Техника - молодёжи 1935-04, страница 72
Длина болт Цлина Ьолны Длина волны—это расстояние между двумя впадинами или между двумя пучностями волны. явлений. Видимые нами лучи света — единственные из существующих в природе электромагнитных волн. И волны, употребляемые в радиотехнике, и рентгеновы лучи имеют такую же электромагнитную природу, как лучи видимого света. Отличие состоит в длине волны, которая очень велика у радиоволн (порядка километров, метров, сантиметров) и очень мала у рентгеновых лучей (порядка Vino см), а у видимых, т. е. воспринимаемых нашим глазом, лучей длина волны равна 10—5 см (одной стотысячной). Большинство читателей, вероятно, знакомо с цвет-ной полоской, получаемой при прохождении солнечного света через обыкновенную призму. Свет солнца или какого-либо другого светящегося источника проходит через щель и падает на экран, образуя окрашенную в цвета радуги полоску, называемую спектром. Простая установка такого опыта была осуществлена впервые Ньютоном. Стеклянная призма отклоняет световые лучи от их прямолинейного направления (так называемое преломление света). Но различные лучи преломляются различным образом. Опыт показывает, что красные лучи отклоняются всего меньше, фиолетовые, наоборот, — всего сильнее. Если бросить на призму белый свет, состоящий из лучей семи основных цветов и, следовательно, различной преломляемости, то лучи разойдутся, и белый луч разложится на составные лучи (дисперсия). На экране, поставленном на пути этого расходящегося пучка, мы получим радужную полоску, в которой цвета расположены в таком порядке: крас ный, оранжевый, желтый, зеленый, голубой, синий и фиолетовый. С каждой стороны видимого спектра (получаю щегося разложением белого цвета) лежат невидимые лучи. За красным концом видимого спектра лежат так называемые инфра-красные лучи, а за фиолетовым концом видимого спектра — ультра-фио-летовые лучи. Инфра-красные лучи обнаруживаются обычно по своему тепловому действию, а ультрафиолетовые — по химическим действиям. Если располагать известные нам электромагнитные во^лны в порядке убывающей длины волны, то получим следующую схему: радиоволны, инфра-красные лучи, видимые лучи, ультра-фиолетовые, реитгеновые лучи, гамма-лучи (выходящие из распадающихся радиоактивных элементов). 'Известный немецкий оптик Фраунгофер получил чистый яркий спектр следующим образом. Через узкую- щель, возможно сильнее освещенную солнечным светом, лучи падают на собирающую чечевицу (обозначена на чертеже на стр. 71 буквою L). После преломления лучи делаются сходящимися, и мы получаем в М изображение щели. Но если за чечевицей поместить призму Р так, как показано на чертеже, то каждый луч испытывает в призме преломление, и солнечный луч будет разложен. На чертеже показаны крайние лучи спектра: красные и фиолетовые. Все красные лучи дадут одно изображение щели К, все фиолетовые — одно изображение щели Ф. Все остальные лучи располагаются между К и Ф. Таким образом получится спектр, состоящий из отдельных чистых изображений щели. Усовершенствовав установку Фраунгофера и соединив все ее отдельные части в один прибор, Кирх-гоф и Буизен получили спектроскоп, ставший с того времени основным инструментом во всех исследованиях излучения и поглощения света. Схема этого прибора показана на чертеже: свет от некоторого источника попадает в трубку ВА (так называемый коллиматор), которая на конце имеет чечевицу. Дальше свет падает на призму Л' и по выходе из нее попадает в зрительную трубу CD. Обык-, новенно на установке монтируется второй коллима*.. тор CF, который имеет горизонтальную стеклянную шкалу с делениями, за ним ставится лампа, свет которой, отразившись от поверхности призмы А', дает изображение шкалы в том же месте трубы CD, где образуется спектр. Таким образом наблюдатель одновременно видит в окуляре параллельные друг другу спектр и изображение шкалы. Благодаря этому можно определить относительное местоположение той или другой части спектра. Если заменить в спектроскопе окуляр фотогр^ фической камерой, то спектр будет получаться пря^5 мо на фотографической пластинке. Это во многих отношениях удобнее и также допускает наблюдения, невозможные для глаза. Такой спектроскоп с фотографической камерой называется спектрографом. Мы уже говорили, что Ньютон первый разложил при помощи призмы белый цвет солнца на соста-вляющие его цвета. Однако Ньютонова призма разделяла эти цвета недостаточно резко. Большой резкости добился английский физик Волластон, перзый заметивший в спектре солнца черные линии. Эти черные линии были подробно исследованы известным оптиком Фраунгофером и получили название фраунгоферовьгх линий. Если воспользоваться спектроскопом, в котором свет падает на призму через узкую щель, то можно увидеть, что спектр солнца пересечен множеством темных линий, параллельных направлению щели. Эти линии занимают всегда одно и то же неизменное положение. Сам Франунгофер насчитал их до 600. Некоторые из них были обозначены им буквами, начиная с красной части спектра. Наиболее легко наблюдаемой является линия D, расположенная в ярком (желтом) участке спектра. С усовершенствованием оптических приборов число . <риилетоаыи. синий <=>. — голубой * —зеленой <2 ^-Желтый * оран же до/й красный Если свет солнца, или какого-нибудь другого светящегося источника, проходит через щель и призму, а затем падает на экран, то образуется окрашенная в цв;та радуги полоска, называемая спектром. |
