Интенсивное развитие физики микромира привело к выделению в качестве особой дисциплины ядерной физики
Теория относительности, хотя в принципе и универсальная по своему применению, все же находит приложение и проверку чаще всего на мегауровне, в связи с явлениями масштаба Галактики и Метагалактики (см. ниже). Напротив, квантовая механика исследует прежде всего явления, развертывающиеся на уровне элементарных частиц и вообще индивидуальных микрочастиц. Более приближенные к человеческому уровню восприятия системы, системы мезоуровня продолжают изучаться с одной стороны, средствами классической ньютоновской механики, а с другой, статистически. Примером глубокого проникновения статистических методов в современное естествознание может служить термодинамика. Третье из ее основных начал, принцип недостижимости абсолютного нуля, было установлено В.Ф.Г. Нернстом в 1906 г., в то время как два остальных начала термодинамики - закон сохранения энергии и принцип неубывания энтропии, т.е. меры вероятности состояния системы (микросистема может без внешних влияний переходить лишь от менее к более вероятным состояниям: от порядка к беспорядку, от определенной температуры к более низкой и т.д.), были известны ранее. Из второго начала делался вывод, что мировой процесс должен привести к максимизации энтропии и “тепловой смерти” Вселенной. Однако ОТО показала, что энтропия космических терподинамических систем может сколь угодно долго возрастать без достижения ими равновесного состояния с максимальным значением энтропии. По крайней мере в этом отношении постклассическое естествознание внесло ноту оптимизма в научное миросозерцание, поскольку вопрос о тепловой смерти перестал быть актуальной темой мировоззренческих дискуссий.
Современные астрономия и космология перестали быть сочетанием чисто наблюдательного и умозрительного подхода, как это имело место до конца XIX в., и стали дисциплинами, опирающимися на точное физическое знание, в особенности на теорию относительности и квантовую механику
Классическое естествознание рассматривало Вселенную как стационарную систему, которая всегда была более или менее такой, как сейчас. Это допущение отражало более общие постулаты об однородности и абсолютности пространства и времени, отвергнутые, как мы видели, теорией относительности. На базе ОТО советский физик и математик А.А. Фридман (1888-1925) в 1922 г. теоретически предсказал, что вселенная может расширяться и сужаться. Согласно уравнениям Фридмана, существуют разные возможности: если средняя плотность вещества Вселенной равна или меньше некоторой критической величины, Вселенная неограниченно расширяется (видимо, эта возможность на данном этапе и соответствует реальности, что подтверждается методами спектроскопии: в спектрах галактик красные линии смещены таким образом, что создают картину удаления галактик от нас во все стороны со скоростью, пропорциональной квадрату расстояния. Это “красное смещение”, поразительным образом подтвердившее гипотезу Фридмана, было открыто через несколько лет после опубликования его работы). Если же плотность больше критической, Вселенная сжимается. При модели расширяющейся Вселенной, Вселенная первоначально имела точечный вид как бы шарика размером подобного электрону, а плотность ее была около 10100 г/см3. Температура ее была трудно представима, порядка миллиона миллионов градусов. После первичного так называемого Большого взрыва размер Вселенной стал увеличиваться, а температура - снижаться, пока тот и другая не достигли величин, о которых мы можем более или менее непосредственно судить, поскольку от них осталось нечто доступное измерению, а именно реликтовое радиоизлучение - излучение сохранившихся в межзвездных пространствах скоплений водородно-гелиевой плазмы, которые остались неизменными со времени до образования звезд. Все величины, относящиеся к более раннему периоду, получены путем простой экстраполяции более поздних процессов на самые ранние этапы образования Вселенной и потому не столь достоверны и уже неоднократно пересматривались. В частности, удаленность от нас Большого взрыва принималась равной 4-5 миллиардов лет, сейчас - 20-25 миллиардов лет, но и эти цифры не окончательны.
В период, от которого осталось реликтовое радиоизлучение, т.е. приблизительно 3-4 миллиарда лет тому назад, Вселенная состояла из более или менее однородной смеси водорода с гелием, со сравнительно “низкой" температурой - 4-5 тысяч градусов. Позднейшая сверхвысокая температура в недрах звезд возникла вторично в результате, скорее всего, термоядерных реакций. Радиус Вселенной в эпоху формирования реликтового излучения составлял около 15 миллионов световых лет.
Вплоть до XVIII столетия в химии удерживались чисто умозрительные представления о том, что вещество состоит из “стихий" типа постулированных еще средневековыми алхимиками “ртути”, “серы" и др. или из “начал” наподобие невесомого “теплорода” (“флогистона”), якобы служащего причиной теплоты. Однако уже в 1660-х годах английский ученый Р. Бойль (1627-1691) ввел научное определение химического элемента как простого тела, которое не может быть получено из других тел и веществ. Он ввел в химию экспериментальный метод и измерение, положил начало исследованию закономерностей связи между объемом и давлением газов. Однако лишь в XVIII в. химия стала приобретать характер науки, основанной на выявлении системы объективных закономерностей. Впрочем, этому продолжало мешать господство концепции флогистона и недостаточность надежных количественных данных.
