FRANTIŠEK BĚHOUNEK

CESTA ZA OBJEVEM

Tajemné záření vesmíru

PRAHA 1945

Chcete se stát obrem?

Kdyby žil člověk v olověném krunýři, dosáhl by prý výše 25 až 30 metrů.

Někteří skandinávští badatelé a mezi nimi také známý fyziolog profesor Sigurd Hansen, vystoupili s domněnkou, že u lidí nedochází k smrti jako následku stárnutí a nemoci, nýbrž že je způsobena nepřetržitým bombardováním kosmických paprsků, jež nás pronásledují od kolébky až ke hrobu. Hansen tvrdí, že v mládí, to je u žen asi do skončení 22. roku a u mužů do skončení 26. roku, může lidské tělo opět obnovovat ony buňky, které podléhají účinkům těchto paprsků. Postupujícím stářím však se tato činnost zpomaluje a obrana proti kosmickým paprskům přestává. Proti tomuto pozvolnému, avšak nevyhnutelnému postupu existuje jediný jistý prostředek, který je však přílišným zatížením a kromě toho je nesmírně nákladným: člověk by musel žít v uzavřeném olověném krunýři, silném nejméně šest metrů. Kdyby buňky, z nichž je naše tělo sestaveno, nebyly systematicky ničeny, pak by náš vzrůst nabyl obrovitosti a celá Země by byla obydlena giganty, vysokými 25 až 30 metrů.

Denní tisk z 12. srpna 1943

Z vědecké laboratoře do redakce novin je dlouhá cesta, i když nikterak nepodceňujeme pohotovost dnešního tisku. Kosmické paprsky, přes všechnu svou zázračnou rychlost v prostoru, potřebovaly k jejímu překlenutí plných čtyřicet let; kdyby nebylo senzačních výstupů do stratosféry, snad by ještě dodnes nebyly pronikly k pracovnímu stolu novinářů. Neříkám to jako výtku novinám, nebo lidem, kteří noviny dělají. Přál bych si spíše volnější tempo, i když čtyřicet let je dosti slušná doba.

Přál bych si, aby noviny přinášely zaručené zprávy i v oborech, v nichž vládne jen věda. Přál bych si, aby to byla pravda, že člověk, žijící odmalička výhradně jen v domě s olověnými zdmi a střechou požadované tloušťky, má naději stát se tím obrem pětadvacet až třicet metrů vysokým. Mám o tom sice jisté pochybnosti, opírající se o zjištěno u skutečnost, že z koníků, kteří se kdysi lopotili po celý život v dolech, v hloubce takové, že je odstiňovala od zlých kosmických paprsků vrstva země jistě daleko účinnější, než šestimetrový olověný pancéř, nevyrostli žádní obři. Ale to jen mimochodem. Denní tisk nemůže za to, dodá-li mu věda senzační zprávy. Věda by to sice neměla dělat, ale v případě kosmických paprsků nutno být hrdinně shovívavým.

Snad žádný jiný obor fyziky nepřenesl badatele do tak romantických oblastí, jako právě kosmické paprsky.

Unikaly změření a rozpalovaly ctižádost vědců. Zavedly je na oceány, velehory, do pouští, k oběma pólům, do nejvyšších výšek, kam kdy člověk vystoupil, do hlubin jezer a dolů. Lidé na ně jednou přísahali a podruhé je popírali, jednou je přičítali záření praobyčejných radioaktivních prvků a po druhé zase jiní přisuzovali nebeský původ, hledajíce jej postupně v Slunci, Měsíci, na hvězdách,v Mléčné dráze, v hmotě roztroušené v nesmírném zředění ve vesmíru i v nových hvězdách, a nenalézajíce jej nikde.

Byly o ně svedeny vášnivé polemiky, které si nezadají s diskusemi o princip relativity. Kvůli nim byly sestrojeny přístroje. které jsou zázrakem citlivosti a mechanické dokonalosti. Člověk se naučil měřit elektrické proudy tisíckrát menší, než biliontina ampéru a počítat každý jednotlivý paprsek. A co jen jmen vystřídaly; než byly definitivně pokřtěny na kosmické paprsky, výškové záření, Hessovy paprsky, Millikanovy paprsky, Hess-Kolhörster-Millikanovy paprsky, pronikavé záření atmosféry a ultrapenetrantní záření.

Zájem o ně měl svůj příliv i odliv, brzy rostl a zase upadal; dnes však opanovaly definitivně fyziku naší doby a ještě nejméně jedna generace, badatelů bude mít co dělat, aby se s nimi vypořádala. Rok 1903 registruje jen 7 prací o kosmických paprscích. rok 1933 už 177 a není jisto, zda přitom některé ještě registraci neunikly.

Otázka, jak vznikají nebyla nejméně přetřásána.

Uvažovalo se o hmotě, proměněné v světlo při stavbě nebo rozkladu hmoty v jejích nepatrných částicích, atomech. Ale nedošlo se k definitivně přesvědčujícímu závěru. Zdá se jen, že jsou projevem jakési praenergie, která tu byla před všemi věcmi a před miliardami let.

Že kostnické paprsky jsou jediným zbývajícím vzorem látky, z které kdysi dobrý bůh robil svět.

Praha, leden 1944. F. B.

1. Zářící Země

Snad je to náhoda, nebo řízení nějaké vyšší moci, že přelomy století bývají spojeny s vynikajícími událostmi, z nichž potom tradice vytvoří časové mezníky. Fyzika se dočkala na přelomu devatenáctého století zcela netušeného obratu v dosavadním směru bádání; vrhla se na novou cestu a ta ji přivedla hezky daleko od klidných a tichých vod fyziky minulých let, které se začalo trochu nevhodně říkat „klasická“, jako by byla odsouzena k zapomenutí a k zařazení mezi odložené a zaprášené starožitnosti.

Ten revoluční obrat vnesl do fyziky slavný objev Röntgenův, jehož nezbytným důsledkem byl Becquerelův objev radioaktivity. Atom se pojednou zřítil s piedestalu, kam ho postavily kdysi společnou rukou fyzika i chemie a přestal být „naprosto stálou, nedotknutelnou, neproměnitelnou a nejmenší částicí hmoty, v níž ona sama ještě všechny své vlastnosti ať chemické či fyzikální projevuje“, jak to trochu těžkopádně říká vědecká řeč minulého století.

Nemohlo se už na atom věřit a nikdo víc nebyl s to vsadit jej opět na jeho piedestal, když bylo skálopevně prokázáno, že se radioaktivní atomy mění samovolně, přecházejíce z jednoho prvku v druhý, o vlastnostech docela odlišných, a že při tom vyzařují podivuhodné paprsky, těžké, lehké i nehmotné, velmi neprůbojné, které zadrží dopisní papír, i tak pronikavé, že projdou několikacentimetrovým pancéřem z olova. Je sice pravda, že mnoho fyziků tomu ani po všech důkazech nevěřilo, že se nemohli rozloučit s představou starého fyzikálního světa, jehož základním článkem víry byla stálost a neproměnnost atomu, je pravda, že byl mezi nimi i veliký Kelvin, jenž zemřel 12 let po objevu radioaktivity, aniž se stal podstatou své celoživotní víry v atom; ale neméně je pravda, že většina fyziků – a mladí z nich vesměs si nežádala víc, než „vložit prst do rány“ a s nadšením vstoupila na novou cestu.

Bylo to právě v rok Röntgenova objevu, na podzim 1895, kdy se staroslavná universita v Cambridgi usnesla, že lidé s akademickou hodností, získanou na jiné universitě, mohou být přijati na cambridgeské universitě jako vědečtí pracovníci, „research students“ či „výzkumní studenti“ – doslova přeloženo – a že po dvouleté úspěšné práci mohou získat titul „bachelor of arts“, stručně označovaný B. A., na této universitě. Je pravda, že je to nejnižší akademický titul anglických universit, – ale Cambridge také není jen tak ledajaká škola! Toto moudré usnesení přivedlo v říjnu jmenovaného roku do Cambridge čtyřiadvacetiletého Novozélanďana, Ernesta Rutherforda. Nepocházel z rodiny oplývající blahobytem, ale zato byl schopný; anglosaský systém, libující si v konkursech a ve výběru nejlepších, jej zvolil z 1851 uchazečů a dal mu stipendium, aby mohl vystudovat universitu v Christchurchu na Novém Zélandě. Ze to byly dobře investované peníze, ukázalo se ještě během studií na této škole, kde Rutherford sestavil přístroj, jímž se mu podařilo zjišťovat bezdrátové vlny, vysílané jiskřištěm induktoru, na vzdálenost dvou mil. Jiní lidé šli po této cestě a dostali se k bezdrátové telegrafii.

Rutherford bez lítosti přešel v Cambridgi na nový obor fyzikální práce. Vstoupil do Cavendishovy laboratoře, kterou řídil slavný J. J. Thomson; zde se právě studovaly elektrony, nejmenší částice volné elektřiny – což se tehdy ještě nevědělo – a ionty, elektricky nabité molekuly, nebo shluky molekul.

Rok nato byla objevena radioaktivita a Rutherford se jí začal intenzivně zabývat. Nijak se tím neodcizil pracovnímu programu Cavendishovy laboratoře, vždyť paprsky, vyzařované radioaktivními prvky, mají zajímavou schopnost měnit vzduch, jenž je velmi dobrým isolátorem elektřiny, ve vodič; tříští jeho molekuly a z nenabitých těchto částic vyrobí vždy pár trosek, z nichž jedna má kladný elektrický náboj a druhá záporný, stejně veliký. Těm nabitým troskám se říká ion ty, podle věčně putujícího starořeckého kmene Ionů. Když do takového ionizovaného plynu ponoříme kovové desky, spojené s póly baterie, nebo s jiným zdrojem elektrického napětí, ionty začnou skutečně putovat, a to k té desce, která má opačný náboj, než ony, a svůj vlastní náboj tam poslušně odevzdají.

Jen tato schopnost ionizovat vzduch umožnila studium nového záření, objeveného Becquerelem; umožnila použití velmi jednoduchých a při tom velmi citlivých elektrometrů a zjišťování i přesné odměřování naprosto nezvažitelných a neviditelných stop radioaktivních látek pomocí jejich záření. Zpočátku byla existence iontů do značné míry věcí víry. (Zdá se, že je tomu tak i dnes, ačkoliv je dovedeme už přímo označit kapkou mlhy a ofotografovat. Bylo to na mezinárodním lékařském kongresu v Montpellieru roku 1938, kde mne zcela vážně žádal starší profesor fyziky, jakýsi monsieur Peuchči Pech, abych se raději vyhýbal slovu „ionty“ a „ionizace“ a mluvil prostě o „úbytku elektrického náboje v elektrostatických jednotkách“.) Rutherford v ně věřil a když se ho jednoho dne šéf laboratoře zeptal, jak se mu libí práce s ionty, odvětil s úsměvem: „Velmi, sire! Jsou to takoví roztomilí žebrákové, člověk má přímo dojem, že je vidí.“ Vědečtí pracovníci Cavendishovy laboratoře přijali mladého Rutherforda trochu posměšně; ten „protinožec“, jak mu říkali, jenž musel obeplout polovinu zeměkoule, aby doputoval do Cambridge, měl ve svém vzhledu cosi ostýchavého a venkovsky nesmělého. Vypadal spíše jako jadrný selský synek, než člověk, zabývající se duševní prací, a něco z toho vzhledu mu zbylo i do pokročilého věku, kdy ho král za jeho neobyčejné vědecké zásluhy jmenoval nejprve baronetem Spojených království a potom lordem of Nelson – titul, jenž neměl nic společného s velkým admirálem, jsa jménem nepatrné osady, kde se Rutherford narodil. Kamarádské posměšky ovšem neměly dlouhého trvání; jakmile spatřili Rutherforda při práci, změnili rázem svůj náhled. Začali říkat, že se ten „novozélandský králík dohrabe daleko“.

J. J. Thomson byl téhož mínění a když ho r. 1898 navštívil ředitel Macdonaldovy fyzikální laboratoře z kanadské McGillovy university v Montrealu, hledaje profesora fyziky, doporučil mu sedmadvacetiletého Rutherforda. McGillova protestantská universita není veliká a místní francouzsko-katolická universita mívá dvakrát tolik posluchačů, ale tehdy měla dobrou pověst. Před Rutherfordem řídil laboratoř skvělý fyzik Callendar; její mecenáš, MacDonald, ji zásobil dosti štědře penězi, a právě když Rutherford nastoupil, koupil jí stroj na výrobu tekutého vzduchu a věnoval 300 dolarů, za které si potom Rutherford opatřil od brunšvické firmy Giesel 60 miligramů rádia; s ním vykonal své první objevné práce, které mu o deset let později vynesly Nobelovu cenu – kupodivu za chemii, ačkoliv je vykonal fyzik a prostředky čistě fyzikálními. V roce 1908 se snad ještě věřilo, že radioaktivita způsobí převrat v dosavadní chemii; ta z ní však vy těžila jen málo, zatím co se fyzika dostala na zcela nové dráhy.

Všechno bylo tehdy ve znamení radioaktivity; citlivé elektrometry nacházely radioaktivní prvky všude, ve vodě, v obyčejné ornici a v každé skále, i ve vzduchu. Fyzikové tu měli úrodnou půdu, nedotknutou ještě pluhem pokusu; na každém kroku se narazilo na nový objev. V okresním brunšvickém městě Wolfenblittelu působili tehdy dva profesoři fyziky, Elster a Geitel; byl to podivuhodný pár přátel, spřažených až do smrti v společné práci, skromných, bez vysokoškolské ctižádosti. Učinili řadu velmi významných objevů v radioaktivitě i v atmosférické elektřině, mohli se kdykoli habilitovat na kteroukoli ze svých prací, nepodlehli však takovému pokušení. Nenáročný fyzikální kabinet střední školy jim stačil, dovedli si vymyslit jednoduché a málo nákladné přístroje a dokázali s nimi pozoruhodné věci. Jednou z nich byl objev radioaktivních prvků v obyčejném vzduchu, který dýcháme. Nahromadili je na drát, spojený se záporným pólem baterie a změřili je v elektrometru.

Rutherford nedávno před tím dokázal, že tyto radioaktivní prvky vyzařují velmi pronikavé paprsky; ze vzduchu se ukládají jako prach na povrchu všech předmětů, obklopených atmosférou, na podlaze, stropě, stěnách místností a jistě i na celém zemském povrchu. Země tedy ustavičně vyzařuje paprsky, velmi podobné paprskům Röntgenovým, ale daleko ještě pronikavější. Není jich jistě mnoho, ale snad budou stačit, aby je citlivý elektrometr dokázal. Rutherford neměl čas sám se tímto důkazem zabývat; pověřil jím H. L. Cooka, mladého fyzika, který pracoval v jeho výzkumné laboratoři. Řekl mu, jak má na to jít; změří ionizaci v dobře uzavřené nádobě, na kterou nepůsobí žádný radioaktivní zdroj, potom ji bude obalovat stále silnějšími olověnými pancéři a pokaždé změří ionizaci uvnitř nádoby.

Cooke se hmoždil poctivě se svým tématem, ale nebyl spokojen. „Nechce to jít, sire, ionizace se nemění i když obklopím nádobu pancéřem,“ stěžoval si Rutherfordovi.

„Jak silný pancéř máte?“ tázal se Rutherford.

„Asi dva až tři milimetry.“

„To je málo, přidejte, dejte pět centimetrů a bude-li potřebí, i více!“ Cooke přidal olovo a skutečně měl výsledek; pěticentimetrový pancéř snížil ionizaci uvnitř nádoby o třicet procent, ať prováděli pokus v laboratoři, anebo venku, na umrzlé zemi. Ale další zesilování pancéře už nemělo žádný účinek, i když pohřbili přístroj pod pěti tunami olova. Těch třicet procent mohli s dobrým svědomím připsat vnějšímu záření, které přicházelo se všech stran, zezdola a seshora, jak přístroj dokázal a které se pohltilo v olověném pancéři pět centimetrů silném. Sedmdesát procent původní ionizace ještě zbylo, nechť byl pancéř jakkoliv silný. To byla „spontánní neboli samovolná ionizace v uzavřené nádobě“, jak se, trochu rozvláčně, ale nicméně výstižně tehdy a ještě léta potom říkalo. Rutherford přednesl stručný výsledek této práce pod názvem „Pronikavé záření zemského povrchu“ a pod oběma jmény, svým i Cookovým, na výroční schůzi Americké fyzikální společnosti, která se konala na Columbijské universitě ve Washingtoně ve středu, 31. prosince 1902. Přednáška způsobila jisté překvapení, až dosud byly totiž za samovolnou ionizaci v uzavřené nádobě činěny zodpovědnými její stěny, to jest radioaktivní prvky, které jsou v nich v pranepatrných stopách uzavřeny. Rutherford a Cooke dokázali, že nemalá část této ionizace je vnějšího původu. Země tedy září, jako Röntgenův přístroj a vysílá mnohem pronikavější záření, než Röntgenův přístroj sám, když je potřebí k jeho odstínění pěti centimetrů olova. Jak to vypadá s tím zářením na různých místech a v různých denních dobách?

Zatím se to nevědělo, ale řada badatelů se tím začala zabývat. Rutherford nebyl již mezi nimi. Učinil sice společně s Cookem prvý krok k objevu kosmických paprsků, ale nešel dál po této cestě. Začal se zabývat atomem a jemu zůstal věren až do konce života.

2. Pozlátko a vlákno z křemene

Jedním ze zvláštních rysů studia nových druhů záření – míním záření radioaktivních látek i Röntgenovy lampy – je úžasně nepatrná hodnota elektrických proudů, pomocí nichž se tato záření zjišťují.

Odborníkovi je to ovšem samozřejmé, ale laik se právem udivuje, jak mohl Rutherford ve svém sdělení Americké fyzikální společnosti tvrdit, že v mosazné a dobře vyčištěné uzavřené nádobě, odstíněné olověným pancéřem 5 cm silným, se v každém krychlovém centimetru utvoří za každou vteřinu jen 6 iontů. Jak mohl udat tak přesné číslo, jestliže vláknem žárovky kapesní svítilny musí projít každou vteřinu trilion (trilion, milion bilionů, číslo s 18 nulami) elektrických nábojů, tak velkých, jako má 1 ion?

Tento zázrak přestane být ovšem zázrakem jako každý zázrak –jakmile si ho rozložíme na čísla.

Tak za prvé Rutherford, či lépe řečeno Cooke, v daném případě neměřil ionty jen v jediném krychlovém centimetru, nýbrž v celé nádobě, která měla obsah 1 litru; tím si už vlastně podmínky měření tisíckrát zlepšil a jeho následovníci užívali často nádob ještě větších. Druhá a podstatná podmínka citlivosti jeho měření byla, že nepoužíval běžných přístrojů k měřeni elektrického proudu, jako jsou voltmetr nebo ampérmetr, kde se síla, postrkující ukazovací ručičku přístroje po číselníku, čerpá z magnetických účinků elektrického proudu. Takový přístroj by byl v tomto případě nezměřil nic. Zde bylo potřebí volit od začátku jinou cestu; nešlo-li to s elektřinou proudící, použilo se elektřiny klidné. Do ionizovaného vzduchu se ponořil kovový předmět, elektricky nabitý a náležitě isolovaný, aby elektřina nemohla uniknout po jeho nosiči; jako nejlepší isolátor se časem osvědčil jantar, pravěká pryskyřice, na které se nepochybně člověk po prvé seznámil s elektřinou, nepočítáme-li blesk, který mu asi zapálil jeho první oheň. Kdybychom mohli skutečně ionty vidět, jak to Rutherford ve svém entusiasmu tvrdil Thomsonovi, spatřili bychom něco velmi podobného roji včel, vracejících se s medem do úlu. Ze všech stran proudí k nabitému kovu ionty, které mají opačný elektrický náboj, než kov, dotknou se ho a svůj náboj mu odevzdají. Poněvadž se dvě opačné elektřiny ruší, má návštěva každého takového iontu za následek, že kovový předmět pozbude kousek svého náboje; čím déle to trvá, tím větší je jeho ztráta a nakonec mu nezbude vůbec nic, promění se v praobyčejný, nenabitý, neelektrický kousek kovu. Čím více iontů, tím dříve přijde o svůj náboj. Stačilo tedy spojit jej s nějakým ukazovatelem, na němž by bylo vidět, jak postupně ztrácí svou elektřinu; takový ukazovatel se nalezl poměrně snadno v podobě uzounkého lístečku, vystřiženého z tenkého kousku pozlátka.

Je to pouhé nic, nehmotné a bez váhy, které se dechem rozvěje do všech koutů místnosti; jeho příprava je dobrou zkouškou klidných nervů. Zkuste si ho vystřihnout – nejlépe mezi dvěma listy papíru – ale nezapomeňte si přivázat kapesník na ústa a odvést svůj dech pryč od pozlátka. Až ho ustřihnete, vezměte ho s nekonečnou péčí do hrotů pinzety, ne do rukou, sice si je ihned svým lístkem obarvíte jako vánoční ořech. A potom jej přilepte jedním koncem – stačí arabská guma, nebo skutečný syndetikon – k čtverhranné kovové tyčince. Kdo dovede zachovat klid, má úspěch již po desátém pokusu a možná i dříve. Každý elektrický náboj, který dostane tyčinka, přejde okamžitě na lístek; a poněvadž dvě souhlasné elektřiny se odpuzují a lístek takřka nic neváží, takže k jeho odpuzení stačí pranepatrná síla – viz, kolik jich bylo rozdýcháno při výrobě! – odskočí lístek od tyčinky okamžitě, jakmile ji nabijeme z baterie, kouskem třeného jantaru, nebo i jen obyčejným celuloidovým hřebínkem, jímž si pročísneme zcela suché vlasy.

Čím větší náboj udělíme tyčince, tím víc se lístek od ní odchýlí. Jakmile ionty počnou rušit náboj tyčinky, počne se lístek družně vracet k své podpoře; a když tyčinka – a s ní ovšem i lístek sám – přijde o všechen svůj elektrický náboj, zaujme lístek nevýbojnou polohu, kterou měl na počátku, než ho elektřina oživila. Podívejme se na lístek drobnohledem a jeho výchylka se nám přiměřeně zvětší; vložme do okuláru drobnohledu stupnici a můžeme si na stopkách odměřit, jak se lístek rychle vrací do klidové polohy, čili jak rychle ionty naši tyčinku s lístkem vybíjejí; čím více iontů, tím rychleji se posunuje obraz lístku po stupnici. Tím už vlastně je elektrometr hotova zbývá ještě výpočet. Není nijak nesnadný. Nejdříve se vypočte elektrický náboj, který jsme dali tyčince s lístkem. Je to součin z elektrické kapacity tyčinky a lístku měřené v centimetrech a z napětí náboje, měřeného ve voltech. Kapacita elektrická je pojem, který v dnešní době radioamatérů již pozbyl hodně ze své dřívější mystiky; přesto jeho populární výklad naráží na jisté potíže. Učebnice fyziky tvrdí, že je to náboj, potřebný k tomu, aby se daný vodič nabil na jednotkové napětí, což zní dosti srozumitelně. Ještě názornější bude, řekneme-li si ve volném výkladu, že elektrická kapacita je něco podobného, jako objem nádoby. Čím větší kapacitu má vodič, tím více elektrického náboje lze na něm nahromadit. V elektrometrech, určených k měřeni ionizace, ovšem o žádnou velkou kapacitu nestojíme, jak hned uvidíme.

Kapacitu lze vypočítat, ale rozumnější je si ji změřit pomocí nějakého přesného kondenzátoru, jehož kapacitu známe. Když je tohle hotovo, cejchuje se elektrometr na napětí. Každému náboji odpovídá určité napětí a určitá poloha lístku na stupnici drobnohledu; stačí spojovat elektrometr postupně s baterií, k níž přidáváme stále nové články, aby její napětí rostlo. Napětí si měříme na voltmetru a současně zapisujeme polohu lístku na stupnici; tak na př. pro 200 voltů je lístek na 12. dílku stupnice, pro 300 voltů na 70. dílku stupnice. Je-li náš elektrometr v pořádku, bude – až na nepatrné odchylky – ukazovat po každé pro náboj o napětí 200 voltů 12. dílek a pro náboj o napětí 300 voltů 70. dílek. Těch poloh si proměříme celou řadu a nakreslíme si potom křivku, ze které kdykoliv odečteme, jaké napětí – ve voltech – odpovídá té které poloze lístku na stupnici.

Označíme-li elektrický náboj elektrometru, t. j. tyčinky a lístku, Q, jeho napětí V a kapacitu elektrometru C, pak je Q = C.

V. Ionty elektrometr vybíjejí tak, že se lístek po určité době T posune do polohy, která říká, že se napětí snížilo na v a tedy náboj sám na q = C . v – za předpokladu, zpravidla splněného, že se kapacita elektrometru pohybem lístku znatelně nemění. Poněvadž víme, že každý ion má stejný náboj, který označíme třeba písmenem e, a že ten náboj je neproměnný, pak lze snadno vypočíst, kolik iontů se vybilo na tyčince a lístku za čas T; je jich tolik, kolik je jich potřebí, aby náboj elektrometru klesl z počáteční hodnoty Q na konečnou hodnotu, t. j. hodnotu, kterou vykazuje po čase T, a která je q.

Nazveme-li hledaný počet iontů N, můžeme si pro něj přímo napsat jednoduchý (Dovoluji si užít tohoto výrazu, ačkoliv jsem byl kdysi za něj ostře pokárán kterousi kritičkou; vytkla mi, že je to rouhání, říkat o Newtonově vzorci pro přitažlivost dvou těles, že je jednoduchý, když tě prý kdysi sám veliký Galilei marně o jeho odvození usiloval. To je ale právě to; vtělit nepochopitelný přírodní zákon do jednoduchého vzorce, to je dílo genia, a počítat podle takového jednoduchého vzorce, je záležitost pro žáka z obecné, který dovede násobit a dělit. Při nejlepší vůli nejsem s to považovat rovnici prvého stupně, k jejímuž výpočtu stačí znalost čtyř základních početních úkonů, za něco složitého a nejednoduchého.) vzorec, z předchozího výkladu zcela jasný:

Dosazujeme-li e v elektrostatických jednotkách, jak bývá zpravidla zvykem, C v cm a V ve voltech, potom musíme dělit ještě výsledek 300. K dokončení výkladu zbývá ještě výpočet iontů, utvořených v uzavřené nádobě za každou vteřinu v každém krychlovém centimetru, ale to už je jasné. Dělíme-li N časem T a objemem nádoby, dostaneme, co hledáme – samozřejmě za předpokladu, že elektrometr naměří stále stejný úbytek náboje za jeden a týž čas, důkaz, že se ionty uvnitř uzavřené nádoby ustavičně obnovují. To je podstata celého zázraku, jak lze spočítat neviditelné. „hezké žebráčky“ Rutherfordovy.

Pozorování takovým elektrometrem a počítání iontů nemá do sebe nic poutavého, záleží v pouhém zaznamenávání času a polohy lístku na stupnici. Z uvedeného vzorce je vidět, že se lístek vrací při určitém a stálém proudění iontů k tyčince, které se říká „elektroda“, tím pomaleji, čím je kapacita elektrometru větší: je-li totiž N stálé, potom musí být rozdíl V – v tím menší, čím je C větší. Proto se při hotovení elektrometrů přihlíží k tomu, aby byla jejich kapacita co. nejnižší. U popsaného druhu to tak dobře nejde a to je jedna jeho nevýhoda. Jinou jeho nevýhodou je lístek sám; ačkoliv drobnohled nemá příliš velké zvětšení, jeví se přesto lístek v zorném poli jako široký a dosti neurčitě ohraničený stín. Při pozorování se sice zaostřuje drobnohled na kraj stínu, ale tam právě provádí světlo svou šálivou hru, která se při pohybu lístku ustavičně mění; kraj lístku jest jednou skvěle ozářenou čarou, s výstupky, ne nepodobnými oslnivým měsíčním kráterům a po druhé zase podivně rozervaným šedomodrým stínem. Přesnost odečítání a celého měření tím ovšem trpí a proto jakási vtipná hlava – jejíž jméno dnes už ani nelze zjistit – přišla na nápad, přilepit na konec lístku něco velmi tenkého a na to se dívat. To cosi velmi tenkého bylo buď vlákno skleněné vaty, nebo kousek křemenného vlákna, tak tenkého, že je vlas proti němu hotovým lanem, anebo Konečně v nouzi i kousíček vlákna, prudce vytaženého z rozžhavené skleněné tyčinky. Výroba elektrometru se tím ovšem ještě trochu ztížila, ale odečítání se nesporně zlepšilo.

I po těch všech opatřeních je lístkový elektrometr přístrojem, který činí vždy nároky na své vlastní pohodlí. Potřebuje solidní podklad, a nesnese dobře přenášení. I když se o něj hezky pečuje, má lístek elektrometru sklon k nevděku. Pojednou si vzpomene, a místo aby se hezky rovnoměrně šinul po stupnici, začne provádět nevázané drobné skoky; nejsou způsobeny zvýšeným přívalem iontů, nýbrž vlastní bujnosti lístku a náhlým projevem jeho vnitřních sil. Takové rozmary ovšem nepřispívaly ke spokojenosti těch, kdo byli nuceni s elektrometrem pracovat; musili často pro jedinou chybu, způsobenou náhlou neposlušností lístku, vyřadit výsledky, které získali za celou řadu hodin, a začít znovu. Mnozí z nich si lámali hlavu, jak nahradit lístek elektrometru něčím spolehlivějším, ale konec konců se zase k lístku kajícně vrátili.

Počátkem našeho století přišel učený německý jezuita, páter Theodor Wulf, profesor fyziky na Ignácově koleji v holandském Valkenburgu, na jednoduchý nápad: nahradil lístek elektrometru dvěma křemennými vlákny, napnutými vedle sebe. Nahoře je připevnil pomocí krátké kovové tyčinky k jantarovému válečku, který potom vsadil do víka nádoby elektrometru a dole je přilepil na smyčku ze silnějšího křemenného vlákna, která je hezky napnula.

Aby vlákna byla elektricky vodivá, poprášil je platinou, jež na nich utvořila jemný a tenounký povlak.

Vytvořil zdánlivě křehounkou hračku, něco mnohem jemnějšího, než je pavučina, co je vidět jen v ostrém odraženém světle – vlákna mají pouze dvě až tři tisíciny milimetru v průměru – ale jak potom mnohaletá praxe s několika tisíci přístroji toho druhu dokázala, předstihl jeho „vláknový elektrometr“ všechna očekávání. Je přesný, skromný, nenáročný a vždy ochotný opakovat totéž, co vám pověděl před chvílí. Lze jím měřit i když ho držíte v ruce, na lodi, která roluje kolem osy při rozbouřeném moři až o 25 stupňů, ve vzducholodi, pod širým nebem, v mrazu i pod vodou. Dotknete-li se nabitým tělesem tyčinky, nesoucí jeho vlákna, rozestoupí se obě vlákna úměrně k na pěti, které dostala tou měrou, jakou je ionty připravují o jejich náboj, sestupují se zase dohromady, pohybujíce se hezky rovnoměrně a plynule, a nikdy je nenapadne tropit takové nezbednosti, jako lístek z pozlátka, nebo hliníku. Můžete odečítat buď pohyb jediného vlákna – to jste-li v pohodlné laboratoři – anebo vláken obou, měříte-li venku, držíce elektrometr v ruce, nebo na lodi, jejíž paluba je zřídka vodorovná přesto, že loď pluje na vodě – vždy dostanete dobré a spolehlivé výsledky. K této neocenitelné přednosti se druží ještě velmi nízká kapacita, která má za následek zvýšenou citlivost elektrometru a úsporu času při měření.

Polovina všech prací, jejichž účelem byl výzkum kosmického záření,by byla nemyslitelná bez elektrometru učeného jezuity, bez přístroje, který právem a až dodnes nese jméno pátera Wulfa. Téměř třicet let si udržel výsadní právo na měřeni těchto Podivuhodných paprsků; potom ho přinutily počítací trubice a Wilsonova mlžná komora ustoupit do pozadí, ale ve fyzikálních laboratořích zaujímá podnes význačné místo.

3. Tajemství uzavřené nádoby

Vědecký problém bývá zřídka majetkem jediného mozku, zpravidla na něm pracuje více lidí současně, aniž by jeden o druhém věděli. A tak se stalo, že na téže schůzi Americké fyzikální společnosti dne 31. prosince 1901 bylo čteno ještě jedno sdělení, které se nápadně podobalo tomu, jež přečetl Rutherford. Jeho název zněl: „Několik pokusů o elektrické vodivosti vzduchu“ a jeho autory byli: C. McLennan, profesor kanadské university v Torontu a E. F. Burton, člen výzkumné laboratoře Mc Lennanovy. Zajímali se o elektrickou vodivost vzduchu, uzavřeného v neprodyšné nádobě, vodivost, jejímž původcem jsou ion ty, ustavičně v nádobě vznikající. Kdo je za jejich vznik zodpovědný? Je to výlučně jen záření radioaktivních prvků, jejichž přítomnost v atmosféře nedávno dokázali Elster a Geitel, anebo snad záření nějaké radioaktivní emanace, plynu, uvolňujícího se z radioaktivních prvků, obsažených v nepatrných stopách ve stěnách nádoby?

Plynu, podobného thoriové emanaci, o které nedávno dokázal Rutherford, že ustavičně vyvěrá z thoriových solí, že ionizuje okolní vzduch a nejen to, že dokonce je s to vzbudit radioaktivitu ve všech předmětech, s nimiž přijde do styku. Tyto otázky chtěli oba fyzikové svými pokusy objasnit.

Jejich železná nádoba měla snímatelné dno a víko a její stěny mohli vyložit různými kovy; pokrývali je střídavě olovem, cínem a zinkem a zjistili, že ionizace v nádobě je největší u olověných a nejmenší u zinkových stěn. Rozdíl byl až stoprocentní: olověné stěny dávaly 12 iontů v 1 krychlovém centimetru za vteřinu, zinkové jen 6. Zjišťovali, co se děje s ionizací v nádobě během delší doby a shledali, že z počátku klesá, potom stoupá dosti mírně, ostatně – a na to zůstává přibližně nezměněná po řadu hodin. Nahustili do nádoby vzduch pod tlakem 7 atmosfér a zase měřili ionizaci; probíhala podobně, jako když v nádobě byl normální tlak. Usoudili z toho, že čerstvý vzduch, jímž nádobu naplnili, obsahoval z počátku radioaktivní atomy ze vzduchu, které však za několik hodin odumřely, lépe řečeno proměnily se vesměs v atomy nových radioaktivních prvků, jejichž záření je daleko slabší a je s to rozbít daleko méně vzdušných molekul na ionty. Ta proměna má za následek, že ionizace v nádobě klesne na nejnižší hodnotu; potom však se začne uplatňovat „radioaktivní emanace“, jak říkají McLennan a Burton, která proudí ze stěn nádoby; ta opět povznese iontový ruch, jenž se konečně ustálí na určité hodnotě, zaručené pravidelným obnovováním odumřelé emanace ze stěn nádoby. Autoři mluví o thoriové emanaci – později se ukázalo, že ta se při vylíčených zjevech zúčastní pramálo a že jde hlavně o emanaci radiovou – která proudí ze zemské půdy do vzduchu, který nás obklopuje a kromě toho se uvolňuje ze všech předmětu, obsahujících vždy nějaké stopy thoria, v některých je ho více – viz pokus s olověnými stěnami v jiných méně, jak dokazuje měření v zinkové nádobě.

V poslední části své práce se McLennan a Burton dostali na stejné místo, jako Rutherford a Cooke. Zajímalo je, zdali část ionizace uvnitř neprodyšně uzavřené nádoby není vnějšího původu. Ponořovali svůj válec do nádrže s vodou a podařilo se jim skutečně snížit ionizaci ve válci o 37 %, jestliže jej obklopili vodní vrstvou, 25 cm silnou! Přičetli to účinku vnějšího záření „nanejvýš pronikavého, takového, jaké Rutherford dokázal u thoria, radia a vzbuzené radioaktivity“, jak říkají doslova. Dívají se na ně jako na nepříjemného příživníka, rušícího jejich pokusy; nezajímá je vůbec a rádi by se ho zbavili.

„Abychom mohli zjistit rozsah a skutečnou povahu vlivu různých kovů na vodivost vzduchu, mezi nimi uzavřeného, bude potřebí vyřadit úplně toto vnější záření, a autoři ještě neprovedli pokusy v tomto směru,“ praví se na konci jejich sdělení. Nepovažovali to za nic obtížného a teprve o třicet let později se ukázalo, že ani hloubka celého Bodamského jezera, ani sto metrů silná vrstva železa kirunských dolů ve Švédsku, nestačí vyřadit úplně toto „vnější záření“.

McLennan držel slib, vyslovený na konci společné práce s Burtonem. Sám i se spolupracovníky se pokoušel „vyřadit vliv vnějšího záření“ na uzavřenou nádobu, jak si to umínil; měřil ionizaci v uzavřené nádobě na Ontarijském jezeře, když bylo zamrzlé, pod vodou téhož jezera, v torontské zátoce, kde bylo 20 metrů hloubky, na lodi na Atlantickém oceánu, v Bowlandu ve skotských horách, v Cambridgi v Anglii i v hornoněmecké nížině brunšvické, když si osobně zajel k firmě Glinther-Tegetmeyer v Brunšviku, tehdy jediným výrobcům vláknového elektrometru, pro přístroj jezuity Wolfa, jemuž s čistě americkou ignorancí věcí a jmen Starého světa důsledně říká „Wolff electrometer“.

Tajemství ionizace v uzavřené nádobě ho zcela zaujalo a patnáct let se jím nepřestal zabývat, ačkoliv, jak se později ukázalo, zde neměl úspěch a jeho vědeckou slávu mu zjednalo objasnění záhadného zeleného světla polární záře.

Pracoval střídavě s dvoulitrovým Wulfovým elektrometrem a střídavě zase s pozlátkovým elektrometrem lístkovým, s nímž spojoval třicetilitrovou nádobu a vycházely mu ku podivu shodné výsledky: 8,5 iontu (Správněji pár iontů, poněvadž při každém roztříštění molekuly vytvoří paprsek 2 ionty současně, jeden kladný a jeden záporný; na elektrodě elektrometru se ovšem vybíjí jen jeden z obou iontů.) za vteřinu v ccm nad pevninou, 4,33 nad oceánem, 4,93 na hladině Ontarijského jezera, a 4,77 pod jeho hladinou v torontské zátoce, když spustil nádobu 8 metrů hluboko. Jeden z jeho bývalých spolupracovníků,

C. S. Wright, použil příležitosti a připojil se s přístrojem téhož druhu, třicetilitrovou nádobou, zhotovenou ze zinku a nasazenou na Wulfův elektrometr, k Scottově jihopolární výpravě roku 1911. Nejel až k točnové pevnině – ačkoliv to o něm všichni autoři obšírných pojednání, citující jeho práci, prohlašují, na důkaz, že tuto práci vůbec nečetli – ale měl nicméně jedinečnou příležitost měřit na palubě chatrné a staré „Terry Novy“, kterou si Scott pracně vyžebral, ionizaci v uzavřené nádobě mezi Anglií a Novým Zélandem.

Wright si stáří lodi liboval, očekával, že bude obsahovat méně „radioaktivních znečištěnin“, než loď nižšího věku; v tom směru ho ale „Terra Nova“ zklamala, stejně jako zklamala kapitána Scotta, který zase počítal, že přece jen není tak stará, aby nevydržela trochu vysokého moře. Když měřil na lodi, nacházel Wright 6,3 iontu/ccm.sec. a když si dal spustit na klidné moře skif a odrazil od lodi, klesla mu ionizace na 4,1 iontu, číslo podivuhodně blízké měřením na Ontarijském jezeře.

V obou případech tedy asi polovina toho, co na pevnině a to bylo celkem jasné: v mořské vodě je tisíckrát méně radia a jiných radioaktivních prvků, než v půdě; z oceánů, nebo z rozsáhlých jezer, dosti hlubokých, nemůže tedy vycházet žádné pronikavé záření. Stále však i nad takovou nezářící plochou se v uzavřené nádobě rodily ionty, každou vteřinu a v každém krychlovém centimetru čtyři. Ty bylo potřebí vysvětlit a McLennan se o to pokusil ještě v roce 1915. Ponechávaje zcela nepovšimnuty práce evropských badatelů, kteří už před světovou válkou vystoupili v balóně do výše 9 300 metru a našli záření mimozemského původu, uvažovalo těchto příčinách:

Zbytková ionizace v uzavřené nádobě může být způsobena vzájemnými srážkami molekul při jejich ustavičném pohybu, jehož původcem je teplo, nebo

molekuly se ionizují, t. j. mění z nenabitých v elektricky nabité, zcela samovolně, nebo

ionizuje je záření, vycházející ze stěn nádoby, anebo konečně

záření daleko pronikavější, než všechna, která dosud známe.

Čtvrtou domněnkou by se byl dostal na správnou cestu, vedoucí k důkazu kosmického záření, jak jej podal o patnáct let později stuttgartský fyzik Regener, když ponořil své přístroje 230 metrů pod hladinu Bodamského jezera. Ale McLennan se zajímal výhradně jen o třetí ze svých domněnek, o záření stěn uzavřené nádoby. Nemohl spoléhat ani na zinek, který mu dával až dosud nejslabší ionizaci, bylo potřeba zbudovat nádobu z jiného materiálu.

Nejméně radia je ve vodě Ontarijského jezera, vyrobí si tedy svou nádobu z ledu. Dal zhotovit ze železa prstencové kadluby, lil do nich jezerní vodu a nechal ji mrznout při desíti stupních Celsia pod nulou. Ledové prsteny nastavěl na sebe – pomáhal mu při tom bakalář Murray, jenž potom také vykonal většinu měření venku, na jezeře, na desítistupňovém mrazu – až utvořily válec o obsahu kolem třiceti litrů, válec uzavřel nahoře i dole ledovou deskou, pět centimetrů silnou, jako byly jeho stěny a nato polil vodou a nechal zamrznout všechny otvory a štěrbiny, takže válec dobře těsnil. Dno válce provrtali a vsadili do něho vzduchotěsně trubici od lístkového elektrometru zvláštního typu, kterou procházela elektroda, nesoucí lístek.

Po všech těchto pečlivých přípravách nevymizely ionty z nádoby úplně; vznikalo jich tam stále i na jezeru 2,6 za vteřinu v ccm, „nejnižší hodnota pro elektrickou vodivost vzduchu, jaká byla až dosud naměřena,“ poznamenává McLennan v práci, kterou uveřejnil společně s Murrayem v starobylém anglickém vědeckém časopise, jenž vycházel už desítky let s dlouhým titulem, reprezentujícím tři spojená království: „The London, Edinburgh and Dublin Philosophical Magazine and Journal of Science“.

Přece jen však byl překvapen, když se polozmrzlý Murray vrátil s prvními výsledky od Ontarijského jezera.

„Byl bych čekal daleko méně,“ pravil nespokojeně, prohlížeje si protokol měření. Murray pokrčil rameny.

„Ale je to správné, sire,“ odvětil poněkud upjatě, cítě se dotčen šéfovou nedůvěrou.

„Elektrometr pracoval dobře a já jsem se nedopustil při měření žádné chyby!“

„O tom nepochybuji,“ řekl rychle profesor, ač to nebyla pravda. Každý poctivý badatel pochybuje o měření svých bližních a sám sebe kontroluje nejvíce; nečiní-li tak, pak zpravidla dochází k smutným koncům. McLennan si šel zaměřit sám a přinesl stejné výsledky.

„Víte co?“ pravil k Murrayovi, jenž se marně snažil utajit své uspokojení. „Uděláme si nádobu z destilované vody! V jezerní vodě přece jen nějaké radium ještě je a to září ze stěn do nádoby a uvolňuje do ní také svou emanaci.“ Nadestiloval si vodu na velkém kovovém destilátoru chemické laboratoře, sestavili si z jejího ledu nádobu a dočkali se neočekávaného překvapení: našli značně větší ionizaci, než v nádobě z jezerního ledu, vyšší o více jak 100%, 5,5 iontu v ccm za vteřinu! Usoudili zcela správně, že jejich destilátor, který byl už dlouhá léta v činnosti, obsahuje radioaktivní znečištěniny, jež voda vymývá a odnáší s sebou. Byli by sice mohli sestavit zcela nový skleněný destilátor, ale ten by byl měl jen malou výkonnost a bylo by trvalo dosti dlouho, než by byli, nahromadili potřebné množství vody. Mrazy rychle přešly – v Torontu mrzne za celou zimu zpravidla jen dva až tři týdny v únoru – a bez jejich pomoci nebylo možno ledovou nádobu vyrobit. Nepokusili se ani obklopit nádobu ochranným pancéřem, aby se přesvědčili, jestli snad ta ionizace není způsobena nějakým vnějším zářením – přesto, že takovou možnost vyslovili v bodě číslo 4. Ba neprovedli ani nejmenší výpočet na základě známého obsahu radia ve vodě jezera a v okolním vzduchu, aby aspoň přibližně zjistili, kolik iontů mohou čekat od jeho záření v uzavřené nádobě. Byli by obdrželi sice jen přibližný výsledek – jak se odborně říká „řádový“ – ale ten by jim byl okamžitě pověděl, že učinili zcela falešný uzávěr, když napsali na konci své práce:

„… dost bylo vykonáno k důkazu, že zbývající vodivost vzduchu, uzavřeného v ledové nádobě, změřenou na povrchu tak velkého vodního tělesa, jako je jezero Ontarijské, lze pravdě-podobně úplně přičíst záření stop radioaktivních látek, obsažených ve stěnách ledové nádoby a v ledu i ve vodě jezera.“ A byli by dokázali existenci kosmických paprsků dávno před badateli Starého světa.

4. Ad astra.

Večer dne 12. října 1911 pracovala četa ženijních vojáků na letišti rakouského Aeroklubu ve Vídeňském Prateru. Plnili při nejasné záři dosti vzdálených lamp balón „Austria“ vodíkem, který byl přivezen právě večer v tlustostěnných bombách. Hedvábný obal byl hezky zaokrouhlený, nebude to dlouho trvat a balón bude mít celou svou náplň, dvanáct set krychlových metrů vodíku. Právě když prázdnili do jeho útrob poslední bombu, dostavil se na letiště malý hlouček pánů, živě hovořících. Obklopovali uctivě přistárlého předsedu Aeroklubu, Konstantina barona Economo, jenž se přišel osobně zúčastnit startu „Austrie“.

„Nu, budete mít hezkou noc k letu, pane docente,“ poznamenal vlídně předseda k mladému, asi osmadvacetiletému muži, kráčejícímu po jeho levici. Byl to Viktor F. Hess, asistent vídeňské university, nadaný fyzik, autor několika pěkných prací, pojednávajících hlavně o radioaktivitě. Sledoval starého pána jen nevolky, byl by se nejraději rozběhl k balónu, aby se podíval, jestli mu vojáci nepoškodili elektrometr, který si přišrouboval ještě za denního světla k malé konsole, zavěšené na okraj koše.

„Ale mlhu dostaneme pořádnou, pane barone,“ odvětil místo Hesse vysoký štíhlý důstojník, jenž provázel předsedu z druhé strany, nadporučík Heller, pilot balónu.

„Myslíte, že nám to zabrání dosáhnout větších výšek?“ tázal se úzkostlivě docent Hess,zcela zapomínaje na barona. Důstojník zašlápl nejprve svou cigaretu a požádal zdvořile barona, aby uhasil doutník, který si sotva před pěti minutami zapálil. Překročili již pásmo výstražných tabulek: Kouření přísně zakázáno! a balón byl zcela blízko; tyčil se před nimi jako ohromný žlutošedý míč, připoutaný k zemi neviditelnými provazy.

„Pospíšíme-li si, snad ne,“ odvětil nadporučík na Hessovu otázku. Přiložil ruku k štítku čapky, zdravě muže, jenž jim přicházel vstříc. Byl to setník Hoffory, jenž řídil plnění balónu. Oznámil hostům, že mohou startovat kdy jim bude libo.

„Tak tedy raději ihned,“ řekl Hess chvatně. Poroučel se vlídnému baronovi a vstoupil do koše, následován pilotem. Kdosi jim podal ještě pláště, termosku s teplým čajem a balíček s jídlem, vojáci odpoutali balón od kruhů, zapuštěných v cementu a chopili se jeho lan, setník velel: „Pustit vše!“ a velká hedvábná koule se pomalu vznesla. Lehký vánek se jí chopil a hnal ji pomalu proti stromům, vroubícím letiště. Pilot vyhodil první sáček s pískem, aniž se namáhal s jeho rozříznutím – byla půlnoc a v tu dobu nebylo v této části Prátru živé duše. Na balónu se začala srážet rosa a za prvním sáčkem písku putovaly další. Shazování přítěže trvalo plných třicet minut; lehký vítr hnal zatím pomalu balón na severozápad, přes II. a XX. okres, kde už jen ojediněle zářily žlutozelené plameny plynových pouličních svítilen. Pohled dolů, na světla, která se sbližovala tou měrou, jakou balón stoupal a splynula v diadémy skvěle zářících drahokamů, byl stejně krásný, jako pohled vzhůru, na hvězdami přeplněnou oblohu, ale muži v koši balónu neměli čas se rozhlížet; nadporučík se staralo svou přítěž, aby zvedl líný balón do výše a fyzik kontroloval přístroje, než zahájí měření. Měl odečítat elektrometr, stopky, hodinky, výškoměr, tlakoměr a vlhkoměr a chtěl-li to všechno udělat rychle po sobě, jak bylo potřebí, pak mu mnoho času na pozorování něčeho jiného nezbývalo.

Před balónem vyvstala temná silueta Vídeňského lesa a pilot byl nucen shodit další přítěž. Podíval se na výškoměr, svitě si elektrickou lampičkou.

„Šest set metrů, doktore,“ hlásil.

„Chcete-li se dostat výš, pak to musíme provést ihned, než začne mlha.“

„Chtěl bych, ale ne hned, musím měřit v různých výškách a postupně výšku,měnit.“

„Šplhat po schodech,“ bručel nadporučík.

„Pochybuji, že se při tom dostaneme vysoko. Ale k čemu to vlastně, smím-li se ptát?“ Náhlé otřesy koše přerušily Hessovu odpověď a zkazily mu poslední měření. Až dosud letěli tak klidně, že měl mladý fyzik dojem, že tkvějí nehybně v prostoru; neočekávané otřesy ho velmi rozmrzely.

„To nic,“ uklidňoval ho zkušený pilot.

„Vlečné lano se nám položilo na zem a chvilku se po ní táhlo. V takovém případě balón vždycky péruje, ale už to máme za sebou.“ Vyhodil dva sáčky s pískem a otřesy náhle ustaly.

„Zůstal jste mi dlužen odpověď, doktore,“ hlásil se důstojník. Hess si, napsal do notesu polohu vláken a zhasl lampičku.

„Měřím pronikavé záření, které vychází ze země a chci vědět, jak se zeslabuje při průchodu ovzduším,“ vysvětloval. Vzbudil nadporučíkův zájem a byl nucen podat delší výklad. V zemské kůře jsou stopy radioaktivních látek a ty vyzařují pronikavé paprsky, které byly nazvány paprsky gamma, podle třetí písmeny řecké abecedy. Jsou mnohem pronikavější, než paprsky Röntgenovy, kterými lékaři prozařují své pacienty. V uzavřené nádobě, jako je jeho vláknový elektrometr, vyvolávají ionizaci, kromě té, jejímž původcem je záření stěn nádoby samotné. Vzdalujeme-li se od zemského povrchu, mělo by to. pronikavé záření, vycházející ze země, pochopitelně slábnout, poněvadž je vzduch musí aspoň částečně pohltit. Měřil to už při denním letu, který podnikl 28. srpna; dostal se až do výšky 1070 metrů nad zemí, ale nezjistil celkem v ionizaci uvnitř nádoby žádnou změnu proti tomu, co naměřil dole před startem.

„A to vám nestačí?“ divil se nadporučík. Hessovi to nestačilo, poněvadž ve výškových měřeních vládl chaos, jedni tvrdili to a druzí zase ono. Konstruktér jeho elektrometru, páter Wulf, vystoupil se svým přístrojem na Eiffelovu věž – 300 metrů vysokou, jak známo – a ionizace mu klesla skoro na polovinu.

V Torontu McLennan s přístrojem téhož druhu našel na radniční věži, 64 metrů vysoké, o 30 % méně, než na zemi; podobný výsledek dostal Bergwitz v podkroví věže svatoondřejského chrámu v Brunšviku i na lešení venku, po obakrát ve výšce 85 metrů, ale nebylo to vždy stejné, podle toho, jaký přistroj použil: v nádobě tenkostěnné o obsahu 116 litrů klesla ionizace jednou o 50 % a po druhé o 40 % a když měřil ve Wulfově elektrometru, který měl obsah jen několik litrů a tlusté stěny, našel jen o 14% méně, než u paty věže. Silný úbytek ionizace zjistil také v balónu, když vystoupil do výše 2500 metrů; napsalo tom obšírné pojednání a habilitoval se na ně, ale setkal se s námitkami. Jeho uzavřená nádoba měla poměrně tenké stěny a podlehla vnitřnímu přetlaku vzduchu, když se balón dostal do výšek, kde už je atmosféra citelně řidší, než u země. Nádoba se zdeformovala a nejen nosič vláken, i jejich rozestup, který je měrou ionizace, musily nutně utrpět.

Švýcarský fyzik Gockel se chtěl této chyby vyvarovat a proto přivěsil k svému přístroji gumový balónek, který se plnil vzduchem z nádoby, jakmile nastal rozdíl mezi tlakem tohoto uzavřeného vzduchu a tlakem vnějšího vzduchu, jenž nádobu obklopoval.

Při několika vzletech dosáhl Gockel největší výšky 4500 met-rů a na rozdíl od Bergwitze zjistil, že se ionizace uvnitř uzavřené nádoby při tom nijak zřetelně nezměnila.

V koši balónu byla celkem tma a nadporučík si tedy mohl dovolit úsměv, aniž se tím dotkl svého společníka. Ty vědecké spory a odporující si výsledky bádání ho vždy obveselovaly.

„Můžete si tedy vybrat mezi oběma vzduchoplavci. a dát za pravdu tomu z nich, jehož výsledky se vám lépe zamlouvají,“ pra vil k Hessovi. Mladý fyzik si povzdechl.

„To není otázka osobního názoru, to může rozhodnout jen přesný pokus“, řekl zadumaně. „Ostatně i proti Gockelovi jsou námitky; neměl prý elektrometr dostatečně chráněný a vyrovnaný proti změnám teploty – nad čtyřmi tisíci metry je už citelný mráz a to prý mělo vliv na pohyb vláken elektrometru.“

„Dobrá, ale ti oba páni jistě svým výsledkům věřili,“ ozval se pilot, tentokráte vážným tónem, poněvadž ho problém začal opravdu zajímat.

„Jak si je vykládali?“

„Bergwitz prostě řekl, že úbytek ionizace v uzavřené nádobě s výškou potvrzuje jeho názor, že ionizaci má výhradně jen na svědomí pronikavé záření radioaktivních prvků, obsažených v zemské kůře.

