Абрагам Макс (1875-1922) 70, 179

Авогадро Амедео (1776-1856) 114

Адельсбергер У. 16

Айвс Г. 88

Ампер Андре Марн (1775-1836) 59, 62, 159

Андерсон Карл Давид 123

Аполлоний 169

Араго Доминик Франсуа (1786-1853) 46, 59

Аристарх 75

Аристотель (384-322 до н. э.) 5, 20, 36, 73, 74, 204

Армати Сальвино 41 Аррениус Сванте (1859-1927) 8, 58, 118

Архимед 6, 19, 204

Астон Ф. Р. В. 124

Аюи Рене Жюст (1743-1822) 138

Бабинэ Жак (1794-1872) 85

Бальмер Иоганн Якоб (1825-1898) 157, 158, 160

Баркла Ч. Г. 47, 141, 183

Барлоу Вильям (1845-1934) 141

Безольд Фридрих Вильгельм (1837-1907) 66

Беккер Г. 131, 132

Беккерель Анрн (1852-1908) 127

Белл Александр Грехем (1847-1922) 32

Белопольский А. А. 219

Берг Отто (1874-1939) 142

Бергманн Торберн (1735-1784) 138

Беркли 213

Верлннер Арнольд 3

Бернулли Даинил (1700-1782) 24, 113, 219

Бернулли Иоганн (1667-1748) 98

Бертельсен Эразм (Бартолинус,1625-1698) 136

Бете Г. А. 106, 144

Био Жан Батист (1774-1862) 39, 45, 59, 96, 137

Бисмарк 190

Блэк Джозеф (1728-1799) 93, 95

Блэккет П. С. М. 126, 131

Бойль Роберт (1627-1691) 8, 11, 24, 44, 114

Больцман Людвиг Эдуард (1844-1906) 29, 65, 104, 115, 116, 117, 121, 125, 147, 149, 150. 151, 155, 168, 176, 183. 204, 217

Бор Нильс 43, 122, 157. 158, 159, 160, 162

Борн М. 160, 208

Боте В. 131, 132

Бравэ Огюст (1811-1863) 139

Браге Тихо (1546-1601) 35

Браун Фердинанд 173, 174

Бриггс Генри (1556-1630) 9

де Бройль Луи 142, 160. 161, 204

де Бройль Морис 204

Броун Роберт (1773-1858) 118

Бругманс Антон (1732-1789) 53

ван-ден-Брук А. 122

Бруно Джордано (ум. в 1600) 7, 36,74

Брэг Внльям Генри (1862-1942) 141, 142, 183, 187

Брэг Вильям Лоуренс 141, 144, 187

Брэдлн Джемс (1693-1762) 44, 82

Брюстер Давид (1781-1868) 137

Бунзен Роберт Вильгельм (1811-1899) 146, 171

Бухерер Альфред Генрих (1863-1927) 28

Бэкон Роджер (1214-1294) 41

Бюргн Иобст (1552-1632) 9

Вагнер Рихард 167

Вайль Вольфганг 168

Вальдман Л. 116

Вальтер 183

Ваит-Гофф Якоб Гендрик (1852-1911) 8, 110, 143

Варбург Эмиль (1846-1931) 57, 71, 154

Варли Кромвель (1828-1883) 119

Вебер Вильгельм (1804-1891) 60, 61, 62

Вебер Генрих Фридрих (1842-1913) 155

Вейс Пьер Эрнст (1865-1940) 71

Вейс Христиан Самуэль (1780-1856) 136

Вейцзекер К. Ф. 106

Берн Жюль 133

Виллард Пауль 129

Вильке Иогаин Карл (1732-1796) 52, 93

Вильсон Ч. Т. Р. 120, 123, 125, 131, 132, 184

Вин Вильгельм (1864-1928) 47, 119, 124, 146, 148, 149, 150, 176, 177, 179, 196, 197

Виндельбанд Вольфганг 168

Вииер Отто Генрих (1862-1927) 49

Вирл Р. (1904-1932) 143

Вихер Эмиль (1861-1928) 47, 66, 119, 120

Волластон Вильям Гайд (1766-1828) 43

Вольта Александр (1745-1827) 52, 56, 57, 58

Вольтер 24

Врангель Маргарита 202

Вроблевский Зигмунд Флорситий (1845-1888) 96

Вюлльнер 172

Гааз В. 67, 68, 191

Габер Фриц 194, 197, 200, 201

Гадолин Аксель (1828-1892) 137

Галилей Галилео (1564-1642) 6, 7, 15, 20, 23, 30, 34, 43, 75, 78, 79, 81, 91, 98, 197, 198

Галле Иоганн Готфрид (1812-1910) 37

Гальвакс Вильгельм (1859-1922) 153

Гальвани Луиджи (1737-1798) 56

Гамильтон Вильям Роуэн (1805-1865) 25, 26, 27, 41

Гамов Г. 130, 161

Ган Отто 128, 133, 134, 193

Гартек П. 132, 199

Гартманн Гаис 165

Гаусс Карл Фридрих (1777-1855) 41, 54, 55, 60, 89, 139

Гегель 10, 212

Гейгер Ганс (1881-1945) 122, 130, 161

Гейзенберг Вериер 71, 123, 160, 161, 194, 209

Гей-Люссак Жозеф Луи (1778-1850) 59, 92, 100, 114

Гейтель Гаис Фрндрих (1855-1923) 130

Гейтлер В. 161

Гельмгольц Герман (1821-1894) 9, 10, 25, 26, 32, 42, 65, 69, 102, 103, 104, 106, 110, 113, 169, 196, 213

