Сергей Суворов - О чем рассказывает свет Страница 5

И все же мы достигли положительного результата. Каким образом? Мы построили теорию механизма интерференции. Это обстоятельство, вместе со знанием общих пространственных законов (тригонометрия), позволило нам установить связи искомой длины волны с величинами, которые измеряются уже непосредственно.

Этот путь познания в науке применяется часто.

Как физики различают цветные лучи

Открытие волновых свойств света дало возможность точно характеризовать отдельные цветные лучи света. Два различных цветных луча, как бы ни казались они нам близкими по цвету, отличаются друг от друга длиной волны или частотой.

Из опытов по интерференции света физики научились очень точно измерять длину световых волн различных цветных лучей. Она оказалась чрезвычайно малой. В одном сантиметре укладываются сотни тысяч волн. Поэтому длина их измеряется не сантиметрами, а ангстремами, по имени шведского физика Ангстрема, изучавшего длины световых волн. Ангстрем — это одна стомиллионная доля сантиметра. Обозначается он знаком Å. Длина световой волны крайних красных лучей равна примерно 7500Å, а фиолетовых — около 4000Å. Четыре тысячи ангстрем — это одна двадцатипятитысячная доля сантиметра. Так мала длина волны фиолетового света. Ощущение того или иного цвета в глазу вызывает свет не одной определенной длины волны, а целого диапазона близких волн. Так, ощущение красного цвета вызывает довольно широкий диапазон волн в пределах от 7800Å до 6500Å; ощущение оранжевого цвета вызывают волны в диапазоне от 6500Å до 5900Å и т. д.

Глаза не отличают по цвету двух световых излучений, если их длины волн мало отличаются друг от друга, а прибор дает очень тонкие отличия в длине волн, до десятых и даже сотых долей ангстрема.

Вторая характеристика света — его частота

Длина волны — не единственная характеристика света. Другой его характеристикой является частота света. От длины волны света нетрудно перейти к его частоте. Для этого надо знать его скорость в пустоте, т. е. в пространстве, в котором отсутствует вещественная среда.

Распространяется свет очень быстро. Когда-то даже думали, что он проходит любое расстояние мгновенно. Итальянский ученый Галилей (1564—1642) сомневался в этом и пытался измерить скорость света на опыте. Однако техника опыта в то время была примитивной, при этой технике невозможно было измерить такую огромную скорость, какой оказалась впоследствии скорость света, и опыт Галилея не дал результатов.

Но уже в XVII веке был получен первый положительный результат на основе астрономических наблюдений. Датский астроном Олаф Ремер обнаружил, что систематическое затмение спутника Юпитера запаздывает во времени, если Земля по отношению к Юпитеру находится не в ближайшей точке земной орбиты, а на другом конце диаметра орбиты. Запоздание можно объяснить тем, что свету от Юпитера надо пройти дополнительное расстояние, равное диаметру земной орбиты. Зная диаметр орбиты и время запаздывания, Ремер определил (1675) скорость света в 215 тыс. км в секунду. Теперь мы сказали бы, что ошибка Ремера достигает примерно 28%; но важно было другое: после Ремера уже нельзя было говорить о мгновенном распространении света, и кроме того, Ремеру все же удалось определить порядок величины столь большой скорости, какой является скорость света.

Примерно в то же время, когда шли исследования спектров различных веществ, французский физик Леон Фуко (1819—1868) нашел способ измерить скорость света в земных условиях, в опытах с вращающимися зеркалами. Мы не будем рассказывать об этих опытах. В результате их Фуко нашел, что скорость света равна 298 тысячам километров в секунду. Эта величина отличается от той, какую мы знаем теперь, только на 0,6%! В 1927 году американский физик Майкельсон измерил скорость света и нашел, что она равна 299 796 км в сек. Округляя, говорят, что скорость света равна 300 тыс. км в секунду.

Как ни велика скорость света, но есть такие расстояния, которые свет проходит длительное время. Свет от Солнца до Земли идет около 8 1/2 минут, от ближайшей к нам звезды он идет 4 года, а есть такие удаленные от нас галактики, от которых свет идет миллионы лет.

Очень важно, что скорость света в безвоздушном пространстве не зависит от длины волны: она одинакова для световых излучений любого цвета.

