Что такое спектр лучей

Применение

Каждый тип электромагнитных волн встречается в природе и находит свое применение в технике. Далее мы приведем несколько примеров.

Излучение низкой частоты.

Радиоволны.

Микроволны.

Инфракрасное излучение.

Видимый свет.

УФ-излучение.

Рентгеновское излучение.

Гамма-излучение.

Источник

Спектр электромагнитного излучения

После появления уравнений Максвелла стало ясно, что они предсказывают существование неизвестного науке природного явления — поперечных электромагнитных волн, представляющих собой распространяющиеся в пространстве со скоростью света колебания взаимосвязанных электрического и магнитного поля. Сам Джеймс Кларк Максвелл первым и указал научному сообществу на это следствие из выведенной им системы уравнений. В этом преломлении скорость распространения электромагнитных волн в вакууме оказалась столь важной и фундаментальной вселенской константой, что ее обозначили отдельной буквой с в отличие от всех прочих скоростей, которые принято обозначать буквой v.

Сделав это открытие, Максвелл сразу же определил, что видимый свет является «всего лишь» разновидностью электромагнитных волн. К тому времени были известны длины световых волн видимой части спектра — от 400 нм (фиолетовые лучи) до 800 нм (красные лучи). (Нанометр — единица длины, равная одной миллиардной метра, которая в основном используется в атомной физике и физике лучей; 1 нм = 10 –9 м.) Всем цветам радуги соответствуют различные длины волн, лежащие в этих весьма узких пределах. Однако в уравнениях Максвелла не содержалось никаких ограничений на возможный диапазон длин электромагнитных волн. Когда стало ясно, что должны существовать электромагнитные волны самой разной длины, фактически сразу же было выдвинуто сравнение по поводу того, что человеческий глаз различает столь узкую полосу их длин и частот: человека уподобили слушателю симфонического концерта, слух которого способен улавливать только скрипичную партию, не различая всех остальных звуков.

Вскоре после предсказания Максвеллом существования электромагнитных волн других диапазонов спектра последовала серия открытий, подтвердивших его правоту. Первыми в 1888 году были открыты радиоволны — сделал это немецкий физик Генрих Герц (Heinrich Hertz, 1857–1894). Единственная разница между радиоволнами и светом состоит в том, что длина радиоволн может колебаться в диапазоне от нескольких дециметров до тысяч километров. Согласно теории Максвелла, причиной возникновения электромагнитных волн является ускоренное движение электрических зарядов. Колебания электронов под воздействием переменного электрического напряжения в антенне радиопередатчика создают электромагнитные волны, распространяющиеся в земной атмосфере. Все другие типы электромагнитных волн также возникают в результате различных видов ускоренного движения электрических зарядов.

Подобно световым волнам, радиоволны могут практически без потерь распространяться на большие расстояния в земной атмосфере, и это делает их полезнейшими носителями закодированной информации. Уже в начале 1894 года — всего через пять с небольшим лет после открытия радиоволн — итальянский инженер-физик Гульельмо Маркони (Guglielmo Marconi, 1874–1937) сконструировал первый работающий беспроволочный телеграф — прообраз современного радио, — за что в 1909 году был удостоен Нобелевской премии.

После того как было впервые экспериментально подтверждено предсказываемое уравнениями Максвелла существование электромагнитных волн за пределами видимого спектра, остальные ниши спектра заполнились весьма быстро. Сегодня открыты электромагнитные волны всех без исключения диапазонов, и практически все они находят широкое и полезное применение в науке и технике. Частоты волн и энергии соответствующих им квантов электромагнитного излучения (см. Постоянная Планка) возрастают с уменьшением длины волны. Совокупность всех электромагнитных волн образует так называемый сплошной спектр электромагнитного излучения. Он подразделяется на следующие диапазоны (в порядке увеличения частоты и уменьшения длины волн):

Радиоволны

Как уже отмечалось, радиоволны могут значительно различаться по длине — от нескольких сантиметров до сотен и даже тысяч километров, что сопоставимо с радиусом Земного шара (около 6400 км). Волны всех радиодиапазонов широко используются в технике — дециметровые и ультракороткие метровые волны применяются для телевещания и радиовещания в диапазоне ультракоротких волн с частотной модуляцией (УКВ/FM), обеспечивая высокое качество приема сигнала в пределах зоны прямого распространения волн. Радиоволны метрового и километрового диапазона применяются для радиовещания и радиосвязи на больших расстояниях с использованием амплитудной модуляции (АМ), которая, хотя и в ущерб качеству сигнала, обеспечивает его передачу на сколь угодно большие расстояния в пределах Земли благодаря отражению волн от ионосферы планеты. Впрочем, сегодня этот вид связи отходит в прошлое благодаря развитию спутниковой связи. Волны дециметрового диапазона не могут огибать земной горизонт подобно метровым волнам, что ограничивает зону приема областью прямого распространения, которая, в зависимости от высоты антенны и мощности передатчика, составляет от нескольких до нескольких десятков километров. И тут на помощь приходят спутниковые ретрансляторы, берущие на себя ту роль отражателей радиоволн, которую в отношении метровых волн играет ионосфера.

Микроволны

Микроволны и радиоволны диапазона сверхвысоких частот (СВЧ) имеют длину от 300 мм до 1 мм. Сантиметровые волны, подобно дециметровым и метровым радиоволнам, практически не поглощаются атмосферой и поэтому широко используются в спутниковой и сотовой связи и других телекоммуникационных системах. Размер типовой спутниковой тарелки как раз равен нескольким длинам таких волн.

Более короткие СВЧ-волны также находят множество применений в промышленности и в быту. Достаточно упомянуть про микроволновые печи, которыми сегодня оснащены и промышленные хлебопекарни, и домашние кухни. Действие микроволновой печи основано на быстром вращении электронов в устройстве, которое называется клистрон. В результате электроны излучают электромагнитные СВЧ-волны определенной частоты, при которой они легко поглощаются молекулами воды. Когда вы помещаете еду в микроволновую печь, молекулы воды, содержащиеся в еде, поглощают энергию микроволн, движутся быстрее и таким образом разогревают еду. Иными словами, в отличие от обычной духовки или печи, где еда разогревается снаружи, микроволновая печь разогревает ее изнутри.

Инфракрасные лучи

Эта часть электромагнитного спектра включает излучение с длиной волны от 1 миллиметра до восьми тысяч атомных диаметров (около 800 нм). Лучи этой части спектра человек ощущает непосредственно кожей — как тепло. Если вы протягиваете руку в направлении огня или раскаленного предмета и чувствуете жар, исходящий от него, вы воспринимаете как жар именно инфракрасное излучение. У некоторых животных (например, у норных гадюк) есть даже органы чувств, позволяющие им определять местонахождение теплокровной жертвы по инфракрасному излучению ее тела.

Поскольку большинство объектов на поверхности Земли излучает энергию в инфракрасном диапазоне волн, детекторы инфракрасного излучения играют немаловажную роль в современных технологиях обнаружения. Инфракрасные окуляры приборов ночного видения позволяют людям «видеть в темноте», и с их помощью можно обнаружить не только людей, но и технику, и сооружения, нагревшиеся за день и отдающие ночью свое тепло в окружающую среду в виде инфракрасных лучей. Детекторы инфракрасных лучей широко используются спасательными службами, например для обнаружения живых людей под завалами после землетрясений или иных стихийных бедствий и техногенных катастроф.

Видимый свет

Как уже говорилось, длины электромагнитных волн видимого светового диапазона колеблются в пределах от восьми до четырех тысяч атомных диаметров (800–400 нм). Человеческий глаз представляет собой идеальный инструмент для регистрации и анализа электромагнитных волн этого диапазона. Это обусловлено двумя причинами. Во-первых, как отмечалось, волны видимой части спектра практически беспрепятственно распространяются в прозрачной для них атмосфере. Во-вторых, температура поверхности Солнца (около 5000°С) такова, что пик энергии солнечных лучей приходится именно на видимую часть спектра. Таким образом, наш главный источник энергии излучает огромное количество энергии именно в видимом световом диапазоне, а окружающая нас среда в значительной мере прозрачна для этого излучения. Неудивительно поэтому, что человеческий глаз в процессе эволюции сформировался таким образом, чтобы улавливать и распознавать именно эту часть спектра электромагнитных волн.

