обычным, чем границы, в ту пору — пору мелких княжеств и враждующих государств.
Не удивительно, что об этом открытии вскоре забыли. Один из многих печальных случаев в истории науки.
Задумав увеличить яркость изображения при наблюдении спектров, Фраунгофер соединил воедино зрительную трубу со щелевым спектроскопом Волластона и направил в свой прибор солнечные лучи. Прекрасный яркий спектр пересекали четкие темные линии... Их были сотни...
Спектроскопы Фраунгофера завоевывали все большую популярность. Многие любовались чарующей симфонией света. Но «смотреть» не означает «видеть». По своему смыслу «видеть» гораздо ближе к «понимать». Именно это имеет в виду англичанин, спрашивая: «You see?»
Никто не может сказать, сколько человек, начиная с Ньютона, рассматривали всевозможные спектры. Несомненно, многие замечали, что окраска пламени связана с появлением в его спектре узких и ярких линий. Возможно, кто-нибудь заметил и то, что желтые линии, порождаемые поваренной солью, возникали и при внесении в пламя других солей натрия. Зеленые линии появлялись не только в присутствии металлической меди, но и при нагревании мельчайших крупинок медного купороса и других солей меди.
Кирхгоф и Бунзен после длительных опытов и раздумий пришли к твердому выводу — Тальбот прав, говоря: «Когда в спектре пламени появляются определенные линии, они характеризуют металл, содержащийся в пламени». Более того, каждый химический элемент характеризуется вполне определенным набором спектральных» линий. Эти линии являются своеобразным паспортом химического элемента. Наблюдая их в спектроскоп, можно судить о наличии в веществе данного элемента.
Так родился спектральный анализ.
Вскоре после начала совместных работ Бунзен и Кирхгоф открыли два новых элемента, которым они дали наименования цезий (от латинского «голубой») и рубидий (красный) в соответствии с цветом характерных для этих элементов спектральных линий. Открытие убедительно продемонстрировало мощь нового метода. В развитие и применение спектрального анализа включилось множество ученых.
Один за другим были открыты таллий, индий и галлий — последний предсказан Д.И. Менделеевым на основании его периодического закона.
В спектре Солнца обнаружились линии, не совпадающие с какими-либо из известных на Земле. Так люди познакомились с гелием, лишь впоследствии найденным в земных условиях. Это был триумф. Но, пожалуй, много большее научное и философское значение имел постепенно крепнувший вывод о единстве мира, проявляющемся в том, что вся вселенная состоит из одних и тех же элементов.
В 1888 году Гельмгольц писал, что открытие спектрального анализа вызвало восхищение всех людей и возбудило их фантазию в большей мере, чем какое-либо другое открытие, потому что оно позволило заглянуть в миры, представлявшиеся нам совершенно недоступными.
Постепенно оказалось, что спектральные линии элементов расположены отнюдь не хаотически, а подчиняются вполне определенным закономерностям. Стало ясно, что закономерности связаны с какими-то особенностями самих элементов. Многие спектральные линии удалось сгруппировать в серии, подчиняющиеся очень простым математическим закономерностям. Удалось обнаружить простые числовые коэффициенты, входящие в формулы для нескольких различных серий, в том числе и таких, которые относятся к различным элементам. Но что означает этот порядок? Вследствие чего он существует? Природа как бы бросала вызов ученым. Как мог пренебречь им Томсон?
Но не одной этой загадкой тревожила природа умы тех, кто еще не устал от ее сюрпризов. Здесь мы вынуждены отбросить все, что никак не связано со светом. Даже из того, что имеет к нему непосредственное отношение, недостаток места заставляет отбирать лишь самое интересное.
Одна из таких загадок восходит к Кирхгофу. Объяснение природы фраунгоферовых линий привело Кирхгофа к формулировке общего закона, суть которого проста, как просты и другие великие законы природы: способность вещества излучать пропорциональна его способности поглощать и зависит от температуры. Термодинамика, достигшая к тому времени больших успехов, позволяла утверждать, что все тела, находящиеся внутри замкнутой оболочки, должны прийти к тепловому равновесию — достичь одинаковой температуры. При этом не важны ни размеры, ни форма тел или самой оболочки, ни вещество, из которого они состоят. Не требуется и соприкосновения между ними. Равновесие будет обеспечено испускаемым и поглощаемым ими излучением.
