WWW.DISSERS.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

   Добро пожаловать!

Pages:     | 1 |   ...   | 13 | 14 || 16 | 17 |   ...   | 18 |

Большое количество текстов, посвященных астрономическим наблюдениям в Египте, относятся ко времени Среднего (2052-1786 г. до н.э.) и Нового царства (1554-1072 г. до н.э.). Существовала ли астрономия во времена Древнего царства (2664-2155 г. до н.э.) науке не известно. Единственный текст эпохи Древнего царства, имеющий отношение к астрономии, - это табличка из слоновой кости, найденная в гробнице в Абидосе, на которой вырезан текст: "Сотис - предвестник нового года и наводнений" (существуют и другие переводы этой надписи, например, "Сотис блистающая взошла на небе и Нил выходит из своих берегов").

В Вавилоне и Ассирии астрономия получила большее развитие, чем в Египте. Старовавилонская цивилизация (XIX-XVI век до н.э.) продолжает традиции более древней цивилизации шумеров (клинопись, запись чисел, методы наблюдений и регистрации результатов). В Вавилоне этого времени уже составлялись астрологические прогнозы, основанные на перемещении Луны и состоянии неба в день, когда месяц становился виден в начале нового года. До нас дошла обширная серия клинописных текстов астрологии второго тысячелетия до н.э.

(серия "Энума Ану Энлиль") в которой содержится около 7000 предзнаменований, составленных с использованием наблюдений Венеры, Солнца, Луны, планет, звезд, общего состояния неба и сумеречного сегмента.

На востоке астрономия была наиболее развита в Китае. Китайские авторы относят возникновение астрономии, как науки, ко второму тысячелетию до нашей эры. Однако в Китае нет астрономических документов того времени (по крайней мере, они неизвестны европейцам). Регулярные астрономические наблюдения в Китае начались в первом тысячелетии до н.э.

На территории бывшего Советского Союза самые древние памятники, связанные с астрономией, связаны с цивилизацией Урарту (территория современной Армении).

Однако наукой астрономия стала лишь тогда, когда от разрозненных сведений о небе перешли к их систематическому изучению, стали исследовать как особую часть природы, вне зависимости от того, нужно это для хозяйственной деятельности или нет.

Первые попытки в этом направлении были сделаны Аристотелем (Греция, 4 в. до н.э.), но особый, неоценимый вклад в становление астрономии, как науки, сделал Гиппарх (Греция, 2 в. до н.э.). Он составил каталог около 850 звезд, ввел географические и астрономические координаты, изобрел армиллярную сферу, открыл явление прецессии.

Подзорная труба была открыта до Галилея, но пребывала в неизвестности более 20 лет. Побыв в руках великого ученого всего месяцев, подзорная труба превратилась в главное действующее лицо науки нового времени. Первая его работа "Sidereus nuncius" ("Звездный вестник"), посвященная его исследованием звездного неба с помощью нового инструмента, вышла 12 марта 1610 года.

Т.о., начало астрономии, как науки, можно обозначить 2-5 в.в. до н.э.

Литература:

А.Паннекук "История астрономии", М., 1966, Дж.Хокинс, Дж.Уайт "Разгадка тайны Стоунхенджа", М., 1973, Б.Ван-дер-Варден "Пробуждающаяся наука II. Рождение астрономии", М., 1991.

Кириченко Н.А.

ВОПРОС №86: Почему во время цветения черемухи бывают похолодания ОТВЕТ: Графически представляя годовой ход температуры воздуха по средним месячным ее значениям, т.е. по 12 точкам, мы получим плавную кривую синусоидального характера. Но если представить годовой ход температуры по средним суточным данным, то и за многолетний (даже за столетний) период кривая не получится вполне плавной. На ней будут зазубрины, возмущения, обусловленные непериодическими изменениями температуры.

Некоторые возмущения в ходе температуры особенно значительны и распространяются на несколько дней подряд; это может быть, например, падение температуры весной на фоне ее общего роста. Такого рода возмущения можно объяснить тем, что потепления или похолодания повторяются из года в год (хотя и не обязательно каждый год) в некоторые более или менее устойчивые календарные сроки.

Поэтому и на климатологической кривой остаются соответствующие возмущения, называемые календарными особенностями.

Так, весной в Европе, когда температура в годовом ходе вообще повышается, есть такие календарные периоды, когда на климатологических кривых, построенных по дням, температура существенно падает или, по крайней мере, рост ее замедляется. Так бывает, например, в первой половине мая и около половины июня. Известны возвраты холодов и в первой половине февраля. Напротив, осенью, в конце сентября или начале октября, когда температура вообще падает, наблюдается временное замедление этого падения, а в отдельные годы даже смена его на рост в течение нескольких суток. Такие осенние периоды потеплении называются бабьим летом.

