Шпаргалка по "естествознанию"

 

Так, если человек средней  массы идет со скоростью 5 км/ч, то длина  соответствующей волны получается порядка 10-23см.

 

Математически соотношение  неопределенности можно записать так:

 

?р?х = h где ?р и ?х – неточности (неопределенности) в значении импульса и координаты, а h=h/2? Записав ?р = mAv можно придать соотношению неопределенности иную форму:

 

?v?x = x/m

 

Если импульс частицы  известен точно, то ?х = x/Q т.е. координаты совершенно неопределенны. В классической механике, где импульс и координаты вполне определены, соотношение выглядит так: ?р?х = 0. Чем ближе мы к этому предельному случаю, тем с большим правом можно применять законы классической механики. Для дробинки массой в 1 г такая неточность в макромире неощутима.

 

41. ДЕТЕРМИНИЗМ И ПРИЧИННОСТЬ  В СОВРЕМЕННОЙ ФИЗИКЕ, ДИНАМИЧЕСКИЕ  И СТАТИСТИЧЕСКИЕ ЗАКОНЫ 

 

Что общего между прыгающим  по земле мячиком, лазером, планетной  системой, бурлящим потоком воды в  ручье, биологической популяцией? Общее  в том, что все эти объекты  могут рассматриваться как динамические системы. Абстрагируясь от конкретной физической природы объекта, о нем  говорят как о динамической системе, если можно указать такой набор  величин, называемых динамическими  переменными и характеризующих  состояние системы, что их значения в любой последующий момент времени  получаются из исходного набора по определенному правилу. Это правило  задает, как говорят, оператор эволюции системы.

 

Например, для прыгающего мячика оператор эволюции определяется законами движения в поле тяжести  и удара мячика о поверхность. Мгновенное состояние задается двумя  величинами – расстоянием от земли  и скоростью. Геометрически оно  изображается как точка на фазовой  плоскости, где эти две величины отложены, соответственно, по оси абсцисс  и ординат. Изменение состояния  во времени, или, для краткости, динамика системы, отвечает движению изображающей точки по определенной кривой –  фазовой траектории. Если состояние  системы задается набором N величин, динамику можно представить как  движение точки по траектории в N-мерном фазовом пространстве.

 

Выделяют два класса динамических систем – консервативные (к ним  относятся, например, механические колебательные  системы в отсутствие трения) и  диссипативные. Для диссипативных  систем характерно то, что режим  динамики, возникающий в системе, предоставленной себе в течение  длительного времени, становится не зависящим от начального состояния (по крайней мере при вариации начальных  условий в некоторых конечных пределах). Множество точек в фазовом  пространстве диссипативной системы, посещаемых в установившемся режиме, называется аттрактором. Простые примеры  аттракторов – устойчивое состояние  равновесия и предельный цикл, отвечающий режиму периодических автоколебаний (замкнутая фазовая траектория, на которую наматываются все близкие  траектории).

 

Замечательным достижением  теории динамических систем стало открытие хаотической динамики. Возникновение  хаоса кажется на первый взгляд несовместимым  с определением динамической системы, подразумевающим возможность однозначного предсказания конечного состояния  по исходному. На самом деле противоречия нет. В хаотическом режиме сколь  угодно малая неточность в задании  начального состояния системы быстро нарастает во времени, так что  предсказуемость становится недостижимой на достаточно больших интервалах времени. Такого рода режимы характеризуются  нерегулярным, хаотическим изменением динамических переменных во времени. В фазовом пространстве диссипативных систем им отвечают странные аттракторы – сложно устроенные множества, демонстрирующие все более тонкую структуру на разных уровнях ее разрешения.

 

Первая линия развития, которая вела к представлениям о  динамическом хаосе, связана с небесной механикой. Основоположниками классической механики принято считать И. Ньютона, Ж.Л. Лагранжа, П.С. Лапласа, У.Р. Гамильтона. Они сформировали представления  о том, что мы сейчас называем гамильтоновой, или консервативной, динамической системой.

 

42. СОВРЕМЕННЫЕ НАУКИ О  КОСМОСЕ 

 

Интенсивные исследования около  земного космического пространства и объектов – планет Солнечной  системы с помощью автоматических и пилотируемых космических аппаратов  во второй половине XX в. привели к  возникновению целого ряда новых  наук о космосе. Во-первых, это космическая  биология, изучающая процессы прорастания  семян растений, развитие растений в условиях невесомости и ограниченного  пространства на борту пилотируемых космических аппаратов, а также  автоматических космических станций. В последующие годы продолжались биологические исследования на пилотируемых орбитальных станциях.

 

Почти одновременно с космической  биологией возникла и развивалась  космическая медицина, которая была крайне необходимой при подготовке космонавтов на Земле, а также  при полетах пилотируемых космических  кораблей и станций. Космическая  медицина проводила исследования в  области функционирования сердечно-сосудистой системы, головного мозга, системы  кроветворения, системы пищеварения  у космонавтов в предпилотном режиме и затем во время полетов на орбитальных станциях.

