Взгляды на картину Мира

Взгляды на картину Мира

Бесплатно!

Взгляды на картину Мира
Релятивистские космологии
Законы сохранения
Энтропия
Фундаментальные взаимодействия
Принцип неопределённости
Модель и теория
Релятивистские космологии
Законы сохранения
Энтропия
Фундаментальные взаимодействия

Категории: , Метка:

Описание работы

Релятивистские космологии
Для построения своей космологической модели Эйнштейн должен был сделать три предположения, исходящие из уравнений теории относительности. Первое предположение было назван о космологическим принципом. Он предполагал, что вселенная гомогенична и изотропна, т. е. однородна во всех направлениях и в любой момент времени. Второе предположение гласило, что пространство имеет положительную кривизну, т. е. замыкается сама на себя. Наконец, третье предположение определяло, что вселенная как целое статична. Это означало, чтоеё глобальные показатели не изменяются со временем. Надо заметить, что в то время Хабблом ещё не было совершено открытие доказательств расширения вселенной. Идея о том, что вселенная в среднем статична в пространстве и во времени, оказалась так привлекательна, что в 50х группа английских космологов выразила её в т. н. теории стабильного состояния.
Однако Эйнштейн обнаружил, что эти три принципа не согласовываются сего уравнениями. Чтобы решить эту проблему, он решил добавить в свои уравненият. н. космологическую константу. Космологическая константа описывала некую внешнюю противодействующую силу, которая уравновешивает силы гравитации в закрытой вселенной Эйнштейн а. Узнав же об открытии Хаббла, Эйнштейн назвал введение космологической константы в свои уравнения крупнейшей ошибкой в его жизни. Однако последние исследования показывают, что эта константа могла иметь и ненулевое значение в ранней вселенной.
А. А. Фридман в 1922г и Жорж Леметр в 1927г пришли к открытию решений уравнений Эйнштейн а, которые соответствовали реальному количеству материи. Обе модели соответствовали теории большого взрыва. Они принимали космологический принцип, но при этом отрицали независимость свойств вселенной от времени. Рассматривалась как закрытая, так и открытая модель. Единственное коренное отличие состояло в том, что Фридман считал космологическую константу равной нулю, тогда как Леметр не отбросил возможность существования её ненулевого значения.
Геометрия пространства в закрытой модели Фридмана сходна с модельюЭйнштейна; однако, у Фридмана искривлено не только пространство, но и время. Кроме того, время Эйнштейн а представляет собой бесконечную прямую, тогда как время Фридмана имеет начало и конец. Глобальную пространственно-временную диаграмму можно грубо изобразить в виде лежащей на боку бочки. Временная осьидёт вдоль бочки, а пространственная “опоясывает” бочку и замыкается сама на себя после прохождения окружности 2?R, где R – радиус вселенной, который зависит от времени t сначала жизни вселенной. Очевидно, R = 0 при t = 0 и R = ?
max при t = ?T (Т – полное время жизни вселенной).
Открытая модель отличается и в пространственном, и во временном отношении. В открытой вселенной общий объёмпространства и число галактик бесконечно. Временная история начинается также с большого взрыва, но расширение продолжается бесконечно. В итоге средняя плотность материи станет ничтожно малой. Время в такой вселенной имеет начало, но не имеет конца.
В 1932 году Эйнштейн и де Ситтер предложили ещё одну гомогеничную и изотропную модель, являвшуюся критическим случаем между закрытой и открытой моделями Фридмана. Кривизна пространства здесь рана нулю. Геометрия пространства была евклидовой, тогда как пространство-время не являлось плоским. Время снова начинается со взрыва, и галактики вечно расходятся, но скорость расхождения (“константа” Хаббла) стремится к нулю по мере стремления времени к нулю. Эта модель была очень удачна с философской точки зрения, а потому была достаточно популярна. Частично она была подтверждена исследованиями в области физике микромир а и астрономическими наблюдениями.
Существует и альтернативный взгляд на природу расширения вселенной, нежели основанный на структуре пространства-времени. Эта точка зрения рассматривает вещи с точки зрения гравитационно закрытых и открытых систем: в закрытых галактики расходятся, но потом вновь встречаются; в открытых они расходятся вечно. Модель Эйнштейн а-де Ситтера, где галактики расходятся со скоростью, стремящейся к нулю, является критическим случаем. Подобный взгляд позволяет зачастую работать с более простой физикой Ньютона. Очевидно, что с этой точки зрения скорость расхождения зависит от количества массы на единицуобъёма. Зная значение гравитационной постоянной G, можно найти значение критической плотности. Оно оказалось равно 8*10-30 г/см3, что эквивалентно пяти атомам водород а на кубический метр. Если значение плотности меньше этого числа, то вселенная открыта и будет расширяться вечно. Если больше, то существование закрытой вселенной закончится глобальным столкновением. Современные исследования показали, что плотность нашей вселенной не превышает нескольких процентов от требуемой для закрытия. Однако есть предположения, что это число может вскоре значительно увеличиться.