Не следует, конечно, думать, что в отдельные годы определенные изменения температуры появляются всегда в одни и те же дни.

Сроки их наступления в разные годы могут быть разными. Так, майские холода могут наблюдаться и в начале, и в середине, и в конце месяца, могут и не наблюдаться вовсе. Но наиболее часто они будут происходить в первой половине месяца, что и отражается на климатологической кривой.

Объяснением календарных особенностей является изменение баланса распределения солнечной энергии, поступающей на Землю.

Например, начало активного цветения растительности весной приводит к заметному росту поглощения солнечной энергии растительностью, и, наоборот, осыпание листьев осенью - заметно уменьшает поглощение солнечной энергии растительностью.

С метеорологической точки зрения «бабье лето» - это первый осенний период с устойчивой антициклонической погодой, когда ночное выхолаживание почвы и воздуха еще не слишком сильное, а дневной прогрев хотя и существует, но не достигает предела, который воспринимался бы как жара.

В других странах существуют свои названия этого периода приятной погоды: например, в США он получил название «индейского лета».

Источниких:

С.П.Хромов «Метеорология и климатология», Л., Гидрометеоиздат, 1983, П.Д.Астапенко «Вопросы о погоде», Л., Гидрометеоиздат, 1987.

ВОПРОС №87: Насколько состоятельна гипотеза об уменьшении скорости света с течением времени ОТВЕТ: Вопрос о зависимости фундаментальных констант от времени был впервые поставлен П.Дираком в 1937 г. Можно насчитать немало различных фундаментальных постоянных, которые, грубо говоря, по порядку величины равны единице, например, = e2/hc 1/137, me/mµ 1/200, и т.д. С другой стороны, легко увидеть и очень большие безразмерные постоянные, такие, как отношение силы электростатического притяжения между электроном и протоном к силе гравитационного притяжению между ними, e2/Gmpme 21039.

Дирак предположил, что такие значения не являются просто игрой чисел, а представляют собой изменяющиеся параметры, которые характеризуют современное состояние Вселенной. Он отметил, что возраст Вселенной, выраженный в естественных единицах e2/mec3 10с, соот-ветствует величине e2/Gmpme. Данная временная единица, названная темптоном, равна промежутку времени, за который свет в вакууме проходит расстояние в один радиус электрона. Возраст Вселенной примерно равен 10109 лет или 31040 темптонов. Это число очень близко к величине отмеченного выше отношения.

Дирак предположил, что такое совпадение не случайно, а эти два числа должны быть практически одинаковыми в любой момент времени (дираковская гипотеза о больших числах), т.е.

Gmpme / e2 mec3t / e2. (1) Следовательно, безразмерные постоянные, по порядку величины равные 1040, должны линейно изменяться во времени. Если считать, что атомные постоянные не зависят от времени, то гравитационная постоянная G должна уменьшаться с течением времени t:

G t-1. (2) Эту гипотезу можно обобщить таким образом, что безразмерные числа порядка (1040)n должны изменяться по закону tn. Если оценить число барионов во Вселенной путем деления видимой массы Вселенной на протонную массу, то в результате получится примерно барионов. Дирак предсказал увеличение числа барионов во Вселенной по закону t2.

Примерно, через 10 лет после этого Э.Теллер показал, что уменьшение G по закону t-1, по-видимому, противоречит наблюдениям, связанным с эволюцией Вселенной. Ему удалось получить соотношение между светимостью L звезды, массой М и гравитационной постоянной G:

L G7M5 (3) Поэтому большее значение G в более ранние периоды приводило бы к большей светимости Солнца и меньшему радиусу земной орбиты R G-1.

Согласно гипотезе Дирака изменение гравитационной постоянной со временем непосредственно связано со скоростью расширения Вселенной, так называемой константой Хаббла Н = 40 100 кмМпс-1с-1:

|G/G| = H = (4 10-11 110-10) лет-1. (4).

Если G уменьшается со временем, то G/G - 510-11 лет-1. В этом случае температура поверхности Земли около двух миллиардов лет назад была бы несовместима с развитием жизни на нашей планете. Поэтому в рамках концепции эволюции соотношение (2) исключается.

Астрофизические данные также противоречат этой зависимости.

В 1967 г. Дж.Гамов предположил, что G в формуле (1) могла бы оставаться постоянной, если бы элементарный заряд возрастал со временем: e2 t.

Работая независимо, Э.Теллер выдвинул гипотезу -1 = hc / e2 ln (tme c2/ h). Однако изучение систем атомов 187Re - 187Os поставило под сомнение оба подхода.

Недавно было признано, что вышеприведенные аргументы, противоречащие предположению G t-1, не имеют более силы.

