Пекка Теерикор - Эволюция Вселенной и происхождение жизни
Рис. 12.2. Опыт Юнга по интерференции света. Свет попадает на экран через две вертикальные щели. Вместо двух ярких линий на экране получается несколько перемежающихся белых и черных полосок. На белой полоске волны, приходящие из разных щелей, усиливают друг друга. Разность пути лучей от щелей до места расположения светлой полосы равна либо нулю, либо целому числу длин волны, поэтому пики волн приходят одновременно. На темных полосках они гасят друг друга, так как разность путей равна половине длины волны. Поэтому пик одной волны совпадает с впадиной другой волны. Этот эксперимент доказал волновую природу света.
Если свет — волна, то что же колеблется? В нашем примере поверхность воды колебалась вверх и вниз, перпендикулярно направлению перемещения гребней и впадин, — это поперечная волна. Звуковая волна распространяется в воздухе как волна сжатия, перемещая молекулы туда-сюда вдоль направления движения; волна движется как при резком сжатии пружины с одного конца — это продольная волна. Юнг показал, что световые волны являются поперечными, как волны на поверхности воды. К такому же выводу независимо, но немного позже, пришел и Огюстен Жан Френель (1788–1827). Таким образом, свет — как любая поперечная волна — может быть поляризован (и это используется в солнечных очках фирмы Polaroid, что невозможно для волн сжатия. В качестве аргумента против волновой природы света ученые той эпохи указывали, что ничего не известно о той среде, в которой распространяются световые волны и которую Юнг и Френель называли эфиром.
Как заметил Ньютон, когда луч солнечного света, проникнув сквозь дырочку в оконных ставнях, далее проходит через призму, он расщепляется на все цвета радуги, которые создают видимость непрерывной полосы цветов — солнечного спектра (рис. 12.3). Как показано на рисунке, свет данного цвета невозможно еще сильнее расщепить второй призмой. Проделав этот опыт, Ньютон пришел к выводу, что белый свет — это смесь, состоящая из отдельных компонентов, каждый из которых имеет свой цвет.
Рис. 12.3. Ньютон разложил солнечный свет на цвета радуги, применяя призму, расположенную справа. Затем он использовал вторую призму, слева, чтобы доказать, что отдельные цвета невозможно разложить еще сильнее, и сделал вывод, что свет — это смесь, состоящая из разных компонентов (цветов). Иллюстрация из «Оптики» Ньютона.
При расщеплении призмой широкого солнечного луча разные цвета перекрываются, что делает спектр недостаточно четким. Чтобы избежать взаимного наложения цветов, уже упоминавшийся нами Йозеф Фраунгофер использовал точно изготовленную систему из очень узкой щели, линз и призмы (такой прибор сейчас называют спектроскопом). Изучая солнечный свет, Фраунгофер обнаружил, что в спектре Солнца отсутствуют некоторые цвета! На цветной полосе спектра отсутствующие цвета видны как темные линии — на этом месте, то есть на этой длине волны, в спектре Солнца нет изображения узкой входной щели.
Еще до Фраунгофера, в 1802 году, это явление обнаружил Уильям Волластон (1766–1828). Он наблюдал всего несколько линий и принял их как естественную границу между основными цветами. А Фраунгофер наблюдал и измерил около 600 темных линий; теперь их так и называют — фраунгоферовы линии. Он заметил также, что в искрах и пламени огня спектр некоторых элементов дает яркие линии, которые появляются на тех же местах, что и определенные темные линии в спектре Солнца. Например, натрий дает яркий желтый цвет на той же длине волны, что и темная фраунгоферова линия «D». Некоторые линии Фраунгофера показаны на рис. 12.4.
Рис. 12.4. Положения основных линий Фраунгофера в спектре Солнца. Заметим, что «А» и «В» никак не связаны с самим Солнцем, они обусловлены молекулами кислорода в атмосфере Земли. За единицу длины волн принят 1 нм = 10-9 м.
Спектральный анализ — вперед, к физике звезд.Истинное значение открытий Фраунгофера не было оценено еще несколько десятилетий. Наконец примерно в 1860 году Роберт Вильгельм Бунзен (1811–1899) и Густав Роберт Кирхгоф продемонстрировали важность спектральных линий в химическом анализе. Кирхгоф учился в Кёнигсберге и в весьма юном возрасте, в 26 лет, получил должность профессора в университете г. Бреслау (ныне — Вроцлав). Там он познакомился с Бунзеном, и они стали друзьями. Когда Бунзен переехал в Гейдельберг, он смог найти там место и для Кирхгофа. В 1871 году Кирхгоф стал профессором теоретической физики в Берлине. Говорят, что Кирхгоф на своих лекциях скорее усыплял студентов, а не придавал им энтузиазма, но среди его студентов были и Генрих Герц, и Макс Планк, ставшие великими физиками (рис. 12.5).
