Что в термодинамике называют термодинамическим процессом. §26

История астрономии
(дополнительный и справочный материал)

Астрономия - одна из древнейших наук.

На основе анализа названий созвездий, согласно которому древнейшим, возникшим не ранее 15 000 лет назад, является не похожее на зверя созвездие Большой Медведицы жителей Евразии (Медведя у аборигенов Северной Америки) и анализа собственных движений звезд, свидетельствующем о том, что 100 000 лет назад фигура созвездия соответствовала его названию (рис. 55), ряд ученых предложил гипотезу о том, что ещё Homo sapiens neandertalis - неандертальцы вели наблюдения звездного неба и давали созвездиям имена (что говорит о том, что они обладали членораздельной речью, имели способность к абстрактному и ассоциативному мышлению и передавали знания из поколения в поколение - так астрономия способствует развитию археологии, истории и антропологии).

Современный вид человека появился на Земле около 50 000 лет назад. Из наблюдений за видимым движением Солнца, Луны и звезд (планеты в отдельную группу звезд ещё не выделялись) люди пришли к выводу о видимом вращении неба вокруг оси мира и определили положение полюсов мира. Из неравномерно расположенных на небе звезд выделялись отдельные звезды, складывавшиеся в узор созвездия; в зависимости от вызываемых ассоциаций этим крупным созвездиям давали имена; другие внешне непримечательные созвездия с символическими названиями выделялись на основе ассоциации условий их видимости с определенными природными явлениями. Из звезд в первую очередь выделялись "реперные", яркие и ближайшие к полюсу мира. Первые высеченные в камне звездные карты были созданы 32-35 тысяч лет назад. Знание созвездий и положений некоторых звезд обеспечивало первобытным людям ориентацию на местности и приблизительное определение времени ночью.

Первоначально счет дней и ночей ограничивался пятью первыми числами, по числу пальцев на руке: пятидневной или "малой" неделей и, позднее, "большой" десятидневной неделей. Первые лунные календари, в которых время определялось по фазам Луны, были найдены в Сибири (Приобье) и имеют возраст 32000 лет. К тому же времени относится введение 7-дневной недели - периода между изменением фаз Луны. В результате наблюдений за изменением положения Солнца над горизонтом в течение многих месяцев возникла новая мера времени - год. Это совпало с периодом перехода от кочевого образа жизни к оседлому и развитию земледелия.

Завершение неолитической революции, массовый переход племен к земледелию и скотоводству породил потребность в создании нового типа календарей - солнечных. Продолжительность года определялась изначально в 360 суток. На эклиптике по 4 астрономически значимым точкам равноденствий и солнцестояний поэтапно, из-за влияния прецессии, выделялись зодиакальные созвездия: "квартет Близнецов" (Близнецы, Дева, Стрелец, Рыбы) в VI тысячелетии до н.э. в ареале индоевропейской культуры; "квартет Тельца" (Телец, Лев, Скорпион, Водолей) в Шумере в IV-Ш тысячелетии до н.э.; "квартет Овна" (Овен, Рак, Весы, Козерог) во П-I тысячелетии до н.э. на Ближнем Востоке. Разработка, проверка и уточнение ранних солнечных календарей, существовавших одновременно и параллельно со старыми лунными, требовало многолетних постоянных наблюдений за Солнцем и Луной, производившихся в храмах и, по совместительству, первых астрономических обсерваториях, строившихся около 5000 лет назад и оснащавшихся крупнейшими для того времени угломерными инструментами, размеры и сложность которых производят впечатление до сих пор и позволявших проводить разнообразные исследования с целью определения положения и характеристик видимого движения светил и вычисления некоторых астрономических постоянных.

Свыше 6000 лет назад необходимость вычислять периоды подъема и спада воды в Ниле создала древнеегипетскую астрономию. Жизнь страны Та-Кемт зависела от разливов реки: в середине июля уровень вод начинал подниматься, достигал максимума в октябре-ноябре и возвращался к прежнему состоянию в январе-феврале. Нил заливал обширные пространства, покрывая их слоем плодородного ила. С началом разлива совпадало первое после периода невидимости появление яркой звезды Сотис (Сириус, a Большого Пса) на востоке в лучах восходящего Солнца. Оба события почти совпадали с днем летнего солнцестояния, становившимся первым днем Нового года. В результате многолетних наблюдений древнеегипетские жрецы-астрономы создали солнечный календарь: год состоял из 365 суток и делился на 3 сезона по 4 месяца в каждом (недостаток: он короче тропического на 0,2422... суток, так что за 1460 лет разница составляла 1 год); каждый месяц состоял из трех 10-дневных недель, последние 5 дней года объявлялись праздничными. Около 238 г. до н.э. в календарь были внесены повышающие его точность поправки. Небо было разделено на 23 созвездия. Созданы звездные таблицы. Для определения времени использовались солнечные (в т.ч. переносные) и водяные часы. Астрономические знания использовались в строительстве зданий, храмов, пирамид. Космологические представления не отличались сложностью и принципиально совпадали с представлениями первобытных людей: плоская Земля под куполообразным небом.

В древнем Вавилоне астрономические наблюдения начали проводиться за 3000 лет до нашей эры. На основе тщательных наблюдений затмений, восходов, заходов и движения по небу Луны и планет жрецы-астрономы сделали ряд важных открытий:

1. Определение сидерических периодов обращения планет.
2. Введение понятия Зодиака. Открытие прецессии.
3. Уточнение календаря; определение продолжительности солнечного года в 365,25 d (1792 г. до н. э.).
4. Предсказание затмений. Открытие сароса.

В 700-650 гг. до н.э. был создан первый в мире учебник-справочник по астрономии "Мул Апин" ("Звездный плуг").

В отличие от всех других государств древности, астрономы Китая не были связаны исполнением религиозных функций: они были высокопоставленными государственными чиновниками, в обязанности которых входило проведение регулярных астрономических наблюдений с регистрацией и истолкованием небесных явлений и извещением о них императора ("Сына Неба") и народа, составление и уточнение календарей, геодезические работы и т.д.

Для развития древнекитайской астрономии характерны глубокая самобытность, вековые традиции и преемственность. Астрономы Китая самостоятельно открыли ряд вышеуказанных явлений и опередили другие древние цивилизации многими выдающимися открытиями: в настоящее время известно около 100 000 астрономических текстов, охватывающих период с 2500 г. до н. э; летописи сохранили имена многих китайских астрономов. Первые государственные календари были введены около 2690 г. до н.э. Вначале появился солнечно-лунный 76-летний календарь (76 Т Å » 940 Т m ), в котором было 48 "простых" лет по 12 лунных месяцев и 28 "високосных" лет по 13 месяцев продолжительностью 29 и 30 суток. Затем он был упрощен до 19-летнего (12"простых" и 7 "високосных" лет) и приведен в соответствие с сидерическими периодами обращения Юпитера и Сатурна. Первая крупная специализированная обсерватория была построена У Ваном в ХП в. до н.э. Теория солнечных и лунных затмений была разработаны более, чем за 2000 лет до н.э.: "Астрономы Хи и Хо забыли о добродетели, предались непомерному пьянству, запустили свои обязанности и оказались ниже своего ранга. Они впервые не сделали ежегодных вычислений путей небесных светил. В последний осенний месяц, в первый его день Солнце и Луна вопреки вычислениям сошлись в созвездии Фанг. Слепых известил барабан, бережливые люди были охвачены смятением, народ бежал. А господа Хи и Хо находились при своей должности: они ничего не слышали и не видели..."(книга "Шу-Кинг", 2137 г. до н. э.). Китайские астрономы самостоятельно изобрели и с успехом использовали угломерные инструменты, компас, солнечные, водяные и огненные часы, различные механизмы и приспособления. В IV в. до н.э. был составлен первый в мире звездный каталог, содержавший сведения о 800 звездах. Небо было разбито на 124 созвездия, 320 звезд имели собственные имена (Шэ Шэн), позднее число созвездий возросло до 283 (Чжан Хэн, 130 г. н.э.). Собственное движение звезд было открыто И Сином в VП веке н. э. - за 1000 лет до европейских астрономов, без применения телескопа! В VШ веке было выполнено первое измерение дуги меридиана. Китайские астрономы открыли пятна на Солнце (I половина I тысячелетия до н. э.) и солнечные протуберанцы. С высокой точностью были определены синодических и сидерический периоды обращения планет. В хрониках отражены наблюдения метеоров, комет (кометы Галлея - с 611 г. до н.э.), вспышек Новых и Сверхновых звезд. "В день Синь-Уй на третью луну первого периода Ча-Ю (17 апреля 1056 г.) начальник астрономической службы доложил, что звезда-гостья, появившаяся утром на восточном небе на пятую луну первого периода Ши Хо (1054 г.), уже не наблюдается. До того она находилась все время вблизи звезды Твен-Куан... Она сияла даже днем, подобно Венере, испуская лучи во все стороны и имела красно-белый цвет. Она была видна на дневном небе 23 дня" (хроника "Сунше"). В представлении ученых Солнце, Луна, планеты и звезды имели сферическую форму и "плавали" в безграничном мировом пространстве. Однако китайским астрономам было трудно отрешиться от воздействия государственной идеологии "Срединной империи", делавшей Китай центром мира, поэтому для них, как и в Древнем Вавилоне, "небо напоминает шапку, а Земля подобна перевернутой глиняной миске".

Древнегреческие астрономы были обладавшими большой свободой творчества учеными-универсалами: математиками, физиками, философами. Они не были служителями религиозного культа и не были связаны государственной идеологией. Не ограничиваясь практическим применением астрономических знаний, они пытались объяснять механизм небесных явлений, впервые задумались о физической природе небесных тел и создали сложнейшие для Древнего мира космологические теории.

Фалес Милетский (624-547 гг. до н.э.) самостоятельно разработал теорию солнечных и лунных затмений, открыл сарос. Об истинной (сферической) форме Земли древнегреческие астрономы догадались на основе наблюдений формы земной тени во время лунных затмений.

Анаксимандр (610-547 гг. до н.э.) учил о бесчисленном множестве непрерывно рождающихся и гибнущих миров в замкнутой шарообразной Вселенной, центром которой является Земля; ему приписывалось изобретение небесной сферы, некоторых других астрономических инструментов и первых географических карт.

Анаксагор (500-428 гг. г. до н.э.), друг Фидия и Сократа, учитель Эврипида и Перикла, политический деятель-демократ, преследовался за атеизм. Он предполагал, что Солнце - кусок раскаленного железа; Луна - холодное, отражающее свет тело; отрицал существование небесных сфер; самостоятельно дал объяснение солнечным и лунным затмениям.

Метон (родился в 460 г. до н.э.) разработал универсальный "вечный" лунно-солнечный календарь. На 87-й Олимпиаде был провозглашен за свое изобретение олимпийским победителем, его календарь был принят во всей Элладе.

Демокрит (460-370 гг. до н.э.) считал материю состоящей из мельчайших неделимых частиц - атомов и пустого пространства, в котором они движутся; различия физических тел обуславливались формой, размерами и количеством составляющих их атомов; Вселенную - вечной и бесконечной в пространстве; Млечный Путь состоящим из множества неразличимых глазом далеких звезд; звезды - далекими солнцами; Луну - похожей на Землю, с горами, морями, долинами... "Согласно Демокриту, миров бесконечно много и они различных размеров. В одних нет ни Луны, ни Солнца, в других они есть, но имеют значительно большие размеры. Лун и солнц может быть больше, чем в нашем мире. Расстояния между мирами различны, одни больше, другие меньше. В одно и то же время одни миры возникают, а другие умирают, одни уже растут, а другие достигли расцвета и находятся на краю гибели. Когда миры сталкиваются между собой, они разрушаются. На некоторых совсем нет влаги, а также животных и растений. Наш мир находится в самом расцвете" (Ипполит "Опровержение всякой ереси", 220 г. н.э.)

