Дж. Тригг
Решающие эксперименты
в современной физике
*** 1974 ***
От нас: 500 радиоспектаклей (и учебники)
на SD‑карте 64(128)GB — ГДЕ?..
Baшa помощь проекту:
занести копеечку — КУДА?..
|
ВВЕДЕНИЕ Нынешнему студенту может показаться странным, что термин «современные» употребляется по отношению к группе экспериментов, большинство которых выполнено до 1930 г. Тем не менее это выражение, в определенном смысле неточное, стало общеупотребительным для обозначения одного из двух главных исторических этапов развития физики. В «классический» период, начавшийся с Галилея и Ньютона и закончившийся около 1900 г., динамика развилась в почти замкнутую область физики, послужившую образцом для других ее направлений. К концу этого периода электромагнетизм из набора фокусов, показываемых в гостиной, превратился в изящное теоретическое построение, включившее в себя также и большую часть оптики, — на это понадобилось чуть больше столетия. В то же время происходило аналогичное превращение эмпирического искусства обращения с теплотой в науку термодинамику*. В результате к концу девятнадцатого века физики могли дать достаточно последовательное, самосогласованное и довольно полное объяснение известных в то время фактов физического мира. Конечно, в таком объяснении имелись некоторые изъяны и пробелы, но, казалось, нет достаточных причин сомневаться в том, что их удастся устранить, если измерения будут выполнены с точностью до «следующего знака после запятой». Х) По иронии судьбы это выражение, автором которого, по-видимому, был лорд Кельвин, получило широкую известность благодаря тому, что оно было использовано в ежегоднике Чикагского университета А. А. Майкельсоном — ученым, эксперименты которого легли в основу одной из двух великих теорий, в корне изменивших старые представления и ознаменовавших в физике своим появлением первую половину двадцатого столетия. Эта уверенность оказалась необоснованной. Начиная примерно с 1895 г. экспериментальные исследования давали все больше и больше результатов, совершенно не согласовывавшихся с классическими представлениями. В одних случаях для согласования было достаточно лишь немного модифицировать классические представления, в других же пришлось изменить эти представления весьма радикально, причем даже сейчас положение дел нельзя считать полностью установившимся. Конечно, сведения, полученные экспериментальным путем, состоят из отдельных результатов — как бы кирпичиков, а прочность построенного из них здания определяется взаимосвязью между кирпичиками. Тем не менее, если говорить об основных этапах развития физики, то почти всегда удается выделить отдельные работы, о которых можно сказать: «это был решающий результат». Именно такого рода эксперименты обсуждаются в следующих главах. Чтобы полностью оценить их значение и ту роль, которую они сыграли в дальнейшем развитии науки, мы должны сначала отметить некоторые характерные особенности классической физики. Прежде всего, ее концепции развивались исключительно в рамках повседневного опыта и по мере надобности экстраполировались за его пределы. Это неудивительно: человеку свойственно ожидать, что закономерности, выполняющиеся в весьма широком диапазоне обстоятельств, будут выполняться во всех условиях. Так, было бы нелепо посылать на Марс ракету с оборудованием для фотографирования поверхности планеты, не имея достаточной уверенности в том, что и оборудование, и сама ракета вблизи Марса будут вести себя в соответствии с темй законами, которые были открыты нами на поверхности Земли. Аналогичным образом, мы верим, что автомобиль, сконструированный пять лет назад на основе известной в то время формы законов природы, будет работать и завтра. Однако такие расширения границ действия законов, или экстраполяции, могут ввести в заблуждение. Например, знаменитый закон физики, открытый в 1662 г. Робертом Бойлем, утверждает, что произведение объема данного количества газа на давление, оказываемое им на стенки сосуда, в котором он находится, остается постоянным, пока не изменяется температура, причем любое увеличение од- ной из этих двух величин в точности компенсируется уменьшением другой и наоборот. Однако, если температура слишком низка или давление слишком высоко, этот закон нарушается: газ начинает конденсироваться, и может произойти существенное изменение объема без компенсирующего изменения давления. Подобная неудача с экстраполяцией обычно связана с существованием законов или явлений, не учитываемых первоначальным соотношением. В нашем примере нарушение закона Бойля объясняется тем, что газы могут