Если свет, испускаемый Солнцем или лампой накаливания, направляется на стеклянную призму, то мы увидим (так же как и Ньютон) цвета, расположенные в последовательности от фиолетового до красного. Ньютон назвал это «спектром». Это слово остается для обозначения изображения, которое получается в результате разложения любого света с помощью призмы или другой более сложной аппаратуры. Когда интенсивность постепенно изменяется от одного цвета до другого, мы говорим о «непрерывном спектре». В общем случае свет, получающийся путем электрического разряда в газе (неоновая реклама), состоит из очень ярких линий на темном фоне; в этом случае спектр обозначается как «линейчатый спектр».

В спектроскопах, инструментах, используемых в настоящее время для изучения таких спектров, свет проходит через тонкую щель, установленную на входе в инструмент, а в плоскости наблюдения каждая линия является изображением входной щели в соответствии с той монохроматической (т.е. одного цвета) компонентой исследуемого излучения. Каждая из этих линий имеет хорошо определенное положение и интенсивность, что и является характеристикой спектра. Это положение определяется длиной волны и соответственно, частотой монохроматического излучения, которое и составляет линию.

Если мы рассматриваем субстанцию свободных атомов одного и того же сорта, т.е. элементы в газовой фазе обнаруживаем, что их спектры являются, в значительной степени, линейными. Точнее говоря, эти спектры содержат линии с последовательно уменьшающимися длинами волн, причем интервал между линиями становится все меньше и меньше, и, начиная с некоторой длины волны, они сливаются в непрерывный спектр.

 

Истоки спектроскопии

Изучение состава света, испускаемого раскаленными телами, является предметом спектроскопии. Эта дисциплина родилась в XIX в. и сыграла фундаментальную роль в изучении света и строения атомов, являясь совершенной необходимостью для понимания принципов работы мазеров и лазеров. Мы можем сказать, что она возникла в 1802 г. с открытием английским физиком Вильямом Волластоном (1766—1828) присутствия темных линий в спектре солнечного света.

Волластон стал богатым человеком, когда в 1804 г. изобрел процесс получения чистой ковкой платины, пригодной для изготовления сосудов. Он также выделил два новых элемента, палладиума (в 1804 г.) и родия (в 1805 г.). Первый был назван в честь астероида Паллас, который был открыт в 1804 г., а второй — за розовый цвет его соединений. В 1807 г. Волластон запатентовал особую камеру, в которой призма отражала свет от объекта, который хотели зарисовать, на бумагу и в глаз художника. Тем самым у художника создавалась иллюзия, что изображение уже на бумаге, и он мог просто зарисовать его, обводя контуры. Волластон был другом Томаса Юнга и был приверженцем волновой теории света. В 1802 г. он наблюдал темные линии в спектре Солнца, он не понял их важности и полагал, что они просто естественные контуры цветных линий.

Рис. 8. Солнечный спектр с темными линиями Фраунгофера. Некоторые из них снабжены буквами, использованными Фраунгофером.

Двенадцатью годами позже Джозеф Фраунгофер (1787—1826), сотрудник Бенидиктинского оптомеханического института в Баварии, снова открыл темные линии в солнечном спектре, когда измерял дисперсионную силу разных стекол, и стал изучать эти линии. Он установил их положение в спектре, для большого числа (576, если говорить точно), и обозначил наиболее заметные из них буквами от А в крайней красной области до Н в фиолетовой (рис. 8). Эти темные линии указывают, что определенные длины волн отсутствуют в солнечном свете, достигающем Землю. В то же самое время Фраунгофер открыл, что яркая желтая линия (на самом деле две тесно расположенные линии), которая присутствует в свете всех пламен, наблюдаемых в спектроскоп, занимает то же положение, что и темная линия, которую он обозначил буквой D, в солнечном спектре.

Фраунгофер был сыном бедного стекольщика. Сперва он работал подмастерьем в гранильной мастерской, а затем рабочим на фабрике зеркал. Случилось так, что здание фабрики рухнуло, и 15-летний мальчишка оказался под обломками. Он чудом выжил, и в честь его чудесного спасения и король дал ему 18 дукатов. Для мальчика это было настоящим сокровищем, на эти деньги он купил инструменты и книги. Позднее Фраунгофер станет знаменитым оптиком.