Gockel zase vyložil svůj opačný výsledek tak, že sice zemské záření, přispívá k ionizaci v nádobě, ale není za ni zodpovědno stoprocentně. Podstatnou část nutno podle něho připsat účinku radioaktivních prvků, vznášejících se v atmosféře. Když se vzdalujeme od země, klesá vliv jejího záření, ale za to zase stoupá vliv záření vzdušného, a obě ty složky se celkem, vyrovnávají, takže výsledek je nakonec ten, že se úhrnná ionizace uvnitř uzavřené nádoby mění jen velmi nepatrně, i když balón nádobu vynese do tak značné výšky, jaké dosáhl Gockel.“

„A jaký je váš názor? Jak vy si vysvětlujete, že vám ve vašem elektrometru ionizace nesklesla ani v tisíci metrech výšky?“ tázal se nadporučík. Ale Hess se nedal zlákat k odpovědi a spokojil se citátem z Hamleta o neznámých věcech mezi nebem a zemí; citátem, který se zdál nadporučíkovi v této chvíli a ve výši šesti set metrů ještě otřepanějším, než na zemi.

Míjeli poslední hřbet Vídeňského lesa, když se nad širokým dunajským údolím objevily první bělavé roušky stoupající mlhy. Převalovaly se sem tam nad vodním proudem, unášeny mírným větrem, ale záhy se slily v jediný souvislý a neproniknutelný bílý příkrov, na nějž měsíc vrhal obrovitý stín tiše plujícího balónu. Všechno nadporučíkovo úsilí zvednout balón do větší výšky skončilo nezdarem. Jako by jej přitahovalo nějaké neviditelné pouto, vracel se balón ustavičně k nekonečné mlhové cloně, i když na chvíli uposlechl zákona tíže a po shození přítěže přechodně vystoupil. Plul na sever, na severozápad a konečně přímo k západu mírnou rychlostí 12 až 20 kilometrů za hodinu. Místy prorazil bělavým příkrovem temný ostrov, vrchol zalesněného pahorku a postavil se balónu v cestu, jinde zase prořídla na okamžik mlha tak, že bylo vidět v měsíčním svitu pole i vesnici, ale po větší část letu nic nerušilo jednotvárnost a neproniknutelnost mlhové vrstvy, táhnoucí se nad tichým krajem jako nesmírná tabule vaty. Ticho noci se přítomností mlhy ještě prohloubilo, zdálo se, že nejen oddělila vzduchoplavce od veškerých zvuků tohoto světa, ale že zahlušila i prostor kolem nich tak, že vše, co promluvili, bezzvučně v něm zapadalo.

Poslední sáček přítěže znamenal konec letu; kolem 6. hodiny začali pomalu klesat do mlhy a o půl hodiny později byl už koš tak těsně nad strništěm pole nedaleko osady Kammern u Kampu, že pilot mohl zatáhnout za lano trhacího pásu. Plyn unikal proudem z roztrženého obalu a koš spočinul s nepatrnÝm nárazem na pevné zemi. Noční let byl skončen. Ještě v čekárně hadersdorfské stanice, než přijel jejich vlak, porovnával Hess zápisy výškoměru s podrobnou mapou generálního štábu. Nadzemské výšky, v nichž strávili celou noc, byly poměrně nepatrné; asi 360 metrů, když se vznášeli nad mlhou severně od Greifeinsteinu, to byla nejvyšší hodnota.

Za těchto okolností nebylo nic divného, že elektrometr ukazoval celkem stále totéž, co při měření, konaném přímo na zemi. Nedalo se čekat, že vrstva vzduchu jen 360 metrů silná, dokáže citelně zeslabit tak pronikavé záření, jako jsou paprsky gamma, vysílané zemí. Tak se alespoň tehdy usuzovalo; teprve později začali přepočítávat vzdušné vrstvy na příslušný sloupec rtuti a ve světle takových úvah se vrstva vzduchu, 360 metru silná, vyrovnala nejméně třícentimetrové vrstvě rtuti, jež je s to pohltit z paprsků gamma dobré čtyři pětiny.

Oba jeho výstupy balónem z roku 1911 Hesse neuspokojovaly; bylo to příliš málo pokusného materiálu, aby mohl pronést bezpečný uzávěr. Hned na jaře příštího roku zahájil nové lety. První 17. dubna 1912, právě v den, kdy bylo v střední Evropě částečné zatmění Slunce. Tentokrát vystoupil jeho balón „Excelsior“ o obsahu 1600 krychlových metrů, plněný svítiplynem, až do nadzemské výše 2100 metrů; jeden z obou elektrometrů ukázal v této výšce zřetelný přírůstek ionizace, asi o 40 % víc, než na zemi.

Druhý přístroj projevil skoro stoprocentní přírůstek, ale jeho údaji se, bohužel, nedalo věřit právě když ho Hess odčítal, sklouzla nadporučíkovi Hellerovi noha a jak bezděčně rozpřáhl ruce, zasadil nešťastnému elektrometru silnou ránu. Přístroj, odečtený v klidu, dokazoval však dosti bezpečně, že ionizace v uzavřené nádobě roste nad výškou 1000 metrů; dokazoval současně, že zákryt; Slunce Měsícem na ni nemá vlivu a to souhlasilo s předchozími výsledky, které dávaly celkem tytéž hodnoty ve dne, jako v noci.

„Je-li aspoň část záření kosmického původu, nepochází na žádný pád ze Slunce,“ prohlásil Hess po tomto letu. Byl s ním spokojen,zdál se potvrzovat jeho tajnou domněnku, kterou tehdy

o nočním letu skryl v citátu ze Shakespeara: část ionizace v uzavřené nádobě je způsobena zářením mimozemského původu, za něž nelze činit ani atmosféru zodpovědnou. Ale již příští let mu způsobil silné zklamání; žádný z jeho tří přístrojů, které měl tentokráte s sebou, nevykazoval ani dost malé zvýšení ionizace, i když balón stoupl na 1600 metrů! Let trval tentokráte 11,5 hodiny a skončil bezvadným přistáním v Pouzdřanech jižně od Brna, na moravské půdě, 95 km od místa startu, vídeňského Prátru. Ionizace cestou kolísala a Hess v tom viděl potvrzení své domněnky, že částečně ji přece jen působí neznámé záření, přicházející shora. Byl to ovšem velmi smělý předpoklad a jak se později ukázalo, naprosto chybný. Kolísavé hodnoty ionizace v různých místech zemského povrchu pocházejí od proměnlivé radioaktivity půdy. Každá hornina má jiný obsah radioaktivních prvků; ve vyvřelých horninách, jejichž typickým zástupcem je žula, je jich nejvíce, v horninách usazených, jako je na př. vápenec, nejméně. Pronikavé záření Země, jehož jsou původcem, se proto silně mění, pohybuje-li se uzavřená nádoba – jak tomu při letu balónem vždy bývá nad místy různé radioaktivity. Je to změna v širokých hranicích a pro uzavřenou nádobu to znamená změny v ionizaci od méně než 1 iontu k 15 iontům za každou vteřinu a v každém ccm.

To všechno Hess nevěděl; jsa naopak přesvědčen, že zemský povrch má celkem sklon zářit paprsky gamma všude stejnou si-lou – odvodil, že bez ohledu na místo, jim uzavřená nádoba vdě-čí pokaždé za 3 ionty v ccm za vteřinu. Věnoval dokonce tomuto zjištění i některé lety, při nichž se pilot balónu snažil udržet svůj balón ve výši jen několika set metrů nad zemí. Při tom měnil balón někdy polohu velmi rychle; za pátého letu měli počáteční průměrnou rychlost 60 km za hodinu a po letu, trvajícím 7 hod. 17 minut, přistáli na královéhradeckém bojišti v severovýchodních Čechách, v přímočaré vzdálenosti 235 km od místa startu. Hess se časem zapracoval i do zacházení s balónem, takže si při sedmém a osmém letu řídil balón zcela sám. To byl nejšťastnější, stal se absolutním pánem svých pohybů a nemusil se ohlížet na námitky pilotovy, chtěl-li, aby balón zachoval určitou výšku.

Myšlenky na výškový let v pravém slova smyslu, aspoň tak vysoko, jak to dokázal Gockel, do nějakých 4500 metrů, se nevzdával. Podařilo se mu vypůjčit si od aviatika-amatéra šl. Sigmunda jeho soukromý balón „Astarte“, do něhož se vešlo 2200 krychlových metrů plynu, a v něm podnikl 3. června 1912 svůj šestý let. Pilotoval hejtman Hoffory, jehož úkolem bylo držet balón, naplněný svítiplynem, za noci mezi 1000 a 2000 metry a s příchodem dne ho zdvihnout za pomoci slunečních paprsků tak vysoko, jak to jen půjde. Tento záměr se však nezdařil.

Nedlouho po vzletu se počal balón otřásat pod prudkými nárazy větrných proryvů,neklamné znamení blížící se bouře. Její předvoj, těžké černé mraky, zaplavily oblohu kolem půlnoci, a brzy na to se začaly blesky vybíjet jen ve vzdálenosti několika kilometrů od balónu. Poněvadž blesk není žádným vítaným hostem, má-li člověk nad hlavou 2200 krychlových metrů svítiplynu, bylo nutno přistát, přestože byla černá noc. Zkušený pilot dopravil balón na zemi bez nejmenší pohromy; kolem půldruhé ráno vystoupili z koše na louku u Křov, 30 km severozápadně od Brna.

Nemusili ani použít trhacího pásu, prázdnili balón záklopkou; pilot se proto chtěl ráno pokusit za pomoci Slunce o nový start. Zakotvili balón a trpělivě čekali na jitro. Bouře přešla nad jejich hlavami, aniž se vybila a spadlo jen několik kapek. Nastal nový den, ale Slunce, jehož přímé paprsky potřebovali,aby sálavým teplem zahřály plyn balónu a zvětšily jeho objem, se neukázalo.

Skrývalo se tak vytrvale za bělavými mraky, že nezbylo než balón vypustit a sehnat v blízké vesnici fůru, která jej odveze na dráhu.

Dosáhli největší nadmořské výšky 1900 metrů, ale Hess mohl odečíst své přístroje jen v 1400 – 1120 metrech nad zemí. Ukázaly celkem totéž co na zemi, nový důkaz, že nějaké záření, přicházející shůry, nahrazuje zemské záření, pohlcené kilometrovou vrstvou vzduchu.

Jako skutečný výškový let, z jehož výsledků Hess odvodil své uzávěry, které mu zjednaly nepopiratelné prvenství v objevu kosmického záření a o celých 24 let později i odměnu v podobě Nobelovy ceny za fyziku v roce 1936, se utvářil jeho devátý a poslední let. Došlo k němu 7. srpna 1912 v Ústí nad Labem v balónu „Bohmen“ o obsahu 1680 krychlových metrů. Balón, plněný vodíkem, nesl tentokráte ještě třetího muže, meteorologa. Startoval ve čtvrt na sedm ráno a za řízení zkušeného pilota hejtmana Hofforyho dosáhl ve tři čtvrti na jedenáct nadmořské výšky 5350 metrů. To už ovšem měla posádka kyslíkové dýchací přístroje a choulila se v těžkých kožiších; ve stínu, jejž balón vrhal na koš, bylo deset stupňů pod nulou! Hess měl své elektrometry vyzkoušeny i pro tuto nízkou teplotu, ba i pro náhlé ochlazení o 20 stupňů a mohl si být tedy zcela jist, že překvapující stoupnutí ionizace v obou elektrometrech není tohoto původu. A ionizace stoupla opravdu přesvědčivě, že o tom nemohl ani největší skeptik pochybovati: první elektrometr ukázalo 24 iontů nebo-li o 150 % a druhý o 20 iontů, t. j. o 180% víc, než na zemi!

Půldruhé hodiny se balón vznášel mezi 4400 a 5300 metry nadmořské výšky – tolik Hess potřeboval k jedinému pořádnému měření; vlákna jeho přístrojů se sbližovala pomalu a chtěl-li co nejvíce snížit odečítací chyby, musel prodloužit měření nejméně na hodinu. Stálo ho to veliké přemáhání, ježto i s kyslíkovým přístrojem trpěl nesmírně závratí.

Balón měl plynu i přítěže dosti, počasí bylo příznivé, ale zdravotní stav Nessuv byl tak ubohý, že musili dolů. Krátce po poledni přistáli na písečné louce u Piskowa, v braniborské mar-ce, 50 km východně od Berlína. Už při letu v hlubších vrstvách se Hess zase vzpamatoval, takže mohl hned po přistání provést kontrolní měření, dokud byl balón ještě naplněn.

Mělo to svou příčinu. Vyskytly se totiž kdysi námitky proti balónovým měřením v tom směru, že balón je s to na sebe nachytat a soustředit radioaktivní atomy, vznášející se v ovzduší a jejich záření prý potom může způsobit zvýšenou ionizaci v uzavřené nádobě. Hess však zjistil téměř přesně stejné hodnoty jako před startem balónu v Ústí nad Labem; zmíněná námitka tím byla zcela vyvrácena, pokud se ovšem neuchýlila k novému argumentu, že ty radioaktivní atomy mohou být jen ve vysokých vrstvách atmosféry a že při dlouho trvajícím sestupu balónu do nižších vrstev odumrou.

Přísloví, že konec korunuje dílo, se v případě Hessově uplatnilo v plném svém významu. Jeho devátý a poslední let balónem potvrdil to, co tušil již na počátku svých prací, a oprávnil ho k následujícímu prohlášení:

„Zdá se, že lze výsledky popsaných výzkumu nejspíše vysvětlit domněnkou, že shora vniká do naší atmosféry neobyčejně pronikavé záření, které i v nejspodnějších jejích vrstvách vzbuzuje část ionizace, pozorované v uzavřených nádobách. Intenzita tohoto záření zdá se vykazovat časové kolísání, jež lze pozorovat i při odečítání v jednohodinovém intervalu.

Ježto jsem nezjistil v balónu úbytek tohoto záření ani v noci, ani při zatmění Slunce, nelze považovat Slunce za přímý zdroj tohoto hypotetického pronikavého záření, alespoň pokud myslíme na paprsky gamma, šířící se přímočaře.“

5. Mínění se rozcházejí

Hess udělal za svými výzkumy ionizace v uzavřené nádobě tečku na celou řadu let. Psal o něm sice v odborných časopisech ještě v následujícím roce 1913, přirovnával také ionizaci, vyvolanou ve Wulfově elektrometru paprsky gamma, které vyzařuje radium, s tím, co našel vysoko nad zemí, ale do nových měření se již nepouštěl. Podnikl celkem devět letů balónem a o existenci nového záření, přicházejícího s hůry – začalo se mu říkat „Výškové záření“ – neměl žádné pochyby. Zájem a nové paprsky by byl asi velmi pohasl, nebýt pětadvacetiletého asistenta fyzikálního ústavu hallské university, Wernera Kolhörstera. Výškové záření mělo v sobě cosi, co podněcovalo fantasii a lákalo mladé pracovníky. V laboratoři se s ním, alespoň tehdy, nedala celkem mnoha podniknout. Než doputovalo k povrchu Země, zeslabilo je ovzduší, účinkující jako tříčtvrtimetrová vrstva rtuti, do té míry, že jeho vliv na ionizaci uvnitř uzavřené nádoby daleko. ustupoval proti pronikavému záření Země a proti paprskům, které vyzařovaly stěny nádoby. Musilo se jít za ním vysoko nad Zemi, kam se starším pánům nechtělo.

Kolhörsterova ctižádost se nesla v pravém slova smyslu výše, než Hessova. Těch 5300 metrů, do nichž Hess pronikl, ho neuspokojovalo. V Halle nad Sálou se tehdy zabývali aerofyzikálními výzkumy a v nepříliš vzdáleném Bitterfeldu bylo letiště a balóny. Balón „Bitterfeld II“ pojal sice jen 630 krychlových metrů plynu, ale přece jen se Kolhörsterovi podařilo vystoupit v něm poprvé do výšky 3600 a podruhé dokonce do 4000 metrů. Nebyly to vlastně ještě výškové lety v pravém slova smyslu a dvoučlenná posádka balónu také neměla s sebou kyslíkové přístroje, ale k měření výškového záření přece jen postačily.

Kolhörster měl s sebou jediný elektrometr Wulfovy konstrukce, předělané pro daný účel Hessem.

Nyní to byl kolmý válec, zhotovený ze zinkového plechu několik milimetrů silného, utěsněný, jak se to jen dalo provést.

Těsnění bylo Achillovou patou přístroje; člověk se musil něja-kým způsobem dostat k vláknům, aby je nabil. Hess to vyřešil tak, že zavedl do přístroje tyčinku, ohnutou v pravém úhlu a vy-čnívající poněkud ven; spočívala v kuželovitém zabroušeném ložisku a dala se otáčet kolem své osy tak, že její ohnutý kraj narazil na nosič vláken a přivedl mu zvenčí elektrický náboj. Těsnit měla, ale spolehnutí na ni přece jen nebylo, jak se k své velké lítosti Kolhörster přesvědčil, když ji zkoušel po svém druhém letu; „držela“, dokud měl vzduch, uzavřený v elektrometru, jen přetlak ne větší než 20 cm sloupce rtuti proti vzduchu vnějšímu, tedy asi 1/4 atmosféry, ale jak se přetlak zvětšil na 30 cm, začal už vnitřní vzduch se syčením unikat kolem jejího ložiska ven. Proto dostal Kolhörster v největších výškách druhého letu ná-padně menší hodnoty, než při prvém letu. Vzduch mu z elektrometru částečně unikl ven a jeho tlak v přístroji klesl. To samo-zřejmě vedlo k poklesu ionizace, která závisí na tlaku: paprsek, křižující přístrojem, se setká s menším počtem molekul, než při vyšším tlaku a rozbije jich méně na ionty.

Pro příště se Kolhörster téhle chybě vyhnul; zamontoval celou sondu „dovnitř, učinil ji lehounkou a velmi snadno pohyblivou a otáčel s ní zvenčí pomocí malého magnetu. Ven trčela nyní jen pevná, dobře utěsněná svorka. řádně isolovaná jantarem a spojená uvnitř elektromotoru drátkem s pohyblivou sondou. Třetí let – s balónem „Nordhausen“ o obsahu 1680 krychlových metru dal také skutečně vyšší výsledky, než let druhý. Stále ne však tak vysoké, jako první let a Kolhörster si marně lámal hlavu, v čem to vězí. Dostalo se snad po prvé více radioaktivní emanace do vzduchu, než po třetí a bylo to záření radioaktivních prvků. vznikajících její proměnou, které bylo zodpovědno za zvýšené hodnoty ionizace v elektrometru? Zdálo se to dosti nepravděpodobným. Kolhörster si umiňoval, že příště bude zároveň s „výškou zářením“ měřit také obsah emanace ve vzduchu. Vůle byla dobrá, ale měření velmi obtížné; neprovedl ho a trvalo to víc jak 10 let, než se to, a zase jen v jednotlivých případech, podařilo jeho kolegovi z hallské university, Wigandovi.

Ten třetí let začal velmi mnohoslibně; zdálo se, že se vyvine ve skutečný nový výškový rekord, když náhlá místní bouřka při-nutila vzduchoplavce sestoupit z 6300 metrů co nejrychleji na zemi. Výsledky měření byly přesto dobré, až do nadmořské výšky 1090 metrů ionizace v elektrometru stále slábla; potom začala znovu pomalu růst a v 1500 metrech vznikalo v přístroji právě tolik iontů, co před startem na zemi. Přibývalo jich ustavičně a od 4000 metrů dokonce kvapně; Hess naměřil jen jedinou vysokou hodnotu, ježto měl celkem jen málo měření. ve vysokých výškách, ale Kolhörster byl na tom lépe: měřil až do výšky 6200 metrů a mohl odečíst dohromady deset různých hodnot. Rostly bez přestání a poslední z nich převyšovala měření na zemi

o 29,3 iontu v krychlovém centimetru za vteřinu! Pronikavé zá-ření zemské kůry už dávno potlačila šestikilometrová vrstva atmosféry; výškové záření mělo už jen jediného konkurenta, zá-ření stěn nádoby, ale to byl slabý sok, jenž i dohromady s pronikavým zářením zemským nebyl s to vytvořit víc, jak 13,2 iontu za každou vteřinu a v každém ccm.

Výškové záření bylo tedy skutečně „výškovým“, rostlo tou měrou, jakou se člověk blížil neurčité hladině vzdušného oceánu. Pětaosmdesátý sjezd přírodovědců, konaný v září 1913 ve Vídni, vyslechl Kolhörsterovo sdělení s velkým zájmem. Seděli zde odborníci, kteří také sami ionizaci v uzavřené nádobě měřili a měli o ní svůj názor. Švýcar Gockel se hlásí o slovo. Problém ho nepřestal zajímat, praví, i když se zdá být neobyčejně spletitý. V balónu nedostal nikdy takový přírůstek, jak o něm mluvil pan přednášející a jak uveřejnil loni doktor Hess, jejž s lítostí pohřešuje mezi přítomnými. Ale zcela nedávno podnikl měření ionizace v uzavřené nádobě na alpských ledovcích a od té doby je ochoten věřit ve výškové záření, ačkoliv ví, že někteří z přítomných pánů, jako pan profesor Wulf z Valkenburgu, jeho mínění nesdílejí. Tím, že vynesl svůj přístroj na ledovec octl se prakticky ve stejných podmínkách, jako badatelé, kteří se vznesli vysoko balónem. Jednak dosáhl značné nadmořské výšky kolem 3000 metrů, jednak unikl vlivu zemského záření, jež mohutná vrstva ledu odstínila; ledovec sám, jak je přirozené, nemůže mít v sobě vůbec žádných radioaktivních prvků, poněvadž vzniká z vypařené vody. Nalezl si hlubokou štěrbinu v ledovci a umístiv do ni elektrometr, změřil ionizaci; tím unikl i vlivu „výškového“ záření a stanovil si to, čemu se začalo říkat „vlastní aktivita nádoby“, to jest záření, vycházející z jejích stěn. Podle jeho mínění je to velmi důležité tuto vlastní aktivitu si předem změřit, ježto té se člověk nikdy nezbaví, ať navrství kolem elektrometru jakkoliv silné pancéře. Páni badatelé na to zpravidla zapomínají a nevědí potom, co vlastně pořádně ve svém přistroj i měří.

Kolhörster se zdvořile přihlásil o slovo a podotkl, že na takové zjištění „vlastní aktivity přístroje“ už také myslil. Ponořil elektrometr do rybníka tři a půl metru hluboko, ale je s tím potíž, zdá se mu, že těsnění dosavadních přístrojů není dokonalé. Bude musit provést na elektrometru některé úpravy. Soudí, že půlčtvrta metru vody zcela stačí na odstínění výškového záření.

Přerušený Gockel má už jen zcela krátký dovětek. Zjistil vždy rozdíl v ionizaci v uzavřené nádobě když měřil na ledovci a po-tom v jeho trhlině. Pracovali na Jungfraujochu v nadmořské výšce 3500 m i na jiných místech bernského Oberlandu; nejsou ještě se vším hotovi, ale může již předběžně říci, že přístroje, vystavené výškovému záření volně na ledovcích, ukazovaly vždy o tři až čtyři ionty víc, než přístroje, ponořené do ledových trhlin.

Předseda, fyzik Halwachsz Drážďan, uděluje slovo Bergwitzovi. Kolhërster ho pozoruje s neklidem – Bergwitz je kacíř a na výškové záření nevěří. Měřil je v balónu až do výšky 2500 metrů a nalézal stálý úbytek ionizace v uzavřené nádobě. Je pravda, že mu potom namítli, že se stěny jeho nádoby vyboulily ven, takže těm měřením nelze věřit.

Jenže Bergwitz trvá na jejich správnosti; nebude s ním snadná polemika už z toho důvodu, že je docentem a on sám jen asistentem, jenž nemá ještě ani doktorát. Rozhlíží se neklidně po Hessovi, hledaje u něho pomoc a vzpomíná si, že ho tu už neviděl ani při předchozí debatě o zeměpisném kolísání ionizace v uzavřené nádobě. Připadá mu to jako jistý druh deserce. Konec konců je to Hessův objev, to výškové záření, měl by si ho také trochu hájit!

Bergwitz prohlašuje, že stejně jako profesor Wulf na výškové záření, přicházející z horních vrstev atmosféry, nevěří. Takové náhlé stoupnutí ionizace v uzavřené nádobě se dá zcela snadno vysvětlit ohřátím nádoby sálavým teplem slunečních paprsků.

Wulfův elektrometr je na něco takového velmi citlivý, sám to nedávno zjistil a popsal to v práci, která teprve vyjde. Může zatím pánům promítnout diapositivy šesti křivek, ukazujících zdánlivé stoupnutí ionizace v elektroměru s teplotou.

Zatím co obloukovka v promítacím přístroji syčí a světelný kužel vrhá na bílé plátno postupně jednu lomenou čáru s číslice-mi za druhou, vyjasňuje Kolhërster tvář. Bergwitzovy výsledky mluví spíše pro něho, než proti němu. Podle nich ukazuje elektrometr při nižších teplotách vyšší napětí, než skutečně má, tedy s klesající teplotou úbytek ionizace. On však našel právě opak; při třetím letu byl elektrometr ve výšce 6000 metrů tak studený, že se ho ani nemohl dotknout, aby vlákna na to nereagovala pohybem; přes to ionizace stoupla, kdežto podle Bergwitze by měla klesnout! Vysloví své námitky hned, jak se v sále opět rozsvítí světla.

„Afortiori, tím spíše,“ končí „lze věřit mým uzávěrům.“ Bergwitz se však necítí poražen. Začíná klidně a s přívětivým úsměvem. „Podle pana přednášejícího se tak zvané výškové záření uplatňuje zcela jistě již ve výšce 2000 metrů nad mořem, kde je průměrný tlak vzduchu kolem 60 cm sloupce rtuti. Výškové záření by tedy musilo být tak pronikavé, aby mohlo tak silnou vrstvou rtuti ještě projít.“

Je přerušen několika střízlivými hlasy, poukazujícími na okolnost, že pan přednášející dokázal přítomnost výškového záření sice ve výši 6300 metrů, ne však nad ní. Nelze tedy tvrdit, že by vnikalo z vesmíru do atmosféry, lze se to jen domnívat.

Gockel je dokonce toho názoru, že by mohl v těchto vrstvách atmosféry existovat lehký radioaktivní plyn, vysílající dolů své pronikavé paprsky gamma.

Fantasie se zřejmě začíná rozbíhat.

Bergwitz poslouchá klidně prudkou výměnu názorů a hlásí se opět o slovo. Ochotně pánům konceduje jejich námitky a bude se tedy držet fakt. Pan Kolhërster zjistil přítomnost tak zvaného výškového záření ve výškách od 2000 do 6300 metrů, není-liž pravda? Kolhërster to připouští. Pak tedy vypočteme sílu vzdušné vrstvy, pohlcující záření, z rozdílu obou tlaků. V 6300 metrech nad mořem činí tlak vzduchu ještě asi 35 cm; máme tedy potom 60 bez 35 cm, to jest 25 cm rtuti. Počítáme-li to podle specifické hmoty, vyrovná se rtuťový pancéř této tloušťky asi třináctkrát silnějšímu pancéři vodnímu, což činí asi tři a čtvrt metru vody. Je to o málo méně, než výška této místnosti. Nejtvrdší paprsky gamma, které projdou jediným metrem vody, zeslábnou tak, že z nich zbude sotva jedna setina původního jejich množství. Výškové záření pana přednášejícího však pronikne hladce třikrát silnější vrstvou a vyjde ještě v takové síle, že je lze měřit. Co to znamená? Ze musí být zhruba desetkrát pronikavější, než nejtvrdší, to jest nejpronikavější paprsky gamma radioaktivních prvků. Jinak řečeno je k nim asi v takovém poměru, jako ony samy k paprskům Röntgenovým! Je pravděpodobné, že by tak neobyčejně pronikavé záření mohlo existovat?

Střízliví mužové vědy ponuře mlčí; odpověď, kterou po nich řečník žádá, znamená tak zvanou extrapolaci; populárně řečeno vykročení ze známých oblastí a šlápnutí do neznáma, kam není vidět. Může tam být pevná půda a zrovna tam, kde ji tápající noha hledá, ale také tam být nemusí! Je to choulostivá věc a do extrapolace se nikomu nechce. Kolhërster sám cítí, že Bergwitz řekl něco závazného, s čím nelze dobře polemizovat. Konečně vzal čert všechnu teorii! Co je mu do toho, může-li takové záření existovat nebo ne, bude se držet pokusu a poletí ještě výš. Je jistý, že tam toho záření najde ještě víc. Kdo pak by byl před dvaceti lety věřil, že existují Röntgenovy paprsky, procházející ne-průhlednými látkami, jako je dřevo a kov? Záření, které má daleko menší délku vlny, než ultrafialové paprsky.

Tady leží pořádná mezera a nikdo ji ještě nepřeklenul. A stejná mezera je mezi Röntgenovým zářením a paprsky gamma. Hned dvě extrapolace najednou, záření téhož druhu, vlnivé a roztrhané na tři kusy, které spolu nesouvisí. Ultrafialové paprsky přecházející do viditelného světla, potom nic, Röntgenovy paprsky, zase nic a paprsky gamma. Říká to stručně přítomným, ale nedaří se mu vzbudit jejich zájem. Osudné slovo „extrapolace“ je odrazuje.

Konečně, nezáleží na tom.

Rok na to podniká Kolhërster dva lety. První je celkem nezdařený a končí už v 2500 metrech; přes to jeho výsledky souhlasí s tím, co změřil na třech předchozích letech. Za to druhý ho vynese 9300 m nad moře; vlákna elektrometru se zde pohybují tak rychle, že je potřebí určité námahy, aby správně odečetl jejich časovou polohu. O 80 iontů více za vteřinu ukazuje elektrometr v 9000 metrech více, než na zemi! Tento let provedl Kolhërster v den 28. července 1914. Když balón přistál, našel zdi polepené mobilizačními vyhláškami; jeho ročník byl. mezi povolanými a tak měl sotva čas vrátit se domů a sbalit své věci. Nedostal se na frontu hned a mohl ještě uveřejnit výsledky z výškového letu. Později se dokonce mohl vrátit k měření „výškového záření“, tentokráte na březích samého moře. Vojenská meteorologická služba potřebovala odborníky, a tak se dostal do malé turecké vesnice Vanikoj na asijské straně Bosporu. Byl jmenován velitelem místní vojenské meteorologické stanice, zřízené na jižním svahu majákového vrchu, 115 metrů nad vodami Bosporu.

Psal si neprodleně profesorovi Schmidtovi do Halle o elektrometr, kterému se později začalo říkat s opomíjením původního konstruktéra Wulfa „elektrometr Kolhörsterův“. Byl to třetí jeho pokus o přizpůsobení Wulfova elektrometru k měření ionizace v uzavřené nádobě, a firma Günther & Tegetmeyer v Brunšviku vyrobila tento přistroj v červnu 1914. Nevzhledný, neobyčejně těžký „hrnec“, všude vzduchotěsně uzavřený, s ochrannými nástavky, které se šroubují na zranitelná místa, jako je okénko, drobnohled a vyčnívající jantarový isolátor, pomocí francouzského klíče. Musí snést dlouhý ponor pod vodou, aniž dovnitř vnikla jen stopa vlhkosti. Musí mít také velmi nepatrnou „vlastní aktivitu“ a to dá často hodně práce; někdy je potřebí několikrát vyměnit vnitřní vrstvu zinku, nanesenou elektrolyticky, než klesne vlastní aktivita přístroje na uspokojivou hodnotu. Plní se nakonec zahradním vzduchem, filtrovaným vatou a vysušeným chloridem vápenatým. V tomto svém třetím tvaru se udržel Wulf-Kolhërsterův elektrometr po léta; dnes je z něho museální kus.

Kolhërster umístil svůj přístroj pod stan a odečítal ho pilně ve dne i v noci; vydatně mu v tom pomáhal tlumočník turečtiny, kterého mu vojenská správa přidělila. Za měsíc to bylo 500 měření, za rok tisíce; zahájil je v listopadu 1916 a ukončil v lednu 1918.

Účel byl: přesvědčit se, zda-li ionizace v uzavřené nádobě nemá denní a roční křivku pravidelného kolísání a zjistit jeho příčinu. Pracoval s přístrojem, který byl poměrně citlivý; vykazoval jen asi 7112 iontů za vteřinu v ccm a z toho připadala skoro přesně polovina na vlastní záření stěn přístroje, jak určil, když jej ponořil 5 metrů pod hladinu Bosporu. Druhá polovina ionizace, asi 3% iontu, připadala na pronikavé záření zemské kůry, radioaktivních prvků atmosféry – jejich podíl byl ostatně velmi nepatrný a Kolhërster ho, celkem správně, odhadl jen na 0,1 až 0,2 iontu v ccm za vteřinu a na „výškové záření“.

Všechna tato měření, pečlivě propočtená a sestavená do tabulek a křivek, ukázala, že proměnlivá část ionizace v uzavřené nádobě, ta která je dána součtem pronikavého záření zemské kůry a atmosféry a „výškovým“ zářením, kolísá jen vel-mi nepatrně; bylo to všeho všudy jen několik procent a denní i roční křivka jevila zřetelnou závislost na počasí. Při nižším tlaku ionizace v nádobě vzrostla, při vyšším klesala, v zimě, když byla půda zmrzlá a teplota nízká, měla i ionizace své nejnižší hodnoty, kdežto v létě spěla její křivka k maximu. Kolhërster to vysvětlil zcela správně dýcháním půdy; za mrazu, kdy jsou vlásečnicové cesty v horních vrstvách půdy – „kapiláry“ – ucpány, nemůže se dostat radiová a thoriová emanace z nižších vrstev půdy do vrstev blízkých povrchu a odtud do vzduchu; půda i atmosféra obsahují méně radioaktivních prvků a méně září. Zcela podobně je tomu při kolísání vzdušného tlaku; vzduch leží na povrchu naší Země, jako plášť více nebo méně upjatý, podle toho, má-li větší nebo menší tlak; klesne-li jeho tlak, uvolní se poněkud pouto, zabraňující volnému dýchání půdy; více radioaktivních plynů vyproudí z hlubších vrstev do mělčích a z nich do vzduchu a opět je tu více pronikavého záření gamma, vysílaného radioaktivními prvky a vnikajícího do uzavřené nádoby.

Totéž roční kolísání intensity ionizace v uzavřené. nádobě zjistil Gockel v roce 1914/15 ve Freiburgu ve Švýcarsku, Hess a Kofler o rok dříve v rakouských Alpách na 2000 metrů vysokém Obiru a Kühler v téže době co Gockel v pomořanské nížině u Kolobřehu, jen několik metrů nad mořem. Všude se řadily ionizační hodnoty zjištěné v uzavřené nádobě do stejné křivky s vrchem v létě a s dolem v zimě.

Souhlasila nápadně s křivkou, kterou sestavil Kühler o něko-lik let dříve, když proměřoval po celý rok v Postupimi u Berlína, kolik radiové emanace je v půdě v různých ročních dobách.

Výškové záření při těchto měřeních vyšlo na prázdno; pokud se zjistilo nějaké denní či roční kolísání ionizace v uzavřené ná-době, bylo bezvadně a stoprocentně objasněno přílivem a odlivem radioaktivních látek do horních vrstev zemské kůry a tedy v podstatě kolísáním zemského pronikavého záření.

V objasnění a průzkumu tajemného „výškového“ záření nebyl učiněn ani krok kupředu. A nadešla brzy doba, že se počalo o jeho existenci vůbec pochybovat.

6. Boj o paprsky

Úspěch každé práce závisí na vytrvalosti; ve vědecké práci tomu není jinak. Kolhërster se držel vytrvale problému „výškového“ záření, z něhož si učinil „svůj“ problém, ačkoliv nebyl jeho objevitelem.

Občasný projev nedůvěry k novému záření nedovedl otřást jeho přesvědčením. V Austrálii vystoupil Marsden s elektrometrem na vyhaslou sopku Ruapehu a měřil pronikavé záření ve výšce 1300 až 2800 metrů nad mořem. Vyšplhal se až k okraji kráteru, ale přesto nenaměřil větší ionizaci v uzavřené nádobě než na úpatí sopky.

„To není žádný důkaz, že výškové záření neexistuje,“ pravil klidně Kolhërster. „Marsden měřil nad lávou, ve které je poměrně mnoho radioaktivních látek. Měl tak silné pronikavé záření ze země, že snadno přehlédl výškový přírůstek ionizace o 2 až 3 ionty, způsobený výškovým zářením.“ V pevné víře v existenci Hessových paprsků, jak občas s uznalostí novému záření říkal, odešel se svými přístroji na alpský ledovec Pannu. Zde, ve výši 3500 metrů, musily být pro měření výškového záření mnohem příznivější podmínky, než dole, nepříliš vysoko nad mořem. Odhadoval, že v úrovni mořské hladiny má výškové záření intensitu jen asi 1,5 iontu za vteř. v ccm vzduchu. To bylo poměrně málo, a i když jeho elektrometr ve Vanikoj na asijském břehu vykazoval dosti nízkou celkovou ionizaci, asi 7,5 iontu, připadalo z ní na výškové záření jen asi 20%. To nestačilo, když chtěl měřit kolísání intensity paprsků; kdyby kolísala v mezích 10% celé intensity záření, pak to bude činit jen 2 % úhrnné ionizace v uzavřené nádobě a to už není daleko od přesnosti odečítání elektrometrických vláken.

Potíže tu byly ovšem na každém kroku. O dobrý elektrometr z Vanikoj Kolhërster přišel a přes všechno úsilí se již pak nepodařilo vyrobit elektrometr s tak malou „vlastní aktivitou“ neboli s tak slabým zářením stěn přístroje, jako měl elektrometr užívaný v Asii. A tak se stalo, že když měřil vlastní záření přístroje v jeskyních, pracně vylámaných špičákem do alpského ledovce, zjistil, že je víc než dvakrát větší, než „výškové záření“. Paprsky, které přišel měřit, byly v naprosté menšině proti těm, jež stěny přístroje ustavičně vyzařovaly do vzduchu, v přístroji neprodyšně uzavřeného; připadalo na ně jen asi 30% všech ion-tů, vznikajících každou vteřinu v přístroji, a 70% iontů vyrábělo záření stěn, jehož se nemohl za žádnou cenu zbavit.

To ho nemohlo odradit; trpělivě vyhledával štěrbiny v ledovci, dýchal zředěný mrazivý vzduch a pozoroval neúnavně vlákna elektrometru dnem i nocí; horalové mu tesali jeskyně do prů-zračného ledu, jednou půlpáta metru pod povrchem ledovce, po druhé téměř, deset metrů hluboko. Štěrbiny, zařezávající se do mohutné ledové hory, umožňovaly vybrat si určitou část nebe a zkoumat její záření.

Nernst vyslovil krátce před tím domněnku, že takové výškové záření, jako je objevil Hess a zkoumal Kolhërster, desetkrát pronikavější než nejpronikavější paprsky gamma radioaktivních prvků, by mohlo pocházet z mladých hvězd; z těch, které nedávno byly ještě nesoustředěnou mlhou, a z mladých obřích hvězd, zářících rudou barvou. Pak by ony kosmické paprsky vycházely především z mlhovin a z míst blízkých Mléčné dráze.

Když skončil svá svízelná měření v ledu a sněhu, domníval se Kolhërster, že skutečně potvrdil Nernstův předpoklad. Zdálo se mu, že výškové záření je nejúčinnější v okamžiku, kdy vrcholí Mléčná dráha a nejslabší tehdy, kdy nad místem měření se vznáší „pól“ mléčné dráhy, průsečík přímky, kolmé k její rovině, s oblohou. Potom by v našich šířkách vycházelo výškové záření jen z omezené části oblohy, zaujímající kruh, opsaný kolem nadhlavníku poloměrem 25 obloukových stupňů. To ovšem neznamená, že by k nám toto záření nepřicházelo také z jiných směrů; atmosféra je totiž rozptyluje do všech možných směrů, asi tak jako deska z mléčného skla rozptyluje přímé paprsky sluneční.

Kolhërster sdělil učenému světu své výsledky i uzávěry, k nimž dospěl na alpských ledovcích, s náležitou zdrželivostí.

Byly stejným způsobem přijaty a královecký fyzik G. Hoffmann se jal ihned zkoumat, jak to s tím hvězdným původem kosmických paprsků vypadá. Kolhërsterova alpská měření spadají do roku 1923, první Hoffmannova měření jsou o rok pozdější. Hoffmann měl proti svému krajanovi tu výhodu, že nemusil opustit pohodlnou fyzikální laboratoř královecké university.

Měl svůj vlastní elektrometr, s nímž pracoval už 12 let a ten byl tak citlivý, a dal se použít takovým způsobem, že omezoval Běhounek, František - Cesta za objevem n_img_4účinek vlastního záření stěn nádoby na minimum. Při budování svého elektrometru vyšel Hoffmann ze starších vzorů elektrometrů kvadrantních, kde se kousek kovové folie, vystřihnuté do tvaru „jehly“, pohybuje mezi kovovými čtvrtkruhy, elektricky nabitými. Výchylka jehly je při tom úměrná elektrickému náboji jednoho páru kvadrantů, jestliže druhý pár a jehla sama mají stálý elektrický náboj.

V Hoffmannově elektrometru, jenž dostal jméno „duantní“, poněvadž měl jen dvě kovové elektrody půlkruhového tvaru, místo čtyř, je „jehlou“ měřící svým pohybem elektrický náboj, kruhová výseč nepatrných rozměrů, vyříznutá z tenounké platinoiridiové fólie. Visí na platinovém vláknu, jen 5 tisícin milimetru silném, v těsné blízkosti duantů, dvou půlkruhových kovových desek, oddělených od sebe nepatrnou vzdušnou mezerou. Duanty jsou připevněny k jantarovým isolátorům a spojeny každý s jedním pólem 8 až 10 voltové baterie, jejíž střed je uzemněn.

Jehla visí na kovové tyčince, procházející jantarovým isolátorem do uzavřené nádoby. Elektrometr byl sám sebou tak citlivý, že byl s to měřit elektrický proud, pozůstávající jen z jediného iontu za vteřinu.

Hoffmann však jeho citlivost ještě zvýšil, sníživ značně úči-nek „vlastní aktivity“ stěn přístroje na elektrometr. Uvažoval, jakým způsobem se tato aktivita uplatňuje; je dána v podstatě trojím druhem paprsků, vyzařovaných radioaktivními prvky, které jsou v nepatrných stopách obsaženy ve stěnách nádoby.

Ty dři druhy paprsků jsou paprsky alfa, beta a gamma. Prvé dva ionizují vzduch přímo, paprsky gamma nepřímo. Ale způsob ionizace není týž pro paprsky alfa jako pro beta; možno říci, že paprsky alfa jsou těžkým granátem oproti lehké střelecké pušce, paprsku beta.

Paprsky alfa jsou těžké, hmotné částice, jádra heliového atomu, vážící jen velmi nepatrně méně, než úplný atom helia. Pohybují se značnou počáteční rychlostí až 23.000 km za vteřinu ve vzduchu a ionizují tak energicky molekuly plynu, jímž pronikají, že velmi záhy přijdou o všechnu svou vysokou počáteční energii; jejich pohyb se zabrzdí tak, že je stejně líný, jako normální tepelný pohyb molekul, sotva kilometr za vteřinu. Paprsek alfa roztříští na jediném centimetru své dráhy desítky tisíc mole-kul na ionty, ale tato jeho činnost je vbrzku skončena: paprsky alfa, normálně vyzařované radioaktivními prvky, nejsou s to ionizovat vzduch atmosférického tlaku a obvyklé teploty místnosti na dráze delší jak 9 centimetrů; na celé své dráze však vyrobí paprsek alfa sto tisíc až čtvrt milionu iontů – podle své počáteční rychlosti.

Paprsek beta je velmi rychlý elektron, volná částice záporné elektřiny; letí rychlostí až jen o několik desítek metrů nižší, než je rychlost světla, 300 000 km za vteřinu, což je mezní rychlost, která je ve vesmíru možná. Paprsek beta dokáže překlenout mnohem větší vzdálenosti, než paprsek alfa, ale jeho ionizace je za to přiměřeně řidší: rychlé paprsky beta, jichž je v záření radioaktivních látek nejvíce, nejsou s to ionizovat ani 100 molekul na dráze 1 centimetru.

Paprsek gamma se podstatně liší od obou předchozích; není to ani částice hmoty, ani elektřiny, nýbrž elektromagnetické vlnění, jehož energie se přenáší po částicích, nazvaných fotony. Neionizuje sám přímo vzduch či jiný plyn, ale trhá z jeho atomů elektrony, přenáší na ně část své energie a tím je uvádí do tak rychlého pohybu, že se stanou jakýmsi druhotným, sekundárním zářením beta, které ovšem už dovede plyn ionizovat.

Paprsek beta nebo gamma, jenž prolétne uzavřenou nádobu, pozbude v ní jen část své energie a zionizuje poměrně jen málo plyn v ní uzavřený. Zato paprsek alfa v ní uplatní většinu své energie, případně i celou svou energii. To, čemu se při měření ionizace v uzavřené nádobě říkalo „vlastní aktivita přístroje“, t. j. ta část ionizace, kterou působilo záření stěn, záležela převahou e v iontech, vyrobených paprsky alfa. Hoffmann se jí zbavil jednoduchým způsobem a tím podstatně snížil vlastní aktivitu přístroje, takže ionizace, způsobená vnějším pronikavým zářením – ať již zemským a vzdušným, nebo Hessovými výškovými paprsky – vystoupila potom hodně do popředí. Obklopil konec tyčinkové elektrody, čnějící do uzavřené nádoby, sítí, zhotovenou ze tří drátů, stočených do kruhu a sestavených dohromady tak, že vymezovaly uvnitř nádoby kulový prostor.

Síť spojil trvale s jedním pólem baterie o napětí několika set voltů, jejíž druhý pól byl uzemněn stejně jako stěny nádoby. Všechny ion ty, které vznikly účinkem paprsků alfa, vyzářených stěnami nádoby, zůstaly mimo síť a vybily se buď na ní, nebo na stěnách; žádný z nich nepronikl do sítě a neodevzdal svůj náboj tyčince, spojené s jehlou elektrometru. Jen paprsky beta nebo gamma, které prolétly kulovým prostorem, omezeným sítí, uplatnily své ionty na tyčince, ale jejich iontů bylo poměrně vel-mi málo. Tak se podařilo vymýtit paprsky alfa z měřené ionizace v uzavřené nádobě téměř úplně; za celou hodinu se uplatnilo jen 3 až 5 paprsků alfa uvnitř sítě.

Jehla elektrometru byla nejdříve uzemněná a neměla žádný elektrický náboj; na počátku měření byla odzemněna a nyní počala dostávat náboje iontů, které se na ní postupně vybíjely. Její náboj zvolna rostl a projevil se jejím pohybem; jehla opustila klidnou polohu, kterou měla bez náboje a počala se zvolna otáčet kolem osy, tvořené jejím tenounkým závěsem; světelný paprsek, odražený od drobounkého zrcátka, které nesla, vyznačil její pohyb na průhledné stupnici, anebo na fotografickém papíru, otáčejícím se na hodinovém bubnu. Zanechal po sobě černou stopu, šikmou čáru, svírající s podélnou osou papíru – která vyznačuje směr pohybu bubnu – tím větší úhel, čím rychlejší byl pohyb jehly a čím větší byl tedy časový přírůstek jejího elektrického náboje, t. j. čím intensivnější byl proud iontů, letících bez přestání k tyčince a odevzdávajících jí svůj elektrický náboj.

Když začal Hoffmann svá měření „výškového záření“, stanovil si nejprve ionizační proud v uzavřené nádobě, nechráněné žádným pancéřem. Našel 4,7 iontu v ccm za vteřinu. Nato obklopil nádobu olověným krytem, asi 3 cm silným; chtěl tak snížit pronikavé záření zemské kůry, stěn místnosti a vzduchu, vnikající zvenčí do nádoby. Počítal-li, že jde hlavně o paprsky gamma prvků, pocházejících z radia, pak jeho pancéř musil z tohoto záření pohltit 71 % a jen 29% propustit do nádoby. Ve skutečnosti byl jeho účinek mimořádně značný; ionizace uvnitř nádoby klesla na 1,56 iontu v ccm za vteřinu, ačkoliv ji pancéř ani zcela nekryl! Z výškového záření, které mělo být desetkrát pronikavější, než paprsky gamma, musil tento pancéř 3 cm olova zachytit jen nepodstatnou část.

Hoffmann zesílil svůj olověný pancéř na 12 cm. Nyní mělo vcházet do nádoby jen jediné procento z venkovského záření gamma, avšak stále ještě 60 procent výškového záření. Hoffmann naměřil, že ionizace uvnitř nádoby činí už jen jediný ion v ccm za vteřinu! Odhadoval, že výškové záření je s to vzbudit ve volné atmosféře v té nadmořské výšce, ve které pracoval, asi 1 ion v ccm za vteřinu; v nádobě, obklopené 12 cm vrstvou olova, z té ionizace zbude ještě 60%, t. j. 0,6 iontu; našel 1 ion, takže nejméně 60% měřené ionizace patří výškovému záření a asi 40% vlastní aktivitě nádoby. Pracoval tedy za mnohem příznivějších poměrů, než Kolhërster, aniž se musil trmácet na alpské ledovce a konat svá měření za mrazu v ledových jeskyních: to, co chtěl měřit, se mělo k parasitní ionizaci jako 1,5 :1, kdežto u Kolhörstera byl tento poměr daleko nepříznivější, 0,5: l!

Hoffmannův robot registroval křivky denního průběhu ionizace v uzavřené nádobě, aniž se jeho pán potřeboval s ním zabývat. Vždy po určitém čase se uzemnila samočinně jehla elektrometru na okamžik elektromagnetickým zařízením, ovládaným hodinovým strojem a světelná značka počala psát znovu. svou šikmou čáru na fotografický papír. Stačilo potom papíry vyvolat, změřit sklony čar a vypočíst z nich číselnou hodnotu ionizace; časové značky, promítnuté v určitých intervalech na papír, vyznačovaly, do které doby měření spadá.

Výsledek těchto velmi přesných měření. nijak nesouhlasil s tím, co našel Kolhörster na alpských ledovcích. Denní průběh ionizace nevykazoval žádné maximum a také žádné minimum, kolísal nepravidelně a jen s několikaprocentními odchylkami kolem své rovnovážné hodnoty 1 iontu/ccm. vteř. Nezáleželo na tom, jestli kulminuje Herkules, kterého Kolhërster činil zodpovědným za večerní maximum, nebo Mléčná dráha, původce ranního maxima; křivka měla jednou nižší a po druhé vyšší hodnotu bez ohledu na pohyb nebo konjunkci nebeských těles.

Potom měl Hoffmann neblahý nápad, že zesílil olověný pan-céř kolem přístroje. Dostal zvláštní stipendium, za něž si nakoupil 5 tun olova a zbudoval okolo uzavřené ionizační nádoby i kolem elektrometru pancéř o úctyhodné tloušťce 32 cm. Měřil ionizaci pro rostoucí sílu pancéře a byl velmi překvapen, když zjistil, že klesla jen o 4 % když zesílil svůj pancéř z 12 na 32 cm, t. j. o plných 20 cm! To nějak nesouhlasilo; vyhledal si čísla, která Kolhërster na podkladě svých měření v balóně, pod vodou a v ledovcích udával pro pohlcování výškových paprsků vodou. Každé takové pohlcování paprsků hmotou se řídí určitým vztahem, zvaným exponenciální zákon.

Číslo, které charakterizuje zeslabování záření při průchodu určitou hmotou, se vyskytuje v tomto vztahu v mocniteli nebo-li exponentu – odtud název „exponenciální“. Obecně probíhá zeslabování paprsků gamma – a také výškových – jakoukoliv hmotou tak, že z nich vrstva určité tloušťky zadrží či pohltí určité procento, ze zbytku potom stejně silná vrstva totéž procento a tak to jde dále. Číslo, určující pohlcování paprsků a tvořící mocnitel – exponent – zmíněného exponenciálního vztahu se nazývá „absorpční koeficient“.( Z lat. absorptum, pohlcený a novolat. koefficient, společně účinný.) Pro paprsky, mající jednotnou vlnovou délku – t. zv. „paprsky homogenní“ (Z řeckého homogénos, stejnorodý.) – a pro určitý materiál, paprsky pohlcující, je absorpční koeficient číslem stálým, charakterizujícím hmotu i paprsky.

Výpočet byl velmi snadný a jeho výsledek velmi podivný: nový, dvaceticentimetrový pancéř měl snížit ionizaci v uzavřené nádobě nejméně o 30%. A zatím skutečný účinek byl jen 4%! Hoffmann vzal na. pomoc radium a proměřoval jeho paprsky gamma, jimž kladl do cesty stále rostoucí pancéř z olova; zjistil, že i to 4%ní snížení ionizace v uzavřené nádobě lze vysvětlit účinkem paprsků gamma, jejichž pohlcování olovem je pochod dosti složitý. Na výškové záření nezbylo zhola nic, vůbec se v uzavřené nádobě za podmínek, jak je měl Hoffmann, neuplatnilo. A Hoffmann jeho existenci úplně popřel! Nemohl dobře jinak; jeho duantní elektrometr, neobyčejně citlivý přístroj, schopný změřit elektrický proud o intensitě pouhých desíti triliontin ampéru s přesností 1 až 2%, pracoval naprosto spolehlivě. A v čem tedy spočíval zásadní omyl Hessův při předpokladu jeho nezemského, velmi pronikavého záření? V tom, že neznal dobře jakým způsobem se pohlcují paprsky gamma radioaktivních látek ve hmotě. V době, kdy objevoval své „výškové záření“, pokládal se průchod paprsků gamma hmotou za poměrně jednoduchou záležitost. Ale poslední četné práce teoretické i praktické ukázaly, že tomu tak není; že při průchodu paprsků gamma hmotou nastává dvojí zjev, jednak skutečné pohlcování paprsků a jednak jejich zdánlivé pohlcování, které není ničím jiným, než rozptylem paprsků, vychylováním jich z jejich původních směrů. V těžkých látkách se paprsky skutečně hodně pohlcují a poměrně málo rozptylují – to platí pro olovo; v lehkém materiálu, jako je vzduch nebo voda, převládá dalekosáhle rozptyl paprsků a skutečné jejich pohlcování ustupuje zcela do pozadí.

Proto je určování absorpčního koeficientu paprsků gamma a paprsků jim podobných ve vodě, nebo ve vzduchu, velmi obtížné; Hessovy výpočty, jak se uplatňuje pronikavé záření zemské kůry a atmosféry – pronikavé záření, sestávající v podstatě z paprsků gamma – v uzavřené nádobě, jsou neÚplné.

O přírůstku ionizace v uzavřené nádobě s výškou není pochyby, ale naprosto není potřebí k jejímu vysvětlení vymýšlet „výškové záření“ desetkrát pronikavější, než paprsky gamma; jak je patrno z nových vzorců, odvozených v Cavendishově la-boratoři, kterou toho času řídil Rutherford, pro pohlcování paprsků gamma hmotou, lze výškový přírůstek ionizace zcela dobře vysvětlit účinkem paprsků gamma, vyzařovaných radioaktivními prvky.