Хочу еще раз подчеркнуть, что ничего особенного с физической точки зрения в диапазоне видимых электромагнитных лучей нет. Он представляет собой всего лишь узкую полоску в широком спектре излучаемых волн (см. рисунок). Для нас он столь важен лишь постольку, поскольку человеческий мозг оснащен инструментом для выявления и анализа электромагнитных волн именно этой части спектра.

Ультрафиолетовые лучи

К ультрафиолетовым лучам относят электромагнитное излучение с длиной волны от нескольких тысяч до нескольких атомных диаметров (400–10 нм). В этой части спектра излучение начинает оказывать влияние на жизнедеятельность живых организмов. Мягкие ультрафиолетовые лучи в солнечном спектре (с длинами волн, приближающимися к видимой части спектра), например, вызывают в умеренных дозах загар, а в избыточных — тяжелые ожоги. Жесткий (коротковолновой) ультрафиолет губителен для биологических клеток и поэтому используется, в частности, в медицине для стерилизации хирургических инструментов и медицинского оборудования, убивая все микроорганизмы на их поверхности.

Всё живое на Земле защищено от губительного влияния жесткого ультрафиолетового излучения озоновым слоем земной атмосферы, поглощающим большую часть жестких ультрафиолетовых лучей в спектре солнечной радиации (см. Озоновая дыра). Если бы не этот естественный щит, жизнь на Земле едва ли бы вышла на сушу из вод Мирового океана. Однако, несмотря на защитный озоновый слой, какая-то часть жестких ультрафиолетовых лучей достигает поверхности Земли и способна вызвать рак кожи, особенно у людей, от рождения склонных к бледности и плохо загорающих на солнце.

Рентгеновские лучи

Излучение в диапазоне длин волн от нескольких атомных диаметров до нескольких сот диаметров атомного ядра называется рентгеновским. Рентгеновские лучи проникают сквозь мягкие ткани организма и поэтому незаменимы в медицинской диагностике. Как и в случае с радиоволнами временной разрыв между их открытием в 1895 году и началом практического применения, ознаменовавшимся получением в одной из парижских больниц первого рентгеновского снимка, составил считанные годы. (Интересно отметить, что парижские газеты того времени настолько увлеклись идеей, что рентгеновские лучи могут проникать сквозь одежду, что практически ничего не сообщали об уникальных возможностях их применения в медицине.)

Гамма-лучи

Самые короткие по длине волны и самые высокие по частоте и энергии лучи в электромагнитном спектре — это γ-лучи (гамма-лучи). Они состоят из фотонов сверхвысоких энергий и используются сегодня в онкологии для лечения раковых опухолей (а точнее, для умерщвления раковых клеток). Однако их влияние на живые клетки столь губительно, что при этом приходится соблюдать крайнюю осторожность, чтобы не причинить вреда окружающим здоровым тканям и органам.

В заключение важно еще раз подчеркнуть, что, хотя все описанные типы электромагнитного излучения проявляют себя внешне по-разному, по своей сути они являются близнецами. Все электромагнитные волны в любой части спектра представляют собой распространяющиеся в вакууме или среде поперечные колебания электрического и магнитного полей, все они распространяются в вакууме со скоростью света с и отличаются друг от друга лишь длиной волны и, как следствие, энергией, которую они переносят. Остается только добавить, что названные мною границы диапазонов носят достаточно условный характер (и в других книгах вам, вполне вероятно, попадутся несколько иные значения граничных длин волн). В частности, микроволновые излучения с большими длинами волн нередко и справедливо относятся к сверхвысокочастотному диапазону радиоволн. Отсутствуют четкие границы и между жестким ультрафиолетовым и мягким рентгеновским, а также между жестким рентгеновским и мягким гамма-излучением.

Источник

Излучение и спектры

Содержание:

Спектр — совокупность частот и амплитуд, из которых состоит сложное колебание. В узком смысле слова спектром называют цветные полосы, получающиеся в результате разложения света приборами (например, призмой) по длинам волн (или частотам). Спектр испускания — совокупность длин волн (или частот), содержащихся в излучении какого-либо вещества.

На странице -> решение задач по физике собраны решения задач и заданий с решёнными примерами по всем темам физики.

Излучение и спектры

Излучение — это в физике, процесс испускания и распространения энергии в виде волн и частиц.

Спектр — это в физике, совокупность всех значений какой либо физической величины, характеризующей систему или процесс.

Понятие о дисперсии света

Возьмем трехгранную стеклянную призму и поместим ее между источником света, имеющим вид щели, и экраном. Если через щель сначала направить на призму красный свет (рис. 34,1 а), а затем синий (рис. 34.1, б), то будет видно, что синий свет, проходя через призму, отклоняется от первоначального направления сильнее, чем красный. Это означает, что абсолютный показатель преломления стекла для красных лучей меньше, чем для синих лучей Поскольку и то имеем т. е.

Итак, красные лучи распространяются в стекле быстрее, чем синие. Скорость распространения световых лучей в стекле тем меньше, чем больше частота колебаний в них, или чем меньше их длина волны.

Зависимость скорости распространения волн вереде от их длины (частоты) называют дисперсией. На практике дисперсию вещества выражают в виде зависимости показателя преломления от частоты или длины волны для этого вещества. Оказывается, что в подавляющем большинстве случаев с увеличением длины волны показатель преломления уменьшается. Дисперсию такого рода называют нормальной.

Разложение белого света призмой. Сплошной спектр

С помощью стеклянной трехгранной призмы в 1666 г. И. Ньютон впервые установил, что белый свет имеет сплошной спектр (§ 32.6). Спектр белого света замечателен тем, что в. нем монохроматические лучи непрерывно следуют друг за другом. Поэтому такой спектр называют сплошным или непрерывным.

Ньютон условно разделил сплошной спектр белого света на семь участков различных цветов: красный, оранжевый, желтый, зеленый, голубой, синий и фиолетовый *), которые после призмы располагаются в порядке убывания длин волн (рис. 34.2). Вспомним, что спектр белого света можно получить еще и с помощью дифракционной решетки. Последний спектр называют дифракционным или нормальным.

*) Последовательность этих цветов легко запомнить с помощью следующего стишка: «Как Однажды Жак-Звонарь Городской Сломал Фонарь».

На кривой дисперсии для стекла (рис. 34.3) видно, что показатель преломления стекла в области коротких волн при изменении длины волны излучения изменяется быстро, а в области длинных волн — медленно. Поэтому дисперсионный (призматический) спектр белого света сжат в красной части и растянут в фиолетовой. Нормальный спектр белого света (см. цветной форзац) отличается от призматического (дисперсионного) тем, что, во-первых, в нем цвета располагаются в порядке возрастания длин волн и, во-вторых, он равномерно растянут во всех своих областях (§ 32.6).

Дисперсией света объясняется появление радуги. Радуга бывает видна, когда наблюдатель смотрит по направлению от Солнца и в воздухе есть водяные капли. При определенном угле падения лучей происходит полное отражение внутри капли (рис. 34.4). На границе воздух — вода происходит преломление лучей, и, поскольку фиолетовые лучи преломляются сильнее красных, после выхода из капли они расходятся: красные лучи составляют с падающим лучом угол около 43°, а фиолетовые — около 41°. Солнечные лучи можно считать параллельными. Поэтому получается, что от множества капель, находящихся на поверхности конуса с углом при вершине в глаз наблюдателя попадают красные лучи, а от капель с поверхности конуса с углом при вершине — фиолетовые лучи. Остальные цвета радуги располагаются между ними.