Он хотел улучшить ахроматические линзы (линзы, свободные от эффектов дисперсии), которые изучал английский оптик Джон Доллонд (1706—1761). В 1756 г. Доллонд сложил вместе два стекла с почти противоположными силами дисперсии, с целью исключить хроматическую аберрацию. Большой трудностью было измерить силу дисперсии разных стекол, используемых для изготовления линз. Фраунгофер, занимаясь измерениями с призмами из различных стекол, и открыл темные линии в солнечном спектре.

Его открытие явилось предшественником того, что позднее было названо «спектральным химическим анализом». Началом можно считать 1826 г., когда Вильям Тальбот (1800—1877) обнаружил точную связь между спектром свечения пламени и вещества, содержащегося в нем. Он предположил, что цвет пламени можно использовать вместо продолжительного химического анализа для установления природы горящего вещества.

К началу XIX в. века были успешно разработаны инструменты (спектроскопы), нужные для измерения структуры спектров с необходимой точностью и методы измерения длин волн. Это произошло в значительной мере благодаря работам Фраунгофера и Френеля. Таким образом, предположение Тальбота могло быть практически реализовано.

Рис. 9 показывает простейший спектроскоп, подобный тем, что все еще используются в школах. Основной частью прибора является стеклянная призма, помещенная между двумя небольшими телескопами. Один из них снабжен узкой (регулируемой) щелью, через которую исследуемый свет (пламя на рисунке) попадает на призму. Второй телескоп собирает разложенный свет. Используется еще и третий телескоп, который является просто трубкой, на конце которой располагается штрихи шкалы, подсвечиваемой извне. Штрихи шкалы проектируются на спектр, что позволяет определять положение линий.

Рис. 9. Старинная модель спектроскопа с бунзеновской горелкой

Решающий, заключительный шаг, в отношении спектрального химического анализа приписывается ученым из Гейдельбергского университета химику Роберту Бунзену (1811—1899) и физику Густаву Кирхгофу (1824—1887), которые вместе работали над этой проблемой в 1860—1861 гг. Они построили стандартный прибор для анализа спектров элементов, входящих в состав солей, которые вносились в пламя (использовалась горелка Бунзена — газовая горелка, в которой сжигалось исследуемое вещество). Они открыли, что яркие линии спектра раскаленных солей металлов являются характерными для определенного металла. Первым практическим доказательством огромных возможностей спектрального анализа для изучения химического состава веществ было открытие новых элементов: цезия и рубидия. Используя эту экспериментальную методику, Кирхгоф идентифицировал многие темные линии Фраунгофера. Например, D-линия принадлежит натрию (рис. 10). Давид Брюстер (1781—1868) в 1832 г. уже объяснял происхождение темных линий солнечного спектра тем, что свет, испускаемый горячей поверхностью Солнца, прежде, чем достигнуть Земли, проходит через внешнюю более холодную атмосферу Солнца, компоненты которой поглощают практически на тех же длинах волн, которые испускаются при более высокой температуре. Таким образом, темная линия появляется там, где должна была бы быть яркая линия, если бы не было атмосферы. Например, пары натрия (легко получаемые добавлением   в  пламя  горелки  обычной   поваренной  соли)   испускают характерный желтый свет, образуемый двумя узкими и близкими друг к другу линиями (D -линия). Где бы ни появлялись в спектре эти линии, мы можем с уверенностью утверждать, что в источнике спектра содержится натрий. Этот мощнейший метод химического анализа позволяет обнаруживать минимальные следы вещества и не зависит от расстояния до исследуемого объекта, позволяя, например, исследовать звезды.

Длины волн излучения, которое испускается веществом, может также и поглощаться им на тех длинах волн. Если, например, мы посылаем интенсивный свет, содержащий все видимые длины волн (непрерывный спектр излучения), через пламя в котором сгорает натрий, то в пропущенном свете обнаружится отсутствие длин волн, соответствующих двум желтым линиям D-линии натрия. В спектре две темные линии появляются в тех местах, в которых наблюдаются две яркие линии в спектре излучения. Это объяснение применимо не только для нашего Солнца, но и для любой звезды. Действительно, темные линии, подобные тем, что Фраунгофер наблюдал в солнечном спектре, наблюдаются и в спектрах звезд, и положение этих линий указывает, какие длины волн поглощаются веществами в звездных атмосферах, что позволяет определить эти вещества.

