Что такое научная теория физика
Физические теории
Что такое наука? — Область знаний, которая позволяет выдавать точные предсказания.
1.
Исторически первой была создана классическая (Ньютоновская) механика. Она стоит на законах Ньютона и преобразованиях Галилея.
Преобразования линейны, интуитивны и просты. Машина едет со скоростью 5 [бананов в полторы минуты] относительно меня, я еду на автобусе в том же направлении относительно плакучей ивы со скоростью 2 [банана в полторы минуты], значит относительно ивы машина едет со скоростью 7 [бананов в полторы минуты].
Первый закон Ньютона об опытах в поезде премиум-класса на прямом (!) магнитном монорельсе в вагоне-термосе.
Третий для решения статических задач и для сглаживания некоторых противоречий.
Так вот, эта теория из трех Констант не учитывает ни одной! Закон всемирного тяготения вводится ручками и является уступкой опыту.
2.
Далее (хронологически) появилась специальная теория относительности. Конечно, математический аппарат для нее уже был готов, но только молодому тогда Эйнштейну удалось обосновать перед серьезными физиками состоятельность теории, использующую его (аппарат).
Суть — все как раньше (про поезд), но есть максимальная предельная скорость, скорость света, которая, более того, для света одна и та же для любого(!) наблюдателя, стоите Вы или бежите и не важно в какую сторону. Если хотите, я честно выведу преобразования Лоренца только из этих соображений и только с помощью ловкости рук!
Вот это и называется учесть скорость света. Прям так сразу, как постулат в основании теории.
Кстати сказать, завершенная к тому моменту электродинамика уже удовлетворяла этим условиям. Я про скорость света.
В наши удивительные времена мы используем и эту теорию во всю! Ярким примером служат системы навигации. На спутниках GPS/ГЛОНАСС/… должны быть очень точно синхронизированы часы. Очень! Учитывается замедление времени при движении с большими скоростями, плюс движение с ускорением (центростремительное), плюс искривление пространства-времени при движении вблизи массивного тела.
Вот тут G и c такие, какими должны быть.
4.
Если предыдущие теории были почти целиком плодом одного человека, то квантовая механика это дитя мозгового штурма. В двадцатых годах того века интенсивная переписка оформила теорию и была проведена проверка на экспериментах.
Ничего, казалось не предвещало беды, но три вещи были как бельмо на глазу (на самом деле больше, например зависимость проводимости металлов от температуры):
а) Фотоэффект, за который Эйнштейн получил Нобелевку (ну конееечно, за нее!). Классика, говорившая что свет — волны предсказывала что-то ну совсем не то. Но если представить, что это частицы и написать «шарик стукнул другой и остановился, а второй полетел почти так же быстро, только трение чуть затормозило» в виде формулы, то можно предсказывать все точно.
б) Спектр абсолютно черного тела. Была выведена одними формула для высокой температуры, другими для низкой, третий аппроксимировал, да так удачно, что все стало всегда сходиться. Только эта формула кричала о том, что свет — частица. Этого «третьего» звали Макс Планк и он потратил всю жизнь, чтобы опровергнуть свою формулу, являясь сторонником классической физики.
в) Эффект Комптона. Если свет — волна, то электрон должен качаться на волнах и испускать вторичное излучение такой же длинны волны (читай — энергии, ведь E = hv, где v — длина волны света), что и первичное, падающие. Но в опыте энергия оказывается меньше.
Кстати, еще после выдвижения планетарной модели атома встал вопрос о падении электрона на ядро. Действительно, почему он не падает? По расчетам электродинамики должен за пару наносекунд (если интересно, то напишу подробнее и про это). Так родился один из постулатов (о существовании стационарных орбит). На самом деле есть что-то в том, что в «длину» орбиты электрона должно помещаться целое число волн (Де Бройль предложил рассматривать и частицы как волны, почему нет. Мы же электромагнитные волны стали рассматривать как частицы)
Так мы учли постоянную Планка. Кстати, про перечеркнутую h: когда Нильс Бор приезжал к нам и читал лекции, ему задали вопрос о символе
5.
Поженить квантовую механику и специальную теорию относительности не составило особого труда. Просто вместо уравнения Шредингера, которое является местным аналогом закона сохранения энергии, записываем уравнения Дирака, суть которого — E 2 = p 2 c 2 + m 2 c 4 и дальше аналогично 4.