Сложение спектральных цветов. Дополнительные цвета

Если цветные лучи, из которых состоит спектр белого света, объединить в один луч, то получается снова белый свет.

Такого рода смешение цветных лучей можно осуществить с помощью круга Ньютона (рис. 34.5), секторы которого покрашены в семь цветов радуги. Когда при вращении диска человек смотрит на него, то в его глаза поочередно попадают лучи всех семи цветов, которые отражаются от окрашенных секторов диска. Так как глаз удерживает зрительное ощущение около 0,1 с, то при быстром вращении диска он кажется человеку серым. Это отличие от белого цвета объясняется отсутствием промежуточных цветов и несовершенством красок.

Цвета, соответствующие монохроматическому излучению, иногда называют спектральными. Смешение двух монохроматических лучей обычно дает окрашенный свет. Например, смесь красного и зеленого света дает желтый свет, а зеленого и фиолетового — синий (см. цветной форзац). Это означает, что каждому монохроматическому лучу соответствует определенный цвет (§ 32.1), но не обязательно каждому цвету соответствует монохроматический луч.

Опыт показывает, что, смешивая в различной пропорции излучение трех основных цветов (красного, зеленого и фиолетового), можно получить любую окраску лучей (см. цветной форзац). Интересно отметить, что смешение лучей двух цветов в некоторых случаях дает белый свет. Такие цвета называют дополнительными. Примером дополнительных цветов являются желтые и синие лучи. Ясно, что при смешении излучения двух цветов, в состав которых вместе входят все цвета радуги, будет получаться белый свет. Следовательно, такие цвета всегда являются дополнительными.

Цвета тел

Цвет тела, являющегося самостоятельным источником света, определяется его составом, строением, внешними условиями и процессами, протекающими в этом теле.

Поскольку цвет такого тела связан с составом распространяющегося от него излучения, то, изучив особенности его спектра, можно получить много важных сведений о нем. Цвет вторичных источников света зависит еще и от состава падающего на них излучения.

Вспомним, что цвет прозрачного тела определяется составом того света, который проходит сквозь это тело. Освещая белым светом различные прозрачные тела, можно заметить, что в проходящем свете одни из них остаются бесцветными, а другие имеют окраску. Если с помощью призмы получить спектр того излучения, которое проходит сквозь тело, то будет видно, что в спектре бесцветного тела имеются лучи всех цветов радуги, а спектры окрашенных тел состоят из более или менее широких окрашенных полос нескольких цветов, а иногда и из узкой полосы почти одного цвета. Последнее получается у некоторых светофильтров — цветных стекол, пропускающих лучи одного цвета. Это означает, что многие прозрачные тела неодинаково поглощают излучение различных цветов. Например, красный светофильтр сильно поглощает излучение всех цветов, кроме красного, а желтый — поглощает только красные и фиолетовые лучи.

Каждое вещество имеет свой спектр поглощения. Если прозрачное вещество равномерно поглощает лучи всех цветов, то в проходящем свете при освещении белым светом оно бесцветно, а при цветном освещении оно имеет цвет тех лучей, которыми оно освещено. При очень сильном поглощении лучей всех цветов тело кажется нам черным. Когда тело обладает избирательным поглощением, то при освещении лучами одного из тех цветов, которые оно пропускает, тело окрашено в тот же цвет. Если же это тело освещают такими лучами, которые оно поглощает, то оно становится черным, т. е. непрозрачным.

Цвет непрозрачного тела в отраженном свете определяется смесью лучей тех цветов, которые оно отражает. Если тело равномерно отражает лучи всех цветов радуги, то при освещении белым светом оно кажется белым, а при цветном освещении кажется окрашенным в цвет падающих на него лучей.

Многие непрозрачные тела преимущественно поглощают определенную часть видимого излучения. Поэтому при освещении белым светом они кажутся окрашенными. Если эти тела освещать теми лучами, которые они поглощают, то в отраженном свете они кажутся черными. Часто цвет телу придает окраска его поверхности. Смешение красок создает цвет, отличный от цвета, получающегося при смешении лучей тех же цветов. Напомним, что смешение желтого и синего лучей дает белый свет, а смешение желтой и синей краски окрашивает поверхность в зеленый цвет (см. цветной форзац). Объясняется это тем, что желтая краска отражает только желтые и зеленые лучи, а синяя краска отражает синие и зеленые лучи. Таким образом, обе эти краски вместе отразят только зеленые лучи.

Оказывается, что с помощью смешения трех красок (желтой, синей и пурпурной) можно окрасить поверхность в любой цвет. Поэтому для цветной печати основными являются желтая, синяя и пурпурная краски.

Из изложенного выше следует, что цвет прозрачного тела в проходящем и в отраженном свете может быть совершенно различным. Поскольку окраска тел сильно зависит от состава падающего на них излучения, приобретать окрашенныеt вещи, например ткани, надо при дневном свете.

Ультрафиолетовая и инфракрасная части спектра

Яркость спектра можно увеличить с помощью линз. На рис. 34.6 левая линза собирает лучи от источника света, спектр которого исследуют, а правая линза собирает все лучи одного цвета в определенную точку экрана.

Чтобы установить, какие лучи приносят на экран больше энергии, а какие меньше, пользуются термопарой Т со спаем, покрытым сажей. Спай поглощает падающее на него излучение и нагревается. Возникающую при этом э. д. с. измеряют гальванометром. Чем больше энергии приносит излучение, тем большая э. д. с. возникает в термопаре.

Исследования спектра белого света показали, что за красной частью спектра спай термопары нагревается. Стекло довольно сильно поглощает крайние красные лучи, поэтому при исследовании длинноволновой части спектра применяют линзы и призмы из каменной соли, прозрачной для красных лучей. В этом случае спай термопары сильно нагревается, даже когда он находится далеко за красной частью видимого спектра, там, где глаз ничего не видит. Это означает, что в спектре белого света за красными лучами находятся невидимые лучи, длина волны которых больше, чем у красных лучей.

Невидимые лучи, которые в спектре располагаются за красными лучами, называют инфракрасными (от лаг. «инфра» — под). Они обладают ярко выраженным тепловым действием, поэтому их часто называют еще тепловыми. Инфракрасные лучи преломляются слабее красных (рис. 34.7) и имеют длины волн от 0,76 до 350 мкм.

Опыты показали, что стекло сильно поглощает и коротковолновую часть спектра. Поэтому при ее исследовании стали применять кварцевые линзы и призмы, прозрачные для такого излучения. При этом было выяснено, что короткие волны обладают ярко выраженным химическим действием, например, вызывают почернение светочувствительной бумаги. Оказалось, что эта бумага чернеет и тогда, когда она расположена за крайними фиолетовыми лучами спектра, там, где глаз ничего не видит. Невидимые лучи, расположенные за крайней фиолетовой частью спектра, называют ультрафиолетовыми(от лат. «ультра» — сверх). Они преломляются сильнее фиолетовых лучей (рис. 34.7), имеют более короткую длину волны и обладают ярко выраженным химическим действием. Ультрафиолетовые лучи имеют длины волн от 0,4 до 0,005 мкм.

Роль ультрафиолетовых и инфракрасных лучей в природе. Их применение в технике

Инфракрасные лучи испускают все тела в природе, так как их возникновение обусловлено хаотическим движением молекул и атомов в любом веществе. При повышении температуры энергия инфракрасного излучения тела быстро возрастает.

Когда какие-либо тела находятся недалеко друг от друга, то каждое из них создает свое излучение и одновременно поглощает излучение других тел. То тело, у которого самая высокая температура, получает меньше энергии, чем уносит его излучение, поэтому температура такого тела понижается. Наоборот, тело о наименьшей температурой, поглощая излучение, получает больше энергии, чем уносит его собственное излучение, поэтому оно нагревается. Таким образом, между всеми телами в природе происходит обмен энергией, способствующий выравниванию их температур.