Гельмоит 24

Герике Отто (1602-1686) 23, 24, 31, 48, 51, 91

Геринг, проф. 169, 170

Герке 177

Герлах В. 159

Герц Генрих (1857-1894) 39, 49, 64, 65, 66, 119, 120, 153, 156

Гершель Джон Фредерик Вильям (1792-1871) 137

Гершель Фридрих Вильгельм (1738-1822) 42

Гесс В. Ф. 123

Гесс Г. И. 219

Гессель Иогани Фридрих Христиан (1796-1872) 137

Гете 42

Ги Георг (1854-1926) 47

Гиббс Джозайя Уиллард (1839-1903) 29, 110, 117

Гие Шарль Эжеи (1866-1942) 28

Гильберт Вильям (1540-1603) 51, 55

Гильберт Давид 175

Гитторф Иоганн Вильгельм (1824-1914) 57, 119

Глассер 196

Голицын Б. Б. 219

Гольдштсйн Евгении (1850-1931) 119, 166

Гольцманн Роберт Фридрих 168

Гоудсмит С. 159, 193, 194

Грей Стефан (1670-1736) 52

Гримальди Франческо (1618-1663) 44, 45

Грии Джордж (1793-1841) 54, 55

Грот Пауль (1843-1927) 140, 185

Гук Роберт (1635-1703) 24, 25, 35, 45, 138

Гульельмиии Доменико (1655-1710) 136

Гумбольдт Александр (1769-1859) 57

Гунт Ф. Л. 154

Гюйгенс Христиан (1629-1695) 15, 16, 20, 41, 45, 46, 98, 136, 138

Даламбер Жан (1717-1783) 23, 24

Дальтон Джон (1766-1844) 92, 113

Дарвин Ч. Г. 144

Дебай П. 72, 143. 144, 150, 155, 156, 158

Декарт Рене (1596-1650) 8, 9, 35, 41, 43, 77, 211

Демокрит (460-371 до н. э.) 113

Демпстер А. Дж. 125

Джермер Л. Г. 143, 161, 187

Джине Джемс Хопвуд (1877-1946) 148, 149

Джоисон Т. Г. 143, 161

Джоуль Джемс Прескот (1818-1889) 96, 101, 114

Доллонд Джои (1706-1761) 42

Допплер Христиан (1803-1853) 32, 83, 84, 88, 148, 219

Друде Пауль (ум. в 1906) 176, 177

Дутсон Ф. В. 116

Дьюар Джемс (1842-1923) 96

Дэви Гемфри (1778-1829) 8, 57, 58, 99, 220

Дэвисон К. Дж. 143, 161, 187

Дюаие В. 154

Дюлонг Пьер Луи (1785-1838) 116

Дюмонд Дж. 47, 126

Жансен Ж. (1824-1907) 146

Жолио Фредерик 132, 134

Жолли Филипп (1809-1884) 152

Зеебек Томас Иоганн (1770-1831) 57

Зеебер Людвиг Август (1793-1855) 114, 138, 139, 142

Зееман Питер (1865-1943) 49, 50, 120

Зоммерфельд А. 48, 157, 158, 185, 186

Зонке Леонард (1842-1897) 139, 140, 185

Иваненко Д. Д. 123

Иоос Г. 86

Иордан П. 160

Иоффе 184

Кавендиш Геири (1731-1810) 8, 24, 36, 53

Камерлинг-Оннес (1853-1926) 67, 95

Кант 8, 9, 79, 106, 178, 211, 213, 221

Карно Сади (1796-1832) 95, 99, 108

Кауфман Вальтер (1871-1947) 28

Кенен 180

Кеннеди 86

Кеплер Иоганн (1571-1630) 8, 9, 35, 36, 41, 74, 77, 78, 135, 138, 142, 215

Кирхгоф Густав Роберт (1824-1887) 23, 47, 60, 145, 146, 174

Клапейрон Беиуа Поль Эмиль (1799-1864) 109

Клаузиус Рудольф (1822-1888) 95, 108, 109, 110, 114, 116

Клеве Теодор (1840-1905) 146

Клейст Эвальд Георг (род. вскоре после 1700, ум. в 1748) 52

Клемперер Отто 126

Клузиус К. 116

Книппинг П. (1883-1935) 47, 140, 184, 186, 188, 202, 216

Кноблаух Карл Герман (1820-1895) 47

Кнудсен М. 116

Коварский Л. 134

Колдипг Людвиг Август (1815-1888) 100

Колер М. 144

Колладон Жан Даниэль (1802-1892) 31

Колумб Христофор (1446-1506) 6, 51

Кольрауш Фридрих (1840-1910) 58,130

Кольрауш Эдвард 168

Кольхерстер Вернер (1887-1946) 123

Комптои А. X. 141, 154, 155

Коперник Николай (1473-1543) 6, 7, 35, 74. 75, 77, 78, 79, 80, 81, 197, 198, 215

Кориолис Гаспар Гюстав (1792-1843) 25

Коссель В. 122, 144, 159

Кох П. П. 183

Коши Огюстен Луи (1789-1S57) 25, 64

Крениг Август Карл 114

Крукс Вильям (1832-1919) 119

Кулон Огюст (1736-1806) 37, 53, 54, 55, 61

Кундт Август (1839-1894) 49

Курлбаум Фердинанд (1857-1927) 149

Кюри Ирен 132

Кюри Мария (1867-1934) 127, 128, 133

Кюри Пьер (1859-1906) 71, 127, 128, 129, 133, 138

]]> http://www.istoria-fiziki.info/imennoj-ukazatel/feed/ 25 http://www.istoria-fiziki.info/glava-14-kvantovaya-fizika/ http://www.istoria-fiziki.info/glava-14-kvantovaya-fizika/#comments Wed, 13 Jan 2010 21:56:30 +0000 admin http://www.istoria-fiziki.info/glava-14-kvantovaya-fizika/ Квантовая физика, отличающаяся от прежних теорий введением элементарного кванта действия  h  и определением состояний материальных систем через целые числа, существует как теория лишь с начала XX века (гл. 13). Но ее экспериментальные корни частично уходят далеко в XIX столетие. Измерения интенсивности теплового излучения, которые повлекли за собой переворот, были произведены лишь в последнем десятилетии прошлого века. Однако фотоэлектрический эффект, длины волн линейчатых и полосатых спектров, а также зависимость удельной теплоты тел от температуры были известны на несколько десятков лет раньше. Старая физика надеялась благодаря этим открытиям достигнуть своего завершения. Именно этим объясняется то, что Филипп Жолли  (1809-1884)  представил юноше Планку физику как по существу законченную науку, изучение которой, собственно, мало интересно. Но именно то, что было написано о линейчатых спектрах на основе прежней физики, не устояло перед критикой. Квантовая физика более или менее легко справилась с этими проблемами и объяснила, кроме того, еще многие новые экспериментальные факты.

Теория излучения Планка привлекла сначала мало внимания. Слишком нова была мысль о прерывных изменениях энергии. У многих его современников сомнения усиливались также тем, что значение элементарного электрического заряда, выведенное Планком из измерений излучения, было гораздо выше, чем большинство значений, полученных в то время путем пря-

мых измерений. Первый смелый шаг по пути дальнейшего развития идеи квантов сделал в 1905 г. А. Эйнштейн в своей теории фотоэлектрического эффекта.

Самое раннее указание на этот эффект было дано в 1887 г. Генрихом Герцем. Он заметил, что ультрафиолетовое излучение облегчает разряд, если оно попадает на искровой промежуток. Годом позже Вильгельм Гальвакс (1859-1922) установил, что причиной этого явления служит появление носителей электричества. В 1899 г. Филипп Ленард (1862-1947) показал, что они являются свободными электронами. Он же установил в 1902 г. две поразительные закономерности: существует нижний предел частоты света, до которого электроны не появляются и начиная с которого энергия освобожденных электронов возрастает с частотой; с другой стороны, энергия электронов независима от интенсивности света, интенсивность света определяет только число электронов, освобождающихся в единицу времени.

Эти факты, непонятные с точки зрения волновой теории света, точно соответствовали предсказаниям квантовой теории. Эйнштейн определил свет, как поток квантов света (фотонов), и приписал каждому кванту энергию  h  кроме того, он допустил, что "каждый электрон освобождается при посредстве  одного  кванта. Здесь непосредственно происходит бомбардировка облучаемых тел квантами света. Если  h меньше, чем работа, необходимая для освобождения электрона (работа выхода), то эффект не наступает; это значит, что со стороны больших длин волн существует предел, который зависит от облучаемого тела. Но если v выше этого предела, то энергия освобожденного электрона равна энергии  h фотона, уменьшенной на работу выхода электрона. Теория Эйнштейна так точно описала это явление, что Р. А. Милликен смог в 1916 г. из наблюдений частоты света и энергии фотоэлектронов дать верное определение значения  h.

Исходя из тех же соображений, Эйнштейн установил в 1912 г. основной фотохимический закон, согласно

которому при всякой фотохимической реакции происходит сначала поглощение кванта света, а затем вызванное им превращение в  одном  атоме или молекуле. Этот закон также был признан правильным, после того как многие исследователи, особенно Эмиль Варбург (1846-1931) и Джемс Франк, благодаря большому трудолюбию и проницательности ясно установили побочные реакции и прочие усложнения, часто присоединявшиеся к описанному элементарному акту поглощения фотона, в силу чего число превращенных молекул становилось иногда меньше, а иногда в тысячи раз больше, чем это соответствует закону.

Явление, обратное фотоэлектрическому эффекту, заключается в возникновении излучения из-за захвата электрона атомом или молекулой. Если этот захват происходит в одном элементарном акте, то возникает фотон, энергия  hv  которого равна кинетической энергии электрона (сложенной с величиной соответствующей работы выхода). При возникновении рентгеновских лучей в трубке Рентгена происходит как раз торможение электронов на антикатоде во многих элементарных актах. Но наибольшая возможная частота (или наименьшая возможная длина волны) всегда соответствует кинетической энергии электронов. Это утверждает открытый в 1915 г. В. Дюане и Ф. Л. Гунтом закон, определяющий границу спектра торможения со стороны коротких длин волн. В 1912 г. при открытии интерференции рентгеновских лучей этот закон еще не был известен, поэтому М. Лауэ должен был, согласно своей теории, ожидать гораздо больше точек интерференции, чем фактически оказалось, и ошибочно приписал их отсутствие селективным свойствам атомов кристалла. Согласно закону Дюане-Гунта фактически не оказалось волн короткой длины, которые должны были бы появиться в недосчитанных точках.

Еще яснее, пожалуй, обнаруживается реальность светового кванта в найденном в 1923 г. А. X. Компто-ном рассеянии рентгеновских лучей, поскольку при этом играет роль не только энергия светового кванта,

но и его импульс. Уже Рентген заметил, что эти лучи испытывают диффузное рассеяние во всех телах. Это рассеяние, отчасти происходящее с неизменной длиной волны, как это было давно известно в случае света, было одной из основных предпосылок успешности опытов по интерференции в кристаллах. Но Комптон показал, что наряду с этим появляется рассеяние с увеличенной длиной волны, иначе говоря, с уменьшенной частотой. Теория этого явления, развитая Комптоном и независимо от него П. Дебаем, является по существу применением законов сохранения энергии и импульса к взаимодействию между квантом света и свободным электроном. Квант света несет с собой определенные энергию и импульс. После удара часть энергии и импульса переходит к электрону, а квант летит дальше в другом направлении с уменьшенной энергией и, следовательно, уменьшенной частотой. Это представление подтвердилось во всех соответствующих опытах.

Однако мы зашли слишком далеко вперед и должны немного вернуться. В 1875 г. Генрих Фридрих Вебер (1842-1913) получил для удельной теплоты обеих модификаций углерода - алмаза и графита, а также для бора и кремния гораздо меньшие значения, чем это вытекает из закона Дюлонга-Пти (гл. 10). При этом он показал также, что при возрастании температуры эти значения все больше и больше приближаются к теоретическим значениям. Эйнштейн, который в качестве цюрихского студента слушал Вебер а, дал в 1907 г. теорию этого явления. Согласно статистике Больцма-на - Гиббса энергия гармонических осцилляторов является линейной функцией абсолютной температуры; поэтому удельная теплота системы, состоящей из подобных осцилляторов, остается постоянной. Но согласно статистике Планка энергия при падении температуры уменьшается гораздо быстрее и удельная теплота падает при низких температурах экспоненциально до нуля. Благодаря тому, что Эйнштейн приписал атомам твердых тел устойчивые положения покоя, вокруг которых они колеблются с определенной частотой, он

смог качественно объяснить наблюдаемое уменьшение удельной теплоты. В 1911 г. П. Дебай дополнил это представление: он приписал упругим собственным колебаниям твердого тела энергию, заданную Планком для осциллятора. Так получился знаменитый закон пропорциональности удельной молярной теплоты третьей степени температуры, который хорошо описывает факты при температуре, близкой к абсолютному нулю. Измерения В. Нернста и других подтвердили это впоследствии для многих тел.

Три важных открытия принес 1913 г. Во-первых, Дж. Франк и Г. Герц исследовали торможение электронов атомами газа при их соударениях; перенос энергии от ударившегося электрона на встреченный им атом происходит лишь в определенных дискретных количествах, зависящих от природы атома. Объяснение было очевидным: атомы имеют дискретные состояния энергии, точно так же, как это утверждал Планк для резонатора, но эти уровни энергии не равноотстоящие. Если атом будет возбужден, находясь в начальном состоянии, т. е. на самом низшем уровне, то электрон должен доставить ему разницу в энергии между самым высоким уровнем и основным; тогда электрон теряет точно это количество энергии. Те же исследователи показали также, что отнятая у электрона энергия зачастую испускается в виде светового кванта и что частота этого излучения вычисляется из равенства энергии кванта  h и потерянной электроном энергии.