Výsledky svých měření, které vedly k tak překvapujícímu zá-věru, uveřejnil Hoffmann v říjnovém čísle odborného fyzikálního časopisu „Physikalische Zeitschrift“ roku 1925. Pravil tam doslova:

„Docházím k názoru, že v úrovni moře lze pronikavé záření úplně přičíst účinku známých radioaktivních prvků, pokud jde o jeho absorpční koeficient. Tím pozbývá výškové záření v úrovni mořské hladiny svého tajemství.“

V téže době, kdy Hoffmann prováděl své pokusy, dlel jsem v Jáchymově. Na dole „Svornosti“ tam nedávno uvolnili teplý pramen, který kdysi vyhnal staré havíře ze šachty, když se dovrtali už 500 metrů pod zemi. Zabetonovali ho tehdy, ale měl takovou sílu, že prorazil betonovou zátku a zatopil celý důl.

Moderní pumpy důl odvodnily a měření radioaktivity pramene, které jsem asi rok předtím provedl, ukázalo, že tato kdysi obávaná a proklínaná voda je silně radioaktivní a že se bude výborně hodit pro koupele léčebného ústavu. Léčebný ústav byl však půltřetího kilometru daleko a šlo nyní o to, rozumným způsobem tam vodu z pramene dopravit. Poněvadž radioaktivní vody vděčí za svou radioaktivitu téměř výhradně jen radiové emanaci, plynu, který z nich při neopatrném zacházení velmi snadno vyprchá, není transport takové vody jednoduchým problémem; rozhodně nestačí položit jen tak jednoduše potrubí, jako pro obyčejnou vodu. V daném případě to bylo ještě zkomplikováno hlubokou polohou pramene; voda se z něho musila zvedat pumpami o tři sta metrů výše, na úroveň Barbořiny štoly, odkud potom tekla vlastním spádem; pumpy jsou ovšem pravým přítelem pro emanaci, která touží uniknout ze svého vodního zajetí; víří vadu a pomáhají emanaci vydatně ven, což samozřejmě nebylo vítáno. A tak zde byla řada překážek, jejichž odstranění vyžadovalo dlouhé série měření a přítomnost radiologa na místě samotném. Výsledkem byl můj téměř celoroční pobyt v Jáchymově, od léta 1924 do léta 1925. Měření radioaktivity vod a plynů, z takových vod unikajících je zajímavé jen napoprvé; potom se stává mechanickou, málo poutavou robotou. Bylo potřebí provést jich mnoho set, ale pomocí zvláštních zařízení, která jsem k tomu účelu sestavil, byl jsem s denním přídělem měření poměrně rychle hotov. Ohlížel jsem se po zajímavější práci a napadlo mne prozkoumat radioaktivitu jáchymovské půdy a volné atmosféry.

Tehdy se toho ještě hodně bájilo o tom, jak je okolí takových radiových dolů v pravém slova smyslu zamořeno radioaktivitou, ale nikdo si nedal práci, aby to pořádně proměřil, přesto že to bylo zajímavé jak se stanoviska vědeckého, tak i praktického. Přivezl jsem si ze Státního radiologického ústavu potřebné přístroje, doplnil jsem je novými přístroji vlastní konstrukce a dal jsem se do práce. Výsledek byl takový, jak jsem jej předpokládal: ani v bezprostředním okolí radiových dolů nebyla radioaktivita půdy a vzduchu ani zdaleka tak vysoká, jak se myslilo. Bylo jí tu sotva dvakrát víc, než kdekoliv jinde.

Mezi mými přístroji byl i jeden Kolhërsterův elektrometr na měřeni pronikavého záření. V Praze ukazoval 17,5 iontu/ccm. vteř., v Jáchymově téměř dvakrát tolik – 33,4 iontu. Přírůstek byl skoro výhradně způsoben zvýšenou radioaktivitou půdy a s tím spojenou zvýšenou intensitou pronikavého zemského záření.

V té době právě vyšla práce francouzského fyzika Thibauda, který proměřoval délku vln paprsků gamma, vyzařovaných prvky, které vznikají z radia a jsou v půdě, ve vodách i ve volném ovzduší naší Země. Thibaud zjistil, že tyto paprsky jsou hodně nehomogenní a že obsahují daleko tvrdší složky, než se až dosud myslilo. Ta nejtvrdší měla vlnu dlouhou jen 7 jednotek X, t. j. jen 70 biliontin centimetru. Téměř současně s Thibaudovou prací vyšla práce Inda, Ahmada a Angličana Stonera, provedená v Cavendishově laboratoři, řízené Rutherfordem – tedy práce velmi spolehlivá. Pojednávala o skutečné absorpci a rozptylu paprsků gamma hmotou a odvozovala vzorec pro výpočet absorpčních koeficientů těchto paprsků na základě známých délek vln paprsků gamma. Dosadil jsem do indo-anglického vzorce francouzské hodnoty a počítal jsem absorpční koeficienty pro různé složky paprsků gamma; dostal jsem se velmi brzy do tak nízkých hodnot, jaké požadoval Kolhërster pro výškové záření. To bylo zajímavé; znamenalo to, že není potřebí uchylovat se k dosti romantickému předpokladu nějakého kosmického záření, přicházejícího shůry, aby se vysvětlila velká pronikavost paprs-ků, působících část ionizace v uzavřené nádobě. Známé radioaktivní prvky jsou s to dodat paprsky gamma stejné pronikavosti. Nakonec, možná, na celém kosmickém záření nic není, řekl jsem si a napadlo mi zkusit měření s olověným pancéřem proměnlivé tloušťky, jímž obklopím Kolhërsterův elektrometr. Od dob Rutherfordovy a Cookovy práce, provedené před třiadvaceti lety, se o to pořádně nikdo nepokusil – o Hoffmannových pokusech, tehdy ještě neuveřejněných a snad právě současně prováděných, jsem pochopitelně nevěděl. Kolhërster se přímo bál použít olova k odstínění vnějšího záření, vnikajícího do elektrometru a uchyloval se raději k vodě a k ledu; domníval se, že olovo obsahuje vždy poměrně hodně radioaktivních prvků a že mu jeho paprsky gamma budou měření rušit. I kdyby to byla pravda – a Hoffmannova pozdější měření dokázala, že tomu tak není – byla to zbytečná obava, jakmile zesílil olověný pancéř nad 10 cm; potom už nejvnitřnější desíticentimetrová vrstva olova musila pohltit 99 % všech paprsků gamma, vycházejících z vnějších vrstev pancéře. Ale i badatelé jsou náchylní k předsudkům a Kolhërster si podržel svou antipatii pro olovo i nadále a dokonce do takové míry, že po létech ještě raději používal zlatého pancéře, než olověného. Bylo to náhodou v pokuse, kde vystačil s krychličkou zlata o délce hran několik centimetrů.

Všechno zlato našich bank by asi nestačilo na pancéř, jaký mi ulili ve státních dílnách na dole „Svornost“ ze starého příbramského olova. Byly to desky 40 X 40 cm, 0,5-2 cm silné a cihly 25 x 10 x 5 cm. Skládal jsem je dohromady kolem elektrometru pomáhaje si železným lešením a měřil jsem ionizační proud při různých tloušťkách pancéře. Klesl z hodnoty 33,4 iontů/ccm. vteř., kterou měl bez pancéře, na 15,6 iontu, když pancéř dosáhl 10 cm tloušťky, ale na této hodnotě se tvrdošíjně držel, i když jsem na vrstvil všude kolem elektrometru olověnou hradbu 20 cm silnou. Opakoval jsem měření jiný den a výsledek byl týž. Thibaudových tvrdých paprsků gamma bylo tedy v celkovém záření jáchymovské půdy a atmosféry tak málo, že se jejich velká pronikavost v mém elektrometru vůbec neuplatnila – při dané citlivosti přístroje, samozřejmě. To bylo sice podivné, ale ne nemožné. Thibaudova práce ničeho neříkala o poměrném zastoupení tvrdých složek záření vůči složkám měkčím; a že ty měkčí paprsky gamma jsou ve velké převaze proti tvrdším, bylo lze zcela logicky očekávat – jinak by byl ty tvrdé složky už dávno někdo objevil před Thibaudem. S tohoto hlediska byl záporný výsledek mých měření jasný, ale méně jasné bylo, kam se při tom poděla ta část ionizace, kterou mělo mít na svědomí tak zvané „výškové či kosmické“ záření.

Kolhörster tvrdil, že má v úrovni moře intensitu 2 iontů/ccm. vteř. a že ho s nadmořskou výškou přibývá. Měřil jsem v nadmořské výšce 739 metrů, kde měli intensita tohoto záření stoupnout nejméně na 3 ionty. Prvních 10 cm olověného pancéře z toho. mělo pohltit 57 % a dalších 10 cm olova ještě 21 %; když tedy síla pancéře vzrostla z 10 na 20 cm, měla ionizace uvnitř elektrometru klesnout nejméně o 0,6 iontu následkem úbytku „kosmického“ záření; ve skutečnosti klesla jen o 0,1 iontu mezi 10 a 15 cm olova a potom se už neměnila. Jako by tu vůbec žádné výškové záření nebylo. Chvíli jsem nad těmi podivnými výsledky dumal a potom jsem je založil mezi jiné zapomenuté papíry, kterých se během dlouhých let pokusné práce nahromadí člověku velmi mnoho. Tentokrát však měření pronikavého záření v Jáchymově uniklo zapomenutí. – Hoffmannův článek ve „Physikalische Zeitschrift“, který jsem četl, když jsem už byl zase z Jáchymova definitivně několik měsíců zpátky v Praze, byl příčinou, že jsem je zase vyhledal. Shodovalo se podivuhodně s Hoffmannovými výsledky, ačkoliv bylo získáno na zcela jiném místě a odchylným přístrojem. Uvádělo v pochybnost existenci tajemného kosmického záření, podobně jako práce Hoffmannova. Vysvětlovalo záhadu přirozeným způsobem, což je fyzikům vždy sympatičtější, ježto jejich úsilí se nese – nebo aspoň má nést – k jednotnému výkladu přírodních zjevů bez pomoci nadpřirozených sil. To byl důvod, který mne přiměl k uveřejnění jáchymovských měření pronikavého záření. Moje práce vyšla v témž časopise, jako Hoffmannova, asi čtvrt roku po ní, v 1. čísle ročníku 1926.

Obě ta sdělení byla krátká; Hoffmannovo zabralo o málo víc, jak tři stránky, moje bylo ještě o stránku kratší, ale jejich účinek byl podivuhodný.

Příslovečný proutek, šťourající do vosího hnízda, by nemohl způsobit větší rozruch. Příští čísla „Physikalische Zeitschrift“ se zarojila polemikou o existenci výškového neboli kosmického záření. Ozval se Hess, ku podivu dosti mírně a celkem věcně, ačkoliv jsme pochybovali o „jeho“ paprscích, ozval se také Kolhërster, ten již daleko ostřeji. Ale argumentoval celkem nevhodně a nebyla s ním těžká práce, ačkoliv ho nepřesvědčil ani Hoffmann, ani já. Redakce časopisu popřávala se vzácnou nestranností hlasu oběma stranám; nečinila rozdílu mezi krajanem a cizincem, ponechavši podle zásad staré zdvořilosti poslední slovo napadenému. A tak moje jednostránková odpověď na poslední námitky Kolhërsterovy, uveřejněná v listopadu téhož roku, zakončovala polemiku s Kolhörsterem. Hess umlkl již dříve; vyčerpali jsme spolu všechna fakta pro i proti a nic věcného jsme si již nemohli říci.

Do těchto polemik zapadl hlas s druhé strany oceánu; byl velmi závažný, ježto patřil Robertu Andrewsovi Millikanovi, muži, jenž byl tři roky před tím vyznamenán Nobelovou cenou za probádání elektronu. Jestliže McLennan nevěřil na nějaké kosmické paprsky a připisoval ionty, které nalezl ve svém ledovém kondensátoru, záření nepatrných stop radioaktivních látek, obsažených ve vodě a v ledu, Millikan si řekl, že by bylo záhodno otázku „výškového“ záření přece jen ventilovat.

V Koloradských horách, které jsou jedním z přečetných článků mohutné páteře Skalistých hor, prostupujících obě Ameriky, strmí mezi městy Denverem a Pueblem Pikes Peak do výše 4310 metrů. Vede na něj pohodlná lanovka a tak to nebylo spojeno s žádným osobním nepohodlím, když tam v létě 1923, krátce po tom, kdy se poslední Kolhörsterova měření, provedená na alpských ledovcích, dostala do Spojených států, přenesli Russell

M. Otis a Millikan své přístroje. Měli dvouvláknový elektro-metr,který jim zhotovil podle Wulfova vzoru mechanik v California Institute of Technology v Pasadeně, 300 amerických liber (136 kg) olova, ulitého do tvaru pancéřů, které se těsně přimykaly k elektrometru a navíc ještě krychlový tank o šestistopové hraně, plný vody, pro případné odstiňovací pokusy s vodou. Dostali naprosto záporný výsledek a přednesli o něm na washingtonské schůzi Americké fyzikální společnosti dne 25. dubna 1924 zprávu na čtrnácti řádkách, která zněla doslova takto:

„Předpokládá-li se podle Kolhörsterových výsledků z r. 1923, že existuje pronikavé záření kosmického původu, které v úrovni moře vytváří 2 ionty v ccm za vteřinu, a má na cm vody absorpční koeficient 0,0025 (To znamená, že vrstva vody 1 cm silná pohltí 0,0025 neboli 0,25% tohoto záření.), vychází, že by toto záření musilo vytvářet 9 iontů/ccm. vteř. na vrcholu Pikes Peaku (14.100 stop). Uvnitř našeho, úplně uzavřeného olověné-ho pancéře 5 cm silného, by musilo vytvářet 7,8 iontu/ccm. vteř. Bylo zjištěno, že ionizace v našem přístroji, vzbuzená jeho stěnami a olověným pancéřem, činí nejméně 7 iontů/ccm. vteř., takže i kdyby na Pikes Peaku neexistovalo žádné místní záření, musila by nejnižší hodnota ionizace v naší odstíněné nádobě být rovna 14,8 iontu/ccm. vteř. Zjistili jsme značně nižší číslo 11. Z toho uzavíráme, že neexistuje žádné takové pronikavé záření, jaké jsme předpokládali.

Dále jsme našli, že sněhová bouře způsobila stejně velkou změnu ionizace (celých 10 procent) uvnitř našeho 5 cm olověného pancéře, jako mimo něj. Vykládáme tento výsledek tak, že všechno pronikavé záření je místního původu. Jak taková množství radioaktivního materiálu přicházejí do vyšších vrstev vzduchu, je až dosud neznámo.“ Tak tedy Millikan s Otisem rovněž popřeli existenci kosmického záření a připsali všechnu ionizaci, způsobenou vnějším zářením v uzavřené nádobě, záření radioaktivních látek. Později, když Millikan opravil svůj názor na kosmické paprsky a sám pokusně jejich existenci dokázal, snažil se zastřít, že je kdysi přičetl účinku obyčejných paprsků gamma i velcí lidé mají své malé slabosti. Ale učinil to a jeho krátké sdělení, které potřebovalo víc jak rok, než doputovalo z americké „Physical Review“ do evropských odborných časopisů, způsobilo v Starém světě nemalý dojem a naklonilo vážky polemiky na stranu bezvěrců. Ne ovšem na dlouho. Byl to týž Millikan, jenž kosmické paprsky rehabilitoval a pomohl jim velmi vydatně nejen k všeobecnému uznání, ale i k nemalé pozornosti fyziků Starého i Nového světa. Učinil to v práci, kterou uveřejnil současně roku 1926 v USA i v Evropě. V Evropě ji otiskly německé „Annalen der Physik“ – z pozornosti k vynikajícímu autorovi dokonce před domácími pracemi, které došly redakci o několik neděl dříve.

Práce, podepsaná tentokrát jen Millikanem samotným, nesla název: „Krátkovlnné záření kosmického původu“ a bylo v ní poctivě sneseno dohromady všechno, co autor se svými spolupracovníky, Otisem, Bowenem a Cameronem k objasnění celé záhady vykonal. Tak především měření, provedená na jaře 1922 elektrometry se samočinným fotografickým záznamem, jež malé balóny vynesly až do výše 15,5 km. Budeme se jimi zabývat v příští kapitole podrobněji a proto zde jen povíme, že v té výši, člověkem dosud nedosažené, elektrometry skutečně zaznamenaly přírůstek záření; činil však jen % toho, co plynulo extrapolací z přímých měření Kolhörsterových, prováděných do výšky 9,3 km. Dále zde byla měření s vrcholu Pikes Peaku, popírající zdánlivě existenci tvrdého kosmického záření. A ko-nečně další práce, která existenci kosmického záření dokazovala. Šlo zase o absorpční pokusy, o odstiňování vnějšího záření; tentokrát ne však olovem, ale vodou sněžných horských jezer. Millikan jí důvěřoval – ku podivu, aniž se o tom rozborem přesvědčil – že v ní není radioaktivních látek, jejichž přítomnost zjistil v pasadenské vodě. Vybral si jezírko Muirovo, ležící na svahu nejvyšší americké hory, Mt. Whitney, ve výšce 3600 metrů, několik set stop hluboké. Po 10 dnů ponořoval do něho se svými spolupracovníky elektrometry až do hloubky 67 stop (20,5 metru).

„Naše pokusy vedly zcela nezvratně k zjištění, že existuje tak neobyčejně pronikavé záření, že hodnoty, odečtené na elektrometrech, klesaly až do hloubky. 50 stop neboli 15 metrů pod hladinou,“ praví o těchto měřeních ve sněžném jezeře Muirově. O existenci neobyčejně průbojného záření už nepochybuje; nyní také věří, že toto záření přichází shůry, z prostoru nad naší atmosférou. Než dospělo k hladině sněžného jezírka, musilo proniknout vzdušnou vrstvou, která nad ním spočívá; její pohlcovací účinek odhadl Millikan jako rovnocenný s 23 stopami (7 m) vody. Potom proniklo záření ještě dalšími 50 stopami vody jezera a uplatnilo svůj ionizační účinek v elektrometrech. Celkem tedy zmohlo vzdušný a vodní pancéř, který se co do účinku rovnal 73 stopám nebo-li 22 metrům vody. Millikanovi se to zdá být úžasné, ale stuttgartský fyzik Regener najde o několik let později kosmické záření ještě pod vodním pancéřem desetkrát silnějším.

Millikan přepočítává tento složený vzdušný a vodní pancéř na olovo – trochu nesprávně, jak dnes víme, kdy už jsme zase

o něco napřed ve vědomostech, jak jednotlivé látky pohlcují zá-ření krátkých vln. Vychází mu 1,83 metru olova; tento pancéř je, podle jeho názoru, teprve s to zadržet úplně všechno to pronikavé záření, dopadající z vesmíru na povrch naší planety. A zase: dnes víme, že v kosmickém záření jsou složky, jejichž vliv se projeví i pod stometrovým železným pancéřem a tisícimetrovým pancéřem vodním. Ale na tehdejší dobu byla Millikanova čísla údivná.

Udivují i Millikana. „Nejtvrdší paprsky X (Pojmenování užívané Anglosasy a Romány pro Röntgenovy paprsky – paprsky X, t. j. neznámé), jichž používáme v našich nemocnicích, neproniknou ani půl coulem (1,25 cm) olova,“ podotýká. „Zde máme paprsky nejméně stokrát pronikavější. Jejich absorpční koeficient je pětadvacetkrát menší a nik,oliv „přibližně desetkrát menší, než absorpční koeficient nejtvrdších paprsků gamma,“ jak tvrdí Kolhörster.“ Tato poslední věta je důležitá: Američané a i část evropských badatelů z ní vyvodila, že vlastně pravým objevitelem kosmických paprsků není Hess – a tím méně Kolhörster – nýbrž Millikan.

Millikan se dále podivuje nad tím, že Kolhörster byl s to snížit při odstiňování svých elektrometrů ionizaci uvnitř jen o 20%, zatím co jim ji vody Muirova jezera srazily o plných 75 %.

„Abychom podali konečný důkaz, jak dalece je toto velmi tvrdé záření kosmického původu“ – pokračuje Millikan – „přicházejíc cele jen zvenčí a používajíc atmosféry čistě jen jako absorpčního prostředí, přešli jsme k jinému, velmi hlubokému jezeru, jež také vzniklo z roztálého sněhu, k jezeru Arrowhead, které leží v horách San Bernardino, 300 mil (asi 500 km) dále na jih a o 6700 stop (2 km) níže.“ Mezi oběma jezery, Muirovým a Arrowhead, ležela vrstva atmosféry, jejíž pohlcovací schopnost vůči novému záření se vyrovnala účinku 6 stop (1,83 m) vody. V mezích přesnosti odečítání také ku podivu naměřili v jezeru Arrowhead právě tolik ionizace, kolik jim daly vždy o 6 stop větší hloubky jezera Muirova. Je to podivuhodná shoda, jak dnes víme, čistě náhodná; ale Millikana utvrdila ve víře v nové záření. Probíhalo to všechno hezky podle plánu: k nižšímu jezeru (Arrowhead) přicházely už paprsky, které byly v porovnání s těmi, jež dopadaly na hladinu vyššího jezera (Muirova) zeslabeny dvoukilometrovou vrstvou vzduchu, rovnající se co do pohlcování (absorpce) šesti metrům vody. Když Millikan a jeho spolupracovníci měřili ionizaci v uzavřené nádobě na hladině nižšího jezera, měli, podle výpočtu, dostat přesně tolik, kolik jim vycházelo 6 stop pod hladinou vyššího jezera. Ku podivu to také dostali – skutečný div, vzhledem k tomu, co dnes víme o neobyčejně složité povaze kosmického záření.

Millikan z toho uzavírá s překotnou jistotou: „Tato měření de-finitivně dokazují, že paprsky přicházejí seshora a že místa jejich původu leží úplně mima vzdušnou vrstvu, obsaženou mezi oběma nadmořskými výškami.“ Millikanovy výzkumy tím ještě nebyly vyčerpány. Kolhörster tvrdil, že existuje určitý přednostní směr z vesmíru, odkud přichází nejvíce kosmických paprsků. Millikan a jeho spolupracovníci konali po 4 dny nepřetržitě dnem i nocí pozorování na Pikeově štítě (4310 m)( T. j. mezi nadmořskou výškou Muirova jezera 3600 m a jezera Arrowhead 1600 m) a po dva následující dny na Whitneyově hoře (4100 m), ale nezjistili nic takového.

„V mezích pozorovacích chyb prolétávají paprsky prostorem rovnoměrně všemi směry,“ soudí Millikan. Proč dostal při svých měřeních na Pikes Peaku s olověným pancéřem záporné výsledky? Vysvětluje to zajímavým způsobem, který současně objasňuje záporný výsledek můj a Haffmannův. Podle jeho názoru jsou kosmické paprsky téže povahy, jako paprsky gamma. Tedy vlnivé záření a velmi nepatrné délce vlny, elektromagnetické kmity úžasné frekvence, t. j., kde vlny následují po sobě s neobyčejnou rychlostí. Viditelné světlo je rovněž elektromagnetickým vlněním; rychlost, s jakou elektromagnetické síly kmitají v tomto světle, 400 až 750 milionů kmitů za vteřinu, se nám zdá být závratnou, ale proti vteřinovému počtu kmitů, t. zv. kmitočtu nebo-li frekvenci kosmického záření, jak je vypočetl Millikan, ještě nic neznamená: jeho kmitočet je ještě desetmilionkrát vyšší a vlnová délka desetmilionkrát menší. Odtud plyne ohromná průbojnost kosmického záření a také jiný zjev, nazvaný podle amerického fyzika, jenž jej objevil, Comptonovým zjevem, který vede k t. zv. změkčování paprsků.

Zmínili jsme se již o tom (str. 72), že paprsky gamma – a každé záření menší délky vlny, tedy i kosmické, právě tak – neionizují vzduch přímo, nýbrž prostřednictvím elektronů, které vyrazí z atomů, jež míjejí. Toto olupování atomů o elektrony jichž se, mimochodem řečeno, atomy dosti ochotně vzdávají, ježto nejsou nezbytně nutné k jich vlastní existenci – se děje různou silou. Částečně tak, že paprsek gamma spotřebuje při tom veškerou svou energii a až na malou část ji zcela přenese na vyrvaný elektron, uděliv mu tím velmi vysokou rychlost. Takový pochod, nazvaný „fatoefekt“, znamená úplný zánik paprsku gamma. Velmi často se však paprsek gamma při tomto útoku na atom nevydá z veškeré své energie; odevzdá z ní jen část elektronu, odtrženému z atomu a část jí podrží. Tím ovšem jeho energie poklesne a s ní i kmitočet, nebo-li frekvence; současně úměrně vzroste vlnová délka paprsku, paprsek změkne, stane se méně průbojným, hmota ho snadněji a vydatněji pohlcuje; to je Comptonův zjev. Elektrony při něm vytvořené mívají poměrně nízké rychlosti a nejsou s to urazit žádné velké vzdálenosti, ač-li se ovšem nepohybují v naprosto vzduchoprázdném prostoru, kde se jejich pohybová energie nestravuje ionizací molekul.

Přisoudíme-li kosmickému záření povahu paprsků gamma, potom musíme očekávat, že budou cestou ovzduším a při průchodu jakoukoliv jinou hmotou vytvářet nejen fotoelektrické elektrony a zanikat, nýbrž i Comptonovy elektrony a změkčovat se. Na Pikes Peaku bylo hodně takového změkčeného kosmického záření – proto se ionizace v elektrometru tak značně snížila už za 5 cm olověným pancéřem, že to budilo dojem, že jde jen o obyčejné paprsky gamma. Na druhé straně pak olova nebylo tolik, aby se mohl projevit úbytek původního, nezměklého kosmického záření, když je potřebí 183 cm olova k úplnému pohlcení tohoto záření, jehož tvrdost daleko přesahuje čísla, udávaná Kolhörsterem. Tím byl vysvětlen nejen záporný výsledek měření na Pikes Peaku, nýbrž i mých měření v Jáchymově a Hoffmannových v Královci. Ani já, ani Hoffmann jsme neměli dost olova.

Vycházeje stále z předpokladu, že jde o záření vlnivé, počítal Millikan délku vln kosmických paprsků. Pro nejtvrdší vypočetl 3,8 biliontiny centimetru, pro nejměkčí asi dvakrát tolik. Kmito-čet nejtvrdší složky kosmických paprsků by tedy byl dvakrát větší, než kmitočet nejměkčí složky; v hudbě říkáme takovému sledu tónů, který je ohraničen na jedné straně dvakrát vyšším tónem, než na straně druhé, oktáva. U kosmických paprsků můžeme mluvit plným právem také o oktávě, ježto v podstatě jde o tentýž zjev: výška tónu je rovněž určena jeho kmitočtem neboli frekvencí, jako energie paprsků.

Tak jako hranol rozloží bílé viditelné světlo na je. ho barevné složky, řadící se do pestrobarevného pásu, vidma nebo-li spektra, tak i různě silné vodní vrstvy jsou s to rozložit kosmické paprsky na jejich složky různé tvrdosti; vytvoří jejich spektrum, nebarevné sice a okem neviditelné, jež však přes to dovedeme propočítat. Zcela jistě by tutéž službu prokázal i olověný pancéř, ale fyzikové dají přednost vodě jezer, přírodnímu spektroskopu. Použijí jí k rozboru nového záření a téměř plných patnáct let se budou domnívat, že jsou na správné cestě a že se jim skutečně podařilo rozložit kosmické paprsky na jejich spektrum.

Svůj článek, psaný s neanglosaskou lehkostí, zakončil Millikan smělou úvahou o původu kosmických paprsků – kterou se budeme zabývat později – a podivuhodnou výzvou k psycho-logům, aby nehledali v kosmickém záření, křižujícím prostor všude kolem nás, objasnění telepatie! Článek měl v odborných kruzích velkou odezvu, která se ještě zmnožila vášnivou polemikou o právo na prvenství objevu. Jak jsem se již zmínil, mnozí odborníci začali považovat Millikana za objevitele „správných a opravdových“ kosmických paprsků. Podle nich to, co měřili Hess a Kolhörster, vůbec ani pořádné kosmické paprsky nebyly. Většinou tu stáli učenci Starého světa, hájící Hessův objev a Kolhörsterovy pionýrské zásluhy, proti badate-lům Nového světa, kteří dlouho ještě mluvili tvrdošíjně o „Millikanových paprscích“, ačkoliv, pochopitelně, Millikan sám nikdy tohoto názvu neužil. Časem se velmi rozumně přešlo na neosobní název „kosmické paprsky“, který se dnes jedině udržel.

Obě polemiky, Hoffmann-Běhounek versus Hess-Kolhörster i millikanovců a hesso-Kolhörsterovců důkladně proventilovaly vědecký problém, který zdánlivě usnul a byl odložen „ad acta“. Byly neobyčejně užitečné v tom směru, že ukázaly? jak málo toho vlastně o kosmických paprscích víme a co všechno je potře-bí k jejich objasnění ještě udělat. Od té doby se datuje netušený rozvoj prací o kosmickém záření; jejich počet rostl lavinovitě rok od roku, ježto čím více fyzikové do problému vnikali, tím se jim zdál složitějším, záhadnějším a neobjasnitelnějším.

Ještě dnes s ním nejsme hotovi a kdo ví, na co všechno se při jeho zkoumání ještě nepřijde!

Zmínil jsem se obšírněji o „boji o kosmické paprsky“, jak to činí i odborná díla; uvedl jsem i záporné práce, popírající existenci kosmického záření; patřily by do podrobné a pro širší kruh čtenářů méně zajímavé historie vědy, nebýt toho, že se staly signálem k novému útoku na problém. Jsou typickým dokladem toho, že ve vědeckém bádání i negativní výsledek může mít svou podnětnou cenu. Jsou rovněž názorným obrazem spletité a křivolaké cesty za vědeckým problémem; a konec konců potvrzuji plně výrok velikého filosofa, že ze srážky opačných mínění vytryskne jiskra pravdy.

7. V jezerních tůních

Hess a Kolhörster sice také sdíleli názor, že kosmické paprsky jsou téhož druhu, jako paprsky gamma radioaktivních látek – od nichž se liší jen svou krátkou vlnou a vysokou energií – ale nikdy jej nevyslovili ani neprokázali tak důrazně a přesvědčivě, jako Millikan. Jeho výklad se přijal ve vědeckém světě jako samozřejmý a dlouho se o něm nediskutovalo; časem však se nahromadil proti němu tak závažný pokusný materiál, že nezbylo než přikročit k jeho revisi. Kosmické paprsky z ní vyšly s hodně změněnou tváří, když byly před tím po nějaký čas měnily svou podobu jako Proteus. Po léta se však s nimi pracovalo na podkladě jednoduchého názoru, že jde o vlnivé záření neobyčejně vysoké frekvence, jak to vyslovil Millikan v roce 1926. Ještě roku 1932 praví Regener, jehož pokusy nemálo přispěly k počáteční etapě výzkumu kosmických paprsků: „Držím se pevně vlnového pojetí Hessových paprsků.“ Mohlo jít také o velice rychlé elektrony, kosmické paprsky beta, vnikající z vesmíru do naší atmosféry: ale pokud byl fyzik při výzkumu tohoto tajemného záření odkázán jen na měření ionizace, jím způsobené, měl věru jen slabou možnost správně rozpoznat jeho povahu. Vinno je neosobní chování paprsku gamma a všech krátkovlnných paprsku, jim podobných. Neionizují přímo, činí to prostřednictvím elektronu, které odervaly od atomu a proměny v rychlé paprsky beta. Jak potom měl fyzik poznat, jestli ionizace v uzavřené nádobě – ta její část, kterou mohl s klidným svědomím přičíst účinku kosmických paprsku – byla způsobena prvotními paprsky beta, které přilétly z vesmíru, anebo druhotnými paprsky beta, jež vlnivé kosmické záření teprve vyrobilo v nádobě samotné z jejích stěn a z plynu, v ní uzavřeného?

Domněnka, že by mohlo jít o primární elektrony velmi vysoké rychlosti, jakési „paprsky ultra-beta“ se zdála být dosti odvážnou. I velmi rychlé paprsky beta, vyzařované radioaktivními prvky, letící s rychlostí, která je až na nepatrný zlomek procenta rovna rychlosti světla – nejvyšší přípustné rychlosti ve vesmíru nejsou s to proniknout několika milimetry olova. Bylo by myslitelné, že další vzrůst rychlosti, jenž by už mohl být jen velmi nepatrný, by byl s to jim propůjčit schopnost prorazit téměř dvoumetrovým olověným pancéřem? To vypadalo dosti nepravděpodobně.

Vynikající anglický fyzik C. T. R. Wilson, jemuž děkujeme za fotografie drah neviditelného záření, zde nalezl východisko. Primární kosmické paprsky jsou velmi rychlé paprsky beta, které se ve styku s hmotou mění v paprsky gamma – velmi tvrdé, schopné projít mocným pancéřem. Tento pochod je u paprsku beta známý a je to vlastně obrácený fotoefekt, o němž jsme se již zmiňovali. Při fotoefektu přejde energie paprsku na elektron, odervaný od atomu; zde naopak elektron je atomem pohlcen a vykřeše z něho paprsek gamma, světelnou energii. Odkud se však berou kosmické paprsky beta? Podle Wilsona to vůbec žádné kosmické paprsky nejsou; rodí se v naší atmosféře při bouřích. V bouřkovém mraku existuje napětí mnoha set milionů voltů, jež je s to elektrony, stále ve vzduchu vznikající, uvést do velmi rychlého pohybu a proměnit je v paprsky beta; je to stejný pochod, jaký se odehrává v Röntgenově trubici či lampě, jen na-pětí je tu tisíckrát větší. V Röntgenově lampě se vypuzují napě-tím mnoha tisíc voltů elektrony z kovu, ty pak přecházejí pod účinkem tohoto napětí ve velmi rychlý pohyb a dopadnuvše na kovovou destičku, která je jim postavena do cesty, jsou prudce zabržděny a vylučují z destičky Röntgenovy paprsky. Totéž se podle Wilsona děje v přírodě v ohromném měřítku za bouře; kovovou destičku zde zastupuje ovzduší a zemský povrch, Röntgenovy paprsky velmi tvrdé záření gamma, popisované jako „kosmické paprsky“. Nechť se nikdo nedomnívá, že by to byl poměrně vzácný zjev, poněvadž u nás přicházejí bouřky po-měrně zřídka a jen v určité roční době. Podle neúplné statistiky, jejíž kontrole unikají rozsáhlé neobydlené plochy zeměkoule, probíhá na povrchu naší Země za rok na 100 milionů bouřek a každou vteřinu na něj dopadá na 100 blesků; paprsky gamma, vyloučené v určitých místech zemského povrchu, by se rozptýlily v atmosféře tak, že bychom je prakticky našli všude, i tam, kde bouřku už dávno neměli.

Wilsonův názor o původu kosmických paprsků způsobil celkem jen malý dojem; fyzikové byli úplně pod dojmem Millikanova sdělení a zatím nikoho nenapadlo o vlnivé povaze kosmických paprsků pochybovat. Příroda nabízela nic nestojící spektroskopy v podobě horských jezer a tak je několik příštích let ve znamení vodních měřeni. Elektrometry nejrůznějších konstrukcí a později i počítací trubice se ponořují do jezerních tůní i do mořských hlubin. Měří se v rostoucích hloubkách a elektrometr se buď přímo odečítá před spuštěním a po vytažení, anebo je opatřen zvláštním zařízením, které samočinně zaznamenává jeho údaje pod vodou. Z těchto údajů se sestaví křivka, znázorňující, jak ubývá ionizace v uzavřené nádobě s hloubkou pod hladinou, rozebírá se a odvozují se z ni absorpční koeficienty jednotlivých složek kosmického záření – stále za předpokladu, že je to záření vlnivé. A konečně se z těchto koeficientů počítá i vlnová délka složek kosmického záření, a tím je spektrální rozbor dokončen. To už se pak ovšem extrapoluje, t. j. předpokládá se, že vztah, který platí mezi délkou vlny obyčejných paprsků gamma – kontrolovanou jiným způsobem, než absorpcí – a absorpčním koeficientem lze přenést i na záření daleko pronikavější a o mnohem kratší vlně, t. j. na kosmické paprsky.

V letech 1926 až 1934 byla provedena celá řada takových „vodních“ spektrálních rozborů kosmických paprsků. Měřilo se v Oněžském jezeře, na Krymu, v kordillerských horských jezerech, v kašmírském jezeře Konsar Nag 3700 metrů nad mořem, v Mazurských jezerech, v Bodamském jezeře; měřilo se v polárním moři u Nové Země, v Severním moři, v Adenském zálivu a v Atlantiku.

Millikan a jeho spolupracovníci, Cameron, Bowen a Neher, mající k disposici bohaté fondy amerických vysokých škol, před-cházeli v těchto pracích velkorysým způsobem provádění; Millikan nadto i předstihoval ostatní badatele bystrými a odvážnými výklady získaných výsledků. Na severní polokouli již měřili – v Koloradských horách – a proto se odebrali nyní pod rovník, proměřit kosmické paprsky na jižní polokouli. Millikan se domníval, že tím rozhodne otázku o podstatě primárního kosmického záření: je-li to vlnivé záření, podobné paprskům gamma, „paprsky ultra-gamma“, jak se jednu dobu říkalo, nebude mít na ně zeměpisná poloha žádného vlivu; budou mít stejnou intensitu, ať jsou měřeny na kterémkoliv místě zemského povrchu. Jsou-li to však paprsky beta, velmi rychle letící elektrony, potom musí podlehnout zemskému magnetickému poli. Každý elektrický paprsek vytváří kolem sebe magnetické pole a podléhá proto každému cizímu magnetickému poli (kap. 10). Tento vliv se projeví v deformaci dráhy paprsku; byla-li původně, než paprsek vnikl do magnetického pole, přímočarou, změní se v křivku, v uzavřený kruh, nebo v otevřenou spirálu, jež bývá i prostorově zakřivena ve svém celkovém směru.

Země je obrovským magnetem, jehož póly se dosti značně odchýlily od pólů zeměpisných, kterými prochází osa zemského otáčení; a byť i intensita magnetického pole zemského nebyla příliš značná, je zase rozsah celého pole tak veliký, že by mu musil podlehnout i velmi rychlý paprsek. Elektrické paprsky, pronikající naší atmosférou, by se musily stáčet k oběma magnetickým pólům a rozhodně by se musil projevit rozdíl mezi intensitou, jakou měly v koloradských horách, přibližně mezi 34. a 39. severní rovnoběžkou a tím, co pro ně Millikan naměří v bolivijských jezerech na 17° jižní zeměpisné šířky. Sleduje také další cíle; jde mu o to, změřit intensitu kosmických paprsků v úrovni mořské hladiny, na dně atmosféry; chce přezkoumat Kolhörsterovo tvrzení o vlivu Mléčné dráhy – tvrzení, které má právě tolik přívrženců, jako odpůrců – a zejména chce porovnat absorpční křivky, které obdržel v jezerech Koloradských hor, s těmi, jež mu dají vody Andských jezer.

Vezli s sebou 4 elektrometry a měřili pilně, střídajíce se dnem i nocí, po celou plavbu z kalifornského Los Angeles do peruánského přístavu Mollenda.

Cestou zažili prudkou tropickou bouřku, ale vlákna elektrometru se jí nijak nedala rušit ve svém obvyklém pohybu. Nesouhlasilo to s Wilsonovou teorií, že se kosmické záření rodí v blescích, ale Millikan se tímto jediným důkazem nespokojil. Z jezer, ležících vysoko v Andách, si vybral jedno – jezero Miguilla – odstíněné vysokými horami dokonale od vlivu elektrického pole atmosféry. Žádná bouřka se nemohla uplatnit nad hladinou tohoto nevelkého jezera o rozměrech 600 x 200 metrů, hlubokého necelých 40 m.

Karavana mulů, vedených míšeneckými peony, dopravila všechna zavazadla po horských stezkách k jezeru, ležícímu ve výši 4570 metrů. Z přivezeného dříví zhotovili vor a vyjeli s ním opatrně do středu vodní plochy, kde ho zakotvili. Spouštěli elektrometry pod hladinu a zanášeli jejich údaje do křivky, znázorňující, jak ubývá záření s hloubkou. Prostudovali vliv prvních pěti metrů vody, když dva z přístrojů utrpěly nenapravitelné poškození. Poněvadž zamýšleli ještě další měření v údolích a na jezeře Titicaca, upustili od nových ponorných pokusů a odebrali se na jiné působiště.

Titicaca, staroslavné jezero Inků, jejichž rozbořená svatyně na jednom z ostrovů jezera dodnes připomíná milionový národ, vyhubený hrabivostí bělochů, je největším horským jezerem světa. Leží sice níže než jezero Miguilla, v nadmořské výšce 3820 m, ale je neobyčejně hluboké – 272 m v největších tůních – a neoby-čejně dlouhé – 190 kilometrů – zaujímajíc plochu plných 6800 čtverečních kilometrů.

Sytí je horské bystřiny, vznikající z ledu a sněhu a nebylo tedy obav, že by obsahovalo radioaktivní prvky. Jeho velké hloubky nemohl Millikan využít, i kdyby chtěl obětovat oba zbylé elektrometry; nebyly stavěny na to, aby odolaly většímu vnějšímu přetlaku, který by v daném případě rostl o atmosféru na každých 10 metrů ponoru. Millikanovi konec konců zatím o taková hluboká měření nešlo; chtěl zjistit, kolik iontů ukážou jeho elektrometry na hladině jezera, jehož nesmírné spousty vod jistě dokonale odstíní všechno zemské záření. Pro kosmické záření mu zde vyšlo 4,6 iontu/ccm. vteř., na Pikes Peaku v Koloradských horách naměřil 5 iontů ve výšce 4300 metrů a na jezeře Miguilla 7,74 iontu v nadmořské výšce 4600 metrů. Všechny tři hodnoty se hezky zařadily na prodlouženou křivku dřívějších (absorpčních měření. Potíraly zcela rozhodně výsledek, jejž získal a uveřejnil nedávno W. F. G. Swann podle měření, provedených rovněž na Pikes Peaku.

Byl neobyčejně nízký a přičítal v této značné výšce kosmickým paprskům jen 0,75 iontu/ccm. vteř.

Millikan si tak nápadný rozdíl nedovedl vysvětlit; že se Swann nedopustil při měření žádných chyb, tím si byl jist – Swann pocházel z elitní Yaleské university, která vychovává dobré fyziky (Jedním z profesoři fyziky zde byl A. Kovářík, americký Čech, známý radiolog.) Až po letech vysvětlily další pokusné práce příčinu Swannova odchylného výsledku. Měřil ionizaci v železné nádobě kulového tvaru, jejíž stěny byly plný coul silné, aby snesly velký vnitřní tlak vzduchu, 73 atmosfér. Tím si sice neobyčejně rozmnožil ionty, vytvářené každým kosmickým paprskem a mohl tak dosáhnout mnohem větší citlivosti měření, ale o tuto výhodu přišel tím, že nedal elektrodě, nesoucí vlákna elektrometru, dosti velké elektrické napětí. Tak se stalo, že se valná většina iontů, vytvořených v nádobě, nedokázala prodrat k elektrodě, a neodevzdala jí svůj náboj; ionty se sloučily po cestě mezi sebou, vždy kladný se záporným, utvořily neutrální elektricky nenabité – molekuly a jejich náboje vyšly nazmar. Od-borně se takovému proudu iontů, z něhož nedospějí všechny ionty na příslušné elektrody a vybijí se cestou mezi sebou, říká „nenasycený proud“. Swann změřil jen malou část iontů, v nádo-bě vzniklých, ostatní měření unikly – odtud jeho nízký výsledek.

Millikan ostatně nad rozdílem svých a Swannových měření mnoho nedumal. Bolivijská měření mu dala řadu výsledků, v nichž viděl další oporu svého tvrzení, že kosmické paprsky jsou téže vlnivé povahy;. jako paprsky gamma. Především ponorná měření, provedená v jezeře Miguilla do hloubky 5 metrů, báječně zapadla do křivky, kterou odvodil z měření koloradských; dále měření na témž jezeře, odstíněném proti bouřkám, dala tytéž výsledky, jako měření předloňská na kalifornských jezerech, ničím nechráněných proti bouřím. Bouřky nebyly původcem kosmických paprsků, to bylo jisté a tyto paprsky také nemohly být elektrickými částicemi, jako paprsky beta, když na ně nemělo zemské magnetické pole žádný vliv. Konečně tu byl ještě tajemný vliv Mléčné dráhy, jemuž Kolhörster přičítal 15% ní zvýšení intensity kosmických paprsků, když měřil na Panně, 3550 metrů nad mořem. Millikan se uchýlil se svými spolupracovníky do hlubokého údolí cínových dolů caracolských. Leželo v nadmořské výšce 4620 metrů a vysoké skály, které se tyčily jako nevlídná zeď po obou jeho stranách, odstiňovaly je po plných 5 hodin denně od paprsků Mléčné dráhy. Výsledek třídenního měření, konaného ve dne v noci, byl zcela záporný; Mléčná dráha nepřidala kosmickému záření ani tolik, co by v elektrometrech zvýšilo ionizaci o jednu jedinou poctivou desítinu iontu.

Millikan počítá z ionizačních křivek, získaných v koloradských jezerech a v jezeru Miguilla absorpční koeficienty záření; není pochyby, toto záření „tvrdne“ tou měrou, jakou se prodírá většími spoustami vody. Je to pochopitelné, ježto měkčí paprsky se cestou úplně pohltí a jen pronikavější se dostanou dále. Těsně nad hladinou horských jezer se uplatňuje ještě nejměkčí část spektra kosmických paprsky, ta, kterou charakterizuje absorpční koeficient 0,30 pro metr vody – což znamená, že centimetrová vodní vrstva pohltí z těchto měkkých paprsků 0,3 proc.; v hloubce několika metrů už se objevuje jen tvrdá složka záření o absorpčním koeficientu 0,18 pro metr vody; z té zadrží centimetrová vodní vrstva jen 0,18%. Při všech těch výpočtech přepočítává Millikan vliv atmosféry na vodu; klade rovnítko mezi absorpční účinek plynu a kapaliny a dosazuje za hloubku celé atmosféry, od jejího vrcholu až k jejímu dnu, dotýkajícímu se mořské hladiny, 10,33 metrů vody.

Počítá také, kolik iontů je kosmické záření s to vyrobit ještě nad mořskou hladinou, když ho zeslabil průchod celou atmosférou, obklopující Zemi; vychází mu 1,4 iontu/ccm. vteř. Počítá také, jak silnou ionizaci vzbudí toto záření na samé hranici atmosféry, kam přichází ze světového prostoru v plné síle, neoslabeno ještě průchodem hmotou. Vyjde mu 75 iontů/ccm. vteř., zcela nesprávné číslo, jež pozdější přímá měření v těsné blízkosti vrcholu ovzduší daleko převýší. Navazuje na své výsledky smělé úvahy o původu kosmických paprsků, ale před tím ještě doplňuje svá měření v kalifornských horských jezerech s novými typy elektrometru do hloubky 70 metrů.

Dal elektrometrům kulový tvar, aby lépe snesly vnější i vnitřní přetlak; plní je vzduchem, stlačeným až na 30 atmosfér a zvyšuje tím jejich citlivost čtrnáctkrát. Ačkoliv je spustil do třikrát větší hloubky, než dříve, nalézá tu stále ještě vliv kosmických paprsků; paprsky ustavičně tvrdnou. Pod dvacetimetrovým vodním pancéřem měly absorpční koeficient 0,18, nyní, pod sedmdesátimetrovou vodní clonou kleslo toto číslo na 0,028, paprsky jsou téměř sedmkrát pronikavější! – Jejich energie ohromně stoupla a nic než rozpad a budování nových atomů není podle Millikana s to dodat zdroj paprsků o tak neobyčejně vysoké energii.

Spektrum paprsků se rozšířilo z jediné oktávy na tři a počet složek vzrostl z jediné původní na dvě a potom na čtyři, ale nejsou to ostré spektrální čáry, jaké ukazuje na př. spektroskop při rozkladu viditelného světla žhoucích prvků, jsou to celé pásy mnoha vlnových délek, řadící se kolem určité délky střední. Ze všech míst světového prostoru dopadá toto záření na povrch naší Země, přinášejíc jí asi 1/10 té energie kterou na ni vrhá světlo všech hvězd, vypočetl Millikan.

Stuttgartský fyzik Erich Regener postavil kosmickým paprs-kům do cesty daleko větší překážku než Millikan se spolupracovníky. Vybral si k svým měřením dvousetpadesátimetrovou tůň Bodamského jezera, 4 až 5 kilometrů dlouhou a 11,2 kilometru širokou, ležící téměř uprostřed trojúhelníku, jehož vrcholy tvoří přístavy Immenstaad, Friedrichshafen a Romanshorn. Ve hloubkách, do kterých chtěl své přístroje spustit, nemohl očekávat žádnou velkou ionizaci a musil proto vystavit účinku těch kosmických paprsků, které tam ještě proniknou, velké množství plynu. Na druhé straně však nemohl volit uzavřenou nádobu příliš velkou, ježto by byl jednak dostal značnou vlastní aktivitu přístroje – poměrně silné záření stěn – jednak by byl přístroj, jejž chtěl obklopit vrstvou zaručeně neradioaktivní vody, nabyl příliš velkých rozměrů. Uchýlil se proto k stlačenému kysličníku uhličitému – jenž už sám sebou poskytuje větší ionizaci, poněvadž. je těžší, než vzduch a do starého válce od Dieselova motoru nahustil tento plyn kompresorem pod tlakem 30 atmosfér; před tím ovšem dal vnitřek válce pečlivě vyzinkovat, aby snížil záření jeho stěn na nejmenší míru. Poněvadž válec sám měl objem 33,5 litru, pracoval za takových poměrů, jako kdyby měřil ionizaci v nádobě o objemu 1000 litrů, naplněné kysličníkem uhličitým o normálním tlaku jedné atmosféry.

Za těchto okolností nepotřeboval žádný zvláště citlivý elektrometr a mohl s úspěchem použít jednovláknového elektrometru vlastní konstrukce. Platinové vlákno, jen 2-3 tisíciny mm silné, bylo horním koncem připevněno k přečnívajícímu kraji kovové tyčinky, jejíž dolní konec nesl krátké příčné rameno a elektrodu, procházející jantarovou zátkou a zasahující hluboko do válce se stlačeným plynem. Příčné rameno tvořilo nosič smyčky z křemenového vlákna, k jehož středu byl upevněn dolní konec svislého platinového vlákna elektrometrického. Jestliže dostala tyčinka náboj, rozdělila se o ně s platinovým vláknem a poněvadž dvě shodné elektřiny se vždy odpuzují, odpudila je od sebe. Vlákno se prohnulo, jsouc podporováno pružností křemenové smyčky, k níž byl upoután jeho dolní konec, ve své snaze dostat se co nejdále od souhlasně nabité tyčinky.

Tou měrou, jakou potom tyčinka pozbývala svého náboje pod vlivem iontů, vybíjejících se na elektrodě s ní spojené, přicházelo o něj i vlákno a zvolna se vracelo ze zakřiveného tvaru do své původní přímočaré podoby.

Regener byl připraven, že měření budou dlouho trvat – sku-tečně také ponechával později přístroj v největší hloubce plných 6 dnů – a nemohl tedy použít přímého odečítání elektrometru před spuštěním a po vytažení přístroje. Musil fotograficky zaznamenat jednotlivé polohy elektrometrického vlákna a to normálně znamenalo přidat k elektrometru dosti objemnou fotografickou komoru se silným hodinovým přístrojem k pohonu filmu. Pomohl si z nesnází pevnou fotografickou deskou, na kterou promítl vlákno elektrometru, osvětlené se strany tak, že se jevilo jako zářící čára na temném pozadí. Tím se vyhnul pohybu fotografického filmu a zužitkoval celou šířku desky, jejíž citlivá vrstva podlehla účinku světla vždy jen v tom místě, kam dopadl promítnutý obraz zářícího vlákna. Odpadly složité, drahé a objemné registrační komory; nahradila je jednoduchá kaseta na desku, kapesní žárovka a malý budíček, jenž zapínal v určitých intervalech na krátkou chvíli proud ze suché baterie do žárovky.

Vodu z Bodamského jezera sice prozkoumali v Regenerově la-boratoři na radioaktivitu, ale Regener přesto k ní neměl důvěru; konečně mohla mít docela jiný obsah radioaktivních látek ve velké hloubce, nedaleko dna jezera.

Aby její záření nerušilo měření, vložil Regener přístroje do velikého kotle, naplněného zaručeně neaktivní vodou. Ve čtyřech rozích kotle byly upevněny válcové plováky, dodávající mu dostatečný vztlak, aby se mohl vynořit z hlubin, jakmile bude uvolněna kotva, jež ho poutala k jezernímu dnu. Vedlo od ní lano až k pestré bóji, plovoucí na hladině jezera, jež svou polohou označovala místo, kde byl přístroj zakotven.

Před spuštěním do jezera dostal elektrometr elektrický náboj a s ním musil potom vystačit po celou dobu, kterou strávil pod vodou; ale nejen to, náboj sám, jehož počáteční napětí převyšovalo 600 voltů, nesměl klesnout pod napětí 300 voltů, ježto potom by už přestal být elektrický proud v přístroji „nasyceným“, t. j. všechny ionty by neodevzdaly svůj náboj elektrodám, nýbrž část jich by o něj přišla tím, že by se sloučila s iontem opačně nabitým dříve, než by dospěla na elektrody. Po vytažení přístroje se fotografická deska vyvolala – a to býval okamžik vrcholného napětí. Dokud se na ní neobjevily ostré, rovnoběžné čárky, obrazy různých poloh vlákna, odpovídající různým časovým stavům jeho náboje, nebylo žádné jistoty, zda se práce podařila.

Všelicos se mohlo stát, když dlel přístroj nekontrolován v hlubinách jezera a práce mnoha dnů mohla vyjít nazmar. Po vyvolání desky se drobnohledem přesně proměřily vzdálenosti jednotlivých obrazů elektrometrického vlákna, z nich se vypočetlo elektrické napětí, odpovídající každé poloze a z časového úbytku elektrického náboje vlákna konečně vyšla ionizace uvnitř válce se stlačeným kysličníkem uhličitým. Čísla, která ji udávala pro různé hloubky přístroje, se nanesla na milimetrový papír jako souřadnice, druhý sled souřadnic tvořily hloubky přístroje; průsečíky obou souřadnic daly jednotlivé body, jež se řadily do křivky, znázorňující, jak klesá ionizace uvnitř nádoby s její hloubkou. Ale nebylo ani potřebí kreslit křivku, stačil jediný pohled na fotografické desky, položené. pod sebe tak, jak šly za sebou jednotlivé hloubky přístroje; vzdálenost čar na každé desce mluvila jasnou řečí; na desce z hloubky 47,8 metru je dělily od sebe ještě široké mezery a deska byla jimi řídce čárována, na desce z hloubky 167,8 metru už se obrazy vlákna srazily k sobě a kryly desku hustou řadou rovnoběžných čar – zde už bylo kosmické záření tak zeslabeno, že vyrábělo v plynu nádoby jen málo iontů, vybíjejících elektrometr jen velmi pomalu; ale stále ještě ležely čáry dále od sebe, než na desce z největší hloubky 230 m, kde se téměř zdály splývat dohromady.

