Явление дисперсии сред и доказательство материального единства мира
Дисперсией называется зависимость фазовой
скорости гармонических волн в среде от частоты их колебаний (от лат. dispersus —
рассеянный, рассыпанный). Все среды обладают дисперсией — зависимостью
показателя преломления волн и от частоты (кроме абсолютного вакуума). Обычно п растет с увеличением со, но бывает и наоборот,
тогда дисперсию называют аномальной. Дисперсия искажает
форму сигнала при распространении в среде.
Дисперсия света
наблюдается в виде развертывания света в спектр, например при прохождении его через призму. Ньютон провел много опытов
с призмой, восхищаясь яркими цветами спектра. Он выделил диафрагмой зеленый луч
и направил его на другую призму, но луч уже не разложился на составляющие.
Такие лучи Ньютон назвал монохроматическими (от греч. monochromatos — одноцветный). Отклонение, вызываемое
призмой, зависит от угла между гранями, через которые проходит свет, от
направления луча, падающего на первую грань, от показателя преломления призмы.
Кроме того, показатель преломления может зависеть от частоты света и сорта
стекла.
Наблюдения
за затмениями двойных звезд показывают, что межзвездное пространство не обладает
дисперсией. Еще Араго при наблюдениях за двойной звездой Альголь — глаз Медузы
из созвездия Персея (для земного наблюдателя глаз Медузы моргает) —
отметил, что разность между скоростями красных и синих лучей во всяком случае
не может превышать 10–5 скорости света.
Конечно, этот вывод соответствует точности экспериментов. В последнее время
наблюдения за пульсарами показали, что современные радиоприемные устройства
позволяют обнаружить наличие дисперсии межзвездного пространства в
радиодиапазоне.
Теория поля и
атомистические представления необходимы для понимания дисперсии, которая
возникает в результате вынужденных колебаний заряженных частиц в веществе под
действием переменного поля электромагнитной волны. Расчеты Лоренца были
построены на основе классической теории колебаний атомов и молекул вещества.
Такая электронная теория годится для объяснения дисперсии в газах, а в более сложных средах приходится учитывать взаимодействия
внутри среды, и здесь нужна квантовая механика.
Большой
вклад в изучение дисперсии и создание ахроматических (от греч. achromatos — бесцветный) линз внес немецкий физик Й. Фраунгофер —
владелец крупнейшей в мире оптической фирмы. Используя для изучения дисперсии
света в призмах свечу и лампу, он обнаружил желтую линию в спектре (D -линия натрия) и
заметил, что она находится всегда в одном и том же месте спектра и потому
удобна для измерений показателя преломления. В 1815 г. Фраунгофер обратился к
изучению спектра Солнца, которым ранее занимался У. Волластон.
Пропуская солнечный свет через щель в камере обскуре и призму, Волластон
выделил в спектре Солнца семь линий (которые он посчитал разграничителями областей спектра). У
Фраунгофера таких линий оказалось много. Он обозначил их латинскими буквами и
обратил внимание на то, что D-линия находится в том же положении, что и яркая линия
натрия в спектре лампы. Когда Фраунгофер направил свой спектроскоп на
Венеру, то обнаружил
такие же темные линии, что и на Солнце.
В 1857 г. Г.Кирхгоф и
Р.Бунзен, решив выяснить, какая же связь между D-линией на Солнце и яркой желтой линией в
спектре лампы, обнаружили, что все фраунгоферовы линии поглоще-
ния в спектре Солнца
совпадают с линиями испускания некоторых газов и паров. Кирхгоф расценил это
как доказательство того, что материя и вне Земли представлена теми же
элементами.
Для получения спектров
Фраунгофер начал изготовлять также дифракционные
решетки. Он наносил алмазом параллельные штрихи на стеклянные пластинки или
изготовлял их из тончайших близко расположенных нитей, что требовало
большого искусства, — их число на 1 мм доходило до 300. Этот результат был
превзойден только в 1883 г. Г.Роуландом — 800 штрихов (сейчас — до 1800
штрихов). Если в темной камере на такую пластинку направить тонкий пучок света,
то на белом экране образуется спектр.
Спектры стали интенсивно
исследовать Д. Брюстер, У. Гершель и У. Тольбот. При этих исследованиях Гершель
открыл инфракрасное излучение, а Брюстер — закон поляризации отраженного луча:
она максимальна, если отраженный и преломленный лучи перпендикулярны друг
другу. Они также сформулировали основные идеи качественного спектрального
анализа.
Изобретенная
Бунзеном горелка (1855) давала несветящееся высокотемпературное пламя, что
позволяло переводить разные химические вещества в парообразное состояние и
наблюдать их спектры. Занимаясь спектрами в 1854—1859 гг.,
Бунзен и Кирхгоф экспериментальным путем получили правило (закон
Кирхгофа) о поглощении газами волн точно такой же длины, какой они могут
излучать. При исследовании земных источников излучения они открыли
два новых металла, названных по характерным для них красной и
голубой линиям спектра рубидием и цезием (1861). Затем У.Крукс открыл
таллий (1865), Ф.Райх и И.Рихтер — индий.
