží vzdušnou čarou 20 kilometrů od ITER. V roce 1995 tu objevili první exoplanetu.