Розробка проблем вазємодії тіл

Розвиток фізичних знань у період, шо розглядається, хоча й визначався знавшою мірою діяльністю І. Ньютона, створеною ним новою механікою, але мав й інші джерела, інших своїх творців. Про­блемою, що об’єднувала наукові пошуки цього періоду, була пробле­ма взаємодії тіл. Однією з форм її розгляду стала проблема удару.

Р. Декарт, для якого всі взаємодії тіл зводилися до тиску та удару,'одним з перших зайнявся проблемою удару. Проте його теорія виявилась помилковою. Джованні Бореллі (1608—1679) сформулював закон зіткнення непружних тіл (1667)* Проблема удару була вирішена завдяки конкурсу, оголошеному в 1668 р* Лондонським королівським товариством. На конкурс було представлено результати досліджень математика Дж. Вааліса, архітектора К. Рена і знаменитого голланд­ського фізика і математика Хр. Гюйгшса. Хрістіан Гюйгенс (1625— 1695) зіграв досить визначну роль в розвитку механіки. Він був обра­ний почесним членом Лондонського королівського товариства, а при заснуванні Французької академії був запрошений у Париж. Хр. Гюй­генс дослідив деякі проблеми статики, зокрема задачі на рівновагу системи ваги, та впровадив уточнення теорії важеля. Окрім того, він успішно розв’язав ряд таких важливих задач динаміки, як рух тіла по колу, закони коливання фізичних і математичних маятників тощо. Хр. Гюйгенс сформулював принцип збереження сил, хоча й не поши­ряв його на всі явища природи. Але, спираючись на цей принцип, він доводив неможливість вічного двигуна. Всесвітньо-історичне значення має винахід ним маятникового годинника (1657), яке відпо­відало назрілим потребам у точному та зручному вимірюванні часу, шо не забезпечувалось існувавшими конструкціями годинника.

Хр. Гюйгенс з’ясував, що при пружному ударі зберігається сума добутків маси на квадрати швидкості тіл, які ударяються (1669). Піз­ніше І. Ньютон пов’язав це питання з третім законом динаміки. Найважливішим результатом теорії удару Хр. Гюйгенса було встанов­лення принципу збереження живих сил для пружного удару в замкне­них системах. Хр. Гюйгенс застосував у своїй теорії принцип віднос­ності й підкреслив, що швидкість рівномірного та прямолінійного руху системи, в якій розглядається удар, не впливає на процес співу­даряння. Водночас він дав формулювання закону інерції і визначив постулат щодо обміну швидкостями співударними пружними кулями. Дослідною перевіркою законів удару займались К. Рен і Е. Маріотт, які підтвердили закон збереження кількості руху.

До вивчення проблеми удару звернувся також Роберт Гук (1635— 1703). 1675 р. він сформулював основний закон пружності. Встанов-

ленням теорії удару завершувались передумови обгрунтування меха­ніки, що згодом і здійснив І. Ньютон. Якщо припустити, що механіка не лише імітаційна модель природи, а також її реальне відтворення, тоді механічні сили повинні виводитися з деяких універсальних принципів руху як таких. Цю загальнонаукову тезу сформулював І. Ньютон у теорії сили і руху.

Ще однією проблемою, яка привертала увагу фізиків цього часу, була проблема тиску. Отто фон Геріке (1602—1686) і Роберт Бойль незалежно один від одного винайшли повітряний насос і за його допомогою зробили ряд важливих експериментальних досліджень з виміру густини та тиску повітря. В другій половині XVII ст. було продовжено вивчення вакууму О. Геріке у Германії, Р. Бойлем в Англії та Е. Маріоттом у Франції. Для спостережень за коливаннями атмосферного тиску О. Геріке створив бароскоп, що дало змогу передбачати погоду (наприклад, він передбачив бурю, що сталася саме в зазначений день — 6 грудня 1660 р.). Р. Бойль винайшов (1662) закон оберненої залежності між об’ємом повітря та його тиском. Незалежно від Р. Бойля цей закон сформулював також Едм Маріотг у 1676 р. Едм Маріотт (1620-—1684) запропонував визначати висоту розташування будь-якого місця за даними барометра. Цю роботу довів до кінця Е. Галлей, який у 1686 р. уперше вивів відому барометричну формулу. Ще одним важливим результатом вивчення тиску стало відкриття Дені Паленом залежності точки кипіння води від тиску. Це відкриття безпосередньо пов’язане з його винахідниць­кою діяльністю. Саме в 1680 р. Д. Папен збудував паровий котел із запобіжним клапаном.