конденсироваться, образуя жидкости. Второй вопрос, который мы обсудим, касается классической картины строения вещества. Воззрения, восходящие к Аристотелю, допускали только две возможности: вещество может быть либо непрерывным, подобно желе, либо обладать дискретной структурой, как куча булыжников. Классическая теория развивалась на основе первой из этих концепций. Конечно, гипотеза об атомах была хорошо известна, но даже у химиков, среди которых, казалось бы, должны были иметься самые стойкие ее сторонники, по отношению к атомной теории существовала сильная и откровенная оппозиция. Если не говорить о началах той области физики, которая известна теперь под названием кинетической теории, то атомные представления играли малозаметную роль в классической физике. Если где-то они и употреблялись, то лишь в самой зачаточной форме, причем вопрос о возможном строении атома почти никогда не затрагивался. Таков был тот фон, на котором следует рассматривать представленные ниже работы. Некоторая часть этих работ будет отчетливо выделяться на этом фоне, другие будут казаться лишь его частью, представленной в новом свете. 1} Автор явно и несправедливо преуменьшает роль атомистической концепции в историческом развитии физики, недооценивая, в частности, значение кинетической теории газов. Более правильное представление об атомистике читатель может получить, обратившись к книге: В. П. Зубов, Развитие атомистических представлений до начала XIX века, М., 1965, а также к ряду статей Л. Больцмана (см. JI. Больцман, Статьи и речи, М., 1970, стр. 116 — 135). — Прим. ред. 2) Для этого, собственно, не было и причин. В конце концов, электрон был открыт лишь в 1897 г. Только после этого возник вопрос о внутреннем строении и дальнейшем расчленении атомов — «неделимых». Особенность, объединяющая все эти работы, заключается в том, что во всех описываемых экспериментах исследователям пришлось иметь дело с явлениями, которые либо по масштабу, либо по тонкости лежат за пределами наших чувств и, значит, вне нашего повседневного опыта. Подход к их оценке можно, следовательно, охарактеризовать как отказ от ограничений, налагаемых «здравым смыслом», за пределами того круга явлений, где здравый смысл был выработан. ВОЗНИКНОВЕНИЕ ПРЕДСТАВЛЕНИЯ О КВАНТЕ Развитие физики в первой половине двадцатого столетия характеризуется появлением двух принципиально новых направлений: теории относительности и квантовой теории. Что касается первой, то, как принято считать, ее основы были заложены еще в девятнадцатом веке, в эксперименте Майкельсона — Морли. Теория относительности по-суще-ству целиком была создана Альбертом Эйнштейном1*. В этой монографии мы ее рассматривать не будем. История квантовой теории значительно сложнее. По сути дела большая часть описываемых в этой книге экспериментов имеет непосредственное отношение именно к ней. На первый взгляд может показаться, что квантовая теория представляет собой теорию строения отдельных атомов и атомных структур. Но на самом деле ее значение гораздо шире, и ее возникновение связано не с атомной физикой, а с попыткой дать полное описание излучения из малого отверстия в стенке печи. Из соображений, о которых речь пойдет ниже, это излучение стало предметом обширных теоре-# тических исследований, в результате которых был выведен ряд его общих свойств. Однако основная формула излучения базировалась на довольно сомнительных предположениях. В настоящей главе описывается первая экспериментальная работа, в которой эта формула подверглась достаточно строгой и всесторонней проверке. Оказалось, что х) Это утверждение означает лишь, что все основное содержание теории полностью было изложено в оригинальных статьях Эйнштейна. Для ознакомления со специальной теорией относительности можно рекомендовать книгу: R. Katzy An Introduction to the Special Theory of Relativity, Amsterdam, 1964. (На русском языке эта теория популярно изложена во многих книгах, например, Л. Д. Ландау, Ю. Б. Румер, Что такое теория относительности, Новосибирск, 1963; М. Борн, Эйнштейновская теория относительности, изд-во «Мир», М., 1972 и др. — Прим. ред.) предложенная формула несовершенна и для ее модификации необходимо ввести новую универсальную постоянную, впоследствии получившую название «квант действия». Чтобы детально проследить за ходом развития интересующих нас представлений, нам понадобится ввести специальный идеализированный объект исследования — так называемое черное тело. Вспомним, что когда на поверхность тела падает свет, то при этом происходят два явления: некоторая доля света отражается от поверхности, а