Zde už bylo kosmické záření tak zeslabeno, že bylo s to podle Regenerova výpočtu vytvořit jen několik setin iontu v ccm za vteřinu, padesátkrát až stokrát méně, než na hladině jezera.

Millikan se zastavil se svými měřeními v 73 m hloubky; ale jak dokazoval Regener ze své křivky, tam ještě měřil měkké složky záření, k nejtvrdší se nedostal. Ta se začíná projevovat samojediná teprve pod osmdesátimetrovým vodním pancéřem; potom už je záření stejnorodé a tvoří je jen tato nejtvrdší složka, jejíž koeficient absorpce ve vodě vypočti Regener na 0,019 pro metrovou vrstvu, číslo ještě značně nižší, než 0,028, jež odvodil Millikan pro nejtvrdší paprsky svého spektra.

Regener považuje svou křivku za spektrum vlnivých paprsků, „ultra-gamma“; nejtvrdší z nich mají energii, která nechává dale-ko za sebou energii nejpronikavějších paprsků gamma radioaktivních látek a jejich vlnová délka se scvrkla na mizivě malé číslo tří setin z biliontiny centimetru. Co může být zdrojem záření tak neobyčejně vysoké energie? Regener počítá, který atomický pochod by mohl dodat takovou energii a vychází mu, že jedině úplné vy, záření heliového atomu, úplná proměna jeho hmoty v paprsky, by byla s to poskytnout energii v tak značném množství.

8. Létající roboti

Od počátku výzkumu kosmického záření byli si fyzikové vědomi, že to, co k nim pronikne na povrch Země a co studují svými přístroji, ať již ve vědeckých ústavech, anebo v laboratořích, improvisovaných v horách pod širým nebem, jsou paprsky hodně už změněné průchodem atmosférou. Ohromný vzdušný obal naší planety na ně působí jako filtr neznámých vlastností; pohlcuje je, rozptyluje, mění je a představuje nám je s tváří pravděpodobně valně se lišící od té, kterou si přinášejí z vesmíru.

Bylo těžké správně odhadnout teoreticky jen podle výpočtů, provedených u stolu, co všechno se s kosmickým zářením při průchodu atmosférou děje.

Kdyby šlo o obyčejné, viditelné světlo, byly by poměry daleko jednodušší; zde však se zřejmě jednalo o paprsky, obdobné s radioaktivním zářením, o nichž se fyzikové z praxe přesvědčili, že mají podivuhodné vlastnosti. Oba druhy záření, elektrické paprsky beta i vlnivé paprsky gamma, jsou s to měnit se a přecházet jeden v druhý, jak už o tom byla zmínka. Jsou s to vytvářet vždy sekundární záření opačného druhu. Paprsek beta při setkání s hmotou se „mění“ v paprsek gamma a naopak; paprsek gamma se může „proměnit“ buď úplně, anebo jen částečně: muže se ubírat dále světovým prostorem s poněkud menší energií v průvodu paprsku beta, k jehož vytvoření použil část své energie. Uvidíme později, že ta změna může být doslovná a nejen názorným označením s uvozovkami, jak tohoto výrazu zde používáme. Paprsek beta se může zcela vyzářit a paprsek gamma se zase může v pravém slova smyslu proměnit v elektřinu, v paprsek beta, a oba ty pochody mohou proběhnout bez jakékoliv účasti atomových elektronů, jichž bývá jinak zapotřebí, má-li paprsek beta vytvořit sekundární paprsek gamma, anebo paprsek gamma sekundární paprsek beta či více takových paprsků.

Tyto pochody naštěstí nebyly před 18 lety ještě, známy, ale i tak byla už otázka kosmických paprsků dosti složitá. S jakou intensitou přicházejí z vesmíru do naší atmosféry? Co se s nimi děje při průchodu atmosférou? Zeslabují se podle zákonů, platných pro jednosměrný dopad, anebo se začne rozptyl atmosféry uplatňovat hned na její hranici, kde je ještě nesmírně zředěná a je nutno počítat jejich další zeslabování podle zákonů, platných pro paprsky, přicházející se všech stran? Jak se sytí při pronikání vzdušným obalem zemským sekundárními paprsky a jak se to projevuje v jejich místní intensitě, t. j. v intensitě, kterou vykazují v určitých výškách nad zemským povrchem, anebo, ještě lépe řečeno, v ovzduší určitého tlaku?

Z počátku šlo jen o jedinou otázku, jak se mění v atmosféře intensita kosmických paprsků s nadzemskou výškou, ty další k ní přistupovaly průběhem výzkumu a jeho zpracování. O to také šlo Millikanovi a jeho spolupracovníkům, když se po skončení prvé světové války rozhodli přezkoumat a doplnit výšková měření evropských fyziků, Hesse a Kolhörstera. Neměli v úmyslu podniknout přímý let, ježto si tehdy od něho nemohli mnoho slibovat: v r. 1920 ba i později byly stratosférické letouny pouhým ideálem konstruktérů – po pravdě řečeno jsou jimi snad dodnes. Meteorologové přišli už dávno na to, jak získat potřebná data o tlaku, teplotě a vlhkosti nedostupných vrstev atmosféry. Zavěsili lehké, samočinně zapisující přístroje buď na draka ovšem draka zcela odlišné konstrukce, než je ten, s nímž se prohání na podzimních strništích naše mládež – anebo na malé balónky, jež průběhem času dostaly jméno „registrační“ – ježto nesly registrující, zapisující přístroje – po případě „pilotní“ – podivný paradox, vzhledem k tomu, že žádného pilota nenesly a že je nikdo neřídil (Název „pilotní“ pro tyto balóny pochází nepochybně odtud, že je vypouštěli piloti volných balónů před startem, aby z jejich letu zjistili směr větru ve větších výškách.), – či konečně „sondážní“, poněvadž svými přístroji sondují atmosféru jako plavec, ohledávající hloubku mořského dna olovnicí. Draci bývají uvázáni na tenkých drátěných lanech a mohou být kdykoliv staženi zpět i s přístroji, na ně zavěšenými; v tom byly ve výhodě proti registračním balónkům, unikajícím dozoru jakmile byly vypuštěny.

Drak za to nebyl s to dosáhnout takových výšek, jako balónek, (Největší výška, dosažená upoutanými draky, se udává na 7500 m n. mořem.) který v některých případech vystoupil s lehkými meteorologickými přístroji až do nadmořské výšky 33 kilometrů – 33 000 metrů. S rostoucí výškou roste uvnitř balónku tlak plynu, zpravidla vodíku, jehož nosnost je větší, než všech ostatních lehkých plynů; balónek, původně naplněný jen zčásti, se zaobluje, dostane kulový tvar a nakonec už jeho stěny další tlak nesnesou a balónek praskne; v tom okamžiku se rozvine lehký padák, k němu připoutaný a snáší se pomalu s proutěným košíčkem, v němž jsou přístroje, k zemi. Nestane-li se obětí nějakých přízemních vzdušných vírů, přistane zpravidla lehce a v hustě obydlených krajích je brzy nalezen a podle poukazů, napsaných na připojeném lístku, za odměnu odevzdán úřadům, po případě přímo vědecké laboratoři, které náleží.

Dva roky trvala Millikanovi a I. S. Bowenovi příprava vhodných přístrojů; musily být tak lehké, aby je unesly dva balóny mající jen 95 cm v průměru, když byly naplněny; jeden z nich byl plněn vždy o něco více a ten potom v určité výšce praskl, zatím co druhý, méně plný, vydržel a snesl přístroje dolů namísto padáku. Po různých nezdařených pokusech byly z oceli 0,3 mm silné zhotoveny elektrometry tvaru válce, jen 15 cm vysoké. Uvnitř válce visela na křemenové tyčince vlákna Wulfova elektrometru, jejichž stín byl promítán světlem oblohy, vcházejícím do přístroje neobyčejně jemnou štěrbinou; dopadal skrz jinou, širší štěrbinu, vyříznutou v opačném místě válce, na kruhový fotografický film, připevněný na bubínek, který byl poháněn perem lehkého hodinového stroje; bubínek – a s ním i film – se otočil jednou kolem dokola za necelých sedm hodin a stíny vláken elektrometru vytvořily na filmu dva bílé pásy, jejichž vzájemná vzdálenost v tom kterém místě byla měrou rozestupu vláken a tím i elektrického napětí elektrometru. Ze změn napětí a elektrické kapacity přístroje se potom obvyklým způsobem (kap. 2.) vypočetl časový úbytek náboje elektrometru, a ze známých časů a změřeného objemu nádoby nakonec i ionizace v objemové jednotce za jednotku časovou.

Elektrometr nebyl jediným přístrojem, jejž balóny nesly; do malého bubínku, v němž byl uložen hodinový stroj s filmem, byl zamontován také kovový teploměr a kapalinový tlakoměr. Teploměr byl zhotoven ze dvou kovových stuh, Položených na sebe a sletovaných podle hran dohromady. Každá stuha byla z jiného kovu a různá tepelná roztažnost obou kovů měla za následek, že se stuha, stačená do cívky, při změnách teploty kroutila a tím uváděla do pohybu jemnou ručičku, jejíž stín se promítal podobným způsobem, jako stín elektrometrických vláken, na druhý film. Zanechal na něm ostrou a jasnou stopu, jejíž vzdálenost, měřená odstínu pevné ručičky, udávala teplotu. Tlakoměr tvořila velmi krátká trubička tvaru U na jednom konci uzavřená a naplněná kapalinou, jejíž jméno autoři neudali; pohyb hladiny kapaliny v jednom rameni měl být rovněž promítán na film, ale v článku, který Millikan a Bowen uveřejnili o svých měřeních ve „Physical Review“ v dubnu 1926, není ani obrázek, ani popis tlakoměrného záznamu. Obvykle to bývá velmi důležitý zápis, z něhož se vlastně počítá výška, balónem dosažená, ale autoři se bez něho mohli obejít. Vypouštěli své registrační balónky na vojenském cvičišti Kelly Field nedaleko San Antonia v Texasu a důstojníci návěštní služby (U. S. Signal Cops) proměřovali úhlovou výšku balónků od okamžiku startu až k nejvyššímu bodu jejich dráhy současně se dvou různých míst teodolity. Ze změ-řených úhlů a známé vzdálenosti teodolitů lze potom výšku balónků vypočíst; tato metoda je rozhodně přesnější, než údaje miniaturního tlakoměru, jejž do svého přístroje zamontovali.

V zimě roku 1921/22 skončili Millikan a Bowen všechny přípravy; měli 4 elektrometry, z nichž každý i s hodinovým strojem, s teploměrem a tlakoměrem, tedy kompletní přístroj, vážil pouze 190 gramů. Balónek sám vážil 300 gramů, zbytek výstroje – hedvábné provázky, instrukce nálezci a pod. asi 30 gramů. Přístroj byl připevněn na dva balónky, z nichž každý byl naplněn vodíkem na přibližnou nosnost 550 gramů; celé zařízení dohromady vážilo jen 825 gramů. Na jaře 1922 odnesli své přístroje do Kelly Fieldu a za vhodného počasí je vypustili jeden po druhém; jeden se navždy ztratil, tři dostali zpět z míst, asi 80 mil (130 km) vzdálených.

O jednom z přístrojů se nezmiňují, druhý dosáhl nejvyšší výšky 11,2 km a třetí dokonce 15,5 km. Záznam teploty vyšel na filmu dobře, ačkoliv teploměr nebyl patrně dosti citlivý; sestavili z něho křivku, udávající, jak se teplota měnila během letu. Tato křivka se stala později jedním z hlavních podnětů přímého letu lidí do stratosféry. Celý let balónů, nesoucích přístroj, jehož data uveřejňují ve svém článku, trval 191 minut; balón stoupl za každou minutu o 130 metrů a v nejvyšším bodě 15.500 metrů klesla teplota na 60 stupňů pod nulou Celsiova teploměru. Mělo to vliv na vlákna elektrometru, nabitá před odletem na 300 voltů, ale autoři se jej snažili vyloučit tím způsobem, změřili rozestup vláken ve dvou okamžicích, kdy měl přístroj tutéž teplotu.

Snímek promítnutých vláken je daleko méně přesvědčivý, než stopy ručičky teploměru, i film sám je na různých místech porušen nevítaným světlem; ale ohyb světla na štěstí zaznamenal vel-mi ostrou a jemnou čarou vnější okraj každého vlákna a drobnohled změří jejich vzdálenosti naprosto přesně. Millikanovi a Bowenovi jde o to, zjistit, kolik náboje pozbyl elektrometr ve výšce nad 5 km; určují to z rozdílu rozestupu vláken, jejž měl elektrometr v 5 kilometrech výšky při letu vzhůru a po-tom v téže výšce, když zase sestupoval k zemi. Dostanou jen % té hodnoty, kterou odvodí z Kolhörsterovy extrapolované, t. j. do 15,5 km prodloužené křivky. Tento výsledek vzbudí jejich pochybnosti; existuje opravdu nějaké „výškové záření“, jak si je představují Hess a Kolhörster? Měření s elektrometrem, provedená na Pikes Peaku pod pěticentimetrovým olověným pancéřem (kap. 6.) mění jejich pochybnost v jistotu téměř nezvratnou; evropští fyzikové se dopustili chyb, žádné kosmické záření o absorpčním koeficientu 0,57 na metr vody, jak to chce Kolhörster, neexistuje, záření, jehož ionizaci elektrometr zaznamenává, lze nepochybně vysvětlit paprsky gamma obyčejných radioaktivních látek, které se nějakým záhadným pochodem dostaly do vzduchu. Aeroplánové lety, podniknuté Otisem v roce 1922 a 1923 Millikana v jeho nevíře ještě utvrzují. Otis si vypůjčil vojenské letadlo s pilotem a provedl s ním celou řadu letů až do výšky 5200 metrů. Měl potíže s Wulfovým elektrometrem, jehož vlákna začala okamžitě vibrovat v rytmu motoru, jakmile pilot spustil stroj, ale nakonec tuto překážku zdolal; zavěsil elektrometr na kaučukové hadice, upevněné k nosiči strojní pušky a k podlaze, a vlákna se uklidnila do té míry, že je mohl bezpečně odečítat. Odečítávání nebylo sice tak přesné, jako v balónu, poněvadž pilot mohl udržet stroj při vícestupňovém letu na každém stupni jen půl hodiny, ale pro daný účel to vystačilo. Dostal nápadné rozdíly proti Hessovi i Kolhörsterovi. V 5000 metrech výšky nalézají Hess i Kolhörster o 15 až 18 iontů víc, než na zemi, a to pouze o 7.

Teprve po 4 letech uveřejnil Millikan s Bowenem výsledky, které jim přinesli létající roboti s výšky 11,2 a 15,5 km, když se v kalifornských jezerech ujistili o existenci kosmického záření. Ale praví výslovně, že i tato čísla, získaná ve vysokých vrstvách ovzduší, dokazují, že kosmické záření je zcela jiné povahy, než jak si je Kolhörster představuje; jeho pronikavost je daleko vyšší a číslo, které vypočtou z údaje jediného balónku, jenž dospěl až do 15 500 metrů, jim neobyčejně dobře zapadá na absorpční křivku, kterou odvodili z měření v jezerech. Všechna pozdější měření, provedená jednak zdokonalenými registračními balóny, jednak přímými výstupy balónů s posádkou do stratosféry, dokázala, že Millikanovy a Bowenovy výsledky z roku 1922 jsou naprosto chybné. Příliš omezené rozměry přístrojů, diktované nutností uspořit na váze, ubraly jim na přesnosti a zavinily v prvé řadě citelnou závislost údajů elektrometru na teplotě. Millikan sám po desíti letech měření opakoval se zdokonalenými přístroji a s balóny o větší nosnosti; nalezl daleko vyšší hodnoty, v naprosté shodě s výsledky evropských badatelů.

V nejvyšších dosažených výškách – asi 18 000 metrů nad mo-řem – naměřily sice jeho přístroje o mnoho méně, než přístroje evropských fyziků, ale tento rozdíl se vysvětlil bezvadně vlivem zemského magnetického pole.

Ve stopách Millikanových a Bowenových balónkových mě-ření z roku 1922 šel opět Regener; a jako v případě ponorných měření třikrát předstihl Millikanovy hloubky, tak i zde rozšířil obzor a značně zlepšil celou techniku výzkumů kosmického záření pilotními neboli registračními balónky. U jeho výzkumů již nelze dobře mluvit o „balóncích“; používal skutečných balónů, které, když byly naplněny vodíkem, měly již při startu třímetrový průměr. Na dvojici takových balónů, z nichž jeden, méně naplněný, zastával opět úlohu padáku, jako u Millikana, mohl ovšem Regener zavěsit daleko těžší a přesnější přístroje, než měli Američané; některé z nich vážily až 4 kilogramy, připočetla-li se k nim i váha provazů, ochranného koše a ostatních nezbytných částí výstroje.

Regenerův robot byl sestrojen podle zkušeností, získaných při ponorných měřeních v Bodamském jezeře; byl tu osvědčený jednovláknový elektrometr a promítání vlákna na pevnou fotografickou desku. Osvětlení obstarávaly dva obyčejné suché články do kapesní svítilny a malá žárovka; proud byl opět v pravidelných přestávkách zapínán lehounkým hodinovým strojkem, nyní však každé 4 minuty, kdežto v Bodamském jezeře vždy po hodině – kosmické záření je mnohem silnější ve vysokých vrstvách atmosféry, než pod mnohametrovou vodní clonou. Průměrný stoupavý pohyb balónů činil asi 200 metrů za minutu, takže zhruba připadl jeden záznam polohy elektromagnetického vlákna na každý kilometr výšky.

Uzavřená nádoba zde měla ovšem jiný tvar i jinou velikost než při vodních měřeních. Byla to koule o objemu 2,1 litru, na-plněná vzduchem, stlačenÝm na 3 až 5,5 atmosféry, elektrometr byl zamontován přímo do nádoby. K měření teploty použil Regener podobného dvou kovového teploměru, jako Millikan a Bowen. Kromě teploty měřil i tlak kovovým aneroidem – dutou kovovou stuhou, stočenou do oblouku, jaké se používá v běžných pérových manometrech. Při jeho balónech hrála důležitou úlohu, ježto její údaje poskytovaly jediný prostředek k výpočtu výšky balónů. Jak aneroid, tak i teploměr nesl lehounký kovový rám, jehož příčné rameno se pohybovalo se změnou tlaku a teploty a promítalo se na tutéž fotografickou desku, jako vlákno elektrometru. Na vyvolané desce se potom objevily dva křivé bílé pruhy, přerušující černé stopy vlákna; jeden z pruhů patřil ukazateli tlakoměru, druhý ukazateli teploměru a z jejich vzdálenosti od pevné vodorovné značky bylo lze tlak i teplotu v jednotlivých polohách odečíst.

Tlakoměr měl ještě jeden úkol: v určité výšce zapjal svým pohybem osvětlovací zařízení. Fotografická deska ani náboj elektrometru by nebyly stačily na plynulé měření od samotného zemského povrchu; Regener proto uváděl pomocí tlakoměru svůj přístroj do chodu teprve ve výšce 9 kilometrů, když se několika pokusy přesvědčil, že až do té výše lze stoprocentně důvěřovat hodnotám, které naměřil před 18 lety Kolhörster. Skutečně také všechny křivky intensity kosmických paprsků, které získal nad 9 kilometrů, se velmi hladce řadily ke křivce Kolhörsterově – skvělá rehabilitace práce pětadvacetiletého fyzika.

Teploměr neměl za povinnost zaznamenávat skutečnou teplotu volné atmosféry, nýbrž tu, která panovala během letu v bez-prostřední blízkosti elektrometru. To bylo velmi důležité, poněvadž všechna dosavadní měření nejrůznějších badatelů dokázala, že lze vždy očekávat závislosti údajů elektrometru na teplotě a že je vždy potřebí provést s přístrojem kontrolní měření a neblahý vliv teploty přesně vyšetřit. Regener se obával stratosférického mrazu šedesáti až sedmdesáti stupňů pod Celsiovou nulou pro svůj elektroměr. Hledal prostředek, jak se mu vyhnout a nalezl ho v sálavém slunečním teple. Dostane-li se elektrometr do té vrstvy ovzduší, které se říká stratosféra a která v našich zeměpisných šířkách začíná zhruba ve výšce 10 km, potom se octne v prostorách, kde už není žádných mraků, byť i tam byl vítr na vzdor teorii, která ho tam popírala.

Zde bude přístroj, visící dosti hluboko pod balóny, trvale vystaven účinku slunečního záření, jehož sálavého tepla lze využít k zmírnění stratosférického mrazu. Regener zhotovil pro svůj přístroj lehkou kostru z pertinaxových tyčinek v podobě hranolu s aerodynamicky zakřivenými stěnami, zavěsil do ní přístroj a polepil ji celofánem; tento vlastní „koš“ balónu byl obklopen krychlí z téhož materiálu, nahoře a dole otevřenou, jejímž účelem bylo zmírnit vzestupnou rychlost balónu. Stejný úkol konala také „brzda“, umístěná mezi spodním balónem a košem s přístroji tvořil ji lehký kruhový rám ze dřeva, nesoucí hedvábnou kapsu, v jejímž středu byl otvor.

Celofánové stěny koše se osvědčily jako hotový skleník; teplota uvnitř koše, jak ji zaznamenal kovový teploměr, byla vždy nad nulou, v jednom případě dokonce nevítaně vysoko, 55° C ve výšce 20 km, kde panuje mráz 65°C pod nulou! Elektrometr pracoval většinou při průměrné teplotě 10°C nad nulou, kde byly jeho údaje docela spolehlivé.

V létech 1932 a 1933 provedl Regener 9 startů svých regis-tračních balónů. Ze všech dostal přístroje zpět, spodní balón, vysoko se vznášející nad košem, jenž spočinul na zemi, dovedl náležitě připoutat pozornost a potom – Německo je mnohem hustě-ji obydleno než Texas. Pět měření bylo v každém směru zdařilých a Regener jejich výsledky uveřejnil. Při letu z 9. března 1933 dosáhly balóny největší výšky, 27.000 metrů, kde tlak vzduchu činil již jen 18 mm sloupce rtuti, jen 21,2 % té hodnoty, kterou má zpravidla při hladině mořské. Nad elektrometrem ležela už jen 1/40 celé atmosféry, 39/40 jí nechal pod sebou.

Údaje z tohoto letu přepočetl Regener na 300 iontů v ccm za vteřinu pro tlak 1 atmosféry; kosmické záření tu má stopadesátkrát větší intensitu než při mořské hladině! Zcela podobné údaje dal let z 3. ledna 1933, kde bylo dosaženo nejvyšší výšky 22 km a let z 12. srpna 1932, jehož nejvyšší bod ležel 25 kilometrů nad mořem.

Zcela jinak dopadla největší část ionizační křivky při čtvrtém letu z 29. března 1933, kdy balóny vystoupily do 22,5 km, do valně již zředěných vrstev ovzduší, jehož tlak činil jen 32 mm sloupce rtuti. Ačkoliv to nebyl nejvyšší ze čtyř letů, připadlo zde na každý ccm 350 iontů (správněji párů iontů, jako vždy) utvořených kosmickým zářením za každou vteřinu. To bylo o plných 15% více, než za ostatních tří letů, jejichž údaje mezi sebou zvláště v nejvyšších polohách přístroje velmi dobře souhlasily. V čem vězela příčina této nápadné odchylky?

Jednoduché by bylo, prohlásit měření za nespolehlivá, ale k tomu se Regener nemohl odhodlat. Tento let se konal za zvláště příznivých podmínek, pokud šlo o bezvadné určení jednotlivých veličin. Přístroj byl opatřen dvěma tlakoměry, z nichž jeden, jemnější, začal pracovat teprve, když tlak vnějšího vzduchu klesl na 100 mm sloupce rtuti. Kromě toho se děl tentokrát vzestup pomaleji než jindy, takže elektrometr zaznamenal mnohem více hodnot, než obvykle a ty se vesměs řadily na hladkou křivku. Dále hodnoty, udané elektrometrem pro stejné výšky, jednou při vzestupu a po druhé při sestupu, které normálně spolu nikdy přesně nesouhlasí – poněvadž žádný přístroj na světě nepracuje bez chyb a ty vedou ke kolísavým odchylkám od skutečné přesné hodnoty – se dobře řadily kolem společné střední křivky. Záznamy na desce byly jasné a dobře čitelné.

Tepelně byl tentokráte přístroj zvláště dobře chráněn: za celou hodinu letu stoupla jeho teplota pouze z + 6,5° na + 11° C. A konečně, co bylo zvlášť významné, balóny byly po celý vzestup sledovány ze dvou míst 31,2 km od sebe vzdálených a jejich úhlové výšky byly při tom proměřovány teodolity; tak byla přesně vypočtena výška balónu v jednotlivých bodech jeho dráhy a nebylo potřebí spoléhat na tlakoměrný záznam, naopak, ten byl tím způsobem podroben kontrole.

Ne, Regener byl přesvědčen, že v chybném měření přístroje nemůže hledat vysvětlení pro náhlý vzestup ionizace, způsobené kosmickým zářením v nejvyšších vrstvách atmosféry. Jeho příčina musila ležet v nějakém vnějším vlivu. Hledal jej a zjistil, že oproti třem ostatním letům byl tentokráte po celou dobu letu na nebi Měsíc, jenž měl právě nov. Snad se tu uplatnila radioaktivita Měsíce? Počítal její vliv, ale nevycházelo mu to.

V Postupimi zaznamenali ten den poruchu zemského magnetismu, jejíž dokázanou příčinou je zvýšená sluneční činnost, která snad způsobila i zvýšení intensity kosmických paprsků. Pozdější sdělení profesora Brunnera z Curychu ho utvrzuje v této domněnce. Při ostatních třech letech nejevila se ve střední části sluneční desky žádná činnost skvrn, avšak dne 29. března 1933 po půlnoci procházela středním slunečním poledníkem skupina skvrn, co do rozsahu velmi pozoruhodná, přihlíží-li se k tomu, že rok 1933 nebyl daleko od nejmenší sluneční činnosti.

Vysvětlení bylo dosti pravděpodobné a okolnost, že v horských observatořích nebyl ani dlouhodobými záznamy na citlivých přístrojích bezpečně zjištěn žádný přímý vliv Slunce na intensitu kosmického záření, mu nijak neodporovala: všechny ty pozorovací stanice ležely nejvýš 3500 metrů nad morem, kdežto Regenerovy přístroje ukázaly odchylku v záření, přičítanou sluneční činnosti, teprve ve vrstvách atmosféry vyšších jak 15 km.

Výška 15 km je právě místem, kde se plně uplatní měkké sekundární záření, jímž se začnou kosmické paprsky sytit po svém vstupu do atmosféry. Ukázalo se to, když výškovou křivku intensity kosmického záření, získanou v přístroji, na nějž dopadaly kosmické paprsky se všech stran, přepočetl na jednosměrný kolmý dopad. Křivka se proměnila v jinou, která nebyla už tak hezky hladká: měla dva hrby, jeden kolem 13 km a druhý mezi 7 a 8 km nadmořské výšky. Na obou těch místech se vyrovnával Úbytek kosmických paprsků s výškou jejich sekundárním zářením. Jak toto sekundární záření vzniká a jakého je druhu, zůstalo na dlouho záhadou; nové objevy vnesly sem trochu světla teprve po 10 letech.

Že kosmické záření má i ve vyšších vrstvách atmosféry skutečně několik složek, dokázal Regener při novém letu registračních balónů. Nesly tentokrát otevřenou nádobu, udávající přímo ionizaci ve volné atmosféře. Měla obsah 105 litrů, byla z hliníku jen 0,3 mm silného a trubice, naplněná vysušujícím prostředkem (kysličníkem fosforečným) ji spojovala s volnou atmosférou. Přístroj vážil tentokrát s obvyklým příslušenstvím plné 4 kilogramy a tuto váhu vynesly balóny 30. srpna 1933 jen do výše 16 km, ale přesto měla křivka, kterou Regener ze zaznamenaných hodnot sestavil, tytéž „hrby“, jako teoretická křivka vypočtená – přímý pokusný důkaz, že kosmické záření má v at-mosféře několik složek různé tvrdosti.

Ze souhlasných hodnot intensity kosmického záření na vrcholu naší atmosféry, jež získal při třech registračních letech, vypočetl Regener, s jakou energií vstupuje kosmické záření do atmosféry. Vyšla mu desetkrát větší hodnota než Millikanovi, právě tolik, kolik energie nám posílají svým světlem všechny hvězdy. Podle Regenerových úvah z té doby to představuje energii s výkonností půl třetího milionu koňských sil, dopadající každou vteřinu v podobě kosmických paprsků na zeměkouli. Je to číslo jen názorné, bez nároku na přesnost byť i řádovou; počítá jen s kosmickými paprsky, pohlcenými úhrnným pancéřem 270 metrů vody, zanedbávajíc ty, jež ještě projdou. Je jich sice málo, ale mají za to vysokou energii a jistě by vypočtené číslo znatelně pozměnily.

Horší závadou výpočtu je však to, že se opírá o fakta zjištěná pro daleko méně pronikavé Röntgenovo záření; pro toto záření bylo pokusně stanoveno, jak velkou energii musí vynaložit Röntgenův paprsek, aby vytvořil jeden pár iontů z neutrální molekuly vzduchu. A totéž číslo dosazuje Regener, když počítá z ionizace, změřené v uzavřené nádobě, energii kosmického paprsku – postup, který se ve světle nejnovějších názorů na složení kosmických paprsků jeví zvláště odvážným.

Ať je tomu jakkoliv, jedno je jisto: kosmické paprsky jsou zbytkem jakési praenergie, a putují hlubinami vesmíru po miliardy let, aniž je hmota, nesmírně řídce ve vesmíru roztroušená, dokázala citelně zeslabit, Snad jsou posledním zbytkem pralátky – energie, ze které se kdysi vesmír rodil.

9. Laboratoř ve stratosféře

V červenci 1930, při cestě po Belgii, jsem navštívil profesora Augusta Piccarda v jeho fyzikálním ústavě na bruselské „Université Libre“. Ukázal mi některé nové přístroje, trubici na počítání neviditelných paprsků – přístroj, který tehdy ještě procházel slušnou řádkou dětských nemocí, jako každý nový pří-stroj, ale brzy na to se už znamenitě uplatnil ve výzkumu kosmických paprsků – ohromný blok olova, odstiňující deset gramů radia, množství, jež tehdy neměla žádná jiná laboratoř a které Piccardovi zapůjčila Union miniére de Haut Cattange, belgická důlní společnost, majitelka tehdy nejbohatších radiových dolů světa, a různé jiné zajímavé věci; litoval, že už druhý den z Bruselu odjíždím a pozval mne se ženou na oběd a „na trochu hovoru“.

Byl to v každém směru zajímavý oběd. Jídelna s pestrobarevnými francouzskými okny, vedoucími do zahrady a sahajícími až k zemi, byla velmi příjemná, všechny čtyři Piccardovy děti jedly u svého stolku stranou a chovaly se neobyčejně tiše a způsobně, a hostitelka, Piccardova choť, dcera francouzského historika Denise, byla nadmíru milá a pozorná; věnovala se mé ženě do té míry, že nijak nemusila litovat, že se pánové nezúčastnili všeobecné zábavy u stolu. Profesor Piccard prostě pokračoval tam, kde jsme přerušili hovor v jeho laboratoři. Seděl přímo pro-ti mně, na druhé straně velmi úzkého stolu, takže jsem mu dobře viděl do tváře. Měl dětsky úzký a drobný obličej, nepoměrný k jeho dlouhé, šlachovité postavě a byl by snad vypadal trochu směšně, nebýt neobyčejně vysokého čela, „beethowenovského“, pravidelného znaku vynikajících duševních schopností. Jedl chvatně, nestaraje se o to, co má na talíři, ale poněvadž přerušoval velmi často jídlo, byl vždy poslední a musili na něho čekat. Přestávky zaviňovalo krátké logaritmické pravítko, jež nosil v náprsní kapse kabátu, tam, kde tehdejší pánská móda předpisovala ozdobný kapesníček. Používal pravítka k rychlému výpočtu čísel, která se nedala jen tak snadno násobit nebo dělit z hlavy, jak to dělají varietní umělci, nikdy však skuteční matematici.

Hovor se nepozorovaně dostal z měření radioaktivních prvků na kosmické paprsky a profesor Piccard neobyčejně oživl.

„Pamatujete se na Millikanovu křivku teploty, kterou dostal při letu registračních balónků před osmi lety?“ tázal se mne. Nejasně jsem si na ni vzpomínal. Pomohl mé paměti, načrtnuv ji vidličkou do ztuhlého tuku, který zůstal na dně talíře po skopové kotletě. Vypadala jako obrys velmi úzké a špičaté lomenice.

„Co jí říkáte?“ Neříkal jsem jí nic; nejsem meteorolog a z Millikanova článku mne kdysi zajímala jen křivka intensity kosmických paprsků v různých výškách nad zemí. Byla to ta práce, jež vedla téměř k úplnému popření kosmických paprsků, jichž zaznamenaly Millikanovy přístroje, nesené balónky, čtyřikrát méně, než Kolhörster. Můj hostitel měl k této tepelné křivce zcela jiný poměr, což mi připomnělo, že zahájil svou vědeckou kariéru meteorologickými přednáškami na curyšské technice. Nemluvil o křivce s žádným ohledem a nijak pochvalně. Použil dokonce ostrého slova, jehož jsem se, s ohledem na Millikanův vědecký věhlas, skoro polekal. Podíval jsem se na talíř, křivka se mi docela líbila.

„Je to hezká křivka,“ pokusil jsem se ji hájit.

„Pěkně hladká, experimentální body na ní sedí docela nenuceně.“ V modrých očích mého protějšku to opovržlivě blýsklo a já jsem zmlkl; měl jsem raději poctivě přiznat, že znám meteorologii jen strašně povrchně dnes to není žádná hanba; nežijeme už v době Komenského, kdy člověk ještě dokázal soustředit v jediném mozku celou soudobou vědu.

„Až moc nenuceně,“ pravil Piccard pohrdavě. Hostitelka se vmísila po prvé do debaty, řkouc, že je nejvyšší čas vyměnit talíře a panská nám odnesla talíř s křivkou. Piccard vytáhl po delším hledání z kapsy u vesty kousek hrubé tesařské tužky a chystal se už přemalovat křivku na sněhobílý ubrus, ale v poslední chvíli zachytil káravý pohled své choti a strčil tužku zase do kapsy. Bez omluvy vstal, několika čapími kroky přeměřil jídelnu a zmizel ve vedlejším pokoji. Vrátil se téměř okamžitě, přinášeje dva svazky; jeden menší, to byla „Physical Review“ z roku 1926 s Millikanovým článkem, a druhý, veliký a objemný, v němž jsem s jistým neklidem zjistil Hannsliringův Handbuch der Meteorologie.

Nemám rád handbuchy. Vědecká práce je samozřejmě nemyslitelná bez studia odborné literatury, ale zpravidla jde o vědecké články z odborných časopisů; pokud je jejich předmětem téma z pokusné fyziky, mívají zřídka větší rozsah než tiskový arch a často ještě méně. Přečtete je a jdete si po své práci. Docela jinak je to s handbuchem; je tam nejen to, co přímo potřebujete, ale i hromada jiných věcí, které potřebujete mnohem méně, nebo vůbec ne. Přesto vás zajímají. Jste v podobné situaci, jako čtenář, jemuž byste dali do ruky napínavý román s poukazem, že si smí přečíst jen jednu kapitolu. Nevím, kolik čtenářů by takovému požadavku vyhovělo. Handbuchy a jakákoliv jiná souborná díla z oborů, jež málo z.nám, na mne působí podobně. Otevřu je s nejlepším úmyslem, že jim věnuji právě jen tu čtvrt nebo půlhodinku, potřebnou k tomu, abych si přečetl jen to, co hledám; a pak, když od nich vstávám, vidím, že je nejvyšší čas zavřít laboratoř a jít domů k obědu, nebo k večeři, případně někam jinam, kde už jsem měl být před hodinou.

Millikanův článek byl opatřen četnými poznámkami, psanými tužkou a časopis jevil na těchto stránkách stopy velkého opotřebování. Prohlížel jsem si křivku teplot. Pořadnice tvořil čas letu a úsečky rozestup mezi stínem pevné základní značky a stínem pohyblivého ukazovatele, spojeného s kovovým teploměrem; na obrázku byly tyto hodnoty označeny zkratkou „div“, divergence, rozestup. Potom tam byla napsána také čísla, udávající teplotu v Celsiových stupních, a papír byl dělen trochu nevhodně, ježto na rozdíl 20 stupňů připadaly právě tři čtverečky a jeden tedy odpovídal neukončenému iracionálnímu číslu, s nekonečným počtem šestek za desetinnou tečkou. Piccardovou rukou byly připsány k časovým údajům vodorovné osy výšky, dosažené balónky. Poněvadž vystoupily za každou minutu o 130 metrů, odpovídal každý čtvereček, vyznačující čtvrthodinu, dosti přibližně 2 km výšky. Tak docela rovná křivka přece jen nebyla, její stoupající rameno mělo mírně zprohýbanou počáteční část až asi do 6 km výšky.

Zmínil jsem se o tom, ale Piccard se usmál.

„Kdyby byla správná, musila by být hrbatá jako velbloudí hřbet,“ pravil s důrazem.

„Podívejte se na příklad, kde má nulovou isotermu!“ Nulová isoterma, neboli vzdušná vrstva stejné teploty, rovné bodu mrazu, ležela v hladké části křivky a někde až nad 6 km. Náhodou jsem z vlastního pokusného letu věděl, že na jaře bývá u nás někde mezi dvěma a třemi kilometry. To bylo podivné, ale konečně San Antonio na 30. rovnoběžce a střední Evropa na

50. nemusí a jistě nemají tytéž teplotní podmínky, ani totéž rozdělení teploty s výškou. Tuto námitku Piccard ochotně připustil, ale pomocí handbuchu přesto hbitě dokázal, že ta část Millikanovy teplotní křivky je chybná. I v tropech, kde má nulová izoterma nejvyšší polohu, jsou její průměrné výšky menší než 5 km. Data pro San Antonio v objemné knize samozřejmě nebyla, ale pro stejnou zeměpisnou šířku na Atlantiku se dostavovala nulová teplota těsně nad 4. kilometrem, a o 10 zeměpisných stupňů severněji, v USA, dokonce již kolem 3. kilometru, jako u nás.

„A podívejte se také na tu část křivky, která už spadá do stratosféry,“ vybízel mne vlídně hostitel.

Podíval jsem se na ni se zvýšeným zájmem, poněvadž Jsem toho vědělo stratosféře o hodně více, než o nulových izotermách. O stratosféře se tehdy dosti uvažovalo; letečtí technikové, důvěřujíce meteorologům, v ní viděli ideální místo k rychlým dálkovým letům, kde není větru, mlh ani mraků. Zde měl panovat klid, bez jakýchkoli vzdušných proudů, stálý mráz 60 až 70 stupňů pod nulou a jasno. Později se ukázalo, že se tam dovedou vytvořit pořádně rychlé větry a že i stratosférická teplota se nechová podle teoretických výpočtů; nic také nenasvědčuje, že by se ve vysokých vrstvách stratosféry uplatňovaly lehké plyny, helium a vodík, jak bylo vypočteno.

„Všimněte si, že mu teplota klesá stále, i když balónek letěl už ve stratosféře,“ upozorňoval Piccard. Nezdálo se mi to být tak přesvědčivé. Výška stratosféry kolísá se zeměpisnou šířkou a také s roční dobou. Nad rovníkem leží její počátek nejvýše, průměrně v 17 km, na 30. rovnoběžce asi ve výšce 14 km a klesá potom směrem k severu až asi na 10 až 11 kilometrů. To jsou průměrné hodnoty a nepovažoval jsem za vyloučeno, že v den letu Millikanových balónků začínala stratosféra právě výše, takže teplota mohla dále klesat i v nejvyšší části výstupu.

„Ne o tolik,“ odporoval Piccard a našel zase ve svém hand-buchu, že v Kalifornii na přibližně stejné zeměpisné šířce, jakou má San Antonio, klesne mezi 12. a 16. km teplota jen o 8,5° C, kdežto Millikanova křivka klesá nad 12. km výšky o neméně než 24° C!

Nebyl jsem sice úplně přesvědčen vzhledem k tomu, že šlo stále jen o průměrné hodnoty, ale vzdal jsem se další obhajoby americké křivky teplot. Za to jsem nemohl nic namítat proti Piccardově kritice elektrometrického registračního filmu. Vypadal skutečně v reprodukci velmi neprůkazně a Piccardova nevlídná poznámka, že film připomíná spíše mediální kresby spiritistů, než pořádný záznam z vědeckého přístroje, měla něco do sebe.

„Měla by se ta měření s registračními balónky opakovat,“ poznamenal jsem. Sám jsem na to pomýšlel a objednal jsem si již před časem u milánské továrny. Pirelli registrační balónky značně většího průměru, než jaké měl Millikan. Viděl jsem je ve francouzském vojenském meteorologickém ústavu v Trappes za Versailles; dosáhli jimi při měření elektrického napětí atmosféry s poměrně značným zatížením několikrát 19 km. Přístroje jsem měl prokresleny a propočítány, šlo jen o to, dát je zhotovit; ale jiné práce mne zdržely a o dva roky později uveřejnil Regener výsledky s registračními balónky do 27 km výšky, jež byly tak dobré, že nepotřebovaly již žádného přezkoušení.

„Do registračních balónků nic není,“ prohlásil Piccard odmí-tavě. „Člověk tam musí vyletět přímo a změřit to sám.“ Let do stratosféry! To byl zcela nový nápad a noviny skutečně tehdy něco o takovém Piccardově projektu psaly. Ale poněvadž tehdejší denní tisk přinášel různé senzační zprávy o projektech, jež pak nikdy nedošly uskutečnění, nebral jsem jeho sdělení příliš vážně. Piccard odpověděl na mou přímou otázku kladně. Ano, poletí do stratosféry se svým asistentem inženýrem Kipferem. Všecko je už důkladně promyšleno a známá německá továrna

A. Riedinger v Augšpurku už zhotovila obal balónu. Bude mít 30 metrů v průměru a největší objem, jejž ovšem nabude až v nejvyšší dosažené výšce, 14 000 krychlových metrů. Jen obal sám váží se závěsnými lany 700 kg. Plněn bude pouze na 1/1 svého největšího objemu, aby se plyn mohl patřičně rozepnout, když tlak vnějšího vzduchu klesne na 1/7 hodnoty, kterou má při hladině moře; takový tlak bude mít vzduch ve výšce 16 až 17 km, které chce Piccard dosáhnout. Je pravda, že by mohl balón naplnit docela již u země – z různých důvodů by to bylo i výhodnější, stoupal by na př. mnohem volněji – ale potom by musili mít s sebou příliš mnoho přítěže.

„Bude to hruška, a ne koule, ten náš balón při startu,“ podotkl Piccard. „Místo stopky bude viset gondola s námi.“ Díval jsem se na něho mlčky a s úctou; tento sympatický Švýcar z vaadtského kantonu oslavil v lednu šestačtyřicítku, byl mužem v zajištěném postavení a s hotovou vědeckou i životní kariérou, měl čtyři zdravé děti a hodnou ženu. Za takových okolností bývá chuť k pionýrským podnikům, při nichž jde o krk, velmi vzácná.

„Gondola, vida,“ napadlo mne.

„Ale jak to bude s dýcháním a s ochranou proti mrazu, šedesát až sedmdesát pod nulou, to jsou ty největší mrazy, které byly kdy na povrchu naší planety lidmi zaznamenány. A budou při tak nízkém tlaku vzduchu fungovat dýchací a kyslíkové pří-stroje?“

„Budeme mít vzduchotěsnou gondolu, naprosto hermeticky uzavřenou. Vlastně ji už máme, je hotova od minulého podzimu. Bohužel je dosud v Lutychu u firmy Société Belge de l'Alumini-um G. L. Hoir,“ odvětil Piccard. Popsal ji tak důkladně, že jsem si ji dovedl dobře představit. Koule s duraluminia, tvrdého hliníku, průměr 2,1 metru, síla stěny 3,5 mm. Zdálo se mi to být málo, ale Piccard tvrdil, že podle výpočtů by musil stačit už třímilimetrový plech, tu půlku milimetru přidal pro zvýšenou bezpečnost. Váží jen 120 kilogramů, prázdná ovšem s nimi, s přístroji a celým vnitřním zařízením bude mít pět metrických centů. Vstupuje se do ní dvěma kruhovými otvory o průměru 46 cm, jež se potom neprodyšně uzavrou kovovým příklopem zevnitř kabiny. Vzduchotěsně také prochází stěnou gondoly hřídelík k navinování lana, jež ovládá plynovou záklopku.

„Budeme mít i vyhlídku do světa na všechny strany,“ podotkl Piccard.

„Osm kruhových okének, »býčích ok«, jak jim říkají námořní-ci, průměr deset centimetrů a tloušťka skla tři čtvrti centimetru. Jsou ze zrcadlového skla a kvůli bezpečnosti dvě na sobě.“ To nebyl konečně žádný velký problém, poněvadž gondola by mohla být nanejvýš vystavena tlakovému rozdílu jedné atmosféry. Něco takového vydrží i jednoduché a značně slabší sklo. Ale vida, jak to bude s přítěží? Jak ji budou vyhazovat ven, když nesmějí otvírat gondolu, nechtějí-li se udusit ve zředěném vzduchu? Piccard se radostně usmál; ta přítěž byla jeho vynálezem a právem si na ní trochu zakládal.

„Povezeme s sebou jemné olověné broky,“ vysvětloval ochotně.

„Dal jsem si je zvlášť ulít, mají jen milimetr v průměru. Je jich na sto milionů, nedávno jsem to zhruba počítal pro potřebu novinářů. Jsou v sáčcích po dvanácti a půl kile. V gondole jsou dvě kovové nádoby nad sebou, mezi nimi je kohout a dolní nádobu lze kohoutem. vypouštět přímo ven. Broky se do ni nasypou horním kohoutem, ten se uzavře a na to se otevře spodní kohout a broky prší ven do stratosféry.“

Měl promyšleno všechno do nejmenší podrobnosti. Také dýchání uvnitř gondoly a otázku tepla. Gondola měla vnitřní obsah jen půlpáta krychlového metru. To by stačilo jednomu muži nejvýš na 4 až 5 hodin. Ale Piccard nepoletí sám, bude jej provázet mladý inženýr Pavel Kipfer a nepředvídané okolnosti mohou prodloužit let na víc, než několik hodin.

Povezou s sebou kyslík stlačený docela malé bomby o obsahu 3 litrů pod tlakem 200 atmosfér; je ho tam celkem 660 litrů, pře-počte-li se to na normální tlak, při němž budou dýchat. Dva litry za minutu naprosto postačí k zdravému dýchání, o tom se již přesvědčili pokusem. Jedna bomba jim tedy vystačí na 51,2 hodiny a oni jich budou mít několik. Navíc ještě s sebou vezmou kapalný kyslík v lahvích z pyrexu, křemenného skla. Je ztužen při teplotě pod nulou a za obyčejné teploty se velmi rychle vypařuje. Také o odstranění vydýchaného kysličníku uhličitého bude náležitě postaráno. Vzduch v gondole bude pomalu hnán přes žíravé draslo, jež tento plyn pohlcuje; pohyb vzduchu obstará kyslík, proudící pod tlakem z bomby. Mají na to dokonalý přístroj velmi jednoduchý, jenž prožene žíravým draslem 75 litrů vzduchu za minutu.

O teplo uvnitř gondoly nemá strach. Budou sice v stratosférickém mrazu padesáti až šedesáti stupňů pod nulou a gondola je kovová, tedy dobrý vodič tepla, ale slunce ji zahřeje přímými paprsky. Je natřena zvenčí napolovic bíle a napolovic černě a elektromotorkem, nasazeným zevně, lze jí otáčet kolem její osy. Bude-li jim chladno, otočí gondolou tak, aby sluneční paprsky dopadaly na černý nátěr, který je velmi dobře pohlcuje; až jim bude horko, vystaví slunci naopak bílou půlku gondoly, jež velkou většinu paprsků odrazí, takže přestanou kovovou kouli zahřívat. Byl to velmi vtipný nápad, ale při letu potom selhal, jako se to často stává i s těmi nejvtipnějšími nápady.

Balón bude řídit Piccard sám, vyzná se v tom; podnikl volným balónem několik letů, posledně do výšky 3500 metrů, aby tam změřil rychlost světla. Peněžní náklad má zajištěný. Belgie je sice malou zemí, ale není chudá, ježto má kolonie. Před několika lety tu byl založen fond pro vědecká bádání, Fond National de la Recherche Scientifique, disponující slušným kapitálem 120 mi-lionů belgických franků. Dá mu na let do stratosféry 400 000 franků a balón Ponese místo jména zkratky společnosti, F. N. R. S. Obnos postačí, většina dodavatelů poskytla značné slevy, mnozí z nich dodali své výrobky dokonce zdarma.

Rozhovor se přesunul na otázku přístrojů, které vezme Piccard s sebou. Jde mu o kosmické paprsky a atmosférickou elektřinu. Poveze uzavřenou nádobu značného objemu, plněnou kysličníkem uhličitým pod tlakem 6 atmosfér; je spojena s malým elektrometrem typu kvadrantního elektrometru, jejž sestrojil anglický hvězdář Lindemann na měření tepla hvězd. Má tu výhodu, že je zcela necitlivý vůči sklonům a dobře se odečítá. Pak bude mít s sebou trubici na počítání paprsků, tehdy ještě dosti značnou novinku, o které se v dalším zmíním podrobněji.

Suché články o celkovém napětí 2000 voltů k jejímu pohonu dostal zdarma od dánského výrobce, jenž jistě netušil, že je tyrolští. horalové budou vyhrabávat ze sněhu a s úspěchem jich použijí ve svých bateriových přijímačích.

Kromě kosmických paprsků bude měřit ionizaci ve volné atmosféře a elektrické napětí atmosféry; příslušné přístroje budou umístěny zevně na gondole a půjdou od nich vodivé dráty k elektrometrům uvnitř skrze izolační zátky, zasazené do stěny gondoly a utěsněné kaučukovými zátkami. Nabídl jsem mu poloniovou sondu, umožňující velmi rychlé sledování všech změn elektrického napětí ovzduší. Přijal ji s povděkem – ač jí později neužil z obavy, že by mu mohly ionty, vyrobené jejím zářením, rušit měření ionizace volné atmosféry. Žádal mne o Kolhörsterův elektrometr, jímž jsem měřil kosmické paprsky na polární výpravě Nobilově roku 1928. Přístroj by byl měl pro něho velkou cenu: poněvadž jsem s ním pracoval na zamrzlém polárním moři, daleko od země, tedy v prostředí naprosto neradioaktivním, mohl jsem dobře určit jeho vlastní aktivitu.

Bohužel, nebylo lze této žádosti vyhovět, což nás oba mrzelo stejnou měrou. Elektrometr přežil sice ztroskotání vzducholodi a velmi tvrdý pád na ledové kry, ale neodolal sběratelské vášni Italů. Kterýsi brutální ctitel památek oderval od něho kleštěmi kus drobnohledu – což by nebyla bývala nenahraditelná škoda a zničil při tom nadobro vlákna elektrometru. Bez otevření přístroje bylo nemožné tuto škodu napravit, ale každý zásah uvnitř znamenal změnu jeho vlastní aktivity.

Místo Millikanova elektrometru, vážícího pouhých 190 gramů, chystal se Piccard přenést do stratosféry celou vědeckou laboratoř s přístroji o váze 150 kilogramů. Vše bylo připraveno počátkem září v Riedillgfrově továrně v Augšpurku. Počasí bylo poměrně slušné a v noci na 14. září 1930 začali s plněním velikého balónu. Byl z gumované bavlny a obepínaly ho dva silnější pásy, jeden v horní čtvrtině, nesoucí provazové smyčky, druhý v důlní čtvrtině s 32 lany splývajícími k nosnému kruhu, na kterém visela hliníková gondola. Kotevní lana, procházející smyčkami horního pásu, jej poutala k zemi. Vodík proudil do obalu z ocelových bomb malým postranním otvorem a vrchlík balónu se začal pomalu zdvihat nad zemí, na níž byla stále ještě rozestřena valná část jeho obalu. Gondolu přivezli na vozíku pod obal, když dostal všechnu svou náplň, přes 2500 krychlových metrů vodíku. Vzdušné proryvy počaly stěžovat práci právě když poutali gondolu k nosnému kruhu. Spadla s vozíku a pří-stroje to dosti odnesly, ale Piccard chtěl přes to startovat. Nárazy větru zesílily, ohromné záhyby téměř prázdného balónu je zachycovaly a obrovská hruška z látky se nebezpečně prohýbala, trhajíc prudce za lana, jež poutala gondolu k zemi. Balón se naklonil šikmo, lidé už jej nemohli udržet; bylo marné vykládat přítěž, balón nemohl startovat. Vypustili trhacím pásem plyn, složili pečlivě obal a uklidili gondolu s přístroji.

Měsíce míjely a nestálé počasí činilo každý nový pokus o start zbytečným. Teprve svatodušní svátky roku 1931 přinesly hezké dny a v noci na 26. květen okolí Riedingerovy továrny v Augšpurku opět oživlo. Ukázalo se však, že je to nevhodně volené místo; ačkoliv počasí bylo docela pěkné, dostavil se zde opět nevítaný ranní vítr a našel v ohromné bavlněné hrušce, 40 metrů vysoké, velmi vydatnou oporu. Zase spadla gondola s vozíku, než ji snesli na zem a tentokrát se na jednom místě trochu promáčkla.

„To nebude vadit,“ prohlásil Piccard k novinářům, úzkostlivým, že jim opět ujde napínavý článek.

Ale vadilo to velmi, jak se brzy nato přesvědčil. Chce-li startovat, musí to provést rychle, jinak nezbude než start zase odložit. Opět začal sebou balón trhat tak, že ho stěží udrželi; pomohli si silným lanem, které přivázali k nosnému kruhu gondoly. Piccard je už s Kipferem uvnitř a pořádají přístroje, jež pád gondoly uvedl v nepořádek; o novém laně sice vědí, ale poněvadž ho nemají přímo na očích, jsou přesvědčeni, že bylo těsně před startem odstraněno, jak se patřilo. Příklopy obou vstupních otvorů jsou již přišroubovány; muži v hliníkové kouli slyší zvenčí nejasný šum hlasů, ale marně čekají na znamení ke startu. Je už dobře vidět a Kipfer, jenž náhodou vyhlédl z „býčí-ho oka“, polekaně zvolá:

„Letí kolem nás komín!“ Piccard se vrhne k okénku; skutečně balón už stoupá, aniž jim někdo ohlásil start! Podívá se na hodinky: jsou tři hodiny a padesátsedm minut.

