|
ВЛАДИСЛАВ ИВАНОВИЧ КУЗНЕЦОВ, кандидат технических наук, научный сотрудник Государственного оптического института имени С. И. Вавилова.
Родился в 1928 г., окончил инженерно-физический факультет Ленинградского электротехнического института имени В. И. Ульянова-Ленина в 1951 г. Специалист по оптическим явлениям в воде и атмосфере, автор ряда оригинальных оптических приборов для исследования светорассеивающих сред, В. И. Кузнецов разрабатывал теоретические основы распределения света в мутных средах.
В. И. Кузнецов — соавтор двух открытий в области фундаментальных физических исследований.
Содержание
О свете 3
Глаз и его вооружение 15
Вещество и свет 40
«Рождение» квантовой механики 74
Лазеры 94
Оптика будущего 122
О свете
Жизнь на Земле возникла и существует благодаря лучистой энергии солнечного света. Если бы на нашей планете не было атмосферы, которая лишь частично пропускает энергию Солнца к земной поверхности, то в полдень на поверхность земного шара падало бы 8,37 Дж на 1 см2 за минуту. Эта величина называется солнечной постоянной и определена по измерениям вне атмосферы с помощью приборов, установленных на ракетах.
Можно подсчитать, что за одну секунду свет приносит на нашу планету энергию, которая выделилась бы при сгорании 40 млн. т каменного угля.
Костер первобытного человека, нефть, сгорающая в двигателях машин, топливо космической ракеты - — все это световая энергия, запасенная когда-то растениями и животными. Остановись солнечный поток, и на Землю выпадут дожди из жидкого азота и кислорода. Температура приблизится к абсолютному нулю. Семиметровый панцирь из замерзших атмосферных газов покроет земную поверхность. Только иногда в этой ледяной пустыне встретятся лужицы жидкого гелия.
Не только энергию несет на Землю свет. Благодаря световому потоку мы воспринимаем и познаем окружающий мир. Лучи света сообщают нам о положении близких и отдаленных предметов, об их форме и цвете.
Свет, усиленный оптическими приборами, открывает человеку два полярных по масштабам мира: космический мир с его огромными протяженностями и микроскопический, населенный не различимыми простым глазом мельчайшими организмами.
Когда великий итальянский ученый Г. Галилей направил построенный им телескоп в небо, он открыл мир громадных, ни с чем до того не сравнимых протяженностей. Сопоставив движение спутников Юпитера, которое он наблюдал с помощью телескопа, с движением планет, Галилей на опыте убедился в правильности предсказанной Коперником «системы» мира. Ему удалось увидеть фазы Венеры, различить отдельные звезды Млечного Пути.
Сегодня построены совершенные телескопы, в которые видны звезды, светящиеся в миллион раз слабее звезд, различимых невооруженным глазом; найдены способы узнавать по характеру светового потока, какие химические элементы содержатся в излучающем теле, какова его температура, магнитное поле, скорость.
Получается так, что в звездном свете содержатся данные о строении звезды, о составе космического вещества и о многом другом, с чем соприкасался свет. Разлагая собранный телескопом свет на отдельные составляющие, астрономы расшифровали разнообразные сведения, записанные на световой волне, обнаружили в космосе раньше, чем в земных лабораториях, два химических элемента — солнечный гелий и звездный технеций. Был установлен замечательный факт. Оказалось, что звездное вещество состоит из точно таких же атомов, как и земное.
Анализ состава света, испускаемого отдаленными скоплениями звезд — галактиками, привел к неожиданному открытию: галактики «разбегаются» друг от друга с очень большой скоростью, а это означает расширение нашей Вселенной!
Почти через 50 лет после первых астрономических открытий Галилея голландец А. Левенгук заглянул в каплю воды через изготовленные им микроскопы и открыл удивительный микроскопический мир.
Почти 300 лет с момента открытия Левенгука световая волна служит для исследования не видимых простым глазом мельчайших объектов. За это время ученые поняли значение бактерий и зеленого вещества — хлорофилла для жизни, доказали клеточное строение
живых организмов, открыли вирусы, создали целые разделы наук, которые мы смело можем назвать микроскопическими, как, например, наука о клетке — цитология.
Конечно, не только проникновению в космический и микроскопический миры мы обязаны свету. Ничуть не меньше значение светового луча и в других областях деятельности человека. Оптические приборы, даже если они установлены на летящем высоко самолете, определяют сорт нефти, разлитой по поверхности моря. В руках хирурга лазерный луч становится световым скальпелем, пригодным для сложных операций на сетчатке глаза. Этот же луч на металлургическом заводе режет массивные листы металла, а на швейной фабрике раскраивает ткани. Световой луч передает сообщения, тонко и деликатно управляет химическими реакциями.
О том, как решались и решаются наукой эти задачи, и пойдет речь. Но вначале попробуем ответить на вопрос: что такое свет?
Что мы называем словом «свет». Если быть точным, то нужно сказать, что светом называют электромагнитное излучение, воспринимаемое человеческим глазом. Длины волн этого излучения очень малы и заключены в узком интервале — от 0,38 до 0,77 мкм. Иногда физики называют светом и невидимые электромагнитные волны, которые лежат за пределами этого участка. Дело в том, что излучения с длиной волны от 0,01 мкм до 340 мкм во многих случаях ведут себя одинаково.
Академик С. И. Вавилов в книге «Глаз и Солнце» писал: «Существует бесконечное разнообразие явлений, которые нам придется назвать световыми и которые невидимы».
Физические свойства невидимых электромагнитных волн близки к свойствам световых волн, хотя наш глаз и не чувствует их.
Одно из основных свойств света, известное еще в глубокой древности, — прямолинейное распространение его лучей. Так, через большое отверстие луч распространяется прямолинейно. Экран, поставленный перед источником света, образует четкую тень (рис. 1а). Прямолинейным распространением световых лучей объясняются многие интересные явления.
Самолет и Солнце. После взлета за самолетом по бескрайним лугам и полям устремляется его тень. Некоторое время она в точности повторяет очертания реактивного лайнера, затем, с набором самолетом высоты, тень начинает изменяться — приобретает неопределенные очертания и наконец превращается в круг. Чем объяснить изменения, происходящие с тенью?
Солнечные лучи от крайних точек солнечного диска А и Б падают на самолет под разными углами. Если бы светили только эти две точки, то получились бы две смещенные тени самолета. На малых высотах это смещение невелико, и получается четкая тень. На средних высотах смещения ведут к размазыванию тени самолета (рис. 16). На больших высотах тень самолета заполнит круг, повторяющий по форме солнечный диск (рис. 1в). Элементарные «тени» от каждой точки солнечного диска образуют его теневое изображение. Получается, что при определенных геометрических условиях непрозрачный экран может служить простейшей оптической системой.
Самый простой фотоаппарат. С помощью световых лучей можно построить не только теневое изображение. Так, если в абажуре лампы есть небольшое отверстие (рис. 2), то на потолке появится световая полоса, напоминающая подкову. Это — изображение раскаленной вольфрамовой нити. Как оно получилось? Каждый малый участок нити 1, 2, 3... образует луч 1 — 1', 2 — 2', 3 — 3'... Эти лучи на потолке дадут малые пятна
Рис. 1 б, в. Изменение формы Рис. 1 а. Экран перед тени с высотой полета источником света. самолета.
(рис. 2 а), из которых и образуется изображение всей нити.
Проделайте такой опыт сами. ЕсЛи лампу закрыть темным материалом так, чтобы потолок не подсвечивался, то получится изображение не только нити, но и баллона лампы.
В летний день в тени дерева у всех светлых пятен на дорожке одинаковые очертания. Каждый из небольших просветов дает на почве изображение Солнца (рис. 26).
Нетрудно самостоятельно сделать камеру-обскуру (рис. 3). В небольшом ящике нужно проделать отверстие (около 0,1 мм). Если в противоположную стенку вставить матовое стекло, то на нем возникнет изображение предмета, находящегося перед отверстием камеры. Если матовое стекло заменить светочувствительной пластинкой, то светочувствительный слой «запомнит» изображение. Останется проявить фотопластинку — и готов негатив. Так в старину с помощью камеры-обскуры получали фотографии, или, как их тогда называли, дагерротипы.