остальной свет проникает внутрь тела. С этим светом в свою очередь происходит следующее: он частично (но возможно и полностью) поглощается телом; оставшаяся часть может достигнуть противоположной поверхности тела и выйти сквозь нее наружу, т. е. пропускается телом. Мы имеем возможность видеть тот или иной предмет в том случае, когда он сам не является источником света, лишь благодаря тому, что он отражает падающий на него свет и отраженный свет частично попадает на наши глаза. Чем меньше света отражает тело, тем темнее оно нам кажется. Если бы существовало такое тело, которое поглощает весь падающий на него свет, то из-за того, что оно ничего не отражает, оно казалось бы нам совершенно черным1*. Тело с такими свойствами и называется абсолютно черным телом. Разумеется, подобных тел в природе не существует. Тем не менее вполне возможно и удобно считать их реально существующими и попытаться исследовать их свойства. Такого рода идеализация в науке — явление обычное, и она особенно ценна, когда свойства реальных тел очень близки к свойствам идеализированных тел, что, как будет показано ниже, справедливо и в данном случае. Излучение, которое поглощается черным телом, конечно, переносит энергию, вследствие чего внутренняя энергия тела возрастает и соответственно его температура повышается. Температура тела могла бы повышаться до бесконечности, если бы не существовал процесс, с помощью которого тело теряет часть своей внутренней энергии. Механизм этого процесса, очевидно, должен быть таким, чтобы даже тело, находящееся в вакууме, т. е. в таких условиях, когда теплопроводность и конвекция невозможны, все же могло терять энергию. Таким процессом является излучение. И действительно, не только черное тело, но и любое другое тело, находящееся в неизменных внешних условиях, стремится к- такому состоянию, при котором оно излучает в единицу времени столько энергии (т. е. такую мощность), сколько оно поглощает. Длины волн испускаемого излучения образуют непрерывный спектр, охватывающий не только видимую, но также ультрафиолетовую, инфракрасную и другие области. Распределение энергии излучения по длинам волн зависит как от температуры тела2*, так и от свойств материала поверхности тела. Количественно это распределение характеризуется величиной ?х, называемой спектральной плотностью. Она определяется следующим образом: спектральная плотность при длине волны X есть излучаемая единицей поверхности тела в единицу времени энергия, отнесенная на единичный интервал длин волн вблизи X. Тогда величина ExdXdSdt есть энергия, излучаемая в интервале длин волн от X до X+dX элементом поверхности dS за время dt. Спектральная плотность излучения черного тела не зависит от свойства материала поверхности и, следовательно, имеет универсальный, или абсолютный, характер. Это обстоятельство являлось одной из причин повышенного интереса к свойствам излучения черного тела. Принимая во внимание особую важность спектральной плотности излучения черного тела, мы в дальнейшем будем обозначать ее специальным символом ех. Рассмотрим шаг за шагом тот подход, с помощью которого стало возможным исследовать излучение черного тела. х* Следует подчеркнуть, что этот процесс совершенно отличен от отражения. Характеристики отраженного света определяются свойствами как отражающего тела, так и падающего света, тогда как свойства теплового излучения лишь в исключительных случаях зависят от свойств падающего на тело излучения. 2) Этот факт нашел отражение и в разговорной речи; так, словами «красное каление» и «белое каление» мы грубо характеризуем температуру излучающего тела. 3* Эту величину иногда называют лучеиспускательной способностью. Применяется также термин «коэффициент испускания». — Прим. ред. Пусть имеется некая полость, т. е. область пространства, ограниченная стенкой из какого-либо материала. Предположим, что стенки этой полости поддерживаются при постоянной температуре Т. Очевидно, что в такой полости имеется некое излучение, поскольку ее стенки должны излучать. Г. Р. Кирхгоф, который ввел в 1860 г. понятие черного тела, показал, что излучение в полости обладает следующими важными свойствами. Во-первых, оно изотропно (одинаково в любом направлении) и однородно (одинаково в любой точке полости) не только в целом, но и для любой длины волны. Во-вторых, оно идентично излучению черного тела в том смысле, что энергия, падающая на единицу площади поверхности в единицу времени, равна энергии, излучаемой единицей площади поверхности черного тела в единицу времени, причем это справедливо как для определенной длины