Рис. 10. Обращенные линии. На верхней части показаны D-линии натрия (дублет), которые проявляются как черные линии в солнечном спектре. На нижней части показаны яркие D-линии натрия, которые получаются в лаборатории в парах пламени

Фундаментальные открытия новой науки спектроскопии были сделаны Кирхгофом, Брюстером, Дж. Гершелем (1792—1871), Тальботом, Чарльзом Уитстоном (1802—1875), А. Ангстремом (1814—1874) и Вильямом Сваном.

Тот факт, что спектры веществ иногда состоят из набора дискретных линий, а иногда представляют полосы, был, наконец, после многих дискуссий, объяснен Джорджем Сале (1875) путем сопоставления линейчатых спектров с атомами, а спектров полос — с молекулами.

 

Атомы

Уже Демокрит и Лесипс в V в. до н.э. говорили об атомах. Римский поэт Лукреций (98—55 до н.э.) в De rerum natura, объясняя теорию Демокрита, говорил, что воздух, земля и все другие вещи мира сделаны из набора частиц или корпускул — атомов, находящихся в безостановочном и очень быстром движении, которые столь малы, что не видимы человеческим глазом. Атомы предполагались быть крайним результатом последовательного разделения вещества на все меньшие части. Слово «атом» по-гречески означает «неделимый».

Однако идеи Демокрита и Лукреция далеки от нашего понимания атомов, поскольку они не рассматривали существования многих сортов атомов и того, что атомы определенного вещества одинаковы.

Выраженная смутным и неконкретным образом атомистическая теория Демокрита теряла свое значение, и слово «атом» стало употребляться для обозначения объекта крайне малого размера. Лукреций имел успех совсем в другой области, высказав гипотезу, что заразные болезни распространяются очень малыми частицами. В эпоху Возрождения итальянский философ и врач Джироламо Фракасторо (1483—1553) возродил эту теорию. Однако эта идея бактериологии оставалась секретом, пока Луи Пастер (1822—1895) вновь не обратился к ней.

Во всяком случае, атомистическая гипотеза Демокрита и Лесипса была принята священником Гассенди (1592—1655), который активно провозглашал, что даже если эта гипотеза находит подтверждение у «развратных» Эпикура и Лукреция, но она не имеет прямой связи с религиозными философиями их античных последователей — и может быть принята христианами. Идеи Гассенди оказали глубокое влияние на химика Роберта Бойля, которому мы обязаны обозначениями химических элементов. Эти обозначения стали более точными, когда А.-Л. Лавуазье (1743—1794) открыл, что определенные химические соединения содержат элементы в определенных пропорциях и что масса веществ остается постоянной до и после протекания химической реакции. Эти исследования получили завершение в работе Джона Дальтона (1766—1844), который изложил их в своей книге A New System of Chemical Philosophy (опубликованной в Манчестере в 1808 г.) концепцию, что существует много сортов атомов, каждый из которых характеризует разные вещества и что атомы в определенном веществе идентичны. Дальтон доказал, что каждому химическому элементу можно приписать число, которое представляет вес одного атома данного элемента.

 

Атомный вес

В настоящее время атомный или молекулярный вес измеряется сравнением веса атома данного вещества с атомом водорода. Вес атома водорода удобно считать приблизительно одной единицей атомной массы (вес одной атомной массы 1,66∙10—24 г), так, вес атома углерода 12. Атомный вес кислорода почти 16 (точно 15,9994) и поскольку молекула кислорода состоит из двух атомов, один моль молекулы кислорода весит около 32 г. Из определения моля следует, что моль всегда содержит одно и то же число атомов и молекул (так, называемое число Авагадро NА = 6,022∙1022).

Однако существование атомов все еще было спорным, поскольку никто не мог сказать, что видел их, и в ходу были различные идеи. В 1860 г. на Химическом конгрессе в Карлсруе, первом международном собрании, участники продолжительно обсуждали различия между атомами и молекулами и не пришли к определенному заключению. Сегодня мы определяем молекулу как химическую комбинацию двух или более идентичных или различных атомов, которая может стабильно существовать и которая представляет наименьшее количество вещества и обладает характеристическими свойствами данного вещества.

 

Электрон появляется

В то время, как развивались атомные и молекулярные теории в химии, в исследованиях в области электрической проводимости в жидкостях и электрических разрядов в газах при низком давлении обнаружилось, что атом вовсе не «неделимый», но содержит в себе электрические заряды. Г. Дж. Стони (1826—1911) в 1874 г., пытаясь простым способом объяснить законы электролиза, установленные Фарадеем в 1833 г., ввел «атом» электричества, который он позднее (1891 г.) назвал «электроном». До этого Г. Гельмгольц (1821 — 1894) говорил: «Если мы принимаем гипотезу, что элементарные субстанции состоят из атомов, мы не можем избежать заключения, что электричество также, положительное и отрицательное, разделяется на элементарные порции, которые ведут себя подобно атомам электричества».