Волна или корпускулы? Мы объясняли рассмотренные явления, считая, что свет распространяется прямолинейно. Но почему свет движется по прямой? Великий английский ученый И. Ньютон объяснял это тем, что свет состоит из летящих частиц — корпускул. Современник Ньютона X. Гюйгенс, напротив, предполагал, что свет волновой природы. Тому были свои причины. Из представлений о свете как о волне Гюйгенс довольно просто получил законы преломления и отражения света, двойного лучепреломления в исландском шпате. Труднее было обосновать «очевидный» закон прямолинейного распространения света с волновой точки зрения.
Бросим в воду камень. От него разойдутся волны. Пройдя щель, установленную на их пути, волны также бегут во все стороны (рис. 4а). Но световой луч распространяется через отверстие прямолинейно (рис. 46).
Чтобы представления о свете как о волновом процессе приобрели право на жизнь, нужно было объяснить прямолинейное распространение света с волновой точки зрения. Такое объяснение дал французский ученый О. Френель.
Мемуар Френеля. В 1818 г. на одном из заседаний Парижской академии наук рассматривался мемуар Френеля (так назывались доклады, представляемые в академию). В докладе свет рассматривался как волновое явление и при этом объяснялось прямолинейное распространение света.
Если в точке А (рис. 5), центре сферы S, поместить точечный источник света, рассуждал Френель, то световые волны от него будут одновременно доходить до поверхности S. Из каждой точки этой сферы в точку В приходят световые волны и складываются там по законам сложения волн. Можно как бы забыть о существовании источника А и считать источником световых волн сферу S. Чтобы вычислить общее действие волн, Френель разбил поверхность сферы на зоны. Центр зон лежал в точке пересечения поверхности В и луча света АВ, идущего из источника А в точку В. Френель выбрал ширину зон так, что расстояния от внешней и внутренней границ каждой зоны до точки В отличались на половину длины световой волны:
(...)
При таком делении на зоны их площадь оказывается одинаковой. А это означает, что соседние зоны испу скают в направлении точки В примерно одинаковое количество света. С другой стороны, свет соседних зон проходит пути, отличающиеся на половину длины водны, и при сложении световых потоков соседних зон они ослабляют друг друга. Обозначим световые потоки от нулевой и последующих зон как Н0, Нъ Н2... Так как Нъ Н3 отстают на половину длины волны от потоков Н0, Н2, то по правилам сложения колебаний их нужно взять со знаком «минус» при сложении всех волн в точке В. Тогда получим: Н0 — Н1 + Н2 — Н3 + Н4 — ...
Н0 — (Нг — Н2) — (Н3 — Н4) — ... = Н0. Выражения в скобках очень малы, и действие световой волны точечного источника А в точке В определяется только нулевой зоной Н0. Площадь зоны Френеля равна (...) для волны зеленого света, длина которой 0,5 мкм, составляет всего 0,0005 см2, если а = Ъ = 20 см. Эта площадь равна площади сечения канала, по которому вдет свет от А к В. Френелю удалось показать, что свет, несмотря на волновую природу, распространяется по узкому прямолинейному каналу. Получалось, что закон прямолинейного распространения света не противоречил волновой теории.
Присутствовавший на заседаниях академии французский математик С. Пуассон, выслушав Френеля, указал на любопытное обстоятельство, вытекавшее из доклада: если перед точечным источником света поставить маленький непрозрачный круглый экран с очень ровными краями, то в центре тени должно было бы появиться светлое пятно. По мнению Пуассона, это противоречило здравому смыслу. Однако, когда перед членами академии был поставлен опыт, в центре теневого круга возникло световое пятно! Свет обогнул препятствие! С этого момента волновая теория света заняла прочное место в науке — спор между идеями Ньютона и Гюйгенса, длившийся более столетия, на долгое время был решен в пользу волновых представлений.
Самая большая скорость. Как ни старались люди измерить скорость света еще в далекие времена, ничего из таких попыток не получалось. Только в 1676 г. датский астроном О. Рёмер, наблюдая затмение спутника Юпитера, нашел способ вычисления скорости света в пустом пространстве — вакууме.
Трудности измерения связаны с очень большой величиной скорости света. За миллионную долю секунды свет проходит 300 м. За 8 мин пробегает расстояние от Земли до Солнца, а ведь это 150 млн. км! По современным измерениям световая скорость в вакууме равна 299 792 км/с.
Рис. 6. Независимость световой скорости от скорости источника.
Оказалось, что скорость света обладает удивительным свойством — она не зависит от скорости источника. Такой вывод был сделан и? опытов А. Майкельсона.
Что же означает независимость скорости от движения источника? Допустим, на корабле, который стоит на якоре, по цели стреляет носовая пушка и при этом скорость снаряда равна vc (рис. 6). Затем корабль двинулся к цели со скоростью vK. Новый выстрел. Теперь снаряд летит к цели со скоростью vc + vK. Выпущенный в это же самое время снаряд из кормовой пушки будет двигаться со скоростью vc — vK. Иными словами, при стрельбе по направлению хода скорость корабля прибавляется к скорости снаряда, а при стрельбе в противоположном направлении — вычитается. А свет прожекторов, установленных на мачтах, дойдет до равностоящих от корабля пунктов А и. В одновременно, с какой бы скоростью ни шел корабль.
Получается, что свет не подчиняется простому правилу сложения скоростей. Этот результат — один из краеугольных камней современной физики. В основе теории относительности, созданной великим физиком
А. Эйнштейном, лежит факт, полученный опытным путем: независимость скорости света от скорости источника. Одно из главных положений теории относительности заключено в том, что в природе не существует скорости, большей скорости света в вакууме. Эта самая большая, или предельная, скорость.
Другое важнейшее следствие теории относительности — связь между массой и энергией. Эйншуейн установил, исходя из основных положений теории относительности, что энергия содержится в скрытой форме в любом веществе, причем массе га соответствует энергия Е, равная произведению массы на квадрат скорости света: Е~гас2. Эта формула помогает понять многие физические процессы, с ее помощью рассчитывают энергию атомного ядра, ядерных реакций.
Глаз и его вооружение
Окно в мир. Свет не только создал все живое. Щедрость светового потока открывает нам красоту окружающей нас природы, мы видим далекие галактики — огромные скопления звезд — и мельчайшие бактерии, измеряем высокие температуры и большие расстояния. И во всем этом в конечном итоге главную роль играет человеческий глаз. Поэтому люди всегда интересовались устройством человеческого глаза.
Еще в 1604 г. немецкий астроном И. Кеплер сравнил глаз с камерой, дающей изображение на вогнутой поверхности сетчатой оболочки глаза. Р. Декарт, французский математик и философ, относившийся к следующему поколению ученых, проверил это предположение на опыте. Он взял бычий глаз и вставил его в отверстие в закрытых оконных ставнях. Предварительно радужная оболочка глаза была обработана так, что стала прозрачной. На ней Декарт и увидел перевернутое изображение части улицы перед своим домом.
В наше время оптическую систему глаза часто сравнивают с фотоаппаратом, и не без оснований. Объектив фотоаппарата создает изображение на фотопластинке, а оптика глаза — на глазной сетчатке — светочувствительном слое, передающем изображение в мозг. Перемещая объектив фотоаппарата вдоль оптической оси, можно получить на фотопластинке четкое изображение предмета, поэтому объектив, как правило, подвижен. Хрусталик — главная линза — может изменять кривизну своей поверхности с помощью особых мышц. Поэтому, оставаясь неподвижным относительно сетчатки, хрусталик четко изображает на ней предметы, находящиеся на разных расстояниях.