Крім удару й тиску існувало питання, що залишалося загад­кою, — тяжіння. Це питання вивчалося багатьма фізиками, серед яких І. Ньютон із своєю системою механіки неба посідав чільне місце. Одним із перших ідею про всесвітнє тяжіння висловив у 1643 р. французький математик Ж. Роберваль (1602—1675). Перший крок у фізичному вмотивуванні здійснив Е. Галлей. Він, висловив ідею про намагання частинок тіла об’єднуватися. Е. Галлей припус­кав, що існує не один центр світу, а велика кількість силових центрів, навколо яких і скупчуються маси небесних тіл. Великою заслугою Е. Галлея стало відкриття незалежності прискорення руху, від маси.

У 1667 р. Дж. Бореллі в творі ‘Теорія планет Медічі” вперше висунув ідею про динамічну рівновагу планет, які рухаються. Але розв’язок задачі мав бути підкріплений кількісними розрахунками. У ,1673 р. Хр. Гюйгенс у відомому творі “Маятниковий годинник” дає закон доцентрової сили: він розробив поняття про прискорення для випадкукриволінійного руху точки,вперше ввів поняття про доцен­трове прискорення та дав його математичнийвираз, першим сформу­лював поняття доцентрової та відцентрової сил, моменту інерції. Саме йому належить ідея про те, що за допомогою математичного маятника можна вимірювати прискорення сили земного тяжіння (§). Шлях до вирішення проблеми доцентрового руху був відкритим.

У 1674 р. Р. Гук виступив з міркуваннями щодо системи світу, висловивши ідею тяжіння. У 1680 р. він дійшов висновку, що сила тяжіння обернено пропорційна квадрату відстані.

Дослідження оптичних і електричних явищ

До розділів науки про природу, які розвивалися в XVII ст. досить помітно, належить оптика.

У 1665 р. було опубліковано працю Ф. Гримальді “Фізико-мате- матичний трактат про світло, кольори та райдугу”, в якій охаракте­ризовано явища дифракції та інтерференції світла. У наступному, 1666 р., І. Ньютон відкрив явища розкладання білого світла в спектр (дисперсія світла) та хроматичної аберації. І. Ньютон розвивав оптику як гїрактично— створенням телескопів, так і теоретично — обгрун­туванням корпускулярної теорії світла (1675), поясненням фізичної сутності кольоровості променів. У багатьох експериментах Г. Ньютон уперше доводить, що біле світло неоднорідне і складається з одно­рідних кольорових променів, що по-різному заломлюються. Спектр, за І. Ньютоном, складається з безлічі кольорів, що поступово пере­ходять один у од ний, але основними він вважав сім кольорів — однорідних і не здатних розкладатися. Колір тіла визначається проме­нями, що ним відбиваються. Кожне тіло відбиває промені, що мають відповідний колір у більшій кількості, ніж інші.

Виняткове значення мали роботи І. Ньютона з дослідження світлових явищ, шо відбуваються в тонких пластинах (явище інтер­ференції). їх результатом став висновок про наявність періодичності світлових змін (інтервалів світла), що є не чим іншим, як висновком про існування світлових хвиль. Водночас засновники хвильової теорії світла (Ф. Гримальді, Р. Гук, Хр. Гюйгенс) ще не знали про інтер­вали, що є для цієї теорії центральними. Сам же І. Ньютон стояв на позиціях корпускулярної теорії, за якою світло є потоком тілесних частинок-корпускул, що витікають з джерела та рухаються прямолі­нійно з кінцевою швидкістю в ефірі. І. Ньютон припускав, що під впливом ударів корпускул в ефірі поширюються хвилі. Але потім він відмовився від визнання існування ефіру, оскільки планети в своєму русі не зустрічають опору середовища. Теорія І. Ньютона добре пояс­нювала явища відбиття та заломлення, а для пояснення кольорів,

розсіювання світла, явища дифракції потрібні були все нові й нові припущення. Ця теорія все ж таки була найпоширенішою, доки Л. Ейлер не розкрив її недоліки. Оптичні роботи І. Ньютона поста­вили рад проблем, які стали предметом вивчення наступного поко­ління фізиків.