Тут сидит квантовая электродинамика, квантовая теория электрослабого взаимодействия (про фундаментальные виды взаимодействия, если интересно, в следующей статье напишу) и квантовая хромодинамика. Все понятно «качественно», многое понятно «совсем».
Вот мы учли c и h/2pi.
6.
Теории, которые стараются учесть гравитацию почему-то часто имеют приставку супер-. Суперструны, суперсимметрия и т.д. Но ничего не выходит.
Суть проблемы в принципе неопределенности и искривлении пространства-времени. Если мы локализуем частицу в все более маленьком объеме, неопределенность импульса будет увеличиваться вместе с его максимальным возможным значением. С ростом импульса растет (говорим правильно!) тензор энергии-импульса (напомню, гравитационный заряд), а вместе с ним, как говорит ОТО, пространство-время сильнее искривляется, становится «меньше», а это значит бОльшую локализацию и по кругу. Со второй парой (энергия-время) не так интуитивно, но принцип тот же.
Вот и нет у нас пока теории, которая учитывала бы все.
Так что «почувствовать» влияние гравитации пока нельзя, увы.
10 научных законов и теорий, которые должен знать каждый
Ученые с планеты Земля используют массу инструментов, пытаясь описать то, как работает природа и вселенная в целом. Что они приходят к законам и теориям. В чем разница? Научный закон можно зачастую свести к математическому утверждению, вроде E = mc²; это утверждение базируется на эмпирических данных и его истинность, как правило, ограничивается определенным набором условий. В случае E = mc² — скорость света в вакууме.
Научная теория зачастую стремится синтезировать ряд фактов или наблюдений за конкретными явлениями. И в целом (но не всегда) выходит четкое и проверяемое утверждение относительно того, как функционирует природа. Совсем не обязательно сводить научную теорию к уравнению, но она на самом деле представляет собой нечто фундаментальное о работе природы.
Как законы, так и теории зависят от основных элементов научного метода, например, создании гипотез, проведения экспериментов, нахождения (или не нахождения) эмпирических данных и заключение выводов. В конце концов, ученые должны быть в состоянии повторить результаты, если эксперименту суждено стать основой для общепринятного закона или теории.
В этой статье мы рассмотрим десять научных законов и теорий, которые вы можете освежить в памяти, даже если вы, к примеру, не так часто обращаетесь к сканирующему электронному микроскопу. Начнем со взрыва и закончим неопределенностью.
Теория Большого Взрыва
Если и стоит знать хотя бы одну научную теорию, то пусть она объяснит, как вселенная достигла нынешнего своего состояния (или не достигла, если опровергнут). На основании исследований, проведенных Эдвином Хабблом, Жоржем Леметром и Альбертом Эйнштейном, теория Большого Взрыва постулирует, что Вселенная началась 14 миллиардов лет назад с массивного расширения. В какой-то момент Вселенная была заключена в одной точке и охватывала всю материю нынешней вселенной. Это движение продолжается и по сей день, а сама вселенная постоянно расширяется.
Закон космического расширения Хаббла
Давайте на секунду задержим Эдвина Хаббла. В то время как в 1920-х годах бушевала Великая депрессия, Хаббл выступал с новаторским астрономическим исследованием. Он не только доказал, что были и другие галактики помимо Млечного Пути, но также обнаружил, что эти галактики несутся прочь от нашей собственной, и это движение он назвал разбеганием.
Для того, чтобы количественно оценить скорость этого галактического движения, Хаббл предложил закон космического расширения, он же закон Хаббла. Уравнение выглядит так: скорость = H0 x расстояние. Скорость представляет собой скорость разбегания галактик; H0 — это постоянная Хаббла, или параметр, который показывает скорость расширения вселенной; расстояние — это расстояние одной галактики до той, с которой происходит сравнение.
Постоянная Хаббла рассчитывалась при разных значениях в течение достаточно долгого времени, однако в настоящее время она замерла на точке 70 км/с на мегапарсек. Для нас это не так важно. Важно то, что закон представляет собой удобный способ измерения скорости галактики относительно нашей собственной. И еще важно то, что закон установил, что Вселенная состоит из многих галактик, движение которых прослеживается до Большого Взрыва.