С помощью излучения Земля получает энергию от Солнца. Опыт показал, что излучение Солнца содержит много инфракрасных и ультрафиолетовых лучей. За счет энергии солнечного излучения между различными точками земной поверхности создаются разности температур.

Инфракрасное излучение Земли уносит энергию в мировое пространство, что способствует охлаждению поверхности Земли. Именно поэтому в пустынях, где атмосфера прозрачна, ночью становится холодно, хотя днем бывает очень жарко. Если есть облака, инфракрасное излучение с поверхности Земли отражается от них и потери энергии в мировое пространство уменьшаются. Поэтому зимой при густой облачности на поверхности Земли становится теплее.

Ультрафиолетовые лучи, которые имеются в солнечном излучении, довольно сильно поглощаются атмосферой, и у поверхности Земли их сравнительно немного. Высоко в горах ультрафиолетовых лучей в солнечном излучении значительно больше. Ультрафиолетовые лучи убивают бактерии, т. е. являются хорошим дезинфектором. В небольших дозах они приносят пользу человеку, вызывают загар.

В технике инфракрасные лучи используют для сушки материалов, например пищевых продуктов, для сигнализации при плохой видимости, для фотографирования в темноте и т. д. В военном деле эти лучи используют для наведения на цель снарядов и ракет, для обнаружения замаскированного противника и т. д. В науке инфракрасные лучи позволяют определить различие температур отдельных участков поверхности планет, например Марса, особенности строения молекул вещества и пр.

Ультрафиолетовые лучи используются в фотографии, для обнаружения скрытых надписей или стертого текста, так как многие вещества при поглощении ультрафиолетовых лучей начинают испускать видимый свет. Это же явление используется в лампах дневного света и во многих других случаях. Ультрафиолетовые лучи используются для изучения строения наружных электронных оболочек атомов. В медицине их применяют при лечении некоторых заболеваний.

Приборы для получения и исследования спектров

Для наблюдения спектров пользуются спектроскопом.

Наиболее распространенный призматический спектроскоп состоит из двух труб, между которыми помещают трехгранную призму (рис. 34.8). В трубе А, называемой коллиматором, имеется узкая щель, ширину которой можно регулировать поворотом винта. Перед щелью помещается источник света, спектр которого необходимо исследовать. Щель располагается в фокальной плоскости линзы коллиматора, и поэтому световые лучи из коллиматора выходят в виде параллельного пучка. Пройдя через призму, световые лучи направляются в трубу В (рис. 34.8, 34.9), через которую наблюдают спектр. Если спектроскоп предназначен для измерений, то на изображение спектра с помощью специального устройства накладывается изображение шкалы с делениями, что позволяет точно установить положение цветных линий в спектре.

Материалом для призмы должно служить вещество с большой дисперсией, т. е. вещество, дающее широкий спектр. На рис. 34.10 показаны спектры, полученные с помощью воды (3), обыкновенного стекла (легкий крон) (2) и стекла, содержащего свинец (тяжелый флинт) (1). Происхождение темных линий объяснено в § 34.12. Из рисунка видно, что для получения видимого спектра наиболее подходящий материал — тяжелый флинт.

При исследовании спектра часто бывает целесообразнее сфотографировать его, а затем изучать с помощью микроскопа. Прибор для фотографирования спектров называется спектрографом. Схема спектрографа показана на рис. 34.11. Спектр излучения с помощью линзы Л₂ фокусируется на матовое стекло АВ, которое при фотографировании заменяют фотопластинкой.

Виды спектров

Спектры, полученные от самосветящихся тел, называются спектрами испускания. Непосредственные наблюдения и фотографии спектров показывают, что спектры испускания бывают трех типов: сплошные, линейчатые и полосатые.

Сплошные спектры (см. цветной форзац, г) получаются от светящихся твердых и жидких тел в результате их нагревания.

Линейчатые спектры (см. цветной форзац, д) состоят из узких линий различных цветов, разделенных темными промежутками. Такие спектры часто получаются от светящихся газов или паров. Свечение газа можно вызвать, пропуская через него электрический ток. Помещая стеклянную трубку с исследуемым газом перед щелью спектроскопа и пропуская через газ электрический ток, исследуют спектр испускания газа.

Линейчатые спектры паров и газов можно получить и при их нагревании, например, в пламени горелки. Таким же путем можно получить линейчатые спектры веществ, которые в обычных условиях находятся в твердом или жидком состоянии. Для этого крупинки твердых веществ или смоченный жидкостью асбест вводят в пламя газовой горелки. Испаряющиеся в пламени горелки вещества дают линейчатый спектр. Иногда такие вещества помещают в электрическую дугу и, закрывая раскаленные угольные электроды диафрагмой, наблюдают в спектроскопе яркие линии на фоне более слабого сплошного спектра самой дуги. Заметим, что светящиеся спектральные линии часто называют эмиссионными линиями.

Изучение линейчатых спектров различных веществ показало, что каждый химический элемент дает свой линейчатый спектр, не совпадающий со спектрами других элементов. Линейчатые спектры химических элементов отличаются цветом, положением и числом отдельных светящихся линий. Характерные для каждого химического элемента линии получаются не только в видимой, но также в инфракрасной и в ультрафиолетовой частях спектра. Исследование линейчатых спектров впервые было выполнено в 1854—1859 гг. немецкими учеными Г. Кирхгофом и Р. Бунзеном.

Линейчатые спектры создаются излучением отдельных атомов химических элементов, не связанных в молекулы. Это излучение связано с процессами, происходящими внутри атомов. Исследование линейчатых спектров позволило установить строение электронных оболочек атомов различных химических элементов.

Полосатые спектры состоят из ряда светлых полос, разделенных темными промежутками (см. рис. 34.12, где изображен спектр паров йода, и цветной форзац, ж). Полосатые спектры создаются излучением молекул. При рассмотрении в спектроскоп с большой разрешающей способностью полосы разделяются на ряд линий.

Спектры поглощения газов. Опыты Кирхгофа

Выше говорилось, что прозрачные вещества поглощают часть падающего на них излучения и в спектре, полученном после прохождения белого света через такие вещества, часть цветов исчезает, т. е. появляются темные линии или полосы поглощения. Такой спектр называется спектром поглощения.

Большой интерес представляет изучение спектров поглощения одноатомных газов, имеющих линейчатые спектры испускания. Какие лучи будет поглощать такой газ, если через него пропускать белый свет?

Впервые исследования такого рода в 1854 г. выполнил Г. Кирхгоф. Он вводил в пламя газовой горелки источник паров натрия (металлический натрий в маленьком тигле) или асбест, смоченный раствором поваренной соли. Пламя горелки при этом приобретало характерную желтую окраску, соответствующую излучению паров натрия, а в спектре этого излучения были видны две близко расположенные светлые желтые линии (рис. 34.13, а). Затем перед горелкой помещали дуговую лампу таким образом, чтобы свет от дуги мог попасть в щель спектроскопа только пройдя сквозь пламя горелки. В спектре белого света от электрической дуги при этом получались две темные линии (рис. 34.13, б) как раз в том месте, где находились желтые линии спектра испускания паров натрия.

Возникновение этих линий объясняется тем, что атомы натрия из всех проходящих лучей поглощают те, которые сами способны излучать. Причина такого избирательного поглощения излучения атомами газа будет рассмотрена в § 35.16. Поглощая желтые лучи из света дуги, пары натрия продолжают, конечно, сами испускать желтый свет. Однако температура дуги значительно выше, чем температура пламени горелки, и дуга дает более яркий спектр, на фоне которого желтые линии паров натрия кажутся темными. Таким образом, желтый свет по-прежнему есть в таком спектре: если погасить электрическую дугу, на экране будет ясно виден спектр паров натрия в том месте, где были видны темные линии.

Такое явление обращения спектральных линий наблюдается в спектрах испускания и поглощения газов и паров многих других элементов и выражается законом Кирхгофа (§ 34.10): всякое вещество поглощает преимущественно те лучи, которые само может испускать.