Новый путь проложил Густав Роберт Кирхгоф (1824-1887). Он показал, что в замкнутом пустом пространстве, не проницаемом для излучения и поддерживаемом при постоянной температуре, устанавливается универсальное излучение «черного тела», зависящее только от температуры, но не от природы стенок. Интенсивность излучения любого тела может быть определена, исходя из излучения «черного тела», если

известны поглощение и показатель преломления данного тела (1859). Только для излучения черного тела имеет строгое значение закон косинусов, который в 1760 г. был выведен Иоганном Генрихом Ламбертом (1728-1777) из наблюдений над излучением источников света. Так вся проблема излучения свелась к исследованию излучения черного тела. Никто не подозревал значения этих открытий. К тому же считали невозможным наблюдение излучения черного тела. В 1895 г. Отто Лум-мер (1860-1925) и Вильгельм Вин (1864-1928) изобрели способ изучать его, глядя внутрь замкнутого пространства через маленькую щель, столь маленькую, что это заметно не изменяет состояния излучения в замкнутой полости. Лишь с тех пор существуют количественные измерения интенсивности излучения черного тела.

За несколько месяцев до установления закона, носящего имя Кирхгофа, последний вместе с Робертом Вильгельмом Бунзеном (1811-1899) опубликовал открытие, которое произвело большое впечатление на современников: темные фраунгоферовы линии в солнечном спектре совпадают с линиями испускания хорошо известных газов и паров. Таким образом, было доказано в общем виде, что материя вне нашей планеты состоит из тех же химических элементов, что и на Земле. До тех пор это можно было предполагать только на основе анализа метеоритов.

Спектроскопия, как инструмент астрономии, обещала большое расширение наших знаний о неподвижных звездах. Но результаты вскоре превзошли все ожидания. Элемент гелий, вопреки обычным правилам, был раньше найден на Солнце Ж. Жансеном (1824-1907) в 1868 г. и лишь потом, в 1895 г., в минерале клевеите Вильямом Рамзаем (1852-1916) и Теодором Клеве (1840-1905). Спектроскопия звезд в настоящее время не является еще исчерпанной наукой.

Кирхгоф считал связь между этим открытием и термодинамикой более тесной, чем она есть на самом деле. Он заблуждался, предполагая, что испускание

спектральных линий совершается за счет тепловой энергии. В большинстве случаев электрическое или химическое возбуждение вызывает в газах свечение; температура излучения •- как мы выражаемся теперь - становится тогда гораздо выше температуры самогс газа. Совпадение линий поглощения и испускания связано с явлением резонанса, которое было объяснено лишь теорией квантов.

Второй шаг в исследовании теплового излучения сделал в 1884 г. Людвиг Эдуард Больцман (1844-1906). На основании электромагнитной теории света он заключил о давлении излучения черного тела на стенки, равном одной трети энергии излучения, приходящейся на единицу объема. Путем простого применения обычных термодинамических способов он вывел, что эта энергия пропорциональна четвертой степени абсолютной температуры; коэффициент пропорциональности - универсальная постоянная. Так был обоснован и уточнен результат, который еще в 1879 г. был выведен Джозефом Стефаном (1835-1893) из измерений французских физиков. Это было триумфом электромагнитной теории света. В своем некрологе о Больц-мане Лорентц назвал перлом теоретической физики *) его маленькое, но глубоко продуманное сочинение, в котором он смело применил к тепловому излучению термодинамические понятия - давление и температуру, а неявно - также понятие энтропии.

Закон Стефана-Больцмана говорит о суммарной энергии всего спектра. Целью исследования стало изучение распределения энергии в спектре. Существен-

*) Н. A. L о г е n t z, Verh. d. Deutschen Phys. Gesellschaft (1907).

ное приближение к этой цели означало третий шаг теории теплового излучения. Его сделал в 1893 г. Вильгельм Вин (1864-1928) путем комбинации методов термодинамики с принципом Допплера. Закон смещения Вина - великое открытие, недостаточно оцененное в современных учебниках, - дает возможность вычислить распределение энергии при любой температуре, если оно известно при данной температуре. Но даже без этого знания закон дает объяснение, почему с возрастанием температуры максимум интенсивности в спектре все больше и больше смещается к коротким волнам; почему, таким образом, тепловое излучение при более низких температурах остается невидимым, а при температурах около 6000° максимум интенсивности становится видимым; если известно его положение, то возможно вычислить температуру источника излучения, например Солнца. Вин первый распространил понятие энтропии не только на излучение черного тела, но также на направленное излучение, что было в связи с законом увеличения энтропии тем более необходимо, что энтропия источника излучения уменьшается. Вскоре после этого оказалось, что закон смещения ведет так далеко, как вообще могла пойти классическая физика, т. е. к порогу квантовой теории.

Было сделано много попыток решения проблемы вычисления интенсивности излучения как функции частоты колебаний и температуры. Мы упомянем закон, названный по имени лорда Рэлея (1842-1919) и Джемса Хопвуда Джинса (1877-1946), согласно которому интенсивность пропорциональна температуре и квадрату частоты колебаний. Этот закон недействителен для произвольно высоких частот колебаний (коротких длин волн) потому, что при этом не получается конечная общая энергия излучения. Однако он содержит определенную истину, поскольку имеет значение для небольших частот (больших длин волн). С 1896 г.

В. Вин и позднее также М. Планк (1858-1947) выдвинули закон распределения, согласно которому интенсивность уменьшается экспоненциально по мере возрастания длин волн. Так пытались избежать «ультрафиолетовой катастрофы». В 1899 г. удалось экспериментально подтвердить этот закон, но затем усовершенствованные измерения Отто Луммера (1860-1925) и Эрнста Принсгейма (1859-1917) привели к значительным отклонениям от этого закона, послужившим для Планка источником новых размышлений.

Двадцатилетняя деятельность Планка в области термодинамики и ясное понимание значения энтропии, которое тогда еще многими оспаривалось, сыграли большую роль в развитии его идей. Ядром проблемы он считал не формулу интенсивности, а однозначно связанное с нею отношение между энергией, частотой и энтропией излучения. Закону распределения -Вина соответствовала одна связь этих величин, закону Рэлея-Джинса - другая. Когда Планк в октябре 1900 г. узнал о новых измерениях Фердинанда Курл-баума (1857-1927) и Генриха Рубенса (1865-1922), подтверждающих закон для длинных волн, он установил на основе обоих видов связи интерполяционную формулу, из которой непосредственно получался названный по его имени закон излучения, содержащий прежде установленные формулы как предельные случаи*). Он доложил об этом в Немецком физическом обществе 19 октября 1900 г. Несмотря на некоторые сомнения, этот закон в последующем все больше и больше эмпирически подтверждался.

Оставалось, правда, главное дело, а именно: проблема надлежащего теоретического обоснования этого полуэмпирически найденного закона. Планк вернулся к обнаруженной Больцмаиом связи между энтропией и вероятностью (гл. 10) и вычислил вероятность числа колебаний линейного осциллятора. При этом он исходил

*) М. Plank, Zur Geschichte der Auffindung des physika-

lischen Wirkungsquantums, Naturwiss. 31, 153 (1943).

из неслыханно новой, только по необходимости им введенной идеи о том, что возможны только дискретные ступени энергии. Отсюда, действительно, получался закон излучения. Этот закон удовлетворял закону смещения Вина, если ступени энергии отличались друг от друга на величину  h, 

Совершенно изолированно стоит маленькое сочинение Иоганна Кеплера, появившееся в  1611  г.: из простого наблюдения над «шестиугольными снежинками», именем которых названо его сочинение, гениальный ученый пришел к идее симметрии и даже построения снежинок из плотно упакованных шаров. В его геометрических размышлениях мы узнаем опять тот ход мысли, который Кеплер применил в 1596 г. в своем «Prodromus» при выводе закона для радиусов орбит планет. Этот закон вскоре был признан неправильным; но взгляд на мир, как на творение духа, предпочитающего простые математические отношения, поставил Кеплера здесь на верный путь. Однако это случайное сочинение, которое он сам рассматривал отчасти как забаву, не оказало влияния.

В 1669 г. Нильс Стенсен (Николай Стено, 1638- 1686) открыл, что у кварца (от которого термин «кристалл» был постепенно перенесен на другие твердые

тела с определенной естественной формой), а также у некоторых других кристаллов, даже если они обработаны, между их плоскостями обнаруживается всегда один и тот же угол. В том же году Эразм Бертельсен (Бартолинус, 1625-1698) заметил у исландского шпата двойное лучепреломление, которое в 1678 г. Гюйгенс (гл. 4) объяснил на основе волновой теории. Доменико Гульельмини (1655-1710) распространил в 1688 г. закон постоянства углов на некоторые кристаллы соли. Целое столетие ушло на установление этих фактов. Кристаллография оставалась незатронутой большими успехами остальной физики; физики не имели в своем распоряжении хорошо обработанных кристаллов, а минералоги, правда, обладали ими, но занимались главным образом другими задачами. (Получение искусственных кристаллов является трудным искусством, и в систематической форме оно развилось только в XX веке). Исключением является открытие пироэлектричества в турмалине. В течение долгого времени давались неправильные объяснения этого явления. Лишь в 1758 г. Франц Ульрих Теодор Эпинус (1724-1802) показал, что плоскости кристалла заряжаются при изменении температуры.

Только в 1772 г. появилось опять значительное произведение о формах кристаллов: Жан Батист Роме де Лиль (1736-1790) распространил закон постоянства углов, образуемых плоскостями, на многие другие кристаллы. Эти углы, т. е. положения плоскостей друг по отношению к другу, являются с тех пор, как известно, основной характеристикой любого вида кристаллов,, в то время как величина плоскостей определяется случайными побочными обстоятельствами при росте кристалла.

