Читаем Глаз и Солнце полностью

Зная величину λ_mах (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».