 

С увеличением объемов  и веса запускаемых космических  аппаратов началось развитие космической  астрономии. Астрономы получили возможность  вести наблюдения в космосе с  борта орбитальных станций, в  том числе долговременных типа «Мир», а затем Международной космической  станции. В результате астрономия получила много новых данных по «ближнему» и «дальнему» космосу. Астрономические  наблюдения с космических аппаратов  позволяют выявить на раннем этапе  приближение крупных космических  тел к Земле – метеоритов, астероидов, комет – и предупредить о возможном  столкновении с ними, а это очень  важно для обеспечения безопасности землян.

 

С началом космической  эры, когда на Луне были проложены  первые геологические маршруты, ученые-геологи  получили много полезной и ценной информации. Для анализа и обобщения  этой информации возникла необходимость  в создании нового направления в  геологической науке – космической  геологии. Космические методы предоставили геологам богатейшие сведения, позволяющие  в глобальном масштабе изучать строение земной поверхности, решать проблемы теоретической  геологии и выявлять закономерности размещения полезных ископаемых.

 

Космическая геология способствует поиску минеральных богатств Земли. Она позволяет детально изучать  труднодоступные районы земной поверхности.

 

Прогресс в развитии космической  техники позволил вплотную подойти  к изучению геологии отдельных планет Солнечной системы и выделить новую отрасль естествознания –  сравнительную планетологию, т. е. научное  направление, которое должно заниматься сравнительным анализом геологического строения планет и Земли.

 

Одновременно с космической  геологией шло становление и  развитие космической метеорологии, которая занималась исследованием  атмосферы Земли, Венеры, Марса и  других планет Солнечной системы  и их спутников. По данным космических  исследований с помощью АМС серии  «Венера» установлен газовый состав венерианской атмосферы.

 

На основе этих исследований возникла космическая экология, которая  стала изучать последствия антропогенного воздействия на «ближний» космос, т. е. околоземное пространство.

 

43. ПРОБЛЕМА ВОЗНИКНОВЕНИЯ  ВСЕЛЕННОЙ 

 

Во второй половине XX в. в  результате космических исследований учеными было открыто космологическое  реликтовое излучение, позволившее  заглянуть в далекое прошлое  нашей Вселенной. Еще раньше было обнаружено красное смещение, вызванное  разбеганием галактик, составляющих Вселенную. Это открытие приводит к  удивительному результату: примерно 20 млрд лет назад вся Вселенная  была сосредоточена в очень маленькой  области. Вселенная тогда представляла собой одну гигантскую «каплю» ядерной  или даже сверхъядерной плотности. По каким-то причинам «капля» пришла в неустойчивое состояние и взорвалась. Последствия этого взрыва и наблюдаются сейчас как разлет системы галактик.

 

Космологическое значение фонового реликтового излучения ученые использовали в качестве самого главного ключа  к разгадке возникновения Вселенной  и пришли к теории, предложенной Г. А. Гамовымза десять лет до этого. Г.Аа. Гамовутверждал, что некоторые химические элементы были созданы в первые минуты Большого взрыва. И как следствие этого, повсюду должно было сохраниться первичное излучение. Вследствие космологического расширения оно должно было «охладиться» до температуры около 10 °К. Теория Гамова была предана забвению, когда астрофизики пришли к заключению, что элементы тяжелее гелия не могли синтезироваться в сколько-нибудь заметном количестве в ходе Большого взрыва. Однако стало очевидным, что Большой взрыв обеспечивает условия, в которых был вполне вероятен синтез гелия. Советские астрофизики А. Г. Дорошкевич и И. Д. Новиков в своей работе (появившейся за год до открытия Пензиаса и Вилсона в лаборатории фирмы «Белл телефон») теоретически обосновали, что первичное (фоновое) излучение может быть обнаружено в сантиметровом диапазоне длин волн, и отмечено, что это явилось бы доказательством «горячего» начала расширения Вселенной.

 

Если проследить историю  Вселенной, то температура космического фонового излучения должна расти. Во все более ранние моменты времени  излучение оказывается все горячее, а Вселенная – все более  плотной (вплоть до того момента, когда  могло возникнуть это излучение). Открытие космического фонового излучения  рассматривается учеными как  одно из самых успешных подтверждений  теории Большого взрыва.

 

Расчеты, выполненные астрофизиками, свидетельствуют о том, что вскоре после начала расширения вещество Вселенной  имело очень высокую температуру  и состояло из элементарных частиц – нуклонов и их античастиц. По мере расширения изменялись не только температура  и плотность вещества, но и состав входящих в него частиц, так как  многие частицы и античастицы  аннигилировали, порождая электромагнитные кванты излучения. Последних во Вселенной  оказалось неизмеримо больше, чем  атомов, из которых состоят звезды, планеты, диффузная материя. Согласно этой гипотезе, именуемой теорией  «горячей» Вселенной, потребовалось  всего лишь несколько минут, чтобы  сверхплотное вещество превратилось в  вещество с плотностью, близкой к  плотности воды. Через несколько  часов плотность стала сравнимой  с плотностью нашего, земного воздуха, а сейчас, по истечении около 20 млрд лет, оценка средней плотности вещества во Вселенной приводит к значению порядка 10–28 кг/м3.