волны, так и для всего спектра в целом. Изотропность и однородность излучения в полости легко доказать, поскольку в противном случае можно было бы осуществить вечный двигатель. Так, например, если излучение имело бы большую интенсивность в одной какой-либо точке полости по сравнению с другой, то два идентичных поглотителя, помещенные в этих двух точках, через некоторое время приобрели бы различные температуры, и, следовательно, их можно было бы использовать в тепловой машине: один — как источник тепла, другой — как холодильник. Таким образом, из такой системы извлекалась бы работа, причем это не сопровождалось бы какими-либо изменениями в системе. Чтобы установить эквивалентность между излучением полости и излучением черного тела, предположим, что черное тело, находящееся при температуре 7\ помещено в полость, температура стенок которой также равна Т. Обозначим через Rx падающую на единицу поверхности тела за единицу времени энергию излучения с длиной волны X, приходящуюся на единичный интервал длин волн. По определению черного тела, вся эта энергия полностью поглощается. С другой стороны, энергия, излучаемая единицей площади поверхности в единицу времени в единичном интервале длин волн, равнх. Эти величины должны быть равны друг другу, так как в противном случае происходила бы самопроизвольная передача энергии между двумя телами, находящимися при одинаковой температуре Т. (Возможность неравенства этих величин при какой-либо одной длине волны, что компенсировалось бы обратным неравенством при другой, также исключается, поскольку в этом случае можно было бы воспользоваться надлежащим образом подобранными селективными отражателями.) Таким образом, в принятых обозначениях, Как мы увидим, возможность экспериментального измерения величины ех фактически основывается на этой идентичности. Предположим теперь, что в полость помещено обычное, т. е. не черное, тело, находящееся при температуре Т. Мощность падающего на него излучения, приходящаяся на единицу площади поверхности и на единичный интервал длин волн, по-прежнему равна Rx. Но теперь поглощается не все излучение. Поглощенная телом относительная доля излучения с длиной волны X называется коэффициентом поглощения1] и обозначается через ах. Он может зависеть как от температуры тела, так и от свойств материала поверхности. Поглощаемая единицей площади поверхности тела мощность излучения с длиной волны X, приходящаяся на единичный интервал длин волн, очевидно, авна axRx. С другой стороны, приходящаяся на единичный интервал длин волн мощность, излучаемая единицей площади поверхности на длине волны X есть, по определению, Ех. Эти величины должны быть равны, т. е. Воспользовавшись установленным ранее равенством, получим Таким образом, мы пришли к выводу, что для реального тела отношение спектральной плотности к коэффициенту 1) Другое название для этой величины — «поглощательная способность». — Прим. ред. поглощения при данной длине волны и температуре не зависит от свойств материала. Это соотношение еще раз подчеркивает то значение, какое имеет излучение черного тела. Вот как трактуют его О. Люммер и Э. Прингсгейм, экспериментальные работы которых, посвященные исследованию излучения черного тела, будут описаны ниже: Следовательно, если мы знаем излучение черного тела как функцию температуры, то знаем и законы излучения для всех тел, для которых известна зависимость их поглощательной способности от длины волны и температуры. Экспериментально, вероятно, легче решить обратную задачу, а именно определить поглощательную способность А по величине Е, найденной путем исследования излучения тела. Вышеприведенные рассуждения определили тот огромный интерес, который проявлялся в конце XIX в. к проблеме излучения черноготела. Однако большая часть наиболее интересных результатов носила характер эмпирических выводов, базирующихся на данных, полученных при наблюдении спектрального распределения излучения реальных тел. Так, например, в 1896 г. Ф. Пашен, сообщая результаты своих собственных исследований подобного типа, цитировал около полудюжины более ранних работ. Пашен предложил одно из простейших выражений для спектрального распределения излучения: Ех=Ск~ае~с/ХТу где Су а и с — кон- станты, зависящие от природы материала, а Т — абсолютная температура1*. Единственный эмпирический результат того времени, сохранивший свою справедливость и, следовательно, полезность до наших дней, — это результат, полученный Й. Стефаном в 1879 г. Стефан установил, что полная мощность (для всего спектра длин волн), излучаемая единицей площади