Евдокс (408-355 гг. до н.э.) - один из крупнейших математиков и географов древности; разработал теорию движения планет и первую из геоцентрических систем мира.

Аристотель (384-322 гг. до н.э.) признавая шарообразность Земли, Луны и небесных тел и восхищаясь Демокритом, был сторонником собственной геоцентрической системы мира. Согласно Аристотелю, кометы всего лишь земные испарения, самовозгорающиеся высоко над Землей и не имеющие никакого отношения к небесным телам; метеорами и болидами ученые Древней Греции не интересовались, считая их чисто атмосферными явлениями.

Архимед (283-312 гг. до н.э.) впервые попытался определить размеры Вселенной. Считая Вселенную шаром, ограниченным сферой неподвижных звезд, а диаметр Солнца в 1000 раз меньшим, он вычислил, что Вселенная может вмещать 10 63 песчинок.

Эратосфен (276-194 гг. до н.э.) вычислил на основе астрономических наблюдений размеры Земли, определив длину земного экватора в 45000 км.

Аристарх Самосский (310-250 гг. до н.э.) за 1700 лет до Коперника сделал вывод о вращении Земли вокруг Солнца: "Он полагает, что неподвижные звезды и Солнце не меняют свои места в пространстве, что Земля движется по окружности вокруг Солнца, находящегося в её центре" - писал Архимед. В работе "О размерах и взаимных расстояниях Солнца и Луны" Аристарх Самосский, принимая гипотезу о суточном вращении Земли, зная диаметр Земли (по Эратосфену) и считая Луну в 3 раза меньше Земли, на основе собственных наблюдений рассчитал, что Солнце - одна, ближайшая из звезд - в 20 раз дальше от Земли, нежели Луна (на самом деле - в 400 раз) и больше Земли по объему в 200-300 раз.

Гиппарх (П век до н.э.) "более, чем кто-либо доказал родство человека со звездами...он определил места и яркость многих звезд, чтобы можно было разобрать, не исчезают ли они, не появляются ли вновь, не движутся ли они, меняются ли они в яркости" (Плиний Старший). Гиппарх был создателем сферической геометрии; ввел сетку координат из меридианов и параллелей, позволявших определять географические координаты местности; составил звездный каталог, включавший 850 звезд, распределенные по 48 созвездиям; разделил звезды по блеску на 6 категорий - звездных величин; открыл прецессию; изучал движение Луны и планет; повторно измерил расстояние до Луны и Солнца и разработал одну из геоцентрических систем мира.

Древнеегипетский солнечный календарь был усовершенствован астрономом Созигеном по приказу Юлия Цезаря в 46 г. до н.э. Новый календарь получил название юлианского .Ранее в Древнем Риме применялся примитивный солнечный календарь, в котором год из 295 (304) суток разделялся на 10 месяцев, а позднее (с середины VIII в. до н.э.) – 13-месячный лунно-солнечный календарь. Год начинался с месяца "примидилиса" – марта, январь был одиннадцатым месяцем, февраль - двенадцатым. Начало и конец года, а также введение дополнительного месяца "марцедония" жрецы-понтифики устанавливали по своему усмотрению и в конце-концов сами запутались в своих расчетах, "задолжав" календарю 80 суток, что позволило Вольтеру заметить: "Римские полководцы всегда побеждали, но никогда не знали, в какой день это произошло"). Работа по исправлению календаря сделала 46 год до н.э. "самым длинным в истории человечества" – 445 суток!

В результате реформы год был разбит на 12 месяцев (по 31 суток в нечетных и 30 суток в четных месяцах). В честь Юлия Цезаря после его смерти месяц "квинтилис" был переименован в "юлий" – июль; затем следующий император Август Октавиан переименовал в свою честь еще один месяц. Остальные месяцы носили имена римских богов (январь, июнь и т. д.) или порядковые номера (сентябрь – "седьмой", октябрь – "восьмой", декабрь – "десятый").

Далее на протяжение 2000 лет юлианский календарь приобретал понемногу современный вид, испытывая без особых оснований многочисленные переделки: изменилось количество суток в месяцах, порядок их расположения и день начала года.

Клавдий Птолемей (100-165 гг. н.э.) попытался создать теорию видимого движения Солнца, Луны и планет. На основе каталога Гиппарха, собственных наблюдений и физики Аристотеля, разработал самую подробную и популярную геоцентрическую систему мира, определявшую космологические представления ученых на протяжение 1500 лет. Труд Птолемея "Великое математическое построение астрономии" ("Альмагест") в 13 книгах стал научной энциклопедией древности и средних веков.

1) Земля неподвижна и находится в центре мира;

2) планеты вращаются по строго круговым орбитам;

3) движение планет равномерно.

Для объяснения движения планет Птолемей применил систему эпициклов и деферентов, сделав их гармоническими: сложное петлеобразное движение представлялось суммой нескольких гармонических движений, выражаемых формулой: , где w n - круговая частота, t - время, A n - амплитуда, d n - начальная фаза.

Эпициклическая система Птолемея была простой, универсальной, экономичной и, несмотря на свою принципиальную неверность, позволяла предвычислять небесные явления с любой степенью точности; с её помощью можно было бы решать некоторые задачи современной астрометрии, небесной механики и космонавтики. Сам Птолемей, обладая честностью настоящего ученого, делал упор на чисто прикладной характер своей работы, отказываясь рассматривать её как космологическую ввиду отсутствия явных доказательств в пользу гео- или гелиоцентрической теорий мира. Такими доказательствами могли бы стать наблюдения годичного параллакса (или аберрации), который пытались обнаружить Аристарх, Птолемей (а позднее - Коперник, Ньютон и другие ученые); но впервые истинность гелиоцентрической теории открытием аберрации звезды g Дракона сумел подтвердить лишь в 1725 году английский астроном Брэдли.

…Обожествление небесных светил в древнейшие времена отразилось в названиях дней недели, сохранившихся в языках различных народов мира до настоящего времени: главный день недели получил название "дня Солнца " – Sunday (англ.), "нициоби" (японский); второй день недели – "день Луны" – Lundi (французский), Montag (немецкий) и т.д. У других народов дни недели и месяцы попутно с "порядковым номером" обрели названия в соответствии с характером занятий людей, природных условий и климатическими сезонами.

Так, у восточных славян до принятия христианства счет дней недели велся от "дня отдыха, не-делания" - "недели" ("седьмицы"), "воскресением" он стал называться лишь в XVI веке. Далее по счету шел понедельник (1-й день), вторник (2-й день), среда (средний день недели), четверг (4-й день), пятница (5-й день); суббота получила название от древнееврейского sabbath – "день покоя". Месяцы назывались: январь - сечень, февраль - лютый, март - березозол, апрель – цветень, май – травень, июнь – червень, июль – липец, август – серпень, сентябрь – вересень, октябрь – листопад, ноябрь – грудень, декабрь – студень. До принятия христианства Новый год праздновался в день весеннего равноденствия; затем стал отмечаться с 1 марта; с 1492 г. – с 1 сентября и лишь с 1700 г. указом Петра I – с 1 января.

В Японии месяцы года получили названия: 1. Мицуки – "месяц дружбы"; 2. Кисараги – "месяц смены одежды"; 3. Яон – месяц произрастания трав; 4. Удзуки – "месяц кустарников"; 5. Сацуки – "месяц ранних посевов"; 6. Минадзуки – "безводный месяц"; 7. Фумидзуки – "месяц любования Луной"; 8. Хадзуки – "месяц листвы"; 9. Кикудзуки – "месяц хризантем"; 10. Каминадзуки – "месяц без богов"; 11. Симоцуки – "месяц инея"; 12. Сивасу - "месяц окончания дел".

Средние века, с начала IV по XI век, стали веками упадка в развитии естественнонаучных знаний, в том числе и астрономии вследствие гибели греко-римского центра науки и культуры и тормозящего действия монотеистических религий христианства и мусульманства. Дионисий Малый на основе астрономических данных "научно" вычислил дату рождения И. Христа и предложил новое летоисчисление ("от рождества Христова"). Никейский собор (г. н.э.) утвердил в качестве основного календаря христианского мира юлианский солнечный календарь и назначил празднование пасхи на первое воскресение после первого весеннего полнолуния вслед за днем весеннего равноденствия. На столетия предвычисление даты пасхи и других христианских праздников стало главной "научно-астрономической" проблемой для ученых священников. В Европе господствовала примитивная библейская картина мира: в "Христианской топографии Вселенной" Козьмы Индикоплова Земля имеет четырехугольную форму и соединяется с твердым небосводом прямоугольными стенами; смена дня и ночи объяснялась заходом Солнца за гору на севере. В XI - ХП веках она сменилась крайне догматизированной формой учений Аристотеля и Птолемея.

В VП-XIV веках центром науки становятся города Арабского Востока. В 20-е годы IX века в Багдаде был основан "Дом Мудрости", выполнявший функции Академии Наук. При нем была богатая библиотека старинных рукописей и астрономическая обсерватория. Арабскими учеными были переведены "Альмагест" Птолемея, труды Аристотеля и других древнегреческих ученых и индийские астрономические сочинения.

Мохамед Аль-Хорезми (783-850 гг.) составил астрономические и тригонометрические таблицы для нужд теоретической и практической астрономии, описал разные календарные системы, устройство и применение основных астрономических инструментов.

Аль-Баттани (858-929 гг.) проверил таблицы Птолемея, уточнил величину прецессии и угла e между эклиптикой и небесным экватором.

Абу Райхан аль-Бируни (973-1048 гг.) вел многолетние наблюдения небесных объектов и самостоятельно, по оригинальной методике, определил размеры Земли и догадывался о её вращении вокруг Солнца.

Омар Хайям занимался созданием астрономических таблиц, разработкой математического обеспечения практической астрономии и составлением календарей. Созданный им в 1079 г. персидский солнечный календарьбыл значительно точнее григорианского и применялся в Иране и ряде других государств до середины XIX века.

Насреддин Туси (1201-1277 гг.) основал в Мараге обсерваторию с большой библиотекой, в сотрудничестве с учеными Индии и Китая составил "Ильханские таблицы" движения Луны, Солнца и планет.

Мохамед-Тарагай Улугбек (1394-11449 гг.), внук и наследник великого завоевателя Тимура, построил крупнейшую в XV веке астрономическую обсерваторию с главным инструментом - гигантским квадрантом радиусом 40,2 м, с точностью измерений 10¢ по азимуту, с помощью которого были с большой точностью определены продолжительность года и угол e . Главным трудом Улугбека стал "Зидж Гурагани" ("Новые таблицы" - каталог 1018 звезд, включавший различные системы летоисчисления, основы сферической и практической астрономии, теорию затмений, движения планет и другие сведения. Книга Улугбека стала астрономической энциклопедией XV века и неоднократно переиздавалась в других странах.

В ХШ веке астрономия стала одной из обязательных учебных дисциплин во всех западноевропейских университетах, но вплоть до середины XVI века астрономия оставалась приложением к математике (и, через астрологию, к медицине).

Николай Кузанский (1401-1463 гг.), выдающийся немецкий философ и теолог, кардинал и викарий Папы римского был ученым, намного опередившим в своих взглядах эпоху. Он первым порвал с аристотелево-птолемеевой теорией Вселенной, утверждая подвижность земли в пространстве, её вращение вокруг своей оси и вещественное единство Земли и всех небесных тел.