Закон теплового излучения Кирхгофа

Все нагретые тела — твердые, жидкие, газообразные — создают излучение. Оно возникает за счет возбуждения атомов и молекул при хаотическом тепловом движении частиц тела, т. е. энергия этого излучения получается за счет внутренней энергии тела. Излучение, обусловленное только температурой тела, называется тепловым излучением.

Свойства теплового излучения различных тел определяются их температурой и зависят от природы тел. Различные тела при одной и той же температуре излучают неодинаково. Так, например, металлический стержень в пламени газовой горелки светится ярче, чем кварцевый стержень, а само пламя горелки светится очень слабо. Тепловое излучение тела при данной температуре определяется его излучательной способностью (ее обозначают буквой е). Излучательная способность тела измеряется энергией излучения, испускаемого единицей площади поверхности тела за единицу времени.

Все тела обладают способностью поглощать падающее на них излучение. Энергия излучения при поглощении превращается во внутреннюю энергию тела. Из опыта известно, что одни тела сильно поглощают излучение, другие — слабо. Поэтому любое тело характеризуется поглощательной способностью (обозначают буквой а). Поглощательная способность показывает, какую долю падающего на тело излучения оно поглощает. Поглощательная способность зависит от природы тела, состояния его поверхности, а также от длины волны излучения. Заметим, что тело называется абсолютно черным, если оно полностью поглощает все падающее на него излучение. У абсолютно черного тела поглощательная способность у остальных тел у идеального зеркала Для видимой части спектра к абсолютно черному телу близка сажа.

Найдем связь между поглощательной и излучательной способностью тела. Предположим, что внутрь какой-то замкнутой полости, хорошо теплоизолированной снаружи, помещены различные нагретые тела (рис. 34.14, а), которые могут обмениваться энергией посредством излучения.

Если исходная температура тел этой системы была различной, то более нагретые тела будут излучать энергии больше, чем поглощать, и в результате будут остывать, а менее нагретые тела будут нагреваться. Через некоторое время температура всех тел и стенок полости станет одинаковой и в системе между телами и излучением
наступит термодинамическое равновесие, при котором каждое тело, в том числе и стенки полости, будут излучать столько же энергии, сколько и поглощать. Пространство внутри полости будет равномерно заполнено электромагнитными волнами разной длины и интенсивности, хаотически движущимися во всех направлениях подобно молекулам газа в замкнутом объеме. Никакого направленного переноса энергии в системе не будет наблюдаться, все направления станут равноценными и внутри полости на произвольную площадку в 1 м 2 (рис. 34.14, а) будет падать за 1 с одна и та же энергия излучения причем такая же энергия излучения будет падать и на обратную сторону этой площадки.

Эта энергия будет падать за 1 с и на 1 м? поверхности любого тела системы. Каждое тело будет поглощать часть этой энергии, определяемую его поглощательной способностью: и т. д. При равновесии каждое тело с 1 м 2 своей поверхности излучает такую же энергию, как и поглощает. Если обозначить излучательную способность тел и т. д., то и т. д. Отсюда

Предположим, что одно из этих тел абсолютно черное. Тогда для него и так как Поэтому

(34.1)

Это важное соотношение выражает закон теплового излучения Кирхгофа, выведенный им теоретически в 1860 г.: отношение излучательной и поглощательной способностей любого тела при данной температуре не зависит от природы тела и равно излучательной способности абсолютно черного тела.

Таким образом, чем больше поглощательная способность тела, тем больше и его излучательная способность. Наибольшей излучательной способностью при данной температуре обладает абсолютно черное тело. Поэтому при одинаково высокой температуре черное тело светится ярче других тел.

Из изложенного выше следует еще один важный вывод: при равновесном излучении с единицы площади поверхности любого тела за единицу времени исходит излучение с такой же энергией, как и от абсолютно черного тела. Действительно, из энергии падающего на тело излучения часть, равная поглощается, остальная часть отражается и к ней добавляется излучаемая телом энергия равная поглощенной энергии :

Итак, внутри полости отовсюду исходит такое же излучение, как и от абсолютно черного тела. Поэтому, если в полости проделать отверстие, достаточно малое, чтобы не нарушить заметно теплового равновесия, то это отверстие (рис. 34.14, б) будет излучать так же, как и абсолютно черное тело. Таким образом, отверстие в равномерно нагретой полости служит хорошей моделью абсолютно черного тела. Нетрудно, понять, что такое отверстие и полностью поглощает падающее на него снаружи излучение: луч света, попадая через отверстие, многократно отражается внутри полости и в конце концов полностью поглощается (действительно, маленькое отверстие в какой-нибудь закрытой коробке даже по сравнению с сажей кажется еще более черным).

Близко к равновесному излучение тел в закрытой печи. Поэтому, если заглянуть в печь через маленькое отверстие, то можно увидеть, что различные тела, сделанные, например, из графита, металла, кварца, светятся там одинаково ярко и почти неразличимы. Однако, если извлечь эти тела из печи, их излучение станет неравновесным и свечение тел будет определяться их излучательной способностью. Хотя температура тел в первый момент одинакова, ярче других светится деталь из графита.

Очевидно, что тела с более высокой поглощательной способностью быстрее нагреваются излучением, но и быстрее остывают, поскольку создают большее излучение, чем тела, слабо поглощающие излучение. (Объясните, почему поверхность колбы термоса делают зеркальной.)

Закон Кирхгофа выполняется не только для суммарной энергии излучения всех длин волн, но и для любого диапазона длин волн. Действительно, можно повторить все рассуждения при выводе закона Кирхгофа, предположив, что замкнутая полость (рис. 34.14, а) перегорожена множеством светофильтров, пропускающих излучение только в определенном диапазоне длин волн. В результате мы получим для излучательной и поглощательной способности тел в этом диапазоне длин волн и такое же соотношение, как (34.1):

(34.1 а)

Таким образом, если какое-либо тело сильно поглощает излучение в некоторой части спектра, то оно должно и сильно излучать в этой же части спектра. Поэтому закон Кирхгофа выражают еще и так: всякое тело поглощает преимущественно те лучи, которые само может испускать (§ 34.9), и в спектрах поглощения и испускания положения соответствующих линий совпадают.

Законы теплового излучения Стефана — Больцмана, Вина, Планка

Абсолютно черное тело удобно использовать в качестве стандартного излучателя (на практике используется черненая платина или отверстие в равномерно нагретой полости), поскольку его излучательная способность определяется только его температурой. Эту связь устанавливает закон Стефана — Больцмана: излучательная способность абсолютно черного тела прямо пропорциональна четвертой степени его температуры:

(34.2)

где — постоянная Стефана — Больцмана.

Как распределяется энергия излучения по длинам волн, не удалось установить ни с помощью термодинамических методов, ни с помощью волновой теории излучения. Согласно волновой теории энергия излучения нагретого тела, соответствующая различным частотам, должна возрастать с увеличением частоты. Это означает, например, что в излучении лампы накаливания должно быть много ультрафиолетовых лучей.

Однако опыты показывали, что энергия излучения вначале действительно растет с увеличением частоты, но, пройдя через максимум, начинает уменьшаться, стремясь к нулю при высоких частотах. Устранить такое резкое противоречие теории с опытом удалось в 1900 г. М. Планку, который ввел представление о квантовой природе излучения. Он предположил, что излучение энергии веществом происходит не непрерывно, а в виде определенных порций (квантов) энергии, пропорциональных частоте излучения. Величина квантов энергии определяется формулой Планка: (§ 28.3), где — частота колебаний, а — постоянная Планка. Чем больше частота колебаний, тем больше квант излучаемой энергии.

При низких температурах энергия теплового движения частиц тела недостаточна для создания квантов большой энергии. Чем выше температура тела, тем больше вероятность возникновения квантов большой энергии в излучении этого тела, тем интенсивнее и разнообразнее излучение и тем дальше распространяется спектр излучения в сторону высоких частот (коротких волн).