Balón stoupá neobyčejně rychle, plných 10 metrů za vteřinu, musí si pospíšit vystrčit ven otvorem ve stěně gondoly sondu na měření elektrického napětí atmosféry: Je zasazena do kře-menové, zatavené trubice a ta je opět zasazena do kaučukové zátky, zapadající přesně a vzduchotěsně do otvoru ve stěně. Piccard cvičil zasazení zátky v nejkratším možném čase. Z počátku mu to trvalo 45 vteřin, ale po několika pokusech to dokázal za 33 vteřin. Tentokrát to bohužel nejde vůbec. Je to právě v promáčklé části gondoly a překáží tu jedna z nosných tyčí, jež se prohnula. Drahocenný vzduch uniká z gondoly, jak balón rychle stoupá do řidšího ovzduší. Kipfer skočí na pomoc a jarou silou vecpe zátku do nepřístupného otvoru, ale vzduch stále ještě syčí a dere se ven, pryč z místa vyššího tlaku!

Piccard prohlíží nešťastnou zátku, zatím co Kipfer zjišťuje na vnitřním rtuťovém tlakoměru a na vnějším výškoměru, že jsou 4000 metrů vysoko a že je uvnitř gondoly stejný tlak vzduchu jako venku!

A balón stoupá nezadržitelně dále, 10 metrů za každou vteřinu. Piccard horečně uvažuje. Člověk snese beze škody ještě polovinu tlaku, na nějž je zvyklý, to znamená výšku 5300 metru. Tam ovšem budou za dvě minuty. Musí si pomoci jinak. Dává rozkazy Kipferovi, jenž už také přemohl počáteční děs, že se za několik minut udusí v bezvzdušné stratosféře. Sám se chápe lahví s tekutým kyslíkem a vylévá z nich trochu namodralé kapaliny na zem. Kyslík se okamžitě vypařuje a tlak vzduchu v gondole stoupá. Kipfer zatím olepuje kaučukovou zátku páskou, používanou elektrotechniky na isolaci vadných míst kabelu, křemenová trubice, zasazená do zátky, praskla, když ji usilovně rval se zátkou do otvoru a prasklým místem uniká vzduch z gondoly.

Páska nestačí a Piccard shání ucpávku, kterou si naštěstí při-pravili pro všechny případy. Je to směs vaseliny s cupaninou a Kipfer ji plácá na zraněné místo, pěchuje a olepuje novou páskou; vytvořil tam celý veliký knedlík, ale sláva Bohu, rtuť vnitřního tlakoměru se už ani nehne, ucpávka funguje dokonale. Jen musejí dávat pozor, aby do ní nikdo nevrazil a to vyžaduje trochu umění, poněvadž mají k disposici podlahu o průměru pouhých 180 centimetrů.

Sednou si tedy na proutěné košíky, určené k zabalení přístrojů před přistáním a Kipfer zjišťuje, že je nejvyšší čas, aby začal měřit, vždyť jsou už ve výšce 15.500 metrů! To už je rovnovážná poloha balónu; dostal se do ní za úžasně krátkou dobu 28 minut!

Atmosférickou elektřinu měřit už nebudou, když je křemenový isolátor prasklý a tak Kipferovi ubylo práce, má už jen na starosti kosmické paprsky.

„Měli jsme to ale na mále!“ podotýká v krátké přestávce mezi dvěma měřeními.

„Nebylo to ještě beznadějné,“ – míní Piccard.

„V nejhorším případě jsme mohli otevřít plynový ventil a snést se pomalu dolů. Ale ta ostuda, stratosférický balón, který se vrátil z pěti tisíc metrů výšky, kde už bylo tolik jiných balónů před ním!“ Vypustí pět sáčků přítěže, F. N. R. S. se vznese ještě o něco výše a rtuťový tlakoměr ukazuje vnější tlak vzduchu jen 76 mm, jak si přáli. Jsou ve výšce 16.000 metrů a je čas pomýšlet na sestup. Bude pomalý, aby mohl Kipfer provést měření, na něž nebylo kdy při překotném vzestupu balónu a ve chvílích, kdy zápasili vlastně o život.

Piccard začne otáčet rukojetí hřídele, jenž prochází vzducho-těsným ložiskem ve stěně gondoly a má ha sobě zvenčí navinuté lano od záklopky, plynového ventilu. Ale lano se nechce natáčet, ventil se neotvírá, hladina rtuti tvrdošíjně setrvává na 76. milimetru. Co se to stlalo? Oba muži se dívají jedním okénkem po druhém, ale nejsou s to zjistit, proč lano neposlouchá. Piccard si teprve nyní uvědomuje, že po celou tu půlhodinu, co balón letěl prudce vzhůru a oni zápasili s nepoddajným otvorem v gondole, byli na prahu smrti. Spoléhal na plynový ventil, ale ten byl nepochybně už od startu neovládatelný. Mohli se snad pokusit o zoufalý prostředek, otevřít trhací pás – což se normálně dělá jen při přistání, kdy je balón v nepatrné výši nad zemí – vypustit značné množství plynu a až by balón klesl do dýchatelného ovzduší, vyskočit s padáky. Ale vlastně ani toto východisko jim nezbývalo, poněvadž lano od trhacího pásu neovládali z vnitřku gondoly. Musili by ji otevřít v ovzduší, obsahujícím jen jednu desítinu dýchatelného vzduchu. Byli by se udusili v několika vteřinách. A kdyby se jim nebylo povedlo utěsnit otvor v gondole, byl by se jejich smrtelný zápas prodloužil na minuty a za pomoci všeho kyslíku snad na čtvrthodiny. Ale potom musil na-stat neodvolatelně konec.

Kipfer pochopí bez vysvětlování a setře si pot s čela.

„Co teď?“ hlesne. Piccard chvilku přemýšlí.

„Nemůže se nic stát, vydrží-li obal tak dlouho v mrazu,“ prohlašuje. „Až slunce klesne k obzoru, ochladí se plyn v balónu a začneme pomalu klesat. hlavní je, aby nás vítr nezahnal nad Adriatické moře, má k tomu chuť!“ Kdykoliv se pod nimi vynoří z prachu a vodních par nízkých vrstev ovzduší nějaký vrcholek hory – jsou už nad bavorskými Alpami – určuje směr větru. Padesát metrů pod gondolou visí kruh z vrbového proutí o dvoumetrovém průměru; jestliže se pozoruje pohyb určitého místa od středu k okraji kruhu, jenž se zdá tkvít nehybně v prostoru, lze určit kapesním kompasem i podle slunce, jakým směrem je balón unášen. V stratosféře existuje tedy také vítr, jak se letci přesvědčují k své škodě.

Balón je stále mezi 15 a 16 kilometry výšky; oba muži jsou zajatci stratosféry. Kipfer se snaží strávit čas měřením, ale brzy toho musí nechat. Na isolátorech se sráží vodní pára a brzy plavou ve vodě; elektřina, dodávaná ionty, proudí po ní mnohem ochotněji, než do elektrometru, jeho jehla se ani nehne. Je po měření. Piccard se rozhoduje zabalit přístroje do proutěných košů – jichž zatím užívají jako sedadel – a spustit při přistání koše na lanu přes okraj gondoly; nahradí jim to „španělskou kotvu“, užívanou k usnadnění přistání. Jsou s tím záhy hotovi a nezbývá opět než čekat. Nemohou dát světu zprávu o své situaci. Nevzali s sebou rádio – ačkoliv novináři byli do toho celí žhaví Piccard mínil, že by tím zbytečně zatížili balón a zaneprázdnili posádku podáváním jalových zpráv pro noviny.

Čas zvolna míjí. Dívají se různými okénky ven a zjišťují, že nebe má takovou barvu, jak to od něho fyzikové požadují, kolem balónu je temně modré, téměř černé, směrem k obzoru se vyjasňuje. To proto, že nad jejich hlavami je už jen 1/10 veškeré atmosféry, sluneční paprsky nemají dost vzdušných molekul, na nichž by se mohly rozptylovat do všech směrů a rozjasňovat celou oblohu. Pohled dolů byl méně zajímavý, dokud pluli nad bavorskou nížinou; prašná a vlhká dolní část atmosféry maskovala všecky výškové rozdíly tak, že kraj působil dojmem závojované a špatně exponované fotografické desky.

Nad Alpami se stal výhled k zemi mnohem zajímavějším, co chvíli prorazil vrchol hory neprůhlednou clonou a často se zaleskl v slunečním světle svou sněhovou čapkou. Bělostné mraky, sáhající temenem až do osmi kilometrů, se tyčily nad krajinou jako sněžné hrady.

Čas zvolna míjí a slunce se pošinuje k nejvyššímu bodu své dráhy. Kipferovi začíná být horko.

Snadná pomoc. Uvedou do chodu elektrický motor, připojený zvenčí na gondolu a ten jim natočí gondolu bílou stranou ke slunci. Mačkají klíč, zapojující proud, ale nic se neozývá – což by v tak řídkém vzduchu nebylo nic divného – a bohužel se gondola ani nehne. Porucha někde ve vedení, ale je to kdesi venku a spravit se to nedá. Musejí zase čekat, až se slunce přiblíží k obzoru. Gondola se zvolna mění v pec ohnivou; k polednímu mají kolem hlav teplotu 41 stupňů a u nohou 34. Měly tu být dvě lahve s vodou, ale najdou jen jednu, menší. O takový detail se před startem nikdo nestaral. Bystrý Kipfer si všimne, že se na stěně, odvrácené od slunce, sráží vydýchaná vodní pára, jsou to jen kapky, za to však čistá, destilovaná a chladná voda. Lížou ji dychtivě jazykem, ale je toho strašně málo na tak velkou žízeň. Piccard přijde na nápad nalít trochu tekutého kyslíku do kovového kalíšku; kapalina se prudce vypařuje, kov zchladne a vlhkost z ovzduší gondoly se na kovu srazí v podobě ledové kůrky, kterou lze odhryznout zuby. Musí se to ale provádět obratně; ani příliš brzy, ježto tekutý kyslík přichází do nádobky s „teplotou“ 180 stupňů pod nulou, ani moc pozdě, poněvadž led se rychle zase promění v páru.

Za této zábavy se čas ,přece jen pošine kupředu. Brzy mají i jiné vyražení: vnitřní tlakoměr praskne a rtuť z něho vyteče. Částečně se vypaří a není nic zdravého ji vdechovat, nehledě ani k tomu, že vnitřní nátěr nechrání dokonale hliník, jenž se ochotně spojuje s rtutí v amalgam. Stříbrolesklá těžká kapalina utvoří s vodou a olejem na podlaze ohavnou kaluž. Měli by se jí zbavit v zájmu svého zdraví i trvanlivosti svého vězení, ale jak?

„Měli bychom mít nějakou pumpičku,“ míní malomyslně Kipfer. Pumpička, ale to je zbytečné; venku je kolem nich vakua, co si jen mohou přát. Piccard vyhledá kus kaučukové hadice, nasadí ji na kohout ve stěně gondoly a druhý konec ponoří do kaluže na podlaze. Otevře kohout a tekutina prudce vsrkne do hadice, proudí rychle vzhůru a venku se rozstřikuje v kovový vodotrysk, jehož kapky hlučně bubnují na stěnu gondoly.

Balón nad jejich hlavami je krásně kulatý, pořád jsou 16 km nad zemí. Nastává odpoledne a slunce se zvolna níží. Balón několik minut kmitá nahoru a dolů a potom začíná pomalu klesat. Rtuťový vrchlík vnějšího tlakoměru se odlepí od skla, kde tvrdošíjně tkvěl po celé hodiny a pomaloučku, nekonečně zvolna se šine vzhůru. Piccard sleduje jeho pohyb s hodinkami v ruce a potom vytahuje z kapsy své nerozlučné logaritmické pravítko. Posunuje pohyblivou část, nastavuje odečítací vlákno a mračí se.

„Půjde-li to tímhle tempem, budeme klesat čtyřiadvacet dní,“ praví ke Kipferovi. Ale pohyb rtuťového sloupku v skleněné tru-bičce se nepozorovatelně zrychluje. Ve 20 hodin slunce zapadá a balón je ve výšce 12 kilometrů – počítáno od hladiny moře, samozřejmě. Paprsky neviditelného slunce se na něm odrážejí plnou silou; ze země se jeví lidem jako nádherná hvězda, nebo jako měsíční srpek, podle toho, z jaké dálky ho pozorují. Piccard a Kipfer jsou už 14 hodin ve stratosféře. Hlad nemají, jen žízeň a nemyslí na nic, než na hladké přistání. Balón klesá nyní ještě rychleji, vřetenovitě se prodlužuje a konec lana od plynového ventilu, které se přetrhlo při marném úsilí o jeho uvolnění těsně u hřídele, mizí nenávratně někde nahoře, kam ho stoupající ventil vytáhl za sebou. Piccard se rozhodne, že bude spoléhat jen na trhací pás a že ponechá všechny přístroje v gondole, kdyby se některý z obou těžkých košů při přistání utrhl, balón by prudce stoupl a přistání by mohlo kdovíjak dopadnout. Ve 20 hodin 51 minut ukazuje tlakoměr již jen 4500 metrů výšky; nastává významný okamžik, kdy Piccard otevírá kohout, jimž před chvílí sáli ven rtuť s olejem a vodou. Vzduch proudí z gondoly, ale jeho syčení záhy zmlkne; tlak venku i uvnitř je vyrovnán.

Otvírají příklopy vstupních otvorů, Piccard vysunuje nad gondolou polovinu svého dlouhého těla.

V měsíčním svitu vidí tlusté lano, visící od nosného kruhu, je to příčina jejich nedobrovolného pobytu ve stratosféře. Riedingerovi lidé ho tam při startu zapomněli, konec lana se zaklesl do lana od záklopky a znemožnil jeho pohyb. Piccard si zajiš-ťuje konec lana od trhacího pásu. Potom se rozhlíží, hledaje místo k přistání. Nemají mnoho času, balón klesá nyní se značnou rychlostí 2 až 3 metrů za vteřinu. Pod nimi jsou hory, nádherně ozářené měsíčním svitem, místy led a sníh, vlevo, nedaleko obzoru, ojedinělé temné mraky, občas zjasněné bleskem, jehož hrom je zdušen vzdáleností.

Piccard vyhazuje ven vlečné lano; mírný vítr žene balón přes vrchol hory, ledovec a sněžné pole.

Na okamžik se objeví světélka horské vesnice a Piccard začne rychle kmitat světlem kapesní lampičky, ale nový svah brzy je odloučí od lidských příbytků. Jsou nad sněžným polem, mírně se svažujícím, jež se zdá být prosto zrádných ledových trhlin.

Balón je zcela blízko země, je čas. Piccard zatáhne plnou silou za lano, ozve se praskání trhané látky a vrchlík balónu se otevře dlouhou trhlinou, z níž proudí vodík překotně ven. Gondola několikrát narazí na zasněžený svah, nepatrný okamžik se valí a potom stane nehybně. Piccard je stále ještě polovinou těla ven, neutrpěl nejmenší zranění. Také Kipfer, hrabající se z nepopsatelné změti přístrojů vzhůru, je zcela bez pohromy. Obal se chvilku míhá nad klidnou gondolou, hroze ji zavalit svými sed-mi sty kilogramy váhy, ale potom ustoupí lehkému závanu větru a pomalu se složí vedle kovové koule na sníh a rozprostře se na něm v celé své délce čtyřiceti metrů. Piccard pohlédne na náramkové hodinky: je přesně 21 hodin, celý sestup s výše 4500 metrů i přistání samo netrvaly déle jak 9 minut.

Vystupují z gondoly a jdou nejdříve hasit žízeň zmrzlým sně-hem. Nato se zabalí do kusu plátna a ulehnou k spánku na studený sníh. Vstávají ještě před východem slunce a vaří si snídani – zásoby s hliníkovým vařičem a s pevnými lihovými kostkami byly připoutány zvenčí ke gondole. Potom si zrobí z bambusové tyče alpskou hůl, přivážou se k sobě lanem a sestupují do údolí, směrem, kde včera zahlédli světla vesnice. K polednímu potkávají záchrannou četu statných horalů, jsou to obyvatelé vesnice v údolí, Gurglu v tyrolském Oetztalu. Přijetí je neobyčejně srdečné. Alpini snesou dolů přístroje, vážící 200 kilogramů, olověnou přítěž, které je ještě 150 kilogramů a ohromný obal, jenž má 7 centů; obal dokonce tak šetrně, že neutrpí nejmenší škody a poslouží ještě k dvěma novým stratosférickým letům.

Gondola, jejíž kov je rozhlodán rtutí, se už k novému letu nehodí. Piccard ji ponechá bezstarostně na ledovci, ačkoliv různí sběratelé zvláštností za ni nabízeli tak značné obnosy, že by byl jimi uhradil náklad na nový let – ovšem potíž spočívala v do-pravě stodvacetikilové hliníkové koule přes hory a strže na nejbližší nádraží. A tak zůstala gondola na ledovci, 2800 metrů nad mořem, po celý rok a zatím ji navštívily davy horolezců a zanechaly na jejích křivých stěnách hotovou změť podpisů. Potom se odhodlali obyvatelé Gurglu, že ji snesou dolů; podařilo se jim to a jejich drobná osada se dočkala v nejbližších letech nemalého turistického rozkvětu.

Přísná F. A. I. – Fédération Aéronautique Internationale, mezinárodní kontrolorka leteckých rekordů – vypočetla z údajů zapečetěného barografu, že F. N. R. S. dosáhl nejvyšší výšky 15 781 metrů a předčil všechny dosavadní výškové rekordy. Odpovídalo to vzdušnému tlaku 78 mm sloupce rtuti, o 2 mm méně, než naměřil Piccard na svém rtuťovém tlakoměru. Jeho přístroj byl jistě přesnější, než pérový barograf Federace, ale úřední přístroj je úřední přístroj a tak musil Piccard slevit 165 metrů se svého rekordu. I tak splnil balón po letecké stránce svůj úkol, ale jak při tom dopadlo měření kosmických paprsků? Piccard doznal upřímně, že špatně. I ta měření z výšky 15,78 km byla nesprávná, jak se ukázalo později. Nicméně měl i tento pohnutý a částečně nezdařený let velkou průkopnickou cenu; zkušenosti při něm získané nejen že umožnily Piccardovi druhou cestu do stratosféry, ale poskytly i všechny potřebné vědomosti celé četě jeho následovníků, kteří se vydali do nadoblačných výšek s daleko dokonalejšími přístroji pro výzkum tajemných paprsků.

10. Po neviditelné stopě

Výzkum kosmických paprsků by byl nepochybně po čase ustrnul před závorou, přehrazující další cestu, nebýt tří nových způsobů, umožňujících další výhledy do neviditelného světa. Uzavřená nádoba, spojená s elektrometrem, obecně nazývaná „ionizační komorou“, prozradila sice ionizační účinky tajemného záření, ale v podstatě nic jiného. Fyzik mohl takovou komoru obklopovat pancéři různé síly, sledovat, jak je jimi ionizační účinek kosmických paprsků zeslaben a učinit z naměřených čísel uzávěry – více méně nesprávné – na podstatu kosmických paprsků.

Ale dále se po téže cestě nemohl dostat, končila slepou uličkou.

Naštěstí zřídka se stává, aby řešení určitého vědeckého problému napomáhala jen jediná metoda.

Zpravidla je jich více a řešení je tím nekonečně usnadněno. Kolem roku 1930, právě v době, kdy Piccard chystal svůj stratosférický let, rozpomněli se fyzikové, že lze použít pro výzkum kosmických paprsků kouzelného přístroje se všedním jménem Wilsonova mlžná komora, který už před mnoha léty zviditelnil neviditelné paprsky a umožnil jejich důkladný výzkum.

S principem, na němž je založen tento podivuhodný přístroj, setkal se každý z nás v denním životě jistě mnohokrát. Otevřete prudce láhev, naplněnou až po hrdlo sodovkou a z lahve se nejdříve vyvalí malý obláček šedého dýmu. Otevřením lahve se uvolnila cesta stlačenému kysličníku uhličitému, uzavřenému mezi hladinou kapaliny a zátkou a prosycenému vodní parou; prudce se rozepjal a tím vykonal určitou práci, k níž mohl čerpat energii jen sám ze sebe, ze svého vlastního tepla. Důsledek toho byl, že se ochladila i vodní pára, kterou nesl s sebou; u vodní páry to vedlo k zhuštění v podobě drobounkých, přímo drobnohledných kapiček mlhy – odtud onen šedý obláček, který se vyvalil z hrdla láhve.

Kdyby nebylo prachu a iontů, neměly by ty kapičky mlhy na čem se usadit a nevznikly by; ale ve vzduchu je téměř vždy prach a zaručeně vždy obsahuje ionty, vyráběné ustavičně kosmickými paprsky a pronikavým zářením radioaktivních prvků, rozptýlených v nesmírně malých stopách v zemské kůře i ve vzduchu, kde byly v nedávné době zjištěny i ve výšce 8000 metrů.

Anglický fyzik C. T. R. Wilson vypracoval na tomto podkladě těsně před první světovou válkou svou mlžnou komoru, přístroj, zviditelňující neviditelné stopy všech ionizujících paprsků.

V jednoduchém provedení je jeho přístroj kovovým válcem se skleněným víkem a s pohyblivým dnem. Dno tvoří dutý píst, a spodní prostor válce, pod pístem je spojen přes kohout s nádobou, ze které byl vzduch vyčerpán vývěvou. Pod skleněným víkem je válec vyložen vrstvou želatiny, pečující o to, aby prostor mezi víkem a dnem byl trvale nasycen vodními parami. Otevře-li se kohout, klesne prudce dno válce, poněvadž vzduch pod ním se zředil spojením s vyčerpanou nádobou a nezředěný vzduch, uzavřený nad ním, na něj působí značným tlakem. Poklesem dna se vzduch nad ním prudce rozepne a vodní páry, kterými je nasycen, se srazí na všech iontech, jež právě obsahuje. Trvá to okamžik, jako kouzelný přelud, a mlha se hned zase rozplyne; ale tento okamžik stačí fotografické desce, aby zachytila vše, co se po dobu jeho trvání objevilo pod skleněným víkem, v nízkém prostoru, ozářeném se strany kuželem intensivního světla. Není nic těžkého obnovit pod pístem zase obvyklý tlak vzduchu a vysunout píst do jeho počáteční polohy, kterou měl před poklesem; komora je připravena k novému rozpětí plynu pod skleněnÝm víkem, k nové expansi, jak se říká odborně a fotografický přístroj k novému snímku.

Víme, že každý druh paprsků vytváří jinak ionty (kap. 6.) a vydává svou energii na jejich výrobu rozdílným způsobem. Paprsek alfa, těžká střela, heliové jádro, kladně nabité, ionizuje velmi hustě; snímek Wilsonovy komory zachycuje jeho dráhu v podobě tenké a velmi ostré, téměř dokonale – až na některé odchylky a až na samý konec – rovné čáry, ve které teprve po určitém zvětšení snímku rozeznáme jednotlivé shluky iontů, či lépe řečeno kapičky mlhy, jež je obalují. Paprsek beta rozděluje vždy svou energii na větší vzdálenosti, je to vytrvalec. Snímek z mlžné komory ukazuje zřetelně oddělené a většinou dosti veliké zářící kapky mlhy.

Stopy různých paprsků beta nemají jednotný tvar; při velmi vysokých rychlostech jsou to také rovné čáry jako stopy paprsků alfa – značně ovšem širší – jakmile však rychlost klesne, začnou se stopy drah přepodivně kroutit; jsou zprohýbané, klikaté, zahnuté až do kruhu. Zvláště dobře je to patrno na hodně pomalých paprscích beta, Comptonových elektronech, jež vyloučilo záření gamma – samo o sobě unikajíc ztotožnění Wilsonovou komorou, poněvadž samo neionizuje. Ty četné okliky, jež paprsek beta vykoná, než spotřebuje všechnu svou energii, jsou způsobeny elektrickými silami, jimiž je prostoupeno okolí každého atomu. Atom podle dnešních našich představ je útvarem, v němž elektřina hraje vynikající úlohu. Těžké jádro atomu, ve kterém je soustředěna všechna jeho hmota, je sídlem kladné elektřiny; jejím nositelem jsou protony, jádra lehkého vodíku, tvořící bez výjimky stavební součást všech atomových jader. Druhým stavebním kamenem atomových jader je neutron, hmotná částice jen o málo těžší, než proton; je bez náboje a stmeluje dohromady protony, jež by jinak nejevily žádnou soudržnost, poněvadž mají souhlasné elektrické náboje, a tělesa souhlasně nabitá se podle zákonů elektřiny vždy navzájem odpuzují. Kolem těžkého jádra, obklopeného valem kladné elektřiny, krouží elektrony, částice záporné elektřiny, 1840krát lehčí, než atom lehkého vodíku, jenž je nejlehčím prvkem. Paprsek beta proniká touto atmosférou záporné elektřiny, obklopující jednotlivé atomy, celkem jen s malými potížemi a zakouší zde většinou jen nepatrné ústrky; za to vliv kladného náboje jádra je ohromný a přinutí ho radikálně po-změnit směr své cesty po každé, když neobezřetně pronikne do jeho blízkosti. Odtud pocházejí prudké změny směru a klikaté dráhy paprsků beta, zviditelněné Wilsonovou mlžnou komorou.

Ze snímků Wilsonovy komory samotné lze odvodit data o délce drah paprsků, ionizujících plyny, t. j. paprsků alfa a beta; beta ať již prvotních, vyzařovaných přímo jádry atomů radioaktivních prvků, anebo druhotných, sekundárních, vytvořených účinkem paprsků gamma, po případě paprsků Röntgenových, z elektronů, obíhajících kolem atomového jádra; lze se poučit o způsobu, jakým spotřebují svou energii na ionizaci, ježto není nic těžkého spočítat jednotlivé kapičky mlhy, rozseté na dráze takového paprsku, a každá ta kapička vyznačuje polohu jednoho shluku iontů; lze konečně přímo stopovat dráhu paprsku samotného a informovat se, jakým způsobem proniká plynnou hmotou.

Zcela nový zdroj poučení byl získán v okamŽiku, kdy byla Wilsonova mlžná komora vložena mezi póly silného elektromagnetu. Že paprsky alfa a beta podléhají účinku elektrického i magnetického pole, bylo známo již řadu let; dík těmto účinkům se také podařilo Rutherfordovi záření. radioaktivních prvků prostudovat a správně roztřídit. Účinek elektrického pole je okamžitě pochopitelný; paprsek alfa je kladně nabitý, paprsek beta záporně a je tedy jasné, že oba musejí podléhat účinku každého elektricky nabitého tělesa. Vliv magnetického pole na oba druhy záření vyplývá ze vzájemné souvislosti elektřiny a magnetismu. Každý drát, jímž vedeme elektrický proud, je obklopen magnetickým polem. S tímto zjevem se setkáváme denně, kdykoliv stiskneme tlačítko elektrického zvonku, čímž vpustíme elektrický proud do drátu, ovinutého kolem měkkého železa. V okolí drátu se vytvoří okamžitě magnetické pole a zmagnetizuje železo, jež přitáhne jiný kousek železa, spojený s paličkou cimbálu. Poněvadž proud je přerušovaný, trvá magnetické pole jen kratičký okamžik a zase zanikne; železné jádro, vložené do cívky s drátem, přestane být magnetem a kousek železa, spojený s paličkou cimbálu, od něho odskočí.

Celý zjev se opakuje tak dlouho, dokud tiskneme prst na tlačí-tko, spojující zdroj střídavého elektrického proudu s cívkou, a po celou tu dobu zvonek řinčí. Duší elektrického zvonku je tedy elektromagnet s přerušovaným proudem a se zanikajícím magnetismem. V laboratoři i jinde se užívá elektromagnetů stálých, vytvořených proudem, jenž není přerušován. Takové elektromagnety dosáhly v posledních letech, kdy byly budovány k výzkumu atomového jádra a k výrobě umělých elektrických paprsků, gigantických rozměrů. Krátce před touto válkou byla v USA zahájena stavba elektromagnetu, jehož železné jádro má na svém volném konci, t. zv. pólu, průměr 4,7 metru; celé jádro váží i s cívkami 4900 tun. Síla magnetického pole u takových velkých přístrojů je ovšem ohromná a činí mnoho tisíc gaussů.

(Gauss je jednotka síly – intensity – magnetického pole.) Vraťme se po této vysvětlivce zase k elektrickým paprskům alfa a beta, které se dostaly do sféry vlivu magnetického pole. Proud takových elektricky nabitých částic, následujících velmi rychle za sebou, se liší od proudu elektřiny v drátě jen tím, že není vázán na hmotu drátu; jinak je to proud elektřiny v plném slova smyslu a jako takový je obklopen magnetickým polem. Každý jednotlivý paprsek, každá ta elektricky nabitá částice, ať již kladná částice alfa, nebo záporná částice beta, nese magnetické pole s sebou; a poněvadž dva magnety vždy na sebe působí a jejich póly se buď přitahují, jsou-li opačné, t. j. jeden jižní a druhý severní, anebo odpuzují, jde-li o póly stejnojmenné, působí i magnetické pole, jímž paprsek letí, na ono drobounké magnetické pole, jež paprsek nese s sebou; přitáhne je, nebo odpudí a paprsek činí vždy tento pohyb s sebou; jeho dráha přestane být přímočarou a promění se v kruh anebo v šroubovici, jak už byla o tom zmínka u sekundárních paprsků, vytvořených kosmickými paprsky. Směr ohybu paprsků je pochopitelně jiný pro paprsky alfa, než pro paprsky beta. Mají různé náboje co do znamení a vytvářejí kolem sebe magnetická pole, obdobná dvěma různým magnetickým pólům. Ze smíšeného svazku paprsků, v němž jsou paprsky alfa, beta a gamma, oddělí magnetické pole okamžitě od sebe oba druhy paprsků; ohne dráhu paprsků alfa na jednu stranu a dráhu paprsků beta na stranu opačnou, zatím co paprsky gamma, které nemají elektrický náboj, jdou nerušeně dále původním směrem.

Zakřivení drah elektrických paprsků, způsobené magnetickým polem, je tím větší, čím je pole silnější a čím je rychlost paprsků menší. Známe-li sílu magnetického pole, můžeme z poloměrů kruhových drah paprsků v magnetickém poli snadno vypočíst jejich rychlost. Plyne z prostého vzorce: v=E.H.R, jako součin specifického náboje paprsku (E) (specifický náboj nějaké částice je dán podílem z jejího elektrického náboje a z její hmoty), intensity magnetického pole, vyjádřené v gaussech (H) a poloměru kruhové dráhy paprsku (R). Známe-li rychlost paprsku, vypočteme ihned jeho pohybovou energii jako součin z poloviční rychlosti a z dvojmoci hmoty paprsku. To je velmi cenné číslo, bez něhož se nelze při průzkumu paprsků obejít.

Vložíme-li Wilsonovu komoru mezi póly silného magnetu, zachytí fotografická deska dráhy paprsků, pozměněné magnetickým polem; na snímku lze přesně změřit poloměr dráhy a vy-počíst rychlost i energii paprsku. Tím jsou údaje, poskytnuté komorou samotnou, doplněny. Neviditelná stopa paprsku se stala v komoře viditelnou a c magnetické pole ji poznamená způso-bem, pro každý paprsek charakteristickým; oba dohromady, mlžná komora a magnet, zhotoví společným úsilím jeho fotografii, stejně charakteristickou, jako fotografie živého individua. Podle ní lze paprsek poznat, popsat a zařadit.

Už v roce 1927 si povšiml kterýsi fyzik, že se na fotografiích drah Comptonových elektronů, vystavených účinku magnetického pole, objevily mezi 160 elektrony dva, jejichž dráha byla magnetickým polem sotva zakřivena. To poukazovalo na neoby-čejně vysokou energii. Stalo se zvykem vyjadřovat energii paprsků alfa, beta i gamma napětím, jehož by bylo potřebí k umělé výrobě paprsku o téže energii. Obě částice, které náhle šlehly změtí pomaloučkých Comptonových elektronů, pohybujících se jen svízelně kupředu a podléhajících vlivu velmi slabých magnetických polí, měly energii, odpovídající 200 milionům vo-ltů. To bylo stokrát víc, než patřilo nejrychlejším paprskům alfa radioaktivních látek a čtrnáctkrát víc, než odpovídalo nejrychlejším známým paprskům beta týchž látek, paprskům, jejichž rychlost se liší od rychlosti světelné pouze o dvě desítiny procenta! Pozemské zdroje, přirozené i umělé, neměly nic, co by bylo s to poskytnout paprsky stejné energie a proto byly obě dráhy přičteny kosmickým paprskům. Wilsonova komora, vložená do magnetického pole, tu prozradila, že v kosmickém záření přicházejí až do našich laboratoří neobyčejně rychlé elektrony, předstihující svou energií vše, co jsme dosud u paprsků toho druhu znali. Jsou-li to primární elektrony, t. j. elektrony, vnikající do naší atmosféry přímo z vesmíru, anebo elektrony sekundární, vytvořené primárním zářením povahy vlnivé, fotonem, v atmosféře, nebo v okolí přístrojů případně v přístrojích samotných, to nebylo lze jen ze snímku rozhodnout; pro tu chvíli to však bylo vedlejší, ježto se jednalo v prvé řadě o neobyčejnou energii paprsku. Je jasné, že i kdyby ony dva elektrony o energii odpovídající 200 milionům voltů byly jen druhotným zjevem, nemohl mít foton, světelný paprsek, jenž byl jejich původcem, energii nižší.

Nyní se počalo kosmické záření intensivně stopovat pomocí mlžné komory a magnetického pole.

Byli to zejména Millikan a jeho spolupracovník, mladý Carl Anderson, kteří zhotovili v létech 1932 až 1934 mnoho tisíc snímků s Wilsonovou komorou, pracující na prázdno. Byl to většinou zmařený materiál a jen na 3 snímcích ze 100 se objevily stopy částic o vysoké energii, které mohly být přičteny kosmickému záření. Všechny dráhy byly zakřiveny magnetickým polem, jež mělo v daném případě mimořádně vysokou intensitu, 20 000 gaussů, zatím co i na nejrychlejší paprsky beta radioaktivních prvků se vystačí s polem slabším než 1000 gaussů. Ze série 815 drah kosmických paprsků připadlo 87% na jednoduché dráhy, ale často se objevily i dráhy dvojité, vycházející z téhož bodu olověné destičky, přehrazující Wilsonovu komoru; na některých snímcích bylo takových drah, paprskovitě se rozbíhajících z jednoho místa i více, a jeden snímek jich zachytil dokonce deset.

Tento případ zmnohonásobení drah kosmických paprsků, vycházejících z téhož střediska, byl již dříve znám. Objevil jej roku 1929 Francouz Pierre Auger se svým spolupracovníkem a nazval tento svazek rozbíhavých paprsků podle jeho podoby „gerbe“, snop; Anglosasové mu začali říkat „shower“, sprška a stejného výrazu používají i Němci („Schauer“).

Skutečně tento náhlý a nečekaný příval paprsků připomíná jarní spršku, kdy nebe, před chvílí ještě jasné, v několika okamžicích vyleje své vody na nic netušící chodce v jarním šatě.

Že kosmické paprsky jsou s to přinést náhlý příval energie, zjistil Hoffmann již roku 1927. Od té chvíle, co se sám přesvědčil o existenci kosmického záření, když zesílil olověný pancéř na elektrometru a na uzavřené nádobě, s ním spojené, věnoval se horlivě výzkumu tohoto záření. Na fotografických filmech, zaznamenávajících pohyb jehly elektronu, objevil občas náhlé skoky křivky, svědčící o nenadálém přívalu milionu až sto milionu iontu na elektrodu uzavřené nádoby. V odborné literatuře se tomu zjevu začalo říkat „Hoffmannovy nárazy“. O rok dříve objevil Hoffmann jiný zajímavý zjev, když skládal pancéř kolem uzavřené nádoby z vrstev různého materiálu, na př. z olova a ze železa, nebo z olova a z hliníku, vzrostla ionizace v nádobě po každé, když na vrstvu jednoho materiálu byla položena vrstva z odchylného materiálu, ačkoliv měla klesnout, poněvadž celkový pancéř se přidáním nové vrstvy zesílil. To náhlé zvýšeni intensity kosmického záření při přechodu z pancéře jednoho druhu do pancéře jiného druhu bylo pojmenováno „pře-chodovým zjevem“. Výklad obou zjevů, přechodového i Hoffmannových nárazů byl hledán v sekundárních paprscích, jimiž se kosmické primární paprsky za určitých okolností a z důvodu zatím neznámého náhle obklopí. Snímky z mlžné komory ukázaly spršky takových sekundárních paprsku; Andersonovi a jeho spolupracovníku Neddermayerovi se později (1936) podařilo zachytit na snímku z mlžné komory spršku, jež měla víc jak 300 paprsku, takovou, která působila „nárazy“ v Hoffmannově elektrometru. Když spočetli energii jednotlivých paprsku dohromady, vyšlo jim číslo, odpovídající půldruhé miliardě voltů!

Už Millikanovy a Andersonovy snímky z let 1932 až 1934 podávaly svědectví o neobyčejných energiích, vyskytujících se v kosmickém záření; plných 42 % paprsku mělo energii odpovídající napětím 350 milionu až 1 miliardě voltu, u 23 % ležela tato energie ještě výše, mezi 1 až 3 miliardami voltu. A bylo lze soudit, že valná část této energie přísluší sekundárnímu záření a že primární, žádnými pochody nezeslabené kosmické záření, vstupuje do naší atmosféry s energií ještě daleko vyšší. Je otázka, zda při největším pokroku techniky budeme jednou s to vyrobit takové paprsky v našich laboratořích; gigantický elektromagnet, budovaný v USA, o němž byla již zmínka, má sloužit k výrobě paprsků o energii odpovídající 100 milionům voltů, ale tím, zdá se, jsou možnosti dnešní vědy i techniky na hezký čas vyčerpány.

Co překvapovalo zkušeného fyzika, jakým byl Millikan, byl neobvykle vysoký počet k l a d n ě nabitých částic, jež se objevily na snímcích kosmických paprsku. Bylo jich 30 až 50 % a Millikan se klonil k názoru, že jde asi o protony, kladně nabitá jádra lehkého vodíku, pohybující se vysokou rychlostí.

Ve většině případů slévaly se mlžné kapky na snímku dohromady tak, že bylo téměř nemožné je spočítat a určit t. zv. „specifickou ionizaci“, t. j. počet iontů, vytvořených paprskem na délce 1 cm, číslo, umožňující bezpečné rozhodnutí, jde-li o těžkou ionizující částici (paprsek alfa, nebo proton), anebo o částici lehkou (elektron).

Potom se stalo, že Anderson prohlížel znovu 1300 snímků z léta 1932 a našel na nich celkem 15 drah kosmických paprsků s nápadně menší specifickou ionizací, než jakou by měla těžká částice stejné energie, a zakřivených takovým směrem, že musily patřit jen kladně nabitému paprsku. Jeden z těchto snímků zachycoval dráhu jediného paprsku; byl velmi zdařilý a ostrý a tak neobyčejný, že přivedl do rozpaků celou Norman Bridgeovu laboratoř na California Institute of Technology s šéfem, profesorem Millikanem v čele. Anderson už měl připravený celý výklad a nyní ho hájil proti nejrůznějším námitkám.

Ze směru magnetického pole a ze snímku samotného plynulo podle něho jasně, že je to částice kladně nabitá. Střed komory byl totiž přehrazen olověnou destičkou, 6 mm silnou a paprsek přicházel ze spodní poloviny komory, prošel destičkou a vynořil se z ní v horní polovině komory, kterou proběhl až ke stěně. V dolní polovině komory byl méně zakřiven a z poloměru oblouku, jejž opsal pod vlivem magnetického pole, vypočetl Anderson, že jeho energie v této spodní části dráhy odpovídá 63 milionům voltů; průchodem olověnou destičkou pozbyl z ní paprsek téměř dvě třetiny a když se vynořil, opisoval mnohem zakřivenější oblouk se značně menším poloměrem, z něhož plynula energie odpovídající jen 23 milionům voltů.

Bylo zcela vyloučeno, že by to snad mohl být elektron se záporným nábojem, pohybující se opačným směrem, t. j. z horní poloviny Wilsonovy komory do dolní; byl by to zázračný elektron, poněvadž by se jeho energie třikrát zvětšila následkem průchodu olověnou destičkou!

„To je arci nesmysl,“ usmál se Millikan, když kdosi bez rozmyšlení nadhodil možnost elektronu se záporným nábojem. „Ale jak by to vypadalo, kdybychom se na to dívali jako na stopu protonu?“ Anderson je nechal klidně počítat a hledat v tabulkách, byli s tím ,ostatně rychle hotovi. Druhá odmocnina z energie částice je, za jinak stejných podmínek, přímo úměrná specifickému náboji částice. Proton má stejný náboj (až na znaménko!) jako elektron, ale tisícosmsetčtyřicetkrát větší hmotu a tedy 1840krát menší specifický náboj; pro něho vycházela jen energie, odpovídající 300 000 voltů, ale podle přesných tabulek, sestavených na základě spolehlivých pokusů, by byl takový proton s to urazit ve vzduchu dráhu jen 5 mm dlouhou; ta zde však byla nejméně desetkrát delší.

„S protonem to nejde,“ uznal šéf laboratoře. „Mohla by tu být ale třeba taková okolnost, že se náhodou ve stejném okamžiku objevily dva elektrony, jeden letící k destičce a druhý, letící od ní a že se jejich dráhy složily tak, jako by šlo o dráhu jediné částice. Ale to je tak nepatrná pravděpodobnost, že nemá cenu o ní uvažovat.“ Skutečně to nestálo za to; z 500 snímků vykazoval jen tento jediný tak krásně čistou a ostrou dráhu podobného zakřivení. Jak nepatrná musila být pravděpodobnost, že by se na jedné a téže desce sešly dva takové elektrony! A ještě k tomu by se musily vyskytnout v mlžné komoře současně, anebo s časovým rozdílem ne větším, než 2 setiny vteřiny, jinak už by jejich dráhy nebyly stejně ostré.

„Nezbude, než se smířit s vaší teorií kladného elektronu,“ uznal Millikan. „Ale je divné, že tak dlouho se po něm marně pátralo a teď by se najednou objevil v kosmickém záření!“ Kdosi měl ještě nápad, že by to také mohl být paprsek povahy paprsku gamma, tedy foton, sám o sobě v komoře neviditelný; přišel se shora a vyloučil z olověné destičky dvě částice současně, z nichž jedna letěla směrem vzhůru a druhá směrem dolů. Ale Millikan ho upozornil, že potom by ta první částice, letící vzhůru, musila mít tak jako tak kladný náboj vzhledem k směru zakřivení své dráhy a že je proto jednodušší smířit se s Andersonovým předpokladem kladného elektronu, který prošel olověnou clonou. Ostatně proč také ne?

Příroda čelí k souměrnosti a je-li záporný elektron, proč by nemohl existovat také jeho protějšek, kladný elektron, nebo-li positron? Je to sice podivné, poněvadž až dosud nebylo známo, že by se kladný náboj mohl vyskytovat volně, nejsa, vázán na hmotu, ale přírodovědec nesmí být ani konservativní, ani dogmatický. Ostatně teoretikové volají po takové částici kladné elektřiny už dávno; Dirac dokonce předpověděl její existenci ze svých studií sil, panujících uvnitř atomu. Později se zjistilo, proč nebyl positron objeven již dříve: není schopen dlouhé existence, jeho jepičí život se měří na miliontiny vteřiny.

Další výzkumy ukázaly, že positron, objevený Andersonem v kosmickém záření je podivuhodnou částicí. Přinesl první pokusný doklad k tvrzení teoretiků, že není žádného podstatného rozdílu mezi světlem a hmotou, žádné nepřeklenutelné propaSti; hmota se může vyzářit a může zase vzniknout ze světla.

Positron to potvrzuje; vzniká současně s elektronem, jako jeho dvojče, když se foton, paprsek gamma vysoké energie, anebo paprsek kosmický přiblíží k jádru atomu natolik, aby mohlo převzít určitou, ale velmi nepatrnou část jeho energie; potom se foton, světelný paprsek, promění v pár positron plus elektron, dvě částice volné elektřiny, mající určitou hmotu, byť i tak nepatrnou, že nejlehčí známý atom lehkého vodíku je 1840krát těžší. Hmota tu vzniká ze světla a zase se naopak ve světlo mění.

Elektron je s to existovat tak dlouho, dokud se přeměnou své energie pohybové v ionizaci a sekundární paprsky gamma nezabrzdi natolik, že jeho rychlost není o nic vyšší, než tepelná rychlost jakékoliv molekuly; potom s některou z těchto molekul elektron splyne a skončí svůj život pravšedním způsobem, jako zcela obyčejný ion.

Jinak positron: připomíná báječného ptáka Fénixe, jenž v ohni zaniká a hned se z něho opět rodí.

Po mizivě malém zlomku vteřiny, představujícím jeho život, splyne positron s elektronem v těsné blízkosti atomového jádra a pod jeho záštitou a hmota obou částic elektřiny se vyzáří v podobě jednoho či dvou fotonů, paprsků gamma.

Fyzikové obdrželi v positronu částici, která jim velmi chyběla při hledaném výkladu různých zjevů, odehrávajících se v nitru atomu a kolem něho. Sedmadvacetiletý Carl D. Anderson byl vyznamenán za svůj objev Nobelovou cenou za fyziku pro rok 1936; dělil se o ni s objevitelem kosmického záření, Viktorem F. Hessem.

11. Počítací trubice a fotografická deska

Ionizační komora – uzavřená nádoba, jak se jí dlouho říkalo a komora Wilsonova přispěly neobyčejně k výzkumu kosmického záření a k poznání jeho podstaty. Kolem roku 1929 se k nim připojil třetí přístroj, založený rovněž na ionizačním účinu kosmických paprsků, počítací trubice. A konec konců i poslední dosud – čtvrtý prostředek k jejich výzkumu, černání jednotlivých zrnéček citlivé vrstvy fotografické desky, způsobené troskami atomového jádra, vybuchujícího účinkem kosmických paprsků, se zakládá rovněž na ionizaci. Ionty a nic než ionty na každém kroku; „hezcí žebráčkové“ Rutherfordovi prokazují fyzikům ty největší služby; a je opravdu těžko si představit, kam by se byl dostal výzkum kosmických paprsků bez nich a zda by se byl vůbec někam dostal.

Počítání paprsků je dosti starého data. Už před první světovou válkou sestavil Rutherford se svým spolupracovníkem něm. fyzikem H. Geigerem, přístroj na počítání paprsků alfa. Zakládal se na t. zv. ionizaci nárazové, objevené počátkem století anglickým fyzikem J. S. Townsendem. Podstata tohoto zjevu je velmi prostá: vznikají-li ionty v prostoru, kde je silné elektrické pole (řádu 1000 voltů na cm vzdálenosti obou elektrod), uvede je toto pole do tak rychlého pohybu, že nárazem na molekuly samy plyn ionizují. Z každého iontu se tedy stane elektrický paprsek, jenž vytvoří tisíce iontů dříve, než zanikne na příslušné elektrodě. Účinek každého paprsku alfa je tímto způsobem ztisícinásoben a je už tak značný, že citlivý elektrometr je s to zaznamenat každou jednotlivou částici alfa. Nárazová ionizace probíhá za poměrně nízkých napětí, je-li vzduch, nebo jiný plyn, v němž se odehrává, zředěn na tlak 1/10 až 1/20 atmosféry. Poně-vadž pole je nejrovnoměrněji rozděleno ve válcovém prostoru, dali Rutherford a Geiger svému počítači paprsků alfa tvar trubice, jejíž stěny byly trvale spojeny se zdrojem stálého vysokého napětí. Konce trubice byly vzduchotěsně uzavřeny zátkami z isolační hmoty (ebonit nebo tvrzená pryž) a její osu tvořil tenký drát, spojený s elektrometrem a přes vysoký odpor se zemí; spojení se zemí mělo za účel vybít za určitou krátkou dobu elektrický náboj elektrometru, dodaný ionty, aby se jeho ukazatel vrátil na nulu a mohl zase reagovat na příští paprsek. Pohyb ukazatele elektrometru se zaznamenával na fotografickém papíře, poháněném hodinovým strojem; byl-li ukazatel v klidu, objevila se na papíře rovná stopa, zatím co každá lavina iontů, dodaná paprskem alfa, přivedla ukazatel elektrometru – zpravidla přímo vlákno elektrometru, promítané na fotografický papír silnou žárovkou a soustavou čoček – na okamžik z jeho klidové polohy a na papíře se objevil háček; někdy byl dvojitý, to když dva paprsky alfa následovaly těsně za sebou.

O tomto počítači se velmi dlouho tvrdilo, že je sice s to zaznamenat každý paprsek alfa, že však na paprsky beta reaguje jen nepravidelně a nehodí se k jejich přesnému počítání. Pro tento druh záření používali proto fyzikové počítačů poněkud odchylné konstrukce, založené sice také na násobení účinku jednoho paprsku beta nárazovou ionizací, ale pracujících za plného atmosférického tlaku a za přiměřeně vyššího napětí. Po dlouhých létech se Hans Geiger vrátil zase k původní počítací trubici, které používali s Rutherfordem. Proč nereagovala na paprsky beta stejně spolehlivě, jako na paprsky alfa? Bylo to v r. 1928 a Geiger byl tehdy profesorem fyziky na kielské universitě. Začal se s pomocí Walthera Müllera znovu počítací trubicí zabývat. S teorií se celkem nikam nedostali a zkusili proto praxi, neboť šedá je každá teorie a zelený je jen strom života. Měnili rozměry trubice, její materiál, tloušťku drátu a jeho povrch, zkoušeli naplnit trubici různými plyny za různého tlaku, měnili napětí stěn trubice i odpor, jehož prostřednictvím byl drát trubice spolu s elektrometrem spojen se zemí. A zjistili, že trubice reaguje velmi spolehlivě na každý paprsek beta, jestliže se povrch drátu nejdříve opatří tenounkou vrstvičkou kysličníku kovu, z něhož pozůstává.

Toho bylo lze dosíci různým způsobem, buď žíháním drátu v plameni, nebo elektrickým zahřátím drátu na vzduchu, anebo konečně mírným poleptáním povrchu drátu kyselinou. Zkusili hned také měřit kosmické záření svým počítačem paprsků beta za železným pancéřem rostoucí síly a dostali velmi pěknou křivku. Dokázali tím upotřebitelnost trubicového počítače, plně-ného zředěným plynem, pro výzkum kosmického záření. Pozdě-ji, když se počítací trubice stala nezbytným přístrojem každé fyzikální laboratoře, zabývající se výzkumem atomu, se dokonce kosmické záření projevilo jako nevítaný a všudypřítomný host; uplatní se vždy v počítači, i když je odstíněn pancéřem proti pronikavému záření Země, stěn a předmětů, jež jej obklopují a je příčinou, že takový počítač pracuje stále, i když s ním právě neměříme žádné jiné záření.

V příštích letech zaplavil Geiger-Müllerův počítač všechny fyzikální laboratoře, zabývající se výzkumem záření. Uplatňoval se stále rostoucí měrou nejen při měření slabého záření beta, kde podstatně snížil dolní mez zjistitelnosti tohoto záření, ale i paprsků gamma, kde lze tak jako tak měřit jen sekundární paprsky beta, jimi vytvořené. Samozřejmě se začala teoreticky i pokusně studovat funkce tohoto počítače. Zjišťoval se vliv materiálu, z něhož jsou stěny trubice i její drátová elektroda, vliv jejích rozměrů, hladkosti stěn i drátu, směru elektrického pole v trubici; vnějšího odporu, spojujícího drát se zemí, plynové ná-plně a jejího tlaku, atd., o výsledcích těchto prací vyšlo několik set pojednání, jež se velmi často zásadně rozcházejí v mínění. Počítač připravil fyzikům-teoretikům mnoho nepříjemných pře-kvapení a obklopil se různými záhadami, dodnes nerozřešenými. Uplatňují se často mrzutým způsobem i v praxi, ale nejsou ne-překonatelné. Často se stane, že ze dvou trubic, zhotovených zcela stejným postupem, jedna funguje bezvadně a druhé nelze použít; anebo že ze dvou trubic, které pracovaly z počátku úplně stejně, jedna už po krátké době přestane poskytovat spolehlivé údaje. Všeobecně lze říci, že „životní doba“ trubic je velmi různá; některé vydrží jen několik dnů, jiné počítají spolehlivě po celé dlouhé týdny, ba i mnoho měsíců. Nejbezpečněji fungují trubice, plněné vzácnými plyny heliem, nebo směsí helia a neonu; mají i tu výhodu, že nevyžadují nijak vysokého napětí. Vy-poví-li taková počítací trubice službu během delší série měření, nebo někde na polární výpravě, kde nejsou obvyklé prostředky po ruce, je to nepříjemné, jinak však má fyzik vždy možnost zkontrolovat si svůj počítač, zda pracuje spolehlivě. Stačí změřit počítačem záření jakéhokoliv radioaktivního preparátu při různých vzdálenostech preparátu od trubice; funguje-li počítač správně, musí změřená čísla vyhovovat zákonu o ubývání intensity záření s dvojmocí vzdálenosti.

Z počátku se tyto Geiger-Müllerovy trubice kombinovaly s elektrometrem a s registrační fotografickou komorou, jako původní Rutherford-Geigerův počítač paprsků alfa, brzy však se přišlo na to, že lze náboj, přenesený každým paprskem na drát trubice, zesilovat obvyklým způsobem, používaným v rozhlasovém přijímači. Za tím účelem je drát spojen přes kondensátor s mřížkou vstupní elektronové lampy, jež má takové předpětí, že anodový proud v ní neprotéká pokud počítač nepracuje; jakmile obdrží drát náboj, dodaný iontovou lavinou, přenese se náboj na mřížku a dodá jí kladné elektrické napětí, uvolňující anodový proud. – Anodový proud, jenž začne téci vstupní lampou, přenese kladný náboj na mřížku druhé lampy a vzbudí v ní anodový proud, jenž je daleko silnější, než anodový proud první (vstupní) lampy; tímto proudem lze již pohánět elektromagnet obyčejného počítače telefonních hovorů. Počítač hovorů reaguje potom na každý paprsek přiskočením kotvy k magnetu a posunem ozubeného soukolí, nesoucího číslice; za každý paprsek naskočí na číselníku jednotka.

Oba způsoby zaznamenávání paprsků, počítaných v Geiger-Müllerově trubici, mají své výhody a nevýhody. Elektrometrické zařízení je jednodušší a zhotoví trvalý záznam, na němž je zejména dobře vidět časový sled jednotlivých paprsků; má však proti lampovému zesilovači tu nevýhodu, že jeho výsledky se objeví teprve po vyvolání fotografického papíru, jež samo o sobě zase vyžaduje určitých opatření.

Lampový zesilovač je složitější než elektrometr, jejž nahrazuje a údaje číselníku vyžadují pravidelné kontroly, prováděné v určitých časových úsecích všude tam, kde potřebujeme data z jednotlivých časových údobí; lze tomu čelit přidáním malé fotografické komory, která vždy po určité době ofotografuje stav číselníku na papír, navinutý na otáčivém bubínku, poháněném hodinovým strojkem, ale tím už se zase uplatní všechny nepříjemnosti fotografických záznamů.

