6.7. Поясните особенности представления о причинности в квантовой механике. Почему ограничение воздействия на микроуровне имеет смысл фундаментального закона природы?

Принцип причинности является одним из фундаментальных физических законов. Согласно принципу причинности (ПП), причина всегда предшествует следствию.

В классической физике это утверждение означает что любое событие произошедшее в момент времениможет повлиять на событиепроизошедшее в момент временитолько при условии.

Классическая физика предполагает скорость распространения взаимодействий (скорость света) бесконечной. При учёте релятивистских эффектов принцип причинности должен быть модифицирован, поскольку время становится относительным. В релятивистской физике принцип причинности, утверждает что любое событие, произошедшее в точке пространства-времениможет повлиять на событиепроизошедшее в точке пространства-временитолько при условиии. То есть интервал между событиямиAиBдолжен быть времениподобен (событиеAпредшествует событиюBв любой системе отсчёта). Другими словами: событиеBпричинно связано с событиемAтолько если оно находится в области абсолютно будущих событий светового конуса с вершиной в событииA.

Даже при отсутствии причинного влияния одного события на другое, эти события могут быть скоррелированными. Так фазовая скорость электромагнитной волны может превышать скорость света в вакууме, в результате чего колебания поля в точках пространства-времени разделённых пространственноподобным интервалом оказываются скоррелированными. В квантовой механике состояния квантовых систем разделённых пространственноподобным интервалом также не являются независимыми (Парадокс Эйнштейна — Подольского — Розена). Однако, эти примеры не противоречат принципу причинности, поскольку подобные эффекты невозможно использовать для сверхсветовой передачи взаимодействия. Можно сказать, что принцип причинности запрещает передачу информации со сверхсветовой скоростью.

Принцип причинности - эмпирически установленный принцип, универсальность которого неопровержима на сегодняшний день.

7.7. Какие процессы поддерживают «жизнь» звезд? Дайте представление об эволюции звезд. Почему существенна величина массы звезды? Какова перспектива эволюции Солнца?

Звёздная эволюция - последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. За такие колоссальные промежутки времени звезда претерпевает значительные изменения.

Звезда начинает свою жизнь как холодное разрежённое облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура газового шара возрастает. Когда температура в ядре достигает нескольких миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. В таком состоянии звезда пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рассела, пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превратится в гелий, термоядерное горение водорода продолжается на периферии гелиевого ядра.

В этот период структура звезды начинает заметно меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом. На ветви гигантов звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда масса её изотермического гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно тяжела, возрастающая при этом температура может вызвать термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы.

Среди сформировавшихся звёзд встречается огромное многообразие цветов и размеров. По спектральному классу они варьируются от горячих голубых до холодных красных, по массе — от 0,5 до более чем 20 солнечных масс. Светимость и цвет звезды зависит от температуры её поверхности, которая, в свою очередь, определяется массой. Как правило, новые звезды «занимают своё место» на главной последовательности согласно диаграмме Герцшпрунга—Рассела. Речь не идёт о физическом перемещении звезды — только о её положении на указанной диаграмме, зависящем от параметров звезды. То есть, речь идёт, фактически, лишь об изменении параметров звезды.

Маленькие, холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности сотни миллиардов лет, в то время как массивные сверхгиганты уйдут с главной последовательности уже через несколько миллионов лет после формирования.

Звёзды среднего размера, такие как Солнце, остаются на главной последовательности в среднем 10 миллиардов лет. Считается, что Солнце все ещё на ней, так как оно находится в середине своего жизненного цикла. Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она уходит с главной последовательности.

По прошествии от миллиона до миллиарда лет, в зависимости от начальной массы, звезда истощает водородные ресурсы ядра. В больших и горячих звёздах это происходит гораздо быстрее, чем в маленьких и более холодных. Истощение запаса водорода приводит к остановке термоядерных реакций.

