Глаз и Солнце - Сергей Вавилов

Рис. 9

Распределение энергии в спектре разных источников

Если накаливать различные твердые тела, например металлы, до одной и той же высокой температуры, то распределение энергии у них будет несколько разным. Различие вызывается неодинаковостью отражательной способности поверхности накаливаемого тела. Если поверхность сделать совершенно черной, т. е. поглощающей полностью все лучи и ничего не отражающей, то распределение энергии при одной и той же температуре будет одно и то же для любого тела.

В нагретом теле энергия движения молекул переходит в свет и, обратно, свет поглощается молекулами. Для каждой данной температуры устанавливается равновесие между поглощением и излучением света.

В главе о свете мы пришли к выводу, что излучение и поглощение света не может происходить иначе как целыми квантами hγ. Рассматривая равновесие между излучением и поглощением в теле с совершенно черной поверхностью и учитывая квантовый характер обоих процессов, можно довольно легко и вполне строго вывести закон распределения энергии света, испускаемого черным телом. Исторически решение задачи протекало как раз наоборот. В поисках правильного, соответствующего опыту, спектрального закона излучения черного тела М. Планк впервые убедился, что этот закон нельзя вывести иначе, как сделав предположение о квантовом характере излучения и поглощения света. На этом пути и произошло чреватое последствиями открытие квантовых законов природы.

На рисунке 10 изображен закон «черного излучения» для нескольких температур. По горизонтальной оси чертежа отложены длины световых волн в микронах (1 µ = 1000 mµ), по вертикальной – интенсивность, или энергия, в относительных единицах. Из рисунка видно, что по мере повышения температуры максимум спектральной кривой перемещается в сторону коротких волн. Это отвечает искони известному постепенному переходу накаливаемого металла от красного каления к белому. Теоретический закон распределения энергии в спектре черного тела подтверждается на опыте со всей доступной в наше время точностью. Частное следствие этого закона состоит в том, что произведение длины волны λ, соответствующей максимуму спектральной кривой, на абсолютную температуру (т. е. температуру Цельсия +273°) Т есть величина постоянная

λmaxT = K = 2897,18 микрон × град.

Зная величину λmах (в микронах), можно на основании этой формулы по спектру определить температуру тела.

Мы обратились к спектральному распределению света в связи с вопросом о качестве солнечного света. Солнце, несомненно, есть накаленное тело, поэтому его спектр должен быть близок к спектрам, получаемым на Земле от наших ламп и свечей. В плохой спектроскоп с широкой щелью солнечный спектр действительно кажется непрерывным. При грубом измерении распределения энергии в этом спектре получается кривая, похожая на одну из кривых для черного излучения (рис. 10). По виду этой кривой, а также из положения ее максимума можно вычислить приближенно температуру солнечной поверхности, если только предположить, что Солнце похоже на накаленное тело с черной поверхностью. Вычисление дает около 6000°. Установление более точной цифры имеет мало смысла, так как разные области солнечного диска различаются по накалу.

Рис. 10

Распределение энергии в спектре излучения черного тела при разных температурах

По оси абсцисс – длина волны в микронах, по оси ординат – интенсивность в относительных единицах. (Ввиду огромной разности в интенсивностях кривая для 6000° К на рис. 10 а не может быть полностью изображена в выбранном масштабе. На рис. 10 б приведена полная кривая для 6000° К в другом масштабе.)

Заштрихованная часть отмечает область видимого спектра

Наш глаз в смысле различения качества света много хуже самого плохого спектроскопа. Поэтому приведенные грубые результаты будут достаточны, когда в следующей главе придется сравнивать свойства солнечного света и глаза.

Физик и астроном, изучая Солнце, пользуются телескопами, совершенными спектроскопами, постоянно применяют вместо глаза фотографию. Им открываются такие детали солнечного света и его распределения по Солнцу, которые совершенно ускользают от невооруженного глаза.