Кирхгоф объяснил
происхождение фраунгоферовых линий как линий поглощения атмосферы. По выражению
Гельмгольца, это открытие вызвало восхищение всех людей и возбудило их фантазию
в большей мере, чем какое-либо другое, поскольку позволило заглянуть в
недоступные ранее миры. Видимая поверхность Солнца (Т = 6000 К) дает сплошной непрерывный спектр. Над ней
расположены менее плотные слои фотосферы (Т
= 4000 К). Атомы газов, расположенные в более холодных областях,
создают в сплошном спектре линии поглощения. Во время полного солнечного
затмения до наблюдателя на Земле доходит свет, излучаемый только атмосферой
Солнца, и сплошной спектр исчезает. В это время остаются только фраунгоферовы
линии, при этом они из темных становятся светлыми (закон Кирхгофа).
Каталоги спектральных
линий всех элементов (длины волн линий и их относительные интенсивности) были
составлены уже после Кирхгофа и Бунзена. Спектры несут в себе информацию не
только о качественном составе исследуемого тела, но и об условиях, в которых
происходит излучение. Особое значение для развития науки имело обоснование спектрального анализа, прове-
денного Кирхгофом, которое
привело его к открытию закона теплового излучения, связавшего оптику и
термодинамику.
Идея о связи спектров со
строением атома формировалась в научном сознании постепенно. В 1885 г. И.
Бальмер обнаружил закономерности в
спектральных линиях водорода, а И. Ридберг предложил формулу,
описывающую спектральную линию любого элемента. Ридберг отмечал, что из
исследования спектров можно получить информацию о внутренних движениях в
атомах. Он ввел понятие спектральных термов,
которые вместе с его формулой, обобщенной Ритцем в принцип
Ридберга—Ритца, стали основой для построения теории атома Бора.
Изменение
спектров в разных условиях было детально изучено в электрическом (эффект Штарка) и магнитном (эффект Зеемана) полях. Оно приводит к
расщеплению спектральных линий при разных температурах и давлениях
(уширение спектральных линий) и т.д. В спектрах проявляется и эффект
Доплера. Во-первых, тепловое движение излучающих частиц приводит к тому, что каждый
атом излучает на частоте, смещенной из-за эффекта Доплера. При этом наблюдается
уширение спектральных линий. Во-вторых, эффект проявляется при движении всего
излучающего тела относительно наблюдателя. Так, во время солнечного затмения
видно, как диск Луны постепенно закрывает Солнце и возникает узкий серп из восточного края
диска Солнца. На спектрограмме, полученной из этого края, фраунгоферовы
линии смещены к фиолетовому краю спектра. В конце затмения возникает
серп от западного края диска, и линии смещены в красную сторону. В
обоих случаях параметр смещения одинаков и равен
6,7 10–6. Это смещение объясняется
вращением Солнца. По наблюдениям солнечных пятен установлено, что
экваториальный пояс Солнца вращается с периодом 25 суток. Так как радиус
Солнца равен 7 • 108 м, скорость его вращения равна
примерно 2 • 103 м/с, и ее отношение к параметру смещения линий
составляет 3 • 108, т.е. это отношение равно скорости света.
Вращение Солнца с запада на восток приводит к тому, что восточный край
движется к наблюдателю, а западный — от него. В 1848 г. А. Физо указал на
возможность определения лучевых скоростей звезд с помощью эффекта
Доплера, и этот метод широко применяется в астрономии. Величайшим
открытием XX в. явилось обнаружение красного смещения
линий в спектрах далеких галактик, объясняемого расширением Вселенной.
Спектроскопия — наука,
основанная на изучении спектров
электромагнитного излучения. В зависимости от диапазона длин волн
различают радиоспектроскопию, инфракрасную, оптическую, ультрафиолетовую,
рентгеновскую и гамма-спектроскопию, в каждой — свои методы. Различают
спектроскопию и по источникам излучения — твердого тела, атомная, молекулярная.
Спектроскопия — основа спектрального анализа, применяемого в химической и
пищевой промышленностях, металлургии и других областях техники. Так, в
мартеновской печи в расплавленной стали различные примеси выгорают постепенно,
содержание их су-
щественно для качества
металла. По эмиссионному спектру можно непрерывно следить за изменением состава
металла. Особое значение имеет спектральный анализ в астрофизике. Так, элемент
гелий был открыт сначала на Солнце (поэтому так и назван), а на Земле только
через 20 лет. С помощью спектрального анализа установили, что Солнце состоит на
70 % из атомов водорода, на 28 % — из атомов гелия и только на 2 % — из других
химических элементов. По спектрам Солнца и звезд определяют не только
химический состав, но и многие другие характеристики, которые легли в основу
классификации звезд.
С
появлением лазеров возникли новые возможности спектроскопии. Лазерное излучение
монохроматично, ширина линии чрезвычайно мала. Появилась возможность работать
под широким доплеровским уширени-ем линии и извлекать уникальную
информацию о происходящих в излучающих средах процессах. Лазер
концентрирует энергию не только в узкий спектральный интервал, но и
по интенсивности. Мощное лазерное излучение способно вызвать в
среде нелинейные и многофотонные процессы. Была создана новая
наука — нелинейная лазерная спектроскопия, которая дала возможность
изучать глубинную структуру материи и процессы тонкими и
точнейшими методами, не возмущающими исследуемую среду.