Відкриття закону заломлення світла дало змогу перейти до розра­хунків оптичних систем. Зокрема, в “Оптичних і геометричних лек­ціях” англійського математика І. Барроу (1630—1677), які вийшли друком у 1669—1670 рр., були виведені формули лінз для різних випадків, а в 1693 р. Е. Галлей дав уже загальну формулу лінзи.

Одним із найважливіших досягнень у оптиці було визначення швидкості світла в 1676 р. датським астрономом Олафом Ремером (1644—1710). Він установив, що світлу потрібно 22 хв., щоб пройти діаметр земної орбіти (сучасні дані —16 хв 36 с), тобто встановив швидкість світла 215000 км/с.

Перші накреслення хвильової теорії світла можна знайти у Ф. Гримальді, який раніше за І. Ньютона встановив існування спектра. Наштовхнувшись на явище дифракції, Ф. Гримальді нама­гався його пояснити за аналогією з рухом хвиль від кинутого у воду камінця. Подібні погляди висловлював Р. Гук, який досліджував питання про кольори тонких пластинок та інтерференції світла. За Р. Гуком, світло поширюється швидкими коливаннями з досить малою амплітудою в ефірі. Він уперше ввів поняття фронту світлових імпульсів і з його допомогою намагався пояснити явище заломлення світла. Р. Гук вважав, що при переході світла з одного середовища в інше фронт світлових збурень повертається відносно поширення світла. Так само Р. Гук пояснював явище інтерференції світла та походження спектральних кольорів.

Усе ж таки першим систематично та послідовно розвинув хвильо­ву теорію Хр. Гюйгенс. У 1678 р. він виступив з нею в Паризькій академії наук. На його думку, світло поширюється так само, як і звук, кульоподібними поверхнями або хвилями. Суттєвою відмінністю між світлом і звуком є те, що звук зумовлений струсом усього предмету, який звучить, а світло виходить з кожної точки тіла, що світиться. Звук поширюється в повітрі, а світло — в світлоносному ефірі пружними імпульсами. Це середовшце, на думку Хр. Гюйгенса, не має ваги і не підпорядковується закону тяжіння. Швидкість світла має скінченну величину, хоч і дуже велику. У 1690 р. вийшов /Трактат про світло”, що був написаний ще десятиліттям тому. У ньому описано хвильову теорію світла* принцип побудови огинаючої хвилі та явища подвійного заломлення і поляризації світла. Тільки згодом фізики сприйняли та розвинули хвильову теорію Хр. Гюйген- са, відмовившись від ньютонової теорії.

Наприкінці XVII — початку XVIII ст. оптика перетворилася в могутню галузь фізичної науки. Суттєвіш крок на шляху кількісного опису світлових явищ був зроблений із започаткуванням фотометрії. Перші праці в цій галузі належали ГГєру Бугеру (1698—1758). Він першим встановив поняття кількості світла, розробив методику фото­метричних вимірювань, насамперед метод порівняння сили світла, сконструювавши найпростіший фотометр. П. Бугер ще не встановив чітких фотометричних понять, але розрізняв світловий потік (“абсо­лютна кількість світла”) та яскравість (“інтенсивність світла”). Крім методів вимірювання світла П. Бугер у своєму ‘Трактаті про градацію світла” досліджував інтенсивність світла, що відбивається від різних поверхонь, і поглинання світла.

Продовживши попередні дослідження магнетизму, Е. Галлей в 1683 р. запропонував теорію земного магнетизму і гіпотезу про магнітне походження полярного сяйва, а в 1701 р. він опублікував теорію варіацій магнітного схилення та першу карту схилень.

У XVIII ст. починається новий етап у вивченні електрики. У 1710 р. було відкрито світіння повітря в трубці при електричному розряді. У 1729 р. в результаті численних досліджень Стефана Грея (1670—1736), який вивчав електропровідність тіл, було встановлено, що всі тіла можна поділити на “провідники” та “непровідники”. Особливої уваги заслуговує дослід С. Грея, в результаті якого вдалося з’ясувати, що людське тіло є хорошим провідником електрики. У 1733 р. було відкрито два види електрики, взаємне притягання різнойменних зарядів і відштовхування однойменних. Але створення системи знань про електричні та магнітні явища було попереду.

Започаткування теоретичного вивчення явищ теплоти

В зв’язку з розвитком металургії виникла потреба в систематич­них дослідженнях теплових явищ, в результаті яких було започатко­вано три основних напрямки розвитку вчення про теплоту: термо­метрію, калориметрію та теорію теплоти.

Термометрія виникла завдяки дослідженню об’єктивних показ­ників ступеня нагрітості тіл. Важливим кроком у цьому було вдоско­налення фізиками Флорентійської Академії термометрів-термоскопів. Новий термометр (скляна трубка з відкачаним повітрям) не зазнавав впливу атмосферного тиску. Індикатором був спирт. Шкала була розбита на 100 поділок, дві постійні точки шкали ще не були точно визначені. У 1655 р. Хр. Гюйгенс запропонував використовувати як постійні точки температури таяння льоду та кипіння води. І. Ньютон запропонував свою конструкцію термометра з льняним маслом, проте вона не набула поширення.

Калориметрія займалась вимірюванням кількості теплота та вивченням стану тіл залежно від теплових змін. Для розвитку кало- ріщетрії необхідно було розмежувати поняття про температуру та теплоту. Це зробили члени Флорентійської Академії, які вперше визначили температуру як ступінь нагрітості тіла, а теплоту — як кількість теплоти, яку маб: певне тіло. Флорентійські фізики визна­чили особливості теплового розширення води. Вони показали, що вода при замерзанні збільшується в об’ємі. Велике значення для розвитку калориметрії мало відкриття І. Ньютоном закону охолод­ження. Згідно з цим законом кількість теплоти, що віддається повер­хнею тіла в навколишнє середовище, пропорційна різниці температур тіла та середовища.

Перші наукові спроби розкрити природу теплоти були зроблені англійськими фізиками, зокрема Р. Бойлем, який вважав, що теплота є рухом.

Подальше вивчення Сонячної системи і Всесвіту

Концепція впорядкованої планетарної Сонячної системи у XVII ст. перейшла в ранг вірогідних фактів, проте світ зірок зали­шався загадковим. Навіть Й. Кеплер припускав, що всі зірки знахо­дяться в тонкому сферичному пласті навколо Сонця (хоча й майнула думка про народження зірок із тонкої матерії Молочного шляху). Колосальну протяжність і складність світу зірок уперше побачили крізь телескопи Г. Галілея. Картина нескінченно віддаленої сфери зірок, нерухомо закріплених на ній, вже не задовольняла дослідників неба XVII — початку XVIII ст. Але спроби безпосередньо виміряти відстані до зірок (за зірковими паралаксами) були безрезультатними до першої чверті XIX ст.

Хр. Гюйгенс, натхненний успіхами Г. Галілея, почав шукати супутників у планет за допомогою самостійно сконструйованого довгофокусного телескопа-рефректора. У 1655 р. він відкрив супутник у Сатурна — Титан, точно визначив період його обертання, а також відкрив загадкові бокові додатки у Сатурна. А в 1656 р. Хр. Гюйгенс зробив сенсаційне відкриття -— Сатурн оточений тонким плоским кільцем, яке ніде не стикається з планетою і нахилене до площини екліптики. Хр. Гюйгенс відкрив також наявність полярних шапок на

Марсі, смуг на Юпітері, світлу туманність в Оріоні. Для спостережень вій створив перший складний дволінзовий окуляр, “повітряні труби” з фокусним розміром до 64 м.