Николай Коперник (1473-1543 гг.) стал одним из создателей новой астрономии и научного мировоззрения. В своем труде "О вращении небесных сфер" он изложил гелиоцентрическую теорию: на основе двух основных действительных движений Земли - годичного и суточного - объяснялись все главные особенности видимого суточного вращения небесной сферы и движения планет. Впервые получили объяснение смена времен года. Теория Коперника вскрыла важнейший принцип устройства Вселенной подвижность, планетарность Земли устраняла вековое представление об уникальности центра вращения Вселенной. На памятнике Н. Копернику в Варшаве высечена надпись: "Он остановил Солнце и сдвинул Землю".

В 1582 году по инициативе Папы римского Григория XIII астроном Луиджи Лилио Гаралли произвел реформу календаря. До конца XVI века на новый календарь перешли Италия, Франция, Польша, Португалия, Голландия, Австрия, Швейцария, Венгрия.

Джордано Бруно (1548-1600 гг.) объединил философско-космологическую концепцию Николая Кузанского с астрономическими выводами теории Коперника и создал свою естественно-философскую картину бесконечной изотропной Вселенной с множеством обитаемых планетных миров "...единое безмерное пространство, лоно которого содержит все... в котором все пробегает и движется... В нем - бесчисленные звезды, созвездия, шары, солнца и земли, чувственно воспринимаемые; разумом мы заключаем о бесчисленном множестве других. Все они имеют свои собственные движения, независимые от того мирового движения, видимость которого вызывается движением Земли... одни кружатся вокруг других... Поверхность нашей Земли меняется, только через большие промежутки времени эпох и столетий, в течении которых моря превращаются в континенты, а континенты в моря..." ("О причине, начале и едином"; "О бесконечности вселенной и мирах" (1584 г.). Джордано Бруно активно боролся с католической церковью. На месте его сожжения в Риме на памятнике высечена надпись "От столетия, которое он предвидел".

Тихо Браге (1546-1601 гг.) - великий датский астроном, последний из "титанов" дотелескопической эпохи. Главным делом жизни считал повышение точности астрономических наблюдений. В 1584 году на подаренном королем острове Гвен у берегов Швеции он построил две обсерватории - Ураниенборг и Стьертенборг, в которых 21 год вел астрономические наблюдения при помощи созданных им металлических угломерных инструментов, повысив точность измерений положений небесных светил в 100 раз - до 1¢ -2¢ ! Составил каталог 777 звезд. В 1577 году измерил параллакс кометы и установил, что она находится на большем, чем Луна, расстоянии от Земли. Создал свою, компромиссную систему мира вокруг неподвижной Земли в центре Вселенной вращалось Солнце, вокруг которого вращались планеты. Для её доказательства до конца жизни проводил наблюдения Марса с наивысшей для XVI века точностью. В 1597 году покинул Данию, умер в изгнании в Праге.

Иоганн Кеплер (1571-1630 гг.), ученик Тихо Браге, использовал данные многолетних наблюдений Марса в создании теории движения планет. И.Кеплер был горячим сторонником гелиоцентрической теории Н.Коперника, но хорошо знал её недостатки: данные наблюдений плохо согласовывались с теоретическими расчетами, согласно которым планеты равномерно двигались по строго круговым орбитам. 18 лет (1600-1618 гг.) И.Кеплер последовательно создавал гипотезы о том или ином характере движения Марса, а затем тщательно сравнивал результаты вычислений с данными о положении планеты на небесной сфере. Проверка гипотезы эллипса привела Кеплера к успешному завершению работы: "Не переставая ощупывать все места окружающего мрака, я вышел наконец на яркий свет истины". Кеплер сформулировал законы движения планет:

1. Все планеты Солнечной системы движутся вокруг Солнца по эллиптическим орбитам, в одном из фокусов которых находится Солнце.

2. Радиус вектор планеты за одинаковые промежутки времени описывает равные площади: скорость движения планет максимальна в перигелии и минимальна в афелии.

3. Квадраты звездных периодов обращения планет соотносятся как кубы больших полуосей их орбит:

Работа завершилась в 1618-21 гг. книгой "Сокращение коперниковой астрономии", которую церковь тут же запретила (до 1818 года!). В 1611 году И. Кеплер предложил новую оптическую схему телескопа, используемую во всех современных телескопах-рефракторах. Жизнь великого астронома была полна лишений, он умер всеми забытый, в полной нищете.

Увеличительные стекла применялись еще в Древнем мире; описание подзорной трубу содержится в работах Роджера Бэкона (ХШ в.) и Леонардо да Винчи (1509 г.): "Сделай очковые стекла для глаз, чтобы увидеть Луну большой". Первые подзорные трубы появились в Голландии в начале XVП века.

Изобретение телескопа Галилео Галилеем (1564-1642 гг.) в 1610 году открыло новую эру в астрономии: эру телескопических наблюдений и астрофизических исследований: "Месяцев десять тому назад стало известно, что некий фламандец построил перспективу, при помощи которой видимые предметы, далеко расположенные, становятся отчетливо различимы, будто они находятся вблизи. Это и было причиной, по которой я обратился к изысканию оснований и средств для изобретения подобного инструмента. Опираясь на учение о преломлении, я постиг суть дела и сначала изготовил свинцовую трубу, на концах которой поместил два оптических стекла, оба плоских с одной стороны, с другой стороны одно стекло выпукло-сферическое, другое вогнутое... Я вне себя от изумления, так как уже успел убедится, что Луна представляет собой тело, подобное Земле..."

Г. Галилей открыл горы, моря и кратеры на Луне, 4 наиболее крупных спутника Юпитера, наблюдал пятна на Солнце, фазы Венеры, кольца Сатурна, множество звезд во Млечном пути и даже Нептун. Самый мощный из телескопов Г. Галилея имел характеристики: D = 4,5 см, F = 125 см, Г = 34´ .Г. Галилей состоял в дружеской переписке с И. Кеплером. За свою активную научную деятельность, пропаганду гелиоцентрической теории Коперника Галилей подвергался преследованиям со стороны церкви, вынудившей его под страхом смерти отречься от своих воззрений; книги его входили в список запретных до начала XIX века.

Р. Декарт (1596-1650 гг.) был автором первой материалистической космологической гипотезы, разработанной на основе гелиоцентрической теории. По мнению Декарта, космические тела и их системы образовались в результате вихревых движений однородной материальной среды - эфира, заполняющего всю Вселенную и находящегося в состоянии непрерывного развития. Все материальные тела Вселенной состоят из совокупности одинаковых мельчайших элементарных частиц, находящихся в непрерывном движении и взаимодействующих друг с другом. Солнечная система представляет собой один из эфирных "вихрей"; Солнце состоит из "тонкой материи", планеты и кометы - из более крупных частиц. Планеты не обладают собственным движением и перемещаются, увлекаемые мировым вихрем сила тяжести на их поверхности обусловлена давлением частиц друг на друга.

Законы движения планет, сформулированные И. Кеплером, были дополнены и уточнены И. Ньютоном и другими учеными, войдя в основу классической механики, теории Всемирного тяготения и нового раздела астрономии - небесной механики.

Н. Коперник и И. Кеплер предполагали, что небесные тела обладают свойством притяжения; ранее подобные взглядов придерживались Н. Кузанский и Леонардо да Винчи. Г. Галилей, Борелли и Р. Гук вплотную подошли к разработке теории тяготения.

И. Ньютон (1643-1727 гг.) начал заниматься году математическим обоснованием теории Коперника в 1665 году. В основу его работы легли опыты Г. Галилей и законы движения планет Кеплера. В ходе исследований И. Ньютону пришлось разработать новые математические методы и создать стройную систему основных понятий механики и сформулировать основные законы динамики, ставшие основой классической физики. Изданные в 1687 году "Математические начала натуральной философии" (как в то время называли физику) содержали теоретическое обоснование гелиоцентрической теории и стали одним из величайших естественнонаучных трудов, а их автор - одним из самых великих ученых-физиков. В основе механики Ньютона лежит закон Всемирного тяготения, сделанный им на основе анализа движения планеты Земли и её спутника Луны, образующих единую космическую систему. Он впервые высказал гипотезу о формировании звезд в газопылевых туманностях под действием гравитации; объяснил причины приливов и отливов.

Астрофизические исследования начались с изобретения телескопа Г. Галилеем. Во второй половине XVП века бурно развивается телескопическая астрономия, строятся всё более мощные телескопы-рефракторы, разрабатываются новые системы окуляров и монтировок, Р. Гук изобрел часовой механизм. Аберрации ослаблялась увеличением фокусного расстояния объективов. В результате у Х. Гюйгенса телескоп при диаметре объектива 20 м имел длину трубы 64 см; телескоп Я. Гевелия имел длину 50 м, а самым крупным "динозавром телескопической техники" стал инструмент А. Озу (1664) с фокусным расстоянием 98м! В 1668 году И. Ньютон построил первый в мире рефлектор с главным зеркалом диаметром 2,5 см. Почти одновременно с ним схемы зеркальных телескопов были опубликованы в работах Д. Грегори (1663 г.) и К. Кассегрена (1672 г.). зеркала рефлекторов XVII-XVIII веков изготавливались из сложных металлических сплавов на основе бронзы и выходили из строя (требовали новой полировки) через год после изготовления. В конце XVII века Д. Грегори предложил для уничтожения хроматической аберрации изготавливать объективы и окуляры телескопов из нескольких линз с разными коэффициентами светового преломления, но первые ахроматические телескопы были созданы П. Доллондом на основе расчетов Л. Эйлера, Д. Клеро и Дж. Доллонда в 80-х годах XVIII века.

Телескопические наблюдения значительно расширили знания о природе объектов Солнечной системы: составлены первые карты Луны, лунным морям, горам и кратерам даны названия (Г. Галилей, П. Шейнер, Я. Гевелий, Д. Риччоли и др.); открыты кольца и спутник Сатурна Титан (Х. Гюйгенс); моря и полярные шапки Марса; исследуются солнечные пятна, открыто вращение Солнца (Г. Галилей, И. Фабрициус, П. Шейнер и др.), звездные скопления и туманности. Завершается разбиение небесной сферы на созвездия (Я. Гевелий и др.).

В 1664 году жизненно заинтересованный король Людовик XIV собрал первую в мире международную научную конференцию астрономов, посещенную исследованиям комет.

Первая в Европе государственная астрономическая обсерватория открылась в Париже в 1671 году; в 1675 году начала работу Гринвичская обсерватория в Англии.

Современники часто называли XVШ век "Веком Просвещения". Это было время возрождающихся материалистических учений, когда в науке стал главенствовать эксперимент и феноменологический подход в объяснении явлений природы, а наиболее разработанной научной теорией стала классическая механика Ньютона.

Астрометрия переживала бурный подъем. Применение оптических устройств в комбинации с угломерными инструментами (Ж. Пикар, 1671 г.) и изобретение пассажного инструмента О. Ремером (1689 г.) значительно повысило точность определения горизонтальных небесных координат светил. Это привело к открытию собственного движения звезд Э. Галлеем (1719 г.) и движения Солнца среди звезд. Изобретение Х. Гюйгенсом маятниковых часов и создание весьма точных приборов для хранения времени - хронометров (Д. Гаррисон, 1736 г.) позволило точно определять моменты небесных явлений и промежутки времени между ними. Разработанные Ньютоном и Лейбницем методы интегрального и дифференциального исчисления вместе с работами в области тригонометрии привели к созданию простых и точных способов астрономических расчетов по переводу небесных координат из одной системы в другую и предвычисления небесных явлений. Это позволило повысить точность определения географических координат местности, необходимую для мореплавания, картографии и военного дела, планирования времени, составления календарей и других практических нужд людей того времени. Сферическая астрономия достигла вершин своего развития и стала на время наиболее полно разработанным разделом астрономии.