Таким образом, умозрительный электрон допускался только как свойство, относящееся к электрическому разряду. Однако английский физик Дж. Дж. Томсон (1856—1940) открыл в 1897 г., что в электрических разрядах в газах присутствуют очень маленькие частицы с отрицательным зарядом, которые испускаются атомами. Томсон измерил их удельный заряд (e/m), т.е. отношение заряда к массе. Поскольку атом сам по себе нейтрален, открытие электрона — за это Томсон в 1906 г. получил Нобелевскую премию по физике — означает, что атом должен включать в себя как отрицательные заряды (электроны), так и положительные заряды.

 

Нобелевская премия

Поскольку многие из упоминаемых здесь исследователей были удостоены этой престижной премии, уместно несколько отвлечься, и сообщить, как она возникла и как присуждается.

10 декабря 1896 г. шведский химик Альфред Нобель скончался в возрасте 63 лет, в своем доме в Сан Ремо. Он сделал возможным практическое применение нитроглицерина, создав динамит. Нитроглицерин был синтезирован в 1846 г. А. Собреро (1812—1888), а Альфред Нобель применил для его стабилизации некоторые инертные вещества. В результате в 1875 г. был получен первый динамит, представляющий собой желатинообразную смесь нитроглицерина с клетчаткой. В 1889 г., смешивая в различных пропорциях коллоидную клетчатку с нитроглицерином, он сумел создать баллистит, который до сих пор используется, как бездымное взрывчатое вещество. Изготавливался динамит на фабрике вблизи г. Турина (Италия). Благодаря своим патентам, а также эксплуатации нефтяных месторождений в Баку, Нобель стал обладателем огромного состояния, исчислявшимся на современные деньги в несколько сотен миллионов евро. Это состояние, желая сгладить возможное разрушительное использование людьми его изобретений, он завещал использовать как фонд для премий. Уместно процитировать отрывок из его завещания:

«Все, что останется от моего состояния должно быть распределено следующим образом: капитал, сохраняемыми моими душеприказчиками, должен составлять фонд, цель которого — быть распределяемым в виде ежегодных премий, которые присуждаются тем, кто в предыдущий год принес великую пользу человечеству Выше упомянутый капитал следует распределить пятью равными частями следующим образом: одна часть тому, кто сделал наиболее важное открытие или изобретение в области физике, одна часть тому, кто сделал наиболее важное открытие или улучшение в химии, одна часть тому, кто сделал наиболее важное открытие в области физиологии и медицины, одна часть тому, кто проявил себя выдающимся образом в литературе, одна часть тому, кто наилучшим образом способствовал установлению братства между народами, отмене или сокращению армий, и проведением конгрессов мира. Премии по физике и химии должны быть присуждаемы Шведской академией наук; премии по работам в области медицины и физиологии — Каролинским институтом в Стокгольме; по литературе — Академией в Стокгольме, а для поборников мира — комитетом пяти членов, выбираемых Норвежским Стортингом. Я желаю, чтобы присуждение этих премий не связывалось с национальностью кандидатов, но чтобы эти премии присуждались наиболее достойным, независимо от того скандинавы они или нет».

Каждая премия составляет в наше время около 50 000 евро, и она, безусловно, самая высокая.

Правила отбора победителей примерно сходные в разных областях. В случае физики ученая группа, образованная из нобелевских лауреатов, и других хорошо известных персон, членов Шведской академии наук, профессоров шведских университетов, а также университетов Копенгагена, Хельсинки, Осло, и еще других шести университетов, причем состав группы меняется ежегодно, делает предложения. Эти предложения оцениваются комитетом из пяти членов, формируемым президентом Нобелевского Института по физики, и четырьмя членами, избираемыми физическим отделением Академии. Предложения этих комитетов в конечном счете, рассматриваются собранием Академии. Члены Академии получают памятную золотую медаль всякий раз, когда они собираются для голосования, кроме того, все члены комитетов щедро награждаются. Никаких протоколов заседания не ведется и участникам запрещено разглашать обсуждения. Окончательное решение должно выноситься до 15 ноября. Премии вручаются в Стокгольме и Осло (для премии мира), на официальной церемонии 10 декабря, в годовщину смерти основателя. Лауреат читает публичную лекцию и получает награду их рук короля Швеции.