Без давления, которое производилось этими реакциями и уравновешивало силу собственного притяжения звезды, внешние слои начинают сжиматься к ядру. Температура и давление повышаются как во время формирования протозвезды, но на этот раз до гораздо более высокого уровня. Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре приблизительно в 100 миллионов К не начнутся термоядерные реакции с участием гелия.

Очень горячее ядро становится причиной чудовищного расширения звезды. Её размер увеличивается приблизительно в 100 раз. Таким образом звезда становится красным гигантом, и фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет. Практически все красные гиганты являются переменными звёздами.

То, что происходит в дальнейшем, вновь зависит от массы звезды.

На сегодняшний день достоверно неизвестно, что происходит с лёгкими звёздами после истощения запаса водорода. Поскольку возраст вселенной составляет 13,7 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива, современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах.

Некоторые звёзды могут синтезировать гелий лишь в некоторых активных участках, что вызывает нестабильность и сильные солнечные ветры. В этом случае образования планетарной туманности не происходит, а звезда лишь испаряется, становясь даже меньше чем коричневый карлик.

Но звезда с массой менее 0,5 солнечной никогда не будет в состоянии синтезировать гелий даже после того, как в ядре прекратятся реакции с участием водорода. Звёздная оболочка у них недостаточно массивна, чтобы преодолеть давление, производимое ядром. К таким звёздам относятся красные карлики, такие как Проксима Центавра, живущие до сотен миллиардов лет. После прекращения в их ядре термоядерных реакций, они будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра на протяжении ещё многих миллиардов лет.

Эволюционные процессы звезд средней величины. При достижении звездой средней величины (от 0,4 до 3,4 солнечных масс) фазы красного гиганта, её внешние слои продолжают расширяться, ядро сжиматься, и начинаются реакции синтеза углерода из гелия. Синтез высвобождает много энергии, давая звезде временную отсрочку. Для звезды по размеру схожей с Солнцем, этот процесс может занять около миллиарда лет.

Изменения в величине испускаемой энергии заставляют звезду пройти через периоды нестабильности, включающие в себя перемены в размере, температуре поверхности и выпуске энергии. Выпуск энергии смещается в сторону низкочастотного излучения. Все это сопровождается нарастающей потерей массы вследствие сильных солнечных ветров и интенсивных пульсаций. Звёзды, находящиеся в этой фазе, получили название звёзд позднего типа, OH-IR звёзд или Мира-подобных звёзд, в зависимости от их точных характеристик. Выбрасываемый газ относительно богат тяжёлыми элементами, производимыми в недрах звезды, такими как кислород и углерод. Газ образует расширяющуюся оболочку и охлаждается по мере удаления от звезды, делая возможным образование частиц пыли и молекул. При сильном инфракрасном излучении центральной звезды в таких оболочках формируются идеальные условия для активизации мазеров.

Реакции сжигания гелия очень чувствительны к температуре. Иногда это приводит к большой нестабильности. Возникают сильнейшие пульсации, которые в конечном итоге сообщают внешним слоям достаточно кинетической энергии, чтобы быть выброшенными и превратиться в планетарную туманность. В центре туманности остаётся ядро звезды, которое, остывая, превращается в белый карлик, как правило, имеющий массу в пределах 0,6 солнечных и диаметр порядка диаметра Земли.

Нейтронные звезды. Известно, что в некоторых сверхновых сильная гравитация в недрах сверхгиганта заставляет электроны упасть на атомное ядро, где они при взаимодействии с протонами образуют нейтроны. Электромагнитные силы, разделяющие близлежащие ядра, исчезают (к примеру, если бы ядра были размером с песчинку, атомы имели бы размер с футбольное поле). Ядро звезды теперь представляет собой плотный шар из атомных ядер и отдельных нейтронов.

Такие звёзды, известные, как нейтронные звёзды, чрезвычайно малы — не более размера крупного города, и имеют невообразимо высокую плотность. Период их обращения становится чрезвычайно мал по мере уменьшения размера звезды (благодаря сохранению момента импульса). Некоторые совершают 600 оборотов в секунду. Когда ось, соединяющая северный и южный магнитный полюса этой быстро вращающейся звезды, указывает на Землю, можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Такие нейтронные звезды получили название "пульсары", и стали первыми открытыми нейтронными звёздами.