В фотоаппарате диафрагма ограничивает пучок света, входящий в объектив. Глазной зрачок играет ту же роль. В зависимости от величины светового потока, падающего на поверхность глаза, зрачок уменьшает или увеличивает свое отверстие помимо нашей воли. Так глаз защищается от излишней световой энергии, а когда ее недостаточно, увеличивает свою чувствительность.
Если перевести взгляд с темного на яркий предмет, то зрачки сужаются, уменьшается диаметр отверстия в радужной оболочке, в глаз попадает меньшая доля светового потока, и светочувствительный слой не перегружается.
Светочувствительный слой сетчатки состоит из элементов двух видов: колбочек и палочек. Световое раздражение от каждой из них передается в мозг по нервному волокну.
В сетчатке человеческого глаза 125 млн. палочек и 6 млн. колбочек! Только один участок на сетчатке не чувствителен к свету — слепое пятно. В месте, где оно расположено, в глаз входит зрительный нерв. В нем, как в жгуте, собраны все нервные волокна от каждой палочки и колбочки.
Слепое пятно обнаруживается в простом и интересном опыте. Посмотрите левым глазом на крест (рис. 7), а правый закройте. Боковым зрением вы увидите синий кружок слева. Если приближать рисунок к глазу, то на расстоянии 20 — 25 см синий кружок исчезнет из поля зрения — его изображение попадает на слепое пятно глаза.
Чувствительность человеческого глаза к свету очень высока. После длительного пребывания в темноте глаз приспосабливается к восприятию чрезвычайно малых световых потоков. Такое увеличение чувствительности глаза называют темновой адаптацией.
В опытах академика С. И. Вавилова было показано, что человек, глаза которого полностью привыкли к темноте, может чувствовать даже отдельные фотоны.
Глаз может воспринимать и большие световые потоки. Эти потоки превосходят наименьший световой поток, который еще ощущает глаз, в триллион раз. По широте охватываемого диапазона глаз можно сравнить с фантастическими весами, на которых можно было бы взвешивать тела с массой от десятитысячной грамма до сотен тонн: бациллу и железнодорожный вагон!
Наш орган зрения позволяет нам различать цвета, т. е. по-разному воспринимать излучение в зависимости от его состава.
При одной и той же мощности светового потока желто-зеленые лучи будут восприниматься глазом как самые яркие, а красные и фиолетовые покажутся самыми слабыми. Если яркость желто-зеленого света с длиной волны Л. = 0,555 мкм принять за единицу, то яркость голубого света той же мощности будет равна 0,2, а яркость красного света — 0,1 от яркости желто-зеленого потока. Даже мощные потоки излучений с длиной волны короче 0,3 мкм и длиннее 0,9 мкм глаз не воспринимает.
Построим зависимость чувствительности глаза от длины волны попадающего в него света. По оси ординат отложим чувствительность глаза в относительных единицах, а по оси абсцисс — длину волны в нанометрах. Тогда получим кривую спектральной чувствительности глаза (рис. 7). Ее называют кривой относительной вид-пости, максимум этой кривой, а значит и максимум чувствительности глаза, совпадает с максимумом излуча-тельной способности Солнца.
Наши органы зрения приспособлены к солнечному свету. Но механизм зрения слишком сложен, и пока что нет полностью удовлетворительного объяснения, почему желтые лучи кажутся глазу ярче, чем красные и фиолетовые. Сложность заключается в том, что в зри-
тельном восприятии участвует головной мозг. В его клетках накапливаются и сохраняются жизненные картины, поэтому часто прошлые впечатления влияют на восприятие настоящего. Человек способен «видеть» и во сне или просто с закрытыми глазами, мысленно представлять те или иные картины.
Разные типы глаз. Глаз позвоночных животных похож на глаз человека. У беспозвоночных животных либо недоразвитые глаза, либо глаза, состоящие из отдельных несовершенных глазков — фасетов. Правда, есть одно замечательное исключение. Глаз наиболее развитого беспозвоночного — осьминога похож по своему строению на человеческий. В нем есть и роговица, и веко, и хрусталик, и сетчатка. Громадными глазами наделен спрут — их диаметр достигает 38 см.
Интересно устроены глаза насекомых. Лучше всего изучено зрение пчелы. Пчелиный глаз фасетчатый и состоит из множества отдельных глазков — аммоти-дий, расположенных тонким слоем на поверхности головы. Диаметр отдельного аммотидия примерно 30 мкм. Аммотидий, конечно, не может содержать фокусирующих кристаллов, и поэтому пчела плохо различает мелкие объекты; человеческий глаз способен видеть предметы в 30 раз меньшие, чем пчелиный. Зато пчела воспринимает невидимое для нас ультрафиолетовое излучение (до длины волны 0,3 мкм). Благодаря этому мир растений представляется пчелам гораздо богаче, чем нам. Многие цветы, кажущиеся нам белыми, по-разному отражают ультрафиолетовое излучение, и пчелы их видят цветными.
Пчела различает отдельные вспышки света с частотой до 200 раз в секунду. Для человека вспышки, следующие с частотой, меньшей в 10 раз, начинают сливаться и кажутся непрерывным потоком. Обладая быстрой пчелиной реакцией, в кино и на телевидении мы смогли бы различать, как на экран «наползают» отдельные кадры. По-видимому, пчелам необходимо наблюдать более быстрые движения, чем нам. В улье насекомые с большой частотой машут крыльями, стремительно перемещаются, и человеческий глаз не успевает следить за этими движениями, а пчелиный глаз успевает.
Есть еще одна интересная особенность зрения «домашнего» насекомого. Пчела хорошо чувствует поляризацию света, и это помогает ей определять направление на Солнце.
Телескоп. Человеческое зрение несовершенно. Мы не в состоянии различать глазами ни те предметы, что находятся на очень больших расстояниях, ни те, что расположены слишком близко у глаз. Выручают оптические приборы, многократно увеличивающие силу нашего зрения. Так, телескоп открыл перед человеком космический мир.
Телескоп, а вернее зрительную трубу, изобрел датский оптик И. Липперсгей. Изобретение Липперсгея в то время имело военное значение и было засекречено датским правительством. И все же слухи об устройстве, приближающем далекие предметы, распространились по Европе. Узнал об этом и великий итальянский ученый Г. Галилей. Независимо от датского оптика ему удалось создать телескоп более совершенной конструкции. И объект наблюдения он выбрал самый интересный, направив телескоп в небо. Там он открыл спутники Юпитера, солнечные пятна, различил отдельные звезды Млечного Пути! Венера, как ясно было видно в телескоп, подобно Луне, проходила все фазы — от узенького серпа до полного круга. Наблюдая вращение спутников Юпитера, Галилей увидел то, что только угадывалось до него, — вращение Земли и планет вокруг Солнца. Как же устроен телескоп, в чем заключается принцип его работы?
Размеры изображения предмета на сетчатке глаза зависят от того, под каким углом мы видим предмет.
Если на закопченное стекло положить двухкопеечную монету и поместить его сантиметров на двадцать от глаза, то, рассматривая через стекло Солнце и двигая по стеклу монету, вы легко перекроете солнечный диск. Диаметр нашего светила равен 1 млн. 391 тыс. км, но Солнце удалено от Земли на 150 млн. км, и его изображение на сетчатке почти в десять раз меньше, чем изображение монетки, отстоящей от глаза на 20 см. В нашем случае солнечный диск виден под утлом примерно в полградуса, а монетка — под углом в 10 раз большим. Угол, под которым мы видим предмет, — его называют угловым диаметром — образуют лучи, идущие от контура предмета к зрачку. Так, угловой диаметр Солнца 32'. Размер изображения Солнца на сетчатке глаза и определяеЗся этим углом. Когда две крайние точки предмета видны под углом, меньшим 1;, то их изображения сливаются на сетчатой оболочке, и предмет представляется просто точкой. Говорят, что разрешающая способность глаза не превышает одной угловой минуты. Иными словами, о деталях предмета мы можем судить, если он виден под углом, большим одной угловой минуты.
