Маріо Льоцці
Великий внесок у дослідження дисперсії і створення ахроматичних лінз, розпочате ще Доллонд, вніс Йозеф Фраунгофер (1787-1826), в кому рідкісне мистецтво експериментатора доповнювалося неабиякими здібностями теоретика. У своїй передмові до зібрання творів Фраунгофера Е. Ломмель так підсумовував його внесок у практичну оптику: "Завдяки введенню своїх нових і вдосконалених методів, механізмів і вимірювальних інструментів для обертання і поліровки лінз ... йому вдалося отримати досить великі зразки флінтглас і кронгласа без всяких прожилок. Особливо велике значення мав знайдений ним метод точного визначення форми лінз, який кардинально змінив напрямок розвитку практичної оптики і довів ахроматичний телескоп до такої досконалості, про який раніше не можна було і мріяти ".
Щоб зробити точні вимірювання дисперсії світла в призмах, Фраунгофер в якості джерела світла використовував свічку або лампу. При цьому він виявив у спектрі яскраву жовту лінію, відому тепер як жовта лінія натрію. Незабаром встановили, що ця лінія знаходиться завжди в одному і тому ж місці спектра, так що її дуже зручно використовувати для точного вимірювання показників заломлення. Після цього, каже Фраунгофер у своїй першій роботі 1815 ,"... я вирішив з'ясувати, чи можна бачити подібну світиться лінію в сонячному спектрі. І я з допомогою телескопа виявив не одну лінію, а надзвичайно велика кількість вертикальних ліній, різких і слабких, які, проте, виявилися темніше іншої частини спектру, а деякі з них здавалися майже зовсім чорними ".
Лінії в сонячному спектрі були виявлені ще в 1802 р. Уолластоном, хто спостерігав безпосередньо через призму щілину в камері-обскура, сильно освітлену сонячними променями. Уолластон зауважив сім таких ліній, з яких п'ять особливо виразних, і, прийнявши їх за лінії, що розділяють кольори спектру, більше про них не думав.
Фраунгофер відкрив сотні таких ліній і уважно їх досліджував. Найбільш різко виражені лінії він позначив великими і малими буквами латинського алфавіту (А, В, .., Z, а, b ,...) і зафіксував їх постійне положення в спектрі, ясно розуміючи їх значення для вимірювання показників заломлення. Він встановив, що лінія D сонячного спектру знаходиться в тому ж положенні, що і яскрава лінія натрію в спектрі лампи. Його спектроскоп складався з коліматора, призми і зорової труби, тобто по суті з тих самих елементів, що й сучасні спектроскопи. Фраунгофер направив спектроскоп на Венеру і виявив, що світ цієї планети містить ті ж темні лінії, що і сонячний спектр. Дослідження спектра електричних іскор дозволило виявити велику кількість яскравих ліній.
Заслугою Фраунгофера є введення решіток для дослідження спектрів. Грати застосовувалися ще більше 100 років тому Клодом Дешалем (1621 -1678), повторивши досліди Грімальді з полірованими металевими пластинами, на які Дешаль завдав серію близько розташованих паралельних смуг. Якщо тонкий пучок світла спрямувати в темній камера на таку платівку, то він утворює спектр на білому екрані. Такий же результат був отриманий і з штрихованої скляною пластинкою. Фраунгофер виготовляв решітки з найтонших близько розташованих паралельних ниток або ж наносив на скляній пластинці паралельні штрихи алмазом. Виготовлення грат вимагає великого мистецтва, тому що для отримання спектру необхідно принаймні 40 ліній на міліметр поверхні. Фраунгофера вдалося виготовити решітки, що містять понад 300 ліній на міліметр. Цей результат був далеко перевершений в 1883 р. американським фізиком Генрі Роуленд (1848-1901), изготовившим решітки з 800 штрихами на міліметрі; в даний час виготовляють решітки, що містять навіть 1700 штрихів на міліметр.
Грати були предметом теоретичного дослідження Оттавіано Фабріціо Моссотті (1791-1863), найбільшого представника математичної фізики в Італії в першій половині XIX століття. Моссотті вказав на зручність використання решіток для легкого і точного визначення довжин хвиль. Саме для цього, як відомо, вони застосовуються зараз разом з отриманням чистого спектру, званого також нормальним, в якому фіолетовий колір менш відхилений, ніж червоний, на противагу спектру, створюваному призмою.
Досліди Фраунгофера з дослідження спектрів випускання були продовжені в Англії Брюстером, Джоном Гершелем і Фоксом Тальботом (1800-1877). У 1834 р. після численних дослідів з полум'ям спирту, в якому були розчинені різні солі, Тальбот прийшов до такого висновку: "Коли в спектрі полум'я з'являються якісь певні лінії,, вони характеризують метал, що міститься в полум'я".
А в наступному році Чарльз Уїтстона (1802-1875), досліджуючи спектр електричної іскри, прийшов до висновку, що лінії спектру залежать лише від матеріалу електродів і не залежать від газу, в якому проскакує іскра. У 1855 р. Андерс Ангстрем (1814-1874) показав, проте, що, знижуючи тиск газу, можна виключити вплив електродів і отримати чистий спектр газу. Вдале співдружність конструктора фізичних приладів Генріха Гейслера (1814-1879) і німецького фізика і математика Юліуса Плюк-кера (1801-1868) привело до майже одночасного появи (1855 р.) трубок Гейслера і трубок Плюккера, дуже зручних для вивчення спектру газів.
