Марк Перельман - Наблюдения и озарения или Как физики выявляют законы природы

• Название: Наблюдения и озарения или Как физики выявляют законы природы
• Автор: Марк Перельман
• Издательство: Книжный дом «ЛИБРОКОМ»
• Жанр: Прочая научная литература
• Год: 2012
• ISBN: 978-5-397-02592-8

Все мы знакомы с открытиями, ставшими заметными вехами на пути понимания человеком законов окружающего мира: начиная с догадки Архимеда о величине силы, действующей на погруженное в жидкость тело, и заканчивая новейшими теориями скрытых размерностей пространства-времени.

Но как были сделаны эти открытия? Почему именно в свое время? Почему именно теми, кого мы сейчас считаем первооткрывателями? И что делать тому, кто хочет не только понять, как устроено все вокруг, но и узнать, каким путем человечество пришло к современной картине мира? Книга, которую вы держите в руках, поможет прикоснуться к тайне гениальных прозрений.

Рассказы «Наблюдения и озарения, или Как физики выявляют законы природы» написаны человеком неравнодушным, любящим и знающим физику, искренне восхищающимся ее красотой. Поэтому книга не просто захватывает — она позволяет почувствовать себя посвященными в великую тайну. Вместе с автором вы будете восхищаться красотой мироздания и удивляться неожиданным озарениям, которые помогли эту красоту раскрыть.

Первая часть книги, «От Аристотеля до Николы Теслы», расскажет о пути развития науки, начиная с утверждения Аристотеля «Природа не терпит пустоты» и эпициклов Птолемея, и до гелиоцентрической системы Коперника и Галилея и великих уравнений Максвелла. Читатель проделает этот огромный путь рука об руку с гениями, жившими задолго до нас.

«От кванта до темной материи» — вторая часть книги. Она рассказывает о вещах, которые мы не можем увидеть, не можем понять с точки зрения обыденной, бытовой ЛОГИКИ' о принципе относительности, замедлении времени, квантовании энергии, принципе неопределенности, черных дырах и темной материи. История загадочной, сложной и увлекательной современной физики раскроется перед читателем.

Итак, вперед — совершать открытия вместе с гениями!

---

Основным теоретическим отделом проекта заведовал Ганс Бете, бежавший в 1933 г. из Германии и в 1941 г., незадолго до того как США вступили во вторую мировую войну, ставший американским гражданином. Его глубокие знания в области ядерной физики, ударных волн и электромагнитной теории сыграли существенную роль в успехе программы: он отвечал за расчеты возможного поведения атомной бомбы.

Энрико Ферми впервые упомянул о возможности создания атомного оружия на основе цепной реакции еще на переговорах с Управлением военно-морского флота в 1939 г. В ходе своей работы Ферми и итальянский физик Эмилио Сегре, бывший его студент и будущий Нобелевский лауреат, установили, что в качестве «взрывчатки» для атомной бомбы можно использовать тогда еще не открытый элемент плутоний (Рu, порядковый номер 94). И хотя он еще не был получен, оба ученых были убеждены в том, что его изотоп с массовым числом 239 должен возникать в урановом реакторе при захвате нейтрона ураном-238 и затем быстро распадаться.

Настояв на свободном обмене информацией между учеными, которым строго-настрого запрещалось покидать пределы центра, Оппенгеймер создал атмосферу доверия и взаимного уважения, что способствовало удивительным успехам в работе. В этой группе было больше десятка тогдашних или будущих Нобелевских лауреатов, но большинство из них считали, что львиная доля заслуг в успехе проекта принадлежит Оппенгеймеру.

Интересно отметить тогдашние опасения, что взрыв может, в принципе, привести к глобальной цепной реакции, которая охватит всю Землю, т. е. вызовет всеобщую катастрофу. За консультацией обратились к Грегори Брейту (1899–1981), известному теоретику-ядерщику, не участвовавшему в Манхэттенском проекте. Брейт независимо пересчитал все экспериментальные данные и показал, что опасения эти необоснованны.

Поэтому в Лос-Аламосе исследования шли одновременно в двух направлениях: планировались бомбы на уране-235 и на плутонии-239. Одна из бомб, «Малыш», собиралась по такой схеме: в ней имелись два куска активного вещества, масса каждого несколько больше половины критической массы — при включении детонатора они должны стремительно сблизиться, и, как только масса достигнет критического уровня, в них должна сама собой, от любого случайного нейтрона, начаться цепная реакция. Главная опасность состояла в том, что если цепная реакция начнется преждевременно, то активное вещество расплавится и растечется, не успев взорваться.

Второй тип бомбы, названный за ее выпуклую форму «Толстяком», был сконструирован иначе: вся масса активного вещества, несколько меньшая критической, находится вместе, она окружена оболочкой из бериллия, хорошо отражающего нейтроны. Радиус оболочки много больше радиуса активной начинки и потому вылетающие из нее и отражающиеся от бериллия нейтроны обратно практически не попадают. Вокруг оболочки расположены пороховые заряды, и при их одновременном, с высокой точностью, подрыве оболочка сжимается вокруг активной части и отражает все нейтроны внутрь, что достаточно для цепной реакции. (Отметим, что КПД, если можно так выразиться, обеих конструкций очень низок: до взрыва и испарения всей конструкции успевают прореагировать много менее 1 % ядер урана. Величина критмассы «взрывчатки» нигде открыто не публиковалась, по оценке, она составляла порядка 5–7 кг.)

