Раздел 2. Панорама современного естествознания

Тема 2.1. Основные понятия и законы естествознания

Принципы термодинамики.

От термодинамики к статистической физике: изучение необратимых систем. Для нас совершенно очевидно представление об однонаправленности времени, его необратимости и невозвратности.

С. Карно показал, что теплота создает механическую работу только при тепловом «перепаде», т.е. наличии разности температур нагревателя (T₁) и холодильника (T₂). Свои теоретические соображения Карно в конечном счете обосновывает невозможностью вечного двигателя, рассматривая это положение в качестве исходной аксиомы физики – первого начала термодинамики. Первое начало термодинамики вытекает из закона сохранения энергии: в замкнутой системе энергия сохраняется, хотя и может приобретать различные формы.

В реальных тепловых двигателях процесс превращения теплоты в работу неизбежно сопровождается передачей определенного количества теплоты внешней среде. В результате нагреватель охлаждается, внешняя среда нагревается. Это значит, что термодинамические процессы носят необратимый характер, т.е. могут протекать только в одном направлении. Иначе говоря, невозможен процесс, при котором теплота переходила бы самопроизвольно от холодных тел к телам нагретым. Это и есть одна из формулировок второго начала термодинамики. Решая эту задачу, Клаузиус вводит понятие энтропии – функции состояния системы.

Понятие энтропии является центральным в термодинамике. Энтропия — это мера способности теплоты к превращению. В обратимых системах энтропия неизменна, а в необратимых – постоянно меняется (dE > dQ/T). Второе начало термодинамики гласит, что в замкнутой системе энтропия не может убывать, а лишь возрастает до тех пор, пока не достигнет максимума.

Уже в начале XX в. (В. Нернст, 1906) было сформулировано третье начало термодинамики, согласно которому при стремлении температуры Т к абсолютному нулю энтропия (Е) любой системы стремится к конечному пределу, не зависящему от давления, плотности или фазы (при Т —> 0 ∆Е —> 0). Иначе говоря, ни в каком конечном процессе, связанном с изменением энтропии, достижение абсолютного нуля невозможно; к нему можно лишь бесконечно приближаться.

Возникновение и развитие кинетической теории газов, которая в дальнейшем преобразовалась в новую отрасль физики – статистическую физику: разработана кинетическая модель идеального газа (Р. Клаузиус), закон распределения скоростей молекул газа (Дж.К. Максвелл), теория реальных газов (Й.Д. Ван-дер-Ваальс), определены реальные размеры молекул, найдено число молекул в единице объема газа при нормальных условиях (число Лошмидта), число молекул в одной грамм-молекуле (число Авогадро) и др.

Если система состоит из небольшого числа частиц, то поведение такой системы можно описать уравнениями классической механики. Но если система состоит из громадного числа частиц, то необходим принципиально иной подход – статистический. Статистическая термодинамика находит свое развитие в работах Дж. Гиббса, в его статистической механике (1902). В 1906 г. М. Смолуховский разрабатывает теорию флуктуаций (беспорядочных колебаний относительно некоторого среднего значения) и применяет ее к анализу явлений, в которых может непосредственно наблюдаться антиэнтропийное поведение. Новый этап в развитии исследований необратимых систем наступил только в конце XX в., с созданием теории самоорганизации (синергетики).

Развитие представлений о пространстве и времени.

Все системы, связанные со свободными телами, не находящимися под влиянием каких-либо других тел, равноправны.

Инерциалъные системы — это системы, которые движутся прямолинейно и равномерно относительно друг друга.

В.Клиффорд предложил нечто вроде полевой теории материи, где материальные частицы представляют собой сильно искривленные области пространства.

Теория электромагнитного поля.

К середине XIX в. сформулирован целый ряд важных закономерностей: закон Кулона, закон Ампера, закон электромагнитной индукции, законы постоянного тока и др. Наиболее популярной стала теория В. Вебера, которая пыталась объединить электростатику, электродинамику и теорию магнетизма идеей об активности движущихся электрических зарядов (по сути, первой электронной теории).

Полевая концепция Фарадея. Полевой подход оказался наиболее плодотворным в создании единой теории электрических и магнитных явлений. Это была революционная по своему значению теория Максвелла.

