Кинетическая теория газов, в связи с механической теорией теплоты, принесла поразительно богатые плоды и все более превращалась в механику молекул. Благодаря этому газообразное состояние материи легче всего поддавалось как физическому, так и математическому анализу. Это же свойство газообразное состояние одновременно проявило и в другой области и по той же самой причине, что и раньше, а именно — благодаря своей независимости от действия молекулярных сил. Выше было уже отмечено, что волновая теория света задерживалась в своем победоносном развитии всякий раз, когда ставился вопрос о переходе движений с эфира на части весомой материи и обратно. Поглощение света молекулами тел было всегда помехой для математической разработки этих вопросов, и физики оставались в полном неведении о зависимости излучаемого света от атомного и молекулярного строения тел. Эту-то загадку и разрешило, по крайней мере, частично, открытие спектрального анализа Кирхгофом и Бунзеном. Однако и здесь, как и в других случаях, законы явлений могли быть ясно и твердо установлены только для газообразного состояния материи.
Что касается истории открытия этого явления, то следует отметить, что и до Кирхгофа было сделано много наблюдений над призматическими и дифракционными спектрами. Эти многократные и усердные наблюдения имели своей целью преимущественно фактическую сторону дела; связи между световыми явлениями и структурой тел, излучающих свет, они касались лишь мимоходом, считая, что эта проблема представляет второстепенный интерес. Напротив, Кирхгоф и Бунзен, не открывая никаких новых явлений (по крайней мере, вначале), выяснили связь между явлениями, установили закон, лежащий в основе всего разнообразия последних, и этим, обратно, столь благотворно повлияли на опытную физику, что новыми явлениями стали заниматься уже не только отдельные работники, и не одни только физики, но также и химики, и астрономы, обогащая науку поразительными результатами. Указанное обстоятельство не только неопровержимо свидетельствует о том, что заслуга действительного открытия и действительного завоевания этой новой области науки принадлежит только Кирхгофу и Бунзену, но также еще раз показывает, что истинный прогресс науки достигается не простым описанием фактов и связанным с ним разобщением научных дисциплин, а установлением причинной связи между явлениями и объединением различных отраслей науки.
Первое сообщение об открытии, сделанном им совместно с Бунзеном, Кирхгоф изложил в небольшой статье, содержавшей всего две страницы в восьмую долю листа, помещенной в «Monatsber. der Akad. der Wissenschaft. zu Berlin» за октябрь 1859 г. (стр. 662) под заглавием: «Uber die Fraunhoferschen Linien» («О фраунгоферовых линиях»). Так как это сообщение в сжатом виде уже содержит в себе все последующее, то мы приведем его дословно, сделавши только два пропуска: «Во время совместного с Бунзеном исследования спектров окрашенных пламен, давшего нам возможность узнавать качественный состав сложных смесей по внешнему виду их спектров в пламени паяльной трубки, я произвел несколько наблюдений, которые приводят к неожиданному заключению о происхождении фраунгоферовых линий и дают возможность судить о материальном составе атмосферы солнца, а может быть, и наиболее светлых неподвижных звезд. Фраунгофер заметил, что в спектре пламени свечи имеются две светлые линии, совпадающие с двумя темными линиями D солнечного спектра. Эти же светлые линии можно получить в более ярком виде, если в пламя ввести поваренную соль. Я получил солнечный спектр, но при этом солнечные лучи, раньше, чем они попадали в щель, я пропустил через сильное пламя с поваренной солью. Когда солнечный свет был достаточно ослаблен, то на месте двух темных линий D появлялись две светлые; но когда интенсивность солнечного света переходила известную границу, темные линии D выступали в спектре гораздо отчетливее, чем при отсутствии пламени поваренной соли». Описав затем два подобных же опыта, Кирхгоф продолжает:
«Из этих наблюдений я заключаю, что цветные пламена, в спектрах которых встречаются светлые резкие линии известного цвета, до такой степени ослабляют проходящие через них лучи того же цвета, что на месте светлых линий выступают темные, как только позади пламени ставят достаточно сильный источник света, в спектре которого эти линии отсутствуют. Далее, я заключаю, что темные линии солнечного спектра, которые вызываются не земной атмосферой, возникают вследствие присутствия в раскаленной атмосфере солнца таких веществ, которые в спектре пламени дают на том же месте светлые линии. Можно считать, что светлые линии в спектре пламени, совпадающие с линиями D, всегда происходят вследствие присутствия в нем натрия; поэтому темные линии D в солнечном спектре заставляют думать, что в атмосфере солнца имеется натрий» ... «Ввиду этого исследование спектров цветных пламен приобретает новый большой интерес; мы с Бунзеном будем его продолжать, насколько это нам позволят наши средства. При этом мы подробнее исследуем наблюденное мною ослабление лучей света при прохождении их через пламя. При опытах, произведенных нами в этом направлении, уже выявился один факт, который нам представляется очень важным. Для того чтобы в друммондовом свете линии D оказались темными, требуется пламя поваренной соли более низкой температуры. Для этой цели годится пламя водного алкоголя, пламя же бунзеновской горелки для этого непригодно. В пламени последней малейшее количество поваренной соли, едва заметное на глаз, уже дает светлые линии натрия. Мы оставляем за собой исследование и изложение выводов, которые могут быть сделаны из этого явления».
Ближайшие затем работы Кирхгофа пошли именно в этом направлении. Уже в декабре 1859 г. он опубликовал новую небольшую статью «Über den Zusammenhang zwischen Emission und Absorption von Licht und Wärme» («О связи между излучением и поглощением света и теплоты»), в которой он установил общее положение, «что для лучей одной и той же длины волны, при одной и той же температуре, отношение лучеиспускательной способности к поглощательной для всех тел одинаково». Для доказательства этого положения он допускает, что возможно, по крайней мере, одно тело, которое испускает только лучи какой-нибудь одной определенной длины волны и которое поглощает лучи только той же самой длины волны, и что возможны такие зеркала, которые полностью отражают все падающие на них лучи.
Если, далее, представить себе пластинку из вещества, обладающего указанным выше свойством, поставленную против другой пластинки, которая излучает и поглощает всевозможные лучи, и если представить себе, что задние поверхности этих пластинок являются идеальными зеркалами, то из равенства излучения и поглощения, при установившемся равновесии температуры для обеих пластинок, можно легко вывести постоянство отношения между лучеиспускательной и поглощательной способностью при одной и той же температуре у указанных двух пластинок, а также у всех тел вообще. В более подробной работе 1861 г. Кирхгоф обосновал это положение более детально и строго, не прибегая к упомянутому выше допущению о возможности тела, которое излучало бы и поглощало только один вид лучей.
