Zeemanův jev

Z Wikipedie, otevřené encyklopedie
Skočit na: Navigace, Hledání

Zeemanův jev je v atomové fyzice jev, při němž dochází k rozdělení spektrální čáry na několik komponent v přítomnosti statického magnetického pole. Jev je analogický Starkovu jevu při němž dochází k rozdělení spektrálních čar v přítomnosti elektrického pole. Jev byl objeven nizozemským fyzikem Pieterem Zeemanem, který za tento objev získal v roce 1902 Nobelovu cenu za fyziku.

Historie[editovat | editovat zdroj]

Michael Faraday předpovídal vliv magnetického pole na elektromagnetické záření, respektive světlo, ale příliš slabé účinky mu zabránily tento jev pozorovat. Až roku 1896 zjistil Pieter Zeeman, že spektrální čáry ze zdroje světla vystaveného působení magnetického pole mají několik složek, z nichž každá má určitou polarizaci. Tento jev, dnes známý po svém objeviteli jako Zeemanův, přispěl k potvrzení elektromagnetické teorie světla.

Jev[editovat | editovat zdroj]

Zeemanův jev je výsledkem dělení energetických hladin atomů nebo molekul umístěných v magnetickém poli. V závislosti na podmínkách jsou spektrální čáry rozděleny do lichého počtu komponent (tento případ se nazývá normální Zeemanův jev) nebo do sudého počtu komponent (anomální Zeemanův jev).

Kromě toho, dělení energetických hladin atomů nebo molekul je doprovázeno vyzařováním (nebo absorbováním) polarizovaného světla během přechodů mezi různými energetickými hladinami. Povaha a intenzita této polarizace závisí na orientaci magnetického pole vzhledem k pozorovateli. V případě že je magnetické pole orientováno kolmo na linii pozorovatelova pohledu, jsou všechny komponenty polarizovány lineárně. Pokud je magnetické pole orientováno paralelně k linii pohledu, dochází ke kruhové polarizaci. Měření spektrálních čar nám poskytuje informaci o intenzitě magnetického pole, zatímco analýza polarizace poskytuje informace o orientaci vektoru magnetického pole.

Normální Zeemanův jev[editovat | editovat zdroj]

Normální Zeemanův jev může být popsán semi-klasicky. V tomto případě bereme elektron jako částici obíhající kolem atomového jádra obvyklým způsobem. Naproti tomu, moment hybnosti je kvantován.

Elektron obíhající na své oběžné dráze o poloměru r rychlostí v vytváří elektrický proud I vyjádřený:

.

Tento proud vytváří magnetický moment:

.

Vektor je kolmý k vymezené oblasti elektronů na oběžné dráze. Magnetický moment lze také vyjádřit pomocí momentu hybnosti elektronu:

.

Ve srovnání s definicí momentu hybnosti:

.

Rovnice pro potenciální energii v magnetickém poli dává ():

kde již dostáváme rozklad spektrálních čar.

Za předpokladu, že magnetické pole poukazuje na osu z, kvantování momentu hybnosti () může zjednodušit rovnice:

kde m je magnetické kvantové číslo a je Bohrův magneton. Pro energetické hladiny uvnitř atomu získáváme:

Rozklad závisí pouze na magnetickém kvantovém čísle.

Aplikace v astrofyzice[editovat | editovat zdroj]

Jednu z prvních aplikací Zeemanova jevu objevil v roce 1908 George Ellery Hale, když si všiml souvislosti mezi silnými magnetickými poli a slunečními skvrnami. Horace W. Babcock byl schopen toto měření rozšířit i na jiné hvězdy než je Slunce. V 21. století se měření slunečního magnetického pole provádí prakticky neustále a to prostřednictvím Zeemanova jevu, který měří kosmické sondy, například satelit SOHO. Ve fyzice hvězd jsou podobná měření prováděna také, například na Havaji Kanadsko-Francouzsko-Havajským Teleskopem.

Kromě toho je měření Zeemanova jevu užitečné pro určení intenzity magnetického pole naší Galaxie Mléčné dráhy.

Reference[editovat | editovat zdroj]

V tomto článku byl použit překlad textu z článku Effet Zeeman na francouzské Wikipedii.