Согласно желанию Альфреда Нобиля премия должна предназначаться человеку, который своим открытием или изобретением принес пользу человечеству. Вначале это создало определенные трудности предоставления премии за теоретические исследования. Первым лауреатом по физике был в 1901 г. Вильгельм Конрад Рентген (1845—1923) «за особые заслуги, которые он оказал открытием замечательных лучей, впоследствии названных его именем».

 

Формула Бальмера

Гипотеза Сале, что спектры являются характерными для атомов и молекул, была полностью подтверждена электромагнитной теорией Максвелла, согласно которой колеблющиеся электрические заряды испускают излучение. Начались исследования с целью выяснить, существует ли соотношение между спектральными линиями одного и того же вещества или между линиями разных веществ.

Рис. 11. Спектр атома водорода. На верхнем спектре показаны линии Бальмера в видимой области; нижний спектр — увеличенная область конца правой части спектра с линиями Бальмера в ультрафиолете

25 июня 1884 г. швейцарец Иоганн Якоб Бальмер (1825-1898) представил   Научному   Сообществу   Базеля   работу   на   эту  тему.   Бальмер, шестидесятилетний преподаватель женской школы, особый интерес уделял числами. Он создал реконструкцию Иерусалимского храма на основании измерений, сделанных исходя из данных видения библейского персонажа Иезекииля. Его интересовало число ступеней великих пирамид и т.д. Однажды, беседуя с приятелем, он пожаловался, что ему нечего делать, на что приятель ответил: «Ну, раз ты так интересуешься числами, то почему бы тебе не заняться числами, которые получаются из спектра простейшего элемента, водорода? Он дал ему длины волн трех линий, известных в то время в видимой области спектра. Занимаясь этой проблемой, Бальмер установил, что последовательность этих трех линий можно выразить аналитически

λ = 3,36∙10 -5 n/(n 2 —4)

где λ — длина волны, см; n — целое число, принимающее значения 3, 4 и 5. Соответственно, эту формулу можно записать, используя волновые числа v 0 , т.е. величиной обратной длине волны и представляющее число волн, которые укладываются в сантиметре. Это волновое число, умноженное на скорость света, обозначаемое буквой с, дает частоту f или число колебаний в секунду. При использовании волнового числа формулу Бальмера можно записать как

v 0 = 1/λ= 109678∙(1/4—1/n 2 ) ,

где λ — по-прежнему длина волны, см, а число 109 678, которое позднее было обозначено буквой R, получило название «константы Ридберга». Эта формула дает волновые числа и длины волн не только для трех известных в то время линий, но и для новых, открытых позднее линий (рис. 11).

Во время затмения Солнца в 1898 г. были измерены 29 линий серии Бальмера: значения всех их получались этой формулой при изменении n от 3 до 31.

 

Ридберг и комбинационный принцип

В 1886 г. Александ С. Гершель, сын великого астронома Джона Гершеля, и Генри Десландрес (1853—1948) нашли математические описания различных полосатых спектров. Более того, шведский физик теоретик Иоганн Роберт Ридберг (1854—1919) опубликовал результаты анализа спектров, который он провел в 1890 году. Этот анализ показал, что спектральные серии Бальмера, а также другие серии линий водорода в ультрафиолетовой и инфракрасной областях спектра можно представить общим выражением, которое сегодня носит его имя.

Ридберг интересовался вопросами спектров и начал свои исследования задолго до того, как Бальмер опубликовал свою формулу. Он также интересовался периодической классификацией элементов, которую дал русский химик Дмитрий Менделеев (1834—1907). Менделеев установил, что единственный метод классификации элементов заключается в рассмотрении их атомных весов. Когда элементы располагаются в порядке увеличения атомных весов, обнаруживается явная периодичность их свойств. Таким образом, в рядах увеличивающихся атомных весов получаются колонки химических элементов со сходными свойствами (таблица Менделеева). Интуиция Ридберга привела его к осознанию, что эта периодичность является результатом атомной структуры.