Что, если в оболочке, в которой уже установилось тепловое равновесие, проделать небольшое отверстие? Это один из тех простых вопросов, на которые не существует простых ответов. Но если оболочка находится внутри другой замкнутой оболочки, положение упрощается. Между ними начинается обмен энергией, и постепенно их температура выравнивается. В ходе этого обмена через отверстие меньшей оболочки будет проходить излучение, переносящее избыток энергии от более нагретой части к менее нагретой. Если внешняя оболочка горячее, то поток энергии направлен из нее во внутреннюю полость меньшей оболочки, которая поглощает все излучение, как абсолютно черное тело.
Так Кирхгоф пришел к понятию «абсолютно черного тела» и построил его модель в виде камеры с очень малым отверстием. Энергия, выходящая из такого отверстия наружу, определяется только температурой «абсолютно черного тела» и не зависит от вещества, из которого она сделана. Если раскалить модель до высокой температуры, отверстие будет сиять ослепительным белым светом. Это не игра слов, а прямое следствие закона Кирхгофа. Раскаленное «черное тело» должно приходить в равновесие с окружающими его более холодными телами, для этого оно должно путем излучения передавать внешним телам свою избыточную энергию. Если оно очень нагрето, то излучение должно быть весьма ярким.
Удивительные свойства «абсолютно черного тела» привлекли к нему внимание множества исследователей. Обобщив результаты других ученых и свои собственные, венский физик Стефан показал, что энергия, излученная «черным телом», пропорциональна четвертой степени его абсолютной температуры. А это температура, отсчитанная не по шкале Цельсия, а по шкале Кельвина, нуль которой соответствует не температуре таяния льда, а той недостижимо низкой температуре, при которой (по мнению Кельвина) прекращается всякое тепловое движение. Вскоре соотечественник Стефана, один из величайших физиков прошлого века, Больцман, чисто теоретически доказал, что закон Стефана может быть получен без специальных экспериментов, как простое следствие законов термодинамики.
Закон Стефана — Больцмана, как его теперь называют, оказался верным во всем доступном нам диапазоне температур. Он считался одним из величайших достижений физики, хотя... было не очень понятно, какую роль здесь играет переносчик излучения — эфир.
Прошло еще десять лет, и глубокий аналитик Вин довел до конца попытки русского физика В.А. Михельсона определить распределение энергии в спектре «абсолютно черного тела». Исходя лишь из мысленных экспериментов и развивая идеи Больцмана, Вин доказал, что второй закон термодинамики требует, чтобы спектральная интенсивность излучения «черного тела» выражалась некоторой неизвестной ему функцией от произведения длины волны света на температуру «черного тела», причем множителем перед этой функцией должна быть пятая степень его температуры.
То, чего требует второй закон термодинамики, было свято для физиков прошлого века и пребудет истинным во все века. Людям остается лишь пытаться понять, почему так происходит. Из закона, полученного Вином с помощью простых математических операций, получается еще один закон. Вин назвал его законом смещения максимум кривой, изображающей спектр излучения «черного тела», смещается в зависимости от температуру тела. Смещается так, что остается постоянным произведение абсолютной температуры «черного тела» на длину волны, соответствующей максимуму излучения. И этот закон, полученный лишь на основе законов термодинамики, соблюдается во всех известных нам случаях. Он позволяет определять температуру тел без всяких термометров, лишь с помощью спектроскопа. Так удалось решить, казалось, неразрешимую задачу определения температуры Солнца и звезд.
Вин попытался сделать еще один шаг — определить математический вид функции, входящей в закон излучения «абсолютно черного тела». Полученная им формула требовала, чтобы интенсивность излучения на каждой длине волны стремилась к пределу при повышении температуры. Опыт опроверг такой вывод. Формула Вина совпадала с экспериментом лишь при малых длинах волн и низких температурах. При высоких температурах и больших длинах волн она резко противоречила опыту.