Телескоп увеличивает угол зрения, под которым видны отдаленные предметы. Объектив телескопа дает изображение отдаленного предмета, которое рассматривается в окуляр. Если диаметр объектива телескопа равен D мм, то с его помощью можно различать объекты с угловыми размерами.Следовательно, чем
больше диаметр телескопа, тем больше его способность различать детали далеких космических миров. Поэтому сооружают телескопы с очень большими объективами. Самый мощный телескоп с зеркалом диаметром 6 м создан в Советском Союзе.
Большой телескоп. Построить Большой телескоп — дело непростое. Только передовые страны мира могут строить телескопы диаметром, исчисляемым метрами. До вступления в строй Большого советского телескопа наиболее мощный телескоп был у американцев. Диаметр его зеркала — 5 м, и собирает он в полтора раза меньше звездного света, чем наш шестиметровый гигант.
Главная часть телескопа — шестиметровое зеркало изготовлено из самой большой отливки, какую знало человечество за всю пятитысячелетнюю историю стеклоделия. Вес стеклянного диска, отлитого для зеркала, составил 70 т. Только на предварительную обработку гигантской заготовки ушло 15 тыс. карат алмазов. Отлитый стеклянный диск медленно, в течение двух лет, остывал по специально разработанному графику. Быстрое охлаждение привело бы к недопустимым механическим напряжениям в отливке, и она стала бы непригодной для изготовления объектива. Шестиметровая чаша телескопа была обработана с величайшей точностью и установлена на горе Пастухова на Северном Кавказе.
Выбор места для уникального инструмента не случаен. Наблюдать далекие слабые звезды можно лишь в условиях, когда влияние атмосферы на световой поток звезды сказывается незначительно. Специальная научная экспедиция установила, что гора Пастухова вполне удовлетворяет погодным требованиям и ее вершина может быть увенчана Большим телескопом.
Когда строительство замечательного астрономического инструмента было завершено, Генеральный секретарь ЦК КПСС JI. И. Брежнев поздравил ученых и строителей. «Создание уникального телескопа — крупное достижение отечественной науки и техники. Перед советскими учеными открылись возможности еще шире развернуть научный поиск, более глубоко проникнуть в тайны Вселенной, внести новый вклад в сокровищницу познаний человечества», — говорилось в поздравлении.
Рис. 8. Телескоп.
Какие же задачи помогает решить телескоп с самым большим объективом? С его помощью астрономы смогут наблюдать звезды, которые светят в 10 млн. раз слабее, чем самые тусклые звезды, еще видимые невооруженным глазом (рис. 8). Среди таких слабых звезд много объектов, раскрывающих загадки Вселенной. Изучая звезды в критические моменты их жизни, астрономы предскажут будущее нашего Солнца, поймут, что с ним будет происходить через миллиарды лет.
В космосе множество источников света, находящихся на границе, доступной для наблюдения, и требующих применения сверхмощного телескопа. Это и пульсары, и квазеры, и переменные галактики. Быть
может, с помощью Большого телескопа удастся исследовать процессы, происходящие в звездах на последнем этапе их жизни, когда звезда сжимается и становится сверхплотной «черной дырой».
Как измеряют диаметр звезд. Звезды красноватого цвета, такие, как звезда Бетельгейзе в созвездии Орион, по сравнению с другими звездами не отличались высокой температурой, о чем можно было судить по спектральному составу их излучения. Скорее наоборот, эти звезды можно считать холодными. Они принадлежат к классу звезд, поверхность которых нагрета всего до 3000°К. С уменьшением температуры энергия, излучаемая единицей поверхности нагретого тела, убывает пропорционально четвертой степени его абсолютной температуры. А это значит, что поток излучения единицы поверхности красной звезды в 16 раз меньше, чем поток излучения с такой же поверхности Солнца. И тем не менее Бетельгейзе давала очень мйого света. Проще всего интенсивный световой поток красных звезд объяснялся их огромными размерами. Расчеты показали, что в таком случае диаметр звезд должен быть очень большим, настолько большим, что возникал вопрос: а не объясняется ли их яркое свечение какой-то другой причиной, не связанной с их размерами?
Ответить на этот вопрос можно было, только измерив диаметр звезд. Но даже в самом сильном телескопе звезды кажутся точками, и определить их размеры не удается. И вот эту сложнейшую задачу американским ученым — физику А. Майкельсону и его помощникам — помогли решить две обыкновенные щели. Еще в середине XIX в. И. Физо предложил изящный метод, который, по его мнению, позволил бы измерить диаметр звезд. Идея Физо заключалась в следующем. Если перед линзой телескопа поставить две щели на расстоянии D, то в фокальной плоскости телескопа возникнет интерференционная картина от удаленного источника
Рис. 9. Определение диаметра звезды в опыте, предложенном Физо и осуществленном Стефаном. Расстояние D слишком мало.
света, находящегося перед щелями. Если теперь рассматривать через оборудованный щелями телескоп две очень близкие друг к другу звезды, то каждая из них образует свою систему интерференционных полос. Если телескоп направить так,, что свет от одной из звезд пойдет параллельно оптической оси телескопа, то свет другой звезды будет составлять с оптической осью телескопа угол 0, равный угловому расстоянию между звездами.
Сдвиг дифракционных картин относительно друг друга определится углом © (рис. 9). Центральный максимум и следующий за ним максимум дифракционной картины находятся на расстоянии, определяемом углом Если расстояние D подобрать так, что угол ф будет равен 20, то максимум дифракционной картины от первой звезды совпадет с минимумами дифракционной картины от второй и освещенность в фокальной плоскости линзы будет почти равномерной — полосы размажутся, и это произойдет в тот момент когда 0 = . Таким образом, измерение угла ©
сведется к определению величины D, соответствующей моменту исчезновения дифракционных полос. Ведь когда дифракционная картина пропадает
Противоположные края звезды можно считать двумя источниками света, находящимися на угловом расстоянии, равном угловому диаметру звезды. Значит, наведя телескоп на край звезды, можно по дифракционной картине найти угловой ее диаметр, а умножив его на расстояние Земля — звезда, найти ее линейный диаметр.
Первая попытка осуществить предложенный Физо эксперимент принадлежит Стефану. Однако она оказалась безуспешной. Даже когда щели отодвигались на самые края самого большого телескопа, на котором мог работать Стефан, интерференционные полосы не исчезали. Величина D оказалась слишком малой, чтобы получить значение 0, равное угловому диаметру звезды.
Через 50 лет проблемой измерения звездного диаметра заинтересовался Майкельсон. Он догадался, как и на малом телескопе можно получить большое расстояние D.
На телескопе с диаметром объектива 2,5 м Майкельсон положил перекладину с зеркалами, расположенными так, как это представлено на рисунке 10. Теперь эффективным расстоянием стал отрезок АВ, значительно превосходящий диаметр объектива телескопа. Телескоп, снабженный таким сооружением, был направлен на Бетельгейзе. Сначала были видны интерференционные полосы, но, когда зеркала раздвинули, полосы исчезли. Они могли исчезнуть и в том случае, если бы во время передвижения зеркал одно из них слегка повернулось на перекладине. Чтобы исключить ошибку, которая могла бы произойти из-за случайного изменения положения зеркала, Майкельсон, когда исчезли интерференционные полосы, направил все устройство на другую звезду — полосы появились вновь. Это означало, что зеркала при их раздвижении не испытали никаких поворотов. В противном случае полосы не возникли бы и при рассматривании новой звезды. Система работала надежно. Опыты завершились замечательным успехом — с помощью телескопа, оборудованного нехитрым приспособлением из щелей и зеркал, был определен размер звезды. Диаметр Бетельгейзе оказался равным 390 млн. км. Если бы эта звезда заняла место Солнца, то земная орбита проходила бы внутри звездного тела.
Микроскоп. Чтобы рассмотреть малый предмет, нужно поднести его к глазу на близкое расстояние, тогда его угловой диаметр увеличится и детали пред-мета станут различимы. Но глазной хрусталик отчетливо изображает предмет, если он находится не ближе 10 см от глаза. При меньших расстояниях создаваемая мышцами максимальная кривизна хрусталика оказывается недостаточной, чтобы получить четкое изображение на сетчатке. Поэтому очень малые предметы приходится рассматривать через лупу или микроскоп — приборы, увеличивающие угол, под которым виден близкий предмет (рис. 11).