Рис. 12.5. Густав Роберт Кирхгоф (1824–1887) отождествил темные линии в спектре Солнца со спектральными линиями земных химических элементов.
Долгое время Кирхгоф в сотрудничестве с Бунзеном проводил свои успешные исследования. Бунзен начал анализ химического состава образцов по цвету, который они придавали бесцветному огню его знаменитой горелки. Кирхгоф решил, что будет лучше использовать спектроскоп для более точного измерения длины волны (цвета). Когда это удалось осуществить, все линии Фраунгофера были отождествлены.
Оказалось, что характерный цвет пламени обусловлен яркими спектральными линиями разной длины волны у разных элементов. Каждый элемент имеет собственный характерный признак в виде спектральных линий, которые появляются, когда образец нагревается до такой температуры, чтобы он превратился в горячий газ. По спектральным линиям можно определить химический состав исследуемого образца. В письме, датированном 1859 годом, Бунзен писал: «Сейчас вместе с Кирхгофом мы проводим исследования, которые не дают нам уснуть. Кирхгоф сделал совершенно неожиданное открытие. Он нашел причину возникновения темных линий в спектре Солнца, и он способен воспроизвести эти линии… в непрерывном спектре пламени на тех же местах, что и линии Фраунгофера. Это открывает путь к определению химического состава Солнца и неподвижных звезд…».
На самом деле еще в 1849 году Жан Фуко (1819–1868) в Париже обнаружил совпадение между лабораторными спектральными линиями и линиями в спектре Солнца. Но по каким-то причинам его открытие оказалось забыто. Ничего не зная о работе Фуко, Бунзен и Кирхгоф повторили и усовершенствовали его опыты.
Кирхгоф обобщил свои результаты в виде так называемых законов Кирхгофа (см. также рис. 12.6).
Рис. 12.6. Свет горячего источника, поступающий в спектроскоп, показывает непрерывный спектр, в то время как свет, прошедший сквозь газ, демонстрирует темные линии поглощения. Но если посмотреть на спектр самого газа, то в нем видны яркие эмиссионные линии. Изучая спектры звезд и галактик, астрономы определяют их температуру и химический состав, а также их массы, скорости и расстояния до них.
I закон Кирхгофа: Горячий плотный газ и твердые тела излучают непрерывный спектр. Спектр называют непрерывным, если в нем представлены все цвета радуги и поэтому в нем нет темных линий.
II закон Кирхгофа: Разреженные (имеющие низкую плотность) газы излучают спектр состоящий из ярких линий. Яркие линии с определенными длинами волн называют также эмиссионными линиями.
Как уже говорилось, спектр с эмиссионными линиями возникает от горячего, разреженного газа в пламени бунзеновской горелки, наблюдаемом на темном фоне. Однако если за горелкой поставить источник света и пустить интенсивный луч света сквозь газ этого пламени, то можно предположить, что свет горелки и свет, идущий от источника за горелкой, будут складываться. Если же свет, приходящий из-за горелки, имеет непрерывный спектр, то можно ожидать, что яркие линии пламени горелки будут налагаться на непрерывный спектр. Но Кирхгоф этого не увидел. Наоборот, он видел непрерывный спектр с темными линиями на тех местах, где должны были быть эмиссионные линии. И это он зафиксировал в своем третьем законе.
III закон Кирхгофа: Когда непрерывный спектр проходит через разреженный газ, в спектре возникают темные линии.
Темные линии называются абсорбционными линиями, или линиями поглощения. В спектре Солнца непрерывное излучение исходит из нижних, относительно горячих (около 5500 °C) и плотных слоев солнечной поверхности. На пути вверх свет проходит через более холодные и разреженные слои солнечной атмосферы, которая и дает темные линии Фраунгофера.
Спектральный анализ позволил исследовать химический состав Солнца и даже звезд. Например, две соседние темные спектральные линии «D» в солнечном спектре видны как яркие линии в спектре горячего натриевого газа. Из этого Кирхгоф и Бунзен сделали вывод, что на Солнце много газообразного натрия. Кроме того, они нашли в спектре Солнца признаки железа, магния, кальция, хрома, меди, цинка, бария и никеля. К концу столетия были открыты водород, углерод, кремний и неизвестный элемент, который назвали гелием в честь греческого имени Солнца. В 1895 году гелий был обнаружен и на Земле. Самый простой спектр из всех элементов оказался у водорода. Его спектральные линии образуют такой простой и стройный ряд, что преподаватель Базельского университета (Швейцария) Иоганн Якоб Бальмер (1825–1898) придумал простую формулу для определения их длин волн. Эту серию спектральных линий водорода называют бальмеровскими линиями.