Законы планетарного движения Кеплера
На протяжении веков ученые сражались друг с другом и с религиозными лидерами за орбиты планет, особенно за то, вращаются ли они вокруг Солнца. В 16 веке Коперник выдвинул свою спорную концепцию гелиоцентрической Солнечной системы, в которой планеты вращаются вокруг Солнца, а не Земли. Однако только с Иоганном Кеплером, который опирался на работы Тихо Браге и других астрономов, появилась четкая научная основа для движения планет.
Три закона планетарного движения Кеплера, сложившиеся в начале 17 века, описывают движение планет вокруг Солнца. Первый закон, который иногда называют законом орбит, утверждает, что планеты вращаются вокруг Солнца по эллиптической орбите. Второй закон, закон площадей, говорит, что линия, соединяющая планету с солнцем, образует равные площади через равные промежутки времени. Другими словами, если вы измеряете площадь, созданную нарисованной линией от Земли от Солнца, и отслеживаете движение Земли на протяжении 30 дней, площадь будет одинаковой, вне зависимости от положения Земли касательно начала отсчета.
Третий закон, закон периодов, позволяет установить четкую взаимосвязь между орбитальным периодом планеты и расстоянием до Солнца. Благодаря этому закону, мы знаем, что планета, которая относительно близка к Солнцу, вроде Венеры, имеет гораздо более краткий орбитальный период, чем далекие планеты, вроде Нептуна.
Универсальный закон тяготения
Сегодня это может быть в порядке вещей, но более чем 300 лет назад сэр Исаак Ньютон предложил революционную идею: два любых объекта, независимо от их массы, оказывают гравитационное притяжение друг на друга. Этот закон представлен уравнением, с которым многие школьники сталкиваются в старших классах физико-математического профиля.
F = G × [(m1m2)/r²]
Преимущество универсального закона тяготения в том, что он позволяет вычислить гравитационное притяжение между двумя любыми объектами. Эта способность крайне полезна, когда ученые, например, запускают спутник на орбиту или определяют курс Луны.
Законы Ньютона
Раз уж мы заговорили об одном из величайших ученых, когда-либо живущих на Земле, давайте поговорим о других знаменитых законах Ньютона. Его три закона движения составляют существенную часть современной физики. И как и многие другие законы физики, они элегантны в своей простоте.
Первый из трех законов утверждает, что объект в движении остается в движении, если на него не действует внешняя сила. Для шарика, который катится по полу, внешней силой может быть трение между шаром и полом, или же мальчик, который бьет по шарику в другом направлении.
Второй закон устанавливает связь между массой объекта (m) и его ускорением (a) в виде уравнения F = m x a. F представляет собой силу, измеряемую в ньютонах. Также это вектор, то есть у него есть направленный компонент. Благодаря ускорению, мяч, который катится по полу, обладает особым вектором в направлении его движения, и это учитывается при расчете силы.
Третий закон довольно содержательный и должен быть вам знаком: для каждого действия есть равное противодействие. То есть для каждой силы, приложенной к объекту на поверхности, объект отталкивается с такой же силой.
Законы термодинамики
Британский физик и писатель Ч. П. Сноу однажды сказал, что неученый, который не знал второго закона термодинамики, был как ученый, который никогда не читал Шекспира. Нынче известное заявление Сноу подчеркивало важность термодинамики и необходимость даже людям, далеким от науки, знать его.
Термодинамика — это наука о том, как энергия работает в системе, будь то двигатель или ядро Земли. Ее можно свести к нескольким базовым законам, которые Сноу обозначил следующим образом:
Давайте немного разберемся с этим. Говоря, что вы не можете выиграть, Сноу имел в виду то, что поскольку материя и энергия сохраняются, вы не можете получить одно, не потеряв второе (то есть E=mc²). Также это означает, что для работы двигателя вам нужно поставлять тепло, однако в отсутствии идеально замкнутой системы некоторое количество тепла неизбежно будет уходить в открытый мир, что приведет ко второму закону.
Второй закон — убытки неизбежны — означает, что в связи с возрастающей энтропией, вы не можете вернуться к прежнему энергетическому состоянию. Энергия, сконцентрированная в одном месте, всегда будет стремиться к местам более низкой концентрации.
Наконец, третий закон — вы не можете выйти из игры — относится к абсолютному нулю, самой низкой теоретически возможной температуре — минус 273,15 градуса Цельсия. Когда система достигает абсолютного нуля, движение молекул останавливается, а значит энтропия достигнет самого низкого значения и не будет даже кинетической энергии. Но в реальном мире достичь абсолютного нуля невозможно — только очень близко к нему подойти.