Распределение энергии излучения абсолютно черного тела по длинам волн, полученное Плавком (планковские кривые), показано на рис. 34.15 для нескольких температур (жирная кривая показывает распределение энергии в спектре Солнца). Из рисунка видно, что длина волны, на которую приходится наибольшая энергия излучения, тем меньше, чем выше температура излучающего тела. Эта связь была установлена В. Вином в 1893 г. и носит название закона Вина: произведение длины волны, соответствующей максимуму излучения в спектре абсолютно черного тела, на его абсолютную температуру есть величина постоянная:

(34.3)

где — постоянная Вина.

«Спектральное распределение энергии теплового излучения какого-либо реального тела может заметно отличаться от показанного на рис. 34.15 для излучения черного тела при той же температуре, но обычно имеет такой же характер. Установив с помощью опыта, на какую длину волны приходится наибольшая энергия в спектре излучения тела, можно определить его температуру. Таким путем можно определить, например, температуру расплавленного металла, волоска лампы накаливания и т. д. Такой способ определения температуры источника излучения называется оптической пирометрией.

Можно использовать законы теплового излучения для оценки температуры Солнца и других звезд. Их температуру можно определить с помощью закона Стефана — Больцмана, если известны размеры излучающей поверхности и полная энергия излучения. Можно также подобрать планковскую кривую, наиболее близкую к распределению энергии в спектре звезды, или оценить температуру с помощью закона Вина по длине волны, соответствующей максимуму излучения.

Теория теплового излучения Планка хорошо согласуется с опытными данными, в частности, законы Стефана — Больцмана и Вина получаются как следствия закона Планка. Это послужило первым доказательством квантовой природы излучения.

Спектры Солнца и звезд. Их связь с температурой

Закон Кирхгофа позволил объяснить возникновение темных линий в спектре солнечного излучения (см. цветной форзац, е). Они были обнаружены и описаны в 1817 г. И. Фраунгофером, впервые применившим для получения спектра дифракционную решетку.

Темные линии, которые стали называть фраунгоферовыми, занимают строго определенное положение в спектре солнечного излучения. Наиболее заметные из них были обозначены латинским буквами А, В, С, D и т. д. (рис. 34.10). Оказалось, что фраунгоферовы линии представляют собой линии поглощения паров и газов внешних слоев фотосферы, более холодных, чем ее внутренние слои (сравните с опытом Кирхгофа). Так, например, линия D представляет собой линию поглощения паров натрия, линии С и F — линии поглощения водорода и т. д. Аналогичные линии поглощения обнаружены и в спектрах звезд.

Как говорилось выше, практически все видимое излучение Солнца испускает фотосфера. Излучение более глубоких слоев поглощается и наружу не выходит. Внешние же слои атмосферы (хромосфера и корона), хотя и более горячие, чем фотосфера, слишком разрежены и поэтому не вносят заметного вклада в видимое излучение Солнца (яркость хромосферы в сотни раз, в короны — в миллион раз меньше, чем яркость фотосферы).

Основную часть излучения фотосферы испускают ее внутренние, более горячие слои. Они хорошо теплоизолированы от окружающего пространства внешними слоями, поэтому их излучение близко к равновесному. Следовательно, Солнце должно излучать приблизительно как абсолютно черное тело.

На рис. 34.15 показано распределение энергии излучения абсолютно черного тела по длинам волн для нескольких температур и реальное распределение энергии в спектре Солнца; как видно, оно соответствует излучению абсолютно черного тела с температурой 6000—6500 К. Наибольшей интенсивности солнечное излучение достигает в сине-зеленой части спектра, в интервале длин волн 430 — 500 нм. Определенная различными способами (§ 34.11) температура фотосферы Солнца близка к 6000 К.

Звезды имеют различные температуры. Это можно заметить даже по их цвету, взглянув на ночное небо, усеянное голубоватыми, белыми, желтыми, красными звездами. Ясно, что среди них самые горячие — голубые (их температура выше 30 000 К), а самые холодные — красные (около 3000 К). Наше Солнце относится к желтым звездам. Заметим, что невооруженным глазом можно различать цвета только самых ярких звезд.

При изучении спектров звезд различие их температур проявляется также в интенсивности и числе линий различных химических элементов и соединений. Так, в спектрах очень горячих звезд выделяются яркие линии излучения гелия, азота, а в спектрах наиболее холодных — сильные полосы поглощения различных молекулярных соединений.

Солнечный спектр далеко простирается в длинноволновую и коротковолновую области. В коротковолновой области интенсивность непрерывного спектра быстро падает и темные фраунгоферовы линии сменяются яркими эмиссионными, которых насчитывается несколько тысяч.

Интенсивность солнечного спектра в длинноволновой области падает медленнее, чем у абсолютного черного тела с температурой около 6000 К, и в области радиоволн Солнце излучает уже как черное тело, нагретое до 10 6 К. Радиоизлучение Солнца, в отличие от видимого излучения, сильно меняет свою интенсивность. Например, во время вспышки наблюдается всплеск радиоизлучения — сильное (иногда в миллионы раз) увеличение мощности радиоизлучения на некоторой частоте.

Спектральный анализ

Каждый химический элемент имеет свой характерный спектр излучения, поэтому по линейчатому спектру паров какого-либо вещества можно установить, какие химические элементы входят в его состав. Такой метод определения химического состава вещества называется качественным спектральным анализом.

Спектральный анализ позволяет определить состав паров и газов, находящихся на произвольно большом расстоянии, лишь бы лучи от них попадали в спектральный прибор. Поэтому этот метод широко используют в астрономии для определения химического состава Солнца и звезд, их температуры, движения в пространстве и т. д.

Первым замечательным достижением спектрального анализа было открытие новых химических элементов. Основатели спектрального анализа Р. Бунзен и Г. Кирхгоф открыли с помощью его новые щелочные металлы — рубидий и цезий. В дальнейшем были открыты и некоторые другие элементы, например индий и таллий. Особенно интересна история открытия гелия. Первоначально гелий был обнаружен при анализе спектра солнечного протуберанца в 1868 г., откуда и произошло название этого элемента (от греч. «гелиос» — Солнце). Линии гелия были обнаружены в 1881 г. в спектре газов Везувия, затем в некоторых минералах и в очень малых количествах — в земной атмосфере. Только в 1905 г. удалось получить небольшое количество гелия.

В соответствии с законом Кирхгофа спектральный анализ газов и паров можно проводить и по спектрам поглощения. Так, в результате исследования положения фраунгоферовых линий в спектре Солнца было установлено, что Солнце состоит из тех же элементов, что и Земля. При проведении спектрального анализа пользуются специальными таблицами или атласами спектральных линий, в которых приводится точное расположение линий спектра каждого химического элемента или соответствующие им длины волн. В некоторых случаях спектральный анализ проводится путем сравнения спектров исследуемого материала и эталонного спектра образца с известным содержанием химических элементов.

В настоящее время разработаны методы количественного спектрального анализа, позволяющие по интенсивности свечения спектральных линий химического элемента определить его процентное содержание в исследуемом образце.

Основные достоинства спектрального анализа — очень высокая чувствительность, простота и быстрота проведения анализа — делают его весьма удобным для использования в металлургии и в машиностроении, химии и геологии, медицине и биологии и многих других областях науки и техники.

Понятие о принципе Доплера

Австрийский физик X. Доплер в 1842 г. установил, что движение источника колебаний навстречу наблюдателю ведет к увеличению частоты колебаний, воспринимаемых наблюдателем, а удаление — к уменьшению частоты. Это явление, которое называют эффектом Доплера, можно, например, наблюдать, когда мимо нас проезжает подающий сигнал поезд или автомобиль. Пока поезд приближается к нам, мы слышим более высокий тон гудка, а когда удаляется — более низкий, чем при неподвижном источнике звука.

