Podivnosti kvantového světa: Kvantové tunelování, fluktuace a strašidelné působení na dálku

Kvantovou mechaniku obvykle považujeme za jakousi moderní magii, týkající se elementárních částic a objektů mikrosvěta. Ve skutečnosti se kvantové zákonitosti mnohdy dotýkají vesmíru a projevují se na největších škálách.

Dánský fyzik Niels Bohr a jeho novozélandský kolega Ernest Rutherford dospěli roku 1913 ke zjištění, že kvantovou povahu mají také orbitaly elektronů v atomu. Jedná se o funkce, jež popisují rozložení možného výskytu jednotlivých elektronů v konkrétním kvantovém stavu, v prostoru elektronového obalu daného atomu. Orbitaly představují určitou hladinu energie. A pokud elektron „přeskočí“ z hladiny o vyšší energii na tu s energií nižší, vyzáří se foton, jehož energie odpovídá rozdílu mezi oběma hladinami. Podobně to funguje i naopak: Jestliže elektron foton pohltí, využije jeho energii k přeskoku na vyšší energetickou hladinu.

Popsaný kvantový jev astronomové velmi intenzivně využívají při studiu vesmíru. Umožňuje jim totiž poznat, z čeho se skládají stálice i co tvoří mezihvězdnou hmotu. Různé chemické prvky mají elektrony na odlišných energetických hladinách. Vědci přitom detailně analyzují spektrum záření a zjišťují, které prvky se na něm podílely a které nikoliv.

Tunelování skrz zeď

Hvězdy včetně Slunce vyzařují energii díky procesu jaderné fúze. Slučují se při ní atomy vodíků na atom helia, přičemž se k sobě musejí dostat dva protony. Ty však představují kladně nabité částice, a jejich elektrické náboje se tudíž navzájem intenzivně odpuzují – jako by mezi protony stála velmi odolná zeď. 

Vědci jí říkají Coulombova bariéra, a má-li dojít k jaderné fúzi, musejí ji protony překonat. Pokud by se chovaly jako elektricky nabité kuličky, jen tak by se od sebe odrážely. Díky své kvantové povaze a dualitě se však projevují také coby vlny. Občas se tedy při těsném přiblížení ocitnou za popsanou bariérou, jako by se na druhou stranu záhadně provrtaly. Odborníci hovoří o kvantovém tunelování a jde o nezbytný krok k dokončení jaderné fúze.

Pomalé hroucení mrtvých stálic

Jaderná fúze v nitru hvězd může probíhat nesmírně dlouho. V případě stálic mnohem lehčích než Slunce jde zřejmě o desítky miliard let. I jim však jednou dojde palivo, tedy vodík. Když jaderná fúze pohasne, začne stálice umírat. Energie vytvořená fúzí totiž působí proti gravitaci, takže bez ní se hvězda hroutí do sebe a její hmota se extrémně stlačuje. Má to však své meze…

V určitou chvíli se dostane ke slovu tzv. Pauliho vylučovací princip, podle nějž se žádné dva fermiony – tedy například protony, neutrony a elektrony – nemohou nacházet v totožném kvantovém stavu. V praxi to například znamená, že se v elektronovém obalu určitého atomu nemohou v konkrétním kvantovém stavu vyskytovat zároveň dva elektrony, ale nanejvýš jeden.

Při stlačování hmoty u hroutících se stálic tak v důsledku Pauliho principu působí proti gravitaci tzv. degenerovaný tlak. Hustota látky značně narůstá a elektronový plyn, v němž jsou k sobě nahloučené elektrony, degeneruje. Popsaný stav se objevuje například u bílých trpaslíků neboli jader zhroucených hvězd o velikosti Slunce. Ani degenerovaný tlak ovšem není nepřekonatelný. Nachází-li se bílý trpaslík v binárním systému a ubírá druhé složce materiál tak dlouho, až jeho hmotnost překročí zhruba 1,4násobek Slunce, spustí se fúze a následuje extrémní exploze označovaná jako supernova typu Ia.