В период между 1882 г. и 1887 г., когда он был ассистентом физического факультета университета Лунда, Ридберг изучал зависимость физических и химических свойств элементов от их атомных весов, рассматривая атомный вес как принципиальный параметр, от которого зависят эти свойства. Он начал с изучения соотношений, имеющих место среди спектральных линий элементов. Проблема, которую он хотел решить, требовала систематического изучения имеющегося спектроскопического материала, для того, чтобы получить полуэмпирическую формулу, которая универсально моделировала бы эти данные.

История науки показывает, что любая область физики проходит фазу, в которой накопленный эмпирический материал обусловливает активность «предварительной обработки», в результате которой возникают общие законы, даже если изучаемое явление не имеет теоретической основы. Примерами являются законы Кеплера небесной механики и закон Бойля—Мариотта для газов.

Такие «предварительные» теоретические модели выполняют двойную функцию. Во-первых, они дают определенную обобщенную основу для систематизации экспериментальных данных, играя роль эмпирических законов. Во-вторых, они играют важную роль в создании более фундаментальных теорий, являясь конструктивным посредником между теоретическими знаниями и эмпиризмом. Так, например, Максвелл в процессе построения теории электромагнетизма не рассматривал непосредственно экспериментальные данные, но использовал теоретические знания предыдущего уровня (закон Био—Савара, который определяет магнитное поле проводника с током, закон индукции Фарадея и др.) в качестве отобранного «эмпирического» материала.

Если мы с этой точки зрения рассмотрим положение, достигнутое в спектроскопии в 1880-х гг. мы увидим, что поиски законов, определяющихся спектральными линиями, были важнейшей проблемой того времени. В таких случаях ситуация приводит к результатам, что часто случается в развитии науки. Различные исследователи пытаются независимо решить одну и ту же проблему и находят одновременно одинаковые решения. Так и было в этом случае. Независимо от Ридберга, в 1890 г. два хорошо известных спектроскописта, Генрих Кайзер (1853—1940) и Карл Рунге (1856—1927), старались установить общие математические уравнения законов спектроскопии и предложили решения, которые горячо обсуждались, пока не стал превалирующим взгляд Ридберга, который и получил всеобщее признание к концу века.

Согласно Ридбергу, аналитическое выражение для спектров должно быть функцией целых чисел. Он стремился узнать, каков должен быть вид этой функции, и нашел одну, в которой обратные волновые числа зависели от обратных квадратов целых чисел. Когда Бальмер опубликовал свою формулу для атома водорода, оказалось, что она соответствует частному случаю выражения Ридберга.

С другой стороны, Кайзер и Рунге искали алгебраическое выражение, которое могло бы предсказать с высокой точностью обратные волновые числа в сериях, и нашли одно, в котором использовались обратные квадраты целых чисел и обратные четвертые степени целого числа. Хотя они и признавали, что Ридберг прав, утверждая, что их выражение просто одно из многих, которые можно выписать, они возражали, что их выражение наиболее точное. Тот факт, что Ридберг утверждал, что его соотношение имеет универсальную значимость для всех атомов, их не интересовал.

Ридберговское представление давало обратную величину длины волны атомного спектра в конкретных сериях в виде разницы между двумя «спектральными термами» (как их позднее стали называть). Каждый из них представляет универсальную константу (позднее названную «константой Ридберга»), деленную на квадрат суммы целого числа и константы, типичной для каждой серии. В этой формулировке был уже представлен «комбинационный принцип», позднее выраженный шведским ученым Вальтером Ритцем (1878-1909).

В то время предполагалось, что световые колебания, представляемые линиями спектра, производятся все вместе в атоме. В конце концов, в 1907 г. Артур Вильям Конвей (1875—1950), профессор математической физики в Дублине, дал правильное объяснение, согласно которому атом производит спектральные линии по одной во времени, так что получение полного спектра происходит от большого числа атомов. Согласно Конвею, испускание спектральной линии атомом должно происходить в ненормальном или возмущенном состоянии. Ситуация, при которой одиночный электрон в атоме стимулируется для получения колебаний с частотой, соответствующей спектральной линии, не продолжается бесконечно, но лишь то время, которое нужно электрону, чтобы испустить цуг колебаний.

Эти идеи были заново высказаны в 1910 г. П. В. Беваном (1875—1913), который также пришел к заключению, что спектральные явления следует объяснять участием большого числа атомов. Они в определенный момент времени находятся в разных состояниях, и каждый из атомов ответственен не за весь спектр, только за одну линию в нем.