Изменение частоты колебаний в волне (длины волны), воспринимаемое наблюдателем во время сближения или удаления друг от друга источника волн и наблюдателя, называется эффектом Доплера. Эффект Доплера характерен для любых волн, в том числе и для электромагнитных.

Пусть источник S излучает электромагнитные волны (в вакууме) с частотой где — скорость света, — длина волны. За одну секунду волны, распространяющиеся от источника S, проходят расстояние, равное , и через какую-то точку А (рис. 34.16, а) проходит за одну секунду волн. Поэтому неподвижный наблюдатель, находящийся в этой точке, воспринимает волны с частотой

Предположим теперь, что наблюдатель движется по направлению к источнику со скоростью Тогда за одну секунду он приблизится к источнику на расстояние численно равное (рис. 34.16, б), и мимо него за 1 с пройдет на волн больше, чем когда он был неподвижен. Поэтому частота волн воспринимаемая наблюдателем, будет больше, чем на

(34.4)

Нетрудно понять, что если наблюдатель удаляется от источника со скоростью , то воспринимаемая им частота на меньше, чем

(34.5)

Поскольку то или

(34.6)

Определенной частоте колебаний соответствует определенная длина волны в окружающей среде, поэтому эффект Доплера можно рассматривать как изменение длины волны, регистрируемое наблюдателем. Подставив и (34.4) или (34.5), получим Если то и тогда

(34.7)

При этом длина волны получается на меньше, чем если наблюдатель приближается к источнику (двигаясь навстречу волнам, он воспринимает их как бы несколько сжатыми), и получается на больше, чем если наблюдатель удаляется от источника (тогда он воспринимает волны несколько растянутыми). По изменению длины волны (или частоты ), воспринимаемой наблюдателем, можно определить, с какой скоростью сближаются или удаляются друг от друга источник волн и наблюдатель.

Следует заметить, что формулы (34.4) — (34.7) справедливы только для скоростей движения много меньших скорости света Более строгий вывод формулы для доплеровского смещения требует применения теории относительности (гл. 36).

При исследовании спектров звезд было обнаружено, что звезды движутся относительно Солнечной системы, так как в их спектрах спектральные линии известных элементов оказываются смещенными по сравнению с положением линий в спектре лабораторного (неподвижного) источника излучения. По доплеровскому смещению спектральных линий определяют скорости приближения или удаления звезд.

Когда были получены спектры далеких звездных систем — галактик, было обнаружено смещение линий в сторону длинных волн (к красной части спектра), получившее название «красного смещения», причем оказалось, что чем дальше находится галактика, тем больше «красное смещение» и соответствующая ему скорость удаления галактики. Это позволило предположить, что галактики удаляются друг от друга.

Рентгеновские лучи и их практическое применение

В 1895 г. немецкий физик В. Рентген обнаружил, что из трубки, в которой создаются катодные-лучи, испускаются еще и неизвестные лучи, проникающие через стекло, воздух, а также многие тела, непрозрачные для обычного света. Эти лучи в дальнейшем были названы рентгеновскими.

Сами рентгеновские лучи невидимы, но вызывают свечение многих веществ и сильно действуют на фоточувствительные материалы. Поэтому для их исследования применяют специальные экраны, светящиеся под действием рентгеновских лучей. Благодаря этому свойству они и были обнаружены Рентгеном.

Рентгеновские лучи получаются при торможении быстро летящих электронов. Вокруг летящих электронов существует магнитное поле, поскольку движение электрона представляет собой электрический ток. При резком торможении электрона в момент удара о препятствие магнитное поле электрона быстро изменяется и в пространство излучается электромагнитная волна, длина которой тем меньше, чем больше скорость электрона до удара о препятствие. Рентгеновские лучи получают с помощью специальных двухэлектродных ламп (рис. 34.17), на которые подается высокое напряжение, порядка 50—200 кВ. Электроны, испускаемые накаленным катодом рентгеновской трубки, ускоряются сильным электрическим полем в пространстве между анодом и катодом и с большой скоростью ударяются об анод. При этом с поверхности анода испускаются рентгеновские лучи, выходящие сквозь стекло трубки наружу. Тормозное излучение рентгеновской трубки имеет сплошной спектр.

Рентгеновские трубки с накаленным катодом сами являются выпрямителями, и их можно питать переменным током.

Если электроны в ускоряющем поле приобретают достаточно высокую скорость, чтобы проникнуть внутрь атома анода и выбить один из электронов его внутреннего слоя, то на его место переходит электрон из более удаленного, слоя с излучением кванта большой энергии. Такое рентгеновское излучение имеет строго определенные длины волн, характерные только для данного химического элемента, поэтому оно называется характеристическим.

Характеристическое излучение имеет линейчатый спектр, накладывающийся на сплошной спектр тормозного излучения. При увеличении порядкового номера элемента в таблице Менделеева рентгеновский спектр излучения его атомов сдвигается в сторону коротких длин волн. Легкие элементы (например, алюминий) вообще не дают характеристического рентгеновского излучения.

Рентгеновские лучи принято различать по их жесткости: чем короче длина волны рентгеновских лучей, тем они считаются более жесткими. Наиболее жёсткие рентгеновские лучи испускаются тяжелыми атомами.

Важной особенностью рентгеновских лучей является их высокая проникающая способность по отношению ко многим веществам, непрозрачным для видимого света. Чем жестче рентгеновские лучи, тем слабее они поглощаются и тем выше их проникающая способность. Поглощение рентгеновских лучей в веществе зависит еще от его атомного состава: сильно поглощают рентгеновские лучи атомы тяжелых элементов, в состав каких бы химических веществ они ни входили.

Как и любые электромагнитные волны, рентгеновские лучи не отклоняются в электрическом и магнитном полях. Показатель преломления рентгеновских лучей очень мало отличается от единицы, и они почти не испытывают преломления при переходе из одной среды в другую. Это свойство рентгеновских лучей в сочетании с их высокой проникающей способностью используется в ряде практических применений.

Если- поместить между источником рентгеновских лучей и экраном, светящимся под их действием, какое-либо тело, то на экране появится его темное изображение. Если внутри однородного тела имеется полость, то на экране соответствующее место будет более светлым. Это явление используется для выявления внутренних дефектов изделий (дефектоскопия). При просвечивании неоднородного по молекулярному составу тела различные его части будут неодинаково поглощать рентгеновские лучи, и на экране мы увидим очертания этих частей. Так, просвечивая руку, мы ясно видим на светящемся экране темное изображение костей (рис. 34.18).

Часто оказывается удобнее вместо того, чтобы использовать светящийся экран, делать рентгеновские снимки. Для этого исследуемое тело помещается между рентгеновской трубкой и закрытой кассетой с фотопленкой, и через него в течение короткого промежутка времени пропускаются рентгеновские лучи. После съемки фотопленка проявляется обычным способом. Рентгеновские лучи широко применяются в медицине: в диагностике различных заболеваний (туберкулез и др.), при определении характера перелома костей, для обнаружения в теле инородных предметов (например, застрявшей пули) и т. д. Рентгеновские лучи вредно действуют на развитие клеток. Это используется при лечении злокачественных опухолей. Однако по этой же причине продолжительное или слишком интенсивное воздействие на организм рентгеновских лучей, особенно жестких, вызывает тяжелые заболевания.

Долгое время после открытия рентгеновских лучей не удавалось обнаружить проявления их волновых свойств — наблюдать их дифракцию И измерить длину волны. Все попытки использовать дифракционные решетки, предназначенные для измерения длин световых волн, не давали никаких результатов. В 1912 г. немецкий физик М. Лауэ предложил использовать для получения дифракции рентгеновских лучей естественные кристаллические решетки. Опыты
показали, что узкий пучок рентгеновских лучей, пройдя через кристалл, дает на экране или фотопленке сложную дифракционную картину в виде группы пятен (рис. 34.19; Р — рентгеновская трубка, Д — диафрагмы, К — кристалл, Э — экран).