Это положение, которое дало возможность применить спектральный анализ к изучению химического состава солнца и звезд, представлялось Кирхгофу и Бунзену, особенно важным и выдвигалось ими на первый план. Другое же положение, на котором, в сущности, и основывалось применение данного открытия для анализа, а именно, положение об исключительной зависимости спектров от излучающих свет элементов ими вначале меньше подчеркивалось, они его рассматривали скорее как нечто совершенно очевидное. Однако уже в апреле 1860 г. они дали также экспериментальное обоснование этого положения в совместной своей работе: «Chemische Analyse durch Spectralbetrachtungen» («Химический анализ с помощью спектральных наблюдений»). Они исследовали спектры водных окисей, бромистых и йодистых соединений, серно - и углекислых солей калия, натрия, лития, бария, стронция и кальция в пламени серы (1820° С), сернистого углерода (2195° С), светильного газа (2350° С), окиси углерода (3042° С), водорода (3259° С) или гремучего газа (3061° С) и в результате этих обширных и продолжительных наблюдений пришли к надежному выводу, «что ни различие форм соединений, в которых применены металлы, ни разнообразие химических процессов в отдельных пламенах, ни громадное различие температур этих пламен нисколько не влияют на положение спектральных линий, соответствующих отдельным металлам». К такому же выводу привели их и наблюдения явлений в гейсслеровских трубках при пропускании искр через электроды из калия, натрия, лития, стронция и кальция. Сравнивая их спектры со спектрами поставленных позади них пламен соответствующих металлов, они убедились, что даже в блестящих спектрах электрических искр нет никакого смещения линий, наблюденных ими в пламенах; если же при этом и получались какие-либо посторонние линии, то они должны были происходить от примеси посторонних металлов и от азота, находившегося в гейсслеровских трубках. Поэтому авторы с полным основанием сочли научно твердо установленным, что светлые линии в спектре можно считать надежным признаком присутствия соответствующих металлов, и затем перешли к описанию отдельных спектров, а также к более детальному выяснению преимуществ этого нового химико-аналитического метода. Возможность космического применения открытого ими анализа была здесь выражена еще более ясно, чем раньше, так как помимо прежнего обращения линии натрия им легко удалось показать также обращение светлых линий калия, стронция, кальция и бария.
Лучшим доказательством оригинальности и важности открытия Кирхгофа и Бунзена явилась поразительно быстрая и огромная его плодотворность. Уже в упомянутой только что работе 1860 г. они сообщили, что при помощи нового метода им удалось бесспорно доказать существование в щелочной группе калия, натрия и лития еще четвертого металла. Вслед за тем этот новый металл, под названием цезия, был подробно описан Бунзеном. В следующем году Бунзен нашел пятый металл той же группы, рубидий, а год спустя У. Крукс открыл в сернистом осадке, на фабрике серной кислоты в Тилькенроде, новый элемент таллий, в котором Лами признал новый тяжелый металл. Наконец, в 1862 г. Рейх и Рихтер нашли новый металл, индий, близкий к алюминию, а позднее, при помощи того же спектрального способа, был найден ряд новых элементов. После этого Кирхгоф и Бунзен занялись усовершенствованием своих приборов и применением их к изучению космических явлений.
В 1861 г. они прибавили к своему спектроскопу третью трубку со шкалой в конце ее — для более точного определения положений линий, и описали устройство отражательной призмы, с помощью которой под спектром исследуемого вещества может быть для сравнения получен спектр нормального источника света. По поводу того обстоятельства, что различные химические соединения одного и того же металла всегда дают одни и те же линии, они высказали два очень важных предположения: либо линии совершенно не зависят от элементов, химически связанных с металлами, либо эти соединения при высокой температуре распадаются и тогда спектры металлов берут перевес. Кирхгоф и Бунзен склонялись больше в сторону последнего предположения, которое, между прочим, подкреплялось тем фактом, что линии поглощения, которые были видны в парах йода, в парах йодистого калия отсутствовали. Для получения спектра возможно большей длины Кирхгоф устроил спектроскоп из четырех флинтгласовых призм и применил его, прежде всего для детального изучения солнечного спектра. Этим путем он установил, что в атмосфере солнца в большом количестве содержатся только железо, кальций, магний, натрий и хром, в меньшем — золото, серебро, ртуть, алюминий и кадмий; по-видимому, совершенно отсутствуют свинец, мышьяк, сурьма, стронций, литий и кремний. На основании этих данных Кирхгоф пришел к заключению, что солнце состоит из раскаленной жидкой массы, окруженной атмосферой паров. Солнечные пятна представляют собой облака или шлаки, большая изменчивость которых объясняется течениями в солнечной атмосфере.
Вслед за опубликованием первой статьи Бунзена и Кирхгофа работы по спектральному анализу стали появляться в таком множестве, что уже за годы 1860 и 1861 одни лишь работы известных физиков можно насчитать десятками. При этом в круг исследований был введен новый элемент, которого Кирхгоф и Бунзен почти не коснулись, — аналогия с акустическими явлениями. Уже в 1860 г. Стокс назвал закон Кирхгофа оптическим резонансом, а в 1862 г. Ангстрем с большой настойчивостью заявил, что уже в 1853 г. он высказал мысль, что в силу резонанса частицы тел поглощают преимущественно те волнообразные колебания эфира, которые в них самих легче всего возникают под действием молекулярных сил. Но применение акустических аналогий нашло себе место не только при объяснении обращения светлых спектральных линий, но и при объяснении возникновения этих линий в результате внутренних движений светящихся тел. Хотя благодаря этому спектральный анализ получил, с одной стороны, новое наглядное обоснование, но с другой, — благодаря тому, что законы его были сведены к движениям мельчайших частиц тела, — он был вовлечен во все трудности молекулярной теории и вместе с последней попал в область неразгаданного.
Если какому-либо телу, например натянутой струне, металлическому язычку или же столбу воздуха в духовом инструменте сообщить звуковые колебания, то скорость последних, а, следовательно, и высота тона не зависят от силы толчка, а зависят только от размеров, тяжести и т. д. самого звучащего тела. Точно так же и скорость тех световых колебаний, которые могут быть у данного вещества, а, следовательно, и цвет испускаемого им света зависят только от величины и напряжения его молекул или атомов. Но так как атомы всех химических элементов имеют различный вес, то каждый элемент в раскаленном состоянии должен испускать особый вид световых колебаний, т. е. одноцветный однородный свет, который в спектре дает определенную линию. Однако эти колебания, соответствующие тяжести и пр. могут возникнуть в атомах лишь в том случае, когда они совершенно свободны, т. е. когда они не находятся в соединении с другими атомами, или, другими словами, когда они находятся в газообразном состоянии. Следовательно, только раскаленные газы могут давать однородный свет, или спектр, состоящий из отдельных линий, линейный спектр. Что касается жидкостей и твердых тел, где атомы различным образом связаны друг с другом силами сцепления, то здесь свойственные атомам колебания под влиянием этих связей замедляются или же ускоряются, и тогда вместо одного вида колебаний получаются всевозможные цветные тона. Следовательно, для спектрального анализа тела следует применять только в газообразном состоянии. Но к этому присоединяется еще ряд других моментов. Легко понять, что атомам химических элементов должны быть присущи иные цветные тона, чем более тяжелым молекулам их соединений. Хотя при высокой температуре пламени большинство химических соединений и разлагается на элементы, так что обыкновенно в спектрах получаются линии, характерные для элементов, но есть и такие огнеустойчивые соединения, которые противостоят действию обычных пламен, и тогда получаются спектры соединений, а не элементов. Все такие соединения требуют предварительного изучения их спектров, и только после этого станет возможным правильное применение спектрального анализа 1. Далее, яркость свечения различных тел в раскаленном состоянии неодинакова. Металлы стоят в этом отношении в большинстве случаев на первом месте, металлоиды отступают на второй план, но особенно слабый свет излучают даже в раскаленном состоянии газообразные элементы, как это уже видно из обращения светлых линий тел в газовых атмосферах. Спектры газов можно наблюдать почти исключительно в гейсслеровских трубках, пропуская через них электрические искры. Но при этом, конечно, давление и температура опять-таки оказывают значительное влияние на спектры. Сильное давление, сближая молекулы, ограничивает свободу их колебаний и, присоединяя к световым тонам, обычно свойственным молекулам, в первую очередь ближайшие тона, расширяет линии спектра в более или менее обширные полосы; в результате этого линейный спектр превращается в полосатый. Аналогичным образом действуют и температурные изменения. Но как далеко могут при этом зайти изменения спектров, влияет ли температура только на ширину линий или же она изменяет весь вид спектра, — эти вопросы оказались очень трудными для разрешения.