поверхности, пропорциональна четвертой степени абсолютной температуры излучающего тела. В теоретических исследованиях также не. было недостатка. Так, в 1884 г. Людвиг Больцман опубликовал две работы, в которых показал, что эмпирическое соотношение, Основание натурального логарифма 2,71828... мы обозначаем прямой буквой е, хотя это не является общепринятым. Так сделано для того, чтобы читателя не смущало применение одного и того же символа для обозначения различных величин, поскольку курсивная буква е уже использовалась для обозначения спектральной плотности, а в дальнейшем применяется и для обозначения заряда электрона. полученное Стефаном, должно быть справедливым и для черного тела. (Упомянутое соотношение впоследствии получило название закона Стефана — Больцмана.) Девятью годами позже Вильгельм Вин получил два весьма важных соотношения. Он заметил, что если объем полости уменьшать, скажем вдвиганием в нее соответствующего поршня, то энергия излучения, приходящаяся на единицу объема полости, будет возрастать — и не только за счет ее локализации в меньшем объеме, но также потому, что излучение оказывает давление на поршень и, следовательно, при движении поршня, сжимающего излучение, совершается работа по преодолению этого давления. Плотность энергии может также возрастать за счет повышения температуры в полости. Приращения плотности энергии, обусловленные этими двумя причинами, связаны вторым законом термодинамики, причем соотношение между ними должно быть справедливым не только для полной плотности энергии, но также и для плотности энергии в бесконечно малом интервале длин волн. Нр, с другой стороны, движение поршня в силу эффекта Доплера приведет к изменению длины волны отраженного от него излучения, и, следовательно, изменение температуры должно сопровождаться также изменением распределения плотности энергии по длинам волн. Из этих рассуждений вытекают количественные выводы двоякого рода. Во-первых, если необходимо сопоставить значения двух зависящих от длины волны физических величин при двух различных температурах, .то нельзя брать эти значения при одной и той же длине волны. Так, если физическая величина, определенная при температуре Т и длине волны X, сравнивается с другой величиной, определенной при температуре Ту то необходимо брать ее значение при длине волны Х\ которая задается условием Во-вторых, спектральные плотности, отвечающие этим длинам волн, должны изменяться с температурой согласно соотношению В частности, если величина ех (при фиксированной абсолютной температуре Т) имеет максимальное значение ех, макс при некоторой длине волны Хт, то значение ех,макс ПРИ Других значениях температуры удовлетворяет соотнопению тогда как Хт удовлетворяет соотношению Соотношения (2.1) и (2.2) известны под названием законов смещения Вина. Хотя сам Вин и не отмечал это, но совместно они означают, что выражение для ех в общем случае должно иметь вид Заметим, что с помощью любого из этих соотношений можно вывести закон Стефана — Больцмана. Вышеприведенные соотношения исчерпывают все, что могло быть установлено на основе классической теории без привлечения более детальных гипотез. Правда, Виц в своей более поздней работе (1896 г.) пошел несколько дальше и получил явное выражение для величины ех, сделав определенные предположения о процессе излучения молекулых). Выражение, полученное Вином, ех = СХ~5е-ст (2.4) не противоречит выражению (2.3) и согласуется с эмпирической формулой Пашена. Однако оно не получило всеобщего признания, так как ряд физиков сомневался в справедливости сделанных Вином предположений. Единственным человеком, не только принявшим этот вывод, но и предложившим дополнительные соображения в его пользу, был Макс Планк. Проблема излучения черного 1} В известном смысле использование представлений о молекулах для исследования черного тела выводит эту работу за рамки классической физики (ср. гл. 1). тела привлекла Планка тем, что соответствующий закон распределения носит «абсолютный» характер, т. е. не зависит от материала стенок полости. Планк использовал это обстоятельство в своей работе, представив стенки в виде ансамбля гармонических осцилляторов. Его подход к проблеме черного тела всегда основывался на термодинамике ансамбля, причем особое внимание уделялось термодинамической величине, называемой энтропией1}. Здесь нет нужды давать точное определение этой величины. Для нас существенно лишь то, что она является мерой беспорядка в системе н что, согласно второму закону термодинамики, с которым Планк был основательно знаком, изменения во всякой изолированной системе