Дж. К. Максвелл поставил перед собой задачу, основываясь на представлениях Фарадея, построить строгую математическую теорию, получить уравнения, из которых можно было бы вывести, например, законы Кулона, Ампера и др., т.е. перевести идеи и взгляды Фарадея на строгий математический язык. Он создал теорию электромагнитного поля, которая была изложена в работе «Динамическая теория электромагнитного поля» (1864г.) Максвелл сформулировал фундаментальные уравнения классической электродинамики, которые связывают величины, характеризующие электромагнитное поле (напряженность электрического и магнитного полей, электрическая и магнитная индукция), с его источниками, т.е. распределенными в пространстве электрическими зарядами и токами. Распространение в электромагнитном поле электромагнитных волн происходит с конечной скоростью, равной скорости света. Таким образом обосновывался принцип близкодействия.

Возникает идея использовать электромагнитные волны для установления беспроводной связи на дальние расстояния, разработка которой привела к изобретению радио (А.С. Попов, 1896) и созданию радиотехники.

Электромагнитное поле представляет собой особую форму материи, распространяющуюся в пространстве, свойства которой не сводимы к свойствам механистических процессов.

Великие открытия: открытие рентгеновских лучей, открытие электрона и установление зависимости его массы от скорости, открытие радиоактивности; создание Периодической системы химических элементов Д.И. Менделеевым, экспериментальное обнаружение электромагнитных волн Г. Герцем, открытие явления фотоэффекта, тщательно проанализированное А.Г. Столетовым.

В этом же ряду обнаружение того, что отношение заряда электрона к его массе не является постоянной величиной, а зависит от скорости электрона. Возникла гипотеза, что электрон вообще имеет только электромагнитную массу, а обычной массой не обладает. Развитие этой гипотезы подводило к выводу, что вообще всякая масса (а значит, материя) имеет электромагнитную природу.

Кризис в физике на рубеже веков.

Электрон так же неисчерпаем, как и атом. Каждая естественнонаучная картина мира относительна и преходяща. К концу XIX в. механистическая, метафизическая, предметоцентрическая методология себя исчерпала. Естествознание стремилось к новой диалектической, системоцентрической методологии.

Астрономия

Открытие в 1846 г. восьмой большой планеты Солнечной системы — Нептун. Орбита Нептуна, удаленная от Солнца в среднем на 4,5 млрд км, значительно расширяла и границы Солнечной системы, и пределы познания ее человеком.

Таким же предвестником, хотя и менее известным, явилось формулирование гравитационного (X. Зелигер, 1895) и фотометрического (Г.В. Ольберс, 1826) парадоксов ньютоновской космологии. Согласно первому, из закона всеобщего тяготения при его применении к бесконечной вселенной следует, что в каждой точке пространства сила тяготения должна быть бесконечной, а значит привести ко всеобщему коллапсу. А согласно второму, бесконечное количество звезд (в бесконечном пространстве), яркость которых не зависит от расстояния, должно привести к сплошному свечению всего неба с яркостью Солнца.

Формирование астрофизики: проблема внутреннего строения звезд. К открытиям XIX в., которые повлекли за собой возникновение и бурное развитие астрофизики, следует отнести: открытие фотографии и спектрального анализа, эффекта Доплера, создание статистической термодинамики.

Открытие закона сохранения энергии поставило вопрос о физическом источнике энергии Солнца и звезд. Первым попытался его решить Р. Майер, предложивший гипотезу о разогреве Солнца за счет падения на него метеоритов (1848). Качественно новые возможности научного исследования сложились после открытия Г. Кирхгофом и Р. Бунзеном (1859) спектрального анализа. Появилась возможность определять химический состав звезд, т.е. то, что многие мыслители считали вообще непознаваемым. В 1861 г. Кирхгоф определил химический состав солнечной (и, следовательно, звездных) атмосферы.

Во второй половине XIX в. окончательно утвердилось представление о звездах как о колоссальных газовых шарах, плотных и горячих в центре и разреженных на периферии. Для объяснения энергии звезд Кельвин и Гельмгольц выдвинули идею их гравитационного сжатия. Во время гравитационного сжатия должна выделяться значительная энергия. Однако вскоре выяснилось, что если придерживаться такой гипотезы, то нужно признать, что Солнце... моложе Земли! Длительность «жизни» звезд по этой гипотезе исчислялась всего лишь десятками миллионов лет, в то время как геологи убедительно определяли возраст Земли в несколько миллиардов лет.