«Комбинационный принцип», сформулированный В. Ритцем в 1908 г., был выведен из большого спектроскопического материала. Согласно ему, частоту каждой спектральной линии можно получить как разность между двумя термами — т.н. «спектральных термов», каждый из которых зависит от некоторого целого числа. С помощью этого принципа все линии в сериях можно было классифицировать систематическим образом.

Регулярности, открытые Бальмером в видимом спектре водорода, были обнаружены и в других областях спектра. Теодор Лайман (1874—1954), исследуя излучение водорода в ультрафиолетовой области, нашел в 1906 г., что серии линий, испускаемых в этой области, могут быть представлены формулой,  подобной формуле Бальмера.  Фридрих Пашен  (1865-1947) получил в 1908 г. подобные результаты в инфракрасной области спектра. Позднее эти результаты были подтверждены и дополнены в 1922 г. американским астрономом Фрэнком П. Брэкеттом (1865—1953) и в 1924 г. Августом Г. Пфундом (1879-1948).

Все   частоты f различных   серий   можно   выразить  универсальной формулой:

с/λ = f = const (l/m 2 — 1/n 2 )

где с — скорость света в вакууме; n и m — два целых числа, которые удовлетворяют следующим условиям:

m = 1, n = 2,3,4, … серия Лаймана в УФ;

m =2, n = 3,4,5, ... серия Бальмера в видимой области;

m =3, n = 4,5,6, ... серия Пашена в ИК;

m =4, n = 5,6,7, ... серия Брэкетта в ИК;

m =5, n = 6,7,8, ... серия Пфунда в ИК.

 

Влияние магнитного поля на спектральные линии

В то время, когда были объяснены главные черты спектральных линий. В 1896 г. Питер Зееман (1865—1943) живший в Лейдене (Голландия) открыл, что магнитное поле способно воздействовать на частоты спектральных линий, испускаемых газом, помещенным в это поле.

Зееман проводил в Лейденском университете в 1893 г. исследования по изучению эффекта Керра, которые были предметом его докторской диссертации. Этот эффект касается действия магнитного поля на поляризацию света. В 1896 г., обсуждая свой первый эксперимент в работе, опубликованной в трудах Королевской академии в Амстердаме, он указывал, что его открытие было отталкивалось от результатов Фарадея, в 1854 г., открывшего влияние магнитного поля на плоскость поляризации линейно поляризованного света (этот эффект Фарадея сходен с эффектом Керра). Уже в то время Фарадей осознал, что свет и магнитное поле тесно связаны. Максвелл говорил, что Фарадей посвящал свои последние эксперименты изучению влияния магнитного поля на свет, испускаемый источником, помещенным в магнитное поле, но ничего не сообщил о результатах. Позднее другие исследователи пытались повторить этот эксперимент, но безуспешно.

Зееман был очень дотошным экспериментатором и полагал, что Фарадей не пришел к определенным результатам, потому что эффект был очень слабым. Поэтому он тщательно спланировал эксперимент и в 1896 г. получил положительный результат. Как это уже делалось Фарадеем, Зееман поместил пламя бунзеновской горелки с хлористым натрием в поле электромагнита и изучал спектр с помощью дифракционной решетки высокого разрешения. Он наблюдал D-линию натрия (которая на самом деле — дублет тесно расположенных линий) и увидел, что когда электромагнит включался, линия уширялась. Первоначально он думал, что это эффект влияния магнитного поля на температуру и плотность паров в пламени. Но последующие эксперименты показали влияние магнитного поля на D-линию натрия.

Используя улучшенное спектральное разрешение, он позднее установил, что эффект заключается в разделении линии испускания цинка или кадмия на две или три линии, в зависимости от направления наблюдения по отношению к ориентации магнитного поля (рис. 12).

Рис. 12. Примеры аномального (для цинка) и аномального (для дублета натрия) эффекта Зеемана

Как раз перед этим открытием Г.А. Лоренц (1853—1928) начал создавать теорию свойств электронов, которая позднее была опубликована в его знаменитой книге «Теория электронов» (Лейпциг, 1909). Он сразу же объяснил этот эффект, рассматривая электроны, связанные в атомах квазиупругим образом.

Лоренц также работал в Лейденском университете, где он получил докторскую степень в 1875 г. В возрасте двадцати четырех лет, в 1877 г., он был назначен заведующим кафедрой теоретической физики в Голландии.