Už v roce 1928, kdy Geiger a Müller uveřejnili prvé zprávy o svém počítači, zjistil Kolhörster, že jediný kosmický paprsek je s to uvést do chodu dvě počítací trubice najednou. Tento, zdánlivě prostý fakt, nabyl okamžitě velkého významu pro výzkum kosmického záření. Jestliže se položily dvě počítací trubice do téže roviny v určité vzdálenosti od sebe a tak, aby byly rovnoběžné, potom každé zařízení, zaznamenávající jen ty paprsky, jež prošly oběma trubicemi, počítalo z kosmických paprsků pouze ty, které se vyskytly v rovině, dané oběma počíta-či. Tak bylo lze vymezit a počítat jen kosmické paprsky, při-cházející z určitých směrů, po případě jen ty, jež byly obsaženy v určitém úhlu. Ale nejen to, použitím celé sady trubic, sestavených do určitého tvaru, a opatřených takovým počítacím za-řízením, jež reagovalo jen tehdy, když všechny trubice fungovaly najednou ve stejném okamžiku, byla dána možnost zjištění spršek sekundárních paprsků, procházejících současně jednotlivými trubicemi. Tomuto způsobu počítání paprsků, které prošly dvěma nebo více počítači, se začalo říkat metoda koincidenční, podle latinského výrazu pro shodu či setkání; mluví se o dvojitých, trojitých atd. koincidencích nebo-li shodách, podle toho, prošel-li zaznamenaný paprsek dvěma, třemi atd. počítací-mi trubicemi po sobě.

Kolhörsterův objev měl i jinou velkou cenu; umožnil totiž po-čítání kosmických paprsků bez rušivých vlivů záření radioaktivních prvků a tedy bez rušivých vlivů pronikavého záření zemské kůry a atmosféry. Skutečně také paprsky beta radioaktivních prvků nejsou s to proniknout stěnou počítací trubice, obklopí-li se olověným pláštěm dva milimetry silným; paprsky gamma by se mohly uplatnit jen tehdy, kdyby sprška Comptonových elektronů, jimi vytvořených, zasáhla současně všechny počítací trubice; ale těmto pomalým elektronům je olověný plášť počítací trubice ještě účinnější překážkou, než rychlým paprskům beta, jež vyzařují radioaktivní látky.

Pak šlo jen o to, sestaVit vhodné zařízení pro záznam shod. U dvojnásobných shod, t. j. tam, kde šlo o záznam kosmických paprsků, které prošly dvěma počítacími trubicemi, nebyl problém tak těžký. Kolhörster a Bothe ho rozředili tím způsobem, že spojit drát každé trubice vždy s mřížkou jedné lampy (jednomřížkové triody) a anodu každé z obou lamp s jednou mřížkou tetrody, t. j. dvoumřížkové lampy. Teprve anodový proud této lampy poháněl počítač telefonních hovorů a ten protékal jen tehdy, když obě její mřížky dostaly náboj současně, t. j. když jeden paprsek prošel velmi přibližně v témž okamžiku oběma počítači. S nepatrnou odchylkou od pravdy lze tu mluvit o současnosti; ježto rychlost, kosmických paprsku, ať již jde o vlny anebo o částice elektřiny, je rovna rychlosti světelné, trvá cesta paprsku od jednoho počítače k druhému jen asi tři miliardtiny vteřiny při metrové vzdálenosti obou trubic.

Pro trojnásobné shody, t. j. pro uspořádání, kde zapisující za-řízení má být uvedeno v činnost jen těmi paprsky, které prošly třemi počítacími trubicemi, se ujal přístroj, jejž sestavil r. 1930 fyzik florentské university Bruno Rossi. Podle jeho vzoru se potom budovaly i složitější přístroje, s větším počtem počítacích trubic. Rossi spojil rovněž dráty svých počítacích trubic s mřížkami triod; za klidu, t. j. když počítací trubice nepracovaly, byly mřížky všech tří lamp bez náboje a tricidami protékal slabý proud, ježto anody měly nízké napětí, málo odchylné od nuly.

Všechny tři anody byly spojeny s mřížkou čtvrté lampy, jež byla udržována pomocnou baterií na mírném záporném napětí, odpuzujícím elektrony, vysílané žhavenou katodou, takže lampou tekl jen slabý proud, ačkoliv její anoda měla dosti vysoké napětí.

Kosmický paprsek, který prošel jednou ze tří počítacích trubic, přenesl na její drát a tím také na mřížku příslušné triody záporný náboj, což vedlo k přechodnému přerušení anodového proudu v triodě. Za čtvrtou lampu, jejíž anodový proud poháněl zapisovač, mělo to jen nepatrný vliv, takže zapisovač nebyl uveden v činnost ani když pracovaly současně dvě triody, t. j. když jeden paprsek prošel dvěma trubicemi.

Za to při trojnásobné shodě, t. j. když jeden paprsek prolétl všemi třemi trubicemi a způsobil mžikové vyhasnutí anodového proudu ve všech třech triodách současně, vzrostlo prudce napětí na mřížce výstupní lampy; mřížka dostala kladný náboj, uvolnila cestu elektronům a anodový proud na okamžik zesílil tak, že uvedl v činnost zapisovač.

Počítače trojnásobných shod se uplatnily při výzkumu kosmických paprsku snad nejvíce. Ustálily se také určité způsoby řazení počítacích trubic, kladených vždy rovnoběžně: řazení svislé, kde trubice vymezují svislou rovinu, vodorovné, když leží v téže rovině, střechovité, v němž trubice určují dvě různoběžné roviny, protínající se na způsob střechy a kolébkové, jež odpovídá předchozímu, ale s polohou otočenou o 180°, takže klín, sevřený oběma rovinami počítačů, se otvírá směrem vzhůru.

Snaha techniků, jež zde musil fyzik přibrat na pomoc, jakmile se přístroje zkomplikovaly, se nesla k tomu, sestavit zařízení, jež by umožňovalo i záznam takových dvou paprsků, jež následují velmi rychle po sobě. Každý zapisovač má totiž určitou setrvačnost, takže jeho záznamy mohou jít po sobě s neomezenou rychlostí. Američané vyřešili tuto otázku poměrně rychle a již v roce 1932 pracovali s počítači, jež byly s to zaznamenat každé dva paprsky, které jdou po sobě v časovém rozmezí větším než stotisícina vteřiny. Neobyčejný vývoj elektronových lamp, spadající přibližně do stejné doby, přišel konstruktérům paprskových počítačů právě vhod; a různé ty vícemřížkové lampy kabalistických jmen, pentody, hexody až oktody, umožnily konstrukci velmi složitých počítačů, kde úhrnný počet počítacích trubic dosáhl až závratného čísla 180! Jak dalece počítače paprsků ovládly výzkum kosmického záření, o tom svědčí malá statistika: roku 1939 vyšlo v americkém fyzikálním časopisu „The Physical Review“ celkem 50 pokusných prací o kosmickém záření a z nich více jak polovina, 29, bylo provedeno pomocí počítacích trubic!

Fotografická deska pomáhala už v roce 1896 francouzskému fyzikovi Becquerelovi objevovat radioaktivitu. Její emulse je stejně citlivá na záření radioaktivních látek, jako na obyčejné světlo. Podstata tohoto účinku světla není ještě po chemické stránce náležitě objasněna, jest však jisté, že tu jde opětně o ionizační účinek, o vliv světla, případně paprsků radioaktivních látek, na vnější elektrony citlivé soli, prostupující emulsi. Touto solí bývá v dnešních fotografických deskách zpravidla bromid stříbrný; je-li zasažen světlem, nebo paprsky alfa, beta a gamma, podlehne určité změně, která má za následek, že se působením vhodných chemických látek mnohem snáze mění v práškovité, kovové, černé stříbro, než neozářený bromid stříbrný.

Deska v takových místech po vyvolání zčerná, v jiných místech, kde byla vystavena menšímu účinku paprsků, pouze zšedne a v místech zcela neosvětlených zůstane bromid stříbrný nerozložen a rozpustí se potom v ustalovací lázni, takže deska se stane v takových místech – zcela průhlednou.

Zatím co paprsky beta a gamma způsobí rovnoměrné zčernání fotografické emulse, byl u paprsků alfa zjištěn (r. 1909) několika badateli současně individuální účinek. Dopadne-li paprsek alfa na fotografickou emulsi pod velmi malým úhlem, pronikne do emulse a v ní teprve ukončí svou dráhu, případně jí tam vykoná větší část. Každé zrnéčko bromidu stříbrného, jež při tom zastihne, pozmění tak, že je lze vyvolat; pod drobnohledem se potom objeví při náležitém zvětšení (500 až 1500krát) přímá řada černých bodů, jednotlivých zrnéček stříbra, vyznačujících dráhu paprsku alfa. Dráha sama není dlouhá, ježto paprsky alfa nejsou s to proniknout do želatinové emulse, obsahující bromid stříbrný, příliš hluboko; při kolmém dopadu končí paprsky alfa svůj pohyb nejpozději v hloubce šesti setin milimetru pod povrchem emulse. Vzhledem ke krátké dráze není ani počet zasažených zrnek bromidu stříbrného příliš značný a zpravidla (u fotomechanických desek) nepřevyšuje číslo 8. I tak ale je černých bodů, vyznačujících dráhu paprsků alfa dosti, že lze z jejich seřazení činit uzávěry na energii paprsků. Vhodnou volbou desky s jemnější emulsí lze ovšem počet bodů, určujících dráhu paprsku alfa, přiměřeně zvýšit a tím i zvýšit přesnost měření. Tento způsob použití fotografické desky umožňuje za určitých okolností zjištění neobyčejně nepatrných stop radioaktivních látek; v mnoha případech se tak dokonce i projeví přirozené znečištění emulse stopami radioaktivních solí. Na desce se po vyvolání objeví pod drobnohledem místa, z nichž paprskovitě vybíhají přímé čáry na všechny strany; tyto hvězdice odpovídají zrnéčkům radioaktivních látek, vysílajících všemi směry paprsky alfa.

Když Rutherford objevil (r. 1919), že bombardováním atomů pomocí paprsků alfa lze z atomových jader vyloučit protony, jádra lehkého vodíku, pohybující se vysokou rychlostí, pokusili se někteří fyzikové o zjištění protonů fotografickou deskou a shledali, že proton nechává po sobě v emulsi podobný sled postižených zrnéček bromidu stříbrného, jako paprsek alfa.

Ukázalo se však brzy, že celá řada obvyklých druhů desek, vyskytujících se v prodeji a vyznačujících se jemnozrnnou emulsí, sice je s to zaznamenat bodovým sledem dráhu paprsků alfa, jejichž specifická ionizace (t. j. množství iontů, vytvořených na jednocentimetrovém úseku dráhy) je velmi značná, avšak na protony, jež ionizují daleko řidčeji než paprsky alfa – ač-li ovšem nemají vysokou energii – nereagují buď vůbec, anebo jen částečně.

Ve vídeňském radiologickém ústavu byl vliv protonů na fotografickou desku soustavně studován v letech 1931 až 1937 a po-dařilo se tam připravit desky, jež reagovaly na protony stejně citlivě, jako paprsky alfa. Vyžadovalo to sensibilizace, nebo-li zcitlivění emulse pomocí zvláštní chemické látky, zvané pinakryptolová žluť. Na takových deskách byla potom zkoumána hustota postižených zrnéček bromidu stříbrného v různých úsecích dráhy protonu. Normálně totiž proton letí jen velmi zřídka v tak vhodném úhlu vzhledem k emulsi, aby v ní vykonal celou svou dráhu; emulse mívá tloušťku jen 0,07 až 0,10 mm a protony, jejichž energie přesahuje číslo, odpovídající 40 až 50 milionům voltů, jsou s to urazit v emulsi dráhu delší než 1 cm, takže jich většina končí ve skle. I v takových případech lze však z hustoty postižených zrnek usoudit na délku celé dráhy protonu v emulsi a vypočíst odtud jeho energii. Hustota zrnek závisí totiž na energii, kterou proton v dotyčném místě vykazuje; čím menší je tato energie, tím hustěji leží zrnka vedle sebe. Proměřením hustoty zrnek v různých místech dráhy protonů stejné energie lze odvodit cejchovní křivku pro tyto protony; křivka znázorňuje, jak se mění hustota černých bodů s dráhou, kterou proton už v emulsi urazil. Každé energii odpovídá jiná křivka; čím má proton vyšší energii, tím je jeho křivka méně strmá a delší. Stačí potom u protonů neznámé energie propočítat hustotu zrnek na určitém úseku dráhy a nakreslit příslušnou křivku; z jejího sklonu je ihned patrno, ke které cejchovní křivce lze ji přiřadit a z té se vy-čte délka dráhy studovaného protonu v emulsi a jeho energie.

Toto určování energie protonu není bez chyb; ve skutečnosti se neobdrží přesná, jedinou čarou vyznačená křivka, nýbrž jakýsi pás, vymezující jistý rozptyl počítaných zrnek. Ten rozptyl má dvě příčiny: jednak statistické kolísání počtu zasažených zrnek, dané počtem pravděpodobnosti a zákonem náhody, jež nelze odstranit; jednak nerovnoměrným rozdělením zrnek v emulsi, jež je způsobeno nedokonalostí výrobních prostředků. Přes tyto nedostatky prokázala fotografická deska při výzkumu kosmických paprsků dobré služby. Jednak pomohla zjišťovat, zda-li toto záření neobsahuje v sobě těžké částice, protony a neutrony, jednak bylo lze s její pomocí sledovat vliv kosmických paprsků na atomové jádro. Na snímcích z Wilsonovy mlžné komory byly v různých případech nalezeny mezi paprsky, tvořícími spršky, stopy, jež poukazovaly na protony. Tyto protony mohly pocházet jen z atomového jádra, zasaženého kosmickým paprskem vysoké energie; jsou to tedy trosky, odštěpené z atomu. Wilsonova komora je však přístrojem dosti složitým a vyžadujícím obsluhy. Lze ji vzít s sebou sice do stratosférického balónu, ale pracovat s ní někde v odlehlé salaši na horách nepatří mezi příjemné věci. Za to nic není snazšího, než uložit na jakkoliv opuštěném vrcholku hory sérii desek, zvláště připravených. pro zachycení stop drah protonů a obalit je materiálem, sestávajícím z různých prvků. Z počátku zde byla značná závada v tom, že desky, jejichž emulse byla zcitlivěna pinakryptolovou žlutí, po několika týdnech závojovaly. Nebylo tedy možno vystavit je na delší dobu účinku kosmických paprsků, tím spíše, že jim ani vzdušný kyslík nesvědčil. Výrobci pomáhají zpravidla velmi ochotně požadavkům čisté vědy, i když jsou někdy hodně vymáhavé; a tak různé firmy, Ilford, Agfa a j., připravily celou řadu emulsí, z nichž se podařilo vybrat několik, jež se osvědčily jak pro protony, tak i pro dlouhodobé vystavení účinkům kosmických paprsků.

12. Od pólu k pólu

Chcete-li studovat něco v umělém magnetickém poli, je to záležitost poměrně pohodlná, kterou lze vyřešit mezi čtyřmi stěna-mi přívětivé laboratoře.

Jinak jste na tom, jde-li vám o sledování účinku zemského magnetického pole na nějaký přírodní zjev.

Příroda tu vyrobila příliš rozměrné magnetické pole, jehož póly jsou od sebe čtyřicet tisíc – a možná ještě víc – kilometrů daleko, podle toho, jak to počítáte.

A jste-li nuceni konat svá měření v místech, kde toto pole má různou intensitu, pak vám nezbude než putovat za jeho změnami sta a sta kilometrů. Dvacáté století toto putování valně usnadnilo pomocí letounů a tak se stalo, že jsem přijal koncem roku 1927 pozvání italského generála Umberta Nobila k polární výpravě, chystané na příští rok. Jako rok před tím, na polární výpravě, jež nesla spojený název: Amundsen – Ellsworth – Nobile, mělo se i tentokrát použít vzducHolodi k překonání velkých vzdáleností. Byla zde možnost měřit atmosférickou elektřinu a kosmické záření mezi Milánem a severním zeměpisným pólem a možná až k magentickému pólu.

V té době se ještě obracely k oběma zemským pólům různé tužby geofyziků. Jednou z nich bylo řešení otázky, jak dalece podléhá kosmické záření účinku ohromného zemského magnetu, druhou hledání tajemného proudu elektronů, jenž měl dopadat na povrch naší planety v oblasti obou magnetických pólů. Millikan sice právě v té době nenalezl žádný vliv zeměpisné šířky na kosmické záření, ať je měřil v kordillerských jezerech, na 17° jižní zeměpisné šířky, anebo v jezerech koloradských, mezi 30. a 40. severní rovnoběžkou, ale jeho výsledky nebyly tehdy ještě uveřejněny – vyšly až v únoru 1928 – a i kdyby byly bývaly již známy, neznamenalo to ještě, že se vliv zemského magnetického pole neprojeví v končinách bližších magnetickému pólu, než jsou koloradské hory. Přítok elektronů na pólech požadovali geofyzikové jednak aby vysvětlili, proč Země zůstává záporně nabita, přestože vzdušné ionty ji ustavičně nabíjejí kladně, jednak aby vyhověli požadavkům geomagnetiků; v čele těchto badatelů, zabývajících se výzkumem zemského magnetického pole, stál tehdy Američan Louis Agricola Bauer, jenž provedl velmi soustavná a důkladná měření a výpočty zemského magnetického pole a dospěl k názoru, že jistou jeho část nelze vysvětlit jinak, než intensivním přítokem elektronů, dopadajících v oblasti magnetických pólů na zemský povrch. Tyto předpokládané a dodnes nedokázané – proudy elektronů dostaly po Bauerovi název „Bauerovy proudy“. Obojí mohlo souviset do určité míry spolu, kosmické paprsky, odchýlené zemským magnetickým polem k jeho pólům, i Bauerovy proudy. Pokoušel jsem se o jejich zjištění už na minulé polární výpravě roku 1926, jednak přímo v laboratoři, kterou jsem si zřídil na Špicberkách v opuštěném havířském domku, jednak nepřímo měřením elektrické vodivosti vzduchu, kterou provedl mým přístrojem švédský meteorolog výpravy, Finn Malgreen, při letu vzducholodi „Norge“ z Kings Bay na Špicberkách přes severní točnu do Telleru na Aljašce. Výsledek obou měření byl v podstatě záporný, ale to ještě nebylo poslední slovo. Přístroj na měření elektrické vodivosti vzduchu stanoví počet vzdušných iontů jen ne-přímo; nebylo lze tedy s určitostí prohlásit, že je tu právě tolik iontů ve vzduchu, jako všude jinde a proto i tolik kosmických paprsků jako v jižních šířkách. Konečně tu mohlo být i dosti pronikavé záření elektronické, jež sice ionizuje vzduch, jehož hmota je poměrně malá, nepatrně, projeví se však v přístroji, jako je Kolhörsterův elektrometr, sekundárními fotony, které vy-loučí z jeho silných stěn.

Kolhörsterův elektrometr, jejž zakoupil Státní radiologický ústav v r. 1922, měl tak značnou vlastní aktivitu, že by se byl Ir zamýšlenému měření málo hodil; celková ionizace, kterou vykazoval, činila asi 18 iontů/ccm. vteř., a jak se později ukázalo, velká část z toho padala na vrub radioaktivních znečištěnin jeho vnitřních stěn. Poslal jsem jej zhotovitelům, Güntherovi a Tegetmeyerovi v Brunšviku, a ti si dali opravdu záležet. Rozmontovali ho, vyčistili, znovu ho galvanicky uvnitř pozinkovali, vyměnili isolátory i vlákna a jeho ionizace klesla na pouhých 7,3 iontu/ccm. vteř., změřených v hangaru v Baggiu u Milána, těsně před startem; v pomořanském Stolpu byla přibližně stejná; 6,9 iontu; když jsme kotvili u stožáru ve Vadsö, v nej-severnějším cípu Norska, kde nás z valné většiny už obklopovalo moře bez radia a jiných zářivých prvků, klesla ionizace uvnitř elektrometru na 5,4 iontu; v zasněžené a ledovci obklopené Kings Bay vykazoval elektrometr už jen 4 ionty/ccm. vteř., a když jsme ztroskotali na zamrzlém polárním moři daleko od země, s jejím rušivým pronikavým zářením, dal elektrometr překvapivě nízkou hodnotu kolem 3 iontů/ccm. vteř. Poněvadž dobrá polovina z toho musila připadat na kosmické záření a zbytek se mohl přičíst, vzhledem k neradioaktivnímu prostředí, vlastní aktivitě přístroje, podařilo se výrobcům snížit rušivé záření stěn přístroje na mimořádně nízkou hodnotu 1,5 iontu/ccm. vteř.

Dne 15. dubna 1928 opustila vzducholoď „Italia“ Milán, ležící na 45° 27' severní zeměpisné šířky a letěla přes lombardskou nížinu, Adrii, Jugoslávii, Burgenland, Moravu, západní Polsko a východní Německo do pomořanského města Stolpu nedaleko Baltického moře, kam dorazila po velmi pohnuté cestě 16. dub-na v časných hodinách ranních. Moje přístroje, Kolhörsterův elektrometr, přístroj na měření radioaktivity vzduchu a kombinovaný iontometr, zhotovený podle mého návrhu, jímž bylo lze měřit počet lehkých iontů, obsažených ve vzduchu i jejich rychlost a počítat odtud elektrickou vodivost atmosféry, byly umístěny ve velitelské gondole. Odečítal jsem je pravidelně plných 21 hodin a zjistil jsem obvyklé normální hodnoty odpovídající naší výšce letu, která se pohybovala mezi 700 a 1950 metry. Bylo tu známé kolísání ionizace v uzavřené nádobě, jak ji našel už před lety Hess ve volném balónu a jejíž hlavní příčinou není ani tak změna výšky, a tím i intensity kosmických paprsků, jako pohyb nad místy různého pronikavého záření Země a různého obsahu radioaktivních látek v ovzduší.

Nad Moravou jsme letěli prudkou bouřkou, která způsobila našim pilotům hodně starostí, ale ionizace v uzavřené nádobě na ni vůbec nebrala zřetel.

Ze se intensita kosmických paprsků mezi Milánem a Stolpem pozorovatelně nezměnila, bylo samozřejmé; zeměpisná šířka obou míst se od sebe valně neliší, Stolp leží přibližně na 54° 55' severní šířky, tedy asi o 9° severněji, než Milán; rozdílný účinek zemského magnetického pole se tu ještě nemohl projevit. Neprojevil se však ani později a elektrometr vykazoval hodnoty nepatrně kolísající kolem stálého průměru po celou cestu ze Stolpu do Kings Bay na 78° 55' s. z. š., při letu odtud na východ k Severní Zemi, kdy se vzducholoď dotkla 82. rovnoběžky, při dalším letu na západ ke Grónsku, kde u břehů Pearyho Země byla vzducholoď jen 1600 km od severního magnetického pólu; nad severní točnou, kde vzducholoď kroužila o půlnoci 23. května 1928 ve výši asi 350 metrů nad zamrzlým mořem, vykazoval elektrometr 4,5 iontu/ccm. vteř., jen asi o půl iontu víc, než v kingsbayském hangáru.

Na zpáteční cestě ztroskotala vzducholoď severně od Špicberků, ve vzdálenosti asi 300 až 400 km od své základny v Kings Bay. Katastrofa byla způsobena náhlým zatížením, jež vzniklo buď ztrátou plynu, který unikl nějakou větší trhlinou v obalu, anebo rychlým zledovatěním povrchu vzducholodi.

Skutečná příčina katastrofy nebyla nikdy zjištěna, ježto vrak vzducholodi zmizel po odtržení velitelské gondoly a nebyl nikdy nalezen. S vrakem zmizelo také navždy šest mužů posádky, mezi nimi i profesor milánské university, fyzik Aldo Pontremoli, člen vědeckého štábu výpravy. Z desíti mužů, kteří se octli s troskami velitelské gondoly na zamrzlém polárním moři, byl jeden zabit a tři zraněni, dva tak, že nebyli schopni chůze.

Ubytovali jsme se v malém stanu a shledali jsme z trosek vzducholodi vše, co bylo jen trochu k potřebě. Potravin bylo velmi málo a i při největším šetření – 200 gramů na osobu a den nemohly vystačit déle, jak několik týdnů. Naštěstí se zatoulal do tábora lední medvěd a švédský meteorolog Malmgren ho skolil dvěma ranami z pistole. Tím se zásoby potravin neočekávaně zvýšily a bylo možno vyčkávat s jakousi nadějí pomocných výprav. V následujících dnech však ztroskotaly všechny pokusy, dohovořit se radiem s naší lodí „Citta di Milano“, kotvící v Kings Bay, ačkoliv malá polní vysílačka, kterou jsme měli s sebou, přestála zlý náraz na led bez pohromy a fungovala bez-vadně, jak jsme se přesvědčili poslechem na přijímači, který jsme také zachránili. Tento nezdar o přivolání pomoci podnítil dva důstojníky k odchodu na Špicberky, ačkoliv si toho Nobile, jenž sám měl zlomenou nohu, nijak nepřál.

Necelý týden po katastrofě se vydali na cestu k pobřeží Špicberk v Malmgrenově doprovodu. Pro chatrnou výzbroj a velmi obtížné ledové poměry nedorazili však ani k dvěma ostrůvkům Broch a Foyn, do jejichž blízkosti – asi 30 km na východ – zanesl ustavičný pohyb ledu náš tábor v den odchodu malé skupiny. Cestou Malmgren podivným způsobem zahynul, a jednomu z důstojníků omrzla noha tak, že nebyl schopen dalšího pochodu; oba byli zachráněni v týž den sovětským ledoborcem „Krasinem“, jako skupina, která zůstala ve stanu.

Z mých přístrojů přečkal bez větší pohromy katastrofu jen Kolhörsterův elektrometr, jenž byl stavěn velmi robustně. Postavil jsem ho na ledovou kru a z nedostatku baterie a jiných nabíjecích prostředků jsem ho nabíjel jantarovou špičkou na cigarety; nebylo to nijak snadné, ježto se náboj, získaný usilovným třením špičky o beránčí podšívku leteckého úboru, velmi rychle rozptyloval v ustavičně vlhkém a mlhavém povětří. Ionizace uvnitř elektrometru se držela s určitým kolísáním v obou směrech kolem 3 iontů/ccm. vteř., ať jsem měřil v denních či nočních hodinách; o noci ve skutečném slova smyslu nebylo lze ovšem mluvit, ježto jsme měli po celých 7 neděl našeho pobytu na ledové kře stálý den. Poněvadž země byla, jinak k naší škodě, značně vzdálená, a led i moře jsou radioaktivních látek prakticky prosty, patřila změřená hodnota 3 iontů kosmickému záření a záření stěn přístroje. Šlo nyní o to, zjistit vlastní aktivitu přístroje a polární moře, zaručeně neradioaktivní, se k takovému zjištění znamenitě hodilo; měl jsem také s sebou drátěné lano, 15 m dlouhé k spuštění přístroje pod vodu, ale nadarmo jsem se již od počátku sháněl po ochranném krytu na drobnohled. Elektrometr měl totiž čtyři zranitelná místa, která se musila při ponorných měřeních chránit kryty, řádně utaženými francouzským klíčem; byl to drobnohled, skleněná nádobka na vysušovací látku, jantarový isolátor, z něhož vyčníval konec nabíjecí sondy a okénko, osvětlující vlákna elektrometru.

Kryt na nádobce jsem ponechával trvale našroubovaný a proto byl správně na svém místě; kryt na sondu a okénko jsem šťastně našel, ačkoliv oba byly poměrně malé, za to však dlouhá trubice, jež měla chránit drobnohled; se ztratila a marně jsem po ní pátral v širokém okruhu kolem tábora. Kamarádi podporovali mé hledání s nevalnou ochotou. Naše situace vypadala beznadějně i když na Špicberky přiletěla celá eskadra letadel, aby po nás pátrala; když nás konečně letci našli, neměli kde přistát, a za takových okolností se zdálo být ovšem nesmyslným provádět nějaká vědecká měření, o nichž se svět nikdy nedozví.

Za horkých dnů, jež nastaly v druhé polovině června, roztál sníh kolem stanu a tak dlouho hledaný kryt se náhle objevil na místě, kde jsme šli kolem něho a snad i přímo přes něj nejméně stokrát.

Současně se uvolnil i led nevítanou měrou pro bezpečnost našeho tábora, a objevily se v něm velmi široké trhliny, do nichž jsem mohl přístroj spustit. Nebylo to tak snadné, jak se to na první pohled zdálo.

Řada pokusů vyšla zcela nazmar, ježto elektrometr narazil už po několika metrech na jinou kru, podsunutou pod tu, na níž jsme stáli a neviditelnou; jindy zase se hnul led sotva byl elektrometr čtvrt hodiny pod vodou, což byla doba, k přesnému ode-čtení naprosto nedostatečná. Jenom čtyřikrát se podařilo udržet přístroj 15 metrů pod vodou po celé dvě hodiny a odečíst vlákna řádně před a po ponoření; vycházela ionizace 2,5 iontů/ccm.vteř., t. j. jen o 0,5 iontu méně, než pro elektrometr, postavený na led.

Byla to trochu nízká hodnota pro intensitu kosmického záření a stěží asi správná; pravděpodobně se tu uplatnila změna teploty, jež byla ve vodě vyšší, než na vzduchu. Podotýkám, že tehdy ještě nebyla uveřejněna druhá sede Millikanových měření, kdy spouštěl své elektrometry až 73 metrů pod hladinu koloradských jezer a tím méně měření Regenerova, jehož přístroj dosáhl hloubek větších jak 200 metrů.

Není ostatně vyloučeno, že na místě, kde jsem měřil, bylo v kosmickém záření více tvrdých složek, než měkkých a že pro-to poklesla jeho intensita poměrně nepatrně i v patnáctimetrové hloubce; bez nových měření za týchž okolností lze ovšem stěží tuto otázku rozhodnout. Regener zjistil v 15 metrech hloubky v Bodamském jezeře přibližně jen jednu třetinu té intensity, kterou udával jeho přístroj pro kosmické paprsky nad hladinou.

V jakém stavu jsem svůj přístroj po skončení výpravy obdržel, o tom jsem se již zmínil (kap. 9.). Přečkal ve zdraví všechny pohromy, ztroskotání, lázně v polárním moři, nebezpečné pohyby ledu, nalodění na ledoborec a dopravu do Kings Bay; přes mé protesty ,byl velitelem italské pomocné lodi připojen ke všem ostatním předmětům, zachráněným z výpravy a odeslán do Říma – snad jako „corpus delicti“ pro komisi, vyšetřující u zeleného stolu příčiny katastrofy; vrátil se mi zmrzačen a k nepotřebě.

Výsledky mých měření vyšly v zářijovém čísle (r. 1929) „Terrestrial Magnetism and Atmospheric Electricity“, odborného časopisu, přinášejícího práce o zemském magnetismu a vzdušné elektřině; vydává jej Carnegiův ústav ve Washingtoně, USA. Následující dva roky, 1930 a 1931, přinesly nové práce, řešící otázku vlivu zemského magnetického pole na I kosmické paprsky, neboli „zeměpisný efekt“, jak se začalo tomuto problému říkat odborně. Bothe a Kolhörster přenesli počítací trubice z Hamburku (530 s. z. š.) na Špicberky až k hranici plovoucího ledu, která byla toho léta na 81. stupni severní zeměpisné šířky; v mezích pokusných chyb – které byly ovšem trochu větší, než obvykle – nenašli žádný rozdíl po celou cestu lodí ve zmíněném pásmu. Millikan podnikl řadu měření mezi kalifornským městem Pasadenou (390 s. z. š.) a Churchillem (590 s. z. š.), kdysi kožišnickou tvrzí, ležící na západním pobřeží ohromné Hudsonovy zátoky, necelých 1200 km jižně od severního magnetického pólu. V létě r. 1930, kdy tam Millikan měřil, pokoušela se kanadská vláda učinit z tohoto ztraceného přístavu, volného jen 3 měsíce v roce, východisko kratší trati pro dopravu manitobské a albertské pšenice do anglického přístavu Liverpoolu; bylo by to zlevnilo bušl o 8 centů a to, zdá se, opravňovalo všechny náklady. Millikan použil situace a převezl svá těžká zavazadla – jen olova měl 500 liber – po malé stavební železnici, jejíž vláčky projížděly na provisorních kolejích s opatrnou rychlostí 20 mil zamrzlými tundrami.

Stínil své elektrometry pečlivě olověným pancéřem 7,6 cm silným proti pronikavému záření zemské kůry a měřil dnem i nocí po celý týden. Nenašel žádnou odchylku proti výsledkům z Pasadeny, ačkoliv čtyřikrát se za tu dobu rozehrála polární záře skvělými barvami, a polární záře je zjev, jehož vznik přičítáme pronikání elektricky nabitých částic do zemské atmosféry.

Malá, ale statná loď „Discovery“, stavěná se zvláštním zřete-lem k těžkému jihopolárnímu ledu a k velmi neklidnému moři těchto oblastí, opouštěla v listopadu 1930 Austrálii, majíc na palubě celý vědecký štáb, čítající 8 osob. Ty časy již dávno minuly, kdy polární výpravy zasvěcovaly vše zeměpisnému rekordu: o tolik a tolik mil dále na sever nebo na jih, než poslední předchůdce, případně současník, namáhající se o kus dále za stejným cílem. A tak se „Discovery“, vedená zkušeným polárníkem, sirem Douglasem Mawsonem,přetvořila v plující la-boratoř. Tato výprava, označená zkratkou B. A. N. Z.

A. R. E. – British Australian New Zealand Antarctic Research Expedition, Britsko – australsko – novozélandská jihopolární výzkumná výprava – měla mapovat břehy jihopolární pevniny v anglickém úseku – podnik ne právě snadný, ježto je tam těžko rozlišit led od ledem pokryté země – měla provádět oceánografické výzkumy, meteorologická měření a měření magnetická; měla též na palubě 6 počítacích trubic, jejichž úkolem bylo počítat po celou dobu výpravy kosmické paprsky.

Samočinně zapisující fyzikální přístroj má být robotem, jenž nepotřebuje žádnou lidskou pomoc ani dozor; bohužel u většiny přístrojů se nelze bez občasné kontroly obejít a o počítacích trubicích Geiger-Müllerových to platí v prvé řadě. A. L. Kennedy, fyzik adelaidské university, měl s nimi na palubě „Discovery“ plné ruce práce a přivezl v březnu 1931 ze šesti dokonalých výrobků, zatavených do křemenného skla, jen jediný ve zdraví zpět do Adelaidy, kde mohl být podroben závěrečnému přezkoušení, za účelem ověření jeho údajů. Je rozdíl, pracuje-li se v pohodlné a suché laboratoři, nebo v uzounké prostoře, kterou měl Kennedy k disposici vedle kabiny radiotelegrafistovy. Polární mlha a vlhký vzduch se sem draly všemi štěrbinami, i těmi, jež oko vůbec nepostřehlo; a tak mladý fyzik ustavičně zápasil s vlhkostí na isolátorech a nepřestal ji potírat kysličníkem fosforečným. Počítače na „Discovery“ byly zataveny do vnějšího obalu z „pyrexu“, křemenného skla, z něhož čněly jen volframové přívodní dráhy, a obsahovaly vzácný plyn, argon, o tlaku 3 cm sloupce rtuti; takové počítače mají neocenitelnou výhodu, že pracují velmi stálým způsobem – předpoklad pro polární výpravu, kde fyzik nemá čas připravovat si složitým postupem novou počítací trubici a že je lze napájet mnohem slabší baterií, než počítače, plněné zředěným vzduchem. Pyrexový obal byl však Achillovou patou počítačů na „Discovery“, ježto každé sklo je křehké a desíticentimetrový těžký pancéř jeho bezpečnost spíše ohrožuje, než aby ji zvýšil; připočteme-li k tomu ještě těžké moře, které rolovalo lodí až o 40 stupňů – sklon, při němž již žádná ochranná ohrádka není s to, aby zabránila pádu nádobí se stolu – není žádný div, že Kennedy přivezl z šesti počítacích trubic jen jedinou v pořádku do Australie.

S touto trubicí mohl naštěstí pracovat plných 34 dnů v pásmu, které sahalo od tasmanslkého Hobartu (43° j. z. š.) až k pobřeží Adeliiny Země (68° j. z. š.), jež je jednou z pře četných „Zemí“, skládajících jako mosaika celou jihopolární pevninu. Zde byli už necelých 1300 km od jižního magnetického pólu a přece tu počítací trubicí prošlo v průměru 6,1 paprsku za minutu, přesně tolik, co v laboratoři fyzikalního ústavu adelaidské university. Tak tedy Kennedyova měření „šířkového efektu“ dopadla stejně záporně, jako Běhounkova, Millikanova a Bothe-Kolhörsterova na severní polokouli. Ale nechyběly ani práce, dokazující, že tu skutečně nějaký vliv magnetického pole zemského na intensitu kosmických paprsků je.

Švédský fyzik A. Corlin převážel svůj elektrometr od 50. rovnoběžky přes Baltické moře a potom podle pobřeží dlouhého skandinávského poloostrova až k 70. stupni severní zeměpisné šířky, a zdálo se mu, že intensita kosmických paprsků se cestou jen maličko mění a že má svou největší hodnotu kolem 55. rovnoběžky. Holandský fyzik J. Clay, působící na Javě, vykonal několik cest mezi tímto malajským ostrovem a svou vlastí a po každé našel v rovníkovém pásmu nejnižší hodnoty. Uveřejnil své výsledky dokonce již v roce 1927 a potom znovu o rok později, ale poněvadž vyšly v málo čtených zprávách amsterodamské akademie, zapadly bez povšimnutí.

Teprve o hodně později, když zesílil zájem o „zeměpisný efekt“, vypátral je některý čiperný teoretik a dopomohl jim k široké známosti otištěním ve velmi rozšířeném fyzikálním časopisu. – Přes tyto dva hlasy se vážka klonila k záporné odpovědi na otázku o „zeměpisném efektu“ tak vytrvale, že ještě r. 1932 o tom píše Hoffmann ve „Physikalische Zeitschrift“ :

„Celkem lze říci, že výsledky jsou záporné. Většina pozorovatelů dochází k závěru, že v mezích pokusných chyb je intensita kosmických paprsků všude stejná, a ti autoři, kteří našli rozdíly, uvádějí své výsledky s jistými výhradami.“

Nebylo to zbůhdarma, že se lidé snažili i za poměrně nepříznivých pracovních podmínek najít „zeměpisný efekt“. Pro otázku podstaty kosmických paprsků to mělo veliký význam. Chyběl-li opravdu, pak tu byly jen dvě možnosti: prvá, že kosmické paprsky pozůstávají z fotonů, světelných vln a že procházejí atmosférou, aniž by se nějak zřetelně sytily sekundárním elektronickým zářením – okolnost, jež se velmi zamlouvala Millikanovi, ale byla v rozporu s analysou výškové křivky kosmických paprsků (kapitola 8.); druhá, že je tvoří sice elektricky nabité částice, pravděpodobně přímo elektrony, částice záporné elektřiny, že však mají tak neobyčejně vysokou energii – daleko ještě vyšší, než miliarda voltů, pozorovaná Millikanem a spolupracovníky v mlžné komoře – že nepodléhají ani účinku tak ohromného magnetického pole, jakým je Země.

V době, kdy Hoffmann psal svou skeptickou poznámku, rozvíjel se už delší dobu velkorysý podnik, nazvaný „Zeměpisné studium kosmických paprsků“, jenž obsáhl větší část zemského povrchu svojí stovkou pozorovacích stanic, na nichž pracovalo asi osmdesát fyziků. Přístroje jednotného druhu byly rozsety od Melvillova poloostrova, kam je zavezla loď „Ocean Eagle“, Mořský orel, a Špicberků na severu až po Nový Zéland, na 45. jižní rovnoběžku a od několikametrové výšky nad mořskou hladinou až na vrcholy hor 4400 metrů vysokých. Podnět k této velkolepé akci dali v létě 1930 tři američtí fyzikové, R. D. Bennet a A. H. Compton z chicagské university, a J. C. Stearns z university denverské; Carnegiův ústav a různé university zajistily potřebnou peněžní úhradu a Compton převzal vedení a řízení práce.

Jednotným přístrojem, používaným při všech těchto měřeních, byla ionizační komora kulového tvaru, zhotovená z tlačené oceli; vnější průměr koule činil 10 cm, stěny byly 3 mm silné, obsah tvořil argon, stlačený na 30 atmosfér. Ocelová tyčinka procházela jantarovým isolátorem, uzavírajícím hrdlo koule a byla spojena s jehlou drobného Lindemannova elektrometru.

Proti pronikavému záření Země byla komora chráněna trojitým pancéřem; vnější a střední byl z olova 2,5 cm silného, vnitřní, stejně silný, z bronzu.

Přístroj byl opatřen třemi bateriemi suchých článků, z nichž jedna, o napětí 144 voltů, obstarávala stálé napětí stěn komory, dvě o úhrnném napětí 80 voltů byly spojeny s oběma páry kvadrantů Lindemannova elektrometru a konečně čtvrtá, sestávající jen ze dvou článků, sloužila k elektrickému cejchování přístroje. Celý přístroj, doplněný odečítacím drobnohledem, byl namontován na silnou třínožku. Baterie, voltmetr, reostat a citlivý kovový výškoměr (tlakoměr) byly vsazeny do zvláštní skřínky; všechno dohromady vážilo 124 kg, náklad pro jednoho statného mula.

Osm výprav odevzdalo své výsledky, získané. na 69 různých místech zemského povrchu, již po jednoroční činnosti. Byly tak důležité, že Compton neváhal; zpracoval je ihned, nečekaje na nová hlášení a uveřejnil je v březnovém čísle „The Physical Review“ z roku 1933. Rozdělil všechna došlá pozorování na tři řady: prvá se vztahovala k měřením, vykonaným v úrovni moře, t. j. ve výšce d metrů; druhá k měřením ve výšce 2000 metrů, kde byl průměrný tlak 60 cm sloupce rtuti; třetí obsahovala měření z výšky 4360 metrů nad mořem, kde tlak ovzduší klesl už na 45 cm.

Z těchto dat sestavil Compton 3 křivky, ukazující, jak se v oněch třech výškách mění intensita kosmického záření s magnetickou šířkou. (Zemskou magnetickou šířku vyznačují rovnoběžky, vypočtené pro Zemi jako stejnorodý magnet.

Tím vyjdou nové magnetické póly, zvané „geomagnetické“, jež se nijak neshoduji se skutečnými magnetickými póly, t. j. místy, v nichž má inklinační magnetka svislou polohu. Proto také geomagnetické rovnoběžky nesouhlasí s isoklinami, t. j. čarami stejné magnetické inklinace – stejného sklonu magnetky, – ačkoliv mají v podstatě podobný průběh.) „Zeměpisný efekt“, závislost intensity kosmických paprsků na poloze přístroje v zemském magnetickém poli, tu byla, zřetelná a jasná a tím větší, čím výše nad mořskou hladinu byl přístroj zanesen. A současně Comptonovy křivky ukázaly, že všichni pozorovatelé – s výjimkou snad jen jediného Corlina od Běhounka na severním pólu až po Kennedyho u jihopolární pevniny měli pravdu. Od 50. stupně severní magnetické šířky až k severní točně a od 50. stupně jižní magnetické šířky na jih až k jižní točně se už intensita kosmických paprsků nemění, proto dopadla moje i Kennedyho, Botheho a Kolhörsterova měření záporně; byl bych mohl pozorovat nepatrný přírůstek kosmických paprsků na krátké dráze letu vzducholodi ve střední Evropě, ale tato změna byla tak malá, že ji můj elektrometr nemohl zachytit.

Podobně tomu bylo i s většinou Millikanových měření. Clay měl pravdu, že v rovníkovém pásmu je kosmické záření nejslabší. Celý „zeměpisný efekt“ je nejlépe znát na křivce, jež vznikne sloučením Comptonových měření v úrovni mořské s tím, co později ve stejné výšce naměřili na různých místech zemského povrchu jiní badatelé. Má tvar nepravidelné písmeny V, k jejímž horním hrotům jsou připojeny dvě vodorovné úsečky, rovnoběžné s osou magnetických šířek. Důl křivky leží u magnetického rovníku, horní hroty na 50. stupni severní a jižní magnetické šířky.

Tři křivky Comptonovy ukazují velmi zřetelně, jak roste závislost intensity kosmických paprsků na magnetické šířce s nadmořskou výškou. V nulových výškách se liší největší intensita kosmických paprsků od nejmenší o 14 %, ve výšce 2000 metrů o 22 % a ve výšce 4360 metrů nad mořem již o plných 33 %.

S dalším stoupáním rozdíl ještě více roste, důkaz, že magnetické pole naší Země začíná energicky dělit od sebe měkké a tvrdé elektrické paprsky, tvořící kosmické záření, již ve vysokých vrstvách atmosféry. Clay vypouštěl registrační balónky s elektrometry v rovníkových krajinách;. jeho přístroje zaznamenaly ve výšce 11 km jen 1/7 té intensity kosmických paprsků, kterou zjistil Regener v téže výšce, avšak nad 50. severní magnetickou rovnoběžkou.

Nad Comptonovou křivkou z nejvyšších poloh kolem 4360 m je bod označený číslem 5. Je značně vysunut z křivky, ale Compton ho přece jen do svého grafu zařadil. Je to bezejmenný památník, náhrobní kříž, připomínající dva fyziky, kteří tvořili pátou skupinu – odtud číslo 5 – a měli za úkol proměřit kosmické záření na nejvyšší hoře Severní Ameriky, Mc Kinley, strmící do výše 6190 metrů. Byli to Allen Carpe a Theodore Coven z New York City na Aljašce. Pomocná výprava, která byla za nimi vyslána, když se nevrátili v předepsanou dobu, našla jejich mrtvoly v trhlině Muldrowského ledovce, na němž stál jejich stan. Později se podařilo nalézt i jednotlivé části přístrojů a zápisník s deníkem měření, ne však přesný výškoměr-barometr, bez jehož dodatečné kontroly pozbyla měření, zaplacená dvěma lidskými životy, své průkazné ceny.

Comptonovy vědecké výpravy dokázaly tedy zcela nezvratně existenci „zeměpisného efektu“. V kosmickém záření jsou částice elektricky nabité a Země-magnet z nich vybírá již ve vysokých výškách měkčí složky o nižší energii a shrnuje je dvěma mohutnými proudy do širokých oblastí, obklopujících severní a jižní magnetický pól; rovníkové pásmo je ochuzeno, sem dopadají jen paprsky o největší energii. Ze známých rozměrů a síly zemského magnetického pole a ze změřených rozdílů v intensitě kosmických paprsků počítali různí teoretikové, jak velkou energii musí paprsky mít, aby dopadly v určitém množství na zemský povrch. Nejdůkladněji se takovými výpočty zabývali ve společné práci dva matematikové z různých koutů světa, abbé G. Lemaitre z lovaňské university v Belgii a M. S. Vallarta z massachusettského Institute of Technology, USA. Vypočetli, že energie kosmických paprsků, stáčených zemským magnetickým pólem do různých míst zemského povrchu, musí být obsažena v hranicích, které odpovídají 5,36 až 29,2 miliardy voltů, jsou-li to elektrony; tato čísla se poněkud změnila, jestliže se předpokládalo, že jde o protony, těžké částice kladně nabité. Oba autoři také odvodili z teorie některé cenné pokyny pro badatele, zabývající se měřením paprsků, zejména pokud šlo o znamení elektrického náboje paprsků. Mají-li převahu záporně nabité paprsky, projeví se v místech, kde se intensita paprsků poměrně rychle mění, přebytek paprsků, přicházejících od východu; naopak tomu bude, skládá-li se kosmické záření z paprsků kladně nabitých, anebo obsahuje-li jich většinu.

Pokusné práce se začaly přenášet na oceán; loď křižuje při dlouhé námořní plavbě nejrůznější rovnoběžky a má nadto i tu výhodu, že se pracuje v poměrném pohodlí – pokud jde ovšem o velký transoceánský parník náležité nosnosti. Francouzští fyzikové L. Leprince-Ringuet a P. Auger podnikají roku 1934 cestu z Le Havru (400 s. z. š.) do Buenos Aires (300 j. z. š.) v Argentině na palubě lodi „Kerguelen“ a vezou s sebou tři počítače trojnásobných shod.

Jsou na cestě a zpět plné dva měsíce a po celou tu dobu pracují počítače nepřetržitě. Z čísel, která napočetly, sestavují autoři hrot písmeny V, znázorňující „důl“ intensity kosmických paprsků po obou stranách rovníku. Vezli s sebou dvaceticentimetrový pancéř z olova a pokoušeli se zjistit, zda-li kolem rovníku převládají tvrdší paprsky vysoké energie proti paprskům méně rychlým, ale nedostali jednoznačné výsledky. Jejich počítače nepracovaly právě ideálně a kolísaly občas značně ve svých údajích.

V USA zatím pokročila technika Geiger-Müllerových počítačů do té míry, že se začaly stavět mnohonásobné počítače, sestavené do jedné nebo více rovin, jež Anglosasové pojmenovali „counting telescopes“, počítací dalekohledy. Tento název byl do jisté míry oprávněn. Jestliže se namířila na nebe taková sada rovnoběžných počítacích trubic, tvořících jednu rovinu, potom „počítací dalekohled“ zaznamenal metodou shod jen ty paprsky, které prošly všemi trubicemi a které tedy ležely v jediné rovině, svírající s obzorem určitý úhel. Počítacím dalekohledem bylo lze libovolně otáčet kolem vodorovné i svislé osy a proměřovat tak kosmické paprsky, přicházející z nejrůznějších míst oblohy.

Teoretikové dokázali, že na určité místo zemského povrchu nechá zemské magnetické pole dopadat jen takové elektrické paprsky, které nevybočují z určitého „dovoleného“ kužele, jehož hrot leží v dotyčném místě.

Poloha osy takového kužele a úhel, svíraný stěnami, závisí od magnetického pole, od energie paprsků a od znamení jejich náboje. I když tyto částice vnikly do zemské atmosféry pohromadě, t. j. s rovnoběžnými drahami, podlehnou účinku magnetického pole do té míry, že dopadnou na určité místo povrchu převahou od západu, jsou-li kladné a od východu, jsou-li záporné. Jestliže se tedy měřilo počítacími dalekohledy, které dovolovaly vybrat si jakýkOliv směr a počítat kOsmické paprsky, přicházející jen z tohoto směru, musila se zjistit „východozápadní nesouměrnost“ paprsků, ač-li ovšem – což bylo těžko předpokládat – není v kosmickém záření právě tolik paprsků kladných, jako záporných.

Z počátku tuto nesouměrnost podle světových stran marně hledal Rossi ve Florencii a rovněž pařížská měření vyzněla zá-porně. Byla obojí vlastně zbytečná, ježto teoretici (abbé Lemaitre a Vallarta) upozorňovali, že se má měřit v místech, kde se kosmické záření poměrně rychle mění, tedy buď v rovníkovém dolu, anebo ve značnějších nadmořských výškách. Americký fyzik Thomas H. Johnson si vybral místo, kde se obě podmínky slučovaly; měřil záření počítačovými dalekohledy v Mexiko City na 29° s. z. š., jehož nadmOřská výška 2250 metrů mu umož-ňovala pohodlnou práci na ploché střeše Hotelu de Geneve. Našel skutečně až o 11,5% více paprsků přicházejících od západu, než od východu, jestliže rovina počítacího dalekohledu svírala se svislou přímkou, mířící k nadhlavníku, Úhel 30 až 50 stupňů. To poukazovalo na přebytek kladných paprsků v kosmickém záření. Později potvrdil tento nález dalšími měřeními, která prováděl v peruánských Andách v nadmořské výšce až 4500 metrů za podmínek už ovšem daleko méně pohodlných. Zde pracoval přímo na geomagnetickém rovníku; přírůstek intensity paprsků dopadajících od západu byl také přiměřeně vyšší a činil až 14 %.

Jiní badatelé potvrdili jeho výsledky a on sám pokračoval ještě ve svých měřeních na dlouhých cestách parníky podle břehů Severní a Jižní Ameriky. To už používal neobyčejně složitých počítacích dalekohledů, kde bylo 132 počítacích trubic sestavena do 8 sad, z nichž dvě měřily paprsky přicházející od zenitu, dvě paprsky, dopadající pod úhlem 45° od východu, jiné dvě sady paprsky přicházející pod týmž úhlem od západu a konečně dvě zaznamenávaly spršky paprsků.

Za takových měření zjistili různí fyzikové další dvě nesou-měrnosti v intensitě kosmických paprsků, způsobené rovněž vlivem zemského magnetického pole na elektricky nabité částice, rychle se pohybující.

Regenerův spolupracovník H. Hoerlin jel měřit do peruánských And kosmické paprsky ve výšce 6100 metrů a na dlouhé cestě z Brém celým Atlantikem, Magalhaesovou úžinou a vzhůru podle dlouhého chilského pobřeží ustavičně registroval intensitu paprsků pomocí Regenerových elektrometrů. Je zajímavé, že i tato ionizační metoda dokázala existenci zeměpisné-ho efektu, t. j. vlivu magnetického pole na intensitu kosmického záření a to v úrovni moře. Dokázala také nesouměrnost dolu křivky jak vůči geomagnetickému rovníku, tak i vzhledem k zeměpisnému rovníku. Tento nález, který je z roku 1932, byl současně potvrzen i jinými pozorovateli a jinými metodami. Konečně Hoerlin shledal, že intensita kosmických paprsků proti všemu očekávání není stálá, ani když se přístroj pohyboval po téže geomagnetické rovnoběžce. Na 20° s. m. š. činil zjištěný rozdíl až 5 % a to přibývalo vše c h paprsků směrem k západu. I tento zjev byl později potvrzen a nazván „délkovým zjevem“. Jeho vysvětlení není obtížné a lze je určitě hledat v nesou-měrnosti zemského magnetického pole, které není zcela stejnorodé, jak se při výpočtu geomagnetických rovnoběžek před-pokládá (viz pozn. na str. 216).

Rok po svém důkazu existence předpověděné „východozápadní nesouměrnosti“, r. 1934, zjistil Johnson, že v Mexiko City, v nadmořské výšce 2250 m, existuje také převaha paprsků, přicházejících od jihu, proti paprskům, přicházejícím od severu. Tuto „severojižní nesouměrnost“ vysvětlili teoretikové zcela snadno změnou polohy t. zv. „dovoleného kužele“, obsahujícího paprsky, dopadající na určité místo. Na geomagnetickém rovníku má tento kužel souměrnou polohu vzhledem k rovině rovníku a je nakloněn k západu; proto se tu jeví sice východozápadní nesouměrnost kosmických paprsků, ne však severojižní. S rostoucí magnetickou šířkou se osa kužele posunuje; na severní polokouli se natáčí tak, že kužel zachycuje více kladných paprsků od jihu, než od severu, na jižní polokouli je tomu naopak. Skutečně také potvrdil Clay pozorováními v Bandoengu na Javě (18° již. magn. šířky), že od severu přichází o 4 % více kosmických paprsků, než od jihu, jestliže rovina počítačového dalekohledu svírá úhel 20° se svislou přímkou. Příčinou všech těchto podivných odchylek, které neobyčejně komplikují pozorování kosmických paprsků a jejich rozklad, je zemské magnetické pole. Tvoří jakýsi ochranný plášť Zemi vůči kosmickým paprskům – zda k našemu prospěchu nebo škodě, je velkou otázkou. Odvrátí od zemského povrchu všechny paprsky, které nemají dostatečnou energii; podle jejich rychlosti a směru pohybu je vybírá z určitých míst, aby je soustředilo do míst jiných, velmi vzdálených – odtud ony „dovolené kužele“, vymezující prostor, v němž musí být obsaženy paprsky určité energie, aby dopadly na vytčené místo zemského povrchu. Vše, co je mimo tento kužel, přichází pro dané místo nazmar.

