Айзек Азимов - Популярная физика. От архимедова рычага до квантовой механики

Исследователи замерили положение близких к Солнцу звезд и сравнили с их положением полгода спустя, когда Солнце находилось на другом конце неба. Результаты исследований подтвердили общую теорию.

В конце концов теория Эйнштейна предсказала, что свет должен терять энергию, если он движется против гравитации, и приобретать ее, если «падает», так же как и любой обычный предмет; у предмета, например у мяча, эта потеря энергии будет выражаться в потере скорости. Однако свет может двигаться только с одной скоростью; следовательно, потеря энергии будет выражаться у него в уменьшении частоты и увеличении длины волны. Так, исходя из звезды, свет будет подвергаться небольшому «красному смещению» по мере потери энергии. Но это воздействие так мало, что его нельзя измерить.

Однако недавно были обнаружены такие звезды (белые карлики), которые обладают невероятной плотностью и гравитационное поле которых в тысячи раз сильнее, чем поле обычных звезд. Покидая такую звезду, свет теряет достаточно энергии, чтобы его спектральные линии демонстрировали отчетливое красное смещение. В 1925 году американский астроном Уолтер Сидни Адамс (1876–1956) смог изучить спектр белого карлика — звезды, парной звезде Синус, и подтвердить это предсказание Эйнштейна.

Общая теория относительности, таким образом, одержала три победы над прежними воззрениями на гравитацию, но все это были астрономические победы. Только в 1960 году общая теория была привнесена в лабораторную работу.

Ключ к этой лабораторной демонстрации обнаружил в 1958 году немецкий физик Рудольф Людвиг Моссбауэр (р. 1929), показавший, что при определенных обстоятельствах можно сделать кристалл, испускающий пучок гамма-лучей [96] Гамма-лучи являются формой светоподобной радиации, которая будет обсуждаться в III части данной книги. одинаковой длины волны. Гамма-лучи такой длины волны могут поглощаться кристаллом, похожим на тот, которым были произведены. Если гамма-лучи имеют хоть немного отличную длину волны, они не будут поглощаться. Это называется эффектом Моссбауэра.

Итак, если такой пучок гамма-лучей испускается вниз так, что он «падает» по направлению гравитации, он набирает энергию и длина его волны становится короче — если общая теория относительности верна. Падая всего лишь на сотню футов, он должен набрать достаточно энергии, чтобы длина волны гамма-лучей уменьшилась, хотя и очень незначительно, но достаточно для того, чтобы второй кристалл уже не поглощал этот пучок.

Более того, если испускающий гамма-лучи кристалл движется вверх во время испускания, то длина волны гамма-луча возрастает благодаря эффекту Допплера — Физо. Скорость, с которой кристалл движется вверх, может быть настроена ровно таким образом, чтобы нейтрализовать воздействие гравитации на падающий гамма-луч. Тогда гамма-луч опять будет поглощен кристаллом. Проводившиеся в 1960 году эксперименты с большой точностью подтвердили общую теорию относительности, но это была еще не самая впечатляющая демонстрация ее верности.

Неудивительно, что релятивистский взгляд на Вселенную теперь является общепринятым (по крайней мере, до следующего уточнения) среди физиков всего мира.

Теория относительности не отрицает существования эфира. Однако она устраняет необходимость в нем, а если он не нужен, зачем о нем думать?

Так, отпадает необходимость в эфире как в мериле абсолютного движения, поскольку релятивизм начал с утверждения о том, что такого абсолютного мерила не существует, и закончил демонстрацией отсутствия его необходимости. И опять же эфир не является необходимым в качестве среды для передачи силы гравитации и обеспечения «воздействия на расстоянии». Если гравитация — вопрос геометрии пространства-времени, а не передаваемая сила, то вопрос о возможности воздействия на расстоянии не встает.

Остается еще одно возможное использование для эфира — как среды, в которой передаются световые волны через вакуум. Вторая работа Эйнштейна, изданная в 1905 году (в добавление к его статье о специальной относительности), устранила и эту возможность. Работа Эйнштейна по относительности развилась из парадокса, затрагивающего свет, который проявился в ходе эксперимента Михельсона — Морли (см. гл. 6). Вторая статья Эйнштейна развилась из другого парадокса, также имеющего дело со светом, который возник в последних десятилетиях XIX века (именно за свою вторую статью он позже получил Нобелевскую премию).

Этот второй парадокс начался с работы Кирхгофа по спектроскопии (см. гл. 4). Он показал, что вещество, впитывавшее определенные частоты света лучше, чем остальные, будет также и испускать эти же частоты лучше при нагревании до раскаленного состояния.

Тогда предположим, что кто-либо представил вещество, способное поглощать весь свет всех частот, который падает на него. Такое тело не будет отражать света никакой частоты и соответственно будет совершенно черным. Поэтому естественно называть такое вещество черным телом. Если черное тело раскалить, то, по правилу Кирхгофа, его испускание должно быть таким же совершенным, как и его поглощение. Оно должно испускать свет всех частот, поскольку оно поглощает все частоты.

Работа Кирхгофа должна была удовлетворить интерес физиков к количественным аспектам излучения и к тому, как такое излучение изменялось в зависимости от температуры. Общеизвестно было, что излучаемая телом энергия возрастает по мере его нагревания, но количественно это было измерено только в 1879 году австрийским физиком Йозефом Стефаном (1835–1893). Он показал, что вся излучаемая телом энергия возрастает пропорционально четвертой степени разницы в абсолютной температуре. (Абсолютная температура, обозначаемая °К, равна температуре по Цельсию, °С, плюс 273°; см. ч. I.)

Представим себе, к примеру, что при комнатной температуре, 300 °К, тело излучает определенное количество энергии. Если температура поднимается до 600 °К — температуры плавления свинца, — абсолютная температура удваивается и общее количество излучаемой энергии возрастает в 2 4то есть в 16 раз. Если то же самое тело нагреть до температуры 6000 °К, какова она на поверхности Солнца, это в двадцать раз большая температура, чем комнатная, и излучает оно в 20 4, или в 160 000 раз больше энергии.

В 1884 году Больцман (один из разработчиков кинетической теории газов) дал этому открытию твердое математическое обоснование и показал, что оно точно относится только к черным телам и что нечерные тела всегда излучают меньше тепла, чем полагается по закону Стефана. Поэтому такое отношение иногда называют законом Стефана — Больцмана.