«Зверюшки» Левенгука. Хотя схему сложного двухступенчатого микроскопа предложил в 1610 г. Галилей, по ряду причин исследования очень малых объектов начались значительно позже.
В 1673 г. в Лондонское королевское общество (так называют Английскую академию наук) пришло письмо из Голландии. В нем торговец сукнами Антони Левенгук описывал удивительные наблюдения. С помощью своего микроскопа Левенгук открыл не видимый простым глазом и до него совершенно неизвестный мир живых существ.
«С величайшим изумлением я увидел в капле множество великое зверюшек, оживленно двигающихся во всех направлениях, как щука в воде, самое мелкое из них в тысячу раз менее глаза взрослой блохи», — писал голландец. Несколько лет в Англии никто не мог проверить опытов Левенгука. Наконец прославленный ученый Р. Гук увидел «зверюшек» Левенгука в настое перца, затратив на это немалый труд. Однако торговец сукнами различал более мелкие объекты, чем прославленный ученый. По крайней мере это следовало из описаний опытов, направленных им в Королевское общество.
«Микроскоп» Левенгука. Какой же силы был прибор у голландца, как он построен, если превосходит микроскоп Гука, основанный, как казалось, на самых совершенных оптических принципах?
На заседании Королевского общества в 1681 г. было решено просить необычного корреспондента раскрыть секрет устройства его прибора и способов наблюдения. Но Левенгук продолжал сообщать о все новых и новых удивительных наблюдениях, не говоря ни слова о своих приборах. Королевскому обществу пришлось командировать в Голландию представителя с заданием купить у Левенгука микроскоп. Командированный ученый убедился, что все микроскопы голландца — простые лупы! Необычность их состояла в чрезвычайно малых размерах — они не превосходили булавочной головки.
Известно, что чем меньше радиус кривизны лупы, а значит и ее размеры, тем сильнее увеличение. Самые лучшие лупы Левенгука увеличивали в 270 раз. Такое увеличение и открыло перед ним неизведанный микроскопический мир. Левенгук увидел кровеносные тельца, движение крови в капиллярных сосудах головастика, строение мускульных тканей, бактерии и многое другое, о чем он рассказал в своем труде «Тайны природы, открытые Антони Левенгуком».
На пути к современному микроскопу. До начала XIX в. сложные микроскопы, построенные по схеме, предложенной Галилеем, не могли конкурировать с очень хорошими лупами. Лишь в 1824 г. были разработаны объективы из многих линз. Такие объективы, установленные в сложном микроскопе, позволили достигнуть увеличений до 500 и даже 1000 раз, оставив далеко позади лупы Левенгука. В 70-х годах прошлого века немецкий ученый Э. Аббе разработал теорию современного оптического микроскопа. На основе этой теории рассчитывают оптические системы микроскопов.
Увеличение оптических микроскопов обычно не превосходит 2000. Для многих научных и технических задач этого недостаточно. Если за микроскопом, увеличивающим в 2000 раз, поставить такой же другой и рассматривать предметы с увеличением, равным 2000 X 2000 = 4 млн. раз, то и при миллионном увеличении мы новых подробностей не увидим! Наоборот, изображение предмета будет размазано. Посмотрите в сильную лупу на газетную фотографию. Новых деталей изображения вы не увидите, а картина превратится в набор светлых и темных точек. Большое увеличение не помогает.
Так же и в микроскопе, излишнее увеличение не поможет рассмотреть предмет, размеры которого меньше длины световой волны. Такие предметы свет огибает по законам дифракции. Минимальные размеры предмета с?, различимого через микроскоп, определяются формулой Постоянная А в этой формуле приблизительно равна единице. Для зеленого света величина d равна 0,3 мкм. Чтобы такой предмет был виден под углом 1', увеличение микроскопа должно быть около 1000.
Можно освещать предмет коротковолновым невидимым излучением, а потом с помощью экранов, светящихся под действием такого излучения, получать уже видимое изображение. Однако на этом пути большого выигрыша получить нельзя. Дело в том, что нет материалов, из которых можно сделать линзы коротковолнового микроскопа. Лучшие материалы — кварц и флюорит. Но и кварц поглощает излучение, если его длина волны менее 0,18 мкм, а «рекордсмен» флюорит прозрачен лишь до 0,12 мкм. Эта длина волны в три раза меньше граничной волны видимого излучения. Для коротковолновых ультрафиолетовых лучей все вещества непрозрачны. Зеркальный микроскоп, в котором вместо линз устанавливают зеркала, может работать и в области очень коротких длин волн ультрафиолетового излучения, но это сложный прибор. К тому же коротковолновое ультрафиолетовое излучение сильно поглощается воздухом, и микроскоп приходится помещать в вакуум. Однако существует совершенно иной путь.
Электронный микроскоп. Изображение предмета можно создать не только светом, но и потоком заряженных частиц. Для этой цели лучше всего подходят электроны. Когда приходится иметь дело с такими малыми объектами, как вирусы, применяют электронный микроскоп. На тонкую коллодиевую пленку толщиной 0,01 мкм наносят каплю воды с вирусами. Затем пленка высушивается и закладывается на предметный столик электронного микроскопа. Из специального источника электронов — электронной пушки — на пленку падает параллельный пучок электронов (рис. 12). Тело вируса неоднородно, и разные его части рассеивают электроны по-разному. Плотные части вируса рассеивают электроны сильнее, поэтому от них меньшая доля электронов проходит через отверстие 2 — аппертурную диафрагму микроскопа. Электронная линза 1 собирает в точке В электроны, вышедшие из точки А расходящимся пучком, и так, по точкам, линза дает изображение предмета на светящемся под действием электронов экране. В местах изображения более плотных частей вируса электронный ток окажется небольшим. На экране эти места будут темными, а места, соответствующие менее плотным частям, будут светлее.
Мы рассмотрели только главную часть электронного микроскопа. На самом деле в нем после первой линзы нет никакого экрана, а полученное в плоскости изображение служит, так же как и в оптическом микроскопе, объектом для второй линзы, которая и дает электронное изображение на экране, светящемся под действием электронов. Экран экспериментатор рассматривает в Лупу.
Электронный микроскоп делает доступными для изучения более мелкие детали, чем оптический, потому что у него значительно выше разрешающая способность.
Чтобы понять, почему в электронном микроскопе дифракция играет меньшую роль, нужно обратиться к открытию известного французского ученого Луи де Бройля.
Еще в 20-х годах нашего столетия де Бройль высказал смелую мысль: связь между количеством движения светового кванта — фотона и его длиной волны справедлива и для других частиц, т. е. А=-. Опытным путем это положение было подтверждено. Движущийся со скоростью v электрон действительно ведет себя как волна, длина которой Я == где h — постоянная Планка, га — масса электрона.
Обычно электроны разгоняются в микроскопах, пройдя разность потенциала около 15 000 В. После этого их скорость достигает 72 000 кыф, а длина волны — 0,01 нм. Получается, что длина волны таких электронов в 50 000 раз короче световой волны зеленого света. В таком случае дифракция должна сказываться, когда рассматриваемый предмет сравним с длиной волны электрона.
Электронный микроскоп дает возможность рассматривать предметы в несколько десятков долей нанометра — в сотни раз более мелкие, чем оптический микроскоп. Наименьшие размеры предмета, еще различаемого с помощью электронного микроскопа, ограничиваются не дифракцией электронов, а качеством электронных пушек — источников электронов, обеспечивающих работу микроскопа.
Растровый микроскоп. Самые современные электронные микроскопы — растровые. В таком микроскопе тончайший электронный луч последовательно, одну за другой, ощупывает точки предмета (рис. 13).