Изучение дифракционной картины, полученной при использовании кристалла каменной соли, позволило определить длину волны рентгеновских лучей, так как расстояние между узлами этой кристаллической решетки было известно. Оказалось, что длина волны рентгеновских лучей, использованных в этом опыте, составляет несколько десятых долей нанометра. Дальнейшие исследования показали, что рентгеновские лучи имеют длину волны от 10 до 0,01 нм. Таким образом, даже мягкие рентгеновские лучи имеют длины волн в десятки и сотни раз более короткие, чем у видимого света. Отсюда ясно, почему нельзя было использовать дифракционные решетки: длины волн рентгеновских лучей слишком малы для них, и дифракция не возникает. Расстояние же между узлами решетки в естественных кристаллах соизмеримо с длинами волн рентгеновских лучей, т. е. кристаллы могут служить для них «готовыми» дифракционными решетками.

Опыты Лауэ показали, что рентгеновские лучи представляют собой электромагнитные волны. Дифракция рентгеновских лучей используется для определения их длин волн (рентгеновский спектральный анализ) и, наоборот, пропуская рентгеновские лучи известной длины волны через исследуемый кристалл, по дифракционной картине можно установить взаимное расположение атомов и расстояние между ними в кристаллической решетке (рентгеноструктурный анализ).

Шкала электромагнитных волн

Д. Максвелл разработал теорию электромагнитных явлений и показал, что в природе должны существовать электромагнитные волны, а Г. Герц получил и исследовал их экспериментально.

Работы Герца, Попова, Лебедева и других ученых подтвердили теорию Максвелла и показали, что с помощью колебательного контура можно получать электромагнитное излучение с длиной волны от нескольких километров до 6 мм. Из теории Максвелла следовало, что световое излучение представляет собой очень короткие электромагнитные волны, создаваемые естественными вибраторами — атомами и молекулами.

Таким образом, к концу прошлого столетия было известно электромагнитное излучение с длинами волн от нескольких километров до 6 мм и от 0,3 мм (инфракрасное излучение) до 0,01 мкм (ультрафиолетовое излучение). Затем были открыты рентгеновские лучи, оказавшиеся (что было установлено позднее) очень короткими электромагнитными волнами.

Изучение радиоактивных явлений позволило обнаружить электромагнитное излучение, длины волн которого еще короче, чем рентгеновских лучей. Это излучение было названо гамма-излучением.

Позднее были экспериментально получены электромагнитные волны, заполнившие имевшиеся вначале пробелы в спектре электромагнитных волн.

Шкала известных электромагнитных волн изображена на рис. 34.20. Распределение электромагнитных волн по типам сделано в соответствии со способами их возбуждения. Те участки шкалы, где диапазоны волн разных типов перекрывают друг друга, показывают, что волны таких длин можно получить двумя способами. Так, например, волны длиной около 1 мм можно получить с помощью искусственного вибратора и при тепловом излучении. Разумеется, физические свойства этих волн совершенно одинаковы, так как они определяются длиной волны, а не методом их возбуждения.

Из рис. 34.20 видно, что диапазон видимого света составляет очень малую часть спектра электромагнитных волн.

Исследования электромагнитного излучения имеют огромное значение для уточнения наших представлений о строении вещества. Так, исследования инфракрасного, видимого и ультрафиолетового излучения помогли выяснить строение молекул и внешних электронных оболочек атомов; изучение рентгеновского излучения позволило установить строение внутренних электронных оболочек атомов и структуру кристаллов, а изучение гамма-лучей дает много ценных сведений о строении атомных ядер.

Виды космического излучения

До 40-х годов нашего столетия почти все сведения о небесных телах были получены с помощью оптического метода исследования. Дело в том, что атмосфера Земли пропускает только электромагнитные волны длиной от 0,3 мкм до нескольких микрометров и еще радиоволны от нескольких сантиметров до десятков метров. Для остальной части шкалы электромагнитных волн атмосфера непрозрачна. Между тем во Вселенной излучаются электромагнитные волны всех диапазонов — от радиоволн до гамма-излучения.

Космическое радиоизлучение впервые было обнаружено в 30-х годах при изучении грозовых помех. В 40-х—50-х годах начались поиски и изучение источников космического радиоизлучения. Для этой цели использовали радиолокаторы, затем начали строить радиотелескопы с огромными чашеобразными антеннами и чувствительными приемниками излучения. Быстрое развитие радиоастрономии привело к целому ряду важнейших открытий.

Было обнаружено, что нейтральный холодный водород, который составляет основную массу межзвездного газа, но в оптическом диапазоне невидим, испускает монохроматическое радиоизлучение с длиной волны 21 см. Это помогло изучить распределение водорода в нашей звездной системе — Галактике, включая даже далекие области, закрытые пылевыми облаками, которые, однако, для радиоволн прозрачны.

Далее были открыты галактики, мощность радиоизлучения которых в миллионы раз больше, чем у нашей Галактики (их назвали радиогалактиками). Оказалось, что такое мощное радиоизлучение имеет нетепловую природу. Оно вызвано гигантскими взрывами, при которых выбрасываются огромные массы вещества, в миллионы раз больше, чем масса Солнца. Выброшенные при взрыве быстро летящие заряженные частицы в межзвездном магнитном поле движутся по криволинейным траекториям, т. е. с ускорением. Ускоренное же движение заряда сопровождается излучением электромагнитных волн. Это нетепловое излучение называют магнитотормозным или синхротронным (оно наблюдается в синхротронах — ускорителях заряженных частиц). Изучение синхротронного излучения дает ценные сведения о движении потоков космических частиц и о межзвездных магнитных полях. Обычно излучаются радиоволны, но если частицы движутся с очень большими скоростями или в достаточно сильном магнитном поле, то они испускают видимое, ультрафиолетовое и даже рентгеновское излучение.

Для регистрации космического излучения, от инфракрасного до рентгеновского, очень широко используется фотографический метод. Кроме того, в качестве приемников излучения применяются термопары, термосопротивления, а также фотоэлектрические устройства, принцип действия которых рассматривается в следующей главе.

Как отмечалось выше, атмосфера сильно поглощает коротковолновое излучение. До поверхности Земли доходит только ближнее ультрафиолетовое излучение, да и то сильно ослабленное. Поэтому коротковолновое космическое излучение можно изучать только с помощью ракет и спутников. Такие исследования позволили изучить ультрафиолетовую часть спектра Солнца, а также исследовать очень горячие звезды с температурой до 30 000 К, сильно излучающие в ультрафиолетовой области.

Поскольку температура солнечной короны составляет около 10 6 К (§ 6.13), то в соответствии с законами теплового излучения корона должна быть источником рентгеновского излучения. Первые же опыты с помощью ракет подтвердили это. Оказалось, что рентгеновское излучение Солнца непостоянно. При хромосферных вспышках наблюдаются всплески рентгеновского излучения. Это объясняется тем, что выброшенные при вспышке быстро летящие электроны испускают рентгеновское излучение при столкновении с другими частицами солнечной атмосферы, а также при торможении в сильном магнитном поле активных областей (синхротронное излучение). Заметим, что рентгеновское излучение Солнца — важнейший источник ионизации верхнего слоя атмосферы Земли — ионосферы.

С помощью космических аппаратов было обнаружено рентгеновское излучение различных далеких объектов (ядер галактик, нейтронных звезд и др.).

Услуги по физике:

Лекции по физике:

Присылайте задания в любое время дня и ночи в ➔

Официальный сайт Брильёновой Натальи Валерьевны преподавателя кафедры информатики и электроники Екатеринбургского государственного института.

Все авторские права на размещённые материалы сохранены за правообладателями этих материалов. Любое коммерческое и/или иное использование кроме предварительного ознакомления материалов сайта natalibrilenova.ru запрещено. Публикация и распространение размещённых материалов не преследует за собой коммерческой и/или любой другой выгоды.

Источник