Чёрные дыры. Распространено мнение, что не все сверхновые становятся нейтронными звёздами. Если звезда обладает достаточно большой массой, то сами нейтроны могут обрушиться внутрь и начнётся коллапс звезды, пока её радиус не станет меньше Шварцшильдовского. После этого звезда становится чёрной дырой.

Существование чёрных дыр было предсказано общей теорией относительности. Согласно ОТО материя и информация не может покидать чёрную дыру ни при каких условиях. Тем не менее, квантовая механика делает возможным исключения из этого правила. Существование чёрных дыр во вселенной подтверждено и теоретически, и посредством наблюдений.

Но, тем не менее, остаётся ряд открытых вопросов. Среди них: возможен ли коллапс звезды непосредственно в чёрную дыру, минуя сверхновую? Существуют ли сверхновые, которые впоследствии станут чёрными дырами? Каково точное влияние изначальной массы звезды на формирование объектов в конце её жизненного цикла?

8.7. Дайте представление о фазовых переходах, приведите примеры фазовых переходов разных типов (родов). Что за явления - сверхтекучесть и сверхпроводимость? Дайте понятие о неодарвинизме и синтетической теории эволюции.

Важнейшим вопросом о фазах состояния, является выяснение условий, при которых система, состоявшая из двух или несколько фаз, находится в равновесии. Последнее включает в себя механическое и тепловое равновесие. Для теплового равновесия необходимо, чтобы все фазы системы имели одну и ту же температуру. Необходимым условием механического равновесия является равенство давлений по разным сторонам границы соприкасающихся фаз. В термодинамике фазой называется совокупность однородных, одинаковых по своим свойствам частей системы.

При определенных условиях разные фазы одного и того же вещества могут находиться в равновесии друг с другом, соприкасаясь между собой. Равновесие двух фаз может иметь место лишь в определенном интервале температур, причем каждому значению температуры Т соответствует вполне определенное давление р , при котором возможно равновесие.

Три фазы одного и того же вещества (твердая, жидкая и газообразная, или жидкая и две твердые) могут находиться в равновесии только при единственных значениях температуры и давления.

Фазой - называется макроскопическая физическая однородная часть вещества, отделенная от остальных частей системы границами раздела, так что она может быть извлечена из системы механическим путем.

В реальных системах при изменении внешних условий имеют место фазовые переходы. Эренфест классифицировал их по порядку той производной от термодинамического потенциала системы, которая испытывает скачок в точке перехода.

При фазовых переходах 1-го рода скачком меняются плотность и термодинамические функции (энергия, свободная энергия, энтропия), но не термодинамический потенциал Ф. При этом в точке перехода конечная теплота фазового превращения поглощается или выделяется, а давление и температура остаются постоянными. Примерами могут служить плавление, парообразование, изменения в кристаллах, все агрегатные превращения.

При фазовых переходах 2-го рода термодинамические функции непрерывны, а скачок испытывают их производные по физическим параметрам (сжимаемость, теплоемкость и т. д.), поэтому теплота превращения равна нулю. Примерами таких фазовых переходов служат переход ферромагнетика в парамагнетик при отсутствии магнитного поля, гелия — в сверхтекучее состояние, переходы в бинарных сплавах, связанные с изменением симметрии системы. Теория фазовых переходов 2-го рода была построена Ландау и Лифшицем.

Фазовые переходы считаются равновесными, если не нарушаются условия фазового равновесия, при этом число фаз, находящихся в равновесии, не должно превышать числа компонентов, увеличенного на два. Кривая фазового равновесия между двумя фазами на плоскости (р, Т) может уходить в бесконечность или заканчиваться в точке пересечения с другими кривыми фазового равновесия (например, в тройной точке) или в критической точке, когда исчезает различие между фазами. Такая критическая точка может быть для фаз, отличающихся только количественно (не качественно), т. е. для переходов 1 -го рода. В каждой области значений (р, Т) устойчивой оказывается фаза с меньшим значением химического потенциала системы. В условиях перегрева (или переохлаждения) возможно образование зародышей, стимулирующих переход в другую фазу.

