В поисках кота Шредингера. Квантовая физика и реальность
Шрифт:
Год у Эйнштейна выдался не из легких. Одна его работа в итоге привела к получению Нобелевской премии, другая раз и навсегда доказала реальность атомов, а в третьей родилась теория, прославившая его, – теория относительности. Практически случайно в том же 1905 году он закончил еще одну небольшую работу о размере молекул, которую подал в качестве докторской диссертации в университет Цюриха. Докторскую степень он получил в январе 1906 года. Хотя в те времена она не распахивала двери к активным исследованиям, как сегодня, все же примечательно, что три великие работы 1905 года были опубликованы человеком, который в момент их создания мог называть себя только «мистером» Альбертом Эйнштейном.
В последующие годы Эйнштейн продолжил интегрировать идеи Планка о кванте в другие области физики. Он обнаружил, что они объясняли давние загадки теории удельной теплоемкости (удельная теплоемкость вещества – это количество теплоты, которое необходимо сообщить телу, чтобы поднять его температуру на данную величину; она зависит от того, каким образом атомы колеблются внутри вещества, и эти колебания, как выяснилось, необходимо проквантовать). Эта физическая идея не столь привлекательна, и на нее часто не обращают внимания при изучении работ Эйнштейна, но квантовая теория вещества была принята быстрее, чем разработанная
Глава четвертая
Атом бора
К 1912 году кусочки атомной мозаики начали складываться воедино. Эйнштейн дал широкое обоснование идее кванта и ввел представление о фотонах, хотя оно пока не получило всеобщего признания. Продолжая аналогию с банкоматом, можно сказать, что Эйнштейн полагал, будто энергия распространяется лишь кусками определенного размера – банкомат дает только суммы, кратные десяти фунтам, потому что это самая мелкая купюра, с которой он работает, а не из того, что так захотел программист, настроивший его. Резерфорд предложил новую картину атома, с маленьким ядром в центре и облаком электронов вокруг, хотя эта идея тоже не получила всеобщей поддержки. Впрочем, атом Резерфорда не мог быть стабилен согласно классическим законам электродинамики. Решение крылось в том, чтобы использовать квантовые законы для описания поведения электронов внутри атомов. И опять прорыв совершил молодой исследователь со свежим взглядом на проблемы – квантовая теория развивалась именно так.
Датский физик Нильс Бор окончил аспирантуру летом 1911 года и в сентябре отправился в Кембридж, чтобы работать вместе с Дж. Дж. Томсоном в Кавендишской лаборатории. Он был очень молодым исследователем, сильно стеснялся и не владел в совершенстве английским языком. Ему было непросто найти себе место в Кембридже, однако во время поездки в Манчестер Бор познакомился с Резерфордом и тот по-дружески отнесся к нему, заинтересовавшись его исследованиями. В итоге в марте 1912 года Бор переехал в Манчестер и приступил к работе в команде Резерфорда, сконцентрировавшись на загадке структуры атома [8] . Через шесть месяцев он вернулся в Копенгаген, но лишь на короткое время, до 1916 года оставшись вместе с группой Резерфорда в Манчестере.
8
По одной из версий, переезд Бора стал результатом несогласия между ним и Томсоном о Томсоновской модели атома, которая не нравилась Бору. Дж. Дж. спокойно предположил, что Резерфорд может оказаться более восприимчив к идеям Бора. См.: Э. У. Кондон, цит. по: Джеммер Макс. Концептуальное развитие квантовой механики. С. 69.