Законы сохранения
Законы сохранения – это совокупность физических принципов, гласящих, что некоторые характеристики не меняются со временем в изолированной системе. В классической физике эти законы относятся к массе, энергии, импульсу и электрическому заряду. В физике микромир а рассматривают законы сохранения числа барионов, числа лептонов и другие.
Закон сохранения подразумевает, что материя не может быть создан а либоуничтожена, т. е. физические или химические процессы, проходящие в изолированной системе, оставляют суммарную массу неизменной. Хотя специальная теория относительности показала, что масса и энергия эквивалентны, их взаимные превращения в сё же пренебрежимо малы, исключая случаи, включающие участие субатомных частиц либо скоростей, сравнимых со скоростью свет а. В этих случаях закон о сохранении массы уже часть более фундаментального закона о сохранении массы-энергии.
Аналогично, и энергия не может быть уничтожен а либо создан а, она может лишь переходить из одного вида в другой (механическая, кинетическая, химическая и др.) В изолированной системе сумма энергий всех видов ос таётся неизменной. Опять же, в терминах теории относительности говорят о сохранении массы-энергии.
Линейный импульс сохраняется в системе, содержащей движущиеся тела. Применение этого закона важно в решении проблем, связанных со столкновениями. Примером может являться система, состоящая из ракеты и выходящих из неё газов. Сохранения углового импульса во вращающихся телах аналогично сохранению линейного импульса.
Наконец, закон сохранения электрического заряда утверждает, что суммарный заряд системы не меняется со временем. На субатомном уровне могут быть созданы заряженные частицы, но всегда в паре с противоположно заряженными. Таким образом, суммарный заряд сохраняется и здесь.
Энтропия
В термодинамике энтропия – одно из свойств материи наряду с объёмом, энергией, давлением и т. д. Обычно утверждают, что энтропия – это мера беспорядочного состояния атомов. Принципиальное следствие из второго закона термодинамики гласит, что при переходе изолированной системы из одного состояния в другое энтропия не может уменьшаться. Идея, что система не может спонтанно перейти в более упорядоченное состояние, приводит к закону о ростеэнтропии. Это можно продемонстрировать на простом опыте. Сосуд разделён тонкой перегородкой на две части, одна из которых пуста, а другая наполнен а газом. В этой изолированной системе энергия и энтропия газа постоянна. Однако если проколоть перегородку, энтропия значительно возрастёт. Прокалывание перегородки не занимает много времени и может произойти даже спонтанно в результате коррозии, тогда как время, требуемое для случайного скопления всех атомов по одну сторону перегородки, несравнимо велико даже по сравнению со временем жизни вселенной. Это, однако, не означает, что часть системы не может понизить энтропию. Домашний холодильник понижает энтропию кристаллов льда, одновременно повышая энтропию вокруг себя.
Все спонтанные процессы невозвратимы. Это позволяет говорить о глобальном увеличении энтропии вселенной, т. е. общее количество работы, доступной для совершения работы, уменьшается.
Фундаментальные взаимодействия
В физике к фундаментальным взаимодействиям относят 4 основные силы: гравитации, электромагнитную, слабую и сильную. Гравитация и электромагнетизмбыли обнаружены заметно раньше благодаря тому, что их воздействие на обычные предметы легко обнаруживается. Силы гравитации действуют между всеми объектами, обладающими массой. Электромагнитные силы действуют между заряженными телами, объясняют химическое поведение атомов и свойства свет а. Слабое и сильное взаимодействия были обнаружены физиками лишь в 20м веке. Сильное взаимодействие связывает протоны и нейтроны внутри ядра, несмотря на электромагнитное отталкивание протонов друг от друга. Наконец, слабое взаимодействие проявляет себя в некоторых видах радиоактивного распада и в реакциях между легчайшими субатомными частицами. Мощнейшими силами в природе считаются сильные. За ними идут электромагнитные, слабые и гравитационные. Различаются они также тем, что электромагнитные и гравитационные силы действуют на бесконечно большом расстоянии, тогда как радиус действия слабых и сильных сил строго ограничен.
Многие годы ученые стремились показать, что эти четыре силы — лишь различные проявления некой фундаментальной силы. Самым удачным шагом на пути к такой унификации стало появление электрослабой теории. Эта теория объединила электромагнитные и слабые силы на основе квантовой электродинамики. В квантовой электродинамике заряженные частицы взаимодействуют, испуская и поглощая при этом фотоны. Здесьотражена и связь между материей и полем. Не только фотоны, но и другие частицы обладают волновыми свойствами. Таким образом, на субатомном уровне грань между полем и материей сильно размыта. В 1970х была сформулирован а теория и для сильного взаимодействия, которая по структуре схожа с квантовой электродинамикой (квантовая хромо динамика). Однако, несмотря на все исследования, ни одной теории не удалось пока объединить все четыре основные силы.

