Стивен Хокинг - Кратчайшая история времени

Ускоритель элементарных частиц— установка, способная ускорять движущиеся заряженные частицы, передавая им энергию при помощи электромагнитов.

Фаза (волны)— положение в цикле волнового процесса в фиксированный момент времени; мера того, приходится ли сделанный отсчет на гребень волны, на впадину или на какое-то промежуточное состояние.

Фотон— квант света.

Частота (волны)— число полных циклов колебания в секунду.

Черная дыра— область пространства-времени, которую ничто, даже свет, не может покинуть из-за очень сильной гравитации.

Электрический заряд— свойство частицы, благодаря которому она может отталкивать (или притягивать) другие частицы, имеющие заряд того же (или противоположного) знака.

Электромагнитное взаимодействие— взаимодействие, возникающее между частицами, имеющими электрический заряд; второе по силе из четырех фундаментальных взаимодействий.

Электрон— частица с отрицательным электрическим зарядом, которая вращается вокруг ядра атома.

Элементарная частица— частица, которая считается неделимой [20] Принято считать, что многие элементарные частицы (так называемые адроны, к числу которых принадлежат протоны и нейтроны) состоят из кварков, то есть, по сути дела, не являются элементарными. Однако кварки подчиняются так называемому принципу конфайнмента (невылетания), согласно которому отдельный кварк не может существовать в изолированном состоянии. При попытке разбить адрон на кварки, рождаются новые кварки, соединяющиеся с выбитыми из состава элементарной частицы. Поэтому, несмотря на сложную структуру, элементарные частицы действительно являются неделимыми. .

Энергия электрослабого объединения— энергия (около 100 гигаэлектронвольт), выше которой исчезает различие между электромагнитным и слабым взаимодействиями.

Ядерный синтез— процесс, в котором два ядра сталкиваются и сливаются, образуя более тяжелое ядро.

Ядро— центральная часть атома, которая состоит только из протонов и нейтронов, удерживаемых вместе сильным взаимодействием.

Поначалу теория Коперника значительно уступала в точности теории Птолемея. Кроме того, гелиоцентрическая модель мира противоречила общепризнанной в то время физике Аристотеля. Сам Коперник никогда не утверждал, что его теория — описание реального движения небесных тел, а предлагал ее лишь как более удобный способ выполнения расчетов. Поэтому задержки с ее признанием вполне объяснимы. Понадобились наблюдения Тихо Браге, расчеты Кеплера и эксперименты Галилея, которые опровергли аристотелевскую физику, чтобы теория Коперника могла получить широкое признание. — Здесь и далее примеч. науч. ред.

Строго говоря, Галилей не является изобретателем телескопа. Он значительно усовершенствовал придуманную в Голландии подзорную трубу, но, главное, догадался направить ее на небесные тела, благодаря чему сделал целый ряд неожиданных открытий, обнаружив горы на Луне, пятна на Солнце, фазы Венеры, спутники Юпитера, кольца Сатурна.

Выявление отдельных противоречий между теорией и экспериментом, как правило, не приводит к опровержению теории. В таких случаях обычно выдвигается вспомогательная гипотеза, которая объясняет аномалию. Постепенно теория обрастает большим поясом таких защитных гипотез и перестает давать продуктивные идеи. Но окончательно теория отвергается лишь тогда, когда появляется другая, более ясная и продуктивная. Эти идеи развивались Имре Лакатосом, последователем Карла Поппера. См. статью «Фальсификация и методология научно-исследовательских программ» в книге Имре Лакатоса «Методология исследовательских программ» (М., 2003).

При расчете движения планет их внутренним строением действительно можно пренебречь. Однако в ряде случаев так поступать нельзя. При сближении небесных тел на их движении начинают сказываться приливные силы и неоднородности внутреннего распределения вещества. Следя за движением спутника вблизи поверхности планеты и регистрируя особенности гравитационного поля, можно искать полезные ископаемые или изучать ее внутреннее строение.

По современным данным, поперечник видимой части Вселенной составляет около 27 млрд св. лет = 2,6•10 23 м. Это на порядок меньше приведенного в тексте значения.

Строго говоря, суть первого закона Ньютона состоит в существовании особых систем отсчета, называемых инерциальными, в которых только и верны другие законы Ньютона. Признаком инерциальной системы отсчета является то, что скорости тел относительно нее меняются только под влиянием сил, действующих со стороны других тел. В неинерциальных системах отсчета (например, на вращающейся карусели или в ускоряющемся вагоне) скорости тел могут меняться и без физического воздействия. На это всегда обращают внимание при изучении законов Ньютона в физико-математических школах и в высших учебных заведениях. Формулировка, приведенная в тексте, может вызвать ошибочное впечатление, будто первый закон Ньютона является просто частным случаем второго (F= та).

Серьезные аргументы в пользу внегалактической природы Туманности Андромеды и ряда других объектов существовали и до Хаббла. Однако Хаббл первым обнаружил в Туманности Андромеды цефеиды, по которым смог определить расстояние и тем самым доказал ее внегалактическое расположение.

Здесь необходимо сделать ряд уточнений.

1. Идея классификации звезд по типам принадлежит не Хабблу. Основы современной (Гарвардской) спектральной классификации звезд заложил на рубеже XIX и ХХ вв. американский астроном Э. Кэннон. 2. Связь между светимостью и спектральным классом звезд обнаружил тоже не Хаббл, а Герцшпрунг и Рессел. 3. Не все звезды одного спектрального класса имеют одинаковую светимость — почти в каждом классе есть обычные звезды и звезды-гиганты значительно большей светимости. 4. Обычные звезды были в те времена неразличимы в других галактиках. Поэтому Хаббл использовал для оценки расстояния до галактик именно звезды-гиганты, причем не обычные, а особого типа переменные звезды — цефеиды, светимость которых периодически меняется. Их особенность состоит в том, что период переменности напрямую связан со светимостью в максимуме блеска. Именно измеряя период изменений блеска цефеид в других галактиках, Хаббл смог определить их светимость и расстояние до них

Первым это заметил не Хаббл. Различие цвета звезд известно с глубокой древности. Первые попытки спектральной классификации звезд были предприняты в середине XIX в.