Добавил:
Опубликованный материал нарушает ваши авторские права? Сообщите нам.
Вуз: Предмет: Файл:

Физика. Теоретические курсы / Ландсберг Г.С. Элементарный учебник физики / Ландсберг Г.С. Элементарный учебник физики. Том 3

.pdf
Скачиваний:
46
Добавлен:
25.06.2023
Размер:
7.03 Mб
Скачать

Гл. XVII. Шкала электромагнитных волн

381

§ 154. Происхождение и природа рентгеновских

лучей. Способ

получения рентгеновских лучей ясно указывает, что образование их связано с о с т а н о в к о й (или т о р м о ж е н и е м) быстро летящих электронов. Летящий электрон окружен электрическим и магнитным полями, ибо движущийся электрон представляет собой ток. Остановка (торможение) электрона означает изменение магнитного поля вокруг него, а изменение магнитного или электрического поля вызывает (см. § 54) и з л у ч е н и е э л е к т р о м а г н и т н ы х в о л н. Эти электромагнитные волны и наблюдаются в виде р е н т г е н о в с к и х л у ч е й.

Такое представление о рентгеновских лучах имел уже Рентген (хотя более настойчиво его отстаивали другие исследователи). Для установления волновой природы рентгеновских лучей необходимо было произвести опыты по их интерференции или дифракции. Однако осуществление таких опытов оказалось очень трудной задачей, и решение вопроса было получено лишь в 1912 г., когда немецкий физик Макс Лауэ (1879–1960) в качестве дифракционной решетки предложил использовать естественный кристалл, в котором атомы расположены в правильном порядке на расстоянии порядка 1010 м друг от друга (см. т. I, § 266).

Рис. 304. Схема расположения в первых опытах по наблюдению дифракции рентгеновских лучей: 1 — рентгеновская трубка, 2, 3 — свинцовые диафрагмы, выделяющие узкий пучок рентгеновских лучей, 4 — кристалл, в котором происходит дифракция, 5 — фотопластинка

Опыт, выполненный В. Фридрихом, П. Книппингом и Лауэ, был осуществлен следующим образом. Узкий пучок рентгеновских лучей, выделенный при помощи свинцовых диафрагм 2, 3 (рис. 304), падал на кристалл 4. На фотографической пластинке 5 получалось изображение следа пучка. При отсутствии кристалла изображение на пластинке представляло собой т е м н о е п я т н о — след пучка, пропущенного диафрагмами. Когда же на пути пучка помещался кристалл, то на пластинке получалась сложная картина (рис. 305), представляющая собой результат д и ф р а к ц и и р е н т г е н о в с к и х л у ч е й на кристаллической решетке. Полученная картина не только дала прямое

Рис. 305. Фотография, изображающая картину дифракции рентгеновских лучей в кристалле цинковой обманки

382

Гл. XVII. Шкала электромагнитных волн

доказательство волновой природы рентгеновских лучей, но и позволила сделать важные заключения о строении кристаллов, которым определяется вид наблюдаемой дифракционной картины. В настоящее время применение рентгеновских лучей для изучения структуры кристаллов и других тел приобрело огромное практическое и научное значение.

Дальнейшие усовершенствования позволили при помощи тщательных опытов определять и д л и н ы в о л н р е н т г е н о в с к и х л у ч е й 1). Излучение обычной рентгеновской трубки оказалось, подобно белому свету, содержащим волны различной длины со средним значением от сотых до десятых долей нанометра в зависимости от напряжения между катодом и анодом трубки.

Впоследствии были получены рентгеновские волны с длиной несколько десятков нанометров, т. е. более длинные, чем кратчайшие из известных ультрафиолетовых волн. Удалось также получить и наблюдать очень короткие волны (длина которых — тысячные и десятитысячные доли нанометра).

Произведя определение длин волн рентгеновских лучей, можно было установить, что волны тем меньше поглощаются, чем они короче.

Рентген назвал слабо поглощающиеся лучи жесткими. Таким образом, увеличение жесткости 2) соответствует уменьшению длины волны.

§ 155. Шкала электромагнитных волн. Мы назвали ультрафиолетовыми волнами электромагнитные волны, длина которых

меньше 400 нм (4000 ˚), а инфракрасными — волны с длиной,

A

превышающей 760 нм (7600 ˚). Совершенно ясно, что границы

A

эти довольно произвольны, и нет никакого резкого изменения в свойствах при переходе от крайних фиолетовых волн к ультрафиолетовым или от крайних красных к инфракрасным. Поэтому указания, г д е н а ч и н а ю т с я ультрафиолетовые или инфракрасные волны, имеют лишь условный характер. Так же условно

1) Использование дифракции рентгеновских лучей на обычных дифракционных решетках (см. § 138) для точного определения длины волны было предложено значительно позже.