Григорианский календарь к концу XVIII века стал использоваться во всех государствах Германии, Норвегии, Дании, Швеции и Великобритании со всеми ее колониями, включая будущие Североамериканские Штаты. В годы революции во Франции постановлением Национального конвента был введен новый солнечный 12-месячный календарь, разработанный комиссией (Ж. Ромм, Ж.Л. Лагранж, Ж.Ж. Лаланд, Г. Монж и др.): в каждом месяце насчитывалось по 30 суток; год начинался с 22 сентября; месяцам были даны новые названия, отражающие явления природы; 7-дневная неделя заменялась 10-дневной декадой.

За два века визуальных телескопических наблюдений астрономы составили довольно верные представления о физической природе и основных физических характеристиках Солнца, Луны и планет и сделали ряд верных предположений о природе звезд и туманностей и колоссальности межзвездных расстояний (Х. Гюйгенс, И. Ламберт). В 1704 году Э. Галлей (Англия) издал книгу "Обзор кометной астрономии", в которой высказал идею о периодическом возвращении комет и рассчитал элементы орбиты кометы, названной позднее в его честь кометой Галлея. В 1750 г. Т. Райт построил первую схему Галактики. В 1779 г. Х. Майером опубликован первый каталог двойных звезд. К главным астрономическим открытиям XVШ веке прибавились открытия атмосферы Венеры (М.В. Ломоносов, 1761 г.); планеты Уран (В. Гершель); нового класса планетных тел - метеороидов; затменно-переменных звезд и цефеид (Э Пиготт, Дж. Гудрайк, 1782-86 гг.). Ф. Эпиниус (1770 г.) предположил о разогреве Солнца за счет падения комет. Поскольку изготовление рефлектора много проще и дешевле, чем рефрактора таких же характеристик, то уже в 1789 году английский астроном В. Гершель построил 122-см рефлектор. На основе этих знаний и законов механики были сформулированы первые научные космогонические и космологические гипотезы.

Шведский ученый Э. Сведенберг (1688-1772 гг.) развил гипотезу Декарта с учетом открытий классической механики, считая, что Солнечная система образовалась в результате возникновения и развития в солнечной атмосфере "вихря материи", который отделился от Солнца под действием центробежных сил и распался затем на отдельные сгустки, из которых сформировались планеты и их спутники.

Одну из наиболее известных и детально разработанных космологических гипотез того времени сформулировал в 1755 году великий немецкий философ Иммануил Кант (1724-1804 гг.): образование космических тел Солнечной системы происходило в крайне разреженной космической среде из мельчайших частиц разной массы (пространственная плотность распределения частиц была пропорциональной их массе), в которой под действием "внутренних связей" (негравитационных сил химического происхождения) возникали неоднородности плотности - сгустки вещества, уплотнявшиеся и под действием сил тяготения сближавшиеся и соединявшиеся с соседними; недра формирующихся объектов разогревались за счет "смещения" (сжатия) вещества. Главным недостатком гипотезы было отсутствие объяснения вращения Солнечной системы.

Свою космогоническую гипотезу И. Кант распространял на всю бесконечную в пространстве Вселенную. Он считал, что у Вселенной был момент рождения, а в настоящее время она развивается под действием естественных механических сил притяжения и отталкивания и будет существовать вечно. Космические тела возникают в недрах диффузных газопылевых туманностей (все наблюдаемые туманности являются формирующимися планетными системами); во Вселенной есть объекты разного возраста, а сама Вселенная имеет "островное" системное строение. В рамках своей гипотезы И. Кант блестяще предсказал существование двойных звезд, трансурановых планет, кометных резервуаров на границе Солнечной системы и закона межпланетных расстояний Тициуса-Боде (1772 г.). Он осуществил первый научный анализ проблемы существования внеземной жизни, отметив связь между формами жизни и физическими условиями на поверхности космических тел и сделал вывод, что жизнь может существовать лишь на поверхности наиболее благоприятствующих этому планет. Однако "Сочинения Канта оставались без непосредственного результата до тех пор, пока долгие годы спустя Лаплас и Гершель не развили его содержание и не обосновали его детальнее, подготовив таким образом постепенное признание "небулярной" гипотезы" (Ф. Энгельс).

Вильям Гершель (1738-1822 гг.) - известный астроном-наблюдатель, конструктор телескопов, открыл около 2500 туманностей и 800 двойных звезд и в 1781 году, при испытании нового телескопа, планету Уран; в его трудах получила дальнейшую разработку гипотеза формирования звезд в газопылевых туманностях.

Пьер-Симон Лаплас (1749-1821 гг.) - один из крупнейших французских ученых XVШ века: в физике он разработал теорию потенциала, теорию движения точки с переменной массой и теорию капиллярности; в математике стал одним из творцов теории вероятности и разработал основы теории ошибок. В астрономии его основные работы были связаны с исследованиями сложных случаев возмущенного движения космических тел (вековые возмущения Юпитера, Сатурна, Луны; фигуры планет; движение полюсов Земли; первая теория движения спутников Юпитера и динамической теории приливов; обоснование механической устойчивости Солнечной системы). Пятитомный "Трактат о небесной механике" (термин ввел Лаплас) стал классическим трудом и в течении 50 лет был основным руководством для астрономов в данном разделе науки.

В его работе "Изложение системы мира"(1796 г.) подробно рассматривалось формирование Солнечной системы из вращающейся газопылевой туманности. Планеты и спутники образовались одновременно с Солнцем из вещества его протяженной, горячей и разреженной атмосферы. Гипотеза Лапласа хорошо объясняла почти все известные научные факты и лежала в основу космогонии свыше 100 лет, до начала ХХ века.

П.-С. Лаплас был убежден во всеобщей и безграничной причинно-следственной обусловленности всех явлений природы: "Мы должны рассматривать современное состояние вселенной как результат её предшествующего состояния и причину последующего. Разум, который для какого-нибудь данного момента знал бы все силы, действующие в природе и относительное расположение её составных частей, если бы он был достаточно обширен, чтобы подвергнуть все эти данные анализу, объял бы в единой формуле движение самых огромных тел во Вселенной и самого легкого атома. Для него бы не было ничего неясного и будущее, как и прошлое, было бы у него перед глазами". "Лапласов детерминизм" был общепринятой методологией всех естественно-математических наук вплоть до конца XIX века.

В начале XIX века небесная механика становится одним из классических разделов астрономии и привлекает к себе сердца большинства астрономов; поиску решения задач 3-х и n-тел уделяют силы многие выдающиеся ученые.

В 1796 году астрономами Европы для поиска неизвестной планеты, которая согласно закону Тициуса-Боде (при n = 3) должна двигаться между орбитами Марса (n = 2) и Юпитера (n = 4), был создан "отряд небесной полиции" с целью "выследить и поймать беглого подданного Солнца". 1 января 1801 года Дж. Пиацци (Италия) открыл первую из малых планет - Цереру (а = 2,77 а. е.); через год Г. Ольберс открыл Палладу и предложил первую гипотезу об образовании и характеристиках пояса астероидов, в рамках которой в 1804 году была открыта Юнона, в 1807 году - Веста; до конца XIX века было открыто 400 астероидов. Увеличилось число известных спутников планет-гигантов; исследования тесных двойных систем привели к открытию нового класса космических тел - белых карликов. Было изучено движение многих комет и установлена связь между ними и метеорными потоками.

Подлинным триумфом теории Всемирного тяготения явилось открытие "на кончике пера" планет Нептун и Плутон.

Вскоре после открытия Урана выяснилось, что расчетное движение планеты не совпадает с данными наблюдений. Было высказано предположение, что за Ураном есть ещё одна планета, которая силой своего притяжения воздействует на Уран, изменяя его орбиту. Зная характер движения Урана и силу притяжения, действующую на него со стороны Солнца и известных планет, ученые У. Леверье (Франция) и А. Адамс (Англия) в середине XIX века независимо друг от друга рассчитали элементы орбиты этого неизвестного тела, определив, в какой области небесной сферы его следует искать - с такой точностью, что уже в первые ночи наблюдений в 1846 году немецкий астроном И. Галле открыл планету Нептун. Однако движение Нептуна не вполне соответствовало расчетам ученых, откуда следовало, что в Солнечной системе есть еще одна планета; поиски её затянулись почти на 90 лет.

Россия постепенно выдвигается в число передовых астрономических держав мира; русские астрономы - Л. Эйлер, разработавший теорию движения Луны; династия Струве; исследователь физики комет Ф.А. Бредихин; А.А. Белопольский и многие другие.

В 1839 г. открылась Пулковская обсерватория, ставшая до конца XIX века "астрономической столицей мира". Первым её директором стал один из крупнейших астрономов В.Я. Струве, обосновавший вывод о существовании и величине межзвездного поглощения и совершивший в 1836 году одновременно с Ф. Бесселем первое прямое измерение расстояния до звезды a Лиры: "Впервые лот, заброшенный в глубины мирового пространства, достиг дна"; при его участии было проведено градусное измерение дуги меридиана от побережья Ледовитого океана до устья Дуная. Аккуратность, объективность и прославленная точность работ пулковских астрономов обеспечила им высочайший авторитет в области астрометрии, результаты их работ широко использовались учеными всего мира. В течение XIX века российскими учеными (И.Г. Медлером и др.) было разработано несколько проектов календарей точнее и удобнее юлианского, но их реализации и введению григорианского календаря воспрепятствовал священный Синод.

В 1884 г. в Вашингтоне состоялась международная конференция по введению единого поясного времени (С. Флешинг) и единого начального меридиана.

Бурно развивалась наблюдательная астрономия. Росло количество обсерваторий, особенно в Европе и России появились первые обсерватории в южном полушарии Дж. Гершель, В. Лассаль и др.). Увеличивалось число и мощность телескопов; их объективы стали изготавливать из различных сортов стекла. В 1842 году У. Парсонс (Росс) построил крупнейший в XIX веке 2-метровый рефлектор; в 1861 г. 122-см рефлектор построил В. Лассаль. Развитие физики привело к появлению новых методов и инструментов астрономических исследований: в 1836 г. Дж. Гершель начал фотометрические наблюдения звезд, а в 1840 г. сделал попытку наблюдений Солнца в инфракрасном диапазоне; в 1841-45 гг. У. Бонд и Дж. Бонд (США) начали первые фотографические наблюдения; в 1874 г. был опубликован первый фотографический атлас Луны; проводилось визуальное и фотографическое фотометрирование светил.

Подлинную революцию в астрофизике произвело открытие Р. Бунзеном и Г. Киргхофом в 1859-62 гг. основ спектрального анализа, позволяющего устанавливать все основные физические характеристики космических тел. Первые спектральные наблюдения Солнца провел в 1814 году И. Фраунгофер, в 1860 году В. Хэггинс начал спектроскопические наблюдения звезд и уже в 1863 году А. Секки предложил их первую спектральную классификацию. В 1868 г. Н. Локьер открыл на Солнце новый химический элемент - гелий. Создание протуберанц-спектроскопов и спектрогелиографов позволило подробно изучать атмосферу Солнца и происходящие в ней процессы. В 1869 г. Дж. Лейн публикует первую теорию внутреннего строения Солнца. К концу XIX века были проведены первые спектральные исследования планет Солнечной системы и их спутников. Был исследован химический состав метеоритов. Классифицированы и изучены десятки переменных звезд. Г. Гельмгольц и У. Кельвин предложили гипотезу о том, что в основе энергетики Солнца лежит его гравитационное сжатие. Спектральный анализ подтвердил сходство химического состава космических объектов, Земли и Солнца, доказывающее материальное единство Вселенной. Исследования А.М. Ляпунова и А. Пуанкаре стали фундаментальными основами аналитических и качественных методов исследований в небесной механике ХХ века.

В начале ХХ века астрофизика стала одним из основных разделов астрономии. За 50 лет спектральных, фотографических и фотометрических наблюдений при непрерывном увеличении мощности и числа инструментов (в первые десятилетия нового века было построено несколько телескопов-рефлекторов с диаметром зеркала от 1 м до 2,5 м, астрономы накопили огромное количество данных о космических объектах, явлениях и процессах.