Нернст установил, что при сверхнизких температурах теплоемкость стремится к нулю, отсюда Планк показал, что вблизи абсолютного нуля все процессы протекают без изменения энтропии. Построенная Эйнштейном теория теплоемкости твердых тел при низких температурах позволила сформулировать результат Нернста как третье начало термодинамики.

Наблюдаемые при низких температурах необычные свойства веществ — сверхтекучесть и сверхпроводимость — нашли объяснение в современной теории как макроскопические квантовые эффекты.

Сверхпроводимость. Явление сверхпроводимости состоит в том, что у некоторых металлов и сплавов происходит резкое падение удельного сопротивления вблизи определенной температуры Тс, называемой температурой перехода в сверхпроводящее состояние. Вещества, обладающие такими свойствами, называются сверхпроводниками. При температурах ниже Тс сопротивление у сверхпроводника полностью отсутствует (равно нулю). В настоящее время известно свыше 500 чистых элементов и сплавов, обнаруживающих свойство сверхпроводимости. Температурный интервал перехода в сверхпроводящее состояние для чистых образцов не превышает тысячных долей градуса, и поэтому имеет смысл определенное значение Тс. Ширина интервала перехода зависит от неоднородности металла, в первую очередь, от наличия примесей и внутренних напряжений. Известные в настоящее время температуры Тс изменяются в пределах от 0,155 К (Bi Pt) до 23,2 К (Nb₃Ge).

Изотопический эффект у сверхпроводников заключается в том, что температуры Тс обратно пропорциональны квадратным корням из атомных масс изотопов одного в того же сверхпроводящего металла.

Сверхтекучесть - термодинамическая фаза квантовой жидкости, при котором она протекает через узкие щели и капилляры без трения. До недавнего времени сверхтекучесть была известна только у жидкого гелия, однако в последние годы сверхтекучесть была обнаружена и в других системах: в разреженных атомных бозе-конденсатах, твёрдом гелии.

Сверхтекучесть объясняется следующим образом. Поскольку атомы гелия являются бозонами, квантовая механика допускает нахождение в одном состоянии произвольного числа частиц. Вблизи абсолютного нуля температур, все атомы гелия оказываются в на низшем энергетическом состоянии. Поскольку энергия состояний дискретна, то атом не может получить любую энергию, а только такую, которая равна энергетическому зазору между соседними уровнями энергии. Но при низкой температуре энергия столкновений может оказаться меньше этой величины, в результате чего рассеяния энергии попросту не будет происходить. Жидкость будет течь без трения.

Синтетическая теория эволюциипоявилась в 30-е годы ХХ века, как синтез результатов генетики, открывшей дискретные мутации отдельных генов, и дарвиновской теории эволюции, предусматривающей ведущую роль естественного отбора. Первоначально многие генетики не разделяли дарвинистских взглядов, поскольку дарвинизм рассматривал свойства организма как непрерывную систему, а генетика предполагала ведущую роль дискретных генов.

Нынешнее название теории впервые было использовано в 1942. Синтетическая теория эволюции - современная эволюционная теория, которая является синтезом различных дисциплин, прежде всего, генетики и дарвинизма. Синтетическая теория эволюции также опирается на палеонтологию, систематику, молекулярную биологию и другие науки.

Первоначально синтетическая теория эволюции делала основной упор на механизмы микроэволюции. Были получены результаты, объясняющие эволюцию организма на основе малых случайных генетических изменений, находящихся под давлением естественного отбора. В дальнейшем эти результаты были дополнены исследованиями, выявившими связь между микроэволюцией и макроэволюционными закономерностями, прослеживаемыми на основе палеонтологических данных.