Výpočet drah takových elektrických paprsku, jaké jsou v kosmickém záření, elektronu a pozitronu, přicházejících z hlubin vesmíru a dopadajících na povrch zeměkoule, je velmi obtížný. Před mnoha lety (1908) se již touto otázkou zabýval norský fyzik K. Birkeland pro výklad vzniku polární záře, později pak švédský badatel C. Störmer, jenž se svými žáky propočítal určité případy takových drah. Jen paprsky o energii rovné nebo větší než odpovídá 20 miliardám voltu mohou dopadnout na zemský povrch kdekoliv, aniž je zemské magnetické pole s to jim v tom zabránit. Elektrické paprsky nižší energie jsou vázány určitými předpisy; pásmo magnetického rovníku je jim zakázáno vůbec; následuje na severu i na jihu oblast, kam sice paprsky určité nejmenší energie dospějí, ale mají při tom předepsány směry – to jsou ty „dovolené kužele“, mimo něž nesmí paprsek ležet; konečně v ještě vyšších šířkách, v oblastech poměrně velmi rozlehlých, obklopujících magnetické póly, je přístup dovolen všem paprskům, ať přicházejí odkudkoliv a nechť je jejich energie jakkoliv nízká.

13. K vrcholu atmosféry

Vzdušné moře, obklopující zeměkouli a zřeďující se směrem vzhůru, pryč od jejího povrchu, ustavičně a nezadržitelně tak, že nelze mluvit o jeho hladině, je velkou překážkou prvotním kosmickým paprskům. Vnikají do něho z vesmíru, kde jejich pohybu nic neklade odpor a v něm teprve jsou nuceny přetvářet svoji podobu, měnit původní směr a plýtvat silami, aby dospěly k povrchu naší planety a ovlivnily zde určitým tajemným způsobem živou i neživou hmotu. Celý ten vzdušný oceán, jímž musejí pronikat, oceán s nezměrnou hloubkou, jehož dno sice známe, ne však hladinu, se vyrovná svým hmotným účinkem jen o něco více než 10 metrům vody; nicméně i tato poměrně nevýznačná hmota stačí, aby důkladně pozměnila podstatu kosmických paprsku, jež jsou nuceny jí proniknout. Co se s nimi při cestě atmosférou děje, bylo a je ještě dnes předmětem živého zájmu odborníku.

Za těchto okolností není divu, že nezůstalo při jednom Piccardově pokusu vystoupit s balónem do stratosféry, do tak vysokých míst, aby pozorovatel měl nad hlavou jen malou část vzdušné hmoty a mohl studovat kosmické paprsky ještě v jejich málo pozměněné či vůbec nepozměněné podobě. Piccard sám opakoval svůj let hned příští rok, tentokráte z Dübendorfu ve Švýcarsku, nedaleko Curychu, kde mu hory, obklopující se všech stran civilní letiště, zaručovaly na prosté bezvětří při startu. Skutečně také když se 18. srpna 1932 vznesl se svým spolupracovníkem Maxem Cosynsem, měli ideální počasí. Jasnou náladu Piccardovu kalila jen zpráva, kterou se dozvěděl nedlouho před dokončením všech příprav k letu, že stuttgartský fyzik Regener obdržel velmi dobré výsledky při měření kosmických paprsků s registračními balóny bez posádky; první pokus z 27. února dal jen 10 km, ale druhý, přesně o čtyři měsíce později, dokonce 20 km. To bylo, podle Piccardova názoru, nad veškeré možnosti balónu s posádkou. Ale neviděl zatím ještě Regenerovy křivky a proto mu zbývala vždy útěcha, že není nad přímé pozorování a přímý dohled nad přístroji. Co toho unese takový registrační balón, i když je jich několik? Kilo, dvě, nejvýš tři; jen jejich vědecké přístroje, pancéřovaná ionizační komora s elektrometrem, Kolhörsterův elektrometr a jedna Geiger-Müllerova počítací trubice váží půldruhého metrického centu!

Vědecké přístroje měl na starosti Cosyns, Piccard se staral o navigaci. Tentokrát se nemohla opakovat shoda s neovládatelným lanem od plynového ventilu: Piccard si ho zavedl přímo do gondoly, protáhnuv ho ohnutou trubicí tvaru D, do které nalil rtuť, takže představovala současně hrubý rtuťový tlakoměr. Vše také šlo přesně podle programu: balón stoupal pomalu, jak si přáli, rychlostí 1,5 metru za vteřinu a gondola, kterou uzavřeli až v 1500 m výšky, těsnila jak se patří. Jen místo horka měli tentokrát zimu. Piccard totiž usoudil, že je zbytečný dvojí nátěr a otáčení gondoly; dal ji natřít celou bíle a tak měli po dobu letu teplotu od bodu mrazu k 12 stupňům pod nulou. Dospěli zase do míst, kde měli 9/10 atmosféry – pokud myslíme na její hmotu! pod sebou a po přistání zjistili, že předčili svůj předešlý rekord, dosáhnuvše výšky 16 201 metrů. V poledne zahájili sestup a prodloužili jej za účelem dobrých měření až do 17 hodin; vítr je zatím zanesl na jih, za Gardské jezero, kde přistáli bezvadně nedaleko Monzambana, na italské půdě. Počasí bylo stejně ideální, jako při odletu a plno lidí jim pomáhalo.

Obě ionizační komory, ta, která byla plněna na 10 atmosfér kysličníkem uhličitým, i ta, kterou představoval Kolhörsterův elektrometr, daly dobré výsledky. Křivka, sestavená z naměřených hodnot, leží sice trochu výše, než pozdější křivky Regenerovy, ale jinak se s nimi shoduje a řadí se dodnes mezi standardní křivky, určující vzestup intensity kosmických paprsků s nadmořskou výškou. Hůře to dopadlo s počítací trubicí; nepracovala spolehlivě a Piccard usoudil hned při prvém zpracování výsledků, že nepočítala všechny paprsky. Čekal, že jich naměří nejvíce v kolmém směru, ale byl zklamán. Trubice dávala celkem stejné hodnoty, ať odstiňoval olovem přicházející paprsky do jakéhokoliv směru. Piccarda to dokonce svedlo k otázce, zda tajemné kosmické záření nevzniká vlastně teprve v atmosféře samotné! Přece jen však uzavírá střízlivě své úvahy:

„Nic nebyla dokázáno. Nevíme, co jsou to ty t. zv. kosmické paprsky, a odkud přicházejí, ale jejich problém je nyní napínavější, než byl kdy před tím.“

Obal balónu F. N. R. S. byl stále ještě v tak dobrém stavu, že byla lze ha užít k třetímu výstupu do stratosféry; byla sice malá naděje, že by se podařilo dosáhnout při třetím letu větších výšek, než dříve, ale o to Casynsavi, jenž tento let podnikal na vlastní pěst, patrně ani nešlo. Mnohem více mu šlo o to, aby mohl balón v určitých výškách na delší dobu zastavit a po hodině měřit kosmické záření, bez starosti a vzestup či sestup, jehož regulace vyžaduje vždy osobní práce a značné pozornosti. Opatřil balón důmyslným stabilizátorem výšky, jenž samočinně udržoval balón v předepsané výšce vypouštěním přebytečného, rozpínajícího se vodíku – byla ta něco na způsob vodního přepadu, jímž lze udržet hladinu vody v nádobě v stálé výšce – a 18. srpna 1934 časně zrána (6 had. 10 minut) startoval z Haur-Havenne, malé osady belgického Lucemburku, skryté v údolí řeky Lesse.

Cosynse provázel N. van der Elst, pracovník stejně mladý jako byl Casyns sám. Nelze přejít mlčením odvahu, kterou oba mladí muži projevili, když podnikli let se starým a dvakrát již upotřebeným balónovým obolem a po dvou stratosférických katastrofách, k nimž došla právě toho roku. Prvá katastrofa byla 30. ledna: sovětská gondola se tehdy zřítila s výše 12 km během necelých 10 minut a stala se rakví tříčlenné posádky. Druhá katastrofa se přihodila nedlouho před startem Casynse a van der Elsta, 27. července 1934 v USA; dopadla lépe, ježto tříčlenné posádce se podařilo vyskočit z padající gondoly a zachránit se pomocí padáků. Oba Belgičané měli ve svůj balón důvěru a ta je také nezklamala. Ačkoliv je v stratosféře uchvátil silný vichr, který je hnal rychlostí větší jak 100 km k jihu, dosáhli výšky 16 000 metrů, vykonali řadu dobrých měření kosmických paprsků a přistáli bez pohromy v půl desáté večer u Zenovlje v Jugoslávii; jejich balón vykonal cestu dlouhou 1600 kilometrů. Z výsledků měření nejcennější byla přímé zjištění „zeměpisného efektu“ ve stratosféře, ve výšce 16, 15 a 12 km. Ve výšce 12 km setrval balón nejdéle a přeletěl mezitím ad 51° severní magnetické šířky k 46°; intenzita kosmických paprsků poklesla při tamta pohybu v zemském magnetickém poli a plných 20%. Casyns odtud vyvodil některé závěry a podstatě měkkých složek kosmických paprsků a o jejich pronikavosti.

V letech 1933 až 1935 byly provedeny v USA čtyři lety balónem do stratosféry. Na jejich uskutečnění měla sice hodný podíl snaha a rekord a leteckou sensaci, ale věda si při tam přece jen přišla na své a výzkum kosmického záření tvořil podstatnou část vážné práce, při vzestupech provedené. Američtí fyzikové vycházeli ze správného názoru, že vědecký pozorovatel má mít při letu, jenž svým risikem vyžaduje už sám hodně pozornosti celé posádky, co nejméně práce a proto přichystali letcům samočinné a dokonale pracující přístroje. Dne 20. listopadu 1933 vystoupili v Chicagu major Chester Fordney a commander T. G. W. Settle do výšky 18700 metrů; měli s sebou Millikanův přístroj na samočinný záznam intensity kosmického záření, sestávající z ionizační komory a z přesného, jednovláknového elektrometru, samočinně nabíjeného každých 5 minut. Vlákno elektrometru bylo promítnuto žárovkou na pohyblivý film, na němž zanechalo ostře rýsované stopy šikmých čar, jejichž sklon byl přímo úměrný intensitě kosmických paprsků. V nejvyšším bodě svého letu setrval balón Settleův a Fordneyův 3,5 hodiny, tak,že Mil-likanův robot měl čas zaznamenat velmi důkladně své pozorování. Vzestup byl trochu rychlý a střední část křivky záření proto méně spolehlivá, ale tento nedostatek potom napravily elektrometry, které Millikan umístil do balónu „Explorer“.

Profesor Jean Piccard z Detroitu, dvojče bruselského prů-kopníka stratosférických letů, dosáhl v říjnu 1934 v doprovodu své choti jen o několik set stop menší výšky, než Settle a Fordney – přibližně 18600 metrů. Měl s sebou samočinně pracující počítací dalekohledy, se strojené podle návrhů W. F. G.

Swanna. Bylo to celkem 178 počítacích trubic – později zvýšil Swann jejich počet na 210 – sestavených do pěti sad, „počítacích dalekohledů“, svírajících se svislou přímkou úhly 0°, 30°, 60°, 80° a 90°.

Přinesly opačný výsledek, než jaký zjistil bratr letcův ve Starém světě s jedinou počítací trubicí: intenzita kosmických paprsků roste sice ve vodorovné poloze (t. j. při počítání dalekohledem, jenž tvoří se svislou přímkou pravý úhel) od nuly tou měrou, jakou se balón blíží vrcholu atmosféry, avšak i ve výšce 16 km, kde August Piccard našel stejně tolik kosmických paprsků ve vodorovném směru jako ve směru svislém, ukazoval Swannův počítací dalekohled ve vodorovné rovině jen polovinu těch paprsků, které zaznamenal dalekohled svislý.

Zvláštní nepřízeň osudu provázela stratosférické lety, jež pořádala American Geographic Society (Americká zeměpisná společnost) spolu s U. S. Army Air Corps (Letectvo armády Spojených států). Byly to lety připravené se značným nákladem (Náklad na první let – balón „Explorer“ – činil asi 60.000 dolarů, přibližně 2 miliony tehdejších Kč.) a s neobyčejnou péčí a přes to prvý skončil katastrofou ve výšce 18 000 metrů, druhý katastrofou před startem a teprve třetí dosáhl uznaného a dodnes nepřekonaného výškového rekordu 72 395 stop (22 066 metrů).

Místo ke startu bylo vybráno velmi pečlivě. Musilo vyhovovat těmto podmínkám: ježto v USA převládají (jako, zdá se, všude na světě) západní větry, požadovalo se, aby balón setrval nad plochou a nezalesněnou končinou (s ohledem na potíže s při-stáním) i kdyby jej vítr zahnal 800 mil na východ od místa vzletu; letní podnebí musilo být v těchto končinách klidné; letiště samo musilo být chráněno horami proti větrům. Takovým podmínkám vyhovovala kotlina, ležící 12 mil jižně od města Rapid City v Již. Dakotě; obdržela později jméno „Stratobowl“ stratosférická mísa. S americkou velkorysostí vzniklo v několika týdnech v úplně pustém místě Černých hor stanové město s nemocnicí, s dvěma vysílačkami, s elektrárnou a kanalizací, spojené se světem bezprašnými cestami nově zřízenými a dvěma telegrafními a třemi telefonními linkami. Celý štáb meteorologů přijímal a zpracoval denně hlášení o počasí z nejrůznějších míst USA i z Kuby, Islandu a jiných vzdálených stanic a připravoval předpověď počasí.

Letecké továrny Goodyear-Zeppelin z Akronu v Ohiu, kde byl zhotoven obal balónu, poslaly své odborníky, armádní letectvo dodalo letce – majora Williama E. Kepnera, kapitána Orvila A. Andersona a kapitána Alberta W. Stevense – a čtyřicet mil vzdálená pevnost Fort Meade kavaleristy, kteří měli držet vzdušného obra před startem.

I „Explorer“ měl ovšem mnohem větší rozměry než Piccardův F. N. R. S., neboť jeho cíl ležel o několik kilometrů výše: letci doufali, že dosáhnou výšky 21 až 22 km. Obal balónu zaujímal téměř hektarovou plochu a vážil jen o něco méně než půl třetí tuny třikrát více, než obal Piccardova balónu. Plnil se vodíkem jen na 1/15 celého objemu, jenž činil tři miliony krychlových stop, 95.000 krychlových metrů. Proti Piccardovu balónu, jehož objem byl jen 14 100 krychlových metrů, nevypadal však o mnoho větší, ježto objem roste s třetí mocninou průměru balónu; a tak měl F. N. R. S. v kulovém tvaru průměr 30 metrů a „Explorer“ necelých 55 metrů, sotva dvakrát tolik. I tak je to ovšem objem úctyhodný, v němž by beze stopy zmizel patnáctipatrový dům.

Gondola balónu byla zhotovena ze slitiny, zvané „kov Dow“, lehčí než hliník; prázdná vážila 200 kg, s posádkou a se vším všudy skoro půl páté tuny, z čehož ovšem téměř tři tuny připadaly na přítěž – olověné broky, jako u Piccarda. Při druhém a třetím startu byla přítěž umístěna zvenčí na gondolu, kolem dokola, v „rovníkovém“ pásu; braky byly v malých sáčcích a každý sáček obsahoval výbušnou kapsli, jejíž zanícení se provádělo elektrickou jiskrou, řízenou z ,gondoly. Výbuchem kapsle se sáček roztrhl a vydal všechnu svou přítěž o váze 75 liber najednou, důležitá věc, když šlo o rychlé ulehčení balónu.

Gondola, jejíž stěny byly necelých 5 milimetrů silné, byla ovšem při svém průměru 2,5 m těsná pro tři muže; hodně místa také ubíraly police s přístroji, nahrazené v druhé gondole u balónu „Explorer II.“ závěsnými háky a raménky. Přístroji na vědecké výzkumy byl „Explorer“ opatřen dobře. Samo kosmické záření zaujímalo svými přístroji podstatnou část místa i váhy. Bylo zde 10 počítačových dalekohledů – každý na počítání trojnásobných shod pět nechráněných a pět chráněných olovem proti měkčímu záření. Celkem 210 počítacích trubic tu měřilo kosmické paprsky, dopadající pod různými úhly, jako v gondole balónu manželů Piccardových.

Millikan umístil též do gondoly tři ionizační komory s jednovláknovými elektrometry, jejichž pohyb vlákna byl úpět samočinně zaznamenáván na pohyblivý fotografický film. Jedna z komor byla nestíněná, druhou obklopoval olověný pancéř 10 cm silný, třetí měla kolem sebe dokonce vrstvu olova 15 cm silnou! Však také tato třetí komora se vším všudy vážila 600 liber (270 kg), břemeno, které by neuzvedl žádný registrační balónek.

Po několikatýdenním čekání ohlásili 27. července (1934) meteorologové vytouženou barometrickou výši. V noci bylo zahájeno plnění obrovského obalu a časně z rána se tyčil víc než „poloprázdný“ obal do výše 95 metrů, „výše, než klenba Capitolu“ (Budova sněmovny USA ve Washingtonu s kopulí 90 m vysokou.), jak poznamenali názorně novinářští zpravodajové. Podobal se ohromnému vykřičníku, jehož tečku tvořila koule gondoly. Spodek balónu nevypadal právě ladně; byl zmačkán a vsunut dovnitř, čekaje, až ho vodík, rozepnutý na plný svůj objem v maximální výšce,vyplní a promění v spodní polokouli balónu. Letci měli na vybranou: buď složit přebytečný obal dovnitř balónu, anebo – jako to učinil Piccard ho nechat prostě viset dolů, naplněný vzduchem. Tento. druhý způsob se jim nezamlouval: vzduch a vodík tvoří dohromady třaskavou směs, jež okamžitě vybuchuje, jakmile přijde do styku s nejmenší jiskřič-kou. Složení přebytečné látky dovnitř se jim však nevyplatilo, přilnula k silnější látce nosného pásu a dělala pak všechny její četné pohyby s sebou. To však snesla bez pohromy silná látka, nesoucí gondolu o váze několika tun, nevydržela lehká spodní část balónového obalu; objevily se v ní trhliny, které se zvětšovaly každou minutou.

Připevňování gondoly k balónu trvalo tři hodiny; potom se balón vznesl v 5 hodin 45 minut, 28. července 1934. Mírný vítr ho žene na východ k Omaze a tisíce lidí pohlíží za ním. Vše jde z počátku podle programu. Ve výšce 4500 metrů zastaví posádka balón a spouští z gondoly spektrograf, visící na laně 150 metrů dlouhém. Potom zavírají gondolu, zkoušejí její těsnění a stoupají dále. Za hodinu jsou ve výšce 12 000 metrů. Znovu se zde zastaví na půldruhé hodiny, aby přístroje měly čas zaznamenat intensitu kosmických paprsků s náležitou přesností. Zde také uvá-dějí do chodu počítačové dalekohledy a od té chvíle zní těsnou gondolou rytmické klapání počítačových kotev. Zrychluje se tou měrou, jakou stoupají výše; na letišti kleply jednou či dvakrát za minutu, zde, ve výšce 12 000 metrů, skočí kotva každého počíta-če padesátkrát za minutu a letci mají dojem, že jsou ve veliké pi-sárně, kde celý tucet děvčat pilně ťuká do kláves psacího stroje.

V půldruhé odpoledne jsou ve výšce 18 000 metrů a major Kepner se pokouší znovu udržet balón ve vodorovné rovině. Stevens právě říká radiem novinářům jakési jalové poznámky o letu – který probíhá příliš normálně a pro noviny nezajímavě když se ozve úder na strop gondoly. Lano visící z dolní části obalu, spadlo na gondolu. Rozhodně něco nebylo v pořádku. Vylekaná posádka tiskne obličej k třícoulovým okénkům ve spodní části obalu, ještě svraštělé a nenaplněné vodíkem – až ve výši 21 km má dostat balón plně kulový tvar – se objevila trhlina! Nezbývá, než sestoupit. Začnou vypouštět vodík, ale k jejich velikému zděšení balón stoupá dále; slunce ohřívá vodík a nosná síla, získaná jeho rozepnutím, je větší, než úbytek nosné síly, způsobený vypouštěním plynu.

Každá minuta navíc znamená zvýšené risiko, že plyn, prudce se rozpínající, náhle rozšíří trhliny v obalu a vyproudí překotně ven; balón pozbude v několika okamžicích větší části nosné síly a spadne jako kámen. Dvacet minut trvá tato nejistota, potom začne balón klesat, plynový ventil projeví svůj účinek. Posádka nezapomíná na práci: naplňují vzduchoprázdné skleněné láhve vzorky vzduchu z největší dosažené výšky 18 km; lahve chtějí později, až budou moci otevřít gondolu, vyhodit ven na padácích.

Kepner je připraven rozevřít ohromný padák, mající 24 metrů v průměru, který měl v případě potřeby unést gondolu s celým jejím nákladem; ale později, když se tempo událostí neobyčejně zrychlilo, zapomněl na něj úplně – anebo mu snad přece jen nedůvěřoval a dal přednost malému padáku, který měl každý z nich připevněný na zádech. Vedle Kepnera stojí Anderson a manipuluje s ventilovým lanem. Stevens chvílemi hovoří radiem a sděluje dolů na zemi, jak pokračuje sestup, ale potům toho nechá. Naslouchají raději zvukům, které doléhají tlumeně ze shora do gondoly. Občas se ozve zasyčení unikajícího plynu a temná trhlina se po každé o něco zvětší. Už má délku 35 metrů a balón je stále ještě příliš vysoko, než aby mohli otevřít gondolu a seskočit.

Trvá to tři čtvrti hodiny, než klesnou o polovinu své výšky, na 6000 metrů; další sestup je už rychlejší a druhou polovinu své vzdušné cesty k zemi urazí balón za půl hodiny. Hnědá země se rýsuje nyní určitěji, objevují se cesty a pravidelné plochy polí s temnými pásy lesů. Už v 6000 metrech otvírají letci poklopy gondoly a teprve nyní si trochu oddechnou; cesta k záchraně životů je volná! Spodek balónu je teď dobře vidět: je plný trhlin a velký ventil, uzavírající spodní přívěsek mohutného obalu, poletuje nebezpečně sem a tam. Jsou ve výšce 2100 m, když se celý spodek balónu utrhne a spadne na gondolu; už ta není balón, zbývá z něho jen horní polovina, podobající se ohromnému deštníku starodávného tvaru. „Explorer“ se proměnil v padák, avšak v padák nedostatečný a nebezpečný, naplněný třas-kavou směsí vzduchu a vodíku, horší než dynamit.

Pád se nepříjemně zrychluje a posádka podniká, vše, co je v její moci, aby balónu ulehčila. Všechny olověné broky se sypou dolů, za nimi se snáší na padáku těžký spektrograf, vážící 125 liber. Je to málo platné a balón klesá stále rychleji. Jsou už jen 900 metrů nad zemí, když Kepner dává rozkaz k seskoku. Každý má svůj otvor, kudy může opustit gondolu a není tedy potřebí, aby velitel čekal, až bude poslední, jako kapitán tonoucí lodi. Kepner seskakuje hladce; Anderson vystoupil na gondolu a tam mu začal vítr, způsobený pádem, rvát padák, který se nešťastnou náhodou uvolnil a otevřel. Sebral ho pod paždí a zápasil s jeho velikou plochou, nevěda ani o tom, že se přitom opírá nohama o otvor, kudy chce seskočit Stevens.

„Hej! Andy! Dej ty své ohromné nohy pryč, chci skočit!“ křičí zoufale Stevens. Nohy náhle mizí, ačkoliv Amderson ani neslyšel kamarádův hlas; zvládl padák a s radostnou myslí opustil vzdušný vrak. Hned na to balón exploduje – snad jiskra, jež může snadno vzniknout třením nesourodých částí, jako je gumovaná látka balónu a lano, zanítila třaskavou směs, snad také nevydržel zesláblý obal ohromný tlak vzduchu, jejž zhušťoval pod sebou při svém rychlém sestupu. Z balónu je jediný cár vlající vzduchem, gondola padá zcela volně, jako kámen vypuštěný z ruky a její rychlost roste každou vteřinu o 10 metrů. Stevens se ocitá ve zlé situaci; pokouší se proklouznout otvorem, ale vždy ho ohromný proud vzduchu zatlačí zpátky.

Konečně se mu podaří dostat se ven, hlavou napřed. Letí dolů ve vodorovné poloze, obličejem k zemi, ruce roztažené, podobný ohromné žábě. Gondola ho věrně provází a Stevens vzpomíná na mrtvolu psa, vyhozenou z Verneovy měsíční střely a vznášející se ustavičně před oknem; pád jako pád, jedině rozdílný odpor vzduchu by ho od gondoly odloučil, kdyby byl na to čas. Natočí se bokem a zatáhne za provaz, uvolňující padák; náhlý tlak, pocítěný v místech, kde třemeny ovíjejí tělo, ho uvědomuje, že padák se správně rozvinul. Rozhlíží se, a vidí nedaleko oslnivě bílé klobouky padáků Kepnerova a Andersonova a dole auta, sjíždějící se k místu katastrofy.

Kus látky z balónového obalu mu ještě spadne na padák, ale sklouzne po něm a třepetá se k zemi, odkud právě vyrazil mrak prachu a zazněla ohlušující rána; to gondola dopadla s rychlostí přes sto metrů za vteřinu a její pohybová energie se rázem proměnila v ničivou sílu, deformující stěny kovové koule a drtící vše, co bylo uvnitř. Čtyřicet vteřin potom přistává Stevens, ovšem daleko volněji, než nešťastná gondola; vítr jím ještě trochu smýká a otírá mu obličej o nebrasskou ornici, potom se mu podaří postavit se na nohy a složit padák. O několik minut později jsou všichni tři u gondoly a dobývají se dovnitř sekerou, kterou rychle přinesl nejbližší farmář. Ze všech stran se sem sbíhají a sjíždějí lidé, za čtvrt hodiny je kolem zástup, rvoucí se o zbytky obalu na památku. Gondola je na štěstí na tyto sběratele upomínek trochu těžká a odolná. Její posádka se do ní konečně dostane za vydatné pomoci letců, kteří provázeli balón s letadlem po celou jeho cestu a byli ve vzduchu bezmocnými svědky jeho katastrofy.

Krásné přístroje jsou jedinou hromádkou trosek.

Letci vytáčejí všechny filmy – snad se odborníkům přece jen podaří z jejich záznamů něco zachránit. Skutečně také nepřišlo vše na zmar; z filmů ionizačních komor byly sice dva beznadějně zničeny, ale třetí, získaný s nepancéřovanou komorou, byl jen na konci závojován a podařilo se ho vyvolat. Jeho záznam velmi vhodně doplnil křivku, získanou při letu Fordney-Settleově právě v místech, kde tehdy pro příliš rychlý vzestup balónu bylo zachyceno jen málo hodnot intensity kosmických paprsků. Počítačové dalekohledy byly ovšem na kusy a elektronové lampy se proměnily v nesčíslné střepy skla. Jejich filmy utrpěly vniknutím denního světla, ale zkušenÝm mužům z Eastman Kodak Research Laboratory se přece jen povedlo zviditelnit záznamy z výše 12 000 m.

Poskytly lomenou čáru, ukazující, že z míst kolem nadhlavníku přichází nejvíce kosmického záření a to elektricky nabitých částic – v prostorovém úhlu asi 30°; potom intensita kosmických paprsků klesá téměř rovnoměrně a tím více, čím více se jejich směr odchyluje od svislé přímky, protínající oblohu v nadhlavníku, ale – na rozdíl od nízkých výšek – i z vodorovných směrů přichází ve výšce 12 km poměrně intenzivní záření, dosahující skoro 2/3 maximální intensity, kterou vykazují svislé paprsky.

Nejlépe z katastrofy vyšly tlakoměry, zaznamenávající samo-činně tlak vzduchu a tím i výšku „Exploreru“ po celý let, trvající 9 hodin 57 minut. Byly zapečetěny od F. A. I. a uloženy do prou-těných košů v gumovém závěsu vně gondoly; poněvadž hroty jejich ručiček psaly svůj záznam na začazený papír, nemohl být zničen světlem a uchoval se dokonale.

Ukazoval nejmenší tlak vzduchu 51 mm a odtud byla vypočte-na největší dosažená výška: 60 613 stop 18 475 metrů – o 624 stop (190 m) méně než rekord Settleův a Fordneyův.

Známá londýnská pojišťovna Lloyd vyplatila za. zničený balón a přístroje 30 170 dolarů; Americká zeměpisná společnost tuto částku doplnila a přispěly i různé vědecké ústavy, továrny a soukromníci, takže nový let byl obratem po peněžní stránce zajištěn.

Poněvadž odborníci usoudili, že konečné roztrhání obalu ne-šťastného „Exploreru“ zavinil výbuch třaskavé směsi vodíkvzduch, usnesli se pořadatelé letu, že nový balón bude plněn héliem. Helium je sice dvakrát těžší než vodík, ale jeho použitím se sníží nosná síla jen o 8%; přes to byl balón zvětšen, poněvadž byla zesílena spodní část obalu.

„Explorer II.“ měl téměř o 1/4 větší objem, než jeho před-chůdce; tím vzrostl jeho průměr jen o 4 m a činil něco málo víc než 59 metrů. Také gondola byla rozšířena na průměr 2,75 metru. Posádka měla nyní tím více místa, že byla jen dvoučlenná: Stevens a Anderson, Kepner se tentokráte nezúčastnil. K měření kosmických paprsků byly vzaty s sebou podobné přístroje, jako při předchozím letu: ionizační komory, určené tentokráte k záznamu „Hoffmannových nárazů“, neboli velkých spršek paprsků a počítače jednoduché i počítací dalekohledy k zjištění intensity paprsků přicházejících z různých směrů.

Byla dokonce připravena i Wilsonova mlžná komora zvláštní konstrukce, ale potom byla ponechána na letišti; k nemalému pohoršení odborníků musila ustoupit radiu, za jehož více méně nicotné zprávy zaplatil americký tisk slušný honorář předem.

„Explorer II.“ Byl připraven k vzletu časně zrána 12. července 1935. Po třináctihodinové práci byl naplněn a gondola téměř již připevněna k balónu, když se náhle utrhl celý vrchlík balónu a několik tun těžká látka se začala hroutit na muže, zaměstnané na gondole. Spasili se těsným únikem v poslední chvíli a zůstalo jen při ztrátě drahého helia a poškození balónu. Goodyear-Zeppelinovy závody ho zdarma předělaly; ukázalo se, že látka v místě, kde byl trhací pás tvaru obráceného V, nesnesla napínání, způsobené nosným lanem a roztrhla se v celé délce. Trhací pás byl pozměněn a „Explorer II.“ startoval konečně 11. listopadu 1935 v 7 hodin 01 min. Okamžik se vznášel nad letištěm a potom se propadl, přiblíživ se nebezpečně k mohutným smrkům blízkého lesa; Stevens se chopil vaku s olověnými broky, prořízl ho a vysypal jeho obsah na lidi, shromážděné na letišti; prchali s hlavou, zataženou mezi ramena, s úděsem z místa, kde padal olověný déšť.

Anderson zatím trhal dynamitovými kapslemi vnější sáčky s přítěží a podařilo se mu ulehčit balónu během tří vteřin o 750 liber. To stačilo. Balón se vzpamatoval a od té chvíle se choval tak, jak bylo od něho požadováno. Setrval ve vzduchu 8 hodin 13 minut, o půl jedenácté nabyl krásného kulového tvaru – to bylo ve výši kolem 19,5 km – a když mu bylo ulehčeno shozením přítěže, vystoupil ještě výše. V 11 hod. 40 min. klesl venkovský tlakoměr na pouhých 27,5 mm, což odpovídalo výšce 72.395 stop, neboli 22 066 metrů – rekord, dosud nepřekonaný.

Letci zde setrvali půldruhé hodiny a po poledni začali manévrovat k sestupu; v 15 hodin 14 minut přistáli hladce 12 mil jižně od Bílého jezera v Jižní Dakotě.

Všechny záznamy byly tentokrát bezvadné ionizační komory ukázaly nápadný přírůstek vydatných spršek kosmických paprsků s výškou – důkaz, že záření, které je jejich původcem, je měkké a atmosféra je snadno pohlcuje. Počítačové dalekohledy dodaly data k řadě křivek, znázorňujících, jak se mění intensita kosmických paprsků, přicházejících z určitých směrů, s výškou. Paprsky, přicházející z míst kolem nadhlavníku, vykazovaly velmi zřetelné maximum v 18 km výšky; zde už byla atmosféra zředěná tak, že nad balónem zbývalo jen 8% její veškeré hmoty. Vzdušný plášť, který zde kryl počítače, odpovídal jen 82 cm vody anebo vrstvě rtuti 6 cm silné. Druhé maximum, méně vyznačené, se objevilo na křivce intensit nadhlavníkových paprsků kolem 15 km výšky, pod vzdušnou vrstvou, jejíž hmota byla stejná jako hmota vodní vrstvy 140 cm silné, nebo hmota rtu-ťového pancéře 10 cm silného.

I tentokrát, podobně jako v případě Piccardově, se střetly registrační balóny Regenerovy s přímým výstupem lidí do stratosféry. Regener pracoval společně se svým žákem Georgem Pfatzrem a podařilo se jim sestavit už roku 1934 jednoduchý a lehký přístroj, sestávající z jediného počítače a z elektronových lamp, převádějících iontové laviny, vytvořené každým kosmickým paprskem, v proudové nárazy, které poháněly soukolí zapisovacího strojku. Na číselníky převedli také pohyb ručičky kovového teploměru a tlakoměru, takže přístroj měl celkem tři číselníky, které byly v pravidelných čtyřminutových přestávkách osvětlovány na okamžik elektrickou lampičkou (zapínání proudu prováděl hodinový strojek), obrázek číselníku se zachytil na určitém úseku fotografické desky, jež byla potom posunuta elektromagnetem o malý kus dále, aby se pod čočku, zobrazující číselníky, dostala neosvětlená a dosud neupotřebená část desky. Na vyvolané desce se objevila tři souběžná pásma obrazů číselníků, znázorňující jejich stav vždy po čtyřminutové přestávce. Z dat, odtud odečtených, bylo lze sestavit křivku, znázorňující jak závisí intensita kosmických paprsků, počítaných Geiger-Müllerovým počítačem, na nadmořské výšce.

Ačkoliv přístroj vážil plných 6 kilogramů – dohromady se svou gondolou – podařilo se 24. července 1934 čtyřem balónům spřaženým dohromady vynést ho až do nadmořské výšky 28,2 km, kde měl vzduch tlak již jen 13,3 mm sloupce rtuti. Zde zachytil počítač 1225 paprsků za 4 minuty, kdežto na zemi, před startem, v nadmořské výšce 0,3 km, napočetla trubice jen 34 až 45 paprsků, z čehož ovšem ještě část spadala na vrub pronikavého záření zemského, ježto šlo o jednoduchou počítací trubici. Tvar křivky intensit kosmického záření, získaný jedinou trubicí, byl celkem shodný s tím, který vykazovaly všechny křivky, sestavené z dat ionizačních komor.

Křivka měla opět svou nejvyšší hodnotu kolem 25 km výšky a nad ní potom jevila spíše náchylnost k poklesu, na důkaz, že se kosmické záření po vstupu do atmosféry obohacuje o nové paprsky, které v ní teprve vznikají.

Regener a Pfötzer se nespokojili s jediným počítačem, vyneseným balóny do stratosféry a o rok později zkonstruovali počí-tač trojnásobných shod, sestávající z 9 počítacích trubic; jím bylo lze počítat paprsky, přicházející z míst, která obklopovala nadhlavník v prostorovém úhlu 20°. Dne 12. září 1935 se jim podařil s tímto počítacím dalekohledem let registračních balónů do výšky 22 km (tlak 37,5 mm) a o něco později Pfötzerovi samotnému dokonce let, který skončil ještě výše, v 31 km, kde byla atmosféra už tak řídká, že její tlak činil jen 10 mm, 1/76 té hodnoty, kterou má při mořské hladině! Všechny tyto lety, provedené s počítacím dalekohledem daly křivky, podobné těm, které přinesly záznamy z „Exploreru II.“ Rozdíl byl jen v tom, že Regenerův a Pfötznerův přístroj sice zaznamenal maximum kolem 15 km výšky, ne však hlavní maximum, jež zjistily americké přístroje v 18 km výšky. Tento rozdíl lze snad vysvětlit různými hodnotami intensity magnetického pole v obou místech; magnetické šířky Obou míst se sice od sebe mnoho neliší (asi 50° sev. magn. šířky pro Stuttgart a 53° s. m. š. pro lety v USA), ale ve značných výškách je vliv zemského magnetického pole velmi citelný, poněvadž se uplatňuje na druhotných paprscích, jež mají podstatně nižší energii, než prvotní kosmické paprsky, přicházející z vesmíru a jsou proti nim ve značné převaze. Jejich tu tolik, že počítací dalekohledy „Exploreru II.“ zjistily ve vodorovném směru jen o 1/3 méně paprsků, než ve směru svislém, odkud jich přichází nejvíce.

Pfötzerův rekord 31 km, dosažený registračními balónky, byl záhy překonán. Stalo se to pomocí velmi vtipného zařízení, kde registrační balóny nesou současně drobnou vysílačku, která sdě-luje přímo během letu svými signály výsledky měření. – Přístroj vymyslil ruský fyzik Molčanov pro meteorologické potřeby; měl přitom na mysli neobydlené oblasti, kde nebylo naděje, že by někdo přístroje po sestupu balónu nalezl. Časem se takovým přístrojům začalo říkat „atmosférická radiosonda“ a jejich používání se značně rozšířilo, zejména na polárních výpravách. Američané je velmi zdokonalili a upotřebili jich k studiu kosmických paprsků ve stratosféře.

C. D. Kean použil v Shreveportu (Louisiana. U. S. A.) io-nizační komory, plněné argonem a spojené s elektrometrem, jehož ukazatel byl opatřen drobným zrcátkem. Zrcátko odráželo světlo malé žárovky, a jakmile se ukazatel účinkem iontů, vyrobených kosmickým zářením, dostal do určité polohy, padl odraz světla na fotočlánek, jenž zapojil elektrický okruh. Následek toho byl okamžité vybití elektrometru, čímž se zrcátko zase vrátilo do nulové polohy a fotočlánek přestal být osvětlován, takže proud, jím na okamžik zapnutý, byl zase ihned přerušen – a současně modulace signálu, ustavičně vysílaného krátkovlnnou vysílačkou po celý let. Tato modulace trvala sice jen nepatrnou chvíli, přece jen však tak dlouho, aby ji posluchač na zemi mohl bezpečně zachytit. Přístroje Keanovy byly na registrační balóny neobyčejně těžké, vážíce 41 liber (18,6 kg), přesto však se dostaly 14. dubna 1936 pomocí tří balónů, které měly při startu průměr 2 metrů, do výšky 15,6 km.

Přibližně v téže době prováděl podobné výzkumy zmíněný již fyzik Thomas H. Johnson; odebral se se svými přístroji na Washingtonovu horu, kde byl jist, že signály jeho drobné vysílačky nebudou ničím rušeny. Použil počítacích trubic, zaznamenávajících dvojnásobné shody; každý takový paprsek uvedl na okamžik v činnost vysílačku, jejíž signály byly na zemi zachyceny fotograficky. V určitých přestávkách byly vysílány tlakové signály, vydávané vedlejším okruhem s neonovou doutnavkou, jejichž frekvence se pravidelně měnila s výškou sloupce rtuťového tlakoměru. První Johnsonovy přístroje vážily 14 liber, ale potom se mu podařilo snížit jejich úhrnnou váhu na 8 liber (3,6 kg). Nejúspěšnější let trval 110 minut a po celou tu dobu vysílala radiosonda jasné a zřetelné signály; dosáhla přitom výšky 16,8 km a prošla maximem, kde bylo zaznamenáno 60krát více paprsků, než na zemi s jedinou počítací trubicí dostal S. A. Korff při měřeních v Peru svou radiosondu do výšky 21 km.

L. F. Curtiss z National Bureau of Standards (Národní ústav pro míry) ve Washingtonu použil se svými spolupracovníky podobných přístrojů, jako Korff.

Počítací trubice byla velmi malá, aby zachycovala co nejméně kosmických paprsků na zemském povrchu, v nízké nadmořské výšce, jen jediný za několik minut. To bylo nutné, ježto ve vysokých polohách, kde je kosmických paprsků mnoho, by šly zprávy vysílačky tak rychle za sebou, že by nebylo možno spolehlivě je zachytit. Počítač byl zataven do skleněné trubice,z níž čněl jeho drát a drát, přivádějící náboj, a byl plněn heliem nebo argonem o nízkém tlaku. K činnosti stačila potom baterie o napětí 500 voltů; sestávala ze suchých článků a vážila pouze 670 gramů. Drát počítače byl spojen přes kondenzátor s mřížkou stíněné lampy; její žhavicí proud činil jen 60 miliampér a intensita anodového proudu 2 miliampéry. Každý kosmický paprsek způsobil vyhasnutí anodového proudu, čímž bylo uvedeno do chodu velmi citlivé elektromagnetické relais, jež zapnulo proud, pohánějící vysílačku. Signál trval ovšem jen malou chvíli, ježto anodový proud lampy se po zániku náboje, dodaného mřížce kosmickým paprskem (přesně řečeno iontovou lavinou, paprskem vyrobenou), okamžitě zase obnovil a vypjal relais.

Na zemi byl signál zachycen přijímačem a veden jednak do sluchátek, jednak zesílen tak, aby uvedl na okamžik do chodu elektromagnetické relais telegrafního klíče. Tužka klíče psala normálně na pohyblivém proužku papíru rovnou čáru, jakmile však kotva, která ji nesla, byla přitažena elektromagnetem, jehož proud vlastně dodal kosmický paprsek, objevil se v záznamu háček.

Kromě signálů, vysílaných kosmickými paprsky, hlásila radiosonda také tlak vzduchu, z něhož bylo lze vypočíst výšku pří-strojů. Tlakoměr byl vyřešen jednoduše a přitom velmi důmyslně. Tvořila ho obvyklá aneroidická kapsle z tenkého plechu, jejíž stěny se prohýbaly rostoucím přetlakem vzduchu, který byl uzavřen uvnitř. Pohyb stěn se zvětšoval pákovým zařízením a přenášel se pomocí drátu na osu, nesoucí raménko, pohyblivý kontakt. Kolem téže osy se jednou za patnáct vteřin otočila kolem dokola destička z bakelitu, poháněná miniaturním motorkem. V destičce byl upevněn kontakt, spojený s jedním pólem článku; druhý pól článku byl spojen jednak s dvěma pevnými kontakty, jednak s pohyblivým raménkem, jež se velmi pomalu otáčelo pod vlivem aneroidické kapsle. Do proudokruhu článku byl také vřazen klíč, zapínající proudokruh vysílačky. Tento klíč byl uveden na okamžik do chodu po každé, když se kontakt, upevněný na bakelitu, dotkl buď jednoho či druhého pevného kontaktu, anebo kontaktu na pohyblivém raménku. Na záznamu signálů se potom objevil vždy sled tří háčků, dva z nich, jejichž vzájemná vzdálenost byla stále stejná, patřily pevným kontaktům, třetí, jehož vzdálenost od obou předchozích se zvolna měnila, byl dán pohyblivým raménkem a tedy tlako-měrem. Z jeho vzdálenosti od obou předchozích háčků bylo lze určit tlak vzduchu kolem přístrojů a tím i jejich výšku. Poněvadž bakelitová destička obíhala naprosto rovnoměrně, objevovaly se oba háčky, patřící pevným kontaktům, na záznamu vždy ve stejné vzdálenosti; tím byla jednak dána časová kontrola záznamu, jednak bylo lze trojitý sled tlakoměrových záznamů rozlišit od záznamů kosmických paprsků.

Curtiss použil celofánového koše Regenerova, aby udržel všechny přístroje na snesitelné a málo proměnlivé teplotě. Vysílačka pracovala na vlně 5 metrů a přístroje vážily celkem 2200 gramů. Byly zavěšeny na 3 až 5 balónů, plněných na průměr 1,8 metru a praskajících při průměru, jenž činil něco více jak 6 metrů. Podmínky byly voleny tak, aby balóny startovaly s přebytkem téměř 2 kg nosné síly; jen, tak mohly stoupat i potom, když dosáhly svého největšího objemu.

Od června do listopadu 1937 vykonaly Curtissovy přístroje celkem 24 zdařilých letů, z nichž 3 zanesly počítač až do výšky 116 000 stop, 35,4 kilometru. Zde činil tlak vzduchu již jen 3,8 mm sloupce rtuti, nad přístroji bylo pouze 1/2 % veškeré vzdušné hmoty, obklopující jako plášť naši planetu. Křivka, kterou Curtiss z údajů svých radiosond sestavil, vykazuje obě typická maxima kolem 7 až 8 km a 15 až 16 km výšky. Za vyšším maximem se obrací srázně opět dolů, k nízkým hodnotám intensity kosmických paprsků; v nejvyšší dosažené výšce 35,4 km, zaznamenal počítač jen tolik paprsků, jako kolem 4 km výšky; je to jen několik procent maximální hodnoty, důkaz, že z vesmíru přichází do našeho ovzduší poměrně málo prvotních kosmických paprsků, že však v ovzduší se jejich počet zmnohonásobuje druhotným zářením, které teprve zde vzniklo.

Curtissovy sondy dosáhly zatím nepřekonaného výškového rekordu. O možnostech balónú s posádkou vyjadřují se odborníci dosti skepticky. Stevens, pilot „Exploreru“ i „Exploreru II.“, soudí, že 29, nanejvýš 30 km je mez, kam až by mohl takový stratosférický balón vystoupit. Předpokládalo by to ovšem úsporu na váze obalu – použije-li se hedvábí místo bavlny, ušetří se až 40% váhy – trochu větší balón, než byl „Explorer II.“, a vodíkovou náplň, jež má větší nosnost než helium.

Podle dnešního stavu věcí lze tedy považovat 30 až 40 km za nejvyšší výšku, dosažitelnou balóny. Zbývá nám však ještě raketa, přístroj velké budoucnosti, jehož nebylo dosud vůbec použito pro výzkum vysokých vrstev stratosféry. Nahradí jednou balón a vynese přístroje, ať již s člověkem, či bez něho, do desetkrát větších výšek. Kdy to bude, je jen otázkou peněz.

14. Světlo a hmota

V první polovině čtvrté desítky let našeho století nahromadilo se již tolik důkazů o tom, že převážná část kosmických paprsků, pronikajících ovzduším zeměkoule, sestává z elektricky nabitých částic, že i Millikan upustil od názoru, že jde o téměř čisté fotony, bez sekundárních paprsků povahy elektronické. Zastával jej ještě v roce 1933, kdy nebyl s to zjistit ani „s přesným elektrometrem“ zeměpisný efekt, když cestoval z kalifornské Pasadeny do Churchillu pod magnetickým pólem. V dalších dvou létech podnikl však buď sám, nebo jeho spolupracovníci, výškové lety v San Antoniu a ve Spokane v U.S.A. i v Manille na Filipínách, a poslal do stratosféry na tucty ,registračních balónů v San Antoniu i v Madrase, jehož magnetická šířka činí jen 3°. Organizoval nadto výzkum paprsků i při obou letech Americké zeměpisné společnosti a vyčíslil fotografické záznamy intensit kosmického záření z obou letů. Sestavil potom tři křivky; jednu z hodnot získaných v obou „Explorerech“ – ta se vztahovala k 53. magnetické rovnoběžce; druhou z toho, co přinesly registrační balóny v San Antoniu, v Texasu, na 38,5° s. m. š. a konečně třetí, změřenou týmž způsobem pod tropickým nebem, v Madrasu v Indii, na 3° s.m. š.

Průběh těch tří Millikanových křivek je poučnější, než celé svazky odborných pojednání s nejsložitějšími výpočty. Křivka z 53. rovnoběžky strmí vysoko nad oběma ostatními. V nadmořské výšce 18 700 metrů dává pro ionizaci, způsobenou kosmickým zářením v uzavřené nádobě – ionizační komoře – víc, jak 500 iontů/ccm. vteř., značně více, než registrační balóny Regenerovy. Je to vliv zemského magnetického pole o polovinu níže je maximum druhé křivky ze San Antonia a hluboko dole se krčí křivka, získaná v chudém rovníkovém pásmu. Vezmeme-li u všech tří křivek ionizační hodnoty, naměřené ve stejné výšce, odpovídající asi 9/10 celé atmosféry, dostaneme poměr čísel při-bližně 415:250:105, t. j. kosmické paprsky nad Madrasem jsou ve svém ionizačním účinku čtyřikrát slabší, než nad Jižní Dakotou, USA. To je výsledek mocného zemského magnetického pole. Ono také posouvá maximum křivek s klesající magnetickou šířkou, což je snadno pochopitelné. V okolí magnetického rovníku se uplatní jen paprsky zvláště vysoké energie, jiné jsou magnetickým polem vyloučeny; takové paprsky však cestují déle atmosférou, než se octnou v rovnováze se sekundárním zářením, jež utvořily různými účinky A na vzdušné molekuly.

A tak dospívá Millikan k názoru, že kosmické paprsky, při-cházející z vesmíru, jsou nepochybně elektrony vysoké energie, odpovídající až 17 miliardám voltů. Tento názor s ním sdílejí i jiní badatelé a kolem roku 1935 se ujímá všeobecně představa, že kosmické paprsky sestávají ze dvou hlavních složek: jedné, zvané měkká, která může snad i mít fotonickou, světelnou podstatu, t. j. může sestávat z vlnivého záření vysoké frekvence a velmi malé délky vlny; a druhé, která dostala jméno „pronikavá“, a která obsahuje nepochybně hmotné částice, elektricky nabité buď lehké – elektrony a positrony nebo těžké, protony. Zjevy, plynoucí z účinku zemského magnetického pole na tuto tvrdou, pronikavou složku svědčily spíše na lehké částice. Také Kunzeho snímky z mlžné komory, na nichž zjistil stopy drah paprsků o energii, odpovídající desíti miliardám voltů, podporovaly tento názor. V té době už se pracovalo s Wilsonovou komorou mnohem hospodárněji; už se nenechala jít na prázdno a nečekalo se, až se kosmický paprsek milostivě objeví na třech snímcích ze sta. Komora se spřáhla s počítací trubicí a to s počítačem trojnásobných – „Rossiho“ shod, jenž reaguje jen na kosmické paprsky; každý paprsek, jenž prošel všemi třemi počítači, uvedl teprve do chodu mlžnou komoru a zhotovil sám svůj snímek. Ostrost drah, sestávajících z kapiček mlhy, tím sice trochu utrpěla, ale účinnost komory neobyčejně vzrostla. Nyní 80 snímků ze 100 vykazovalo stopy drah kosmických paprsků – zbytek, vycházející na prázdno, byl zaviněn neodstranitelnou setrvačností mechanismu, ovládajícího činnost mlžné komory.

Kromě protonů mohly být v kosmickém záření i neutrony, těžké částice, nemající elektrického náboje. V mnohém směru by byly dobře vyhovovaly pro výklad určitých vlastností pronikavé složky. Poněvadž nejsou nabité, reagují jen velmi zřídka s jádrem atomů, s nimiž se na své cestě setkají. To jim poskytuje možnost, urazit veliké dráhy v hmotě, aniž by se citelně zeslabily. Tentýž nedostatek náboje je činí zcela odolnými vůči účinku zemského magnetického pole.

Průzkum kosmických paprsků na přítomnost těžkých částic, protonů a neutronů, lze provádět nejlépe mlžnou komorou nebo fotografickou deskou, v jejíž emulsi zanechávají protony – primární nebo sekundární, které buď neutrony uvolnily z molekul, anebo paprsky jiného původu a vysoké energie přímo odbouraly z atomového jádra – drobnohledné stopy (kap. 11.). Mlžná komora je ve svých údajích poučnější než fotografická deska, zato však práce s ní je mnohem složitější a nákladnější. Oběma způsoby byla dokázána přítomnost protonů v kosmickém záření a to protonů nepříliš vysoké energie.

„Explorer II.“ vezl s sebou 32 zvláštních fotografických desek, jejichž citlivá emulse byla zpracována pinakryptolovou žlutí. Obvyklá atmosféra těmto deskám nesvědčí a proto byly uzavřeny do neprodyšného kaučukového vaku, naplněného dusíkem.

Z těchto desek jich bylo 17 pokryto dvaceti různými prvky, od vodíku až po olovo. Všechny desky zůstaly s balónem půldruhé hodiny ve výši 22 km a po sestupu byly vyvolány a prohlédnuty pod drobnohledem. Na nepokrytých deskách bylo jen málo stop protonů: na 1 čtvereční centimetr emulze připadala stěží jedna. Desky, pokryté parafinem bohatým na vodík, vykazovaly 27 drah protonů nevysoké energie na ploše 6 čtvereč. cm emulse, zatím co desky stejně upravené a vystavené po celý měsíc na Pikes Peaku (4,3 km) měly na téže ploše jen 2 stopy protonových drah. Desky bez parafinu, vynesené „Explorerem II.“ do výše 22 km, dokázaly přítomnost protonů v kosmických paprscích – aniž bylo lze z jejich údajů rozhodnout, zda jde o prvotní nebo druhotné protony – a desky, pokryté parafinovou vrstvou potvrdily zase, že kosmické paprsky obsahují i neutrony, s touže výhradou ovšem, jako u protonů. Parafin je bohatý na vodík a neutron uvolní z jeho vodíkových molekul atomová jádra vodíku, protony, a přenese na ně část své energie; proton zanechá potom svou stopu v emulsi, kudy by neutron prošel zcela tajně a nepozorován, poněvadž neionizuje a není tedy s to poznamenat jednotlivá zrnka fotografické emulse změnou jejich chemických vlastností.

Práce vídeňské školy, kde byla vlastně metoda fotografické desky vypracována (kap. 11.) vedly rovněž k zajištění protonů v kosmických paprscích.

Na fotografických deskách, vystavených po delší dobu jednak ve Vídni (výška 0,2 km), na Hafelekaru v tyrolských Alpách (2,3 km) a na Panně ve švýcarských Alpách (3,4 km) se po vyvolání objevily nejen jednotlivé dráhy protonů, nýbrž i hvězdice, pozůstávající ze 3 až 14 protonových stop, vycházejících paprskovitě z jednoho bodu. Takových hvězdic bylo celkem 154, z toho jen 9 z dolnorakouské nížiny, všechny ostatní (94%) z hor. Délka drah protonů nasvědčovala, že převaha protonů má velmi nízkou energii, odpovídající jen několika milionům voltů; malá část paprsků se řadila do oboru vyšší energie, odpovídající 23 až 36 milionům voltů. – O těchto protonech nebylo nejmenší pochyby, že jsou sekundárního původu; kosmický paprsek o vysoké energii tu udeřil na jádro atomu, zpravidla atomu hromu nebo stříbra, a odboural z něho tři nebo více stavebních kamenů, protonů, které uvedl do pohybu.