происходят таким образом, что ее энтропия возрастает. Из этого вытекает, что равновесным состоянием системы является состояние, для которого энтропия максимальна. Как уже упоминалось, состоянием равновесия для полости является состояние, в котором полость наполнена излучением черного тела. Следовательно, задача, стоявшая перед Планком, заключалась в том, чтобы вычислить энтропию введенного им ансамбля гармонических осцилляторов. Первая работа Планка была опубликована в 1899 г. (когда он еще не был знаком с интерпретацией энтропии как меры «беспорядка»). В ней Планк рассматривал энтропию отдельного осциллятора и пытался найти ее связь с энергией осциллятора U. Он нашел, что основной величиной является кривизна R кривой2) зависимости энтропии от энергии, и, исходя из ошибочного предположения, сделал вывод, что где а — положительная величина, которая, в общем случае может зависеть от частоты. Закон излучения, к которому приводит это равенство, совпадает с выражением (2.4) при а=Х/с. Х) Подробнее о понятии энтропии см. книгу: М. W. Zemansky, Temperatures Very Low and Very High, Momentum Book, № 6, Amsterdam, 1964, Ch. 2. (На русском языке см. Ф. Кемпфер, Путь в современную физику, изд-во «Мир», М., 1972, гл. 12 и 13. — Прим. ред.) 2 Кривизна в любой точке гладкой кривой определяется как обратная величина радиуса окружности, которой можно наиболее точно ап- проксимировать кривую в этой точке. Заслуживает упоминания еще одна теоретическая работа, хотя в действительности она была опубликована позднее соответствующей экспериментальной работы. В 1900 г. лорд Рэлей предположил, что при колебаниях полости частота колебаний, обусловливающих возникновение стоячих волн внутри нее, не может быть произвольной — она определяется геометрией полости, подобно тому как частота колебаний струны определяется ее длиной. Если это так, то излучение в полости должно представлять собой суперпозицию стоячих волн с частотами, возможными для данной полости. Можно вычислить число различных типов колебаний с длиной волны от X до X+dXy приходящееся на единицу объема полости. (Символ dX здесь не означает бесконечно малую величину в математическом смысле, а используется лишь для того, чтобы подчеркнуть, что рассматриваемый интервал длин волн мал по сравнению с полной шириной спектра). Согласно известному принципу классической статистической механики — закону равномерного распределения энергии по степеням свободы — на каждый из этих типов колебаний приходится одна и та же средняя энергия, равная kT, где Т — абсолютная температура полости, а k — универсальная постоянная. На основе этого рассмотрения можно получить выражение для энергии, приходящейся на единицу объема полости и на единичный интервал длин волн, т. е. для спектральной плотности; оно имеет вид Это выражение согласуется с общей формулой (2.3). Однако оно имеет один существенный недостаток: полная энергия излучения в полости, вычисленная по этой формуле, оказывается равной бесконечности. Причина этого заключается в том, что вклад коротковолнового излучения в спектральную плотность очень быстро возрастает с уменьшением длины волны. Поскольку малые длины волн тогда ассоциировались с ультрафиолетовым излучением, эта расходимость получила название «ультрафиолетовой катастрофы». Интересно отметить, что это было не первым указанием на нарушение закона равномерного распределения энергии. Еще в 1859 г. Максвелл отмечал, что на основе этого закона нельзя дать адекватного объяснения отношения удельных теплоемкостей газа. (С точки зрения современных представлений более подходящим было бы название «гамма-лучевая катастрофа».) Таким образом, ситуацию на рубеже двух столетий можно охарактеризовать следующим образом: классическая теория давала для ех выражение (2.3), которое было, по всей видимости, правильным, но йедостаточно конкретным. Опираясь на ряд дополнительных гипотез, законность которых была не совсем ясной, но в пользу которых свидетельствовали термодинамические соображения, можно было получить более конкретное выражение для ех. И наконец, для этой величины существовало несколько приближенных эмпирических выражений. Естественно, что надо было пытаться улучшить ситуацию. Решающий эксперимент был выполнен Люммером и Прингсгеймом в Шарлоттенбурге (Германия). Для обоснования своей методики они слегка модифицировали рассуждение, с помощью которого была установлена эквивалентность между излучением полости и излучением черного тела. Предположим, что в одной из стенок полости, фигурировавшей в этом рассуждении, имеется отверстие, площадь которого