Сила Архимеда
После того как древний грек Архимед открыл свой принцип плавучести, он якобы крикнул «Эврика!» (Нашел!) и побежал голышом по Сиракузам. Так гласит легенда. Открытие было вот настолько важным. Также легенда гласит, что Архимед обнаружил принцип, когда заметил, что вода в ванной поднимается при погружении в него тела.
Согласно принципу плавучести Архимеда, сила, действующая на погруженный или частично погруженный объект, равна массе жидкости, которую смещает объект. Этот принцип имеет важнейшее значение в расчетах плотности, а также проектировании подлодок и других океанических судов.
Эвoлюция и естественный отбор
Теперь, когда мы установили некоторые из основных понятий о том, с чего началась Вселенная и как физические законы влияют на нашу повседневную жизнь, давайте обратим внимание на человеческую форму и выясним, как мы дошли до такого. По мнению большинства ученых, вся жизнь на Земле имеет общего предка. Но для того, чтобы образовалась такая огромная разница между всеми живыми организмами, некоторые из них должны были превратиться в отдельный вид.
В общем смысле, эта дифференциация произошла в процессе эволюции. Популяции организмов и их черты прошли через такие механизмы, как мутации. Те, у кого черты были более выгодными для выживания, вроде коричневых лягушек, которые отлично маскируются в болоте, были естественным образом избраны для выживания. Вот откуда взял начало термин естественный отбор.
Можно умножить две этих теории на много-много времени, и собственно это сделал Дарвин в 19 веке. Эволюция и естественный отбор объясняют огромное разнообразие жизни на Земле.
Общая теория относительности
Общая теория относительности Альберта Эйнштейна была и остается важнейшим открытием, которое навсегда изменила наш взгляд на вселенную. Главным прорывом Эйнштейна было заявление о том, что пространство и время не являются абсолютными, а гравитация — это не просто сила, приложенная к объекту или массе. Скорее гравитация связана с тем, что масса искривляет само пространство и время (пространство-время).
Чтобы осмыслить это, представьте, что вы едете через всю Землю по прямой линии в восточном направлении, скажем, из северного полушария. Через некоторое время, если кто-то захочет точно определить ваше местоположение вы будете гораздо южнее и восточнее своего исходного положения. Это потому что Земля изогнута. Чтобы ехать прямо на восток, вам нужно учитывать форму Земли и ехать под углом немного на север. Сравните круглый шарик и лист бумаги.
Пространство — это в значительной мере то же самое. К примеру, для пассажиров ракеты, летящей вокруг Земли, будет очевидно, что они летят по прямой в пространстве. Но на самом деле, пространство-время вокруг них изгибается под действием силы тяжести Земли, заставляя их одновременно двигаться вперед и оставаться на орбите Земли.
Теория Эйнштейна оказала огромное влияние на будущее астрофизики и космологии. Она объяснила небольшую и неожиданную аномалию орбиты Меркурия, показала, как изгибается свет звезд и заложила теоретические основы для черных дыр.
Принцип неопределенности Гейзенберга
Расширение теории относительности Эйнштейна рассказало нам больше о том, как работает Вселенная, и помогло заложить основу для квантовой физики, что привело к совершенно неожиданному конфузу теоретической науки. В 1927 году осознание того, что все законы вселенной в определенном контексте являются гибкими, привело к ошеломительному открытию немецкого ученого Вернера Гейзенберга.
Постулируя свой принцип неопределенности, Гейзенберг понял, что невозможно одновременно знать с высоким уровнем точности два свойства частицы. Вы можете знать положение электрона с высокой степенью точности, но не его импульс, и наоборот.
Позже Нильс Бор сделал открытие, которое помогло объяснить принцип Гейзенберга. Бор выяснил, что электрон обладает качествами как частицы, так и волны. Концепция стала известна как корпускулярно-волновой дуализм и легла в основу квантовой физики. Поэтому, когда мы измеряем положение электрона, мы определяем его как частицу в определенной точке пространства с неопределенной длиной волны. Когда мы измеряем импульс, мы рассматриваем электрон как волну, а значит можем знать амплитуду ее длины, но не положение.