Takové jádro ovšem už potom přestalo být atomovým jádrem bromu nebo stříbra, a změnilo se v atomové jádro jiného prvku, lehčího.

Všechny tyto pokusy o důkaz existence těžkých paprsků v kosmickém záření vedly k jednoznačnému závěru, že v kosmických paprscích jsou sice při míchány neutrony i protony, avšak jen v málo významném množství. Teoretikové také měli námitky proti význačné úloze jak neutronů, tak i protonů; nevycházelo jim to ani ionizačně, ani energeticky.

Elektrony v mnohém směru vyhovovaly, jinde však selhaly úplně. Nepochopitelné bylo, jak by mohly pronikat tak silnými pancéři. Elektron má buď vysokou energii a potom jí pozbývá hlavně účinkem atomových jader, která míjí a jež ho nutí k vyzařování energie; anebo má nízkou energii a potom o ni přichází v prvé řadě ionizováním molekul, tím, že od nich rve jejich nejkrajnější a nejméně vázané elektrony a přenáší svou energii na ně. V obou případech klade každá hmota pohybu elektronu nesmírné překážky a předepisuje mu určité meze. Podivné chování kosmických paprsků se ukázalo zejména v t. zv. Rossiho křivce. – Rossiho křivka znázorňuje, jak se mění počet paprsků s rostoucí tloušťkou kovové vrstvy, z níž je kosmické paprsky vylučují. – Své jméno má křivka odtud, že byla sestavena pomocí Rossiho přístroje na počítání trojnásobných koincidencí, nebo-li shod.

Tři počítací trubice jsou sestaveny buď do střechovitého nebo kolébkového tvaru a nad ně se kladou rostoucí vrstvy kovu. Počítač zaznamená jen spršky, t. j. reaguje pouze tehdy, když nejméně dva paprsky projdou současně počítacími trubicemi; při-tom jeden paprsek projde dvěma trubicemi, a druhý jedinou. Zaznamená ovšem také tři současné paprsky, z nichž každý prošel v tentýž okamžik jedinou trubicí. S rostoucí tloušťkou pancéře nad počítači stoupala křivka počtu spršek až k určité nejvyšší hodnotě, které bylo dosaženo u olověného pancéře při síle 1,5 cm: potom počet spršek klesal, jak bylo lze očekávat, neklesl však na nulu ani když olověný pancéř dosáhl půlmetrové síly! I potom jich zbývalo ještě 20 % nejvyššího počtu a nezdálo se, že by křivka měla ochotu k poklesu na nulovou hodnotu i pro ještě mocnější pancéř.

Počáteční vzestup křivky bylo lze snadno vysvětlit: kosmický paprsek, zodpovědný za vznik spršky, má tím větší možnost spršku vytvořit, s čím větším počtem atomu se sejde; maximum křivky se dostavovalo při docela rozumné hodnotě pro tloušťku pancéře, 1,5 cm pro olovo. Další zesilování pancéře musilo mít za následek stále vydatnější pohlcování spršek pancéřem. Ale jak vysvětlit, že počet spršek neklesl na nulu ani pod velmi silnou kovovou clonou?

Jakého druhu byly paprsky, schopné procházet půlmetrovou vrstvou olova – neboť ze snímků Wilsonovy komory nebylo pochyby, že spršky snímkem zobrazené, vznikají v nejspodnější vrstvě kovového pancéře a že tedy až do této vrstvy musí jejich původce proniknout.

Fyzikové vsunuli mezi horní a dolní trubice olověnou krychli, jejíž hrana měřila 10 cm. Tím prakticky vyřadili všechny spršky, jejichž paprsky nejsou s to proniknout vrstvou 10 cm olova, ježto celá aparatura, celá soustava počítacích trubic, reaguje jen tehdy, jsou-li v š e ch n y trubice v témž okamžiku v chodu. Rossiho křivka přišla o svůj vrchol a dokonale zploštěla, avšak posunula se celá jen málo k nulové hodnotě a probíhala skoro od samého začátku – t. j. už od nepatrných tloušťek pancéře téměř naprosto rovnoběžně s osou, na které byly naneseny rostoucí tloušťky pancéře; jinými slovy: po rychlém počátečním vzestupu s tloušťkou pancéře přestal počet spršek na ní záviset a kromě toho všechny spršky obsahovaly paprsky takové energie, že byly s to bez obtíží proniknout desíticentimetrovou vrstvou olova!

Kosmické záření přivádělo teoretiky do nesnází celou řadou takových podivuhodných okolností. výsledkem byl chaos ve výkladu podstaty kosmických paprsků, chaos, z něhož se fyzikové dostali teprve objevem těžkého elektronu, nazývaného též meson nebo mezotron, ježto jeho váha leží někde uprostřed mezi váhou obyčejného – „lehkého“ – elektronu a protonu (z řeckého „mesos“, prostřední). Objev byl učiněn opět v Norman Bridgeově laboratoři, řízené Millikanem; zúčastnil se ho Anderson, objevitel positronu, ačkoliv lví podíl na něm měl jeho spolupracovník S. H. Neddermeyer. Historie objevu sahá až do roku 1934, ačkoliv byl uveřejněn teprve o tři léta později.

Už tehdy zhotovili oba autoři řadu snímků kosmických paprsků ve Wilsonově komoře, pracující buď volně, nebo v magnetickém poli, a našli na nich dráhy, jejichž výklad působil potíže, ať je přiřkli elektronům nebo protonům. Zmínili se o tom jen v poznámce pod čarou, ale vrátili se k věci zase po dvou letech. Na rozpravě o laboratorních pracích, která se konala 12. listopadu 1936, upozornili na rozdíl v pronikavosti některých jednotlivých částic, obsažených v kosmickém záření a částic, tvořících spršky.

Vyslovili názor, že by se všechny ty potíže výkladu jak pronikavosti, tak i ionizační schopnosti některých částic zcela odstranily, kdyby se předpokládalo, že to jsou částice, lišící se jak od elektronu, tak i od protonu. Na to zkoumali velmi pracným způsobem druhou sérii snímků; proměřovali zakřivení nejrůz-nějších drah a počítali energii částic, berouce přitom zřetel k jejich ionizaci. Pětapadesát z nich, patřících vesměs k paprskům spršek, měly zcela odchylnou pronikavost, než elektrony o stejném zakřivení drah; ionizovaly vzduch v komoře více než elektrony, ale značně méně, než protony. Existence nové částice byla prokázána a brzy ji objevili i jiní fyzikové na snímcích drah kosmického záření.

Japonský teoretik Jukava předpověděl kolem r. 1935 takovou částici, těžší než elektron, avšak lehčí než proton, mající stejně veliký náboj jako elektron. Vycházela z jeho úvah o zvláštních silách, vládnoucích v nitru atomového jádra a uplatňujících se mezi protony a neutrony, z nichž jádro atomu sestává, avšak jen na konečnou vzdálenost; tato vzdálenost je velmi nepatrná a činí méně než tři biliontiny milimetru. Těžký elektron byl jakousi výslednicí těchto sil a zprostředkoval ustavičnou fluktuaci, výměnu míst mezi neutronem a protonem. Neutron se změnil v proton a tato změna byla provázena vznikem jednoho těžkého elektronu, záporně nabitého, jenž opustil jádro atomu s určitou rychlostí. Podobně při změně protonu v neutron vznikl těžký elektron, kladně nabitý. Teorie připouští i existenci nenabitého, elektricky neutrálního, těžkého elektronu. Jukavův těžký elektron není stálým útvarem. Jeho průměrná životní doba je velmi krátká, půl miliontiny vteřiny; potom se rozpadne ve dvě částice, elektron – případně positron, jde-li o kladný těžký elektron – a neutrino,částici lehkou, vážící méně než elektron a nemající žádného náboje. To je její společná vlastnost s neutronem, těžkou částicí, která je rovněž elektricky neutrální. Elektron a neutrino převez-mou každý polovinu energie, vzniklé vyzářením těžkého elektronu; tato energie je rovna součinu z hmoty těžkého elektronu kterou Jukava klade rovnou hmotě 136 lehkých elektronů – a z dvojmoci světelné rychlosti. Na každou lehkou částici, vzniklou rozpadem pomalého těžkého elektronu, připadne tedy energie, odpovídající zhruba 40 milionům voltů a obě částice se rozletí opačnými směry; elektron, po případě positron, na jednu stranu a neutrino na druhou stranu.

V praxi byla existence těžkého elektronu, mezotronu, potvrzena snímky z Wilsonovy komory; na některých z nich se jevily dokonce náznaky dráhy lehkého elektronu či positronu, v nějž se mezotron na konci své dráhy rozpadl. Neutrino dosud pokusně dokázáno nebylo a není divu; nemá mít náboj a nemůže tedy ionizovat, takže nezanechá po sobě zrádné dráhy v mlžné komoře. Má však i tak nepatrnou hmotu, že není ani s to účinkovat svou vahou – jak to činí neutron – a nemůže tedy uvést do pohybu jiné částice, jež by se svou ionizací prozradily.

Ani stopy těžkých elektronů, jak se jeví na snímcích, nedaly dosud jednotných výsledků, pokud jde o hmotu mezotronu: byla určena různá čísla, ležící obecně v mezích 100krát až 430krát větší hmoty, než má elektron. Rychlosti mezotronů, zjištěné na prvních snímcích, nebyly příliš vysoké – zřejmě šlo většinou o mezotrony, dobíhající už poslední díl své dráhy a hodně už zabržděné činily 30 až 41 % světelné rychlosti, rovné 300 000 km za vteřinu. Velikost náboje ,byla táž, jako u elektronu; některé mezotrony měly kladný náboj, jiné zase záporný. Ionty, vyznačující dráhu mezotronu, leží u sebe třikrát až sedmkrát hustěji, než v drahách elektronů a positronů, daleko ne však tak hustě, jako na dráze protonu.

Objev mezotronu pomohl k objasnění podstaty kosmických paprsků, kterou dnes známe aspoň v hlavních rysech. Teoretické práce, jež vytvořily potřebný podklad, jsou dílem anglických teoretiků H. Betheho a W. Heitlera a Inda H. J. Bhabhy; v poslední době k nim nemálo přispěl německý teoretik W. Heisenberg z Lipska, jenž zejména převedl společně s H. Eulerem různé teorie lehkých a těžkých částic na výklad kosmického zá-ření. Výsledek je v podstatě tento:

Z vesmíru vnikají do našeho ovzduší primární kosmické paprsky, buď lehké elektrony o energii, odpovídající několika miliardám až bilionům voltů méně pravděpodobně fotony, vlnivé záření, světlo elektromagnetické povahy, mající řádově tutéž energii. Jsou-li to fotony, potom se změní okamžitě po vstupu do hraničních částí atmosféry reakcí s jádrem atomů vzdušných molekul (kap. 10.) v páry elektron + positron, a elektron se chová v dalším tak, jako by přišel z vesmíru, zatím co positron vytvoří novou reakcí s atomovým jádrem nové fotony.

Lehké elektrony pozbývají na další cestě atmosférou – a jakoukoliv jinou hmotou – své energie dvojím způsobem: jednak ionizací, jež však se u elektronů vysoké energie, jako jsou tyto, uplatňuje jen málo; potom zářením, t. j. účinkem elektrických sil atomových jader, jež vychylují elektron z jeho směru a při tom ho nutí po každé část energie vyzářit v podobě fotonu. Elektron, jehož energie je větší, než by odpovídalo desíti milionům voltů a to jsou téměř všechny elektrony, vyskytující se na hranici atmosféry – pozbývá daleko více svou energii zářením než ionizací. V olověné desce 4 milimetry silné přijde tímto způsobem o polovinu své energie, v další vrstvě olova, stejně silné, pozbude opět poloviny své zbylé energie a tak to jde dále; ztrácí tedy zářením vždy týž zlomek své současné energie, zatím co ionizací přichází vždy o týž zlomek původn í energie, takže ionizační práce mu sníží energii po každé o tentýž obnos.

Foton, vyzářený elektronem, reaguje většinou zase s jádrem atomů popsaným již způsobem a vytvoří pár elektron + positron. A tak z jediného elektronu vzniká postupně jakýmsi násobením celá řada částic, jež se projeví jako sprška, pakliže se všechny tyto pochody uplatní na krátké dráze, na př. při průniku elektronu těžkou hmotou (olovem). Je to zjev velmi podobný vzniku vodopádu a dostal odtud také své jméno: kaskádní či vodopádové spršky. Jako vodopád má nejprve dosti úzkou bystřinu, padající na první výstupek a rozstřikující se tam do širšího proudu, jenž na dalších stupních vytváří vodní clony ustavičně rostoucí šířky, tak i zde jediný primární elektron odštěpí celou řadu fotonů a mění při tom ustavičně směr, než jeho energie klesne tak, že se pak již cele spotřebuje na ionizaci; tyto fotony vytvářejí positrony a elektrony, positrony se mění v nové fotony a elektrony odštěpují po vzoru primárního elektronu další fotony, reagující znovu s atomovými jádry; tak to jde dále, až nakonec vznikne celá sprška paprsků, v nichž je řádově stejně tolik elektronů, jako positronů a fotonů, jejichž energie je už tak nízká, že se uplatní obyčejná absorpce, t. j. ztráta energie ionizací. Kaskádní sprška se potom objeví na snímcích mlžné komory jako snop tenkých bílých stop.

V atmosféře dosahuje tento kaskádní pochod svého největšího rozmachu ve výšce asi 15 km; zde je elektronů a positronů nejvíce, zde vykazují všechny křivky, ať ionizační nebo ty, jež vznikly počítáním paprsků v počítacích dalekohledech, maximum. Současně s tímto maximem sekundárních paprsků nastává též maximum těžkých elektronů, mezotronů. Vznikají také v nejhořejších vrstvách atmosféry a vyrábějí je fotony (vytvořené sekundárně kaskádním pochodem, anebo přicházející primárně z vesmíru) reakcí s protonem nebo neutronem, obsaženým v atomových jádrech vzdušných atomů. Srážka fotonu – světelné energie – s neutronem vede k vzniku záporného mezotronu (a k proměně neutronu v proton, vodíkové jádro s jedním kladným nábojem), srážka s protonem vytváří kladný mezotron a promění proton v neutron.

Lehké elektrony a positrony a těžké elektrony, mezotrony, putují společně k zemskému povrchu a cestou mizejí rozdílným způsobem. Elektrony a positrony ztrácejí svou energii zářením a ianizací, pohlcují se v atmosféře, kdežto mezotronů ubývá v prvé řadě proto, že se rozpadají na elektrony, positrony a neutrina. Tento rozpad mezotronů sytí atmosféru novými elektrony a odtud pochází druhý hrb výškových křivek kosmického záření, druhé maximum, objevující se kolem 7,5 km výšky. U zemského povrchu je tvrdá, pronikavá složka kosmických paprsků, sestávající z mezotronů, v převaze proti elektronům a positronům – případně ještě fotonům jež tvoří dohromady to, čemu říkáme měkká složka kosmických paprsků. Tato měkká služka, jež není s to proniknout olověnou vrstvou 10 cm silnou, tvoří u zemského Povrchu podle přímého měření jen 30% kosmických paprsků, proniknuvších až sem, 7 metrů pod zemí Pouze 7%; za to její podíl rychle roste, stoupáme-li do výše a v 3 400 metrech činí již 50%.

Měkká složka, v níž mají převahu lehké elektrony, vzniklé rozpadem mezotronů a kde je jen málo sekundárních elektronů, vytvořených kaskádně v nejvyšších vrstvách atmosféry a ještě méně primárních elektronů – ta platí zejména pra mimo rovníková pásma – je zodpovědné za velkou většinu spršek, pozorovaných v ionizační komoře. Vzbuzuje je kaskádním pochodem a tak vzniká první maximum Rossiho křivky (str. 264) Pozorované za vrstvou olova 1,5 cm silnou, i většina Hoffmannových nárazů, z nichž některé mají 1000 i více paprsků. Pokusy dokazují tato poslední tvrzení a tak bylo ve výšce 4200 metrů zjištěno 26krát více Hoffmannových nárazů, tvořených sprškami o 40 paprscích, než u mořské hladiny.

Mezotrony, tvořící pronikavou složku kosmického záření, se uplatňují zpravidla až za silnějšími vrstvami hmoty, za mocnými pancéři nebo pod vadou.

Jak již bylo řečena, vznikají účinkem fotonu na proton nebo neutron, obsažený v atomovém jádře vzdušných atomů; zpravidla při tom vykřeše foton z protonu či neutronu po jednom mezotronu, má-li však dosti vysokou energii, mohou vzniknout z protonu i dva mezotrony najednou (jeden kladný a druhý záporný, při čemž proton zůstane nadále protonem), po případě i celá sprška mezotronů, jichž je sudý počet. Mezotron sám reaguje se stavebními kameny atomových jader, protony a neutrony, různým způsobem. Současně s ním se uplatní někdy i proton či neutron, zodpovědný za jeho vznik; přejme část energie fotonu, jenž s ním reagoval a opustí atom. Vytvoří protonické a neutronické paprsky, přítomné v kosmickém záření; paprsky v podstatě měkké, jež se v ovzduší snadno pohlcují. Anderson a Neddermeyer jich našli na snímcích z Wilsonovy komory, zhotovených na Pikes Peaku (4,3 km) 12krát víc, než na snímcích, pocházejících z nízkých výšek. Narazí-li tyto protony a neutrony na jádro atomu vhodným způsobem, jsou s to odbourat jeden i několik z jeho stavebních kamenů – tak vznikají hvězdice protonových drah, pozorované na fotografických deskách vídeňské školy.

Z různých reakcí mezotronů s postiženým atomovým jádrem se uplatňují v kosmickém záření tyto:

Mezotron je pohlcen těžkou částicí, obsaženou v jádře; kladný mezotron neutronem, jejž změní v proton a záporný protonem, z něhož utvoří neutron; při obou těch pochodech vznikne foton, přebírající všechnu energii mezotronu a přechodem přes pár positron + elektron vyrobí kaskádní spršku.

Tyto pochody se vyskytují zejména v mořské úrovni, t. j. v nízkých výškách za poměrně malými vrstvami hmoty, t. j. za tenkými pancéři. Těžký elektron tu přispívá k tvoření lehkých kaskádních spršek.

Záporný mezotron je pohlcen neutronem, daleko více vázaným na jádro atomu – jehož je součástí – než v předešlém případě. Zde předá neutron energii těžkého elektronu ostatním částicím“, skládajícím jádro; jejich energie tím vzroste tak, že vnitřní jádrové síly, jejichž působnost má konečný dosah, již nejsou s to udržet je pohromadě. Určitý počet protonů a neutronů opustí jádro atomu a rozletí se všemi směry; jsou provázeny pravděpodobně také fotony, které však ihned reagují s jádry dalších atomů a zhmotňují se v páry positron + elektron. Celý tento děj neprobíhá okamžitě, výbušně; vyžaduje určitý čas, třebaže krátký, a teoretikové z toho důvodu, pro něj zavedli odborné názvy, trochu málo vhodné, „zahřátí atomového jádra“ – čímž je popsáno rozdělení energie mezotronu na stavební kameny jádra – a „vypaření jádra“, t. j. vyzáření těch částic, jejichž energie přesáhla dovolenou mez, až po kterou jsou vnitro atomické síly s to udržet je uvnitř jádra, ve svazku s částicemi ostatními. Tímto způsobem vznikají spršky, složené z těžkých částic, jejichž viditelné stopy patří vesměs protonům; Anderson a Neddermeyer je zjistili na svých snímcích z mlžné komory již v roce 1936.

Mezotron kladně nabitý reaguje s jádrovým neutronem; neutron se změní v proton a současně vzniknou dva nové mezotrony, jeden kladný, druhý záporný. Je-li energie kladného mezotronu, jenž podnítil reakci, hodně vysoká (značně vyšší, než odpovídá 100 milionům voltů), může vzniknout i více párů kladných a záporných mezotronů, jež utvoří mezotronickou spršku. Celý zjev probíhá okamžitě, výbušně, a odtud pochází jméno takové spršky, vzbuzené mezotronem a složené z mezotronů: výbuchová sprška. Jednotlivé paprsky výbuchové spršky mají energii, odpovídající řádově 100 milionům voltů. Výbuchové spršky se uplatňují vždy za pancéři větší síly; jsou zodpovědny za část Hoffmannových nárazů i za zploštělou Rossiho křivku (str. 172 a obr. 28), jež vznikne pohlcením všech lehkých paprs-ků kaskádních spršek v olověném bloku 10 cm silném; jsou posléze zodpovědny i za druhé maximum Rossiho křivky, které se objevilo, když olověný pancéř dosáhl tloušťky 17 cm (nebo za železným pancéřem 30 cm silným) a když shodové počítače byly sestaveny tak, aby uzavíraly ostrý úhel. Výbuchové spršky nejsou častým zjevem; americký fyzik L. Fusell našel na snímcích z mlžné komory jen tři spršky tohoto typu, připadající na 800 kaskádních spršek, složených z lehkých elektrických částic (elektronů a positronů) a z fotonů.

Za určitých okolností může těžký elektron přenést při ionizaci atomu značnější část své energie na odloučený elektron, jenž získá tak vysokou rychlost, že je s to vytvořit kaskádní spršku. Tento pochod není častý, přesto však se do jisté míry uplatňuje v té části Rossiho křivky, kterou nelze odfiltrovat desíticentimetrovým blokem olova. Kaskádní spršky, jež vznikají tímto druhotným a složitým pochodem, dostaly jméno „ionizační spršky“, nebo též „Bhabhovy spršky“, podle indického badatele, jenž propracoval jejich teorii. Bývají zpravidla chudé na paprsky: v olovu a pro mezotrony o řádové energii, odpovídající 10 miliardám voltů, připadá jediná sprška s 20 paprsky na 100 mezotronů.

Tím byl v hlavních rysech nastíněn dnešní názor na podstatu kosmických paprsků, jak jsme je poznali v atmosféře a za těžkými pancéři. Není samozřejmě ani úplný ani konečný; nevykládá vše, vykazuje mezery, jež snad ani tak nejsou zaviněny teorií jako nedostatkem pokusných dat. Ponechává fyzikům široké pracovní pole na řadu let. Průzkum mezotronu v něm bude hrát velikou úlohu; první snahou bude jistě jejich příprava v laboratoři, abychom nebyli odkázáni jen na to, co nám přinesou s sebou kosmické paprsky. V nich je těžký elektron, mezotron, nositelem pronikavosti a síly. Jemu vděčí kosmické paprsky za to, že jsou s to projít mocnými vrstvami hmoty a vniknout až do nitra Země. Mezotrony jsou původci lehkých elektrických částic, jež zaznamenaly přístroje Corlinovy v železných dolech Kürunavaara, pod vrstvami rudy, které odpovídaly vodnímu pancéři 500 metrů silnému, a shodové počítače Kolhörsterovy v stassfurtských solných dolech, kde byla kosmickým paprskům položena do cesty překážka v podobě horniny a soli, rovnocenná tisícimetrovému vodnímu pancéři.

15. Kosmické paprsky a život

Je samozřejmé, že se dosti záhy počal hledat účinek kosmických paprsků na život na povrchu zeměkoule. Námitka, že kosmických paprsků je málo, nepadá dnes, kdy známe podivuhodný účinek minimálního počtu Röntgenových paprsků, nebo záření radioaktivních látek na nesmírně početné molekulární komplexy chorobných i zdravých tkání, vůbec na váhu. Každá fyzikální složka světa, v němž žijeme, působí na náš život. Jak působí, to ovšem je ve většině případů nezodpověděnou otázkou.

Kosmické paprsky především ionizují vzduch, který dýcháme; mění jeho elektricky nenabité molekuly v částice s kladným a záporným nábojem, ionty. Že přebytek některého druhu iontů má zcela zvláštní vliv na živé organismy – pravděpodobně i na organismy rostlinné – bylo nezvratně dokázáno. To by byl ovšem jen nepřímý účinek kosmických paprsků. Vedle něho je zde ještě účinek přímý, podmíněný vysokou energií jednotlivých složek a jejich zvláštními účinky na hmotu. Kosmické paprsky mohou vyloučit z buněk živé tkáně všechny tři druhy spršek, kaskádní, ionizační i výbuchové; mohou také rozbíjet atomová jádra buněk, měnit je v nová jádra, patřící jiným prvkům a zaplavit jejich nejbližší okolí těžkými troskami rozbitého jádra, protony a neutrony. Jsou nepochybně rovněž s to provést tento radikální zásah do atomů ve tkáni takovým způsobem, že atom ještě podrží část dodané energie po určitý čas – jenž může být řádu minuty, hodiny i celých let – a jen pozvolna ji vydává v podobě záření, jaké známe u radioaktivních prvků. Jinak řečeno toto kosmické záření může vytvořit v našem těle střediska umělé radioaktivity, neboť atom bude zářit tak dlouho, dokud mu zbude aspoň nepatrný zlomek dodané energie. Že je kosmické záření s to vzbudit v atomech umělou radioaktivitu dokázal Clay u olova a železa již r. 1938. Železo máme v krvi a není příčiny se domnívat, že kosmické paprsky nejsou s to podnítit k záření i jiné prvky, z nichž se skládáme.

Jak dalece nám tyto všechny účinky kosmických paprsků prospívají či škodí, na to nelze dnes ani přibližně odpovědět. Zde má první a hlavní slovo pokus, bez jehož podkladu je každá teorie v tomto směru vybudovaná jen odvážným tvrzením. S pokusy to až dosud (a se zřetelem na neúplnost současné vědecké literatury, podmíněnou světovou válkou) vypadá dosti bledě. Jsou, ale nesoustavné a prováděné v dobách, kdy panovaly jen nejasné názory na podstatu kosmických paprsků; není proto divu, že si většinou svými výsledky odporují. Méně pochopitelné je však, že nesouhlasí spolu ani pokusy, provedené za jinak stejných podmínek. Typické v tom směru jsou výsledky, získané na vajíčkách banánové mouchy.

Banánová moucha, Drosophila melanogaster, je jak se zdá, živočich, jejž dobrá příroda stvořila ke zvláštní potřebě badatelů. Je to spíše muška, než moucha, ježto dorůstá nanejvýš délky půldruhého milimetru – v přírodě, samozřejmě, kde na ni pří-rodopisci nepůsobí svými metodami. Tam také vypadá docela nenápadně, má šedožluté tělo a rudá očka. Hodí se neobyčejně dobře ke studiu t. zv. mutací, t. j. změn rodových vlastností skokem. Stává se u živočichů i rostlin, že se náhle objeví v celém rodu určitých vlastností jedinci, jejichž vlastnosti jsou naprosto odchylné. Vznikne tak náhle, skokem, mutací, zcela nový druh. Příčina tohoto zjevu se hledá v přeskupení atomů, tvoří-cích dohromady velké molekulární shluky určitého druhu, jež jsou nositeli dědičných znaků. Skutečná podstata mutací není ovšem dodnes náležitě objasněna. Banánová muška se k takovým pokusům hodí znamenitě a přírodopiscům se podařilo pomocí mutací vypěstovat z původního jediného druhu přes 400 různých druhů nových. Vajíčka Drosophily reagují na všechno možné a na nejrůznější paprsky. Užívalo se jich proto – a užívá vlastně dodnes – při hledání biologické dávky Röntgenových paprsků, problém, dosti podobný hledání kamene mudrců. Studují se na nich účinky paprsků radioaktivních látek, teploty a četné jiné účinky, a to s takovou pílí, že by byla Drosophila nepochybně dávno již vyhynula, nebýt její typicky muší plodnosti a neobyčejně rychlého vývoje, trvajícího jen 12 až 14 dnů.

„Explorer II.“ vynesl vajíčka banánové mouchy do výšky 22 km, kde setrvala půldruhé hodiny. Vykazovala potom zvýšený počet mutací proti kontrolním jedincům, ponechaným na zemi. Skoro současně byl však tentýž pokus proveden při ruském stratosférickém letu s banánovou mouchou přímo; výsledek byl záporný, ba mutací bylo ještě o něco méně, než u kontrolních much. Odborníci se rozdělili ve dva tábory, vycházejíce ovšem spíše z teorie, než z pokusného materiálu, jehož bylo promálo. Jedni zastávali vliv kosmických paprsků na mutace a rozšiřovali jej dokonce více méně na celou přírodu. Podle nich lze zvláštnosti horských organismů, ať živých či rostlinných, hledat právě jen v kosmických paprscích, jejichž intensity značně přibývá s výškou.

Pojem samovolné neboli spontánní mutace vůbec zavrhují; každá mutace má svou příčinu v určitých vnějších podmínkách našeho světa a kosmické paprsky zde hrají významnou úlohu.

Odpůrci vlivu kosmických paprsků vyšli z účinku Röntgenových paprsků a jiných druhů záření (paprsků beta a gamma).

„Je to notoricky známé,“ pravili, „že počet mutací, způsobený těmito druhy záření, je přesně úměrný úhrnné ionizaci, vzniklé v 1 ccm ozářené organické hmoty. Z tohoto fakta lze jedno-značně odvodit absolutní hodnotu počtu mutací, způsobených kosmickým zářením v jakékoliv výšce a na jakémkoliv druhu, je-li mutabilita, podnícená paprsky X, (t. j. Röntgenovým zářením) u tohoto druhu známa.“ (Cituji doslova z angl. Nature 29. II. 1936 – jako zajímavý doklad vědecké šablony.) A vypočetli obratem, že v úrovni mořské lze očekávat u Drosophily melanogaster, že kosmické záření zvýší počet spontánních mutací jen o 0,1 %; „ve velkých výškách“ činí toto zvýšení pouze 3%, což prý je zanedbatelné v poměru k spontánním mutacím. Uzavírají dogmaticky: „Nemáme žádných příčin věřit, že by se jiné druhy chovaly jinak.“ Na to odvětili zastánci mutací z kosmických paprsků, že je poněkud nemístné srovnávat kosmické paprsky s paprsky Röntgenovými, s paprsky beta a s paprsky gamma, ježto žádné z těchto tří druhů záření není s to vzbuzovat v hmotě spršky, jako kosmické paprsky; spršky, o nichž je známo, že jich přibývá s výškou značně rychleji, než iontů, vyrobených kosmickým zářením. A proto lze od kosmických paprsků očekávat zvláštní účinky, jež bychom u zmíněných tří druhů záření marně hledali.

B. Rajewsky, biolog z Frankfurtu nad Mohanem, vyšel z této velmi moudré námitky. Se svými žáky začal sledovat, co se bude dít s mutacemi nepatrné houbičky z třídy vřeckatých, honosící se podivným jménem „Bombardia lunata Zickler“ (podřád Pyrenomycetes, řád Enascales), jestliže ji ponechá delší dobu pod olověným pancéřem, několik centimetrů silným, o němž Rossi zjistil (viz první maximum jeho křivky, str. 264), že v něm vzniká nejvíce spršek. Po 5 až 6 týdnech ozařování bylo určeno u 2721 kultur, vypěstovaných z hub, krytých pancéřem, 85 mutací (3,1 %), kdežto u 3095 kultur, jež vznikly z jedinců nekrytých pancéřem, anebo krytých pancéřem nedostatečné síly, jen 22 mutací (0,71%). Pokusy tedy nasvědčovaly, že u daného organismu jsou spršky kosmických paprsků s to zvýšit počet mutací čtyřikrát až pětkrát. Bude ovšem potřebí ještě mnoha dalších pokusů, aby byl účinek kosmických paprsků na živou hmotu jednoznačně prokázán a podrobně prostudován.

Tato kusá kapitola by byla ještě neúplnější, kdybych neuvedl alespoň jeden pokus na bílých myškách. Bílé myšky jsou jakýmsi protějškem banánové mouchy. I jim věnují badatelé nemalou pozornost, podrobujíce je nejrůznějšímu trápení v zájmu pokroku a vědy. Proti tomu by jistě nebylo nejmenších námitek, důvodně však nutno se pozastavit nad tím, že výsledky, získané na těchto drobných zvířátkách omezené životní doby, bývají často nekriticky přenášeny i na člověka.

Většina badatelů, zkoumajících vliv kosmických paprsků na bílé myši, vyšla z jednoduchého názoru, že stačí myši vzdálit z vlivu tohoto záření. K tomu se jim zdálo být nejzpůsobilejší jakékoliv místo, ležící hluboko pod zemí. A tak putovaly myšky do dolů a kontrolní jedinci byli umístěni hned venku, u východu ze šachty. Jeden z těchto pokusů byl proveden také v stříbrných dolech v norském Konsbergu, západně od Oslo. Myšky byly obklopeny všestranně vrstvou rudy 350 metrů silnou, „takže byly úplně odstíněny od kosmických paprsků“, – jak prohlásili autoři důvěřivě. To bylo ovšem tvrzení poněkud smělé, ježto nešlo o 350 metrovou vrstvu stříbra, nýbrž jeho horniny, amfibolu, a takový pancéř se nevyrovná 1000 metrové vrstvě vodní, pod kterou Kolhörster stále ještě kosmické paprsky nacházel. Také autoři naměřili v místě, kde nechali myši, 4,63 iontu/ccm. vteř. v uzavřené nádobě – aniž by byli ovšem zjistili skutečnou hodnotu ionizace, způsobené kosmickými paprsky – zatím co venku, v dřevěném domku u šachty, kde umístili kontrolní myšky, bylo 8,58 iontu/ccm. vteř. – Myšky v dolech prý měly dostatek čerstvého vzduchu a vůbec prý podmínky tytéž, jako myšky žijící venku. Pokus trval 10 měsíců a nepřinesl žádný rozdíl v zevnějšku nebo v pitevním nálezu či v Röntgenově snímku kostry myší, které strávily celou tu dobu pod zemí, proti myším, žijícím na povrchu. Jedině snad změna byla ta, že myšky, které se narodily v dolech, vážily o 3,2 až 4,1 % více, než příslušné myšky kontrolní. Odtud je ovšem k obrům, uvedenÝm v citátu předmluvy, ještě pořádný krok.

16. Záhada kosmických paprsků

Kde a jakým způsobem vznikají kosmické paprsky, tyto dvě otázky kladli si badatelé již od té chvíle, kdy byla existence tohoto podivuhodného záření potvrzena. V druhé etapě výzkumu kosmických paprsků, v době mezi rokem 1926 až 1935, se nezdála být odpověď na otázku:

„Jak vzniká kosmické záření?“ nijak obtížnou. Vycházelo se stále ještě i po důkazu existence zeměpisného efektu, t. j. vlivu zemského magnetického pole na intensitu kosmických paprsků, z předpokladu, že jde o vlnivé záření elektromagnetické povahy. Z křivek intensity záření, získaných v jezerních hlubinách, se počítaly absorpční koeficienty paprsků a odtud za stálého před-pokladu, že jde o fotony, energie paprsků podle rovnice, jež byla pokusně získána pro vztah mezi absorpčním koeficientem a délkou vlny. Platnost rovnice byla ovšem dokázána jen pro daleko nižší energie fotonů, ale z nedostatku jiného se její působnost přenášela i na kosmické paprsky. Vypočtené energie kosmických fotonů byly tak značné, že se nedaly srovnat s energiemi fotonů, uvolněných při samovolném rozpadu radioaktivních prvků. Tak na př. Millikan vypočetl ze svých jezerních křivek, že energie nejměkčích fotonů kosmického záření odpovídá 27 a energie nejtvrdší složky 500 milionům voltů, zatím co paprsky gamma, vznikající při rozpadu radia, měly energii, odpovídající jen 1,8 milionu voltu a paprsky gamma, pocházející z postupného rozpadu thoria, energii, jež odpovídala napětí 2,6 milionu voltu. To bylo příliš málo, a proto se záhy opustila myšlenka, že kdysi existovaly prvky ještě těžší než uran, radioaktivní prvek, který je současně nejtěžším prvkem co do atomu, vyskytujícím se na naší planetě; že tyto prvky kdysi svým rozpadem vytvořily záření, jež k nám doputovalo teprve po miliardách let zakřiveným svě-tovým prostorem v podobě kosmických paprsku; že tyto prvky snad ještě existují na mladých hvězdách a v mlhovinách a jejich vybuchující atomová jádra vyrábějí kosmické paprsky i nyní.

Tato teorie, zdánlivě jednoduchá a logická, pozbyla svých stou-penců, když fyzikové vypočetli energii kosmických fotonu. Je sice pravda, že později nám uměle radioaktivní prvky, jejichž atomové jádro bylo donuceno k záření střelami v podobě těžkých paprsku – alfa, protonu, neutronu a p. – poskytly paprsky gamma o energii desetkrát větší, než mají paprsky gamma, vyzařované látkami samovolně radioaktivními – radiem, thoriem a j. avšak mezitím zase učinil výzkum kosmických paprsku nový pokrok a neobyčejně zvýšil horní mez jejich energie: dnes mluvíme již o biliónu neboli miliónu miliónů voltů, představujících energii nejrychlejších primárních kosmických elektronů.

Tak tedy Millikan a po něm i jiní, Jeans, anglický hvězdář a Regener, opustili rozpadávající se atomy, jako zdroj kosmických paprsků a začali myslit na opačný pochod, stavbu atomu z jednodušších součástí. Při takovém pochodu, kde vzniká hmotné jádro atomu z jeho stavebních kamenu, protonu a neutronu, zpravidla se stane, že se kameny do jádra dobře nevejdou. Musí se uskrovnit poněkud na váze, mají-li vytvořit pevnou budovu, a to, co jim zbude, se promění v záření podle jednoduchého a geniálního vztahu mezi hmotou a energií, který praví, že hmota muže cele přejít v zářivou energii, co do množství rovnou součinu z hmoty a dvojmocí světelné rychlosti.

Takovým způsobem vypočetl Millikan, že vznik všech čtyř složek kosmických paprsků, které dostal analysou svých hlubinných křivek, lze dobře vysvětlit výstavbou atomových jader železa, křemíku, kyslíku a helia z protonu – neutrony tehdy ještě neznali, jejich objev spadá do roku 1932. Všechny tyto prvky, vodík, helium, kyslík, křemík a železo, jsou v hojném počtu zastoupeny všude ve vesmíru a bylo tedy pochopitelné, že kosmické paprsky mohou k nám přicházet ze všech směru světového prostoru. Millikan počítal energii, jaká se vyzáří při stavbě příslušného atomu z přebytku protonové hmoty, nato vypočetl absorpční koeficient ve vodě, jaký by příslušel fotonům takové energie a srovnal jej s koeficientem odvozeným z hlubinné křivky. Shoda byla uspokojivá, někde přímo zarážející: tak na př. absorpční koeficient, vypočtený pro fotony, jež vznikly při stavbě heliového atomu, činil 0,796 na metr vody a změřený koeficient 0,800.

Bohužel, jak tomu často bývá, pokus byl zde opět rychlejší než teorie; už roku 1930 přišel Rossi na základě svých měření s požadavkem paprsků o energii, odpovídající miliardě voltů. To bylo dvakrát víc, než měla nejtvrdší Millikanova složka a žádná stavba atomových jader nedovedla tuto energii krýt. Netrvalo dlouho a mlžná komora poskytla snímky elektronových drah, poukazující na energii ještě řádově vyšší, než chtěl Rossi, energii, která odpovídala několika desítkám miliard voltů. Nyní se už nevystačilo s odštěpky hmoty, zbylými při stavbě atomových jader a bylo nutno sáhnout k větším celkům. Anglický hvězdář J. H. Jeans vzal na pomoc úplné vyzáření heliového atomu, protonu a elektronu a dvou protonů a dvou elektronů. Tím se dostal do podstatně vyšších energií ve shodě s křivkami Regenerovými, jež rovněž posunuly horní mez energie kosmických fotonů. Vypočtená čísla se celkem velmi dobře shodovala s čísly, získanými určitou interpretací v tom je právě to čertovo kopyto pokusných křivek, které se přičetly stoprocentně fotonům, světlu vlnivé povahy. Tak ku př. vyzáření jednoho protonu a jednoho elektronu, t. j. celého atomu lehkého vodíku, poskytlo teoreticky fotony o vlnové délce 0,131 biliontiny cm, zatím co. určitá část vodní absorpční křivky dala číslo 0,137 biliontiny cm, shoda jistě velmi uspokojivá. Podobně to vypadalo i s nejtvrdší Regenerovou složkou, jež se bezvadně vyložila vyzářením veškeré hmoty heliového atomu: teoretické číslo pro vlnovou délku činilo 0,0332 biliontiny cm, pokusné 0,0328 biliontiny cm.

Ani s touto teorií celých vyzářených atomů se dlouho nevystačilo; fyzikové, pracující pokusně, byli stále náročnější a sotva se teorie vyzářených atomů trochu vžila, přišli s novými čísly pro horní mez energie kosmických paprsků. Dnes víme, že už jde o čísla bilionů voltů a že tím, možná, ještě stále nejsme na nejvyšší příčce žebříku. Takovou energii ovšem nemůže poskytnout ani vyzáření mnohem těžších atomů, než je helium; nestačí ani olovo.

Různí teoretikové se pokusili obejít překážku, na kterou narazil výklad, beroucí se vylíčenými směry. Předpokládali, že elektrony, tvořící prvotní složku kosmických paprsků, jsou z počátku dosti nevinné elektrické částice, mající poměrně nízkou rychlost.

Mohou vzniknout nejrůznějším způsobem; účinkem světla na hmotu, t. j. tak zvaným fotoefektem; účinkem vysokých teplot, vládnoucích ve hvězdách; v mezihvězdné hmotě, i když je její teplota na absolutní nule a její zředění takové, že na prostor, jaký zaujímá naše Země – zhruba bilion krychlových kilometrů – připadá necelých 5 gramů mezihvězdné hmoty; konečně i různé výbuchy hvězdných hmot, zejména takové, jaké pozorujeme v nových, náhle vzplanuvších hvězdách, jistě vrhnou do světového prostoru nesčetné elektrické částice. Rychlost těchto elektronů se zvyšuje postupně a to buď v gravitačních polích nebeských těles, tedy účinkem tíže, anebo v elektrických polích, jež rovněž můžeme tělesům ve vesmíru přisoudit, anebo konečně obapolným účinkem. Poněvadž taková pole jsou ve všech místech vesmíru, vysvětluje se, proč k nám přichází kosmické záření se všech stran.

Účinek gravitačních polí je pochopitelný; každé těleso má takové pole kolem sebe, ježto jeho hmota působí přitažlivostí na jinou hmotu; jen propočtení celého účinku se nám vymyká. Hůře už to vypadá s elektrickými poli; vyžaduje to předpoklad, že Země a všechny hvězdy Mléčné dráhy mají vysoké napětí vůči světovému prostoru. Původ tohoto napětí se musí vysvětlovat novou teorií, na př., že na těchto tělesech odumírají kladné náboje – viz jepičí existenci positronu – takže tělesa se časem nabíjejí záporně, nebo že Slunce pečuje pomalými elektrony, dopadajícími v proudech na zemské točny, o záporný náboj Země, což ovšem žádná polární měření nepotvrdila. Krátce teoretik se tu potácí v bludném kruhu různých teorií, ačkoliv dnes už má práci podstatně ulehčenou, ježto se od něho požaduje jen opatření primárních elektronů, nebo fotonů o řádové energii odpovídající biliónu voltů. Všechny úvahy o možných zdrojích těžkých částic – protonů a neutronů, odpadají, protože dnes víme – anebo si aspoň myslíme, že víme – že tyto částice vznikají teprve druhotnými pochody v naší atmosféře.

Hvězdy vždy poutaly pozornost člověka a ani teoretikové, dumající o původu kosmických paprsků, neušli jejich kouzlu. Badatelé, pracující pokusně, jim dodali odvahy, když objevili v ionizačních komorách velmi nepatrný – rozdíl činil sotva desítinu procenta ionizace, způsobené kosmickými paprsky – přes to však nepopiratelný vliv Slunce. Zjistili ho na Hessově pozorovací stanici na vrcholu tyrolské hory Hafelekaru u Inšpruku (2334 m); zjistili tam dokonce i vliv sedmadvaceti denního otáčení Slunce kolem jeho osy. Ionizační komory, plněné stlačeným plynem a opatřené různými zařízeními, jejichž účelem je rušit škodlivé záření, dosáhly dnes takové citlivosti a přesnosti, že zjišťují i vliv vzdušného tlaku na ionizaci, způsobenou kosmickým zářením v uzavřené nádobě. Tento vliv je pochopitelný, ježto tlak vzduchu nám vlastně udává jak mnoho vzdušné hmoty leží nad pozorovacím místem; méně pochopitelné je, že se vyskytl zcela vážný návrh z kruhů odborných, ruby se takových přístrojů na měření ionizace, vyrobené kosmickými paprsky, používalo náhradou za tlakoměry: tlakoměr, i třeba choulostivá skleněná trubice, plněná rtutí, je přece jen stále jednodušším přístrojem, než složité ionizační komory Hessovy, Hoffmannovy a jiných fyziků.

Zdá se, že původ onoho nepatrného kolísání intensity kosmických paprsků, jež lze přičíst Slunci, je spjat se slunečními skvrnami, které jsou projevem bouřlivých sil, panujících pod povrchem naší denní hvězdy; někteří fyzikové však pochybují o přímém vlivu a jsou ochotni považovat sluneční vliv na kosmické paprsky jen za nepřímý: skvrny či jiný pochod, na Slunci se odehrávající, ovlivní buď meteorologické poměry našeho ovzduší a tím intensitu paprsků, nucených tímto ovzduším pronikat, anebo zapůsobí na zemské magnetické pole – věc dokázaná – a to opět přenese svůj Účinek na nabité složky kosmických paprsků. Tito odpůrci přímého slunečního vlivu nalézají oporu ve směrových měřeních dvojnásobných shod, jež nebyla s to zaznamenat větší čísla, když byla rovina počítačů zaměřena na Slunce. Úplná zatmění by pomohla řešit otázku slunečního vlivu, bohužel, je to zjev přicházející jen velmi zřídka v civilizovaných krajinách, kde jsou po ruce všechny potřebné a přesné prostředky dobře zařízených laboratoří.

Přímo vášnivé debaty se konaly svého času o vliv hvězd. Začalo to před dvaceti lety Kolhörsterovým tvrzením o vlivu Mléčné dráhy a oblasti kolem Herkula, a se zajímavou pravidelností se celý problém znovu a znovu přetřásal ve vědeckém tisku. Poctivě řečeno, k jednoznačnému a nevývratnému výsledku se dosud nedošlo – aspoň pokud lze soudit z odborné literatury, dnes přístupné. Celá diskuse vzplála naposled znovu se vzplanutím „novy“, nové hvězdy, jež se objevila 14. prosince 1934. Tehdy současně s jejím vzplanutím vyběhl ukazatel velmi přesné ionizační komory na Kolhörsterově stanici v Postupimi u Berlína ze škály, právě tak, jako vylétne péro seismografu z papíru a někdy i z ložiska, když je nuceno zaznamenat příliš silné zemětřesení.

V Kolhörsterově laboratoři se okamžitě rozhodli, že budou novu sledovat i pomocí počítačů dvojnásobných shod. Nova se k něčemu takovému velmi dobře hodí; je to hvězda, která z důvodů, dosud náležitě neobjasněných, náhle vybuchne a kdežto původně byla nepatrnou a skromnou hvězdičkou, viditelnou zpravidla jen v hezky silném dalekohledu, nyní plýtvá silami a září jako hodně jasné hvězdy našeho obvyklého nebe. (Nová hvězda v Herkulu byla původně 15. velikosti. V době svého nej-většího jasu se vyrovnala hvězdám 1. velikosti, Regulu v sou-hvězdí Lva, nebo Denebu v souhvězdí Labutě.) Tato záře však prochází určitým maximem a potom postupně klesá, nova se vrací skromně zase na místo, jež překotně opustila.

Děje se to ovšem na úkor její hmoty, která v době výbuchu le-těla do vesmíru rychlostí několika set kilometrů za vteřinu. Nic nebylo lákavějšího, než porovnat křivku přírůstku kosmického záření, způsobeného novou, s křivkou její jasnosti. Výsledky, bohužel, zklamaly. Kolhörster uveřejnil předběžnou zprávu o sledových měřeních; s výhradami tu sděloval, že počítače vykázaly o 1 až 2% vyšší hodnoty, když jejich rovina mířila k nově. Definitivní výsledky však později nepodal. Řada jiných pozorovatelů se připojila, nova velmi úslužně planula několik měsíců a v dubnu příštího roku poklesla hluboko v jasnosti, poskytujíc tak pozorovatelům vítanou změnu, ale to, co bylo na různých místech naměřeno, se hezky rozchází. Někde byl výsledek zcela záporný, jinde intensita kosmických paprsků nepatrně stoupla a opět jinde zase stoupla zcela zřetelně a její přírůstek několikrát převýšil neodstranitelné chyby, způsobené statistickým kolísáním paprsků, jež nejdou nikdy za sebou v pravidelných přestávkách. Tento vzestup se zejména projevil na slabě pancéřovaných přístrojích, v nichž se uplatňovaly měkčí složky kosmických paprsků, což vzbudilo tehdy dosti velký údiv, v rámci dnešních názorů na kosmické paprsky však zcela pochopitelný (kap. 14.).

Nova, která vzplanula v červnu 1936 v souhvězdí Ještěrky, zklamala fyziky, zabývající se kosmickými paprsky, úplně.

Problém nov, jako původců kosmických paprsků, zůstal nedořešenou otázkou. Početně by to dosti vycházelo vzhledem k odhadovanému počtu nov, vyskytujících se za určité období; ale bez pokusného po tvrzení je to teorie, jako každá jiná. Jistě se vyplatí, budou-li v laboratořích číhat samočinné ionizační komory a počítací dalekohledy na nové novy.

Snad se jim v dohledné době podaří zachytit a sledovat událost, ještě vzácnější, než je nova, supernovu, nebo-li „velenovou hvězdu“, jak bychom to přeložili. Taková supernova září až 10 000krát jasněji, než obyčejná nova, je však mnohem vzácnější nebeskou událostí – aspoň pokud to můžeme zjistit našimi dnešními prostředky. Za to se zde uplatňují daleko mocnější síly, než u normálních nov a intensivní výbuchy tu rozmetají do světového prostoru ohromná množství hmoty i paprsků; je-li jaký vliv nových hvězd na intensitu kosmických paprsků, dopadajících na povrch zeměkoule, musil by se u supernovy projevit zvláště zřetelně.

Úvahy teoretiků se nezastavily jen u nov a supernov. Čas od času se vyskytnou důmyslné teorie, zatahující do problému původu kosmických paprsků i jiné hvězdy, mladé obry, dvojhvězdy a mlhoviny, ležící daleko za Mléčnou dráhou, na hranicích rozpínajícího se vesmíru; bývají zpravidla dobře podloženy matematicky a málo, nebo vůbec ne skutečnými okolnostmi a pokusně získanými daty. Jako vzor uvedu cyklotronickou teorii dvojhvězd, kterou navrhl před několika lety Hannes Alfvén z uppsalské university.

Cyklotron je přístroj na výrobu umělých paprsků vysoké energie. Vznikl v USA z požadavků fyziků, zabývajících se výzkumem atomového jádra a dosáhl v minulém desítiletí vysokého stupně výkonnosti. V podstatě sestává ze zdroje lehkých iontů (vodíkových, heliových), silného a velmi rozměrného magnetického pole a střídavého pole elektrického. Magnetické pole nutí umělé paprsky (ionty) probíhat mnohokrát po sobě elektrickým polem; na každé takové cestě získají paprsky nové urychlení, takže nakonec opouštějí cyklotron s rychlostí a energií, které mnohonásobně předčí energii přirozených paprsků radioaktivních prvků.

Alfvén se domnívá, že takový přirozený cyklotron existuje v dvojhvězdách. Magnetické pole, obklopující hlavní z obou hvězd, nutí elektron obíhat kolem ní v kruhu, sestávajícím ze samých dohromady spojených prstýnků. Se stejnou úhlovou rychlostí jako elektron, obíhá kolem hlavní hvězdy její menší družka; při tom existuje mezi oběma elektrické pole, jehož původ vykládá autor jen velmi letmo – snad je důsledkem různého elektrického napětí obou hvězd, snad otáčení jedné či obou hvězd. Vedlejší hvězda obíhá kolem hlavní hvězdy tak, aby směr elektrického pole harmonizoval se směrem pohybu elektronu po prstýnkách, jinak by elektron nedostával postupná zrychlení.

Každá taková teorie má určitý rys matematicky podložený, Alfvénova rovněž.

Když dosadí za úhlovou rychlost vedlejší hvězdy hodnotu, zjištěno u hvězdáři jako průměr pro otáčení dvojhvězd, za polo-měr dráhy, opisované elektronem kolem hlavní hvězdy, poloměr Slunce a za intensitu magnetického pole hlavní hvězdy intensitu slunečního magnetického pole (50 gaussů), což vše je zcela střízlivé, vyjde mu pro energii elektronu velmi přijatelná hodnota, odpovídající 100 miliardám voltů.

Všechny kosmické paprsky jsou podle Alfvéna událostí, odehrávající se uvnitř Mléčné dráhy.

Teorie gigantických hvězdných cyklotronů, vyrábějících paprsky ve vesmírovém měřítku, je hezká na pohled, ale neobstojí při rozboru. Nikde nebylo dokázáno, že dvojhvězdy mají skutečně takové proměnlivé elektrické pole, jakého je k cyklotronickému účinku nezbytně zapotřebí; bez nového zásahu „vnější moci“ by takový paprsek – elektron, obíhající po prstýnkové dráze – neměl příčiny opouštět dvojhvězdu, kde vznikl; a konečně hvězdáři jsou skoupí na dvojhvězdy a dávají jich k disposici tak málo, že by to početně nestačilo na výklad celého kosmického záření.

Není žádné příčiny k zármutku pro to, že hezké a duchaplně vymyšlené teorie původu kosmického záření dnes ještě selhávají. Všechno potřebuje svůj čas k uzrání, i teorie kosmického zjevu. Ohlédneme-li se zpět, vidíme, jak celá historie kosmických paprsků začala nevinně. Před 44 lety to bylo pár nadbytečných iontů, které se objevily v uzavřené nádobě, aniž kdo pořádně věděl, jak se tam dostaly.

Trpělivou prací, při které fyzikové proměnili celý povrch naší planety i s jejím vzdušným obalem, vodními a podzemními hlubinami, v jedinou ohromnou laboratoř, se podařilo aspoň v hlavních rysech objasnit složitou povahu kosmických paprsků. Jejich průzkum nám umožnil nové výhledy do nitra atomu a seznámil nás s dvěma dosud neznámými elektrickými částicemi positronem a mezotronem –, které podstatně doplnily naše vědomosti o vzájemném působení světla, elektřiny a hmoty.

K pochopení, co to je kosmické záření, stačilo deset let práce. Lze tedy důvodně doufat, že příštích deset let odpoví na otázky: jak vzniká kosmické záření a kde vzniká. A selže-li – proti všemu očekávání – tato naděje, zbývá nám pro útěchu vždy domněnka, že kosmické paprsky jsou zbytkem praenergie, ze které se kdysi rodil vesmír se svou veškerou hmotou. Že jsou posledním dechem prvotních tvůrčích sil přírody, nerozlučně spjatým s životem vesmíru.