Айзек Азимов - Популярная физика. От архимедова рычага до квантовой механики

В общем, если частица, о которых говорил Ньютон, не может воздействовать на другую частицу и погашать ее, то волна вполне может смешиваться с другой волной или гасить другую волну, и без труда делает это. Интерференцию можно наблюдать на примере волн в воде, и именно она приводит к эффекту пульсации, например (см. ч. I) в случае звуковых волн. Янг смог продемонстрировать, что волновая теория позволяет рассчитать интерференцию именно так, как ее наблюдали.

Более того, по расстоянию между темными и светлыми полосами интерференции Янг смог высчитать длину световой волны. Если луч света от одного конуса влияет на луч света из второго, усиливая его, то оба луча должны быть в фазе, а это означает, что разница расстояний от точки усиления света на экранной поверхности до одной и другой прорези должна быть кратна длине волны.

Выбирая полосы интерференции, требующие все меньшей разницы расстояний, Янг смог высчитать длину единичной волны и обнаружил, что это величина порядка одной пятитысячной дюйма, достаточно малая, чтобы эффект дифракции был труднодоступен для наблюдения (см. гл. 4). Далее, оказалось возможным продемонстрировать, что длина волны красного света оказалась примерно в два раза длиннее фиолетового, что отвечает требованиям волновой теории при объяснении появления спектра.

В метрической системе удобным оказалось измерять длину волны света в миллимикронах, где миллимикрон (мμ) — это одна миллиардная метра (10 –9м) или одна десятимиллионная сантиметра (10 –7см). В этих единицах спектр простирается от 760 мμ для самой длинной волны красного цвета до 380 мμ. для самой короткой волны фиолетового цвета. Положение любой линии спектра может быть определено через длину ее волны.

Одним из тех, кто произвел особенно точные измерения длины волны линий спектра, был шведский астроном и физик Лидере Йонас Ангстрем (1814–1874), совершивший это в середине XVIII века. Он использовал единицу измерения в одну десятую миллимикрона. Эту единицу измерения назвали ангстремом (Å) в его честь. Таким образом, спектр варьируется от 7600 до 3800 Å.

Длина волны для различных цветов примерно (поскольку цвета плавно переходят друг в друга без резких границ) такова: красный — 7600–6300 Å, оранжевый — 6300–5900 Å, желтый — 5900–5600 Å, зеленый — 5600–4900 Å, голубой и синий — 4900–4500 Å, фиолетовый — 4500–3800 Å.

Раскаленный пар натрия дает яркую линию желтого, в то время как поглощение натрия производит темную линию в том же самом месте. Эта линия, которая считалась единой и которая была обозначена Фраунгофером как D, по применении спектроскопов более высокого качества была разделена на две близкие друг к другу линии, D 1и D 2. Длина волны первой — 5896 Å, последней — 5890 Å. Таким же образом, линии С и F по Фраунгоферу (красный и синий цвета) производятся поглощением водорода и имеют длину волны соответственно 6563 Å и 4861 Å. (Кстати, именно Ангстрем первым показал посредством своих спектральных линий, что в Солнце есть водород.) В результате все линии спектра, производимые любым элементом как через поглощение, так и через испускание, можно точно установить.

Несмотря на всю убедительность (для нас, оглядывающихся назад) эксперимента Янга, волновая теория света тогда не получила признания. Однако на протяжении всего XIX века постоянно появлялись дополнительные свидетельства в пользу световых волн, и различные явления, трудно объяснимые в рамках теории частиц, получали готовое и элегантное решение в рамках волновой теории. Возьмем, к примеру, цвет неба…

Когда свет, до того двигавшийся без помех, встречает на своем пути препятствие, то, что происходит с ним, зависит от размеров препятствия. Если диаметр препятствия более 1000 мμ, то свет поглощается, и световой луч на этом перестает существовать, по крайней мере как свет. Если же диаметр препятствия менее 1 мμ, то свет проходит неизмененным. Однако если диаметр препятствия имеет размер от 1 до 1000 мμ, оно может начать вибрировать, поглощая свет, а затем может испустить луч света, равный по частоте (а значит, и по длине волны), первоначальному, но идущий в другом направлении. Это рассеивание света.

Мельчайшие частички воды или льда в облаках имеют как раз подходящий размер, чтобы рассеивать свет подобным образом, поэтому небо покрыто облаками белого цвета (или, если облака достаточно густые, чтобы поглощать достаточное количество света, серого).

Пыль, присутствующая в атмосфере, также рассеивает свет. Поэтому тени и не бывают абсолютно черными, а хотя и являются более темными, чем области яркого освещения, но получают достаточно рассеянного света, чтобы можно было читать газету в тени здания или даже внутри здания в пасмурный день.

После захода солнца оно еще светит над горизонтом, освещая верхние слои атмосферы. Рассеиваясь вниз, свет погружает землю в постепенно сгущающиеся сумерки. Только после того как солнце погружается на 18° ниже горизонта, можно сказать, что началась полная ночь. Утром рассвету солнца предшествует второй за сутки период сумерек.

По мере уменьшения размеров частиц становится более заметной разница в том, как рассеивается свет в зависимости от длины волны. Свет с короткой длиной волны рассеивается сильнее, чем с длинной. Так, если солнце светит на облако табачного дыма, то сильнее рассеивается свет с короткой волны, и поэтому табачный дым кажется голубым.

Это явление изучал британский физик Джон Тиндаль (1820–1893). Он обнаружил, что свет, проходя через чистую воду или раствор таких маломолекулярных веществ, как соль или сахар, не подвергался рассеиванию. Луч света, двигающийся только вперед, невозможно увидеть со стороны, и жидкость является оптически чистой. Однако, если в растворе содержатся частицы достаточно большие для того, чтобы рассеивать свет (например, молекулы протеинов или маленькие конгломераты обычных нерастворимых веществ, таких как золото или оксид железа), часть света излучается в стороны, и тогда луч света можно видеть со стороны. Это явление названо эффектом Тиндаля.

Английский физик Джон Уильям Струтт, лорд Рейлиф (1842–1919), глубже проник в суть явления в 1871 году. Он вывел уравнение, показавшее, каким образом количество света, рассеиваемого молекулами газа, изменяется в зависимости от различных факторов, среди которых — длина волны света. Он показал, что количество рассеивания было обратно пропорционально четырехкратной длине волны. Поскольку на красном краю спектра длина волны в два раза больше, чем на фиолетовом, то красные волны и рассеивались меньше (а фиолетовые больше) — с коэффициентом 2, то есть в 16 раз.

На коротких расстояниях рассеивание такими мелкими частицами, как молекулы газа в атмосфере, незначительно. Однако, если брать в расчет мили атмосферы, тянущиеся вдаль, рассеивание увеличивается и, как показал Рейлиф, по большей части представляется фиолетовым краем спектра. Достаточное количество света рассеивается настолько, чтобы забить слабый свет звезд (которые, естественно, днем находятся в небе, так же как и ночью). Более того, рассеянный свет, освещающий небо, по большей мере представленный в области коротких волн, имеет синий цвет; само же солнце, поскольку из его излучения теряется небольшое количество света с короткой длиной волны, представляется несколько краснее, чем оно казалось бы в отсутствие атмосферы.