Макс Лауэ - ИСТОРИЯ ФИЗИКИ

Но Эйнштейн не остановился на специальной теории относительности. С измерением пространства дело обстоит так же, как с измерением времени (гл. 1). Перед нашим созерцанием лежит континуум, и мы должны внести туда систему мер; но эта система в связи с трехмерностью пространства сложнее. В принципе существует бесконечно много равноправных методов измерения. Математики используют это многообразие, когда они свободно создают неевклидовы геометрии. Но физика должна это многообразие ограничить выбором той геометрии, которая даст возможность простого изложения законов природы. Смысл вопроса в том, какая геометрия соответствует опыту. Когда, например, Гаусс, с целью испытать значимость евклидовой геометрии, путем геодезических измерений

(следовательно, оптически) исследовал, действительно ли сумма углов в треугольнике Брокен - Инсельсберг- Высокий Гаген равна 180°, как утверждает эта геометрия в противоположность другим, он неявно допускал для простоты, что лучи света следуют по геодезическим («наикратчайшим») линиям. Если от этого отказаться, то невозможно будет вывести геометрическое заключение из результата опыта, подтверждающего эту сумму углов.

В то время как до сих пор физика была вполне удовлетворена евклидовой геометрией, общая теория относительности Эйнштейна, которая постепенно развивалась с 1913 г., утверждает, что для объяснения тяготения необходимо пользоваться неевклидовой, «римановой» геометрией. Отклонения от евклидовой геометрии минимальны даже вблизи таких больших масс, как Солнце, и проявляются только в очень немногих наблюдениях. Это, во-первых, не объясненный теорией движения планет остаток движения перигелия Меркурия (гл. 3); во-вторых, отклонение света Солнцем, которое, согласно наблюдениям Артура Стенли Эддингтона (1882-1944) во время солнечного затмения в 1919 г., точно соответствует предсказанию Эйнштейна. Последующие наблюдения затмений доставили, правда, несколько большую величину. В-третьих, нужно усмотреть подтверждение теории в новых спектральных наблюдениях, особенно касающихся плотной звезды - спутника Сириуса, в спектре которой линии значительно смещены в красной части спектра по отношению к их положению в земном спектре.

Общая теория относительности еще не закончена; но за ней останется на все времена слава предсказания отклонения света без применения специальных ad hoc сделанных допущений*).

*) Посредством подобных допущений также предсказывали отклонение света.

Уже в донаучном опыте было известно различие между теплыми и холодными телами и уравновешивание, которое наступало при соприкосновении различно нагретых тел. Было известно даже, что если тело А находится в тепловом равновесии с двумя другими телами, Б и С, то В и С также находятся в равновесии между собой. Это эмпирическое знание еще до появления собственно научного исследования привело к установлению «степеней теплоты» на одномерной шкале, т. е. к созданию качественного понятия температуры, при котором можно было говорить о более высокой или более низкой температуре, не связывая ее с мерой и числом.

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.