Освещение искусственное и естественное, светотехника. Электромагнитная теория
Год 1867 можно считать следующей вехой в истории оптики, так как в этом году выдающийся шотландец Джемс Клерк Максвелл, завершил разработку электромагнитной волновой теории света. Эта теория оказала сильное влияние fie только на оптику, но и на другие разделы физики. Максвелл принял идею о распространении света в форме поперечных волн, но сам он интересовался главным образом природой или свойствами возмущений колебательного характера в эфире. Он рассматривал волну как совместное возмущение электрической и магнитной сил, проходящее через пространство. Первичные световые колебания в начальный момент по самой их сущности следует рассматривать как поляризованные. Обычный неполяризо'ванный свет — всего лишь случайная смесь света, поляризованного во всевозможных направлениях, перпендикулярных направлению распространения. Тем не менее каждая поляризованная волна имеет свои особые характеристики, так как образовавшее ее поперечное колебание представляет собой два совершенно различных вида колебаний, а именно электрические и магнитные. Электрическая сила рассматривается как последовательно меняющаяся (осциллирующая) в одном направлении, тогда как связанная с ней магнитная сила осциллирует в унисон, но перпендикулярно электрическому колебанию (рис. 5). Оба колебания являются поперечными, т. е. совершаются перпендикулярно направлению распространения, и ни одно из них не может существовать независимо от другого.
Эта теория получила признание в самых различных областях физики. Не говоря уж о бесчисленных предсказаниях Оптических явлений, подтвержденных в лаборатории, эта теория предсказала также существование (и свойства) радиоволн, открытых в Германии Герцем в 1884 г. Вскоре было установлено, что ультрафиолетовый свет, видимый свет, тепловое излучение и радиоволны — все являются одним и тем же электромагнитным излучением и отличаются только своими длинами волн (расстояниями между гребнями волн), заключенными в диапазоне от 1/100000 см в ультрафиолете до дееятков тысяч метров для длинных радиоволн. Трудности, связанные с концепцией всюду проникающего и все пронизывающего разреженного эфира, способного сверх того к поддержанию и распространению как электрических, так и магнитных колебаний, казалось, не могли быть устранены. Бесчисленные опыты со светом, теплотой, электричеством, магнетизмом, радио и т. п. — все, по-видимому, доказывало правильность основ электромагнитной теории излучения Максвелла. Несомненно, дело выглядело так, как будто электромагнитная волновая теория света получила полное и окончательное признание.
Тем не менее свойства, которые необходимо было приписывать эфиру, вызывали удивление. При распространении волн любого рода существует простое соотношение, связывающее расстояние между гребнями волн (длина волны), число колебаний в 1 сек (частота) и расстояние, которое волна проходит за 1 сек (скорость). Произведение длины волны на частоту равно скорости. Скорость света равна 300 000 км/сек. Из опытов по интерференции нетрудно установить, что длина волны, скажем, зеленого света составляет ~ 0,55 мкм, что дает для частоты колебаний этого света около 600 000 000 000 000 раз в секунду! Но вполне доступны и гораздо более короткие длины волн, чем длина волны зеленого света. Действительно, излучение, испускаемое радиоактивными веществами (гаммалучи), имеет столь малые длины волн, что частоты колебаний для некоторых из них в миллионы раз больше приведенной выше. Очевидно, гипотетический эфир должен реагировать на очень высокие частоты.
Одновременно с развитием электромагнитной теории света были сделаны значительные открытия в других отраслях оптики, открытия, которые в свое время должны были поставить электромагнитную теорию света в весьма затруднительное положение. Это были рткрытия в спектроскопии — той отрасли оптики, которая непосредственно имеет дело с различными длинами волн света, испускаемого нагретыми газами и твердыми веществами. Спектроскопия ведет свое начало от Ньютона; он впервые, направив солнечный луч из щели в оконной ставне, собрал этот свет линзой, направил его на стеклянную призму и, наконец, на экран. Ньютон продемонстрировал, что белый свет состоит из лучей, различно преломляемых в стекле призмы, так что выходящий из нее свет растягивается в цветные полосы — цвета радуги: красную, оранжевую, желтую, зеленую, голубую, синюю, фиолетовую.