Прыгающие электроны
Бор обладал редким гением, который и был необходим, чтобы толкнуть атомную физику вперед на десять – пятнадцать лет. Он не стремился объяснить все детали в полной теории, а пытался свести воедино различные идеи, чтобы создать воображаемую «модель», которая хотя бы в первом приближении согласовывалась бы с экспериментальными данными наблюдений реальных атомов. Когда у него появлялось грубое представление о том, что происходит, с помощью него он сшивал вместе кусочки и таким образом продвигался к цельной картине. Он отталкивался от представления, что атом являет собой миниатюрную Солнечную систему, в которой электроны движутся по орбитам согласно законам классической механики и электромагнетизма, и утверждал, что электроны не могут сойти с этих орбит, излучая при этом, поскольку они могут испускать только целые куски энергии – кванты, – а не непрерывное излучение, как того требует классическая теория. «Устойчивые» орбиты электронов соотносились с некоторыми фиксированными величинами энергии, каждая из которых была кратна основному кванту, при этом промежуточные орбиты отсутствовали, поскольку они требовали бы дробного значения энергии. Если продолжить аналогию с Солнечной системой, то это все равно что сказать, что земная орбита вокруг Солнца устойчива и орбита Марса тоже, но между ними невозможно существование ни одной другой устойчивой орбиты.
То, что сделал Бор, не имело права на жизнь. Идея об орбите всецело опирается на классическую физику. Идея о состояниях электрона, соответствующих определенному количеству энергии, – или, как их позже назвали, энергетических уровнях – происходит из квантовой теории. Модель, построенная на соединении классической и квантовой теорий, не дала верного понимания, почему атомы дергаются, однако предоставила Бору достаточно сведений, чтобы пойти дальше. Его модель оказалась в итоге неверна почти во всем, однако она обеспечила переход к истинной квантовой теории атома, и это неоценимо. К сожалению, из-за своей простоты, легкого смешения квантовых идей с классическими и привлекательной картины атома в виде миниатюрной Солнечной системы эта модель продолжает существовать на первых страницах не только популярных книг, но и учебников и университетских работ. Если вы изучали атомы в школе, я уверен, что вы изучали модель атома Бора, как бы ее ни называли на уроках. Не буду призывать вас забыть все, что вам говорили, однако приготовьтесь к тому, что во многом все обстоит иначе. И вы должны постараться забыть об электронах в виде маленьких «планет», вращающихся вокруг ядра, – эта первая мысль Бора оказалась совсем не верна. Электрон представляет собой лишь нечто, находящееся рядом с ядром и обладающее определенным количеством энергии и рядом других свойств. Как мы убедимся, он движется таинственным образом.
Крупный ранний успех работы Бора в 1913 году состоял в том, что она прекрасно объяснила спектр излучения водорода – простейшего атома. Корни спектроскопии как науки уходят в ранние годы XIX столетия, когда Уильям Волластон открыл темные линии в спектре излучения Солнца, однако именно после работы Бора она стала инструментом для исследования структуры атома. Подобно Бору, смешавшему во имя прогресса классические и квантовые теории, нам придется сделать шаг назад от идей Эйнштейна о световых квантах, чтобы понять, как работает спектроскопия. В этом контексте нет смысла считать свет чем-то иным, нежели электромагнитной волной [9] .
9
Полноценная квантовая теория показывает, что свет является и волной, и частицей, однако мы еще не добрались до этого этапа.
Как установил Ньютон, белый цвет состоит из всех цветов радуги, или спектра. Каждый цвет соответствует различной длине световой волны, и, используя стеклянную призму, можно разложить белый цвет на цветовые компоненты, то есть получить спектр, в котором волны разных частот располагаются на экране или фотопластинке друг под другом. Синие и фиолетовые цвета, имеющие короткие длины волн, находятся на одном конце оптического спектра, а длинноволновые красные – на другом. Однако спектр распространяется и дальше – в обе стороны за пределами видимого диапазона. При таком разложении солнечного света получающийся спектр имеет очень резкие темные линии в определенных местах, соответствующих определенным частотам. Не зная, почему возникают эти линии, исследователи Йозеф Фраунгофер, Роберт Бунзен (его именем названа горелка Бунзена) и Густав Кирхгоф в XIX веке экспериментально установили, что различные химические элементы дают собственный набор спектральных линий. Когда элемент (например, натрий) подогревается на горелке Бунзена, он приобретает характерное свечение (в случае натрия – желтого цвета), которое является следствием сильного излучения в виде яркой линии или линий на одном участке спектра. Когда белый цвет проходит через жидкость или газ, содержащие тот же элемент, то даже если этот элемент находится в химическом веществе в соединении с другими, спектр света приобретает темные полосы поглощения, подобные тем, что наблюдаются в солнечном излучении. Эти полосы соответствуют частотам, характерным для этого элемента (характеристическим частотам. – Примеч. пер.).