Испытание первой в мире атомной бомбы типа «Толстяк» было проведено 16 июля 1945 г. в штате Нью-Мексико. Ее прикрепили к стальной вышке, установленной в пустынной местности. Ровно в 5.30 утра детонатор с дистанционным управлением привел бомбу в действие. С отдающимся эхом грохотом на участке диаметром в 1,6 км в небо взметнулся гигантский фиолетово-зелено-оранжевый огненный шар. Земля содрогнулась от взрыва, вышка исчезла. К небу стремительно поднялся белый столб дыма и стал постепенно расширяться, принимая на высоте около 11 км устрашающую форму гриба.

Ядерный взрыв поразил ученых и военных наблюдателей, находившихся рядом с местом испытания, и вскружил им головы. Но Оппенгеймеру, любителю санскрита и староиндийской поэзии, вспомнились строки из эпической поэмы «Бхагавадгита»: «Я стану Смертью, истребителем миров», — а сам взрыв напомнил строки о конце света: «Ярче тысячи звезд». До конца его жизни к удовлетворению от научных успехов всегда примешивалось чувство ответственности за их последствия.

6 августа 1945 г. атомная бомба «Малыш» была взорвана над городом Хиросима, а через три дня точная копия первого «Толстяка» была сброшена на город Нагасаки. 15 августа Япония, чья решимость была окончательно сломлена этим новым оружием, подписала акт о безоговорочной капитуляции.

С тех пор конструкция атомных бомб претерпела много изменений: можно использовать иные типы ядерной взрывчатки с гораздо меньшей критической массой (созданы ядерные мины, даже артиллерийские снаряды), которые не приводят к такому разлету радиоактивных веществ, заражающих местность, как первые бомбы, и т. д. Но все это относится уже к ядерной технологии и нас здесь не интересует.

Глава 3 Термоядерные реакции

1. Проблемы астрофизики

Астрономия, древнейшая из естественных наук, многие века ограничивалась чисто описательным подходом: наблюдались звезды и планеты, описывались их взаимоположение и законы движения (небесная механика). Гелиоцентрическая система Коперника предполагала, что планеты Солнечной системы должны быть схожи с Землей, и поэтому иногда высказывались предположения об истории их происхождения. Но звезды и Солнце могут состоять из какого-то особого, звездного вещества, о котором ничего не было известно, а потому наука не могла заниматься строением звезд или выяснением причин их свечения.

Но с открытием спектральных линий в излучении Солнца, а потом и других звезд появляется возможность взглянуть на эти небесные тела более пристально: такие линии уже говорят об их химическом составе, о том, что они, возможно, содержат те же элементы, что и Земля, и можно предположить, что никакого специфического «звездного вещества» вообще нет. Следовательно, появляется возможность думать о процессах внутри звезд или, по крайней мере, на их поверхности.

Так начала формироваться астрофизика, и так возникли ее главные проблемы: каковы состав и структура звезд, каковы источники их излучения, как они меняются в ходе своей эволюции. И тут астрофизика уже переплетается с исследованием строения Вселенной и ее историей, с космологией и космогонией (названия от греческого «космос» — это одновременно и высший порядок, и Вселенная), но эти более общие теории мы пока отложим.

Теория внутреннего строения звезд (1916), развитая в основном Артуром Стенли Эддингтоном (1882–1944), объясняла, почему нормальная звезда типа Солнца не сжимается дальше, несмотря на огромное гравитационное давление (средняя плотность Солнца всего 1,41 г/см3). По его теории, гравитационным силам сжатия противостоит давление электромагнитного излучения внутренних слоев, и из условия равенства этих сил следует, что температура вблизи центра звезды составляет порядка 15 миллионов градусов, а плотность вещества в сто с лишним раз больше средней.

Но как ведет себя вещество при таких температурах и давлениях? Почему и как оно излучает такие потоки электромагнитной энергии? Ясно, что там должны происходить какие-то ядерные реакции, но их природа оставалась совершенно неясной.

Внешние слои Солнца содержат (по массе) 71 % водорода, 26–27 % гелия, и лишь остаток приходится на все остальные элементы. Можно думать, что внутренний состав примерно такой же. Наивысший выход энергии можно было бы получить из такой реакции: четыре атома водорода превращаются в атом гелия (точнее, надо бы говорить не об атомах, а о ядрах, так как в условиях близ центра звезды все атомы полностью ионизованы, т. е. с них сорваны электронные оболочки, и они вместе образуют плазму). Действительно, если взглянуть на таблицу Менделеева, то видно, что атомный вес водорода 1,008, а гелия — 4,003. Следовательно, при такой реакции (4–1,008-4,003) = 0,029 атомной единицы массы может, согласно формуле Эйнштейна, перейти в энергию (на самом деле, несколько меньше, так как в такой реакции должны возникнуть и другие частицы, но это сейчас не существенно).

В 1869 г. Джонатан Г. Лейн (1819–1880) предположил, что Солнце — это гигантский газовый шар и давление в нем возрастает к центру. Отсюда он смог впервые рассчитать температуру на его поверхности: источником светимости, по такой модели, развитой далее лордом Кельвином, является сжатие газового шара. Однако эта модель приводила к очень малому сроку светимости звезд — для Солнца получались какие-то десятки, в крайнем случае, сотни тысяч лет, что вполне укладывается в библейскую хронологию, но никак не согласуется хотя бы с теорией эволюции Дарвина.