Уже в начале 1859 г. Плюкер описал спектры разреженных газов в гейсслеровских трубках, а в 1862 г. он отметил, что от одного и того же вещества можно получить спектры различного вида и что поэтому, раньше, чем ставить вопрос о надежности спектрального анализа, следует установить зависимость спектров от температуры. Затем на основании более обширной работы, произведенной совместно с Гитторфом, он же указал, что для водорода, азота, паров серы и некоторых других газов можно по желанию получить два вида спектров: один слабый, сплошной, с затененными участками, другой — состоящий из ряда светлых линий с темными промежутками. Первый вид спектров, получающийся в гейсслеровских трубках при слабом давлении от тока небольшой катушки Румкорфа, Плюкер назвал спектрами первого порядка; второй вид, легко получающийся при включении лейденской банки в цепь тока, он назвал спектрами второго порядка. Так как включение лейденской банки дает лишь кратковременное прохождение через трубку значительных зарядов электричества, следовало полагать, что причиной превращения спектров первого порядка в спектры второго является возникающая при этом высокая температура.
За Плюкером последовал Вюлльнер. В 1866 г. он случайно заметил, что для водорода, кроме линейного и полосатого спектров (этими терминами он удачно заменил спектры 1-го и 2-го порядка Плюкера) существует еще третий вид спектра. Затем в более обстоятельной работе 1868 г. он подробно сообщил об изменении спектров водорода, кислорода и азота в гейсслеровских трубках с изменением давления. Оказалось, что давление вызывает такие же изменения, как включение в цепь лейденской банки. Так, постепенно выкачивая газ при помощи шпренгелевского насоса из гейсслеровской трубки, наполненной водородом и снабженной двумя платиновыми электродами, впаянными на расстоянии 1,4 дюйм. друг от друга, — он наблюдал, что ток начинал проходить при 135 мм давления; при 70 мм был уже ясно виден сплошной спектр; при 30 мм он был виден наиболее ясно, затем он начинал ослабевать, причем одновременно выступали три светлые линии линейного спектра; между 3—2 мм давления сплошной спектр совершенно исчезал, указанные же линии сохраняли свою яркость. При дальнейшем понижении давления и они тускнели; под конец же вновь становилась видной часть сплошного спектра, а именно, зеленая его часть. Однако эти изменения Вюлльнер не приписал непосредственно давлению, он объяснил их связанным с давлением изменением электрического сопротивления и изменением температуры электрического разряда. По его словам «эти наблюдения показывают, что описанный (сплошной) спектр водорода действительно соответствует более низкой температуре, чем спектр, состоящий из трех светлых линий, так как с увеличением плотности газа в спектральной трубке температура в ней должна понизиться, ибо сопротивление индукционному току с увеличением плотности газа возрастает, и масса нагреваемого газа увеличивается. Но подобно тому как большая плотность газа мешает полному проявлению действия тока, так и очень сильное разрежение газа ослабляет его, ибо при достаточно большом разрежении ток в спектральной трубке может совершено прекратиться. Следовательно, тот факт, что сплошной спектр появляется как при относительно высоких давлениях, так и при очень больших разрежениях, доказывает, что этот спектр требует сравнительно низких температур».
Утверждение о существовании различных по виду спектров у одного и того же элемента вызвало много возражений. Особенно резко выступил против Вюлльнера Ангстрем. Уже в своих «Исследованиях над солнечным спектром» 1868 г. он высказался против возможности существования различных видов спектров. Он допускал, что спектры могут видоизменяться, что с повышением температуры могут выступить новые линии и может измениться их яркость, что при прерывистых разрядах и с повышением напряжения в гейсслеровских трубках линии могут расшириться в полосы и линейные спектры могут перейти в сплошные, но он утверждал, что, тем не менее, из спектра одного вида никогда не может получиться спектр совершенно иного характера. Три года спустя он объяснил причину появления различных видов спектров, главным образом, ненадежностью условий наблюдения, когда разрежение газа доводится до крайних пределов. Так, при сильнейшем разрежении атмосферного воздуха в гейсслеровской трубке получились один за другим сначала обыкновенный спектр воздуха, затем полосатый спектр азота, далее спектр окиси углерода и, наконец, даже линии натрия и хлора. На этом основании он полагал, что в опытах Вюлльнера с кислородом, азотом и водородом полученные им результаты имели своим источником загрязнение этих газов и пытался показать, что наблюденные Вюлльнером случаи отступления спектров от линейной формы произошли вследствие примеси угля, серы и их соединений. Это побудило Вюлльнера продолжить свои исследования, прежде всего именно в этом направлении. И действительно, он нашел, что два из описанных им спектров кислорода, по всей вероятности, обязаны своим происхождением соединениям углерода из жира, примененного им для смазки кранов насоса. Но относительно спектров водорода и азота поводов для подобных сомнений не оказалось. Так как при давлении в 500 мм оба спектра азота зачастую появлялись одновременно или один вслед за другим, то Вюлльнер попытался точнее определить, какое влияние оказывают на спектр различные виды электрических разрядов. Для этих опытов он применил трубки без капиллярного сужения посредине, а разряды наблюдал при помощи вращающегося зеркала; при этом оказалось, что пока разряд остается непрерывным, всегда получаются полосатые спектры, при первой же проскакивающей искре тотчас же появляются и светлые линии; таким образом, связь полосатых спектров с непрерывным разрядом и линейных спектров с искровым разрядом оказалась несомненной. Для объяснения этих явлений Вюлльнер воспользовался работой Целльнера о влиянии температуры и плотности на спектры накаленных газов. А именно, Целльнер сделал из закона Кирхгофа об отношении между излучением и поглощением общий вывод, что отношение яркости двух соседних частей спектра зависит от температуры, плотности, коэффициента поглощения, а также от толщины светящихся слоев, причем, чем последние толще, тем большую тенденцию проявляет спектр к тому, чтобы стать сплошным. Вот это-то влияние толщины излучающего слоя и обусловливает по Вюлльнеру появление различных спектров в гейсслеровских трубках 6. При безыскровом разряде, распространяющемся в большей или меньшей степени по всей массе газа, свет испускается всегда сравнительно толстым слоем вещества, поэтому в спектре должны встречаться волны всяких длин, которые газ способен излучать при данной температуре. Но при относительно слабой интенсивности должны выявляться малейшие различия спектра испускания волн различной длины. При искровых же разрядах всегда светится лишь небольшое число частиц (т. е. очень тонкий слой газа), а именно только те молекулы, на которые непосредственно попадает искровой разряд; поэтому в спектре могут появиться лишь отдельные светлые линии; и лишь тогда, когда температура искры становится чрезвычайно высокой, она может дать и сплошной спектр. Против этого объяснения Ангстрем опять высказался в большой посмертной работе 1875 г., изданной его сотрудником Таленом. В этой работе Ангстрем твердо стоит на той точке зрения, что простое вещество (пока его природа не изменяется) может иметь лишь один спектр и что раскаленный газ может иметь только линейный спектр. Что же касается разнородных спектров, наблюдавшихся на водороде и на других элементарных газах, то все они, за исключением одного для каждого тела, являются спектрами соединений или, по крайней мере, спектрами более сложных молекулярных модификаций. Он не отрицает возможности различных спектров и для простого вещества, но только в том случае, когда оно существует в различных аллотропических модификациях. Каждая из этих модификаций должна, во всяком случае, иметь свой особый спектр поглощения; проявляются ли эти различия и в спектрах пламени, зависит от того, сколько из этих модификаций выдерживают температуру накаливания без разложения. Так, кислород должен иметь два различных спектра поглощения, один — принадлежащий обыкновенному кислороду, другой — озону; но так как озон при высоких температурах разлагается, то раскаленный кислород имеет лишь один спектр. Что касается различия спектров при различных видах электрических разрядов, то искровой разряд распыляет тела на мельчайшие частицы и разлагает их химически; поэтому при искровом разряде всегда появляется спектр элемента, между тем как при постоянном разряде появляются и спектры соединений.