Вторая научная революция в истории естественных наук привела к полной замене классической гравитационно-космологической картины мира на новую.

В 1903 г. К.Э. Циолковский приступил к научной разработке основ космонавтики.

В 1905-1913 годах Э. Герцшпрунг (Дания) и Г. Рессел (США) подвергли анализу огромный массив информации о звездах и, обобщив его, выявили основные закономерности в мире звезд, отразившиеся в известной диаграмме "спектр-светимость"; позднее были построены диаграммы "масса - светимость", "температура - светимость" и многие другие.

В 1908 г. Г. Ливитт открыл зависимость "период-светимость" у цефеид, позволившую определять расстояния до далеких звездных систем, содержащих цефеиды.

Экспериментальное доказательство давления света П.Н. Лебедевым позволило в 1910 г. объяснить существование кометных хвостов, зодиакального света, противосияния и других космических явлений и различий в химическом составе между планетами земной группы и планетами-гигантами.

Были открыты межзвездные линии поглощения в спектрах звезд (И. Гартман, 1904 г.), космические лучи (В. Гесс, В. Колхестер, 1912 г.), обнаружен первый белый карлик Сириус В (У. Адамс, 1915 г.), создана модель Галактики (Х. Шепли, 1918 г). Г. Рессел, А. Милн и С. Пейн применили к изучению звездных атмосфер теорию ионизации атомов М. Саха.

В 1915 г. А.Л. Чижевский начал многолетние исследования солнечно-биологических связей, заложив основы нового раздела астрономии - гелиобиологии.

Революция и гражданская война в России нанесли непоправимый ущерб развитию науки. Многие выдающиеся ученые (О.Л. Струве, Б. Шмидт, И.И. Сикора, а позднее, в 30-е годы - Г.А. Гамов, и другие) и их ученики став эмигрантами, стали позже и гордостью науки - но не российской! Многие погибли или были лишены возможности заниматься наукой и мы никогда не узнаем, какую огромную пользу принесли бы они нашей стране и мировой науке. Остались нереализованными многие интереснейшие научные программы, не построен крупнейший в мире рефрактор с диаметром объектива свыше 1 м.

В то же время революция сделала астрономические и другие естественнонаучные знания достоянием широких народных масс: образованию и просвещению населения Советской России и развитию советской науки, в том числе астрономии, придавалось огромное значение. В 1918 году страна перешла на григорианский календарь; в 1919 г. введено поясное время, в 1030 г. - декретное время; с 1929 по 1940 год последовало несколько попыток реформы календаря в интересах промышленности (5-ти и 6-дневная рабочая неделя; в году 12 месяцев по 30 суток и 5 праздничных дней и т.д.).

Дж. У. Джинс (1877-1946 гг., Англия) предположил, что энергетика звезд основана на ядерных процессах (аннигиляции вещества) и предложил расчет внутренних параметров звезд на основе решения основных уравнений молекулярно-кинетической теории. В 1916 г. он выступил с космогонической гипотезой о возникновении Солнечной системы в результате отделения от Солнца гигантского приливного выступа при прохождении вблизи другой звезды.

А. Эйнштейн (1879-1955 гг.) в 1916 г. завершил создание общей теории относительности (ОТО), ставшей фундаментом для создания релятивистской космологии и выявления самых общих свойств и закономерностей Вселенной. Она раскрывала неразрывную связь между пространством и временем, объясняла явление гравитации; геометрические свойства пространства объяснялись количеством, распределением и движением материи. Первым принципиально новым космологическим следствием явилось теоретическое обоснование идеи нестационарности Вселенной, осуществленное в 1922-24 гг. советским физиком А.А. Фридманом (1888-1925 гг.); на основе анализа основных уравнений ОТО о возможном изменении радиуса кривизны пространства во времени были разработаны возможные модели Вселенной: монотонно расширяющейся с некоторого точечного или конечного объема или пульсирующей. К тем же выводам в конце 20-х годов пришли бельгийский астроном Ж. Леметр, В. де Ситтер и А. Эддингтон.

А.С. Эддингтон (1882-1944 гг., Англия) в 1916-18 гг. сформулировал первую математическую теорию внутреннего строения звезд на основе термодинамической теории лучистого равновесия; в 1918-19 гг. строит первую теорию цефеид и при наблюдениях полного солнечного затмения получает первое доказательство теории Эйнштейна; в 1924 г. дает первое объяснение диаграмме Герцшпрунга-Рессела; последние годы жизни отдал разработке единой теории материи.

В 1918-24 гг. был опубликован 9-томный каталог Гарвардской обсерватории со сведениями о спектрах 225300 звезд. В 1922 г. на первой Генеральной ассамблее Международного Астрономического Союза (МАС) был утвержден список из 88 созвездий небесной сферы; из них 51 созвездие имеет древнегреческое происхождение (указаны в каталоге Птолемея); 12 созвездий южного неба выделены П. Кейзером в1595 г.; 3 созвездия введены П. Плациусом в 1598 г.; 7 созвездий созданы Я. Гевелием в 1690 г. и 14 южных созвездий выделены Н. Лакайлем в 1763 г. Современные границы созвездий были утверждены в 1928 г. на третьей Генеральной ассамблее МАС.

В 1925 г. выдающийся американский астроном Э.П. Хаббл (1889-1953 гг.) с помощью 258-см рефлектора, введенного в строй в 1917 г. и остававшегося на протяжение 33 лет крупнейшим телескопом мира, разрешил на звезды галактики М31 и М33. Он доказал гипотезу "островного" строения Вселенной, предложил первую морфологическую классификацию галактик и создал новый раздел науки - внегалактическую астрономию. 5 годами спустя Я. Оорт открыл дифференциальное вращение нашей Галактики.

В 1929 г. Э. Хаббл открыл "красное смещение" в спектрах далеких галактик - первое доказательство теории расширяющейся Вселенной, и сформулировал один из основных законов космологии (закон Хаббла). Одновременно в СССР Б.А. Воронцов-Вельяминов окончательно доказал существование поглощения света во Вселенной.

В 1923 г. в Женеве при Лиге Наций был создан Международный Комитет для подготовки Всемирного неизменного календаря. В 1931 г. Всемирная ассоциация по календарю провела международное совещание по этой проблеме. Учеными разных стран были разработаны многочисленные проекты точных "вечных" календарей. В 1937 г. на обсуждение Комитета лучшим был признан проект французского 12-месячного календаря, одобренного Международным астрономическим союзом и правительствами 70 государств. Введению нового Всемирного календаря помешало сопротивление католической церкви и II мировая война.

В 1930 г. после многолетних поисков на основе точнейших расчетов П. Лоуэлла его ученик американский ученый К. Томбо открыл планету Плутон. К. Янский (США) открыл космическое радиоизлучение центра Галактики.

Б. Шмидт и Д.Д. Максутов создали новые зеркально-линзовые системы телескопов, сочетающих в себе достоинства рефракторов и рефлекторов.

Ф. Цвикки, В. Бааде, Г. Минковский выделили Сверхновые в отдельный класс звезд и начали их изучение, предположив, что при их вспышках образуются нейтронные звезды.

В 1937-39 гг. К. Вейцзеккер, Г. Бете, Г.А. Гамов, К. Кричфилд, Э. Теллер открыли протон-протонный и азотно-углеродный циклы термоядерного синтеза; Г. Бете (США) разработал первую теорию термоядерных реакций в недрах звезд, как основы их энергетики, а Г.А. Гамов в 1946 г. построил первую теорию эволюции звезд.

Теория о формировании Солнечной системы из вещества газопылевой туманности разрабатывалась советским ученым О. Ю. Шмидтом и уточнялась позднее А. Камероном, Э. Шацманом и другими учеными.

В Советском Союзе в конце 30-х годов в результате массовых репрессий пострадали многие ученые; был уничтожен почти весь научный состав Пулковской обсерватории (Б.П. Герасимович, М.И. Идельсон, Б.В. Нумеров, В.П. Цесевич и другие); усилилась идеологизация науки.

Многие молодые ученые погибли на фронтах Великой Отечественной войны.

В начале 50-х годов восстанавливаются разрушенные войной обсерватории Советского Союза, Восточной и Западной Европы, строятся новые, вступают в строй новые телескопы. На Земле стало свыше 20 телескопов с диаметром объектива свыше 1 м, используемых в основном для астрофизических внегалактических наблюдений; в 1948 году в США в обсерватории Маунт-Паломар установлен мощнейший для того времени 5-метровый рефлектор.

Вопрос о реформе календаря неоднократно рассматривался ООН (1949, 1953, 1954, 1957 гг. и т.д.). Наилучшим оказался проект, рекомендованный к рассмотрению Генеральной Ассамблеи ООН в 1954 году: при схожести с григорианским календарем он проще и удобнее его. Проект был одобрен СССР, Индией, Китаем, Францией и значительной частью государств Европы, Азии и Южной Америки. Против него по религиозным и политическим соображениям выступили США, Великобритания и некоторые другие государства.

Итогом развития науки и техники первой половины ХХ века стало создание новых методов и инструментов астрономических исследований, обусловивших Ш астрономическую революцию и новый качественный скачок в познании Вселенной.

Астрономия стала всеволновой.

Развитие радиофизики привело к коренному усовершенствованию приемно-передающих устройств и обусловило появление нового раздела науки - радиоастрономии. В 1942 г. открыто радиоизлучение Солнца (Дж. Хей, Дж. Саутуорт, Г. Ребер) В 1943 г. Л.И. Мандельштам и Н.Д. Папалекси (СССР) обосновали возможность радиолокации космических тел. В 1946 г. в Венгрии и США осуществлена первая радиолокация Луны и открыты космические радиоисточники (Дж. Хей, С. Парсонс, Дж. Филлипс). В 1951 г. обнаружено радиоизлучение межзвездного водорода; начались наблюдения космических радиоисточников и метеоров. 1955 год стал годом рождения нейтринной астрономии. Аппаратура для исследования космических лучей устанавливалась на борту высотных ракет и аэростатов.

Продолжались исследования природы нашей Галактики: В. Бааде в 1944 г. выделил в 2 основных типа звездного населения. Советские ученые А.А. Калиняк, В.И. Красовский, В.Б. Никонов при наблюдениях в ИК-диапазоне открыли и исследовали ядро Галактики. Б.В. Кукаркин на основе изучения переменных звезд выделил в Галактике различные подсистемы. В.А. Амбарцумян открыл звездные ассоциации как отдельный класс звездных систем, существование которых свидетельствует о продолжающихся процессах звездообразования в нашей Галактике. В 1951-54 гг. была установлена спиральная структура Галактики.

В 1952-59 гг. В.А. Амбарцумян провел изучение активных ядер галактик, а Б.А. Воронцов-Вельяминов исследовал взаимодействующие галактики.

К 1956 году было завершено создание основ теории звездной эволюции. С. А. Жевакин разработал теорию цефеид.

4 октября 1957 г. запуск первого в мире советского искусственного спутника Земли ознаменовал начало космической эры астрономических исследований. При помощи аппаратуры, установленной на борту космических аппаратов, был сделан ряд важных астрономических открытий, включая наличие у Земли радиационных поясов, исследована природа Луны, Венеры и Марса.

Были открыты источники космического рентгеновского и гамма-излучения; квазары (М. Шмидт, 1963 г.), нейтронные звезды – пульсары (Э. Хьюиш, Дж. Белл, 1967 г.). Открытие реликтового излучения А. Пензиасом, Р. Уилсоном в 1965 г. доказало истинность космологической теории "Большого Взрыва".

С развитием ядерной физики во второй половине ХХ века получили полное объяснение диаграммы "спектр-светимость"; "масса - светимость", "температура - светимость" и другие закономерности в основных физических характеристиках, строении, составе, происхождении и эволюции звезд.