Допустим, под лучом микроскопа лесной житель — муравей и увеличение невелико. Тогда на экране микроскопа, а он такой же, как и у обыкновенного телевизора, муравей поместится целиком. Поворот переключателя — и весь экран заполняет муравьиная лапка. Еще одно переключение — и четко видны мельчайшие детали ее строения, микроскопические щетинки, которыми покрыта муравьиная «кожа» — хитиновый покров.
Увеличение микроскопа меняется ступенями — от 10 крат до 100000 простым поворотом переключателя, подобного переключателю телевизионных программ.
Если бы мы захотели увидеть муравья полностью при максимальном увеличении, то для этого потребовался бы экран размером с футбольное поле!
Как же работает растровый микроскоп, чем определяется предел его увеличения? Почему он равен ста тысячам, а, скажем, не миллиону?
Как уже говорилось, на наблюдаемый предмет падает тонкий электронный луч. Площадка, «освещенная» электронами, испускает свои вторичные электроны. Электрическое поле переносит вторичные электроны к специальному кристаллу. Под действием электронов кристалл светится. За кристаллом установлен фотоумножитель, преобразующий свет в электрический ток, который и управляет яркостью электронного луча кинескопа.
Каждая точка предмета по-своему испускает вторичные электроны. Точки на «возвышенностях» предмета излучают больше электронов, чем точки в «низинах». Чем больше вторичных электронов покинуло ту или иную площадку, тем ярче соответствующая его точка на экране телевизора. По этим точкам электронный луч кинескопа «рисует» увеличенное изображение на экране. Изображение получается как бы набранным из «точек». Оно в принципе такое же, как и растр газетной фотографии, только вместо черных и белых точек — электронные пятна разной яркости. Отсюда и название — растровый микроскоп.
Каждому пятну на экране соответствует кружок на предмете, равный сечению электронного луча. Получается, что размеры наименьшей детали, которую можно еще рассмотреть в растровый микроскоп, должны быть не меньше диаметра электронного луча, обегающего предмет.
У самого тонкого пучка, который можно сформировать из потока частиц, диаметр не может быть меньше их длины волны, вычисляемой по формуле Луи де Бройля. Так, диаметр самого узкого пучка растрового опти-
ческого микроскопа, если бы появилась нужда построить такой микроскоп, был бы равен 0,3 мкм. В электронном микроскопе самый малый диаметр пучка всего 0,3 нм — в 100 раз меньше длины световой волны. В принципе пучок мог быть еще «острее» — длина волны быстрых электронов значительно меньше 0,3 нм. Но в более узком пучке, даже если применяются самые мощные современные источники электронов, электронный поток становится слишком малым, чтобы создать изображение.
Итак, наименьший элемент, еще различимый с помощью растрового электронного микроскопа, в 100 раз меньше по сравнению с наблюдаемым в оптическом микроскопе. Примерно во столько же раз больше и увеличение растрового микроскопа, которое достигает 100000 крат.
В конечном итоге минимальные детали предмета, доступные для изучения с помощью микроскопа, могут быть одинаковы с длиной волны потока микрочастиц, используемых в микроскопе.
Величиной, сравнимой с длиной волны фотона, как правило, определяется наивысшая точность измерения геометрических размеров тел. Поэтому, в частности, оказалось удобным эталон метра выразить в длинах световой волны.
Эталон длины. Сегодня за эталон метра принята длина, на которой укладываются 1650763,73 длин волны света, излучаемого криптоном с массовым числом 86 при переходе атома криптона из состояния 2р10 в состояние 5d5. При этом возникает излучение в оранжевой области спектра с длиной волны (...)
Каким образом удается измерить столь малую величину, как световая волна, с точностью до восьмого знака и сравнить ее с металлическим эталоном метра?
Хорошую точность обеспечивают дифракционные решетки. Из приведенной для решетки формулы
Рис. 14. Схема измерения длины метра с помощью световых волн. Полупрозрачное зеркало 1 делит световой пучок. Часть лучей проходит через полупрозрачное зеркало 2 и отражается от зеркала 3.
Другая часть лучей, отражаясь от зеркала 4, проходит через зеркало 2 и отражается от зеркала 5.
Лучи, отраженные от зеркал 3 и 5, отразятся и от зеркала 2 и совместятся на экране 6.
(см. стр. 51) следует, чтоXДостаточно измерить угол ф, чтобы определить длину волны, так как остальные величины, входящие в формулу, известны. Очень точные измерения длины волны получаются с помощью интерферометров — приборов, в которых складываются световые волны, сдвинутые по фазе. Анализ получающейся при этом картины, состоящей из светлых и темных концентрических полос, позволяет нам определить длину световой волны с очень высокой точностью.
Интерферометры дают возможность сравнить материальный эталон метра, например расстояние между штрихами, нанесенными на платиново-иридиевый стержень, с длиной волны светового излучения. При этом измерения производятся со значительно большей точностью, чем ширина градуировочных штрихов на металлическом стержне-эталоне. Поэтому металлический эталон метра оказывался менее точным, чем световой.
Более того, длина световой волны — величина постоянная, а металлические эталоны, изготовленные даже из самых лучших металлов, в результате изменений, происходящих со временем в их кристаллической решетке, деформируются.
Невидимое становится видимым. Глазом можно увидеть и инфракрасное излучение и помощью специального устройства — электронно-оптического преобразователя (рис. 15).
Объектив А переносит изобоажение «светящегося» в темноте тела на катод Б, покрытый прозрачным полупроводниковым слоем. Падая на этот слой, кванты инфракрасного излучения выбивают из него электроны. Между катодом и экраном В (анодом) поддерживается электрическое напряжение; под его действием электроны двигаются, ускоряясь, к экрану и переносят на него инфракрасное изображение. Экран испускает уже видимое излучение.
Можно и по-другому преобразовать инфракрасное изображение в видимое. Для этого на экран передающей телевизионной трубки наносится вместо слоя, реагирующего на видимый свет, полупроводниковый слой, чувствительный к инфракрасному излучению.
Электронный луч передает инфракрасное изображение с такого экрана через усилительную радиосхему на приемную трубку — кинескоп, такую же, к&к и в обычном телевизоре.
Обе эти системы позволяют преобразовать изображения очень слабо нагретых тел в видимые. В электронно-оптическом преобразователе фотоны должны обладать энергией достаточной, чтобы выбивать электроны из чувствительного слоя. В телевизионном преобразователе, там, куда попадает излучение, должно измениться сопротивление слоя. Для этого энергия фотона может быть меньшей, и, следовательно, удастся обнаружить излучение с более длинной волной.
Вещество и свет
Преломление света» Еще в 140 г. до нашей эры греческий ученый Клавдий Птолемей составил таблицу углов 0 отклонения света в воде для разных углов падения светового луча из воздуха (рис. 16а). Какими соотношениями связаны эти углы между собой? В древности этот вопрос поставил в тупик многих, а ответ был найден лишь в 1621 г. голландским математиком В. Снеллом. В этой формуле, пригодной, кстати,
и для звуковой волны, величина п, показатель преломления, равна отношению скорости света Vi в среде I к скорости света vn в среде II. v
Почему же отношение скоростей назвали показателем преломления света? Разве можно сломать луч? Оказывается, можно. Опустим в стакан с водой ложку. На границе раздела между водой и воздухом ложка нам покажется сломанной (рис. 166). Мы знаем, что на ложке нет никаких повреждений. Преломлялись лишь световые лучи на границе раздела воздух — вода, и преломлялись потому, что скорость света в воде в 1,33 раза меньше, чем в воздухе.
Законы распространения света в веществе во всей полноте были изучены на основе работ замечательного английского ученого Д. Максвелла. Максвелл вывел систему уравнений, описывающих поведение колеблющихся электрических и магнитных полей. Оказалось, что скорость распространения электромагнитных волн равна скорости света и не зависит от длины волны, когда волны распространяются в вакууме. Максвелл пришел к заключению, что природа электромагнитных и световых волн одна и та же. В дальнейшем многими опытами вывод Максвелла был подтвержден. На рисунке 17 а показана структура электромагнитной волны или светового луча. В плоскостях М и Т колеблются электрическое и магнитное поля Е и Я. При этом плоскости М и Т перпендикулярны друг другу.