Противоречие с астрофизикой состояло в том, что Солнце должно быть уже красным гигантом, если возраст Вселенной не менее 15 миллиардов лет. До 1964 г. это значение считалось слишком большим, однако в настоящее время возраст Вселенной оценивается равным от до 20 миллиардов лет. Теллеровские аргументы о светимости Солнца и температуре Земли также были опровергнуты. Прецизионное исследование систем, которые подвержены только воздействию гравитации, показывают, что G и М всегда входят в выражения в виде комбинации GM. Так, при рассмотрении структуры Солнца применяется следующее дополнительное условие: GM = const, следовательно, светимость звезды практически не зависит от времени. Этот аспект не принимался во внимание Теллером и другими авторами, поэтому уравнение (3), которое предсказывает сильную зависимость L от G и М, теряет силу.

Умозрительные идеи Дирака повлекли за собой множество экспериментов, задачей которых был поиск возможной зависимости фундаментальных констант от времени. Важность этих измерений возросла после выдвижения новых теоретических моделей, в которых константы связи сопоставляются радиусам, так называемых, компактифицированных размерностей. Дело в том, что до сих пор современные теории не дают количественных предсказаний о характере возможной зависимости фундаментальных физических констант от времени. Однако такая зависимость допускается в рамках моделей с числом размерностей, превышающим четыре, в, так называемых, теориях Калуцы-Клейна. При очень специальных предположениях в суперструнных теориях предсказывается изменение во времени гравитационной постоянной с G/G -110-11±1 лет-1.

Укажем еще на одно интересное следствие возможной зависимости гравитационной постоянной G от времени. В рамках ньютоновской механики зависимость от времени константы G приводит к нарушению закона сохранения энергии, что легко видно из следующего рассмотрения. Пусть небольшой шарик и кольцо двигаются навстречу друг другу из бесконечности под действием взаимного притяжения. В некоторый момент времени шарик пролетает через кольцо, и эти объекты, продолжая свое движение, удаляются друг от друга. Если G(t) уменьшается со временем, то сила притяжения между шариком и кольцом на некотором расстоянии между ними во время сближения оказывается больше, чем эта же сила на том же расстоянии во время их разлета. Следовательно, относительная скорость и, тем самым, кинетическая энергия после встречи объектов оказываются больше, чем перед их встречей. Поскольку потенциальная энергия обращается в ноль на больших расстояниях между телами, то в случае взаимодействующих частиц нарушается закон сохранения энергии.

Следовательно, требование сохранения энергии и ньютоновский закон тяготения в форме F(r) = - G(t) m1m2 / r2 не совместимы, если G{t) const.

Если предположить, что закон сохранения энергии более фундаментален, чем закон тяготения Ньютона, то можно получить некоторое новое выражение для силы притяжения. Численные значения возникшей поправки соответствуют постоянной Хаббла, данной в формуле (4). Такой поправкой обычно пренебрегают.

Из нового соотношения для силы притяжения следует, что если гравитация зависит от времени, то во Вселенной не может быть двух частиц, неподвижных друг относительно друга. Это заключение согласуется с наблюдением, что практически все физические системы находятся в состоянии относительного движения, начиная с вакуумных флуктуаций микроскопических систем и кончая расширением Вселенной. Поскольку новое соотношение для силы притяжения не имеет строго радиального характера, то в общем случае угловой момент может не сохраняться.

Ожидаемое изменение фундаментальных констант крайне мало, поэтому требуются очень точные измерения. Отметим, что в таких экспериментах часто определяют не одну только константу связи, а некоторую комбинацию нескольких констант. Поэтому интерпретация результатов измерений сильно зависит от того, вариация какой константы рассматривается. При определенных обстоятельствах в таких комбинациях искомая зависимость может полностью теряться. Кроме того, необходимо быть уверенным в том, что в основе измерения не заложено предположение о постоянстве величин, временную зависимость которых предстоит измерить.

Эксперименты можно разделить на две категории. Одни состоят в измерении вариации фундаментальных констант при современных условиях, а другие G - в геофизических и астрономических наблюдениях, которые позволяют сравнить современное значение константы с ее значением в более ранний момент времени или со средним значением за некоторые временные отрезки в прошлом. Например, результаты какой-нибудь реакции, протекавшей много лет назад, можно сравнить с современными результатами той же реакции.

Соответствующие сечения реакции позволяют получить информацию о константах связи. Одна из проблем геофизических экспериментов заключается в процедуре определения возраста образцов, так как популярный метод, состоящий в измерении радиоактивности, также зависит от констант связи.

Известно много экспериментов обеих категорий. В таблице приведены ограничения, полученные для различных констант (H = hкмМпс-1с-1 при 0,4 < h < 1):

Pages:     | 1 |   ...   | 13 | 14 || 16 | 17 |   ...   | 18 |



© 2011 www.dissers.ru - «Бесплатная электронная библиотека»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.