Происхождение химических элементов в результате термоядерных реакций в недрах звезд объяснили исследования Дж. и М. Бэрбидж, У. Фаулера, Ф. Хойла и Л. Камерона. В начале 60-х годов модели образования звезд были разработаны Ч. Хаяши и Д. Накано и были уточнены Р. Ларсоном и В. Чарнутером.

Разрабатывались и широко внедрялись новые методы и инструменты астрономических исследований (фотоэлектронная аппаратура, телекамеры, ПЗС-матрицы). Улучшилось оснащение обсерваторий Советского Союза, введены в строй новые мощные телескопы. В 1976 году в СССР был построен и установлен в Специальной астрофизической обсерватории АН СССР (САО) близ станицы Зеленчукской на Северном Кавказе 6-метровый рефлектор БТА.

На протяжение второй половины ХХ века над теорией возникновения и развития Метагалактики работали многие выдающиеся ученые: Г. А. Гамов, Я. Б. Зельдович, В.Л. Гинзбург, А. Д. Сахаров, И.М. Халатников, А.Л. Зельманов, А.Д. Линде, С. Хокинг и многие другие. Было доказано наличие "скрытой массы" в галактиках (1973-74 гг.), появились первые "кандидаты" в черные дыры, доказано существование гравитационных волн (1976 г.). Одним из важнейших космологических открытий 70-х годов стало установление ячеистой структуры Метагалактики (М. Йыэвеер, Я. Эйнасто).

В середине-конце 70-х годов теория формирования двойных звезд и планетных систем из вращающейся газопылевой туманности была проверена с помощью компьютерных моделей. Ее авторы: В. Чарнутер, К.-Х. Винклер, Г. Иорк, М. Ружичка. В начале 80-х годов с борта ИСЗ ИРАС были открыты протопланетные газопылевые диски у ряда звезд (b Живописца, Вега, Фомальгаут и т.д.). В настоящее время теория формирования планетных систем всесторонне разработана и близка к завершению, подтверждена данными наблюдений и результатами компьютерного анализа. Проблемы внутреннего строения, химической и тепловой эволюции Земли и других планетных тел Солнечной системы рассматривались советскими учеными Б.Ю. Левиным, В.С. Сафроновым, В.Н. Жарковым, Е.А. Любимовой, Г.В. Войткевичем и другими.

- - дидактика - контрольные работы - задача

Термодинамический процесс (тепловой процесс) – изменение макроскопического состояния термодинамической системы. Если разница между начальным и конечным состояниями системы бесконечно мала, то такой процесс называют элементарным (инфинитезимальным).

Система, в которой идёт тепловой процесс, называется рабочим телом.

Тепловые процессы можно разделить на равновесные и неравновесные. Равновесным называется процесс, при котором все состояния, через которые проходит система, являются равновесными состояниями. Такой процесс приближённо реализуется в тех случаях, когда изменения происходят достаточно медленно, т. е. процесс является квазистатическим.

Тепловые процессы можно разделить на обратимые и необратимые. Обратимым называется процесс, который можно провести в противоположном направлении через все те же самые промежуточные состояния.

Виды тепловых процессов:

Адиабатный процесс - без теплообмена с окр. средой;

Изохорный процесс - происходящий при постоянном объёме;

Изобарный процесс - происходящий при постоянном давлении;

Изотермический процесс - происходящий при постоянной температуре;

Изоэнтропийный процесс - происходящий при постоянной энтропии;

Изоэнтальпийный процесс - происходящий при постоянной энтальпии;

Политропный процесс - происходящий при постоянной теплоёмкости.

Уравнение Менделеева-Клайперона (уравнение состояния идеального газа):

PV = nRT, где n – число молей газа, P – давление газа, V – объем газа, T – температура газа, R – универсальная газовая постоянная

Изопроцессы идеального газа. Их изображение в P - V диаграммах.

1) Изобарный процесс p = const, V/T = const

2) Изохорный процесс V = const, p/T = const

3) Изотермический процесс T = const, pV = const

Термодинамические процессы. Уравнение Менделеева-Клапейрона. Изопроцессы идеального газа. Их изображение на Р- V диаграммах.

Термодинамические процессы. Совокупность изменяющихся состояний рабочего тела называется термодинамическим процессом.

Идеальный газ - изучаемый в термодинамике воображаемый газ, у которого отсутствуют силы межмолекулярного притяжения н отталкивания, а сами молекулы представляют собой материальные точки, не имеющие объема. Многие реальные газы по своим физическим свойствам весьма близки к идеальному газу.

Основными процессами в термодинамике являются:

изохорный , протекающий при постоянном объеме;

изобарный , протекающий при постоянном давлении;

изотермический , происходящий при постоянной температуре;

адиабатный , при котором теплообмен с окружающей средой отсутствует;

Изохорный процесс

При изохорном процессе выполняется условие v = const.

Из уравнения состояния идеального газа (pv =RT) следует:

p/T =R/v = const,

т. е. давление газа прямо пропорционально его абсолютной температуре:

p 2 /p 1 =T 2 /T 1 .

Работа расширения в изохорном процессе равна нулю (l = 0), так как объем рабочего тела не меняется (Δv = const).

Количество теплоты, подведенной к рабочему телу в процессе 1-2 при c v

q =c v (T 2 - T 1 ).

Т. к.l = 0, то на основании первого закона термодинамики Δu =q , а значит изменение внутренней энергии можно определить по формуле:

Δu =c v (T 2 - T 1 ).

Изменение энтропии в изохорном процессе определяется по формуле:

s 2 – s 1 = Δs = c v ln(p 2 /p 1 ) = c v ln(T 2 /T 1 ).

Изобарный процесс

Изобарным называется процесс, протекающий при постоянном давлении p = const. Из уравнения состояния идеального газа слуедует:

v / T =R / p =const

v 2 /v 1 =T 2 /T 1 ,

т. е. в изобарном процессе объем газа пропорционален его абсолютной температуре.

Работа будет равна:

l =p (v 2 – v 1 ).

Т. к. pv 1 =RT 1 иpv 2 =RT 2 , то

l =R (T 2 – T 1 ).

Количество теплоты при c p = const определяется по формуле:

q =c p (T 2 – T 1 ).

Изменение энтропии будет равно:

s 2 – s 1 = Δs = c p ln(T 2 /T 1 ).

Изотермический процесс

При изотермическом процессе температура рабочего тела остается постоянной T = const, следовательно:

pv = RT = const

p 2 / p 1 =v 1 / v 2 ,

т. е. давление и объем обратно пропорциональны друг другу, так что при изотермическом сжатии давление газа возрастает, а при расширении – снижается.

Работа процесса будет равна:

l =RT ln (v 2 – v 1 ) =RT ln (p 1 – p 2 ).

Так как температура остается неизменной, то и внутренняя энергия идеального газа в изотермическом процессе остается постоянной (Δu = 0) и вся подводимая к рабочему телу теплота полностью превращается в работу расширения:

q =l.

При изотермическом сжатии от рабочего тела отводится теплота в количестве, равном затраченной на сжатие работе.

Изменение энтропии равно:

s 2 – s 1 = Δs =R ln(p 1 /p 2 ) =R ln(v 2 /v 1 ).

Адиабатный процесс

Адиабатным называется процесс изменения состояния газа, который происзодит без теплообмена с окружающей средой. Так как dq = 0, то уравнение первого закона термодинамики для адиабатного процесса будет иметь вид:

du +p dv = 0

Δu +l = 0,

следовательно

Δu = -l.

В адиабатном процессе работа расширения совершается только за счет расходования внутренней энергии газа, а при сжатии, происходящем за счет действия внешних сил, вся совершаемая ими работа идет на увеличение внутренней энергии газа.

Обозначим теплоемкость в адиабатном процессе через c ад, и условие dq = 0 выразим следующим образом:

dq =c ад dT = 0.

Это условие говорит о том, что теплоемкость в адиабатном процессе равна нулю (c ад = 0).

Известно, что

с p /c v =k

и уравнение кривой адиабатного процесса (адиабаты) в p, v -диаграмме имеет вид:

pv k = const.

В этом выражении k носит названиепоказателя адиабаты (так же ее называют коэффициентом Пуассона).

Значения показателя адиабаты k для некоторых газов:

k воздуха = 1,4

k перегретого пара = 1,3

k выхлопных газов ДВС = 1,33

k насыщенного влажного пара = 1,135

Из предыдущих формул следует:

l = - Δu = c v (T 1 – T 2 );

i 1 – i 2 = c p (T 1 – T 2 ).

Техническая работа адиабатного процесса (l техн) равна разности энтальпий начала и конца процесса (i 1 – i 2 ).

Адиабатный процесс, происходящий без внутреннего трения в рабочем теле, называется изоэнтропийным . ВT, s -диаграмме он изображается вертикальной линией.

Обычно реальные адиабатные процессы протекают при наличии внутреннего трения в рабочем теле, в результате чего всегда выделяется теплота, которая сообщается самому рабочему телу. В таком случае ds > 0, и процесс называетсяреальным адиабатным процессом .

Уравнение Менделеева-Клапейрона

Газы нередко бывают реагентами и продуктами в химических реакциях. Не всегда удается заставить их реагировать между собой при нормальных условиях. Поэтому нужно научиться определять число молей газов в условиях, отличных от нормальных.

Для этого используют уравнение состояния идеального газа (его также называют уравнением Клапейрона-Менделеева):

PV = n RT

где n – число молей газа;

P – давление газа (например, в атм ;

V – объем газа (в литрах);

T – температура газа (в кельвинах);

R – газовая постоянная (0,0821 л·атм /моль·K).

Например, в колбе объемом 2,6 л находится кислород при давлении 2,3 атм и температуре 26 о С. Вопрос: сколько молей O 2 содержится в колбе?

Из газового закона найдем искомое число молей n :

Не следует забывать преобразовывать температуру из градусов Цельсия в кельвины: (273 о С + 26 о С) = 299 K. Вообще говоря, чтобы не ошибиться в подобных вычислениях, нужно внимательно следить за размерностью величин, подставляемых в уравнение Клапейрона-Менделеева. Если давление дается в мм ртутного столба, то нужно перевести его в атмосферы, исходя из соотношения: 1атм = 760 мм рт. ст. Давление, заданное в паскалях (Па), также можно перевести в атмосферы, исходя из того, что 101325 Па = 1атм .

Билет 16

Вывод основного уравнения молекулярно-кинетической теории. Число степеней свободы молекулы. Закон распределения энергии по степеням свободы.

Вывод основного уравнения МКТ.

Число степеней свободы молекулы. Закон распределения энергии по степеням свободы.

Билет 17.

Первое начало термодинамики. Работа газа при изменении объема. Вычислить работу изотермического расширения газа.

Количество теплоты , полученное системой, идёт на изменение её внутренней энергии и совершение работы против внешних сил

Изменение внутренней энергии системы при переходе её из одного состояния в другое равно сумме работы внешних сил и количества теплоты, переданного системе, то есть, оно зависит только от начального и конечного состояния системы и не зависит от способа, которым осуществляется этот переход. В циклическом процессе внутренняя энергия не изменяется.

Работа при изотермическом расширении газа вычисляется как площадь фигуры под графиком процесса.

Билет 18.

Теплоемкость идеального газа.

Если в результате теплообмена телу передается некоторое количество теплоты, то внутренняя энергия тела и его температура изменяются. Количество теплоты Q, необходимое для нагревания 1 кг вещества на 1 К называют удельной теплоемкостью вещества c. c = Q / (mΔT).

где M – молярная масса вещества.