Несмотря на то, что оппоненты продолжали твердо настаивать на правильности своих мнений, выяснение данного спорного вопроса все-таки значительно подвинулось вперед и фактически произошло известное сближение противоположных точек зрения. Было признано, что и у элементов возможно изменение спектров и что причины этого изменения следует искать в изменениях температуры, давления, коэффициентов поглощения и молекулярного строения. Расхождение во взглядах оставалось лишь по вопросу об относительном значении каждой из этих причин, но по этому вопросу, по-видимому, и нельзя было ожидать скорого решения. Первой и, пожалуй, наиболее важной из очередных проблем представлялся вопрос о зависимости спектров от молекулярного строения лучеиспускающих и поглощающих веществ. Если вид спектра связан со строением молекулы таким образом, что уже аллотропическая модификация вещества вызывает изменение спектра, то можно ожидать, что при наивысшей диссоциации веществ (под действием высоких температур или больших электрических сил) наряду с молекулярными спектрами или после них появятся и атомные спектры. Больше того, — если простота спектра зависит от простоты строения молекулы, то можно думать, что сложный состав спектров, содержащих большое количество линий, указывает на то, что наши так называемые элементы состоят из еще более простых веществ, из которых каждое имеет абсолютно простой спектр, содержащий только одну линию.
Первым пришел к этой мысли и разработал ее Локайер. Еще в 1873 г., сравнивая между собою спектры химических соединений и искусственных смесей, он пришел к выводу, что каждое сложное тело совершенно так же, как и каждое простое, имеет свои собственный спектр; что эти спектры состоят преимущественно из полос и что эти полосатые спектры, при более сложном составе соединений, приближаются к сплошным спектрам, а при более простом составе — к линейным. В следующей работе 1874 г. он занялся подробнее связью между строением тел и спектроскопическими явлениями. Здесь он указал, что линейные спектры появляются лишь в тех случаях, когда согласно новейшей теории газов молекулы находятся в состоянии свободного движения, между тем как в остальных случаях получаются сплошные спектры. Если, по его словам, взять, например, водород и посмотреть его спектр после того, как ртутный насос проработал в течение целых суток, то этот спектр окажется состоящим из одной единственной линии. Но если трубку снова заполнить газом при атмосферном давлении и затем увеличить давление вдвое и продолжать его увеличивать дальше, то наблюдавшаяся вначале зеленая линия начнет утолщаться, наряду с ней появятся новые линии, которые тоже будут утолщаться, и, наконец, когда давление достигнет 20 ат, спектр водорода станет сплошным и не будет ничем отличаться от спектра твердого тела. В легких металлах приближение линейного спектра к сплошному происходит, по-видимому, преимущественно путем расширения линий, а в тяжелых металлах путем увеличения их числа. В заключение Локайер приходит к выводу, что линейные спектры обязаны своим происхождением свободным атомам, а полосатые — молекулам или скоплениям молекул.
Мнение Локайера о существовании собственных спектров химических соединений встретило большое сочувствие. В 1877 г. Дж. Мозер вернулся к идеям Ангстрема и Талена, что согласно закону поглощения Кирхгофа спектральные особенности тел можно наблюдать как при помощи спектров пламени, так и при помощи спектров поглощения и что последнего рода наблюдения особенно пригодны для изучения спектров аллотропических модификаций, так как они могут производиться при обыкновенных температурах. Исследовав большое количество таких спектров поглощения, Мозер, подобно Локайеру, пришел к выводу, что каждое химическое соединение имеет свой особый спектр; что существенные изменения в спектрах могут быть вызваны только изменениями в химическом составе тел, а изменения массы и температуры светящегося источника могут дать лишь незначительные изменения спектров. По вопросу о линейных и полосатых спектрах и их связи со спектрами атомов и молекул он тоже присоединился к Локайеру. К аналогичным результатам пришел около этого времени и Циамициан, пытавшийся, кроме того, установить связь между спектрами химически родственных элементов. Сопоставление спектров тридцати одного различных элементов привело его к следующим выводам. Спектральные линии родственных элементов соответствуют друг другу каждая в отдельности или группами, так что всякая естественная группа элементов имеет свой особый спектр, который у отдельных членов отличается лишь тем, что однородные линии в нем смещены к тому или другому концу спектра. Увеличение и уменьшение длины волны однородных линий в химически родственных элементах находится в связи с интенсивностью их химических сил; большей величине химической живой силы соответствует и большая длина волны.
Что Ангстрем отнесся очень благоприятно к взглядам Локайера, было так же естественно, как и прямо противоположное отношение к ним со стороны Вюлльнера. Последний в своей работе 1879 г. установил, что при достаточной тонкости слоев и достаточно низком давлении полосатый спектр азота может быть путем повышения температуры постепенно переведен в линейный спектр, и что при этом можно ясно видеть полное обращение соотношения яркостей. Отсюда он снова пришел к выводу, что характер спектра зависит только от температуры, плотности и толщины лучеиспускающего слоя газа и что, следовательно, для объяснения различных видов спектра не требуется никаких новых гипотез, вроде диссоциации молекул и т. п. Между тем Локайер в целом ряде работ продолжал смело развивать свою теорию именно в этом направлении. Уже раньше он в соответствии со своей теорией наблюдал, что различные соединения кальция имеют свои особые спектры и что с повышением температуры все эти спектры все больше приближаются к общему для них всех линейному спектру металла кальция. Теперь же он заметил, что с дальнейшим повышением температуры и этот линейный спектр может еще претерпеть изменения. При температуре электрической дуги линия кальция в голубой части спектра очень интенсивна, а фиолетовые линии H и K еще тонки; в спектре же солнца голубая линия очень слаба, а линии H и K очень широки. Установив подобные же явления на других металлах, Локайер пришел к мысли, что эти изменения линейных спектров происходят, быть может, от тех химических разложений, которые наши элементы могут претерпеть при высоких температурах, господствующих на небесных светилах. Другими словами, в светилах могут содержаться не наши элементы как таковые, а только основные вещества, из которых эти элементы составлены, причем эти вещества находятся в свободном состоянии; при этом возможно, что в различных светилах встречаются не все составные вещества того или другого из наших элементов, а лишь некоторые из них. В соответствии с этим он по спектрам звезд, снятым Геггинсом, установил, что линии кальция H и K в спектрах различных звезд представлены неодинаково; что в спектре Сириуса и звезды a в созвездии Лиры видна одна или почти лишь одна линия H. По вопросу о том, каким образом элементы составлены из основных веществ, Локайер, далее, приводит следующие соображения. Уже Тален раньше заметил, что в спектрах различных металлов некоторые линии или группы линий полностью или, во всяком случае, приблизительно совпадают. Локайер сначала думал, что подобная группа свойственна только одному металлу, а в спектре другого она может появиться лишь в результате его загрязнения. Теперь же он пришел к выводу, что такие линии могут быть действительно в спектрах многих металлов и что эти совпадения указывают на общность соответствующих составных частей элементов. Для того чтобы установить точнее эти общие, так называемые «основные линии», он сравнил сильно увеличенные части спектров металлов с соответствующими частями солнечного спектра, а так как линии железа в вольтовой дуге имели особенно большое сходство с такими же линиями солнца, то он остановился, прежде всего, на линиях железа. Необходимые для установления различных диссоциаций различия температур он думал найти в солнечных пятнах и протуберанцах; и действительно, при многочисленных своих наблюдениях он заметил большое различие линий.