Что такое научная теория физика
Классическая механика Ньютона. Фундаментальное значение для всей Ф. имело введение Ньютоном понятия состояния. Первоначально оно было сформулировано для простейшей механической системы – системы материальных точек. Именно для материальных точек непосредственно справедливы законы Ньютона. Во всех последующих физических теориях понятие состояния было одним из основных. Состояние механической системы полностью определяется координатами и импульсами всех образующих систему тел. Если известны силы взаимодействия тел, определяющие их ускорения, то по значениям координат и импульсов в начальный момент времени уравнения движения механики Ньютона (второй закон Ньютона) позволяют однозначно установить значения координат и импульсов в любой последующий момент времени. Координаты и импульсы – основные величины в классической механике; зная их, можно вычислить значение любой др. механической величины: энергии, момента количества движения и др. Хотя позднее выяснилось, что ньютоновская механика имеет ограниченную область применения, она была и остаётся тем фундаментом, без которого построение всего здания современной Ф. было бы невозможным.
Механика сплошных сред.
Газы, жидкости и твёрдые тела в механике сплошных сред рассматриваются как непрерывные однородные среды. Вместо координат и импульсов частиц состояние системы однозначно характеризуется следующими функцияциями координат ( х, у, z) и времени ( t): плотностью р ( х, у, z, t), давлением Р ( х, у, z, t) и гидродинамической скоростью v ( х, у, z, t), с которой переносится масса. Уравнения механики сплошных сред позволяют установить значения этих функций в любой последующий момент времени, если известны их значения в начальный момент и граничные условия.
Эйлера уравнение, связывающее скорость течения жидкости с давлением, вместе с неразрывности уравнением, выражающим сохранение вещества, позволяют решать любые задачи динамики идеальной жидкости. В гидродинамике вязкой жидкости учитывается действие сил трения и влияние теплопроводности, которые приводят к диссипации механической энергии, и механика сплошных сред перестаёт быть «чистой механикой»: становятся существенными тепловые процессы. Лишь после создания термодинамики была сформулирована полная система уравнений, описывающая механические процессы в реальных газообразных, жидких и твёрдых телах. Движение электропроводящих жидкостей и газов исследуется в магнитной гидродинамике. Колебания упругой среды и распространение в ней волн изучаются в акустике.
Всё содержание термодинамики является в основном следствием двух начал: первого начала – закона сохранения энергии, и второго начала, из которого следует необратимость макроскопических процессов. Эти начала позволяют ввести однозначные функции состояния:внутреннюю энергию и энтропию. В замкнутых системах внутренняя энергия остаётся неизменной, а энтропия сохраняется только при равновесных (обратимых) процессах. При необратимых процессах энтропия возрастает, и её рост наиболее полно отражает определённую направленность макроскопических процессов в природе. В термодинамике основными величинами, задающими состояние системы, – термодинамическими параметрами – являются в простейшем случае давление, объём и температура. Связь между ними даётся термическим уравнением состояния (а зависимость энергии от объёма и температуры – калорическим уравнением состояния). Простейшее термическое уравнение состояния – уравнение состояния идеального газа (Клапейрона уравнение).
Статистическая физика (статистическая механика).
Для вычисления физических величин, характеризующих систему (средние плотности числа частиц, энергии и импульса), не требуется знания полной функции распределения. Достаточно более простых функций распределения: одночастичных, дающих среднее число частиц с данными значениями координат и импульсов, и двухчастичных, определяющих взаимное влияние (корреляцию) двух частиц. Общий метод получения уравнений для таких функций был разработан (в 40-х гг. 20 в.) Боголюбовым, Борном, Г. Грином (англ. физик) и др. Уравнения для одночастичной функции распределения, построение которых возможно для газов малой плотности, называются кинетическими. К их числу относится кинетическое уравнение Больцмана. Разновидности уравнения Больцмана для ионизованного газа (плазмы) – кинетические уравнения Ландау и А. А.Власова (30–40-е гг. 20 в.).
В последние десятилетия всё большее значение приобретает исследование плазмы. В этой среде основную роль играют электромагнитные взаимодействия заряженных частиц, и лишь статистическая теория, как правило, способна дать ответ на различные вопросы, связанные с поведением плазмы. В частности, она позволяет исследовать устойчивость высокотемпературной плазмы во внешнем электромагнитном поле. Эта задача чрезвычайно актуальна в связи с проблемой управляемого термоядерного синтеза.