мала по сравнению с площадью поверхности стенок. Тогда всякое излучение, падающее на это отверстие извне, почти наверняка проникнет в полость, где окажется запертым благодаря процессу многократного отражения от стенок во всех направлениях (причем в каждом акте отражения происходит частичное поглощение). Таким образом, подобное отверстие в этом отношении оказывается хорошим приближением к черному телу, свойства которого были описаны выше. Более того, излучение, вышедшее из отверстия наружу, будет идентично излучению внутри полости, Х) Справедливость приближения в этом случае определяется тем обстоятельством, что падающее излучение, попавшее через отверстие в полость, не будет поглощено ею лишь в том случае, если в результате одного из нескольких первых столкновений со стенками полости оно отразится в направлении отверстия и выйдет из полости. Вероятность такого события определяется микроскопической геометрией поверхности стенок и не зависит от длины волны излучения. В противоположность этому в случае аппроксимации абсолютно черного тела реальными черными объектами, такими, как, например, кусок угля, вероятность того, что при первом и единственном столкновении с поверхностью объекта падающее излучение скорее поглотится, нежели отразится, зависит от длины волны излучения. Фиг. 2.1. Схема печи с двойными стенками, использовавшейся для нагрева полости из железа. которое, как уже было установлено, эквивалентно излучению черного тела. Следовательно, исследование свойств излучения, вышедшего из отверстия, дает информацию о свойствах излучения черного тела. Процедура эта выглядит в принципе простой, но требует большой тщательности для своего осуществления. Первый этап исследования, о котором было сообщено в 1897 г., заключался в проверке закона Стефана — Больцмана. Для этого использовались две полости: одна — со стенками из меди для температур вплоть до 877 К и другая — со стенками из железа для температур от 799 до 1561 К. Медная полость была погружена в расплавленную смесь нитрата натрия и нитрата калия. Температура этой ванны поддерживалась постоянной с точностью до одного-двух градусов в течение получаса путем регулирования скорости подачи газа к нагревающему пламени. Железная полость нагревалась с помощью изображенной на фиг. 2.1 специальной печи с двойными стенками. Нагретые пламенем газы протекали между стенками полости и внутренними стенками печи, затем попадали в пространство между двойными стенками печи и, наконец, выходили в дымоход. До 755 К температура измерялась ртутными термометрами, а выше этого значения — термопарой. Мощность излучения измерялась с помощью болометра. В этом приборе излучение, мощность которого необходимо определить, падает на одну из двух зачерненных платиновых проволочек и поглощается ею, повышая ее температуру и, следовательно, увеличивая ее электрическое сопротивление. Изменение сопротивления определяется сравнением с сопротивлением другой проволочки. Были приняты все меры предосторожности, чтобы можно было с уверенностью считать, что регистрируемая мощность излучается именно полостью, и в результаты измерений вносились поправки на возможные ошибки, связанные с изменением доли излучения, поглощаемой воздухом по пути от полости до чувствительного элемента. В этих экспериментах не удалось полностью преодолеть лишь одну трудность, а именно добиться полной однородности температуры внутри полости со стенками из железа. На основании измерений при разной температуре (отношение наибольшего значения температуры к наименьшему было равно четырем) авторы пришли к выводу, что закон Стефана — Больцмана справедлив. Далее Люммер и Прингсгейм приступили к изучению более сложного вопроса об изменении спектральной излу-чательной способности с длиной волны при заданной температуре. Результаты этих исследований были приведены в серии из трех работ, опубликованных в 1899 — 1900 гг. Как и в предыдущей работе, основная идея экспериментов была достаточно простой, а процедура измерений — прямой. Задача состояла в том, чтобы сначала с помощью призменного спектрометра разложить излучение, а нотом измерить мощность. Сложности были связаны лишь с соблюдением некоторых предосторожностей и введением необходимых поправок. Были использованы различные полости при температурах, от 85 до 1800 К. Для получения низких температур полость погружалась в жидкий воздух (85 К), в кипящую воду (373 К) и в расплавленную селитру (около 600 К в зависимости от состава). Высокие температуры вплоть до 1800 К достигались с помощью электрического подогрева. KOHEЦ ГЛАВЫ И ФPAГMEHTA КНИГИ |