На основе этого закона развивалась геометрическая кристаллография в процессе трудного детального изучения и, конечно, не без заблуждений. Благодаря выдающимся работам Христиана Самуэля Вейса (1780-1856), исследованиям его ученика Франца Эрнста Неймана (1798-1895) (первого крупного физика, вплотную занявшегося кристаллами), работам Фридриха Моса (1773-1839) и Карла Фридриха Наумана (1797-1873), наконец, Вильяма Миллера (1801-1880) был установлен «закон рациональности». Он определяет положение любой кристаллической плоскости тремя небольшими целыми числами, ее «индексами», если известны три оси кристалла и длина каждой из них. Вышеуказанные исследователи старались также дать систематику кристаллов. Однако полная систематика удалась только в конце этого периода, в 1830 г., Иоганну Фридриху Христиану Гесселю (1796-1872). На основе закона рациональности он дал геометрическое доказательство того, что существуют 32 класса кристаллов, и не больше. Но на его работу также не обращали внимания в течение десятилетий. В 1867 г. Аксель Гадолин (1828-1892), не зная о своем предшественнике, весьма изящным образом вновь установил эту систематику. Таким образом, цель геометрической кристаллографии была достигнута.

Классы кристаллов различали сначала по симметрии, характерной для положений граней. Одновременно укреплялось также представление о том, что эта симметрия имеет решающее значение также для процессов внутри кристаллов, например для распространения света и упругости. Известковый шпат, на котором раньше всего было изучено двойное лучепреломление, имеет только одну оптическую ось. В 1812 г. Жан Батист Био (1774-1862) нашел у слюды две оптические оси. Давид Брюстер (1781-1868) подтвердил это в 1813 г. на примере топаза и других кристаллов.а также расширил в 1818 г. список веществ, имеющих двойное лучепреломление, до числа свыше ста. Известный астроном Джон Фредерик Вильям Гершель (1792-1871) усовершенствовал эти знания, в частности, благодаря применению монохроматического света. Но точную связь между геометрической симметрией плоскостей и физическими свойствами кристаллов формулировал в основном правильно лишь в 1833 г. Франц Нейман, который уже в 1832 г. свел кристаллооптику Френеля

к упругой теории света. Этот же великий исследователь создал также теорию упругости кристаллов. По его следам пошел его ученик Вольдемар Фойгт (1850-1919); учебник кристаллофизики Фойгта, появившийся в 1910 г., остался до сих пор неисчерпаемой сокровищницей сведений по всем физическим проблемам кристаллов. В нем имеется также теория пироэлектричества, которую развил в 1878 г. Вильям Томсон (лорд Кельвин), а также пьезоэлектричества, открытого в 1881 г. Пьером Кюри (1859-1906).

Однако сущность кристаллического состояния, согласно современным взглядам, определяется не этими свойствами, а упорядоченным расположением атомов в пространственных решетках, т. е. конфигурациями со строгой трехмерной периодичностью. На этой основе можно понять все свойства кристаллов.

Теория пространственной решетки имеет длинную историю. Шаровые упаковки, о которых еще в 1611 г. говорил Кеплер, были уже пространственной решеткой, хотя он не применял этого понятия. Разносторонний Роберт Гук (1635-1703) высказал в 1665 г. в своей «Микрографии» правильный взгляд на строение кристаллов, но не обосновал и не развил его. Гюйгенс в своем «Трактате о свете» (гл. 4), напечатанном в 1690 г., на основе изучения характера расщепления известкового шпата дает структуру кристалла в форме пространственной решетки, состоящей из мельчайших частиц эллипсоидальной формы. На основании этого же свойства в 1773 г. Торберн Бергманн (1735-1784), а в более общей форме в 1782 г. Рене Жюст Аюи (1743-1822) рассматривали кристалл, как кладку из мельчайших строительных камней, которые имеют форму параллелепипедов, и также обнаруживающую периодичность по трем измерениям. Физик Людвиг Август Зеебер (1793-1855) был первым, кто соединил с этим воззрением тогда еще новое понятие химического

атома и допустил, что пространственная решетка образована атомами. Благодаря глубокому физическому пониманию он выходит за пределы чисто геометрического рассмотрения и определяет расстояния между атомами посредством сил, действующих между ними, а также ставит в связь с этим упругость и тепловое расширение. Он опубликовал свои взгляды в 1824 г., на 32 года раньше, чем вошла в современную физику атомистика в форме кинетической теории газов. Но, может быть, именно поэтому его подвиг (эту работу действительно можно так назвать) был совершенно забыт. Не помогло также и то, что великий Карл Фридрих Гаусс в 1831 г. в рецензии на одну математическую книгу указал на проблемы, связанные с идеей Зеебера относительно «параллелепипедного расположения точек в пространстве». Лишь в 1879 г. Зонке (см. ниже) обратил внимание на работу Зеебера.

Совершенно независимо от этого развивалась математика пространственной решетки; она определяла отдельную решетку не пространственным распределением изображаемых ею физических образований, а посредством допустимых для нее операций суперпозиции. Так, Мориц Людвиг Франкенгейм (1801-1869) поставил следующий вопрос в 1835 и 1856 гг.: соответствуют ли все геометрически возможные виды пространственных решеток симметриям, наблюдаемым у кристаллов? Уже до его второй работы, а именно в 1850 г., Огюст Бравэ (1811-1863) вывел 14 по его имени названных пространственных решеток, которые могли быть образованы только путем  переносов  одной ячейки (без помощи других операций). Эти чисто геометрические работы по теории групп обобщил в 1879 г. Леонард Зонке (1842-1897) благодаря введению других операций и получил таким образом 65 различных пространственных групп.

Эти лучи исходили, при тогдашнем получении их в стеклянных трубках, из флюоресцирующих частей стенки сосуда; возникла мысль, что их причиной могут быть флюоресценция или фосфоресценция. Поэтому Беккерель испытывал ряд фосфоресцирующих тел под влиянием проникающего излучения, способного действовать на фотографическую пластинку. Он не имел никакого успеха, пока ему не попалась соль урана. Но тогда он должен был, конечно, вскоре признать, что найденное излучение не стоит ни в какой причинной связи с фосфоресценцией. То, что он наблюдал, как мы теперь знаем, было действием быстрых электронов. Беккерель обнаружил затем ионизацию воздуха лучами, исходившими из урановых соединений. Все это открыло путь для исследования огромной новой области. Многие сейчас же ринулись в нее, так как благодаря открытию Рентгена созрело время оценить по достоинству значение таких находок.

Среди них были также супруги Пьер Кюри (1859-1906) и Мария Кюри (1867-1934) .  Они подвергли систематическому исследованию все известные химические элементы в отношении радиоактивности (термин

«радиоактивность» впервые был введен ими). Они нашли ее также у тория (впрочем одновременно с Ге-рардом Шмидтом), но в миллионы раз сильнее она оказалась у двух новых элементов: полония и радия. Аналитикохимическая методика, примененная супругами Кюри при исследованиях элементов на радиоактивность, привела в течение двух следующих десятилетий в руках многочисленных исследователей к открытию других «естественных» радиоактивных элементов. Особенно пополнил их список Отто Ган открытием радиотория (1905), мезотория (.1906) и, совместно с Лизой Мейтнер, протактиния (1918). Несколько отличались своим поведением радиоактивные газы, эманации, из которых первую - эманацию тория - открыл в 1900 г. Резерфорд.

Уже в 1897 г. этот великий исследователь различал по проникающей способности два вида радиоактивного излучения: легче поглощаемые -лучи и более проникающие -лучи. В то время как последние благодаря их легкой отклоняемости в электрическом и магнитном полях были вскоре отождествлены с электронами, над природой первых Резерфорду пришлось потрудиться более долгое время. Но в 1903 г. он нашел, наконец, посредством опытов с отклонением этих лучей, что отношение их заряда к массе по знаку и величине соответствует дважды ионизованным атомам гелия. Вильям Рамзай (1852-1916) и Фр. Содди установили в 1904 г. поразительное появление гелия в соединениях радия; единственным объяснением могло быть возникновение гелия из радия. Резерфорд и Т. Ройдс подтвердили в 1909 г. идентичность -частиц и ионов гелия, так как они обнаружили в собранных нейтрализованных -частицах характерную желтую линию спектра гелия. Так было доказано возникновение элемента гелия из других элементов. В то же самое время постепенно установили, что за небольшими исключениями радиоактивное тело посылает либо -лучи, либо -лучи;

обнаруженное в 1900 г. Паулем Виллардом неоткло-няемое -излучение может быть связано с обоими.

Но открытие Резерфорда не было первым указанием на радиоактивное превращение атомов. Уже в 1903 г. П. Кюри и А. Лаборд произвели сенсацию, обнаружив, что кусок очищенной соли радия всегда имеет более высокую температуру, чем температура окружающей среды. Причиной этого явления считали постоянное порождение теплоты, равное в течение часа 100 малым калориям на 1 грамм радия. Этот удивительный факт позднее (в 1908 г.) подтвердили Резер-форд и Гейгер. Подсчитывая число -частиц, испускаемых в 1 секунду, и измеряя энергию отдельной частицы методом магнитного отклонения, они получили то же количество энергии. Тотчас же возник вопрос: откуда берется эта постоянно освобождающаяся энергия? Уже в 1903 г. Резерфорд и Содди высказали взгляд, что всякий радиоактивный процесс есть превращение элементов. Потом стало ясно, что выделяющаяся при отдельном элементарном процессе энергия равна разности энергий нового и старого атомов. С тех пор говорят о радиоактивном распаде. Постепенно все «естественно» радиоактивные элементы распределили в три ряда распада, родоначальниками которых являются уран, протактиний и торий. Радий и полоний стоят в ряду урана. Упорядочение этих элементов в периодической системе привело в 1911-1913 гг. А. Ресселя, К. Фаянса и Фр. Содди к законам смещения, соответственно которым испускание одной -частицы снижает порядковый номер на два, одной -частицы - увеличивает его на единицу. Это находится в полном согласии с фактом тождественности порядкового номера и заряда ядра, окончательно установленным в 1913 г. посредством рентгеноскопии. Так пало старое воззрение о неразрушимости и несоздаваемости атомов.

