друг друга, например, при отражении, и это именно то свойство, по которому волну всегда можно безошибочно отличить от потока частиц.
Еще одно свойство волны, которое отличает ее от частиц, — дифракция — состоит в ее способности огибать препятствия, если его размеры соизмеримы с длиной волны. Если препятствие невелико, то благодаря дифракции волна может разделиться, обойти его и, складываясь снова, усилить или погасить себя точно так же, как при сложении прямой и отраженной волн.
Именно таким способом, обнаружив интерференцию и дифракцию у рентгеновского и других видов излучения, установили, что все они — волны, только разной длины. Длина волны излучения и есть тот основной признак, по которому мы количественно различаем разные виды электромагнитного излучения. Наибольшая длина у радиоволн: от нескольких километров до нескольких сантиметров. У тепловых лучей она короче — от 1 до 10-2 см. Еще короче волны видимого света, примерно 4∙10-5—8∙0-5 см. Наконец, у рентгеновских лучей длина волны составляет лишь 10-7 — 10-8 см. Все виды излучения распространяются с одной и той же скоростью — со скоростью света с = 3∙1010 см/с. Отсюда по формуле ν=c/λ очень просто вычислить частоту каждого вида излучения. Очевидно, для рентгеновского излучения она будет наибольшей, а для радиоволн — наименьшей.
Очень важно отдавать себе отчет в том, что, конечно, любое излучение — это не синусоида, изображенная на рисунке, а физический процесс, основные характеристики которого (например, периодичность), по счастью, можно выразить на языке таких простых моделей. У каждого вида излучения свои особенности. Сосредоточимся пока на том его виде, который для нас наиболее важен и привычен,— на солнечном излучении.
Когда вы греетесь на солнце, вы, наверное, не задумываетесь о сложном составе солнечного излучения, хотя иногда солнечные ожоги и напоминают вам об этом. Исаак Ньютон (1643—1727) жил в Англии, где солнце светит не так уж ярко, тем не менее он захотел узнать, из чего состоит солнечный свет. Чтобы выяснить это, Ньютон поставил в 1666 г. опыт, знакомый теперь каждому школьнику: пропуская луч солнца сквозь призму, он обнаружил позади нее на стене радугу — спектр солнечного света. Впоследствии его соотечественник Томас Юнг (1773—1829) выяснил, что каждому цвету радуги-спектра соответствует своя длина волны солнечного излучения: самые длинные волны у красного цвета — 650 нм; у зеленого короче — 520 нм; еще короче у фиолетового— 400 нм (1 нм = 10-7 см).
Спектр излучения любого тела — будь то Солнце или раскаленный железный лом — полностью известен, если мы, во-первых, знаем, из каких волн он состоит и, во-вторых, какую долю они составляют в общем потоке излучения. В частности, цвет раскаленного тела определяют те волны, которых больше всего в спектре его излучения. При изменении температуры тела спектральный состав его излучения также меняется. Пока температура тела невысока, оно излучает, но не светится, то есть испускает только тепловые волны, невидимые для глаза. При повышении температуры оно начинает светиться: сначала красным, затем оранжевым, желтым и т. д. цветом. Например, при температуре 6000 °C больше всего излучается желтых лучей (именно по этому признаку определили температуру поверхности Солнца).
В конце прошлого века законы теплового излучения тел стали предметом пристального внимания ученых. В значительной мере это было обусловлено потребностями металлургии и, в частности, изобретением в 1856 г. Генрихом Бессемером (1813—1898) нового способа производства стали, получившего впоследствии название бессемеровского.
Спектральный состав излучения принято описывать с помощью спектральной функции u(v,T), которая показывает, чему равна доля излучения с частотой v в его общем потоке при заданной температуре тела Т. Типичная спектральная функция u(v,T) изображена на рисунке: примерно так выглядит спектральный состав излучения Солнца.
При попытке более детально изучить законы теплового излучения вначале нужно было принять во внимание тот факт, что даже при одной и той же температуре спектр излучения и, следовательно, спектральная функция u(v,T) зависят от вещества нагретого тела. В этом нетрудно убедиться, нагревая в темноте два одинаковых по размеру шара — каменный и стальной: первый из них будет светиться намного ярче. Вскоре выяснили, однако, что если вместо сплошных шаров нагревать полые, а их излучение наблюдать через небольшое отверстие в стенке шара, то спектральный состав этого излучения уже не будет зависеть от вещества шара. Такой спектр назвали спектром абсолютно черного тела. Происхождение этого несколько необычного названия легко понять. Представьте, что вы не нагреваете шар, а, наоборот, освещаете его снаружи. В этом случае вы всегда увидите перед собой одинаково черное отверстие — независимо от вещества шара, поскольку почти все лучи, попавшие внутрь полости, многократно в ней отражаются и наружу практически не выходят.
Универсальная спектральная функция и(v,Т), описывающая спектр излучения абсолютно черного тела, была введена в научный обиход выдающимся немецким физиком Густавом Робертом Кирхгофом (1824—1887) в 1859 г. Измерить ее оказалось не так просто: это удалось лишь Сэмюэлю Лэнглею (1834—1906), который в 1884 г. изобрел болометр — прибор для измерения энергии излучения. Важность функции u(v,T) поняли сразу же, но в течение 40 лет не удавалось найти для нее теоретическую формулу, которая бы правильно воспроизводила результаты измерений. Однако попытки эти никогда не прекращались: по-видимому, поиски абсолютного всегда привлекательны для человеческого ума.
В самом конце прошлого века Макс Планк (1858—1947), как и многие до него, искал универсальную формулу для спектральной функции и(v,Т) абсолютно черного тела. Ему повезло больше, чем другим,— вначале он ее просто угадал, хотя явилась она ему не вдруг: два года напряженных размышлений потребовались Планку, чтобы скрепить в одной формуле разрозненные куски единой картины явления теплового излучения.
19 октября 1900 г. происходило очередное заседание Немецкого физического общества, на котором экспериментаторы Генрих Рубенс (1865—1922) и Фердинанд Курлбаум (1857—1927) докладывали о новых, более точных измерениях спектра абсолютно черного тела. После доклада состоялась дискуссия, в ходе которой экспериментаторы сетовали на то, что ни одна из теорий не может объяснить их результаты. Планк предложил им воспользоваться своей формулой. В ту же ночь Рубенс сравнил свои измерения с формулой Планка и убедился, что она правильно, до мельчайших подробностей описывает спектр абсолютно черного тела. Наутро он сообщил об этом своему коллеге и близкому другу Планку и поздравил его с успехом.
Однако Планк был теоретик и потому ценил не только окончательные результаты теорий, но и внутреннее их совершенство. К тому же он не знал еще,
