Cherenkov efekt , někdy označované jako Vavilov-Cherenkov účinek je jev podobný rázové vlny , vyrábí záblesk světla , když se nabitých částic se pohybuje v dielektrickém prostředí, s rychlostí větší, než je rychlost světla v tomto médiu. ( rychlost světla ve vakuu je vždy vyšší než rychlost částice).
Je to zejména tento účinek, který způsobuje modravou svítivost vody obklopující jádro jaderného reaktoru .
Efekt Vavilov-Čerenkov je pojmenován podle ruských fyziků Sergeje Vavilova a Pavla Čerenkova . Často je označován jednoduše jako Čerenkovův efekt, dílo vyšlo pouze pod jménem Pavel Čerenkov a hláskovalo Čerenkov (francouzsky), Čerenkov (anglicky) nebo „Čerenkov“. Zřídka se také setkáváme s názvem Mallet-Tcherenkov nebo Tcherenkov-Mallet effect, zejména v radiační ochraně ve Francii, kde francouzský Lucien Mallet jako první pracoval na tomto tématu - a byl nucen opustit svou práci kvůli nedostatku finančních prostředků.
Čerenkovův jev byl znám od roku 1910 a dílo Marie Curie ukazující, že voda vystavená radioaktivnímu zdroji produkuje světlo . Do roku 1926 bylo přijímaným vysvětlením fluorescence produkovaná rozpuštěnými látkami. Ale v letech 1926 až 1929 analyzoval Lucien Mallet otázku hlouběji a všiml si, že produkované světelné spektrum je spojité, zatímco fluorescence poskytuje diskontinuální spektrum.
Pro výzkumné účely v astrofyzice konstruovali TS van Albada a J. Borgman standardní zdroj založený na tomto efektu, aniž by však kvantitativně určovali jeho záření. Výzkum ultrafialové astronomie skutečně začal na počátku 60. let, a to jak ve Spojených státech (s Riccardem Giacconi ), tak ve Francii, a to díky rychlému vývoji raket a odpalovacích zařízení ( Aerobee , Diamant atd.), Které umožnily dosáhnout vyšších vrstev zemské atmosféry, i když pro velmi krátké doby expozice. Cílem je zejména překonat ozonovou vrstvu ve výšce přibližně 40 km, která filtruje UV spektrum bohaté na informace světla emitovaného nebeskými objekty. V roce 1973 byl zdrojem čerenkovského efektu založeným na stronciu 90 vyroben a studován Chon Trung Hua, výzkumný pracovník Laboratoře vesmírné astronomie (LAS), aby mohl fotometricky kalibrovat tato ultrafialová pozorování za letu (o délce vlna <3000 Å, tedy extra-atmosférická) z nebeských zdrojů pomocí palubních kamer vyvinutých stejnou laboratoří CNRS . Takový standardní zdroj, autonomní a obzvláště kompaktní, bylo snadné opravit na palubě raket, protože nevyžadoval externí napájení. Distribuce spektrální energie kontinuálního spektra byla tedy měřena poprvé, ve srovnání s radiací černého tělesa pomocí sekundárních standardních zdrojů.
Kromě toho v letech 1934 až 1937 Pavel Čerenkov prokázal, že vyrobené záření je nezávislé na složení kapaliny , což nesouhlasilo s teorií fluorescence.
Výzkum stanovil obecné vlastnosti Čerenkovova záření, ale jedná se o Ilyu Franka a Igora Tamma, kteří tento důsledný efekt popsali v roce 1937 a v roce 1958 získali svůj podíl s Čerenkovem na Nobelově ceně za fyziku .
Čerenkovův efekt hraje hlavní roli v moderní fyzice . Podílí se na detekci částic (na observatoři Sudbury neutrino , na antarktickém muonu a detektoru neutrin , na Super-Kamiokande ) nebo dokonce na urychlovačích částic . Tato metoda je obzvláště jednoduchá a vyžaduje velmi málo informací, aby bylo možné odvodit hmotnost a rychlost částice. Proto se vyskytuje ve všech instalacích subatomární fyziky .
Cherenkovův efekt se také používá k detekci kosmických paprsků s velmi vysokou energií: viz článek Array System s velmi energetickým radiačním zobrazovacím dalekohledem .
V materiálovém médiu se světlo pohybuje rychlostí , kde je rychlost světla ve vakuu a je indexem lomu média. Nabitá částice se může v tomto médiu pohybovat rychlostí v větší než c 1, ale zůstává menší než c, což není v rozporu s teorií relativity . Nabitá částice interaguje po celé své dráze s médiem, kterým prochází, dočasně narušuje polarizaci elektronických vrstev atomů, se kterými se setkává, což způsobuje záření. Každý atom, se kterým se částice setká, se proto při svém průchodu stává emitorem záření. Vyzařovaná vlna se však šíří rychlostí c 1 nižší než v . Interference vln vyzařovaných každým narušeným atomem je potom konstruktivní; koherentní vlnoplocha se jeví jako kužel světla. Frekvence této konstruktivní vlny obecně odpovídá pro Čerenkovův efekt ve vodě frekvenci modré nebo ultrafialové.