2) Способность излучения проникать через вещество называется жесткостью этого излучения.

Гл. XVII. Шкала электромагнитных волн

383

и указание, г д е к о н ч а ю т с я ультрафиолетовые и инфракрасные области спектра.

При исследованиях этих областей серьезным затруднением является то обстоятельство, что большинство материалов, прозрачных для видимого света, сильно поглощает более короткие и более длинные волны. Улучшение техники эксперимента все же дало возможность получить и исследовать инфракрасные волны длиной до нескольких сот микрометров. С другой стороны, оказалось возможным электрическими способами получить радиоволны, длина которых также выражается сотнями микрометров. Таким образом, мы имеем непрерывный переход от видимого света через инфракрасные волны к радиоволнам.

Наши сведения о коротковолновой области спектра также пополнялись, так сказать, с двух концов. С одной стороны, улучшение техники работы с ультрафиолетовыми волнами поз-

волило спуститься приблизительно до 5 нм (50 ˚). С другой

A

стороны, с течением времени были найдены способы получать и исследовать рентгеновские волны (см. § 154) длиной в несколько десятков нанометров. Таким образом, и в области коротких электромагнитных волн мы имеем непрерывный переход от видимого света через ультрафиолетовые волны к рентгеновским сколь угодно малой длины. Весьма короткие электромагнитные волны наблюдаются в излучении радиоактивных веществ (так называемое γ-излучение, см. § 211) в космических лучах, а также при ударах очень быстрых электронов, разгоняемых ускорителями (см. § 216).

Вся шкала электромагнитных волн уже была приведена и описана в § 58 (см. рис. 125).

Г л а в а XVIII. СКОРОСТЬ СВЕТА

§ 156. Первые попытки определения скорости света. В § 65 были рассмотрены разнообразные проявления света, показывающие, что свет несет с собой энергию, и были указаны методы ее регистрации. Естественно встает вопрос, с какой скоростью распространяется световая энергия.

Попытки ответить на этот вопрос предпринимались уже давно. Так, еще Г. Галилей (1607 г.) пытался определить скорость распространения света с помощью следующего простого опыта. Представим себе двух наблюдателей A и B (рис. 306), находящихся на расстоянии l друг от друга и снабженных одинаковыми хорошо выверенными часами. Если наблюдатель A в некоторый момент пошлет световой сигнал (например, быстро откроет заслонку фонаря), а наблюдатель B отметит по своим часам тот момент, когда он увидит этот сигнал, то можно будет определить время τ , за которое свет прошел данный путь l, и, следовательно, определить скорость света c = l/τ .

Опыт можно значительно усовершенствовать и упростить, если вместо второго наблюдателя поместить зеркало. Наблюдатель, открывающий фонарь, отметит также и момент, когда световой сигнал, отразившийся от зеркала, вернется к нему, т. е. пройдет путь 2l. Таким образом удалось бы определить скорость света, располагая лишь одними часами. Однако опыт Галилея как в первом, так и во втором вариантах не дал определенных результатов. Естественно, что регистрация момента выхода и прихода сигнала делается с некоторыми ошибками. Скорость же света оказалась настолько большой, что время прохождения светом сравнительно небольших расстояний, на которые можно было отдалить пункты A и B, было значительно меньше указанных ошибок. Поэтому принципиально правильный опыт не дал удовлетворительного результата.

Для улучшения дела надо было или весьма значительно увеличить расстояние l, или очень сильно повысить точность измерения небольших промежутков времени. Оба эти усовершенствования и были внесены впоследствии и привели к благоприятным результатам.

Гл. XVIII. Скорость света

385

 

 

 

 

 

 

Рис. 306. Неудачные попытки определить скорость света

§ 157. Определение скорости света Ремером¨. В методе датского астронома Олафа Р¨емера (1644–1710), предложенном в 1675 г., были использованы огромные расстояния, с которыми приходится иметь дело астроному. Световым сигналом, посылавшимся из пункта A, служили затмения спутника Юпитера (например, моменты выхода этого спутника из тени Юпитера); наблюдатель на Земле регистрировал момент затмения.