Jak se vypařit z černé díry

Podle Heisenbergova principu neurčitosti nelze u některých dvojic fyzikálních veličin přesně znát hodnoty obou současně: Čím exaktněji známe jednu, tím méně přesně můžeme určit druhou. Nejvýznamnější veličiny daného typu představují poloha a hybnost elementární částice v kvantové fyzice.

Popsaný princip těsně souvisí s vypařováním černých děr, k němuž přinejmenším teoreticky dochází v podobě tzv. Hawkingova záření. Z principu neurčitosti vyplývá, že dvojici veličin, jež nelze současně přesně určit, tvoří také kvantové pole a jeho hybnost. V důsledku toho se ve vakuu vyskytují kvantové fluktuace elektromagnetického pole. Projevují se vznikem a opětovným zánikem dvojic „virtuálních“ částic – elektronu a pozitronu, coby jeho antihmotového protějšku. V blízkosti horizontu událostí černé díry se páry virtuálních částic utvářejí velmi často a občas jedna z nich za horizont spadne. V tu chvíli se z druhé virtuální částice stane reálná a od černé díry odletí, přičemž ji připraví o malé množství energie. Tak vzniká Hawkingovo záření.

Základ galaxií? Kvantové fluktuace…

V současnosti nejlepší, i když zdaleka ne dokonalou teorii o vzniku vesmíru představuje Velký třesk. V 80. letech minulého století jej vědci rozšířili o koncept kosmologické inflace: Jedná se o velice časnou a zároveň kratičkou fázi ve vývoji kosmu, jež měla nastat v čase 10⁻³⁶ sekundy po Velkém třesku a skončit v čase 10⁻³³ či 10⁻³² sekundy. V uvedeném rozmezí se měl vesmír extrémně nafouknout.

V našem světě by nešlo o nic okázalého, ale v kvantovém mikrosvětě nastala obrovská změna velikosti: Na počátku byl kosmos menší než atom, zatímco inflace – pokud se opravdu odehrála – ho nafoukla zhruba do rozměrů průměrného grapefruitu. A v takovém případě by se rozepnul asi 10⁷⁸krát. Kdybychom totéž provedli s červenou krvinkou, překonala by svou velikostí celý viditelný vesmír.

Když byl kosmos menší než atom, zřejmě v něm v důsledku Heisenbergova principu neurčitosti převládaly kvantové fluktuace. Vlivem inflace se však zvětšil tak rychle, že se v něm tyto prvotní fluktuace otiskly do podoby nerovnoměrného rozložení energie. A podle některých odborníků tak vznikly základy dnešních galaxií.

Strašidelné působení na dálku

Einsteinův rozporuplný vztah ke kvantové mechanice dokládá jeho výrok o kvantovém provázání čili entanglementu, jež označil jako „strašidelné působení na dálku“. Dnes už víme, že reálně existuje, a tolik se ho nebojíme. Stále mu však příliš nerozumíme.

Kvantové provázání tvoří jakési neviditelné pouto mezi dvěma částicemi, přesněji řečeno mezi jejich kvantovými stavy. Pokud se jedna členka páru nachází v kvantovém stavu A a druhá v B, pak se podle Pauliho vylučovacího principu při kvantovém provázání nemohou vyskytovat ve stejném kvantovém stavu: Jestliže se u jedné z nich daný stav změní, například z A na B, dojde k „automatické“ změně stavu druhé z B na A.

Změna nastane okamžitě, i kdyby se kvantově provázané částice nacházely na opačných koncích vesmíru – jako by se informace mezi nimi mohla pohybovat vyšší rychlostí než světlo, což vyděsilo i slovutného Einsteina. Kvantový svět každopádně zůstává plný otázek, na něž dál hledáme odpovědi.