К сожалению, это различие было очень непостоянным, и некоторые определенные основные линии можно было наблюдать лишь благодаря тому, что одна часть линий солнечных пятен, несмотря на малую порой интенсивность, всегда представлялась в расширенном виде; эта часть составляла не более 1/10 доли всех линий, которые бывают видимы в парах железа. Но, с другой стороны, — диссоциация земных элементов, в частности — железа, была подтверждена как раз этими различиями линий в различных частях солнца. В самом деле, Локайер не только заметил, что отдельные линии железа в одних пятнах были представлены, а в других отсутствовали, но он также установил, что различные линии в одном и том же пятне дают различное смещение в спектре, тем самым указывая на совершенно различные движения светящихся масс, причем эти движения не только отличались между собою своими скоростями, но иногда имели прямо противоположное направление. На этом основании можно было, по его мнению, определенно считать, что, во всяком случае, на солнце железо имеется не в обычном его виде, а разложенным на свои составные части, и что последние в различных пятнах представлены в неодинаковых количествах и обладают неодинаковыми движениями. Однако к этим широким выводам Локайера большинство физиков отнеслось скептически, а многие из них попытались объяснить интересные наблюдения Локайера, не прибегая к диссоциации наших элементов. Так, существование в спектре белых звезд якобы единственной кальциевой линии H' без следующей за ней линии H" Г. В. Фогель объясняет тем, что это вовсе не кальциевая линия, а лежащая близко от нее линия водорода. В самом деле, Ливинг и Дюар наблюдали, что известные спектральные линии некоторых веществ появляются лишь тогда, когда последние находятся в смеси с другими веществами; поэтому отсутствие определенных линий железа и кальция они объяснили отсутствием подобных примесей.
Аналогичным образом Фогель объясняет и смещение отдельных линий, которое, по мнению Локайера должно указывать на движение светящихся масс. Гагенбах заметил, что спектры поглощения жидких растворов зависят от растворителя; а Кундт в соответствии с этим показал, что светлые линии в спектрах газов могут сместиться, если эти газы смешать с другими парами, которые не испускают света или дают сплошной спектр. Ввиду этого Фогель 4 приписал наблюденное Локайером смещение линий железа не движению, а различным примесям сильно рассеивающих газов к парам железа в различных местах солнца и высказал мысль, что вообще предположение о том, что на солнце происходит разложение наших элементов на составные части, в настоящее время представляется еще ненужным. Таким образом, эту попытку твердо построить на эмпирической основе с помощью физических наблюдений гипотезу о сложности состава наших элементов, которую химики уже давно признали вероятной, следует считать пока еще неудавшейся и, пожалуй, еще на долгое время; по-видимому, в области спектрального анализа наступила пауза как результат некоторого утомления, и физики склонны использовать этот перерыв для подведения итогов и спокойного пересмотра всего сделанного.
Не входя здесь в дальнейшее рассмотрение многочисленных и успешных исследований по спектральному анализу небесных светил, мы должны еще упомянуть о применении гипотезы Доплера к определению собственных движений космических масс с помощью спектрального аппарата, так как в этих работах сказывается дальнейший успех кинетической теории материи. Доплер применил свою идею о влиянии движения среды, излучающей волны, на действие этих волн, прежде всего к объяснению цветов двойных звезд; физики же до сих пор считали его идею применимой только к акустическим проблемам. Правда, Физо еще в 1848 г. в Филоматическом обществе, а в 1850 г. в Парижской академии 1 наук высказал мысль, что при очень быстром приближении или удалении светящегося тела должно происходить заметное смещение спектральных линий; но его указание не встретило отклика. В 1861 г. Э. Мах вернулся целиком к идеям Доплера; он тоже объяснил цвета двойных звезд их движением и даже счел возможным, обратно, использовать цвет звезд для определения элементов их траекторий. Отвечая на возражения, он допустил, что космические скорости могут быть слишком малыми для того, чтобы давать ощутимые глазом изменения цвета, но вместе с тем заявил: «Впрочем, я должен отметить, что измерения спектра могут еще давать результаты и в тех случаях, когда глаз уже не в состоянии заметить изменения цвета».
Своеобразную мысль о применении доплеровского принципа к определению космических скоростей высказал Клинкерфюс. Он указал, что хотя от движущегося источника света глаз наш в течение определенного промежутка времени и получает больше импульсов, чем от неподвижного, однако при этом ни длина волны, ни окраска соответствующего света не изменяются, так как красный цвет при укорочении длины его волны восполняется инфракрасным, а фиолетовый при укорочении длины волны переходит в ультрафиолетовый. Но, с другой стороны, движение источника света должно проявиться в смещении всего спектра; а по отношению к бесцветному лучу, даваемому ахроматической призмой (все свои наблюдения он производил такими призмами), оно должно проявиться в изменении преломления этого луча по сравнению с лучом, идущим от неподвижного источника света. Изменение преломления зависит от скорости, с которой световые фазы распространяются в луче. Если скорость распространения света в одной среде равна v, в другой v1, а скорость самого источника света равна g, то скорость, с которой световые фазы распространяются в обеих средах, равна соответственно v+g и v1+g; а показатель преломления, вместо v/v1 равен (v+g)/(v1+g), откуда можно определить величину скорости v. Однако проведенные с этой целью измерения Клинкерфюса не дали никакого результата. Поэтому Зонке в мае 1867 г. в своем отзыве о работах Клинкерфюса вновь высказал мысль о необходимости обратиться к наблюдению спектральных линий. «Если звезда, — говорит он, — излучает такой же свет, как и солнце, но обладает большой скоростью, то темные линии в ее спектре должны быть несколько смещены по сравнению с линиями солнечного спектра, и по величине этого смещения можно было бы судить о скорости движения звезды». В том же году Секки пытался исследовать в этом отношении спектр неподвижных звезд, но безуспешно. Успехом увенчались наблюдения Геггинса, произведенные почти одновременно с наблюдениями Секки. Последний наблюдал в спектре Сириуса смещение водородной линии F на 0,04 части микрометрического деления по сравнению со спектром гейсслеровской трубки и отсюда исчислил ежесекундное увеличение расстояния Сириуса от земли на 47,3 км; следовательно, если принять в расчет движение земли, скорость собственного движения Сириуса определилась в 66,6 км в секунду. Для того чтобы сделать ненужным сравнение спектра звезд со спектрами искусственных источников света и создать возможность наблюдения менее ярких неподвижных звезд, Целльнер сконструировал так называемый реверсивнный спектроскоп 5, который был устроен следующим образом. Полоска света, полученная с помощью щели или цилиндрической чечевицы, находилась в фокусе собирательной чечевицы, которая превращала ее в пучок параллельных лучей. После этого лучи проходили через две системы призм a vision directe Амичи, которые были установлены рядом таким образом, что каждая из них пропускала половину лучей, идущих к ним из объектива коллиматора, и ребра которых лежали на противоположных сторонах, так что вся масса лучей разлагалась на два спектра, имевших противоположные направления. Далее, объектив зрительной трубы был разрезан пополам перпендикулярно к горизонтально расположенным преломляющим ребрам призм, причем каждую половину можно было микрометрически перемещать как в горизонтальной, так и в вертикальной плоскости. Благодаря такому устройству каждое изменение спектра, которое проявлялось в смещении линий, удваивалось, так как в каждом спектре смещение происходило в противоположном направлении. По словам Целльнера Максвелл, в соответствии с прежними исчислениями Эйзенлора, показал, что средней скорости земли в 4 мили должно соответствовать смещение спектральных линий на 1/10 расстояния между линиями натрия; поэтому он полагал (конечно, до работы Геггинса), что измерение таких перемещений «с помощью наших инструментов» невозможно. Теперь же Целльнер нашел, что с помощью его реверсионного спектроскопа можно определить с точностью до 1/226 расстояние между обеими линиями D; следовательно, этот прибор дает возможность измерить космические скорости, не превышающие частей мили. Тем не менее, это спектроскопическое измерение скоростей движения космических тел представляется еще очень трудным и ненадежным, так как на него очень сильно влияют вредные помехи, и, прежде всего — трудно устранимое нагревание призм. Так, Г. Крюсс наблюдал значительное смещение спектральных линий даже при небольших изменениях комнатной температуры, причем различные призмы давали смещение в различные стороны; точно так же и Г. Мюллер констатировал зависимость преломления, а равно и дисперсии света от изменения температуры.