Если внимательно посмотреть на рисунок 18, то нетрудно сообразить, что частота колебаний v равна скорости света, деленной на длину волны: v = j-.
Только за одну секунду электрическое и магнитное поля в зеленом световом луче совершают 600 биллионов колебаний!
Когда световой луч входит в прозрачное вещество, его электрическое поле, меняющееся очень быстро, не успевает передать колебания тяжелым атомным ядрам и прочно связанным с ними электронам внутренних атомных оболочек. Внешние же электроны, слабо удерживаемые в атоме, легко смещаются под действием электрического поля световой волны, повторяя ее «рисунок» (рис. 176).
Такие электроны ведут себя так, словно они прикреплены к атомным ядрам на пружинках. Смещенные со своих мест световым электрическим полем, они начинают колебаться и испускать свет той же длины волны и того же направления, что и падающее излучение. Первичная волна и волна, рожденная колебаниями электронов, складываются. Скорость результирующей волны оказывается меньше скорости света в вакууме. Свет от атома к атому идет с предельной скоростью с, но время тратится на взаимодействие с электронами. Получается, что в прозрачном веществе свет распространяется медленнее, чем в вакууме.
Физики вычислили, что отношение скорости света в вакууме с к его скорости в прозрачном веществе v равно
В этой формуле а и А — постоянные величины, характеризующие данное вещество, a v — частота колебаний световых волн. Постоянная а для воздуха стекла, кварца, флюорита и других прозрачных веществ больше частоты световых колебаний, и, следовательно, второй член в приведенной формуле положителен, а отношение с к г; больше единицы, а это означает, что свет в веществе распространяется медленнее, чем в вакууме. Отношение скорости света с к скорости
Посмотрите внимательно на эту формулу. Показатель преломления растет с увеличением частоты колебаний: чем больше v, тем меньше a2 — v2, а следовательно, больше величина п.
Тайны стеклянной призмы. Показатель преломления вещества растет с увеличением частоты колебаний световой волны. Поэтому если луч белого цвета, в котором «смешаны» световые волны с разной частотой колебаний, пропустить сквозь стеклянную призму, то световые лучи с большей частотой колебаний отклонятся от первоначального направления на больший угол, чем лучи с меньшей частотой колебаний. В результате белый луч разложится на цветные.
Ньютон первый доказал, что дневной свет состоит из цветных лучей. Пропустив солнечный свет через призму, он получил цветную полосу — спектр (рис. 19). До Ньютона белый свет считали самым простым, хотя спектр получали и раньше. Появление цветной полосы — спектра — объясняли воздействием вещества призмы на белый свет.
Выделяя диафрагмой цветные лучи и направляя их на призму, Ньютон убедился, что они не разлагаются на составляющие. Такие лучи Ньютон назвал монохроматическими (в переводе с греческого — «одноцветные»).
В монохроматическом излучении световая волна колеблется с какой-то определенной частотой. И тогда Ньютон, чтобы окончательно доказать, что белый свет сложный, получил его смешением монохроматических лучей.
Работы Ньютона стали важнейшим шагом в исследованиях состава света. Дальнейшее существенное продвижение в этом направлении связано с именами немецких ученых Р. Бунзена и Г. Кирхгофа.
Бунзеновская горелка. Однажды немецкий химик Р. Бунзен заметил, что в пламени изобретенной им очень жаркой горелки многие вещества превращаются в пар и окрашивают пламя в характерный для них цвет. Так, медь давала зеленое пламя, поваренная соль — желтое, а стронций — малиново-красное. Казалось, что стоит только поместить в горелку вещество, и сразу же без долгих химических процедур по цвету пламени удастся определить его состав. Однако в действительности задача не была такой простой. Вскоре Бунзен убедился, что различные вещества могут давать пламя, цвет которого нашему глазу кажется одинаковым. Он уже подумывал бросить свою затею, когда неожиданный выход из положения ему указал профессор физики Г. Кирхгоф.
По совету Кирхгофа свет окрашенного пламени горелки был пропущен через призму. Оказалось, что спектр каждого химического элемента отличался от всех других. Например, распознать глазом, каким из двух элементов — литием или стронцием — окрашено пламя, невозможно: пламя всегда одного — малиновокрасного цвета. Если же свет «литиевого» пламени пропустить через призму, то получается яркая линия и рядом с нею слабая оранжевая. Стронций же дает голубую, две красные, оранжевую и желтую линии. Так был открыт метод спектрального анализа химических элементов. Ученые расшифровали язык света, и свет начал рассказывать им о составе испускающего излучение вещества.
Солнечный элемент. Бунзен и Кирхгоф открыли оптические методы анализа в 1859 г., а спустя девять лет французский астроном Ж. Жансен и- английский астроном Н. Локьер независимо друг от друга обнаружили на Солнце неизвестный тогда элемент, названный гелием (от греческого «гелиос» — «Солнце»). Элемент был открыт по анализу солнечного спектра. Это представлялось настоящим чудом. С помощью спектроскопа удалось изучить вещество, находящееся на расстоянии 150 млн. км от нашей планеты. Лишь через 27 лет гелий был найден английским ученым У. Рамзаем в земном минерале клевеите.
Расширяющаяся Вселенная. Не менее удивительны другие возможности спектроскопа. С его помощью, например, можно измерять скорость движения светящихся тел. Оказывается, спектр источника света сдвигается в область длинных волн, если источник удаляется от наблюдателя, и, наоборот, в область коротких волн, если источник движется к наблюдателю (эффект Доплера). По этому сдвигу нетрудно определить скорость излучающего тела. Именно таким путем ученые-астрономы измерили скорости удаляющихся от Солнечной системы галактик.
В 1912 г. американский астроном В. М. Слайфер начал изучать спектры далеких галактик. На них он и
направил телескоп. Собранный телескопом свет поступал на спектроскоп и прибор, анализирующий спектры. К удивлению Слайфера, спектральные линии знакомых элементов оказались не совсем там, где им полагалось быть, — они сместились к красному концу спектра, т. е. в сторону длинных волн. На первый взгляд факт казался совершенно непонятным.
Однако его можно было объяснить, предположив, что галактики удаляются от нас с очень большой скоростью (рис. 20). По смещению спектральных линий Э. Хаббл и М. Хьюмасон в 1929 г. вычислили, что скорость V удаления галактики от Солнечной системы пропорциональна расстоянию г — «Солнце — галактика»:
Оказалось, что почти все галактики разлетаются от нас и некоторые движутся со скоростью, близкой к половине скорости света! Такое расширение Вселенной еще в 1922 г. предсказал советский ученый А. А. Фридман.
Магнитные острова. Спектроскоп дает возможность измерять и магнитные поля. В 1896 г. голландский ученый П. Зееман наблюдал влияние магнитного поля на спектры раскаленных газов. Оказалось, что в сильном магнитном поле, если наблюдение вести поперек магнитного поля, у зелено-голубой линии кадмия появляются дополнительные линии-спутники с частотами v-Av и v-f Av. В случае наблюдения вдоль магнитного поля вместо линии с частотой v появляются две линии с частотами v + Av и v — Av. Поэтому по спектру можно судить не только о величине, но и о направлении магнитного поля, в котором находится светящееся вещество (рис. 21).
Когда Галилей наблюдал пятна на Солнце, он не смог объяснить их природу. Измеряя спектры солнечных пятен, американский ученый Д. Хейл в 1908 г. установил, что солнечные пятна — громадные магнитные острова. Он убедился, что спектр излучения солнечного пятна такой же, как и спектр раскаленных газов, помещенных в магнитное поле.
Спектроскоп. Как же устроен спектроскоп — прибор, давший возможность сделать замечательные открытия?