 

44. СТРУКТУРА ВСЕЛЕННОЙ 

 

Космология изучает отдельные  небесные тела, их системы, строение Вселенной  в целом и происходящие в ней  процессы. Основатель современной космологии А. А. Фридман сформулировал упрощенную математическую модель строения Вселенной, которая называется однородной и  изотропной. Современные представления  о крупномасштабной структуре Вселенной  не противоречат такой модели. Структура  и эволюция Вселенной наверняка  гораздо сложнее упрощенных математических схем и моделей.

 

Исследования ученых показали, что Вселенная имеет крупномасштабную структуру. Она состоит из множества  галактик – звездных систем. Причем галактики, подобно звездам, наблюдаются  группами. Например, наша Галактика (в  которую входит Солнечная система), Магеллановы Облака и еще около 20 небольших спутников нашей Галактики  рассматриваются космологами как  кратная система. Кратной оказалась  и ближайшая к нам Туманность Андромеды, окруженная несколькими  эллиптическими галактиками-спутниками. Наша Галактика и Туманность Андромеды  входят в Местную группу – систему  галактик, размеры которой достигают  сотен тысяч парсек. Местная группа представляет собой сравнительно небольшую  систему, так как существуют скопления, содержащие сотни и тысячи галактик. Ближайшее к Земле и Солнечной  системе в целом скопление  галактик находится в созвездии  Девы и насчитывает сотни крупных  галактик. Расстояние до него порядка 20 Мпк, это система диаметром более 6 Мпк. Крупные скопления галактик находятся в созвездиях Волосы Вероники, Северная Корона, Геркулес и др.

 

Данные внегалактической астрономии указывают на то, что, возможно, существует Местное сверхскопление галактик, насчитывающее примерно 10 тыс. галактик и имеющее диаметр  около 50 Мпк. В его центре расположено скопление галактик в созвездии Девы. Открыто несколько десятков других сверхскоплений, причем два ближайших находятся от нас на расстоянии 100 Мпк.

 

Таким образом, Вселенной  на самых разных уровнях присуща  структурность: от ядер атомов до гигантских сверхскоплений галактик.

 

В конце 70-х гг. XX в. астрономы  обнаружили, что галактики в сверхскоплениях  не распределены равномерно, а сосредоточены  вблизи границ ячеек, внутри которых  галактик почти нет. Теоретики предвидели возможность такого распределения  галактик, а потому открытие не было неожиданным. Следовательно, согласно современным представлениям для  Вселенной характерна ячеистая структура, ее еще определяют как сетчатую или  пористую, которую можно видеть на специально обработанных фотографиях  участков звездного неба. Она также  напоминает паутинную сетку.

 

Вся охваченная современными методами астрономических наблюдений часть Вселенной называется Метагалактикой, или нашей Вселенной. В Метагалактике  пространство между галактиками  заполнено чрезвычайно разреженным  межгалактическим газом, существуют гравитационные и электромагнитные поля и невидимые  массы вещества – не только обычного, но и, например, состоящего из нейтрино.

 

От наиболее удаленных  метагалактических объектов свет идет до нас миллиарды лет. И все-таки нет оснований отождествлять  Метагалактику со всей Вселенной. В  принципе, возможно существование других, пока неизвестных нам метагалактик.

 

45. ЭВОЛЮЦИЯ И СТРОЕНИЕ  ГАЛАКТИК 

 

Эволюция галактик – процесс  очень сложный. В начале галактики  содержат много молодых массивных  и ярких звезд, со временем от ранних эпох остаются лишь менее массивные  и более долго живущие звезды. В результате молодые галактики, по-видимому, являются очень яркими, а затем постепенно с возрастом  их яркость уменьшается. Поскольку  далекие галактики ярче, чем ожидалось, видимые расстояния до них оказываются  заниженными, что в свою очередь  дает завышенную плотность галактик. Поэтому Вселенная кажется нам  закрытой в большей степени, чем  это есть на самом деле. Учет эффектов эволюции галактик повышает оценки расстояний, соответственно, понижая оценки плотности, и приводит к выводу о том, что  Вселенная более открыта, чем  можно было бы предположить.

 

Возможно, что самое яркие  галактики в далеком прошлом  были более тусклыми. Такая возможность  вытекает из процесса «пожирания» галактик. Если галактики проглатывали своих  более мелких соседей в огромном скоплении, то они должны были бы расти  и с течением времени становиться  более яркими. В таком случае наши оценки расстояний до далеких галактик оказались бы завышенными. Соответствующая  поправка перетягивала бы чашу весов  в сторону закрытой модели Вселенной.