Выступив против концепции флогистона, Ломоносов пришел к гораздо более правдоподобному предположению, что теплота обусловлена вращательными движениями “корпускул”. Он выдвинул ставшую впоследствии известной формулировку закона сохранения массы: “Все перемены, в натуре случающиеся, такова суть состояния, что сколько у одного тела отнимется, столько присовокупится к другому”. Если Бойль еще доказывал существование флогистона тем, что металл после прокалывания увеличивает свой вес, то Ломоносов в 1756 г. опроверг эти опыты (точнее, их ложную трактовку Бойлем) тем, что при прокалывании без доступа воздуха прибавки веса не получается. Этот факт был подтвержден в 1774 г. французским химиком А.Л. Лавуазье (1743-1794), показавшего затем, что прибавка веса является результатом присоединения особого элемента - кислорода.
Для развития химии необходима была фиксация предмета этой науки как чего-то характеризуемого постоянными и устойчивыми признаками. В этом отношении важнейшую роль сыграли работы французского химика Ж.Л. Пруста (1754-1826). Исследовав состав многочисленных хлоридов, сульфидов, а также окислив металлов, он на рубеже XVIII и XIX вв. открыл закон постоянства химических соединений, гласящий, что каждое химическое соединение, независимо от способа, каким оно было получено, состоит из одних и тех же элементов, притом стоящих друг к другу в одних и тех же весовых отношениях. Без этого закона не удалось бы подвести базу под классическое атомно-молекулярное учение (см.1.3.4 и 1.3.5).
Немецкий химик И.В. Рихтер (1762-1807) стремился отыскать в химических реакциях математические закономерности. В 1793 г. ему удалось показать, что в любой реакции, ведущей к образованию определенного соединения, элементы взаимодействуют в строго определенных пропорциях. Эти пропорции получили впоследствии название эквивалентов, а закон эквивалентов нашел выражение в виде таблиц, ставших основой количественного описания всех известных тогда реакций. Закон эквивалентов Рихтера стал одной из предпосылок химической атомистики.
Первые определения атомных весов элементов были выполнены в первые годы XIX в. английским химиком и физиком Дж. Дальтоном (1766-1844). Обоснованием химической атомистики послужил также его закон кратных отношений для случая, когда два химических элемента образуют друг с другом несколько соединений: весовые количества одного из элементов, поделенные на таковые другого, относятся между собой, как простые целые числа.
На основании своего закона кратных отношений, а также закона постоянства состава Пруста Дальтон в 1803-1804 гг. выдвинул свою теорию атомного строения (химическую атомистику). Благодаря этой теории представления об атоме как носителе химических свойств впервые начали приобретать конкретный характер.
Отправляясь от атомистики Дальтона, итальянский физик и химик А. Авогадро (1776-1856) сформулировал в 1811 г. теорию молекулярного строения вещества. Он разработал метод определения молекулярных масс и с его помощью вычислил в течение 1810-х годов атомные массы кислорода, углерода и многих других элементов, а также открыл закон, согласно которому в одинаковых объемах газов содержится одинаковое количество молекул (при одной и той же температуре и давлении). Он уже в определенном смысле явился предшественником Д.И. Менделеева: так, Авогадро первым установил серию элементов, которые впоследствии вошли в периодическую систему как группа (точнее, главная подгруппа пятой группы. Это были азот, фосфор, мышьяк и сурьма, аналогию в свойствах которых Авогадро подметил).
Перечисленные открытия заложили основу для атомно-молекулярной теории строения вещества, которая получила законченный вид в 1860-х годах, когда А.М. Бутлеров (1828-1886) создал теорию химического строения, а Д.И. Менделеев (1834-1907) - свою систему элементов. Последняя не только представляла собой классификацию элементов по объективным критериям, но и дала новый пример предсказательной силы науки: на основании своей системы Менделеев получил возможность предсказывать открытие новых элементов. Так, им заранее были установлены свойства скандия, германия, галия, эмпирически открытых лишь впоследствии.
Периодическая система Менделеева представляет собой развернутую форму его же периодического закона, первое четкое изложение которого было дано Менделеевым в феврале 1869 г. Сущность этого закона в трактовке самого Менделеева заключается в том, что физические и химические свойства элементов стоят в периодической зависимости от их атомного веса. В современном понимании эта трактовка должна быть уточнена: свойства элементов зависят не столько от атомного веса, сколько от заряда ядра и определяемого этим зарядом числа электронов в атоме, которое равно порядковому номеру в системе Менделеева. Но в целом Менделеев был прав, называя свою таблицу естественной системой элементов. Она впервые отразила объективное распространение всех известных тогда элементов соответственно их свойствам, причем среди этих свойств выделена одно первичное (атомный вес, мы бы сейчас сказали - заряд ядра) и многочисленные зависимые от него вторичные.
Страницы: 1, 2, 3, 4, 5, 6, 7, 8, 9, 10, 11, 12, 13, 14, 15, 16, 17