Обращение ближайшего к Юпитеру спутника происходит за 13/4 дня, т. е. затмения его следуют весьма часто одно за другим. Р¨емер установил, что н а б л ю д а ю т с я затмения не вполне регулярно. Если, например, начиная с положения Земли З1 (рис. 307), предвычислить моменты ожидаемых затмений и произвести наблюдения при положении Земли примерно через 1/2 года 1), то момент затмения оказывается з а п о з д а в ш и м против вычисленного почти на 16 мин. Однако те же вычисления дают правильный результат, если вновь провести наблюдения к моменту положения Земли З3, т. е. еще примерно через 1/2 года.

1) Период обращения Юпитера значительно (почти в 12 раз) больше периода обращения Земли. Поэтому положения 1, Ю2, Ю3 разделены промежутками около полугода.

13 Г. С. Ландсберг

386

 

 

Гл. XVIII. Скорость света

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Рис. 307. К определению скорости света по Р¨емеру: Ю1З1 — Земля З1 находится между Юпитером Ю1 и Солнцем С; Ю2З2 — Земля З2 и Юпитер Ю2 находятся по разные стороны Солнца; Ю3З3 — следующее взаимное расположение Земли З3 и Юпитера Ю3

Р¨емер дал простое объяснение этим явлениям: надо учитывать время, необходимое для того, чтобы свет прошел добавочное расстояние, равное поперечнику земной орбиты. Это добавочное расстояние по современным измерениям равно 2,99 · 108 км, добавочное время — 966,4 с, отсюда скорость света c приблизительно равна 300 000 км/с. Сам Р¨емер нашел для скорости света c значение 215 000 км/с.

§ 158. Определение скорости света по методу вращающегося зеркала. Французский физик Леон Фуко (1819–1868)

применил в 1862 г. очень точный способ определения времени прохождения света между двумя пунктами A и B, благодаря чему удалось надежно измерить скорость света, не прибегая к чрезмерно большим расстояниям между A и B.

Световой сигнал, вышедший по направлению SA (рис. 308), отражался вращающимся зеркалом A к неподвижному зеркалу B. Это последнее делалось сферическим с очень большим радиусом кривизны R, так что центр его совпадал с зеркалом A. Благодаря такому устройству свет при любом положении зеркала A распространялся вдоль радиуса зеркала B, падал перпендикулярно на его поверхность и после отражения шел вновь по радиусу зеркала B, т. е. возвращался к зеркалу A. Однако за время τ , в течение которого свет проходил путь от A до B и обратно (т. е. путь, равный 2R), зеркало A успевало повернуться на небольшой угол α, и свет отражался по направлению AS , составляющему угол 2α с направлением SA. Измерив угол 2α и зная угловую скорость вращения зеркала, можно определить время τ , а следовательно, и скорость света c = 2R/τ .

В одном из опытов Фуко расстояние AB = 4 м, частота вращения зеркала N = 800 с−1, угол поворота зеркала α = 27,3 ,

Гл. XVIII. Скорость света

387

следовательно, для этих данных

τ =

α

= 2,7 · 10

8 с

и c =

2R

= 296 000 км/с.

2πN

 

τ

Среднее значение скорости света, полученное Фуко, равнялось 298 000 км/с.

Вводя на пути света AB трубу с водой, Фуко смог непосредственно измерить скорость распространения света в воде и полу-

чил значение, в 43 раза меньшее, чем в воздухе, в соответствии с представлениями Гюйгенса (см. § 130).

Рис. 308. К определению скорости света по методу вращающегося зеркала

Введя ряд остроумных усовершенствований в метод вращающегося зеркала, американский физик Альберт Майкельсон (1852–1931) значительно повысил точность определения скорости света. По его определениям (1927 г.) c = 299 796 км/с. За последние годы лабораторные методы определения скорости света существенно усовершенствованы. В их основу положены независимые измерения длины световой волны и ее частоты. Это позволило К. Ивенсону с сотрудниками в 1972 г. определить скорость света с точностью 0,2 м/с: c = 299 792 456,2 ± 0,2 м/с. Однако эти результаты требуют дальнейшего подтверждения. В 1973 г. решением Генеральной ассамблеи Международного комитета по численным данным для науки и техники, обобщившим все известные экспериментальные данные, скорость света

13*

388

Гл. XVIII. Скорость света

в вакууме принято считать равной

c = 299 792 458 ± 1,2 м/с.

Для всех практических расчетов мы будем принимать скорость света в вакууме равной 300 000 км/с (3 · 108 м/с).

Колоссальная с точки зрения наших земных масштабов скорость света не так уж велика в масштабах астрономических. Здесь время распространения света измеряется значительными числами. Так, свет идет от Солнца до Земли около 8 мин, а от ближайшей звезды — около 4 лет. За год свет проходит путь примерно в 1013 км. Эта величина оказывается удобной в качестве единицы длины для огромных астрономических расстояний; она называется световым годом.