В начале XIX в. физик из Лондона Волластон открыл узкие темные линии в спектре Солнца, позднее немецкий оптик и конструктор телескопов Фраунгофер повторно открыл эти линии и тщательно измерил их длины волн. Почти в то же самое время было обнаружено, что цветные пламена, получающиеся лри горении солей металлов, испускают не непрерывно окрашенный спектр в отличие от Солнца. Когда испускаемый ими свет пропустили через установку, разработанную Ньютоном, было найдено, что каждое пламя излучает свет, занимающий ряд узких дискретных цветных областей. Поскольку-эти области выглядят в спектре как отдельные линейные изображения щели, их скоро начали называть спектральными линиями. Было обнаружено, что каждый металл, если его ввести в пламя, излучает свою собственную особую группу линий, занимающих определенные места в спектре, В видимой области спектр, как, например, спектр натрия, может состоять только из двух близких линий. В спектрах других металлов видны сотни и даже тысячи линий. Многие спектральные линии занимают лишь очень небольшую долю всего спектрального диапазона, и нет ничего необычного в том, что находятся линии, занимающие менее десятитысячной части видимого спектра. При помощи специальной методики эту величину можно уменьшить еще значительнее. Линии, которые занимают в спектре узкую область длин волн, обычно называют монохроматическими, а для их характеристики используют определенную длину волны (в «центре» линии). Строго говоря, любая монохроматическая линия имеет конечную, хотя и очень малую, протяженность по спектру. Такие линии, конечно, встречаются не только в видимой области спектра. Как только были развиты методы регистрации ультрафиолетового и инфракрасного излучений, было обнаружено, что узкие спектральные линии в достаточном количестве имеются во всех областях спектра. Ниже мы увидим, что степень монохроматичности для отдельных спектральных линий играет решающую роль во многих современных оптических исследованиях.
интерференция света
Благодаря использованию атомных монохроматических источников излучения волновая оптика в XIX в. достигла больших успехов. Так, например, в 1862 г. Физо придумал простую интерференционную установку, используя почти монохроматические желтые линии, получаемые от пламени, насыщенного обыкновенной солью; эти желтые линии характерны для атомов натрия, входящих в хлористый натрий. Установка Физо позже стала основой оптического контроля качества шлифовки как стеклянных, так и металлических деталей.
Блестящий экспериментатор Альберт Майкельсон между 1887 и 1920 гг. поставил в США ряд замечательных экспериментов на основе интерферон метрии определенных спектральных линий: Прибор, в котором для измерительных целей используется интерференция света, называется интерферометром. Майкельсон разработал особый подвижный интерферометр — простое устройство, в которое входят всего три зеркала, но в сочетании с доходящим до гениальности искусством эксперимента он добился с этим устройством необыкновенных результатов. Майкельсоя измерил с замечательной точностью число световых волн в международном стандарте длины — металлическом бруске, хранящемся в Париже. В 1892 г. он оценил число волн, содержащихся в эталонном метре, для выбранной им спектральной линии (красной линии, испускаемой металлом кадмием, которая, как установил Майкельсон, была в высшей степени монохроматической) . Длины волн в оптике измеряются в единицах, называемых ангстремами; один ангстрем (1 А) равен одной стомиллионной доле сантиметра. Видимый спектр простирается приблизительно от 4000 А (в синей части) до 7500А (в красной части). По измерениям Майкельсона, длина волны красной линии кадмия составляет 6438,4691 А. Спустя 50 лет, после самых тщательных и дорогостоящих измерений, проведенных в физических лабораториях Парижа, Токио, Лондона, Берлина и Москвы, для длины волны этой линии была принята средняя величина 6438,4696 ±0,0010 А. Какой похвалы достойно искусство Майкельсона, результат которого отличается от этой средней величины всего на 0,0005 единицы измерения. Поскольку эта международная величина считается точной лишь в пределах ошибки 0,001 единицы, результат Майкельсона находится в пределах этой ошибки!