Частота света и длина световой волны связаны со скоростью света так же, как и в случае незатухающих волн на воде. Чтобы узнать частоту красного излучения с длиной волны 7500Å, надо скорость света, выраженную в ангстремах в секунду, разделить на 7500Å ; таким образом находим, что она равна 400 тысячам миллиардов в секунду. Это число — 400 000 000 000 000 — для краткости записывается так: 4·1014, т. е. четыре, умноженное на число, у которого первая цифра единица, а за ней стоит 14 нулей, или 4, умноженное на десять в четырнадцатой степени. Частота в одно колебание в секунду носит название цикла, или герца (мегагерц равен миллиону герц). Таким образом, частота красного света равна 4·1014 циклам.

Частота фиолетового излучения равна 750 тысячам миллиардов, или 7,5·1014 циклам. Она, как видим, больше, чем у красного излучения, почти в два раза.

Итак, физики получили две характеристики одного и того же цветного луча: длину волны и частоту.

В этой книжке мы будем применять иногда одну характеристику, а иногда другую. Переход же от одной характеристики к другой очень прост.

От призмы к спектрографу

Опыты с призмой показали, что как бы мало ни отличался один луч света от другого по частоте световой волны, он по-своему преломляется в призме и потому занимает в спектре свое, определенное место.

Этот факт и использовал немецкий физик Густав Кирхгоф (1824—1887) в конце 50-х годов прошлого века, когда потребовалось выяснить, отличается ли по цвету пламя, окрашенное парами стронция, от пламени, окрашенного парами лития.

Установка Ньютона была усовершенствована. У Ньютона она была громоздкой, начиналась со щели в ставне, а кончалась цветной полосой на противоположной стене. Теперь вся установка была смонтирована в виде небольшого переносного прибора, состоящего из призмы и трех оптических трубок (рис. 15). Этот прибор и получил название спектроскопа.

Рис. 15. Общая схема спектроскопа (рисунок взят из книга Д. И. Менделеева «Основы химии»). Призма А находится в центре столика. Перед трубкой Б ставят горелку с окрашенным пламенем. В трубку В наблюдают. В трубке Г находится освещенная шкала, которая отражается от боковой грани призмы, как от зеркала, и также видна через трубку В

Посмотрим, как он работает. Пусть в окрашенном пламени имеется два цвета, например, красный и фиолетовый. Лучи от этого пламени попадают в щель М, прорезанную в заслонке А на одной из трубок спектроскопа (рис. 16). Пройдя щель, лучи падают расходящимся пучком на линзу (двояковыпуклое очковое стекло) Б. Эта линза поставлена так, что лучи, пройдя ее, дальше идут параллельно и попадают на призму В. До призмы все лучи, независимо от цвета, идут по одному направлению. На гранях призмы красные и фиолетовые лучи преломляются по-разному. После призмы они идут разделенными. На рис. 16 показано, как из призмы В вышли два цветных пучка и упали на линзу Г. Линза Г собирает каждый цветной пучок лучей: красный — в точке К, фиолетовый — в точке Ф.

Надо помнить, что на рисунке все показано в разрезе: щель в заслонке А нарисована в виде точки М, а на самом деле она идет под прямым углом к плоскости бумаги; точки К и Ф также на самом деле не точки, а цветные линии, — это изображения щели А, которые образуются разными по цвету лучами. Такие линии рассматриваются сквозь увеличительную линзу Д.

На изображения щелей, т. е. на линии К и Ф, накладывается еще изображение особой шкалы, помещенной в третьей трубке Г (рис. 15).

Рис. 16. Ход лучей в спектроскопе

Шкала заранее проградуирована, т. е. заранее промерено, какой частоты излучение падает на изображение любого ее деления. Такой прибор называют спектрографом. Работа с прибором упростилась: достаточно взглянуть в трубку спектрографа — и отсчет по шкале показывает, каковы частоты излучений (или длины волн), испускаемых источником света.

Вскоре физики еще более усовершенствовали спектрограф: в зрительной трубке был поставлен фотоаппарат. Спектры уже не наблюдают непосредственно глазом, их фотографируют, а фотографии тщательно изучают.

Так в XIX веке родился замечательный прибор — спектрограф.