- излучение непосредственно не связано с превращением элементов. Оно возникает только тогда, когда образуется возбужденное, в смысле квантовой теории, ядро, которое переходит потом, после испускания

- кванта, в первоначальное состояние. В 1926 г. Лиза Мейтнер экспериментально доказала, что -излучение обнаруживается только после радиоактивного превращения.

Очень скоро заметили, что уменьшение радиоактивности препарата со временем происходит у различных тел с различной скоростью. Закон радиоактивного распада открыли в 1899 г. Юлиус Эльстер (1854-1920) и Ганс Фридрих Гейтель (1855-1923): число испускаемых в секунду частиц уменьшается со временем экспоненциально. Постоянной этого закона является характерное для каждого элемента время полураспада, т. е. время, в течение которого это число уменьшается наполовину. Оно колеблется в очень широких границах - от 1,6 • 10 10  лет у тория до 10 -4  сек. у радия и даже до еще меньших значений. Согласно установленному в 1912 г. Гансом Гейгером (1881-1945) и Дж. М. Нэт-толом правилу, это число связано в случае -лучей с энергией и вследствие этого также с пробегом испускаемых частиц, так что для каждого ряда радиоактивного распада энергия тем больше, чем меньше время полураспада. Объяснение этого правила на основе волновой механики дал Г. Гамов в 1928 г. (гл. 14).

Большим достижением было данное в 1905 г. Э. Швейдлером объяснение эмпирического закона распада: вероятность распада для каждого атома независима от времени и тем больше, чем меньше время распада. Физика столкнулась здесь впервые с процессом, который не поддается причинному объяснению. До сегодняшнего дня мы не знаем, почему данный радиоактивный атом распадается именно в этот, а не в другой момент времени. Невозможность изменить распад какими-либо физическими влияниями как бы набрасывает завесу на ядро. Правильность вероятностной теории распада подтвердили в 1906-1908 гг. наблюдения Кольрауша, Эдгара Мейера и Э. Регенера, а также Г. Гейгера над требуемыми теорией флюктуациями числа частиц, испускаемых в единицу времени.

Значение теории Швейдлера ясно проявилось позднее, когда физика изучила многие другие атомные явления, для описания которых очень хорошо подходит понятие вероятности при невозможности причинно определить момент времени их наступления. Ко всем таким явлениям применимы вероятностные рассуждения Швейдлера.

Открытие радиоактивного распада атомов оживило алхимическую идею превращения одного элемента в другой. До 1930 г. в течение десятилетий проводились многочисленные опыты этого рода, особенно посредством вольтовой дуги. Но эти мнимые превращения не устояли перед критикой. Превращение достигается, как мы теперь знаем, только методом концентрации необходимого количества энергии на отдельном атоме при бомбардировке его другими атомами или -квантами. Но и в этих экспериментах вначале (1907) были ошибочные результаты. Первое действительное искусственное превращение атомов удалось в 1919 г. Резерфорду. Он облучал азот -частицами и получил при этом протоны с большой длиной пробега. Фотографии этого явления в камере Вильсона, сделанные в 1925 г. П. М. С. Блэккетом, ясно показали, наряду с длинным следом протона, короткий след возникшего кроме него изотопа кислорода с атомным весом 17. В период от 1921 до 1924 г. Резерфорд и Чадвик смогли доказать существование этой реакции - поглощения -частицы и испускания протона - также у всех элементов от бора (порядковое число 5) до калия (порядковое число 19), за исключением углерода и кислорода. Кроме протона в этих реакциях постоянно возникает элемент, следующий по порядку в периодической системе.

Важным годом для развития этой области был 1930 г. Прежде всего Боте и Беккер наблюдали проникающее -излучение при обстреле легких элемен-тов, особенно бериллия, -частицами. Как показал в 1935 г. К.

Современное понятие атома и молекулы создала химия; как - это относится к истории химии. Мы фиксируем здесь три ее достижения, которые физика около 1850 г. могла просто перенять. В работах главным образом Джона Дальтона (1766-1844) было установлено, что атомы одного и того же химического элемента имеют совершенно идентичные свойства, а также дано определение атомного веса элемента как отношения массы одного атома этого элемента к массе

') В его великом произведении «Гидродинамика».

одного атома водорода. Амедео Авогадро (1776-1856) в 1811 г. дал правило, названное его именем, согласно которому идеальные газы при одинаковых температуре и давлении содержат в единице объема одинаковое количество молекул.

Если отвлечься от излагаемой в главе 12 идеи Л. А. Зеебера о структурах кристаллов (1824 г.), то первой формой физической атомистики является кинетическая теория газов. Около 1850 г. уже была признана эквивалентность теплоты и энергии; в связи с этим и стали рассматривать теплоту как молекулярное движение. С другой стороны, опыты Жозефа Луи Гей-Люссака (1778-1850) в 1807 г., а также аналогичные измерения Дж. Джоуля в 1845 г. подтвердили независимость внутренней энергии идеальных газов от их объемов, что доказывало, кроме того, ничтожность сил, действующих между их молекулами. В 1856 г. Август Карл Кредитив 1857 г. Рудольф Клаузиус (1822-1888) были вынуждены приписать молекулам газов прямолинейные движения до момента, когда они сталкиваются между собой или со стенкой сосуда. Закон сохранения импульса требовал, чтобы давление газа было пропорционально средней кинетической энергии молекул с некоторым универсальным коэффициентом пропорциональности. С другой стороны, из закона Бойля-Мариотта - Гей-Люссака вытекало, что эта энергия пропорциональна абсолютной температуре, - фундаментальное положение, которое не ограничивается газами и, согласно современной квантовой теории, имеет большие исключения только при очень низких температурах. Одновременно было дано верное вычисление скорости движения молекул. Для молекул водорода при температуре в 300° К она получилась равной 1,9 • 10 5 см/сек;  эта величина была неожиданно высокой и, как вначале казалось, несовместимой с фактом медленной взаимной диффузии газов с их малой теплопроводностью; прямое измерение было произведено О. Штерном лишь в 1920 г. Но в 1858 г. Клаузиус показал, что в этих явлениях имели дело не столько со скоростью молекул,

сколько со средними длинами свободного пробега между двумя столкновениями. Затем в 1860 г. Джемс Клерк Максвелл (1831-1879) на основе собственных измерений внутреннего трения дал числовые значения этих средних путей, объяснившие медленность диффузии газов. В той же самой работе он избавился от произвольной гипотезы о том, что все молекулы обладают одинаковой скоростью, и сформулировал названный по его имени закон распределения скоростей. Доказательство этого закона было усовершенствовано впоследствии им самим и главным образом Людвигом Больц-маном (1844-1906) в 1868 г. Сначала закон был недоступен экспериментальному исследованию, и лишь в 1932 г. О. Штерн преодолел все возникшие здесь трудности. Вскоре этот закон стал исходным пунктом для многих обобщений, следствия которых, как мы это увидим дальше, подтверждались измерениями. Основная заслуга, разумеется, принадлежит Максвеллу.

В это же время были получены некоторые ценные результаты относительно размеров и числа молекул газов. Рассматривая молекулы простейших газов как шары, Иосиф Лошмидт (1821-1895) в 1865 г. вычислил их диаметр из средних длин свободного пробега и объема моля газа в жидком состоянии. Он нашел для радиусов молекул правильную величину порядка 10 -8 см,  а для числа молекул в моле 10 23 . Это число, которое теперь определено гораздо лучше, назвали числом Лошмидта.

Допущение шарообразности и твердости молекул являлось основой всей теории газов и, в частности, доказательства максвелловского распределения скоростей. Постепенно теория стала заниматься молекулами с внутренними степенями свободы, вращением и колебаниями атомов друг относительно друга. Она установила для этих явлений обобщенный закон распределения и вывела из него в качестве важнейшего следствия закон равномерного распределения: средняя кинетическая энергия  любой  степени свободы пропорциональна абсолютной температуре. Коэффициент пропорциональ-

ности - универсальная константа. Вычисление удельной теплоты многоатомных газов на основе этого закона дало результаты, полностью согласные с опытом. В применении к твердому телу закон, найденный в 1820 г. Пьером Луи Дюлонгом (1785-1838) и Алексисом Терез Пти (1791-1820), гласит, что теплоемкость грамм-атома простого тела имеет одно общее для всех тел значение: 6  кал/град.  Вместе с этим пришел ответ на вопрос, как распределяются в пространстве молекулы газа под влиянием внешних сил, например силы тяжести. Все это были фундаментальные знания, которые впоследствии оказали влияние на многие другие области.

Основные черты кинетической теории газов были, таким образом, даны. Ничто не изменилось в них, когда М. Кнудсен, используя успехи вакуумной техники, в 1909 г. изучил особые явления при разрежении газов настолько высоком, что не происходят столкновения между молекулами газа. До настоящего времени сохранили свое значение основные черты кинетической теории газов. Важные теоретические исследования Д. Энского (1911) и С. Чэпмена (1917) по термодиффузии и последовавшее в том же году экспериментальное открытие этого явления С. Чэпменом и Ф. В. Дутсоном (1917); открытие К. Клаузиусом и Л. Вальдманом в 1943 г. обратного эффекта, относящегося к тепловым явлениям, связанным с диффузией двух газов, - все эти открытия полностью согласуются с основами, заложенными Клаузиусом, Максвеллом и Больцманом *).

Эти основные черты кинетической теории газов связаны с ньютоновской механикой. Однако с этой теорией в физику вводится и нечто совершенно новое: точка зрения вероятностного рассмотрения. Изучение

*) Термодиффузию в жидкостях наблюдал уже в 1856 г. Карл Людвиг (1816-1895) и в 1880 г. Чарльз Сорет (1854-1904).