Лоренц имел обширные интересы в физике и математике, но его наиболее значительным достижением было развитие электромагнитной теории Максвелла до этапа, где стала очевидной необходимость радикального изменения основ физики, что инспирировало теорию относительности Эйнштейна. Он объяснил отрицательный результат 1887 г. опыта Альберта А. Майкельсона (1852—1931) и Эдварда В. Морли (1838— 1923). В этом эксперименте пытались «увидеть», не распространяется ли свет с разной скоростью в направлениях по движению Земли в пространстве и перпендикулярном ему. Лоренц предположил, что материальные тела сокращаются в размере по направлению своего движения. В 1904 г. он формализовал эту гипотезу, известную как «лоренцовское сокращение», дав математическую форму этого преобразования. Эти преобразования Лоренца сыграли очень важную роль в теории Эйнштейна, которая теоретически укрепила их основу.

В серии работ, опубликованных в период 1892—1904 гг., Лоренц построил «электронную» теорию, которая позволила ему объяснить ряд явлений. Он использовал свою теорию для объяснения эффекта, открытого Зееманом, и оба эти исследователя разделили Нобелевскую премию в 1902 г. за открытие и объяснение этого важного эффекта.

Согласно теории Лоренца, свет испускается атомными заряженными частицами (электронами), на движение которых влияет магнитное поле согласно законам классического электромагнетизма. Из изменения частоты, получаемого из-за магнитного поля, Лоренц и Зееман смогли определить отношение между зарядом и массой частицы, которая испускает свет, а также знак и значение заряда. Первоначально они допустили ошибку в расчетах и сочли, что знак положителен, но затем исправили расчет и получили отрицательный знак. В это же время в Кембридже Дж. Дж. Томсон в экспериментах 1897 года, измерил отношение между зарядом и массой свободного электрона, а позднее, в 1899 г., измерил знак заряда. Полученные данные были идентичны тем, что были найдены Зееманом и Лоренцем и доказывали, что электроны независимо от их происхождения являются идентичными.

Не следует недооценивать важность эффекта Лоренца в теории строения атома. Успех, достигнутый теорией Лоренца эффекта Зеемана, показал, что частицы с одним и тем же отношением заряд/масса, что и электрон, присутствуют в атоме и ответственны за испускание спектральных линий. Это было прямым доказательством, что испускание света производится электронами.

После этих первых экспериментов ряд других физиков, Престон, Рунге и Пашен, и Ланде, изучили магнитное расщепление спектральных линий. Принципиальным результатом этих исследований было то, что многие линии, среди которых и D-дублет натрия, расщепляются не на три линии, как предсказывала теория Лоренца, а на большее число компонент (см. рис. 12). Этот эффект был назван «аномальным эффектом Зеемана» и получил объяснение только в 1925 г., когда Уленбек и Гоудсмит ввели «спин электрона».

 

Первая модель атома

В заключение, мы можем сказать, что в первые годы XX в. был дан первый, может быть не полный, ответ на вопрос как излучается свет, а атомы с их электрическими зарядами были сочтены ответственными за это. Однако, как устроены атомы и, соответственно, каковы процессы испускания света, никто не знал.

Одна из проблем касалась числа электронов в атоме. Первые модели атома предполагали, что это число велико. Эта гипотеза поддерживалась спектроскопическими наблюдениями. Поскольку предполагалось, что спектральные линии производятся колебаниями электронов, а наблюдались тысячи линий, то полагали, что они испускаются тысячами электронов.

Томсон, который благодаря открытию электрона считался признанным авторитетом, выдвинул в 1903—1904 гг. свою модель атома. В соответствие с ней, атом представляет однородно заряженную сферу с положительным зарядом, в которой помещаются электроны, подобно изюминкам в пудинге. Положительный заряд и отрицательная сумма всех электронов равны по абсолютной величине. Электроны притягиваются к центру сферы и отталкиваются друг от друга, согласно закону Кулона электрического взаимодействия. Нормальное состояние атома получается, когда система этих противоположных сил уравновешена. Если атом подвергается возмущению (или, как говорят физики, «возбуждается») при столкновении с другим атомом или при прохождении электрона, его внутренние электроны начинают колебаться вокруг положения равновесия и излучается свет на тех частотах, которые измеряются спектроскопически. По физическим законам можно рассчитать эти частоты. Томсон и его ученики сделали сложные вычисления, чтобы найти такие конфигурации, которые дали бы правильные частоты. Эти вычисления не привели к успеху. Как мы увидим, эта модель совершенно неверная.