Г.С. Ландсберг - Элементарный учебник физики (том 3). Колебания и волны. Оптика. Атомная и ядерная физика (1120574), страница 72
Текст из файла (страница 72)
Узкий пучок рентгеновских лучей, выделенный прн помощи свинцовых диафрагм 2, 3 (рис. 304), падал на кристалл 4. На фотографической пластинке 5 получалось изображение следа пучка. При отсутствии кристалла изображение на пластинке представляло собой те и н о е пятно — след пучка, пропущенного диафрагмами. Когда же на пути пу ~ха помещался кристалл, та иа пластинке получалась сложная картина (рис. 306), представляющая собой ре. зультат д и ф р а к и и и р е и т ген о в с к и х л у чей иа кристаллической решетке.
Полученная картина ие только дала прямое доказа- тельство волновой природы рентгеновских лучей, но н позволила сделать важные заключения о строении кристаллов, которым определяется вид наблюдаемой дифракционной картины. В настоящее время применение рентгеновских лучей длн изучения структуры кристаллов и других тел приобрело огромное практическое и научное значение. Дальнейшие усовершенствования позволилн прн помощи тщательных опытов определять и длины волн рентгеновских луч е й '). Излучение обычной рентгеновской трубки оказалось, подобно белому свету, содержащим волны различной длины со средним значением от И-. -"-. сотых до десятых дачей нанометрз в зависимости от напряжения между катодом и анодом трубки.
Впоследствии были получены рентгеновские волны с . '' ,' .. * длиной несколько десятков нанометров, т. е, более длинные, чем кратчай. . Р«; мь,ьй' " шне из известных ультрафиолетовых...;,. "";.4фЁ,! т ч волн. Удалось также получить и наблюдать очень короткие волны (длина ' " « " ч, ° которых — тысячные и десятитысячные доли нанаметра), Произведя определение длин волн рентгеновских лучей, можно было .л установить, что волны тем меньше поглощаются. чем они короче.
Рентген рис ЗО5. Фотография. нзобназвал слабо поглопгающиеся лучи ражающая картину днфракжесткими. Таким образом, увеличение цин рентгеновских лучей в жесткости *') соответствует уменьше- кристалле цинковой обманки нию длины всстньь $ 166. Шкала электромагнитных волн. Мы назвали ультрафиолетовыми всьянами электромагнитные волны, длина которых меньше 400 нм (4000 А), а инфракрасными — волкы с длиной, превышающей 760 нм (7600 А), Совершенно ясно, что границы эти довольно произвольны, н нет никакого резкого изменения в свойствах при переходе от крайних фиолетовых волн к ультрафиолетовым нли от крайних красных к инфракрасным.
Поэтому указания, где н а ч и н аю т с я ультрафиолетовые или инфракрасные волны, имеют лишь условный характер. Так же условно и указание, г де к о н ч а ю т с я ультрафиолетовые и инфракрасные области спектра. При исследованиях этих областей серьезным затруднением является то обстоятельство, что большинство материалов, прозрачных для видимого света, сильно поглощает *) Использование дифракции рентгеновских лучей на обычных дифракционных решетках (см.
4 138) для точного определения длины волны было предложено значительно позже. **) Способность излучения проникать через вещество называется жесткостью этого излучения. 381 более короткие и более длинные волны. Улучшение техники эксперимента все же дало возможность получить и исследовать инфракрасные волны длиной до нескольких сот микрометров. С другой стороны, оказалось возможным электрическими способами получить радиоволны, длина которых также выражается сотнями микрометров. Таким образом, мы имеем непрерывный переход от видимого света через инфракрасные волны к радиоволнам. Наши сведения о коротковолновой области спектра также пополнялись, так сказать, с двух концов. С одной стороны, улучшение техники работы с ультрафиолетовыми волнами позволило спуститься приблизительно до 5 нм (50 Л).
С другой стороны, с течением времени были найдены способы получать н исследовать рентгеновские волны (см, й 154) длиной в несколько десятков нанометров, Таким образом, и в области коротких электромагнитных волн мы имеем непрерывный переход от видимого света через ультрафиолетовые волны к рентгеновским сколь угодно малой длины. Весьма короткие электромагнитные волны наблюдаются в излучении радиоактивных веществ (так называемое уизлучение, см.
$ 21!) в космических лучах, а также при ударах очень быстрых электронов, разгоняемых ускорителями (см. й 216). Вся шкала электромагнитных волн уже была приведена и описана в й 58 (см. рис. 125). Г л а в ь ХИН. СКОРОСТЬ СВЕТА й 156. Первые попытки определения скорости света.