Принцип неопределённости
Принцип неопределённости – фундаментальное положение квантовой теории, утверждающее, что любая физическая система не может находиться в состояниях, в которых координаты её центра инерции и импульс одновременно принимают вполне о пределённые, точные значения.
Из принципа неопределённости следует, что чем точнееопределена одна из входящих в неравенство величин, тем менее определеннозначение другой. Никакой эксперимент не может привести к одновременно точному измерению таких динамичных переменных; при этом неопределённость в измерениях связан о не с несовершенством экспериментальной техники, а с объективными свойствами материи. Действие принципа неопределённости существенно в основном для явлений атомных (и меньших) масштабов и не проявляются в опытах с макроскопическими телами.
Принцип неопределённости, открытый в 1927 г. немецким физиком В. Гейзенбергом, явился важным этапом в выяснении закономерностей внутриатомных явлений и построении квантовой механики. Существенной чертой микроскопических объектов является их корпускулярно-волновая природа. Состояние частицы полностью определяется волновой функцией(величина, полностью описывающая состояние микрообъекта (электрона, протона, атома, молекулы) и вообще любой квантовой системы). Частица может бытьобнаружена в любой точке пространства, в которой волновая функция отлична от нуля. Поэтому результаты экспериментов по определению, например, координаты имеют вероятностный характер.
Он сыграл исключительно важную роль при построении математического аппарата для описания волн частиц в атомах. Его строгое толкование в опытах с электронами такого: подобно световым волнам электроны сопротивляются любым попыткам выполнить измерения с предельной точностью. Этот принцип меняет и картину атома Бора. Можно определить точно импульс электрона (а, следовательно, и его уровень энергии) на какой-нибудь его орбите, но при этом его местонахождение будет абсолютно неизвестно: ничего нельзя сказать о том, где он находится. Отсюда ясно, что рисовать себе чёткую орбиту электрона и помечать его на ней в виде кружка лишено какого-либо смысла.

Следовательно, при проведении серии одинаковых опытов, по тому же определению координаты, в одинаковых системах получаются каждый раз разные результаты. Однако некоторые значения будут более вероятными, чем другие, т. е. будут появляться чаще. Относительная частота появления тех или иных значений координаты пропорционально квадрату модуля волновой функции в соответствующих точках пространства. Поэтому чаще всего будут получаться те значения координаты, которые лежат вблизи максимума волновой функции. Но некоторый разброс в значениях координаты, некоторая ихнеопределённость (порядка полуширины максимума) неизбежны. То же относится и к измерению импульса.
Таким образом, понятия координаты и импульса в классическом смысле не могут быть применены к микроскопическим объектам. Пользуясь этими величинами при описании микроскопической системы, необходимо внести в их интерпретацию квантовые поправки. Такой поправкой и является принцип неопределённости.
Модель и теория
Прогресс в физике, как и в других науках, обусловлен тесным взаимодействием эксперимента и теории. На первый взгляд может показаться, что в такой области физики, как классическая механика, эксперимент почти не нужен, поскольку можно использовать математическую модель. Однако эксперимент необходим в данном случае для постановки проблемы. Математик не может рассматривать условия равновесия велосипеда, пока тот не изобретён. Поскольку законы движения охватывают очень широкий спектр проблем, необходимо обычно сначала выбрать конкретный объект для рассмотрения. Современный физик-экспериментатор не сможет достичь успеха безучёта теории, хотя для этого и не обязательно быть способным полностью объяснить опыт с помощью математики. Аналогично, физик-теоретик должен представлять себе, как ведут себя реальные объекты, даже если он не в состоянии провести полноценный опыт. Единая сущность физики сводится к тому, что существование экспериментальной и теоретической физик невозможно отдельно друг от друга.

Список использованной литературы:
1. “Физика. Учебник для 11 класса средней школы” Г. Я. Мякише в, Б. Б. Буховцев; Москва“Просвещение” 1991
2. BRITANNICA .COM; © 1999 Britannica.com Inc.

Обзоры

Отзывов пока нет.

Будьте первым, кто оставил отзыв на “Взгляды на картину Мира”

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *