Принцип неопределенности. Понятие физического вакуума

Физический вакуум. Под физическим вакуумом в современной физике понимают полностью лишённое вещества пространство. Даже если бы удалось получить это состояние на практике, оно не было бы абсолютной пустотой. Квантовая теория поля утверждает, что, в согласии с принципом неопределённости, в физическом вакууме постоянно рождаются и исчезают виртуальные частицы: происходят так называемые нулевые колебания полей. В некоторых конкретных теориях поля вакуум может обладать нетривиальными топологическими свойствами, но не только, а также в теории могут существовать несколько различных вакуумов, различающихся плотностью энергии, и т. д.

Принцип неопределённости Гейзенберга — фундаментальное неравенство, устанавливающее предел точности одновременного определения пары характеризующих квантовую систему физических наблюдаемых, описываемых некоммутирующими операторами (например, координаты и импульса, тока и напряжения, электрического и магнитного поля). Соотношение неопределенностей задает нижний предел для произведения среднеквадратичных отклонений пары квантовых наблюдаемых. Принцип неопределённости, открытый Вернером Гейзенбергом в 1927 г., является одним из краеугольных камней квантовой механики. Вернер Карл Гейзенберг (1901-1976) — немецкий физик, лауреат Нобелевской премии по физике (1932).

Краткий обзор. Соотношения неопределённостей Гейзенберга являются теоретическим пределом точности одновременных измерений двух некоммутирующих наблюдаемых. Они справедливы как для идеальных измерений, иногда называемых измерениями фон Неймана, так и для неидеальных измерений или измерений Ландау.

Соответственно, любая частица (в общем смысле, например несущая дискретный электрический заряд) не может быть описана одновременно как «классическая точечная частица» и как волна. (Сам факт того, что какое-либо из этих описаний может быть справедливо, по крайней мере в отдельных случаях, называют корпускулярно-волновым дуализмом). Принцип неопределённости верен в случае, когда ни одно из этих двух описаний не является полностью и исключительно подходящим. Например, частица в коробке с определённым значением энергии; то есть для систем, которые не характеризуются ни каким-либо определённым «положением», ни определённым значением импульса.

Соотношения неопределённостей не ограничивают точность измерения величины, если ее оператор коммутирует сам с собой в разные моменты времени. Например, соотношение неопределённостей для свободной частицы не препятствуют точному измерению ее импульса, но не позволяет точно измерить ее координату (это ограничение называется стандартный квантовый предел для координаты).

Существует точная, количественная аналогия между соотношениями неопределённости Гейзенберга и свойствами волн или сигналов. Рассмотрим переменный во времени сигнал, например звуковую волну. Бессмысленно говорить о частотном спектре сигнала в какой-либо момент времени. Для точного определения частоты необходимо наблюдать за сигналом в течение некоторого времени, таким образом теряя точность определения времени. Другими словами, звук не может иметь и точного значения времени, как например короткий импульс, и точного значения частоты, как, например, в непрерывном чистом тоне. Временное положение и частота волны во времени походят на координату и импульс частицы в пространстве.

44. Принцип соответствия. Соотношение между классической и квантовой механиками, классической механикой и теорией относительности.

Квантовая механика (волновая механика) - теория, которая устанавливает способ описания и законы движения микрочастиц (элементарных частиц, атомов, молекул, атомных ядер) и их систем, а также связь величин, характеризуюих частицы и системы, с физическими величинами, непосредственно измеряемыми на опыте. Квантовая механика описывает законы движения микрочастиц.

Для классической механики характерно описание частиц путем задания их положения в пространстве (координат) и скоростей и зависимости этих величин от времени. Опыт показал, что такое описание частиц не всегда справедливо, в частности, оно не применимо для описания микрочастиц.

Соотношение между классической и квантовой механикой определяется существованием универсальной мировой постоянной - постоянной Планка, которая называется также квантом действия и имеет размерность действия. Если в условиях данной задачи физические величины размерности действия значительно больше постоянной Планка, то применима классическая механика. Формально это условие и является критерием применимости классической механики.

Специальная теория относительности (СТО) — теория, описывающая движение, законы механики и пространственно-временные отношения при скоростях движения, близких к скорости света. В рамках специальной теории относительности классическая механика Ньютона является приближением низких скоростей.

Теория относительности входит в существенное противоречие с некоторыми аспектами классической механики. Например, парадокс Эренфеста показывает несовместимость СТО с понятием абсолютно твёрдого тел. В классической физике предполагается, что механическое воздействие на твёрдое тело распространяется со скоростью звука, а отнюдь не с бесконечной скоростью (как должно быть в воображаемой абсолютно твёрдой среде).

Нильс Бор (1885-1962) — датский физик-теоретик и общественный деятель, один из создателей современной физики. Разработал принцип соответствия. Принцип соответствия — в методологии науки утверждение, что любая новая научная теория при наличии старой, хорошо проверенной теории находится с ней не в полном противоречии, а даёт те же следствия в некотором предельном приближении (частном случае). Например, закон Бойля-Мариотта является частным случаем уравнения состояния идеального газа в приближении постоянной температуры; кислоты и основания Аррениуса являются частным случаем кислот и оснований Льюиса и т.п.

Принцип соответствия в теории относительности. В специальной теории относительности в пределе малых скоростей получаются те же следствия, что и в классической механике. Так, преобразования Лоренца переходят в преобразования Галилея, время течёт одинаково во всех системах отсчёта, кинетическая энергия становится равной и т.д. Общая теория относительности даёт те же результаты, что и классическая теория тяготения Ньютона при малых скоростях и при малых значениях гравитационного потенциала .

Принцип соответствия в квантовой механике. В квантовой механике принципом соответствия называется утверждение о том, что поведение квантовомеханической системы стремится к классической физике в пределе больших квантовых чисел. Условия, при которых квантовая и классическая механики совпадают, называются классическим пределом. Бор предложил грубый критерий для классического предела: переход происходит, когда квантовые числа, описывающие систему являются большими, означая или возбуждение системы до больших квантовых чисел, или то, что система описана большим набором квантовых чисел, или оба случая. Более современная формулировка говорит, что классическое приближение справедливо при больших значениях действия .

Принцип соответствия — один из инструментов, доступных физикам для того, чтобы выбрать соответствующую действительности квантовую теорию. Принципы квантовой механики довольно широки — например, они заявляют, что состояния физической системы занимают Гильбертово пространство, но не говорят, какое именно. Принцип соответствия ограничивает выбор теми пространствами, которые воспроизводят классическую механику в классическом пределе.

45. Строение звезд

Звезда — небесное тело, в котором идут, шли или будут идти термоядерные реакции. ЗВЕЗДЫ,горячие светящиеся небесные тела, подобные Солнцу. Звезды различаются по размеру, температуре и яркости. По многих параметрам Солнце – типичная звезда, хотя кажется гораздо ярче и больше всех остальных звезд, поскольку расположено намного ближе к Земле. Даже ближайшая звезда (Проксима Кентавра) в 272 000 раз дальше от Земли, чем Солнце, поэтому звезды кажутся нам светлыми точками на небе. Хотя звезды рассыпаны по всему небосводу, мы видим их только ночью, а днем на фоне яркого рассеянного в воздухе солнечного света они не видны.

Дело в том, что звезды – это газовые шары, в большинстве своем – стабильные, не испытывающие ни коллапса, ни расширения. Поэтому на любой глубине давление газа равно весу вышележащих слоев, а поток излучения пропорционален перепаду температуры от внутренних горячих к наружным холодным слоям. Этих условий, сформулированных в виде математических уравнений, достаточно, чтобы на основе законов поведения газа рассчитать структуру звезды, т.е. изменение давления, температуры и плотности с глубиной. При этом из наблюдений нужно знать только массу, радиус, светимость и химический состав звезды, чтобы теоретически определить ее структуру. Расчеты показывают, что в центре Солнца температура достигает 16 млн. К, плотность 160 г/см3, а давление 400 млрд. атм.

Звезда является природной саморегулирующейся системой. Если по какой-то причине мощность энерговыделения в ядре звезды не сможет компенсировать излучение энергии с поверхности, то звезда не сможет противостоять гравитации: она начнет сжиматься, от этого повысится температура в ее ядре и возрастет интенсивность ядерных реакций – т.о. баланс энергии будет восстановлен.

46. Эволюция звезд

Звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвездного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура газовой глобулы возрастает. В прошлом столетии вообще считали, что энергии, выделяющейся при сжатии звезды, достаточно для поддержания ее светимости, но геологические данные пришли в противоречие с этой гипотезой: возраст Земли оказался значительно больше того времени, в течение которого Солнце могло бы поддерживать свое излучение за счет сжатия (ок. 30 млн. лет).

Сжатие звезды приводит к повышению температуры в ее ядре; когда она достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. В таком состоянии звезда пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга – Ресселла, пока не закончатся запасы топлива в ее ядре. Когда в центре звезды весь водород превратится в гелий, термоядерное горение водорода продолжается на периферии гелиевого ядра. ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗДЫ начинается с холодного и разреженного газо-пылевого облака и для большинства звезд заканчивается в виде сжатого силой тяжести белого карлика.

В этот период структура звезды начинает заметно меняться. Ее светимость растет, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается – звезда становится красным гигантом. На ветви гигантов звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда масса ее изотермического гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; возрастающая при этом температура стимулирует термоядерное превращение гелия в более тяжелые элементы.