Analogii mezi Čerenkovovým efektem a rázovou vlnou lze snadno provést. Letadlo pohybující se rychleji než zvuk ve vzduchu vytváří rázovou vlnu, na které se nacházejí všechny zvukové vlny. Korespondence s Čerenkovovým efektem se provádí nahrazením roviny asimilované do bodu nabitou částicemi a zvuku světlem. Studie Machova čísla poskytuje myšlenkový rámec, který je zde přímo použitelný.
Záření částice je emitováno v kuželu soustředěném na trajektorii a charakterizovaném jeho úhlovým otvorem
s:
Jsou možné dvě ukázky tohoto vzorce. Pro každý z nich budou použity následující předpoklady:
K určení amplitudy vyzařované ve směru používáme Fraunhoferovy podmínky (pozorovatel M je umístěn v nekonečnu) . K tomu musíme přidat příspěvky každého bodu P trajektorie.
Vezměme referenční bod O ve středu stopy. I když to znamená změnit počátek časů, můžeme uvažovat, že stopový prvek kolem O začne vyzařovat v okamžiku, proto vydává vlnu
.
Jeho příspěvek k bodu M je proto psán
.
Pokles amplitudy v důsledku šíření sférických vln se nebere v úvahu, protože za podmínek Fraunhoffer se bod M nachází ve vzdálenosti od trajektorie a pokles je stejný pro každý vysílací bod.
Prvek cesty umístěný v bodě P , ve vzdálenosti x od bodu O , začne v okamžiku vyzařovat
.
Vysílá tedy vlnu, jejíž amplituda je
a jeho příspěvek k bodu M lze napsat
.
Sečtením všech příspěvků a použitím inverzního zákona návratu a Malusovy věty k určení rozdílu mezi různými cestami získáme amplitudu vyzařovanou ve směru :
kde je rozdíl v cestě .
Můžeme to odvodit
kde . Když vezmeme v úvahu intenzitu jako časovou průměrnou hodnotu čtverce modulu amplitudy během velkého počtu období a zaznamenáním intenzity vyzařované celou trajektorií, zjistíme
S , funkce je srovnatelná s funkcí Diracově . V rámci tohoto limitu získáme podmínku Čerenkov:
Druhá demonstrace
Můžeme provést druhý typ uvažování, kvalitativnější, abychom pochopili hodnotu úhlu otevření kužele záření. Tato úvaha je založena na argumentech, které rozvinul Richard Feynman ve své knize Lumière et Matière .
V kterémkoli bodě M ve vesmíru jsou vlny přicházející z každého bodu stopy superponovány . Všechny tyto vlny mají fází různé, což závisí jak na ještě přenosu a jejich šíření k bodu M . Pro každý z těchto bodů můžeme najít bod x ', který poskytuje signál ve fázové opozici vůči prvnímu, a to natolik, že je jejich součet zrušen. Existuje však bod takový, že příspěvky všech bodů kolem mají stejnou fázi a sečtou se konstruktivně. Tento bod je charakterizován . Když však vezmeme počátek fází přímo nad bodem M (jako na obrázku opačně), máme
Stav pak vede k
Spektrum vyzařované nabitou částicí během jejího pohybu poprvé určili Ilia Frank a Igor Tamm v roce 1937. Získalo je spolu s Pavlem Čerenkovem, Nobelovou cenou v roce 1958 za objev a interpretaci Čerenkovova jevu. Frank-Tammův vzorec dává energii vyzařovanou stopovou délkou mezi a :
.
Křivka distribuce energie byla měřena poprvé (stanovení v absolutních hodnotách a fotografované spektrum) mezi 2 000 A až 5 000 A, ve srovnání s černým tělesem .
Tyto vjemy astronautů ve vesmíru jsou v důsledku působení Cherenkov.
Astronauti misí Apollo si během svých misí stěžovali na fosfeny. Bylo zjištěno, že tyto světelné vizuální poruchy jsou způsobeny čerenkovským účinkem částic slunečního větru procházejících kapalinou v očních koulích astronautů.
Ve své knize Sonata au clair de terre je francouzský astronaut Jean-Loup Chrétien udává, že tyto vjemy také nastat na Zemi, ve výši jednoho nebo dvou v průměru na osobu a rok. Jean-Loup Chrétien uvádí, že jich několik viděl denně během pobytu na palubě stanice Mir .