Спектральный анализ исходил из предположения, что обычные призмы изменяют проходящий через них свет только в том смысле, что они не в одинаковой степени отклоняют лучи различных цветов и тем самым расчленяют свет на его составные цвета. Конечно, было известно, что каждое вещество поглощает некоторую часть света, причем различные вещества поглощают его в различных пропорциях, но в то же время считали возможным допустить, что поглощение не оказывает какого-либо иного действия на прошедший уже свет. Считалось общепризнанным, что хотя величины преломления и дисперсии возрастают и убывают с оптической плотностью вещества, но все же они связаны с длиной волны таким образом, что большая длина волны всегда обусловливает меньшую преломляемость, и обратно. Последнее положение вытекало из всех предшествующих теоретических выводов, в основании которых всегда лежала зависимость преломления только от оптической плотности рассматриваемой среды и от длины волны рассматриваемого луча света. Однако в последний период физики наблюдения показали, что указанное представление о взаимодействии между колебаниями эфира и движениями весомых частиц вещества является слишком узким и что и в данной области движения частиц весомой материи оказывают большее влияние, чем это предполагали до сих пор.
В 1862 г. ле-Ру заметил, что пары йода, поглощающие среднюю часть спектра и пропускающие лишь крайние красные и синие лучи, в противоположность другим телам, преломляют синие лучи слабее, чем красные. Этот случай преломления он тогда же назвал сохранившимся до сих пор термином аномальной дисперсии; в остальном это явление не обратило на себя особого внимания. Лишь восемь лет спустя Христиансен опубликовал другое аналогичное наблюдение. Глядя через полую призму, наполненную раствором фуксина, на ярко освещенную щель, он увидел, что спектральные цвета, вместо обычного порядка от красного до фиолетового, идут частично в измененном порядке: фиолетовый, красный и желтый. Таким образом, от фраунгоферовой линии В до линии D показатель преломления фуксина возрастал, как обычно, а затем до G он быстро убывал, после чего он опять несколько возрастал. Вслед за Христиансеном вопросом об аномальной дисперсии занялся А. Кундт, который эмпирическим путем установил общие законы этого явления. Он сначала испробовал целый ряд тел, обладающих металлическим блеском, подобно фуксину, а затем распространил свое исследование на все тела с так называемой поверхностной окраской. Таким образом, он сначала исследовал анилиновую синь, анилиновую фиолетовую, анилиновую зелень, индиго (растворенное в дымящейся азотной кислоте), индигокармин, мурексид (растворенный в калийном щелоке), цианин, марганцовокислое кали; затем — ализарин (в калийном щелоке), орселлин, лакмус, экстракты красного, синего и сандального дерева, корень алканны, кровь, гематин, хлорофилл и т. д. При этих исследованиях он установил, что тела, сильно отражающие известные цвета, эти самые цвета сильно поглощают, так что в спектре света, прошедшего через подобные тела, поверхностные цвета должны отсутствовать по двум причинам. Показатели преломления таких тел для указанных цветов не поддаются непосредственному наблюдению в спектре, но есть основание думать, что они исключительно велики или малы и что показатели преломления соседних цветов очень быстро и значительно приближаются к этим максимумам или минимумам. Это быстрое приближение цветов, граничащих с полосой поглощения, к аномальным максимумам и минимумам преломления и составляет то, что наблюдали в виде аномальной дисперсии. Действительно, повсюду, где происходит особое поглощение отдельных цветов, Кундт установил наличие аномальной дисперсии; для зависимости дисперсии от поглощения он установил, как общий закон, что перед каждой полосой поглощения, если к ней приближаться со стороны более длинных волн (в воздухе), преломление очень быстро возрастает, а при обратном направлении оно очень быстро убывает. При подходящей концентрации диспергирующего раствора аномальное увеличение или ослабление показателя преломления может дойти до того, что преломление в части спектра, предшествующей абсорбционной полосе, окажется сильнее, чем в последующей части спектра.
Уже в этих работах Кундт высказал мысль, что, вероятно, и отдельные газы и пары с очень большой поглощательной способностью обладают аномальной дисперсией, но тогда он еще сомневался в возможности ее наблюдения. Однако позднее ему случайно удалось ее наблюдать. Приготовляя совместно со своим ассистентом Кольраушем к лекции опыт по обращению светлой линии натрия, он отбросил на экран через вертикальную призму яркий горизонтальный спектр от электрической дуги и, поставив на пути света бунзеновскую горелку, в которой горел кусочек металлического натрия, заметил, что спектр имел своеобразный вид, показанный на приложенном здесь рисунке. Странные изгибы спектра возле темной линии D он тотчас же удачно объяснил аномальной дисперсией света парами натрия, которые, благодаря конической форме пламени, должны были действовать, как призма. Эта призма, обращенная преломляющим ребром вверх, дает в свою очередь спектр, и наиболее отклоненная часть последнего должна быть направлена вниз. Изгибы представляют собою части спектра, полученного с помощью этой призмы; их форма показывает, что и здесь, в соответствии с законом Кундта, часть спектра, предшествующая полосе поглощения, отклонена сильнее, чем часть, следующая за ней. Из установленной связи между избирательным поглощением и отражением света Кундт и для газов пришел к выводу, что те газы, которые очень сильно поглощают какой-либо цвет, должны его и сильно отражать и что, следовательно, газы, которые сами по себе не излучают, могут давать в отраженном свете свою особую, свойственную им окраску.