зигзагообразных путей отдельных молекул было бы не только безнадежным, но также не имеющим научного значения предприятием. Важными являются  средний  свободный пробег, среднее  число ударов, которые молекула испытывает в единицу времени. Давление и температура являются  средними  значениями для большого числа молекул.

Значение этой основной черты теории особенно ясно сознавал М. Планк, который концентрированно выразил ее в гипотезе «молекулярного беспорядка». Здесь мы видим преимущество метода Больцмана перед статистической механикой Джозайя Уилларда Гиббса (1839-1903), хотя она иногда проще и применяется не только к газам, а также ведет к закону равного распределения. Именно Больцман смог ввести в теорию газов основное различие между термическими и чисто механическими явлениями, которое неоднократно являлось аргументом против всякой кинетической теории. Механические явления по своей природе обратимы; каждое из них может так же хорошо протекать в обратном направлении; знак времени здесь не играет никакой роли. Наоборот, термические процессы по природе своей так же необратимы, как выравнивание двух различных температур (гл. 9). Если теория газов, опираясь на механику, все же указывает на необратимость этих и других явлений, то это основывается именно на гипотезе молекулярного беспорядка. Аналогия с принципом увеличения энтропии очевидна.

Вершиной дела жизни Больцмана явилась с 1877 г. все более ясно устанавливаемая связь между энтропией и вероятностью - одна из глубочайших мыслей всей физики.

Второй основной закон объявляет невозможным осуществление в природе perpetuum mobile второго рода, т. е. периодически действующей машины, которая должна только переводить тепло в механическую работу, не вызывая никаких других процессов. Если бы такая машина существовала, то можно было бы непрерывно, без других изменений участвующих тел, переходить от некоторой температуры к более высокой, превращая тепло в работу при более низкой температуре, а затем при более высокой температуре эта работа опять превращалась бы в теплоту. Но уже Карно понимал (гл. 7), что такой некомпенсированный переход от более низкой к более высокой температуре не может быть произведен даже косвенным путем. Первый основной закон правильно вскрыл ошибку Карно, рассматривавшего теплоту как неизменную субстанцию.

Так открылась дорога, по которой в 1850 г. Рудольф Клаузиус (1822-1888) и в 1854 г. Вильям Томсон (позднее лорд Кельвин, 1824-1907) пришли

ко второму закону термодинамики. Подобно тому как первый основной закон вводит функцию состояния - энергию, второй закон в форме, приданной ему Клаузиусом, вводит новую функцию состояния, названную им энтропией. В то время как энергия вполне замкнутой системы остается неизменной, ее энтропия, состоящая из энтропии ее частей, при каждом изменении увеличивается. Идеальный и столь важный для теории предельный случай, когда она остается неизменной, строго говоря, неосуществим. Уменьшение энтропии, как противоречащее законом природы, запрещено даже для мысленного опыта.

Все процессы разделяются на два класса: к одному относятся те, в которых энтропия увеличивается; если бы такие процессы можно было прямо или косвенно обратить, то энтропия уменьшалась бы, что невозможно. Следовательно, они необратимы. Ко второму классу относятся такие процессы, при которых энтропия остается постоянной; они обратимы. В 1834 г. Бе-нуа Поль Эмиль Клапейрон (1799-1864) ввел в физическую теорию обратимый круговой процесс, который приблизительно осуществляется в паровой машине. Он состоит из отдельных обратимых явлений и в нем имеются две изотермические и две адиабатические ветви (последние происходят без получения или отнятия тепла). Прибавленные или отнятые количества тепла на изотермических ветвях зависят только от температур, при которых происходят эти процессы. Этот факт используется рассмотренным в гл. 7 термодинамическим определением температуры. Разность обоих количеств теплоты (положительная или отрицательная) при обратимом круговом процессе зависит только от обеих температур. Коэффициент полезного действия такой машины зависит от указанной разности температур. При необратимых круговых процессах коэффициент полезного действия ceteris paribus *) меньше.

*) При прочих равных условиях.

Таковы некоторые ведущие идеи из начал термодинамики.

Факт сосуществования таких двух независимых друг от друга функций состояния, как энергия и энтропия, позволяет с помощью математического анализа сделать ряд высказываний о термическом поведении тел. Еще более важным оказывается следствие, согласно которому любое равновесие в замкнутой системе должно соответствовать максимуму энтропии. Если 'можно задать функцию энтропии для различных тел, то можно выразить равновесие между ними. Так, Клау-зиус уже дал теорию равновесия для различных агрегатных состояний одного и того же вещества. Термохимическая теория равновесия внесла порядок в почти необозримое разнообразие химических реакций после того, как в 1873 г. Август Хорстман (1842-1929) применил оба основных закона к частному случаю этого рода. Якоб Гендрик Вант-Гофф (1852-1911), Джозайя Уиллард Гиббс (1839-1903) и М. Планк особенно много сделали в этой области; в 1882 г. в эту область включился также Г. Гельмгольц. Удалось связать старое, прежде неясное понятие химического сродства с различиями энергии и энтропии. При этом обнаружилось, что химическое сродство зависит не только от природы реагирующих веществ, но также от температуры и давления. Термодинамика охватила теорию упругости и учение об электричестве и магнетизме, где в большинстве случаев соответствующие явления связаны также с тепловыми эффектами. Короче говоря, не существует, собственно, ни одной области физики, к которой бы термодинамика не имела отношения. Если от нее отвлекаются, то это уже означает идеализирование.

Определения энергии и энтропии вначале были несовершенными, поскольку обе функции состояния вычислялись только по отношению к произвольно выбранному начальному состоянию. Закон инертности энер-

гии заполняет этот пробел. Для энтропии здесь дополнительно появляется третий закон, который сформулировал благодаря гениальной интуиции в 1906 г. Вальтер Нернст (1864-1941). В формулировке Планка этот закон утверждает, что энтропия химически чистого тела при приближении температуры к абсолютному нулю также приближается к нулю. Нернст связал этот закон с наблюдениями над тепловыми эффектами химических процессов. Данное им доказательство, которое вначале не без оснований критиковали, все более и более подтверждалось умножающимися опытами. Следствием этого закона является исчезновение удельной теплоты и коэффициента расширения с приближением температуры к нулю. Особенно важно то, что этот закон дает возможность теоретического предсказания во всех деталях химического- равновесия на основе чисто термических измерений, а именно измерений удельных теп-лот. Этой цели прежде всего служили многочисленные определения удельных теплот при возможно более низких температурах специально для этого изобретенными измерительными методами. Нернст сам проводил такие измерения и заставлял других проводить их. Плодотворность тепловой теоремы Нернста еще долго не будет исчерпана.

Область классической термодинамики обрисована. Ее границы определены существенно необратимыми явлениями, далеко отстоящими от состояния равновесия.

Действительно, второй основной закон дает для них не уравнение, а только неравенство. Современная физика при вычислении энтропии применяет различные специально выработанные методы статистики, которые будут обсуждены в гл. 10. Только теперь обнаружилось истинное значение понятия энтропии. Этим понятием постоянно особенно много занимался М. Планк с самого начала своего научного пути. В классической

термодинамике всегда можно было, при желании, избежать этого понятия, а именно, можно было для каждого отдельного случая изобрести собственный круговой процесс и таким образом повторить для единичного случая общее рассуждение, ведущее к этому понятию, которое необходимо для статистических методов термодинамики.

В процессе открытия Планком закона излучения понятие энтропии играло важную, можно вполне сказать - решающую, роль.

Затем была установлена невозможность построить чисто механически perpetuum mobile. Что это не можетбыть достигнуто также никакими другими средствами, было в конце XVIII столетия, пожалуй, всеобщим убеждением; по крайней мере, Французская Академия решила в 1775 г. не принимать больше на рассмотрение мнимых решений этой проблемы. Какой положительный выигрыш получила наука из этого так отрицательно звучащего воззрения, показало, однако, лишь XIX столетие.

Первый, кто поставил в связь теплоту с работой, был Сади Карно, который, однако, ошибочно считал, что теплота есть неизменная по количеству субстанция (гл. 7). Лишь в 1878 г., когда закон сохранения энергии был уже давно признан, была издана забытая статья рано умершего Карно, в которой он отказался от этого ошибочного исходного пункта и без вывода дал вполне правильно механический эквивалент теплоты. На ход истории Карно больше влияния не имел *).

*) См. об этом Plank, Das Prinzip der Erhaltung der Ener-gie, 2. Auflage, Leipzig und Berlin, 1908, S. 17. Русский перевод: Макс План к, Принцип сохранения энергии, М. - Л., 1938.

Давно было известно, что при трении тел их температура повышается. Теория, рассматривавшая теплоту как субстанцию, пыталась объяснить этот факт всевозможными гипотезами о трении. Они были опровергнуты Вениамином Томсоиом (позднее граф Рум-форд, 1753-1814). В 1798 г. он довел до кипения довольно большое количество воды, приводя при помощи лошадей во вращение тупое сверло в канале ствола пушки; теплоемкость металла не испытала изменения, требуемого теорией субстанциональности теплоты. Гемфри Дэви (1778-1829) доказал в 1799 г. то же самое, подвергая посредством часового механизма трению два куска металла под воздушным насосом.

В первые десятилетия после 1800 г. **) можно часто встретиться с идеей, что существует «сила», которая выступает, смотря по условиям, в виде движения, химического сродства, электричества, света, теплоты, магнетизма, причем любая из этих форм может превращаться в остальные. Чтобы превратить эту смутную идею в ясное понятие, надо было найти общую меру этой «силы». Шаги в этом направлении предприняли различные исследователи, каждый в своем роде.