В 3 65 были рассмотрены разнообразные проявления света, показывающие, что свет несет с собой энергию, и были указаны методы ее регистрации. Естественно встает вопрос, с какой скоростью распространяется световая энергия. Попытки ответить на этот вопрос предпринимались уже давно. Так, еще Г. Галилей (160? г.) пытался определить скорость распространения света с помощью следующего простого опыта. Представим себе двух наблюдателей А и В (рис. 606), находящихся на расстоянии 1 друг от друга и снабженных одинаковыми хорошо выверенными часами, Если наблюдатель А в некоторый момент пошлет световой сигнал (например, быстро откроет заслонку фонаря), а наблюдатель В отметит по своим часам тот момент, когда он увидит этот си~пал, то можно будет определить время т, за которое свет прошел данный путь 1, и, следовательно, определить скорость света с = 11т.
Опыт можно значительно усовершенствовать и упростить, если вместо второго наблюдателя поместить зеркало. Наблюдатель, открывающий фонарь, отметит также и момент, когда световой сигнал, отразившийся от зеркала, вернется к нему, т.
е. пройдет путь 21. Таким образом удалось бы определить скорость света, располагая лишь одними часами. Однако опыт Галилея как в первом, так и во втором вариантах не дал определенных результатов. Естественно, что регистрация момента выхода и прихода сигнала делается с некоторымн ошибками. Скорость же света оказалась настолько большой, что время прохождения светом сравнительно неболыцих расстояний, на которые можно было отдалить пункты А и В, было значительно меньше указанных ошибок.
Поэтому принципиально правильный опыт не дал удовлетворительного результата. Для улучшения дела надо было или весьма значительно увеличить расстояние 1, или очень сильно повысить 383 Рис. 306. Неудачные попытки определить скорость света точность измерения небольших промежутков времени. Оба эти усовершенствования и были внесены впоследствии и привели к благоприятным результатам. $157. Определение скорости света Ремером. В методе датского астронома Олафа Ремера (!644 †17), предложенном в 1675 г., были использованы огромные расстояния, с кос торыми приходится иметь дело астроному.
Световым сигналом, посылавшимся из пункта А, служили затмения спутника Юпитера (например, моменты выхода этого спутника из тени Юпитера); наблюдатель на Земле регистрировал момент затмения. Обращение ближайшего к Юпитеру спутника происходит за 1а/, дня, т. е. затмения его следуют весьма часто одно за другим. Ремер установил, что н а б л ю д а ю т с я затмения не вполне регулярно. Если, например, начиная с положения Земли Зт (рис. 307), предвычислить моменты ожидаемых затмений и произвести наблюдения при положе- 384 иии Земли примерно через х/а года *), то момент затмения оказывается з а п о з д а в ш и м против вычисленного почти на 16 мин.
Однако те же вычисления дают правильный .результат, если вновь провести наблюдения к моменту полоукения Земли З„т. е. еще примерно через '/, года. ,.а--, /Оа ,:. — и/Сг а ,'' "~/пг Рис. З07. К определению скорости света по Ремеру: Ю,Зх — Земля Зт находится между ЮпитеромЮ, и Солнцем С; Ю,З, — Земля 3, и Юпитер Юч находятся по разные стороны Солнца; Юа3а — следующее взаимное расположение Земли За и Юпитера Юа Ремер дал простое объяснение этим явлениям: надо учитывать время, необходимое для того, чтобы свет прошел добавочное расстояние, равное поперечнику земной орбиты. Это добавочное расстояние по современным измерениям равно 2,99 1О' км, добавочное время — 966А с, отсюда скорость света с приблизительно равна 300 000 км/с.
Сам Ремер нашел для скорости света с значение 215 000 км/с. й 158. Определение скорости света по методу вращающегося зеркала. Французский физик Леон Фуко (1819 — 1868) применил в 1862 г. очень точный способ определения времени прохождения света между двумя пунктами А и В, благодаря чему удалось надежно измерить скорость света, не прибегая к чрезмерно большим расстояниям между А н В.
Световой сигнал, вышедший по направлению ВА (рис. 308), отражался вращающимся зеркалом А к неподвижному зеркалу В. Это последнее делалось сферическим с очень большим радиусом кривизны В, так что центр его совпадал с зеркалом А. Благодаря такому устройству свет при любом положении зеркала А распространялся вдоль радиуса зеркала В, падал перпендикулярно на его поверх*) Период обращения Юпитера значительно (почти в )х раз) больще периода обращения Земли. Позтому положения Ю„Ю„Ю, разделены промежутнами около полугода. 13 нленектаркна учааанк фканкк, т. и! заз ность и после отражения шел вновь по радиусу зеркала В, т.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