Основатель электронной теории Лоренц сформулировал уравнения, описывающие элементарные электромагнитные процессы. Эти уравнения, называемые Лоренца – Максвелла уравнениями, связывают движение отдельных заряженных частиц с создаваемым ими электромагнитным полем.
Частная (специальная) теория относительности. Релятивистская механика.
В основе частной теории относительности – физической теории о пространстве и времени при отсутствии полей тяготения – лежат два постулата: принцип относительности и независимость скорости света от движения источника. Согласно принципу относительности Эйнштейна, любые физические явления – механические, оптические, тепловые и т.д. – во всех инерциальных системах отсчёта при одинаковых условиях протекают одинаково. Это означает, что равномерное и прямолинейное движение системы не влияет на ход процессов в ней. Все инерциальные системы отсчёта равноправны (не существует выделенной, «абсолютно покоящейся» системы отсчёта, как не существует абсолютных пространства и времени). Поэтому скорость света в вакууме во всех инерциальных системах отсчёта одинакова. Из этих двух постулатов вытекают преобразования координат и времени при переходе от одной инерциальной системы к другой – Лоренца преобразования. Из преобразований Лоренца получаются основные эффекты частной теории относительности: существование предельной скорости, совпадающей со скоростью света в вакууме с (любое тело не может двигаться со скоростью, превышающей с, и с является максимальной скоростью передачи любых взаимодействий); относительность одновременности (события, одновременные в одной инерциальной системе отсчёта, в общем случае не одновременны в другой); замедление течения времени и сокращение продольных – в направлении движения – размеров тела (все физические процессы в теле, движущемся со скоростью vотносительно некоторой инерциальной системы отсчёта, протекают в 
раз медленнее, чем те же процессы в данной инерциальной системе, и во столько же раз уменьшаются продольные размеры тела). Из равноправия всех инерциальных систем отсчёта следует, что эффекты замедления времени и сокращения размеров тел являются не абсолютными, а относительными, зависящими от системы отсчёта.
При больших скоростях движения любая физическая теория должна удовлетворять требованиям теории относительности, т. е. быть релятивистски-инвариантной. Законы теории относительности определяют преобразования при переходе от одной инерциальной системы отсчёта к другой не только координат и времени, но и любой физической величины. Эта теория вытекает из принципов инвариантности, или симметрии в Ф. (см. Симметрия в физике).
Общая теория относительности (теория тяготения). Из четырёх типов фундаментальных взаимодействий – гравитационных, электромагнитных, сильных и слабых – первыми были открыты гравитационные взаимодействия, или силы тяготения. На протяжении более двухсот лет никаких изменений в основы теории гравитации, сформулированной Ньютоном, внесено не было. Почти все следствия теории находились в полном согласии с опытом.
Гравитационные силы – самые слабые из фундаментальных сил в природе. Для протонов они примерно в 10 36 раз слабее электромагнитных. В современной теории элементарных частиц гравитационные силы не учитываются, т.к. полагают, что они не играют заметной роли. Роль гравитационных сил становится решающей при взаимодействиях тел космических размеров; они определяют также структуру и эволюцию Вселенной.
Теория тяготения Эйнштейна привела к новым представлениям об эволюции Вселенной. В середине 20-х гг. А. А. Фридман нашёл нестационарное решение уравнений гравитационного поля, соответствующее расширяющейся Вселенной. Этот вывод был подтвержден наблюдениями Э.Хаббла, открывшего закон красного смещения для галактик (означающий, что расстояния между любыми галактиками увеличиваются с течением времени). Др. пример предсказания теории – возможность неограниченного сжатия звёзд достаточно большой массы (больше 2–3 солнечных масс) с образованием т. н. «чёрных дыр». Имеются определённые указания (наблюдения за двойными звёздами – дискретными источниками рентгеновских лучей) на существование подобных объектов.
Общая теория относительности, как н квантовая механика, – великие теории 20 в. Все предшествующие теории, включая специальную теорию относительности, обычно относят к классической Ф. (иногда классической Ф. называют всю неквантовую Ф.).