**) См. названное сочинение М. Планка, стр. 23 и 24.

Первым был Юлиус Роберт Майер  (1814-1878),  врач, «умственным направлением которого было скорее философское обобщение, чем эмпирическое построение»*). В своей короткой статье в мае  1842  г. он применяет к «силе падения», к движению и теплоте положения: «Ex  nihilo nihil fit»  и «Nihil  fit  ad nihilum». Важным было довольно точное указание механического эквивалента теплоты. Как он пришел к этому, он объяснил, правда, только в  1845 г.;  его вычисление представляет собой обычное для нас вычисление из разности обеих удельных теплот идеальных газов на основе допущения независимости энергии газа от его объема, не высказанного явно в работе Майера, но фактически подтвержденного в  1807 г. измерениями Гей-Люссака. Почти то же значение получил в  1843 г.  Людвиг Август Колдинг  (1815-1888)  на основании своих опытов с трением; правда, его обоснование общего закона сохранения нам кажется еще более фантастичным, чем у Майера.

В своем втором сочинении Майер уже рассматривает электрические и биологические процессы; в третьем, относящемся к  1848  г., он занимается вопросом о причине солнечного тепла, объясняет накаливание метеоров потерей ими кинетической энергии в атмосфере и применяет закон сохранения энергии к приливам и отливам. Очевидно, Майер сознавал значение своего открытия. Однако на закон сначала не обращали внимания, и он нашел заслуженное признание гораздо позже.

*) П л а н к, стр. 23 и 24.

Как бы ни относиться к дедукции Майера, во всяком случае надо признать: поскольку задачей физики является нахождение всеобщих законов природы, а постоянство определенных физических величин является простейшей формой закономерности, то поиски постоянных количеств являются не только правомерным, но в высшей степени важным направлением исследования. Это направление постоянно защищалось в физике. В основном благодаря ему мы уже давно убедились в постоянстве количества электричества. Правда, дать окончательное решение того, действительно ли постоянна принятая величина, может только опыт. Подобно закону сохранения электричества, принцип сохранения энергии является также опытным законом. В своем вычислении механического эквивалента тепла Майер действительно пошел по эмпирическому пути. В отношении других областей физики закон сохранения был для него только программой, провести которую он предоставлял другим.

На втором месте назовем Джемса Прескота Джоуля (1818-1889), который написал в начале 1843 г. статью (появившуюся в печати только в 1846 г.) о термических и химических действиях электрического тока. Посредством измерений он установил то, что позднее по праву было названо его именем: теплота, развивающаяся в замыкающей проволоке гальванического элемента, равна, как теперь говорят, тепловому напряжению (Wдrmetцnung) химической реакции, если нет тока*), и эта теплота уменьшается, если ток совершает работу. Вскоре после этого, в 1845 г., он сообщил результаты измерений механического эквивалента теплоты, полученные при превращении механической работы в теплоту иногда непосредственно, иногда посредством электричества, иногда путем сжатия газов.

*) Это, конечно, справедливо лишь тогда, когда элемент при порождении тока не испытывает температурного изменения и когда нет теплового обмена со средой.

Герман Гельмгольц (1821-1894) был тем человеком, универсальный ум которого смог полностью охватить универсальное значение закона сохранения энергии. Он пришел к этому принципу от медицины, как и Майер, работ которого он вначале не знал и к результатам исследований которого пришел поэтому независимо от него. В 1845 г. в маленькой статье Гельмгольц правильно установил ошибку знаменитого химика Юстуса Либиха (1803-1873), указав, что нельзя безоговорочно приравнять теплоту сжигания питательных веществ в теле животного теплотам сжигания химических элементов, из которых состоят эти вещества. Одновременно он дал краткий обзор последствий закона для различных областей физики.

Особенно ясное выражение закона Гельмгольц дал в докладе на заседании Берлинского общества физиков 23 июля 1847 г. В противоположность Майеру Гельмгольц признавал, как и большинство его современников, возможность механического объяснения всех явлений природы посредством центральных сил притяжения и отталкивания. Он ошибочно усматривал в нем достаточное и необходимое условие для невозможности perpetuum mobile. Но в своих дедукциях он не пользовался этой механистической гипотезой, а выводил различные выражения для энергий непосредственно из принципа невозможности perpetuum mobile хотя бы уже потому, что сведение всех явлений к механическим силам не могло быть достигнуто. Поэтому установленные им законы, не связанные с этой ошибочной концепцией, смогли ее пережить. Гельмгольц ввел в механику новое понятие «потенциальной энергии»; он дал также выражения энергии для гравитационных, статических электрических и магнитных полей.

С возникновением научного исследования появилась потребность измерять температуру количественно. Галилео Галилей (1564-1642), Еванжелиста Торри-челли (1608-1674), Отто Герике (1602-1686) и многие их современники стремились построить термометры; в основу они положили тепловое расширение жидкостей и газов, которым в большинстве случаев пользуются и сейчас. Правда, в этих первых термометрах не были устранены многие побочные влияния, например влияние давления воздуха, и поэтому они давали лишь условно применимые результаты. Приходилось также сталкиваться с техническими трудностями согласования показаний термометров одной и той же конструкции. Первым, кто преодолел эти трудности и всякие нарушающие влияния и тем самым стал основате-

лем термометрии, был Габриэль Даниэль Фаренгейт (1686-1736), работы которого относятся к 1709 г. Его конструкция применяется и теперь в комнатных термометрах. Это было первым шагом науки о теплоте.

Эти термометры давали возможность установить постоянные метки на температурной шкале, что было чем-то подобным открытию линий Фраунгофера в спектре (гл. 4). Эти метки сопоставлялись с числами, но всегда оставалась одна проблема, имеющая сходство с проблемой измерения времени, несмотря на чисто эмпирический характер понятия температуры. Ведь в обоих случаях - так же, как и в случае спектра - физика стоит перед одномерным континуумом и должна охватить его мерой и числом. И здесь ведущим является стремление приспособить эту систему мер для возможно более простой формулировки законов природы.

Но более старые температурные шкалы были все без исключения произвольными. Произвольным являлось уже то, что именно тепловое расширение использовалось для измерения температуры. Ведь эту роль могли выполнять и другие свойства тел; для высоких или крайне низких температур в настоящее время часто вместо расширения применяют электродвижущую силу термоэлементов или электрическое сопротивление болометрической проволоки. При использовании теплового расширения произвол заключался и в выборе термометрического вещества: ртути, спирта, газа. Произвол отчасти был устранен, когда применили «идеальные газы»; их тепловое расширение происходит одинаково, как показали измерения, опубликованные в 1801 г. Джоном Дальтоном (1766-'1844) и в 1802 г. Жозефом Луи Гей-Люссаком (1778-1850). В 1842 г. с повышенной точностью их подтвердил Генрих Густав Магнус (1802-1870) и независимо от него Аири Виктор Реньо (1810-1870). Здесь имеют дело, по крайней мере, со свойством  не одного  тела. Для этой проблемы является второстепенным, принимается ли за нулевую точку шкалы температура определенной охлаждающей

смеси, как это делает Фаренгейт, или точка замерзания воды, как это делают Рене Реомюр (1683-1757) и Андерс Цельсий (1701-1744). Другой фиксированной точкой считается температура кипящей воды: 212, 80 или 100 градусов. Проблема была решена лишь в 1854 г. вторым законом термодинамики, о котором будет речь в главе 9. Он позволил ввести естественную температурную шкалу для измерения количеств теплоты.

Второй большой шаг в учении о теплоте сделал вскоре после 1760 г. Джозеф Блэк (1728-1799), который ясно указал на различие между количеством тепла и температурой. Единица количества теплоты - калория - была определена как количество теплоты, которое нагревает один грамм воды на один градус Цельсия. Согласно этому определению она зависит от измерения температуры, но только кажущимся образом. Открытие Майером в 1842 г. эквивалентности теплоты и энергии дало возможность измерять количество теплоты механическими единицами. Таким образом, измерение температуры принципиально было также сведено к механическому измерению. Классическим инструментом для измерения количества теплоты является ледяной калориметр, описанный в 1780 г. Антуаном Лораном Лавуазье (1743-1794) и Пьером Симоном Лапласом (1749-1827). Понятия удельной и скрытой теплоты при таянии и испарении были введены независимо друг от друга Блэком и И. К. Вильке.

Остановимся несколько подробнее на определении, которое дает температуре второе начало термодинамики. При этом рассматривают обратимый круговой процесс, в котором тело сначала расширяется изотермически, получая определенное количество тепла, а потом продолжает расширяться без получения или отдачи тепла, затем при отдаче тепла изотермически сжимается и, наконец, испытывает дальнейшее сжатие без теплового обмена с окружающей средой как раз таким образом, что возвращается в начальное состояние. Согласно определению, температуры обоих изотермических изменений состояния относятся между собой как полученное количество тепла к отданному. Закон устанавливает, что это отношение не зависит от рода тела, которое подвергают круговому процессу. Температура определяется с помощью коэффициента пропорциональности, который выбирают таким образом, чтобы разность температур между точками замерзания и кипения воды равнялась 100 градусам. Так получается абсолютная термодинамическая температурная шкала; для Германии она закреплена в качестве официальной шкалы государственным законом от 7 августа 1924 г. Измерения показывают, что точка замерзания воды по этой шкале соответствует 273 градусам. Для обыденной жизни с этой шкалой достаточно хорошо согласуются данные ртутного и спиртового термометров, имеющих деления по Цельсию.

Оба количества теплоты, посредством которых определяется температура, являются, как показывает опыт, всегда положительными величинами. Не существует никаких отрицательных абсолютных температур; термодинамическая шкала имеет абсолютную нулевую точку. Этого можно было бы избежать, если за меру температуры принять приближенную функцию этой температуры, например ее логарифм, что является вполне возможным, так как не противоречит никакому закону природы. Если так не поступают, то это происходит потому, что в нашем понятии температуры имеется еще конвенциональный элемент, как правильно указал Эрнст Мах (1838-1916). Если бы это сделали, то шкала уходила бы в бесконечность в направлении отрицательной температуры и можно было бы избежать иллюзии, что нельзя дальше охлаждать тело при достижении, скажем, 1° К. Уже теперь достигнуты гораздо более низкие температуры. Фактически абсолютная нулевая точка недостижима, как это показал в 1906 г. Вальтер Нернст (1864-1941).