Кількома роками раніше Вільям Аллен Міллер (1817-1870), продовжуючи досліди, розпочаті Гершелем, досліджував спектр сонячних променів після їх проходження через різні гази (пари йоду, брому та ін) і спостерігав у спектрі темні лінії, звідки уклав (1845 р. ), що спостерігаються лінії - це лінії поглинання і відповідають вони тільки пофарбованим, а не безбарвним парам. Цей висновок суперечив твердженням французького астронома П'єра Жансена (1824-1907), відомого своїми астрофізичними дослідженнями, який знайшов лінії поглинання і в дослідах з водяною парою. З приводу інтерпретації цих ліній розгорнулася довга дискусія, що закінчилася, врешті-решт, визнанням того, що це дійсно лінії поглинання.
Вперше зв'язок між лініями поглинання і лініями випускання була явно показана в 1849 р. Фуко, який спостерігав у спектрі електричної дуги між вугільними електродами численні яскраві лінії, серед яких особливо виділялася лінія D натрію. Але, пропустивши крізь дугу інтенсивний пучок сонячного випромінювання і спостерігаючи його спектр, він зауважив, що лінія D стала темною. Звідси він уклав, що дуга, испускающая лінію D, поглинає її, коли випромінювання виходить з іншого джерела. Це цікаве спостереження не було, проте, розвинене.
Щирими засновниками спектрального аналізу були німецькі вчені Густав Кірхгоф (1824-1887) і Роберт Бунзен (1811-1899). Численні претензії інших авторів на пріоритет, висунуті незабаром після того, як з'ясувалася важливість цього відкриття, слід вважати необгрунтованими.
Експериментальним робіт Кірхгофа і Бунзена, проведеним з 1859 по 1862 р., вельми сприяла поява скромного пристосування - "пальники Бунзена", описаної Бунзеном і англійцем Генрі Роско (1833-1915) в 1857 р. у зв'язку з початком їх фотохімічних досліджень. Нова пальник давала високотемпературне не світяться полум'я, що дозволяло переводити в пароподібний стан різні хімічні речовини і спостерігати їх спектри, не ускладнені власними лініями полум'я (у багатьох випадках ці лінії приводили до помилкових висновків в попередніх експериментах). У 1859 р. Кірхгоф і Бунзен опублікували свою першу експериментальну роботу, а в наступному році Кірхгоф прийшов до висновку, підтвердженого також і термодинамічними міркуваннями, що всі гази поглинають в точності ті ж довжини хвиль, які вони здатні випромінювати. Цей закон називають зараз законом "інверсії спектру" або законом Кірхгофа. Трохи далі ми зустрінемося з застосуванням цього закону в проблемі випромінювання абсолютно чорного тіла.
Кірхгоф і Бунзен, крім того, на підставі своїх і чужих експериментів досить впевнено встановили справедливість ідеї Тальбота, що кожна світла лінія в спектрі випромінювання характерна для випромінюючого її елемента. Озброєні цими двома закономірностями, вони приступили до спектрального аналізу земних джерел випромінювання, що привело їх у 1861 р. до відкриття рубідію і цезію - двох металів, названих ними так по характерних для них червоною і блакитною лініях спектра, що дозволив їх відкрити. У тому ж році Крукс відкрив талій, в 1865 р. Райх і Ріхлер відкрили індій, і т. д.
Після того як Кірхгоф застосував спектральний аналіз до світла земних джерел, він пояснив залишалися до того незрозумілими лінії Фраун-гофера як лінії поглинання сонячної атмосфери (а також земній, вплив якої легко, проте, відрізнити), що стало важливою віхою в історії фізики, особливо астрофізики. У 1888 р. Гельмгольц писав, що це відкриття викликало захоплення всіх людей і порушило їх фантазію в більшій мірі, ніж будь-яке інше відкриття, тому що воно дозволило заглянути в світи, які представлялися нам зовсім недоступними.
Як відомо, вчені дійсно "заглянули" у ці світи, зіставивши лінії поглинання в спектрах світла, що приходить від зірок, з яскравими лініями випромінювання елементів, відомих на Землі, з тим, щоб встановити, з яких елементів складається атмосфера зірок. Таке зіставлення дозволило вже Кірхгофа стверджувати, що в сонячній атмосфері присутні натрій, залізо, магній, мідь, цинк, бор, нікель. Загальний висновок, до якого призвели численні наступні спостереження, полягає у тому, що елементи, що існують на Землі, поширені всюди. Іншими словами, весь Всесвіт побудована з одних і тих самих матеріалів.
Після Кірхгофа і Бунзена фізики в результаті величезної експериментальної роботи встановили спектри всіх відомих елементів, вимірявши довжини хвиль ліній та їх відносні інтенсивності. Картина, яку представляє собою спектр якого-небудь елемента, скажімо заліза або неону, за своїм багатством, складності, різноманітності, інтенсивності, колірній грі не менш велична, ніж зоряне небо. Як і зірки, лінії здаються розподіленими безладно. І так само як астрономи каталогізують тисячі зірок, даючи кожній з них опис, необхідне, щоб її відрізнити і характеризувати, так і спектроскопісти каталогізують лінії, характеризуючи кожну довжиною хвилі, інтенсивністю і експериментальними умовами, при яких вона спостерігається. Застосування спектрального аналізу практично обмежується складністю і різноманітністю спектрів, які ще більше посилилися після того, як наприкінці минулого століття було вперше виявлено, що багато спектральні лінії в сильних спектроскопа розщеплюються на велику кількість розташованих поруч окремих ліній, що утворять у своїй сукупності "тонку структуру" спектру.