47. Расширяющаяся Вселенная

Вселенная – окружающий нас мир, бесконечный в пространстве, во времени и по многообразию форм заполняющего его вещества и его превращений. Вселенную в целом изучает астрономия.

► Астрономия (от греч. astron – звезда, nomos – наука) – наука о движении, строении, возникновении, развитии небесных тел, их систем и Вселенной в целом. Основной методполучения астрономических знаний – наблюдение, поскольку, за редким исключением, эксперимент при изучении Вселенной невозможен. Современная астрономия включает в себя несколько более узких научных дисциплин – астрофизику, астрохимию, радиоастрономию и др. Интенсивно развивается космология – раздел астрономии, тесно связанный с физикой.

► Космология (от греч. hosmos – мир и logos – учение) – область науки, в которой изучаются Вселенная как единое целое и космические системы как ее части. Космология близко соприкасается с космогонией (от греч. hosmos – мир, gonos – рождение), разделом астрономии, изучающим происхождение космических объектов и систем. Вселенная представляет собой упорядоченную систему отдельных взаимосвязанных элементов различного порядка. Это небесные тела (звезды, планеты, спутники, астероиды, кометы), планетные системы звезд, звездные скопления, галактики. В основе современной космологии лежит эволюционный подход к вопросам возникновения и развития Вселенной, в соответствии с которым разработана модель расширяющейся Вселенной.

Ключевой предпосылкой создания модели эволюционирующей расширяющейся Вселенной послужила общая теория относительности А. Эйнштейна (1879-1955).Объектом теории относительности выступают физические события. Физические события характеризуют понятия пространства, времени, материи, движения, которые в теории относительности рассматриваются в единстве. Исходя из единства материи, пространства и времени следует, что с исчезновением материи исчезли бы и пространство, и время. Таким образом, до образования Вселенной не было ни пространства, ни времени. Эйнштейн вывел фундаментальные уравнения, связывающие распределение материи с геометрическими свойствами пространства, с ходом времени и на их основе в 1917 г. разработал статистическую модель Вселенной.

Согласно этой модели, Вселенная обладает следующими свойствами:

· однородностью, то есть имеет одинаковые свойства во всех точках;

· изотропностью, то есть имеет одинаковые свойства по всем направлениям.

Из теории относительности следует, что искривленное пространство не может быть стационарным: оно должно или расширяться, или сужаться. Те Вселенная обладает еще одним свойством – нестационарностью. Впервые вывод нестационарности Вселенной сделал А. А. Фридман, российский физик и математик, в 1922 г.

В 1929 г. американский астроном Эдвин Хабблоткрыл так называемое красное смещение. Красное смешение – это понижение частот электромагнитного излучения: в видимой части спектра линии смешаются к его красному концу. Т обр Э. Хаббл сформулировал важный для космологии закон (закон Хаббла):Чем дальше галактики отстоят друг от друга, тем с большей скоростью они удаляются друг от друга. Это означает, что Вселенная нестационарна - находится в состоянии постоянного расширения.

48. Большой взрыв

Вселенная возникла благодаря гигантскому взрыву этой исходной космической материи – Большому взрыву Вселенной.

1) Теория : на месте Солнечной системы существовало гигантское облако пыли и газов(водорода и гелия), но тк эти газы все же обладают массой, силы притяжения стали стягивать облако в более плотное образование; в его середине образовалось огромное тела, а облако стало плоским, похожим на диск, и стало вращаться быстро, тк его размер уменьшался. Давление в теле стало огромным и оно взорвалось. После Взрыва - 4,5 лет назад возникло Солнце. Из вращающихся вокруг него остатков облака постепенно сформировались плотные кольца, в них сгусток, кот потом стал планетой.

2)Теория инфляции, или теория раздувающейся Вселенной Вселенная возникла из ничего. «Ничего» в научной терминологии называется вакуумом. Основная идея теории инфляции состоит в том, что Вселенная на ранних стадиях своего возникновения имела неустойчивое вакуумоподобное состояние с большой плотностью энергии. Эта энергия, как и исходная материя, возникла из квантового вакуума, то есть из ничего.

В середине XX в. формулируется концепция горячей Вселенной После Большого взрыва, Вселенная была очень горячей: излучение доминировало над веществом. При расширении температура падала, и с некоторого момента пространство стало для излучения практически прозрачным. Излучение, сохранившееся с начальных моментов эволюции (реликтовое излучение), равномерно заполняет всю Вселенную до сих пор.В 1965 г. американские ученые А. Пензиас и Р. Вильсон нашли экспериментальное доказательство пребывания Вселенной в сверхплотном и горячем состоянии, т. е. реликтовое излучение. Одним из первых предсказал это излучение Г. Гамов(1904–1968) ипришел к концепции Большого взрыва и горячей Вселенной на ранних этапах ее эволюции.