Блэк и его современники считали теплоту неразрушимым и несоздаваемым веществом, так как, согласно опыту, при выравнивании температур одно тело получает точно столько же теплоты, сколько другое отдает. Даже в случае созданной Джемсом Уаттом (1736-1819) паровой машины, совершившей в 1770 г. переворот в экономике, сначала никто не признавал, что подведенная к паровому котлу теплота частично превращается в механическую работу и как теплота, таким образом, теряется. Из-за этого заблуждения гениальная интуиция Сади Карно (1796-1832) о том, что работа паровой машины определяется всеобщим законом перехода тепла от более высоких к более низким температурам, сначала не принесла никаких плодов. Лишь после открытия эквивалентности теплоты и энергии Рудольф Клаузиус (1822-1888) смог вывести отсюда второе начало (гл. 9). Уже из этого видно, какой переворот в физике совершил закон сохранения энергии.

Совершенно другим и совсем не простым вопросом является вопрос о практическом применении термодинамической температурной шкалы. Использованный для ее определения круговой процесс есть мысленный опыт, который нельзя выполнить ни в одном случае с полнейшей точностью. Но все же развитие термодинамики дало средства и пути для перехода от других шкал к термодинамической. Мы не будем здесь заниматься этим, но только укажем, что при измерении высоких температур с большим успехом используют тепловое излучение, тем более, что оно связано с температурой источника излучения простыми и теоретически хорошо обоснованными законами (гл. 13). Таким путем приходят также к определению температур звезд, что имеет величайшее значение для астрономии.

Старейшими средствами понижения температуры были охлаждающие смеси и охлаждение быстро испаряющихся жидкостей. Когда такого рода возможности были исчерпаны, их место постепенно заняло открытое в 1852 г.

В геометрическую эпоху вопрос о системе отсчета был непосредственно связан с вопросом о положении и движении тела. С самого начала было ясно, что оба эти понятия без задания чего-то, по отношению к чему они могут быть определены, теряют смысл. Аристотель (384-322 до н. э.) и вслед за ним вся схоластика относили положение тела к окружающей его материальной субстанции. Шел спор о том, касается ли эта субстанция тел непосредственно или допустимы конечные расстояния. При таком толковании были неразрешимы спорные вопросы, как, например, движется ли при наличии ветра корабль, стоящий на якоре, поскольку вода и воздух вблизи него постоянно обновляются, или же он покоится, так как с берега движение не констатируется. Более важным для физики было то, что согласно воззрениям Клавдия Птоломея (он жил во II столетии н. э. в Александрии) сфера неподвижных звезд, как наиболее отдаленная от окружающих Землю сфер, вообще не имеет положения. За ней нет ничего, что ее окружало бы, нет даже

пространства. Несмотря на это, она должна была, согласно учению Птоломея, иметь движение, а именно суточное вращение вокруг Земли.

Этой непоследовательности не избежал Николай Коперник (1473-1543) при обосновании системы, названной его именем. Когда он приписал покой сфере неподвижных звезд, а Земле, напротив, суточное вращение вокруг ее оси, то это было только логическим улучшением традиционного воззрения. Коперник еще придерживался взгляда, который нам так трудно понять, что за сферой неподвижных звезд ничего нет. От этого взгляда освободился лишь сильный противник Аристотеля - Джордано Бруно (род. в 1548 г.), который в 1600 г. был подвергнут в Риме сожжению за учение о бесконечном множестве миров, за свое выступление в пользу Коперника и т. п. «ереси». Кеплер не решился присоединиться к этому смелому и все же неизбежному дополнению системы Коперника.

При дальнейшем обосновании гелиоцентрической системы Коперник руководился своего рода телеологической точкой зрения простоты природы. «Природа не делает ничего лишнего или напрасного», - говорили еще греки. Коперник считал, что проще объяснить движение планет на небесном своде собственным движением Земли, т. е. движением одного тела вокруг Солнца, чем описанными Птоломеем сложными вращательными движениями всех планет. Как ни импонирует нам эта мысль теперь, но невозможно было дать причинное обоснование при тогдашнем состоянии физики.

Вполне понятно, что требование простоты, больше апеллирующее к чувству, чем к критическому разуму, не смогло убедить многих современников и потомков Коперника. Кроме того, представление о том, что все человечество находится в постоянном круговороте, не замечая этого, вовсе не было простым и к тому же в то время физически не было обосновано. Нельзя поэтому считать ни отсталостью, ни трусостью то, что

издатель великого труда Коперника «De revolutioni-bus» *) нюрнбергский ученый Осиандер, наблюдавший за печатанием книги вместо автора, охарактеризовал в предисловии систему Коперника как простую «гипотезу», оправданную благодаря своему соответствию с наблюдениями, но не являющуюся на этом основании истинной.

Страстная борьба, которая развернулась вокруг этой системы, меньше всего связана с недостаточностью причинного физического обоснования ее, как это было всегда в «геометрическую» эпоху. Надо добавить к этому, что представители церкви, как католической, так и протестантской, например доктор Мартин Лютер, не признавали движение Земли как противоречащее библии. Они повторяли при этом, собственно, только те обвинения, из-за которых уже в III столетии до н. э. пострадал, как «безбожник», Аристарх из Самоса, первый защитник подобной системы. Очень характерен факт, что от Аристарха до Эйнштейна ни одна физическая теория не смогла так всколыхнуть широкие круги общественности, как теория, касавшаяся привычных взглядов на пространство и время. Осуждение Галилея также относилось не к геометрическим основам системы Коперника и не к галилеевским астрономическим открытиям, а к «Диалогам о двух главных системах мира», в которых подробно и иногда остроумно опровергались динамические аргументы против движения Земли.

Коперник сам не принимал участия в борьбе вокруг его системы. Он воздерживался до 1543 г. от опубликования начатой еще в 1507 г. книги. Только на смертном одре он увидел некоторые части ее в печати. Но намного раньше, вероятно в 1514 г., он послал своим друзьям нечто вроде предварительного резюме сочинения, позднее названного «Commentariolus». Около 1880 г. оно появилось в Венской библиотеке

*) В названии «De revolutionibus orbium coelestium» оба последних слова являются дополнением издателя.

после долгого забвения. Оттуда мы берем следующие предложения *).

1) Нет одного общего центра для всех небесных орбит или сфер.

2) Центр Земли не есть центр мира, а только центр тяжести и центр орбиты Луны.

3) Все орбиты окружают Солнце, как будто оно находится в их центре; поэтому центр мира лежит вблизи Солнца.

Очевидно, для того, чтобы избежать возражения, что в течение года должен меняться вид неба неподвижных звезд вследствие вращения Земли, дальше следует:

4) Отношение расстояния между Солнцем и Землей к высоте неба неподвижных звезд гораздо меньше, чем отношение радиуса Земли к ее расстоянию от Солнца. Это расстояние незначительно по сравнению с высотой неба неподвижных звезд.

5) Все движения, которые констатируются в небе, не существуют реально, а только представляются таковыми с Земли. Земля с принадлежащими ей элементами совершает суточное вращение вокруг ее неподвижных полюсов. При этом небо неподвижных звезд, как наиболее удаленное, остается неподвижным.

6) Видимое движение Солнца не присуще ему самому, а является следствием вращения Земли по ее орбите вокруг Солнца, как это свойственно всем планетам. Итак, Земля подвержена многим движениям.

7) То, что кажется у блуждающих звезд движением взад и вперед, не является на самом деле таковым, но связано с движением Земли. Последнее само по себе является достаточным для объяснения многочисленных и многообразных явлений, которые наблюдаются на небе.

Все это кажется нам вполне ясным и недвусмысленным. И все же подобная система представляла для

*) Цитируется по немецкому переводу д-ра Ф. Россмана, Naturwissenschaften 34, 65, 1947.

Коперника еще большие трудности. Как иначе можно объяснить, что он впоследствии приписал Земле, кроме ее суточного и годового движения, еще третье движение, при котором земная ось изменяет свое положение по отношению к Солнцу в течение года, что дает возможность объяснить изменение времен года? Однако достаточно того, что ось Земли сохраняет свое положение по отношению к небу неподвижных звезд (если применять терминологию Коперника)! Это заблуждение несколько напоминает поднявшийся во времена Ньютона спор о том, имеет ли собственное вращение Луна, поскольку мы всегда видим только одну ее сторону. Те, которые не могли вполне освободиться от геоцентрической точки зрения, отрицали это вращение. А у Коперника, вероятно, играло аналогичную роль определенное предпочтение в отношении Солнца.

Как бы то ни было, мы обязаны Копернику указанием на систему отсчета, начало которой находится в центре тяжести нашей солнечной системы, а оси ориентированы по небу неподвижных звезд. Физика относит к этой системе отсчета каждое место и каждое движение, если не даны дальнейшие уточнения. Три координаты, которыми определяется точка, согласно аналитической геометрии Декарта (1596-1650) тоже относятся к этой системе во всех случаях, когда нет дополнительных определений. Без Коперника не были бы установлены законы Кеплера и теория тяготения. Можно согласиться с тем, что его обоснование теории несовершенно, но не может только что родившаяся наука быть хорошо обоснованной. И величие ее основателей обнаруживается как раз в том, что они интуитивно уловили истину.

Иоганн Кеплер (1571-1630) способствовал укреплению системы Коперника. Действительно, на почве этой системы выросли его три закона движения планет, благодаря которым стали возможными более точные астрономические вычисления. Вряд ли эти законы смогли бы возникнуть на основе системы Птоло-мея. Но для более глубокого обоснования системы

]]> http://www.istoria-fiziki.info/glava-6-sistema-otscheta-v-fizike/feed/ 9