Широкий розвиток мореплавства в XVII—XVIII ст. потребував точніших астрономічних даних. Гавані далеких частин світу, узбереж­жя та острови необхідно було нанести на карту і визначити їх місце­знаходження. Капітан у відкритому морі повинен був уміти визначити довготу та широту місцезнаходження. З метою розробки методу визначення по зірках Е. Галлей був відправлений у 1676 р. на острів Св. Олени, де він точно визначив розташування 350 південних зірок. Значно важче було знайти географічну довготу. Вона визначалася як різнидя між місцевим часом (яке вираховувалось за висотою Сонця чи зірок) і стаціонарним часом нульового меридіана.

Робота Хр.Гюйгенса про маятниковий годинник, яка вийшла в 1656 р., змінила справу. Він запропонував пристрій, де маятник регу­лює обертання зубчастих колес, а зубчаста передача одночасно отри­мує імпульс, необхідний для того, щоб коливання завжди залишалися сталими. Таким чином, годинник як автоматичний пристрій для визначення кількості коливань став точним вимірювальним прила­дом. Пізніше О. Ремер у своїй копенгагенській обсерваторії скон­струював найбільш удалий для спостережень “пасажний інструмент”. Телескоп міг рухатися лише в площині меридіана.

У XVII ст. астрономія стає справою державної ваги. Раніше, за часів Тихо Браге, правителі особисто підгримували Любителів астро­номії за власний кошт. Тепер така підтримка набула форми державної справи завдяки практичному значенню астрономії для потреб геог­рафії та мореплавства. Це сприяло заснуванню перших обсерваторій як державних інститутів.

Коли Жан Пікар (1620—1682) у присвяті королю своєї праці “Ефемеріди” (опублікована у 1664) указав на відсутність у Франції приладів, які б були придатні для визначення висоти Полярної Зірки, король наказав збудувати в Парижі обсерваторію (1667). На посаду директора запросили італійського астронома Доменіко Кассіні, а для дослідницької роботи -ч- Ж. Пікара. З 1679 р. він почав видавати “Соппаіззапсе сіез Тетрз” — перший морський альманах. Відчуваючи потребу у добірних даних для спостережень, Ж. Пікар вирішив побу­дувати забезпечений телескопом квадрант радіусом 5 футів, устано­вивши його у меридіані, щоб вимірювати висоту та час проходження світил, проте прилад був виготовлений лише в 1683 р.

У 1675 р. розпочалось будівництво обсерваторії в Англії на пагор­бі в Грінвічі. Джон Флемістід був призначений королівським астро- номом-спостерігачем. Цей титул і нині належить директору Грінвіць- кої обсерваторії. Пізніше практична астрономія стала систематичною

працею спеціально призначених спеціалістів, частіше державних службовців, у обов’язки яких входило проведення астрономічних спостережень.

Значним внеском у астрономію було відкриття Едмондом Гал- леєм (1656—1742) власного руху зірок. Він описав деякі особливості в русі трьох зірок — Палісіума (Око Тільця), Сіріуса, Акіура і зробив висновок про переміщення нерухомих зірок. Математичні підрахунки виявились надзвичайно складними і Б. Галлей звернувся до цраць Р. Гука, згодом до праць І. Ньютона, де він знайшов повністю розроблену систему механіки неба.

У перші десятиріччя XVIII ст. астрономи почали настійливо займатися таємничими об’єктами, стосовно яких Е. Галлей висловив думку, що вони відіграють суттєву роль у структурі Всесвіту. Е. Галлей у 1715 р. описав шість туманностей, проте він вважав, що їх значно більше і, оскільки вони далекі від нас, то “не можуть не займати великого простору”.

Сучасник Е. Галлея Вільям Дерхем (1657—1735) заявив, що наяв­ність “туманних зірок” є типовим явищем для загальної картини Всесвіту. Він склав каталог 14 туманних зірок, вказавши їх коорди­нати. В. Дерхем уперше висловив ідею острівного Всесвіту.