Наряду с этой единицей астрономы пользуются парсеком. Парсек (т. е. параллакс-секунда) — это расстояние, с которого радиус земной орбиты (150 млн км) виден под углом 1 . Нетруд-

но подсчитать, что парсек равен примерно 314 светового года.

В настоящее время имеется возможность независимо измерять частоту ν и длину волны λ монохроматического света, поэтому скорость его c = λν может быть найдена и без кинематических измерений, осуществляемых прежними способами.

Г л а в а XIX. ДИСПЕРСИЯ СВЕТА И ЦВЕТА ТЕЛ

§159. Состояние вопроса о цвете тел до исследований Ньютона. Вопрос о причине различной окраски тел естественно занимал ум человека уже давно. Очень большое количество наблюдений, и чисто житейских, и научных, было в распоряжении исследователей, но вплоть до работ Ньютона (начавшихся около 1666 г.) в этом вопросе царила полная неопределенность. Считалось, что цвет есть свойство самого тела, хотя внимательное наблюдение обнаруживало, что в завсимости от времени дня или условий освещения нередко наблюдается очень значительное изменение в цвете тел. Существовало мнение, что различные цвета получаются как «смесь» света и темноты, т. е. смешивались два существенно различных понятия — цвет и освещенность. С незапамятных времен наблюдались превосходные (радужные) цвета радуги и даже было известно, что образование радуги связано с освещением дождевых капель.Так, французский физик Рене Декарт (1596–1650) наблюдал искусственную радугу на водяной пыли фонтанов и производил опыты по получению радуги со стеклянными шарами, наполненными водой. В 1637 г. Декарт объяснил форму и угловые размеры радуги на небесном своде, но причины цветов радуги и их последовательности ему оставались неясными.

Точно так же игра цветов в граненых алмазах и даже в стеклянных призмах была хорошо известна. На Востоке, в частности в Китае, украшения в виде стеклянных призм, дающих радужные блики, принадлежали к числу излюбленнейших. Европейцы неоднократно описывали эти китайские игрушки. И тем не менее никто не сопоставлял между собой эти многочисленные и разнообразные явления, и связь между великолепными красками радуги, играющей на небе, и цветом тел была открыта только в замечательных исследованиях Ньютона.

§160. Основное открытие Ньютона в оптике. Ньютон обратился к исследованию цветов, наблюдаемых при преломлении света, в связи с попытками усовершенствования телескопов. Стремясь получить линзы возможно лучшего качества, Ньютон убедился, что главным недостатком изображений является

390

Гл. XIX. Дисперсия света и цвета тел

наличие окрашенных краев. Как известно, это обстоятельство заставило его начать строить телескопы с зеркалом (рефлекторы) (§ 119). Исследуя окрашивание при преломлении, Ньютон сделал свои величайшие оптические открытия.

Рис. 309. Схема основного опыта Ньютона по дисперсии света. Расстояние от экрана до призмы достаточно велико, чтобы можно было различать отдельные цветные полосы

Сущность открытий Ньютона поясняется следующими опытами (рис. 309). Свет от фонаря освещает узкое отверстие S (щель). При помощи линзы L изображение щели получается на экране M N в виде короткого белого прямоугольника S . Поместив на пути лучей призму P , ребро которой параллельно щели, обнаружим, что изображение щели сместится и превратится в окрашенную полоску, переходы цветов в которой от красного к фиолетовому подобны наблюдаемым в радуге. Это радужное изображение Ньютон назвал спектром 1) (рис. 310).

Если прикрыть щель цветным стеклом, т. е. если направлять на призму вместо белого света цветной, изображение щели сведется к цветному прямоугольнику, располагающемуся на соответствующем месте спектра, т. е. в зависимости от цвета свет будет отклоняться на различные углы от первоначального изображения S . Описанное наблюдение показывает, что лучи разного цвета различно преломляются призмой.

Это важное заключение Ньютон проверил многими опытами. Важнейший из них состоял в определении показателя преломления лучей различного цвета, в ы д е л е н н ы х из спектра. Для этой цели в экране M N (рис. 309), на котором получается спектр, прорезалось отверстие; перемещая экран, можно было выпустить через отверстие узкий пучок лучей того или иного цвета. Такой способ выделения однородных лучей более совершенен, чем выделение при помощи цветного стекла. Опы-

1) Спектр — лат. spectrum — видение.