Определенная таким образом теплоемкость не является однозначной характеристикой вещества. Согласно первому закону термодинамики изменение внутренней энергии тела зависит не только от полученного количества теплоты, но и от работы, совершенной телом. В зависимости от условий, при которых осуществлялся процесс теплопередачи, тело могло совершать различную работу. Поэтому одинаковое количество теплоты, переданное телу, могло вызвать различные изменения его внутренней энергии и, следовательно, температуры.

Такая неоднозначность определения теплоемкости характерна только для газообразного вещества. При нагревании жидких и твердых тел их объем практически не изменяется, и работа расширения оказывается равной нулю. Поэтому все количество теплоты, полученное телом, идет на изменение его внутренней энергии. В отличие от жидкостей и твердых тел, газ в процессе теплопередачи может сильно изменять свой объем и совершать работу. Поэтому теплоемкость газообразного вещества зависит от характера термодинамического процесса. Обычно рассматриваются два значения теплоемкости газов: C V – молярная теплоемкость в изохорном процессе (V = const) и C p – молярная теплоемкость в изобарном процессе (p = const).

В процессе при постоянном объеме газ работы не совершает: A = 0. Из первого закона термодинамики для 1 моля газа следует

где ΔV – изменение объема 1 моля идеального газа при изменении его температуры на ΔT. Отсюда следует:

где R – универсальная газовая постоянная. При p = const

Таким образом, соотношение, выражающее связь между молярными теплоемкостями C p и C V , имеет вид (формула Майера):

Молярная теплоемкость C p газа в процессе с постоянным давлением всегда больше молярной теплоемкости C V в процессе с постоянным объемом

Отношение теплоемкостей в процессах с постоянным давлением и постоянным объемом играет важную роль в термодинамике. Оно обозначается греческой буквой γ.

Билет 19.

Цикл Карно. Тепловая и холодильная машины. КПД цикла Карно.

В термодинамике цикл Карно́ или процесс Карно - это обратимый круговой процесс, состоящий из двух адиабатических и двух изотермических процессов. В процессе Карно термодинамическая система выполняет механическую работу и обменивается теплотой с двумя тепловыми резервуарами, имеющими постоянные, но различающиеся температуры. Резервуар с более высокой температурой называется нагревателем, а с более низкой температурой - холодильником.

Цикл Карно назван в честь французского учёного и инженера Сади Карно, который впервые его описал в своём сочинении «О движущей силе огня и о машинах, способных развивать эту силу» в 1824 году.

Поскольку обратимые процессы могут осуществляться лишь с бесконечно малой скоростью, мощность тепловой машины в цикле Карно равна нулю. Мощность реальных тепловых машин не может быть равна нулю, поэтому реальные процессы могут приближаться к идеальному обратимому процессу Карно только с большей или меньшей степенью точности. В цикле Карно тепловая машина преобразует теплоту в работу с максимально возможным коэффициентом полезного действия из всех тепловых машин, у которых максимальная и минимальная температуры в рабочем цикле совпадают соответственно с температурами нагревателя и холодильника в цикле Карно

Пусть тепловая машина состоит из нагревателя с температурой Тн, холодильника с температурой Тх и рабочего тела .

Цикл Карно состоит из четырёх обратимых стадий, две из которых осуществляются при постоянной температуре (изотермически), а две - при постоянной энтропии (адиабатически). Поэтому цикл Карно удобно представить в координатах T (температура ) и S (энтропия ).

1. Изотермическое расширение (на рис. 1 - процесс A→Б). В начале процесса рабочее тело имеет температуру Тн, то есть температуру нагревателя. Затем тело приводится в контакт с нагревателем, который изотермически (при постоянной температуре) передаёт ему количество теплоты Q. При этом объём рабочего тела увеличивается, оно совершает механическую работу, а его энтропия возрастает.

2. Адиабатическое расширение (на рис. 1 - процесс Б→В). Рабочее тело отсоединяется от нагревателя и продолжает расширяться без теплообмена с окружающей средой. При этом температура тела уменьшается до температуры холодильника Тх, тело совершает механическую работу, а энтропия остаётся постоянной.

3. Изотермическое сжатие (на рис. 1 - процесс В→Г). Рабочее тело, имеющее температуру Тн, приводится в контакт с холодильником и начинает изотермически сжиматься под действием внешней силы, отдавая холодильнику количество теплоты Q. Над телом совершается работа, его энтропия уменьшается.

4. Адиабатическое сжатие (на рис. 1 - процесс Г→А). Рабочее тело отсоединяется от холодильника и сжимается под действием внешней силы без теплообмена с окружающей средой. При этом его температура увеличивается до температуры нагревателя, над телом совершается работа, его энтропия остаётся постоянной.

Обратный цикл Карно

В термодинамике холодильных установок и тепловых насосов рассматривают обратный цикл Карно , состоящий из следующих стадии: адиабатического сжатия за счёт совершения работы (на рис. 1 - процесс В→Б); изотермического сжатия с передачей теплоты более нагретому тепловому резервуару (на рис. 1 - процесс Б→А); адиабатического расширения (на рис. 1 - процесс А→Г); изотермического расширения с отводом теплоты от более холодного теплового резервуара (на рис. 1 - процесс Г→В).

Билет 20.

Второе начало термодинамики. Энтропия. Третье начало термодинамики.

Второе начало термодинамики - физический принцип, накладывающий ограничение на направление процессов, которые могут происходить в термодинамических системах .

Второе начало термодинамики запрещает так называемые вечные двигатели второго рода , показывая, что коэффициент полезного действия не может равняться единице, поскольку для кругового процесса температура холодильника не может равняться абсолютному нулю (невозможно построить замкнутый цикл, проходящий через точку с нулевой температурой).

Второе начало термодинамики является постулатом , не доказываемым в рамках классической термодинамики . Оно было создано на основе обобщения опытных фактов и получило многочисленные экспериментальные подтверждения.

Постулат Клаузиуса : «Невозможен круговой процесс, единственным результатом которого является передача теплоты от менее нагретого тела к более нагретому» (такой процесс называется процессом Клаузиуса ).

Постулат Томсона (Кельвина) : «Невозможен круговой процесс, единственным результатом которого было бы производство работы за счет охлаждения теплового резервуара» (такой процесс называется процессом Томсона ).

Энтропия изолированной системы не может уменьшаться» (закон неубывания энтропии ).

Такая формулировка основывается на представлении об энтропии как о функции состояния системы, что также должно быть постулировано.

В состоянии с максимальной энтропией макроскопические необратимые процессы (а процесс передачи тепла всегда является необратимым из-за постулата Клаузиуса) невозможны.

Третье начало термодинамики (теорема Нернста ) - физический принцип, определяющий поведение энтропии при приближении температуры к абсолютному нулю . Является одним из постулатов термодинамики , принимаемым на основе обобщения значительного количества экспериментальных данных.

Третье начало термодинамики может быть сформулировано так:

«Приращение энтропии при абсолютном нуле температуры стремится к конечному пределу, не зависящему от того, в каком равновесном состоянии находится система» .

Третье начало термодинамики относится только к равновесным состояниям.

Поскольку на основе второго начала термодинамики энтропию можно определить только с точностью до произвольной аддитивной постоянной (то есть, определяется не сама энтропия, а только её изменение). Третье начало термодинамики может быть использовано для точного определения энтропии. При этом энтропию равновесной системы при абсолютном нуле температуры считают равной нулю.

Третье начало термодинамики позволяет находить абсолютное значение энтропии, что нельзя сделать в рамках классической термодинамики (на основе первого и второго начал термодинамики).

Термодинамическая энтропия S , часто просто именуемая энтропия , - физическая величина , используемая для описания термодинамической системы , одна из основных термодинамических величин . Энтропия является функцией состояния и широко используется в термодинамике , в том числе химической .

В этой статье мы рассмотрим термодинамические процессы. Ознакомимся с их разновидностями и качественными характеристиками, а также изучим явление круговых процессов, обладающих в начальной и конечной точках одинаковыми параметрами.

Введение

Термодинамическими процессами называют явления, при которых происходит макроскопическое изменение термодинамики всей системе. Наличие разницы между исходным и конечным состоянием носит название элементарного процесса, но при этом необходимо, чтобы это различие было бесконечно малым. Область пространства, в границах которого протекает это явление, именуется рабочим телом.

По типу устойчивость можно различать равновесную и неравновесную. Равновесный механизм представляет собой процесс, в ходе которого все типы состояния, сквозь которые протекает система, относятся к равновесному состоянию. Реализация таких процессов происходит в случае, когда изменение протекает довольно медленно, или, другими словами, явление носит квазистатический характер.

Явление теплового типа можно разделить на обратимый и необратимый термодинамический процессы. К обратимым причисляют механизмы, при которых реализуется возможность проводить процесс в противоположное направление, при помощи одних и тех же промежуточных состояний.

Адиабатическая теплопередача

Адиабатическим путем теплообмена, является термодинамический процесс, происходящий в масштабах макромира. Еще одной характеристикой является отсутствие обмена теплом с пространством вокруг.

Широкомасштабные исследования в области данного процесса уходят стартом развития в начало восемнадцатого века.

Адиабатические типы процессов представляю собой частный случай политропной формы. Это обусловлено тем, что в таком виде равняется нулю, а значит, постоянная величина. Обратить подобный процесс можно лишь при наличии точки равновесия всех моментов во времени. Изменения в показателе энтропии не наблюдаются в таком случае либо протекают слишком медленно. Существует ряд авторов, признающих адиабатические процессы только в обратимых.

Термодинамический процесс газа идеального типа в форме адиабатического явления описывает уравнение Пуассона.

Изохорная система

Механизм изохорического типа - это термодинамический процесс, основанный на постоянной величине объема. Его можно наблюдать в газах или жидкостях, которые достаточно нагревали в сосуде, с неизменным объемом.

Термодинамический процесс идеального газа в изохорической форме, позволяет молекулам сохранять соответствие пропорций по отношению к температуре. Это обуславливается законом Шарля. Для реальных газов данная догма науки не применима.

Изобарная система

Изобарная система представлена в виде термодинамического процесса, который происходит при наличии постоянного давления снаружи. Протекание И.п. в достаточно медленном темпе, позволяющем давлению в пределах системы считаться постоянной и соответствующему показателю внешнего давления может считаться обратимым. Также к таким явлениям можно отнести случай, в котором изменение в выше упомянутом процессе, протекают с маленькой скоростью, позволяющей считать давление постоянным.

Осуществить И.п. можно в системе, подведенной (или отведенной) к теплоте dQ. Для этого необходимо произвести расширение работы Pdv и изменение внутреннего типа энергии dU, T.

• e.dQ, = Pdv+dU= TdS.

Изменения в уровне энтропии - dS, T - абсолютное значение температуры.

Термодинамические процессы идеальных газов в изобарной системе обуславливают наличие пропорциональности объема с температурой. Реальные газы определенное количество теплоты израсходует для внесения изменений в средний тип энергии. Работа такого явление равна показателю произведения давления извне, на изменения в объеме.

Изотермическое явление

Одним из основных термодинамических процессов является его изотермическая форма. Он происходит в физических системах, с постоянным показателем температуры.

Для реализации данного явления систему, как правило, переносят в термостат, с огромным показателем теплопроводности. Взаимный обмен тепла протекает с достаточной скоростью, чтобы обогнать скорость протекания самого процесса. Уровень температуры системы почти не имеет отличий от показателей термостата.

Осуществить процесс изотермической природы также можно с использованием тепловых стоков и (или) источников, проводя контроль постоянства температуры, используя термометры. Одним из самых распространенных примеров такого явления служит кипение жидкостей в условиях постоянного давления.

Изоэнтропийное явление

Изоэнтропийная форма тепловых процессов протекает в условиях постоянной величины энтропии. Механизмы тепловой природы можно получить, используя равенство Клаузиуса для обратимых процессов.