Что касается связи аномальной дисперсии и прежде всего закона Кундта с теорией света, то доказанная им несомненная связь между поглощением света и величиною преломления очень сильно повлияла на теорию дисперсии вообще. До этого времени все изменения, претерпеваемые светом при столкновении его с весомой материей, объясняли косвенно особыми состояниями плотности эфира в телах. Теперь же была установлена связь между преломлением и отражением, с одной стороны, и поглощением — с другой, а так как последнего нельзя себе представить иначе, как в виде превращения движений эфира в движения весомой материи, то и другие видоизменения света в телах должны были находить себе объяснение в частичной передаче светового движения молекулам тел. Раньше мы уже упомянули, что в середине шестидесятых годов Буссинеск с успехом шел по этому пути. Он принимал, что эфир везде, как и в пустоте, однороден, что он имеет повсюду одинаковую упругость и одинаковую плотность. Волны эфира, распространяющиеся между частицами тел, изменяются не вследствие особых свойств эфира в телах, а вследствие того, что они частично передают свои движения молекулам тел и, обратно, испытывают влияние со стороны последних. Отсюда уже вытекало основное условие волновой теории, что в телах свет должен распространяться медленнее, чем в пустоте, и отсюда же Буссинеск проще и строже, чем прежде, вывел френелевские законы двойного преломления, формулу дисперсии, аналогичную формуле Коши, равно как явления круговой поляризации. На этой же теоретической основе была затем построена и связь между поглощением и преломлением света, а вместе с тем и теория аномальной дисперсии. Уже в том томе «Pogg. Ann.», в котором появились вторые статьи Христиансена и Кундта, В. Зелльмейер опубликовал новую теорию дисперсии, содержавшую в себе объяснение аномальной дисперсии. Объяснив изменение скорости распространения света в телах частичной передачей движений эфира весомым частицам, он доказал, что молекулы тел, способные поглощать свет с определенной частотой колебаний, способны в то же время изменять показатели преломления света с иной частотой колебаний, и притом таким образом, что показатель преломления света с частотой колебаний, превышающей частоту поглощаемого света, увеличивается, а у света с частотой колебаний, меньшей поглощаемого, уменьшается. О. Е. Мейер для объяснения аномальной дисперсии допустил только, что колебания эфирных частиц при прохождении своем через тела встречают сопротивление, но оставил невыясненным, каким образом возникает это сопротивление. К. Пушль сделал предположение, что в телах свет распространяется не только в эфире, но и в атомах тел, но только в последних он замедляется. Поэтому, если атомы особенно медленно распространяют какой-либо род света, то они не только очень сильно отражают и преломляют этот свет, но и особенно сильно его поглощают — свет быстро угасает в результате бесчисленных внутренних отражений. Таким образом, медленное распространение света в атомах естественно связывает между собою сильное поглощение, сильное отражение и сильное (аномальное) преломление света в телах. Более детально исследовал вопрос о сопротивлениях, встречаемых движением эфира в телах, Гельмгольц в работе 1874 г. «Zur Theorie der anomalen Dispersion» («К теории аномальной дисперсии»). Движения эфира и движения весомых частиц он выразил в двух формулах. Первая давала в виде дифференциального уравнения силу свободного эфира, выраженную через сумму тех движений, которые остались еще у эфира в телах, и тех движений, которые перешли с эфира к весомым частицам. Другое дифференциальное уравнение представляло силу колебаний весомых атомов в виде силы, сообщаемой им эфиром, уменьшенной на силу сопротивления, оказываемую движущейся части массы со стороны частей материальной массы, остающейся в относительном покое (если таковая существует), и уменьшенной еще на ту часть силы, которая в результате процесса, схожего с трением, перешла в теплоту и, таким образом, поглотилась. Путем интегрирования этих уравнений Гельмгольц получил формулы для скорости распространения света и вместе с тем для отношения между длинами волн и показателями преломления, которые действительно оказались зависящими от коэффициентов поглощения. Из этих же формул, в зависимости от того, принимался ли коэффициент поглощения равным нулю или же ему давалось большее значение, получались законы нормальной и аномальной дисперсии. Из тех же исходных предпосылок о взаимодействии между движениями эфира и весомой материи исходил Кеттелер при обосновании своей теории дисперсии. Он только более подробно вошел в рассмотрение тех сил торможения и сопротивления, которые проявляются при этом со стороны весомых частиц.
Спектральный анализ вплоть до последнего времени больше всего привлекал внимание физиков-экспериментаторов, поэтому наряду с ним могли более или менее успешно развиваться лишь немногие отрасли оптики. Одной из подобных отраслей была фотометрия, так как она не только служила подспорьем для спектрального анализа при изучении небесных тел, но имела также очень важное значение для все более развивавшейся тогда техники освещения. Известно, что глаз в качестве измерительного аппарата для определения интенсивности света зависит в высокой степени от множества субъективных условий и допускает лишь относительные измерения; поэтому усилия исследователей были направлены к тому, чтобы помимо усовершенствования бывших уже в ходу фотометров построить такие приборы, которые были бы более независимы от субъективной оценки силы света и давали бы возможность определять силу света в абсолютных единицах. Наиболее сильный толчок в этом направлении был дан Целльнером, начавшим в 1857 г. свою научную деятельность фотометрическими работами, предпринятыми им, по-видимому, под влиянием Зейделя и Вильда. Зейдель, занимавшийся в 1846 г. сравнением яркости различных планет и неподвижных звезд первой величины с наиболее яркой звездой Вега в созвездии Лиры, применял для этой цели фотометр Штейнгеля, представлявший собой зрительную трубу с разрезанным объективом, с помощью которого можно было получать рядом изображения сравниваемых звезд. Измерения Зейделя хорошо совпадали с результатами измерений Гершеля. Но Вильд незадолго до Целльнера, в 1856 г., описал новый вид фотометров, в которых ослабление нормального света до равенства его с измеряемым светом достигалось не удалением первого от прибора, а с помощью поляризации.
Поляризованный фотометр Целльнера, или астрометр, как его назвал Целльнер в связи с преимущественным применением его, в последней своей конструкции состоит из зрительной трубы, в нижнем конце которой, в том месте, где получается изображение, даваемое объективом, установлена под углом в 45° к оси плоскопараллельная иеобложенная стеклянная пластинка. В этом же месте к зрительной трубе присоединяется другая труба, которая направлена под прямым углом к оси зрительной трубы и под углом в 45° к стеклянной пластинке. На внешнем конце этой боковой трубки имеется маленькое отверстие, через которое проходит свет керосиновой лампы постоянной яркости; далее, с помощью собирательной линзы этот свет концентрируется и дает изображение рядом с тем изображением, которое получается от объектива зрительной трубы. Для того чтобы интенсивность света полученной таким образом «искусственной звезды» свести к интенсивности света изображения естественной звезды, наблюдаемой через зрительную трубу, в боковой трубке помещены две никелевые призмы. Ближайшая к зрительной трубке призма установлена неподвижно, другая призма, установленная ближе к лампе, может вращаться, и снабжена делительным кругом для отсчета вращения. Степень ослабления лампового света при вращении николя определяется по закону косинусов Малюса. Этот фотометр был предназначен для измерения интенсивности точечных источников света; для сравнения излучающих свет поверхностей служил другой фотометр подобной же конструкции, в котором поле зрения наполовину освещалось исследуемым источником света и наполовину нормальным светом. Далее, для того чтобы иметь возможность сравнивать между собою источники света с различной цветной окраской, Целльнер поместил в боковой трубке перед вращающимся николем пластинку из кварца, а перед нею еще третью николевскую призму, вращением которой он мог придавать нормальному свету любую цветную окраску. Тем не менее, сравнение разноцветных источников света оказалось ненадежным; исследование же одноцветных источников света дало в среднем результаты, согласные с теми, которые получил Зейдель с помощью штейнгелевского фотометра с призмами. Р. Энгельман, находившийся в Индии во время большого солнечного затмения 1868 г. и занявшийся там сравнением света различных звезд при помощи астрофотометра, получил результаты, вполне согласные с данными Гершеля, полученными им в 1834 — 1838 гг.