Главная деталь спектроскопа — призма. Световой луч, попадая на ее плоскую грань под углом 0, входит в призму и преломляется по известным законам. Если, например, на призму падает свет, содержащий голубое и желтое монохроматические излучения, то свет нам будет казаться зеленым. Смесь голубого и желтого света мы воспринимаем как зеленый цвет, и эту смесь глаз не отличит от истинного зеленого света. Спектроскоп легко обнаружит, что луч смешанный, а не зеленый.
Это станет ясно, если рассмотреть оптическую схему спектроскопа, показанную на рисунке 22. Трубка К называется коллиматором. Перед щелью А коллиматора устанавливают источник света, спектр которого изучают. Эта щель помещена в фокальной плоскости двояковыпуклой линзы Dx. Линза Dx из выходящего из щели А света формирует параллельный пучок. После призмы этот пучок расщепляется на два параллельных пучка, между осями которых и оптической осью линзы D2 образуются разные углы. Поэтому в фокальной плоскости линзы D2 появляются две линии — желтого и голубого цвета — изображения щели А. Щель А обычно очень узка, и поэтому ее изображения в разных цветах называют линиями спектра.
Сравнительно недавно с помощью спектроскопа в излучении некоторых звезд был обнаружен спектр технеция — элемента, атомы которого быстро распадаются и могут присутствовать в звездном веществе только тогда, когда идет процесс рождения атомов. На основании этих данных ученые пришли к выводу, что в далеких мирах еще идут процессы образования тяжелых элементов.
В современных спектральных приборах часто вместо призмы применяют дифракционную решетку. Разница в углах отклонения у света разной длины волны больше у дифракционной решетки, чем у призмы, и с ее помощью получают весьма тонкие детали оптических спектров. Первая решетка была изготовлена И. Фраунгофером. С ее помощью Фраунгоферу удалось открыть в солнечном излучении узкие темные линии, которые позднее по имени их открывателя были названы фраунгоферовыми. Линии эти появляются в результате поглощения света парами элементов солнечной «атмосферы».
Решетка Фраунгофера представляла собой стеклянную пластинку с нанесенными на нее параллельными штрихами. Чем чаще штрихи на решетке, тем больше разрешающая способность спектроскопа. Существуют решетки, у которых на 1 мм нанесено более 1000 штрихов. Чтобы нанести такие тонкие штрихи на пластинку, построены специальные машины. Бывают и отражательные решетки, когда штрихи нанесены на зеркальную поверхность металла. Решетка рассеивает падающий на нее свет. При этом свет определенной длины волны рассеивается под углами, которые определяются расстоянием D между штрихами решетки: Dsincp = mL В этой формуле ф — угол отклонения луча с длиной волны X, ш — целое число. Чем меньше расстояние между штрихами, тем больше разница между углами, на которые отклоняются световые лучи с разной длиной волны. Когда га = 0, угол отклонения одинаков для всех лучей независимо от длины волны и равен нулю. Поэтому в направлении ф = 0 получается белая полоска — смесь излучений с разными длинами волн. Зато начиная с ш=1 на экране, расположенном в фокальной плоскости линзы, чередуются темные и цветные полосы.
Спектры химических элементов. Посмотрим теперь, как обнаруживают химический элемент с помощью спектроскопа. Введем в почти бесцветное пламя бунзенов-ской горелки платиновую проволочку, смоченную раствором поваренной соли. Если пламя горелки находится у щели коллиматора А, то в окуляре появятся две очень близко расположенные желтые линии. Такие же линии будут видны, если в пламя горелки помещать другие соединения натрия, но они никогда не возникают, если в соединении натрия нет. Поэтому естественно сделать вывод, что желтые линии принадлежат натрию.
Оказывается, светящиеся пары любого химического элемента излучают только одному ему присущий спектр — набор монохроматических излучений. Каждое монохроматическое излучение дает в спектре цветную линию. Такой состоящий из отдельных линий спектр называют линейчатым. Спектральные линии всех элементов собраны в таблице. В них указаны длины волн спектров элементов, последовательность и интенсивность спектральных линий. С помощью таких таблиц по спектрам можно быстро определить содержание даже очень малых количеств данного элемента в том или ином веществе.
Если вы подержали в руках платиновую проволочку, а затем поместили ее в пламя горелки перед щелью спектроскопа, то сразу же появятся линии натрия. Оказывается, следы поваренной соли, всегда присутствующие на ваших руках, попали на проволочку, и этих незначительных следов соли оказалось достаточно, чтобы спектроскоп обнаружил присутствие натрия. Натрий и калий обнаруживаются в неизвестной смеси веществ даже тогда, когда их содержание не превышает одной миллиардной доли.
Эффект Доплера
Тон гудка локомотива повышается, если поезд приближается к наблюдателю, и спадает при удалении. То же самое происходит со светом. Для наблюдателя частота света также меняется, когда относительно него меняется скорость источника света. Если водитель фотонной ракеты забыл бы снизить скорость на космическом перекрестке, то красный свет светофора для него оказался зеленым. Словом, водитель нарушил бы космические правила движения.
Если наблюдатель движется навстречу световой волне со скоростью , то частота световой волны ему будет казаться меньшей, чем наблюдателю, неподвижному относительно источника света.
Существуют формулы, по которым мы можем рассчитать фантастическую скорость фотонной ракеты, необходимую для того, чтобы, скажем, красный свет источника показался зеленым, когда ракета двигается навстречу источнику. Получается величина, равная 97 000 kmj/c!
Изменение длины волны при движении источника света и наблюдателя относительно друг друга называется эффектом Доплера. Этот эффект часто затрудняет спектральные исследования. Современные приборы разделяют линии спектра, у которых длины волн различаются лишь на 0,0002 нм. Однако это не помогает различить, или, как говорят физики, разрешить, очень близко отстоящие друг от друга спектральные линии. Атомы в нагретом газе движутся по разным направлениям. Длина волны кванта, испущенного атомом, который удаляется от спектроскопа, сместится в область длинных волн, а если атом движется в обратном направлении — к спектроскопу, то и длина волны сместится в область коротких волн. Спектральная линия атома как бы расширяется в результате движения атомов.
В пламени горелки атомы движутся хаотически со средней скоростью около 1000 ъа/с. Длина волны излучения атома, летящего к фокальной плоскости линзы спектроскопа, будет на 0,003 нм короче, чем у излучения с той же длиной волны 0,5 мкм, но испускаемого атомом, двигающимся в противоположном направлении, — линия как бы расширяется на величину 0,003 нм. «Расширение» мешало исследователям наблюдать подлинную структуру линий. Вот, например, желтые спектральные линии натрия. Однородные ли они или состоят из нескольких линий? На этот вопрос дали ответ остроумные опыты академика А. Н. Теренина и JI. Н. Добрецова.
Ученые создали узкий светящийся пучок атомов натрия и установили коллиматор спектроскопа перпендикулярно атомному пучку. Изменение частоты излучения пучка пропорционально составляющей скорости атома, направленной на наблюдателя или от него. Когда же наблюдатель видит пучок сбоку, эта составляющая равна нулю. В этом случае пропадает и «расширение» линий, и тесно расположенные линии проявляют свою структуру. Теренин и Добрецов обнаружили, что обе линии натрия 0 = 0,5896 мкм и D2 = 0,5890 мкм оказались двойными. Так была открыта сверхтонкая структура спектральных атомных линий.
После этого замечательного открытия была выяснена и причина сложной структуры спектральных линий. Оказалось, что появление сверхтонкой структуры вызывается взаимодействием электронной оболочки и атомного ядра.
Изменение частоты лазерного излучения, отраженного от движущегося предмета, определяется с очень большой точностью по сравнению с частотой лазерного «опорного» луча и луча, отраженного от предмета. По этому изменению несложно вычислить и скорость движения, скажем, частицы, увлекаемой потоком жидкости или газа, — величину, которую важно знать для решения многих практических задач. Исследуя движение жидкости, экспериментатор добавляет частицы в поток. По скоростям этих частиц удается определить скорость жидкости в различных местах потока. Так получают данные, необходимые при строительстве нефтепроводов, мощных насосов, проектировании каналов и плотин.
KOHEЦ ФPAГMEHTA КНИГИ
|