Только обратимые адиабатические процессы можно называть изоэнтропийными. Неравенство Клаузиуса утверждает, что необратимые типы тепловых явлений сюда относиться не могут. Однако постоянство энтропии можно наблюдать и при необратимом тепловом явлении, если работа в термодинамическом процессе над энтропией производится так, что она незамедлительно удаляется. Глядя на термодинамические диаграммы, линии, отображающие изоэнтропийные процессы, можно именовать как адиабаты или изоэнтропы. Чаще прибегают к первому названию, что вызвано отсутствием возможности корректно изображать линии на диаграмме, характеризующейпроцесс необратимого характера. Объяснение и дальнейшая эксплуатация изоэнтропийных процессов имеют огромное значение, так как часто применяется в достижении целей, практическом и теоретическом знании.

Изоэнтальпийный тип процесса

Изоэнтальпийный процесс - тепловое явление, наблюдаемое при наличии энтальпии в постоянной величине. Расчеты ее показателя делаются благодаря формуле: dH = dU + d(pV).

Энтальпией называют параметр, при помощи которого можно охарактеризовать систему, в которой изменения при возврате в обратное состояние самой системы не наблюдаются и, соответственно, равняются нулю.

Изоэнтальпийное явление теплообмена может на примере проявлять себя в термодинамическом процессе газов. Когда молекулы, например этана или бутана, «протискиваются» сквозь перегородку с пористым строением, а с теплом вокруг не наблюдается. Такое можно наблюдать в эффекте Джоуля-Томсона, применяемого в процессе получения сверхнизких показателей температуры. Изоэнтальпийные процессы являются ценными, в силу того, что дают возможность понижать температуру в рамках среды, не тратя для этого энергию.

Политропная форма

Характеристикой политропного процесса является его возможность изменять физические параметры системы, но оставлять показатель теплоемкости (C) в постоянной величине. Диаграммы, отображающие термодинамические процессы в такой форме, именуются политропными. Один из самых простых примеров обратимости отражается в идеальных газах и определяется при помощи уравнения: pV n = const. P - показатели давления, V - объемная величина газа.

«Кольцо» процесса

Термодинамические системы и процессы могут образовывать циклы, которые имеют круговую форму. Они всегда имеют идентичные показатели в начальном и конечном параметре, оценивающем состояние тела. К таким качественным характеристикам можно отнести наблюдение за показателями давления, энтропии, температуры и объема.

Термодинамический цикл находит себя в выражении модели процесса, протекающего в настоящих тепловых механизмах, превращающих тепло в работу механического типа.

Рабочее тело входит в состав компонентов каждой такой машины.

Обратимый термодинамический процесс представлен в виде цикла, который имеет пути проведения как в направлении прямо, так и обратно. Его положение залегает в системе замкнутого типа. Суммарный коэффициент системной энтропии при повторе каждого цикла не изменяется. У механизма, в котором теплопередача происходит только между нагревательным или холодильным аппаратом и рабочим телом, обратимость возможно только при цикле Карно.

Существует ряд других циклических явлений, которые могут обращаться лишь при достижении введения дополнительного резервуара с теплом. Такие источники называют регенераторами.

Анализ термодинамических процессов, в ходе которых происходит регенерация, показывает нам, что все они общие по циклу Рейтлингера. Доказано на ряде расчетов и экспериментов, что обратимый цикл обладает наибольшей степенью эффективности.

Термодинамические процессы. 2.3.1. Понятие термодинамического процесса

2.3.1. Понятие термодинамического процесса

Общее представление о состоянии системы и ее изменениях (процессах) изложено в подпункте 1.1.3.

Термодинамический процесс – это определенная последовательность изменения параметров состояния рабочего тела системы.

Термодинамические процессы могут быть равновесными и неравновесными, обратимыми и необратимыми. Если изменение состояния термодинамической системы протекает с нарушением ее внутреннего равновесия, то имеет место неравновесный термодинамический процесс. Реальные процессы, наблюдаемые в природе, в эксперименте, в машинах, являются неравновесными, их описание методами термодинамики невозможно.

С целью изучения основных свойств систем при обмене энергией с окружающей средой используют подход научной абстракции, идеализируют реальные процессы, принимая их за равновесные.

Термодинамический процесс, протекающий с бесконечно малым

отклонением состояния системы от равновесного, называется

р а в н о в е с н ы м.

Понятие об обратимых и необратимых процессах изложено в подпункте 1.1.5. Ниже рассматриваются только равновесные и обратимые термодинамические процессы идеального совершенного газа.

Для равновесной термодинамической системы связь между термодинамическими параметрами устанавливается уравнением состояния идеального газа (2.9). Следовательно, это уравнение справедливо и для равновесного термодинамического процесса не только в начальном и конечном состояниях системы, но и в любом промежуточном ее состоянии.

В общем случае в процессе могут изменяться произвольно (независимо) два термодинамических параметра из трех. Изучение работы тепловых машин показывает, что наибольший интерес для практики представляют конкретные термодинамические процессы, а именно изменения состояния, протекающие при постоянных давлении, объеме, и температуре, а также без теплообмена с окружающей средой. Их характерной особенностью является то, что для совершенного газа величина теплоемкости на всем протяжении процесса остается неизменной.

В термодинамике широко используются графические методы анализа процессов. При этом удобнее использовать не пространственные трехмерные изображения линий, описываемых функцией f(p,v,T) , а их двухмерные проекции на одну из трех координатных плоскостей. Как правило, используется графическое изображение термодинамических процессов в координатах pv и Ts, а в особых случаях – в координатах i s; p i; id и др.

В pv и Ts – координатах на рис.2.3 и 2.4 показан произвольный

термодинамический процесс изменения параметров от состояния 1 до состояния 2.

Рис 2.3 Рис. 2.4

На рис. 2.3 площадь, ограниченная кривой процесса 1-2, осью абсцисс и крайними ординатами a и b , как было показано в 1.2.5, численно равна работе расширения, а площадь, ограниченная кривой процесса, осью ординат и крайними абсциссами c и d, – технической работе.

В Ts - координатах площадь, ограниченная кривой процесса 1-2, осью абсцисс и крайними ординатами а и b, выражается интегралом:

F а-1-2- б =

Поскольку dq = Tds или q = , то F а-1-2-б численно равна подведенной теплоте в процессе.

Так как указанные площади зависят от характера процесса, то теплота и работа являются его функциями.

Независимо от особенностей процесс их анализа проводится в определенной последовательности, заключающейся в следующем:

– устанавливается характер процесса, назначается постоянный параметр;

– с использованием первого закона термодинамики и конкретных особенностей процесса выводится его уравнение;

Определение: Термодинамической системой называется совокупность макроскопических объектов: тел и полей,

которые могут обмениваться энергией как друг с другом, так и с внешней средой, то есть телами и полями, которые являются внешними по отношению к данной системе.

Для описания состояния термодинамической системы вводятся термодинамические величины, которые называются термодинамическими параметрами состояния системы: p ,V ,t 0 , и т. д.

Определение: Равновесное состояние (состояние термодинамического равновесия) называется состояние системы, не изменяющееся с течением времени (стационарное состояние) и независящее от процессов, происходящих во внешней среде.

Равновесное состояние устанавливается в системе при постоянных внешних условиях и сохраняется в системе произвольно долгое время. Во всех частях термодинамической системы, находящейся в состоянии термодинамического равновесия, температура одинакова.

К понятию температуры подойдём следующим образом:

если при соприкосновении 2-х тел происходит теплообмен, то говорят, что у этих тел различные температуры, если теплового обмена нет, одинаковые температуры; то тело, которое передаёт энергию в форме тепла, имеет большую температуру, а тело, принимающее энергию в форме тепла, имеет меньшую температуру. При длительном контактетемпература соприкасающихся тел выравнивается.

Определение: Температура равновесной системы является мерой интенсивности теплового движения её молекул.

Для равновесной системы, частицы которой подчиняются законам классической статической физики, средняя кинетическая энергия теплового движения пропорциональна температуре системы. Температуру можно измерить только косвенным путём, основываясь на том факте, что целый ряд физических свойств тел, поддающихся прямому или косвенному измерению, зависят от температуры это длина, объём, сопротивление, удельное сопротивление, упругие и пластичные свойства и т. д. Измерения любых из этих свойств может быть основой измерения температуры. Для этого необходимо, чтобы для тела, названного термометрическим телом, была известна функциональная зависимость данного свойства от температуры. Температурные шкалы, устанавливаемые с помощью термометрического тела, называют эмпирическими.

Международная стоградусная шкала (шкала Цельсия) , в которой в качестве двух основных точек выбраны температуры кипения и плавления дистиллированной воды приp =1,01325  10 5 Па : t плав. = 0 о С ,t кип. =100 о С . Цена одного градуса равна одной сотой полученного интервалаодин Цельсий. На практике, для измерения температуры используются градусники, основанные на зависимости объёма жидких тел (например: ртути, спирта) от температуры. Вначале фиксируются на шкале две точки для моментов замерзания и закипания дистиллированной воды, а затем интервал между этими точками на шкале делится на равные сто долей.

Абсолютная шкала температур (шкала Кельвина) . В подавляющем большинстве физических законов используется температура из данной шкалы. Это связано с тем, что математическая запись физических законов имеет более компактный вид именно при использовании температуры из шкалы Кельвина. Почему происходит именно так? Ответ находится за рамками общего курса физики. Здесь можно только отметить, что абсолютная шкала температуры имеет детерминированную связь с термодинамической шкалой температур, которая не зависит от свойств термометрических тел.

Связь между этими шкалами выражается соотношением: Т = 273,15 + t 0 , т.е. цена градуса в обоих шкалах одинакова. Температура по шкале КельвинаТ = 0 К называется абсолютным нулём.

Параметры системы разделяются на внешние ивнутренние .

Определение: Внешними параметрами системы называется физические величины, зависящие от положения в пространстве и различных свойств тел, являющихся внешними по отношению к данной системе.

Пример: газ в сосуде V (объём) внешний параметр.

Определение: Внутренними параметрами системы называется физические величины, зависящие как от положения в пространстве внешних по отношению к системе тел, так и от координат и скоростей частиц, образующих данную систему.

Пример: для газа p (давление) иU (внутренняя энергия).

Параметры состояния равновесной системы не являются независимыми, так как они зависят от внешних параметров и температуры.

Определение: Уравнением состояния простой системы называется функциональная зависимость равновесного давления в системе от объёма и температуры, то есть p = f (V , T ) .

В термодинамике уравнение состояния получают опытным путём, а в молекулярной физике теоретически. В этом состоит взаимосвязь между статистическими и термодинамическими методами.

Определение: Термодинамическим процессом называется процесс, при котором изменяется хотя бы один из внешних параметров системы.

Определение: Термодинамический процесс называется равновесным, если система бесконечно медленно проходит непрерывный ряд бесконечно близких равновесных состояний.

Остальные процессы не равновесны.

Пример равновесного процесса: крайне медленное изотермическое сжатие газа поршнем, находящемся в цилиндре.

Определение: Изопроцессами называются термодинамические процессы, происходящие в системе с постоянной массой при каком- либо одном постоянном параметре состояния.

Изотермический при T = const :p 1  V 1 = p 2  V 2 .

Изохорный при V = const :.

Изобарный при p = const :
.

Определение: Адиабатическим называется термодинамический процесс, который происходит в системе без теплообмена с внешними телами.

Примерами адиабатических процессов являются все быстротекущие термодинамические процессы: детонация рабочей смеси во всех типах двигателей внутреннего сгорания, горение топлива в турбореактивных двигателях и т.д. Скорость протекания данных процессов настолько велика, что потерями на теплообмен можно пренебречь.

Определение: Функциями состояния называются физические величины, характеризующие состояние системы, независящие от вида процессов происходящих в системе, и определяемых значениями параметров начального и конечного состояний системы.