В 1802 году Волластон заметил свойство солнечного спектра, почему-то ускользнувшее от внимания Ньютона. Спектр оказался испещренным черными тонкими линиями. Позднее эти темные пропасти на ярком фоне солнечного спектра подробно изучил Фраунгофер; их называют поэтому линиями Фраунгофера. В таблице 1 даны главные линии Фраунгофера для видимого спектра. Ими часто пользуются для указания той или иной области солнечного спектра. Они всегда остаются на своих местах и служат естественными отметками на спектре Солнца. Во втором столбце указаны длины волн в миллимикронах, в третьем – цветность спектральной области, в которой линии расположены.

Таблица 1

Мы сказали выше, что в плохой спектроскоп солнечный спектр кажется непрерывным, а кривая распределения энергии – правильной и плавной. Детальное изучение кривой распределения показывает, что она сплошь изъедена зазубринами как в видимой, так и в невидимой области (рис. 11). Эти зазубрины – следы линий Фраунгофера. В ультрафиолетовой области солнечный спектр довольно резко обрывается, причем граница колеблется в разное время дня и в разные времена года. Практически от Солнца до нас не доходят лучи с волнами короче 290 mµ. Более короткие волны поглощаются озоном, находящимся в верхних слоях атмосферы с максимумом около 30 км.

Рис. 11

Распределение энергии в спектре Солнца По оси абсцисс – длина волны в микронах, по оси ординат – интенсивность в относительных единицах

Как объяснить отсутствие некоторых цветов в солнечном спектре? Внесем в бесцветное спиртовое или газовое пламя поваренную соль. Пламя становится ярко-желтым; если посмотреть в спектроскоп (хороший), то сплошного спектра почти не видно, видны только рядом две желтые линии, длины волн которых в точности совпадают с фраунгоферовыми линиями D1 и D2. Точность совпадения такова, что она не может быть случайной. Разница в том, что в случае пламени получаются светящиеся линии на темном фоне, а от Солнца, наоборот, черные линии на блестящем фоне спектра.

В пламени соль распадается на хлор и натрий, светится натрий. Естественно предположить, что черные D-линии на Солнце вызываются также парами натрия. Действительно, если на пути непрерывного спектра, например от лампы накаливания, поместить сосуд с парами металлического натрия или газовое пламя, окрашенное солью, то области, соответствующие D-линиям, ослабляются, мы искусственно получим фраунгоферовы линии на фоне сплошного спектра. Стало быть, пары натрия способны и поглощать и излучать D-линии; осторожнее следует сказать, что в парах натрия громадное большинство атомов способно поглощать свет. Но, поглотив кванты света D-линий, атомы становятся «возбужденными», далее излучения не поглощают и, наоборот, через некоторое время отдают захваченную энергию в виде света. Иными словами, в накаленных парах соли есть нормальные, поглощающие атомы натрия и возбужденные, уже поглотившие и затем светящиеся.

В парах каждого элемента теми или иными способами можно возбудить свечение, состоящее из отдельных тонких спектральных линий. Число этих линий может быть очень большим. Это указывает на многообразие состояний, в которых атом может существовать «возбужденным».

Атомные линейные спектры, так же как и непрерывный спектр черного тела, оказались подчиняющимися квантовым законам. Это значит, в частности, что в них проявляется та же квантовая постоянная h. С другой стороны, линейные спектры есть выражение внутреннего строения атомов. Следовательно, строение атомов, подобно свету, подчиняется квантовым законам. Квантовые закономерности обнаруживаются также в спектрах и строении молекул. В весьма разреженном газообразном состоянии молекулы излучают «полосатые» спектры. При помощи спектральных приборов полосы удается разделить на множество очень тонких линий. Положение этих линий следует довольно простым квантовым законам. Мы убеждаемся еще раз, что у света и вещества есть важнейшие общие, родственные черты.

Вернемся к линейным спектрам. Итак, у каждого элемента есть свои оптические приметы – спектральные линии, положение которых можно точно измерять и которые трудно смешать с другими. Находясь на Земле, можно по спектрам изучать химию Солнца и других светил. Пары элементов в солнечной атмосфере, пропуская на Землю сплошной спектр солнечного ядра, оставляют на нем свои следы в виде фраунгоферовых линий. В таблице 1 в последующем столбце указано, каким элементам соответствуют линии.