Ниже приведены некоторые из полученных Целльнером результатов, касающихся сравнительной силы света планет:
Отсюда для величины m, представляющей отношение между светом, падающим на планету, и светом, от нее отраженным, Целльнер получил следующие числа:
Для сравнения он привел соответствующие числа для некоторых земных тел:
Значительный шаг вперед в деле сравнения интенсивности различно окрашенных источников света сделал К. Фирордт, соединивший спектроскоп с фотометром и получавший в нем спектр от нормального источника, соответствующую часть которого он сравнивал с исследуемым окрашенным светом. При этом Фирордт, главным образом, поставил себе целью провести измерение поглощательной способности различных прозрачных веществ по отношению к различным частям спектра. С этой целью он наполовину прикрывал входную щель большого спектроскопа слоем исследуемого прозрачного вещества, так что получалось два спектра; спектр поглощения и нормальный, расположенные один над другим. Для того чтобы иметь возможность выделить из спектра ту или другую часть его для наблюдения, в зрительной трубке спектрального аппарата перед окуляром на месте нитяного креста были устроены две подвижные, непроницаемые для света задвижки, а для ослабления света нормального спектра до интенсивности спектра поглощения задвижки входной щели были составлены из двух верхних и нижних частей, благодаря чему можно было расширять и суживать независимо друг от друга верхнюю и нижнюю ее половины; при этом ослабление нормального спектра могло также осуществляться с помощью дымчатых стекол, обладающих определенной ослабляющей способностью. Вполне понятно, что таким же образом можно было сравнивать друг с другом различные части спектра прямого света. Указанным методом Фирордт, приняв общую интенсивность солнечного спектра равной 1 000 000. получил для отдельных частей его следующие числа:
Однако с точки зрения точности измерений с помощью этого прибора метод ослабления света путем сужения или расширения той или другой половины щели вызывает сомнения, так как при этом изменяется не только интенсивность, но и цветной состав соответствующего света. Поэтому Глан в приборе, устроенном им по принципу Фирордта, снова обратился к методу ослабления света с помощью поляризации; а Г. Фогель после этого с большим успехом применил подобный спектрофотометр для своих наблюдений над поглощением света слоями газа, окружающими солнце.
Во всех этих фотометрах измерение все-таки производится на основе субъективного восприятия света; абсолютная фотометрия, при которой интенсивность света была бы связана с другими физическими силами и измерялась бы при помощи последних, пока еще оставалась в проекте. В 1875 г. В. Сименс изготовил фотометр, в котором, по крайней мере, непосредственно субъективная оценка на глаз была уже исключена и интенсивность света могла быть выражена в электрических, а следовательно, и в абсолютных единицах. Этот прибор был основан на том явлении, что электрическая проводимость кристаллического селена под влиянием освещения изменяется. В цепь тока от элемента Даниеля были включены гальванометр и кусок селена; последний освещался светом нормальной свечи, причем последняя перемещалась до тех пор, пока отклонение стрелки гальванометра оказывалось равным тому, какое получалось от исследуемого источника света. Целльнер, исходя из высказанной им в прежних его работах мысли, что интенсивность света равна его живой силе, попытался измерить первую при помощи последней; для этой цели он предполагал измерять действие света на радиометр, снабдив последний круговой шкалой, соединенной с крестом радиометра; при этом он допускал, что живая сила световых лучей пропорциональна углу отклонения креста радиометра (во всяком случае, когда крест не делает полного оборота).
В это же время неожиданно выяснилось, что для дальнейшего усовершенствования микроскопа имеется определенный предел. До этих пор полагали, что подобно тому как зрительная труба позволяет проникать все дальше в глубь неизмеримых пространств, так и микроскоп поведет нас все дальше в область неизмеримо малых величин. Однако теперь Аббе и одновременно с ним и Гельмгольц показали, что в последнем направлении мы уже почти дошли до пределов различимого и что микроскоп вскоре уже откажется вести нас дальше. Лишь после того как в текущем столетии сложные микроскопы были настолько усовершенствованы, что они могли соперничать по ясности и четкости даваемых изображений с простыми микроскопами, мог быть сделан дальнейший шаг к их улучшению, еще большему увеличению даваемых ими изображений. Около 60-го года известные оптики Гартнак и Мерц и сыновья, следуя идее Амичи, устроили свои так называемые иммерсионные системы, при употреблении которых между объективом и покровным стеклышком вместо воздуха помещается какая-нибудь жидкость, например вода, глицерин или маковое масло; это устройство дало возможность сразу сильно повысить разрешающую способность микроскопа. Однако возникшим в связи с этим надеждам, что в дальнейшем этим путем удастся добиться дальнейшего усиления увеличительной способности микроскопов, был положен конец в 1874 г. статьей Аббе «Über die Grenzen der Leistungsfähigkeit der Mikroskope» («О пределах эффективности микроскопов»). Аббе показал, что возможная степень увеличения микроскопом зависит, главным образом, от дифракции световых лучей. Мы не в состоянии различить таких структурных отношений, отдельные части которых расположены настолько близко друг к другу, что, по крайней мере, первый из отклоненных световых пучков не поступает в объектив одновременно с не отклоненным конусом света. Отсюда следует, что при центральном освещении взаимное расстояние между поддающимися различению частями не может быть меньше длины целой волны применяемого света, а при наиболее косом освещении оно не может быть меньше половины длины волны. Как выше было указано, одновременно и Гельмгольц пришел к совершенно тем же результатам, но он дополнил свою работу и теоретическим обоснованием этих результатов, чего не сделал в своем сообщении Аббе. В качестве меры для наименьших различимых объектов Гельмгольц взял такие расстояния между черточками прозрачной дифракционной решетки, при которых эти черточки можно еще ясно отдельно различать. Так как можно доказать, что решетка представляется в виде однородной светлой поверхности, когда ширина дифракционных полос равна ширине интервала решетки, то для наименьшего расстояния e, которое может еще быть различаемо в микроскопе, получается формула e=l/2sina, где l обозначает длину волны в веществе объекта и a — угол расхождения падающих лучей. Для угла расхождения в 90° получается тогда, как и у Аббе, e=l/2; или, если принять в расчет только наиболее светлые лучи белого света: для обыкновенного объектива e=1/3636 мм, а для иммерсионной системы, где между покровным стеклом и объективом имеется вода, получается e=1/4848; последняя величина, впрочем, в данном случае не вполне достижима ввиду меньшей величины возможного угла расхождения лучей. И действительно, непосредственные измерения с помощью новейших микроскопов показали, что указанное максимальное возможное увеличение почти уже ими достигнуто. Гельмгольц в своей работе отмечает лишь, что применение однородного синего света, ввиду меньшей длины его волны, может дать большее увеличение, чем указанное выше для белого света; однако Аббе в применении обладающих еще более короткой длиной волн химически активных ультрафиолетовых лучей для фотографирования микроскопических изображений находит средство для еще большего повышения увеличительной способности микроскопов.
И действительно, с этого времени, под влиянием только что указанных идей, начинается поразительное развитие микроскопической фотографии, которое до сих пор имело очень слабое применение. Так как в это же время стали все с большим успехом фотографировать солнце, луну, планеты, звездное небо, так как по примеру Геггинса стали фотографировать и тем самым закреплять спектры земных пламен, как и небесных тел, и вообще все больше приобретали навык в непосредственной фотографической регистрации разнообразных физических процессов, то фотография стала постепенно переходить из области искусства в область науки, где ее приняли с радостью и большими надеждами. Весьма вероятно, что со временем фотография завоюет себе место во всех отраслях науки и приобретет повсюду то значение, которое она во многих случаях имеет и теперь, — значение общего нелицеприятного протоколиста науки, беспартийного, неопровержимого, вполне надежного свидетеля всех научных исследований, произведенных в кабинетной тиши.