Таким образом были объяснены темные линии в солнечном спектре. Должно быть, они происходят от более холодных облаков вещества в атмосфере Солнца, которые на характеристических частотах поглощают проходящее через них излучение света от более горячей поверхности Солнца. Такой подход дал химикам удобный способ определять элементы, присутствующие в химическом веществе. Например, если бросить в огонь обычную соль, пламя приобретет характерный для натрия желтоватый оттенок (так же светятся дорожные фонари). В лаборатории можно увидеть характеристический спектр, если поместить тестируемое вещество на проволоку (обмакнуть ее) и держать ее в пламени горелки Бунзена. Каждый химический элемент дает собственный набор спектральных линий, и их структура всегда остается одинаковой, даже если изменяется температура пламени, хотя может меняться интенсивность. Резкость каждой спектральной линии означает, что каждый атом элемента излучает или поглощает на одной и той же частоте без исключений. Проводя сопоставления с подобными тестами на пламени, спектроскописты выяснили природу большинства линий в солнечном спектре и объяснили их наличием известных на Земле химических элементов. Известно, что английский астроном Норман Локьер (основатель научного журнала Nature) нашел в спектре Солнца линии, которые не могли быть объяснены спектром какого-либо известного элемента, и предположил, что они обязаны своим появлением неизвестному тогда элементу, который он назвал гелием. В свое время гелий был обнаружен и на Земле, и было установлено, что его спектр в точности соответствует тому, чего требовали линии в спектре Солнца.
С помощью спектроскопии астрономы могут изучать химический состав отдаленных звезд и галактик. В свою очередь, физики-атомщики этим методом могут исследовать внутреннюю структуру атома.
Спектр излучения водорода является особенно простым, что, как мы знаем сегодня, следует из простейшей структуры этого элемента – каждый атом содержит лишь один положительно заряженный протон в качестве ядра и связанный с ним отрицательно заряженный электрон. Линии в спектре водорода называются серией Бальмера в честь швейцарского школьного учителя Иоганна Бальмера, предложившего в 1885 году (в том же году родился Нильс Бор) формулу, описывающую спектр водорода. Формула Бальмера описывает взаимосвязь частот спектра, на которых появляются линии водорода. Отталкиваясь от частоты первой линии водорода в красной части спектра, формула Бальмера дает частоту следующей линии в зеленой части. Отталкиваясь от зеленой линии, та же самая формула, примененная к этой частоте, дает частоту следующей линии в фиолетовой части спектра – и так далее [10] . Когда Бальмер вывел свою формулу, ему было известно только о существовании четырех линий водорода в видимом спектре, но к тому моменту были открыты и другие линии, которые прекрасно вписывались в его простую численную схему, как и линии в ультрафиолетовой и инфракрасной части спектра, обнаруженные позже. Формула Бальмера явно сказала что-то важное о структуре атома водорода. Но что?
10
Простая версия этой формулы показывает, что, чтобы получить длины волн первых четырех линий спектра излучения водорода, нужно умножить константу (36,456 x 10– 5) на 9/5, 16/12, 25/21 и 36/32. В этой версии формулы числитель каждой дроби определяется последовательностью квадратов (32, 42, 52, 62), а знаменатели – разностью квадратов (32–22, 42–22 ит. д.).