Волновая функция даёт полную характеристику состояния. Зная y, можно вычислить вероятность определённого значения любой относящейся к частице (или системе частиц) физические величины и средние значения всех этих физических величин. Статистические распределения по координатам и импульсам не являются независимыми, из чего следует, что координата и импульс частицы не могут иметь одновременно точных значений (принцип неопределённости Гейзенберга); их разбросы связаны неопределённостей соотношением. Соотношение неопределённостей имеет место также для энергии и времени.
В квантовой механике момент импульса, его проекция, а также энергия при движении в ограниченной области пространства могут принимать лишь ряд дискретных значений. Возможные значения физических величин являются собственными значениями операторов, которые в квантовой механике ставятся в соответствие каждой физической величине. Физическая величина принимает определённое значение с вероятностью, равной единице, лишь в том случае, если система находится в состоянии, изображаемом собственной функцией соответствующего оператора.
Квантовая механика Шрёдингера – Гейзенберга не удовлетворяет требованиям теории относительности, т. е. является нерелятивистской. Она применима для описания движения элементарных частиц и слагающих их систем со скоростями, много меньшими скорости света.
С помощью квантовой механики была построена теория атомов, объяснена химическая связь, в том числе понята природа ковалентной химической связи; при этом было открыто существование специфического обменного взаимодействия – чисто квантового эффекта, не имеющего аналога в классической Ф. Обменная энергия играет главную роль в образовании ковалентной связи как в молекулах, так и в кристаллах, а также в явлениях ферромагнетизма и антиферромагнетизма. Эта энергия имеет важное значение во внутриядерных взаимодействиях.
На основе квантовой механики была построена зонная теория твёрдого тела.
Подобно тому, как на основе классических законов движения отдельных частиц была построена теория поведения большой их совокупности – классическая статистика, на основе квантовых законов движения частиц была построена квантовая статистика. Последняя описывает поведение макроскопических объектов в том случае, когда классическая механика неприменима для описания движения слагающих их частиц. В этом случае квантовые свойства микрообъектов отчётливо проявляются в свойствах макроскопических тел.
Квантовая статистика позволила обосновать теорему Нернста (третье начало термодинамики) – стремление энтропии к нулю при абсолютной температуре Т ® 0.
Квантовая статистическая теория равновесных процессов построена в столь же законченной форме, как и классическая. Заложены также основы квантовой статистической теории неравновесных процессов. Уравнение, описывающее неравновесные процессы в квантовой системе и называемое основным кинетическим уравнением, позволяет в принципе проследить за изменением во времени вероятности распределения по квантовым состояниям системы.
Квантовая теория поля (ктп).
Следующий этап в развитии квантовой теории – распространение квантовых принципов на системы с. бесконечным числом степеней свободы (поля физические) и описание процессов рождения и превращения частиц – привёл к КТП, наиболее полно отражающей фундаментальное свойство природы – корпускулярно-волновой дуализм.
В КТП частицы описываются с помощью квантованных полей, представляющих собой совокупность операторов рождения и поглощения частиц в различных квантовых состояниях. Взаимодействие квантованных полей приводит к различным процессам испускания, поглощения и превращения частиц. Любой процесс в КТП рассматривается как уничтожение одних частиц в определённых состояниях и появление других в новых состояниях.
Первоначально КТП была построена применительно к взаимодействию электронов, позитронов и фотонов (квантовая электродинамика). Взаимодействие между заряженными частицами, согласно квантовой электродинамике, осуществляется путём обмена фотонами, причём электрический заряд е частицы представляет константу, характеризующую связь поля заряженных частиц с электромагнитным полем (полем фотонов).
Дальнейшим плодотворным применением идей КТП явилась гипотеза Х. Юкавы (1935) о существовании взаимодействия между полем нуклонов (протонов и нейтронов) и полем мезонов (в то время ещё не обнаруженных экспериментально). Ядерные силы между нуклонами, согласно этой гипотезе, возникают в результате обмена нуклонов мезонами, а короткодействующий характер ядерных сил объясняется наличием у мезонов сравнительно большой массы покоя. Мезоны с предсказанными свойствами (пи-мезоны) были обнаружены в 1947, а взаимодействие их с нуклонами оказалось частным проявлением сильных взаимодействий.
КТП является, т. о., основой для описания элементарных взаимодействий, существующих в природе: электромагнитных, сильных и слабых. Наряду с этим методы КТП нашли широкое применение и в теории твёрдого тела, плазмы, атомного ядра, поскольку многие процессы в этих средах связаны с испусканием и поглощением различного рода элементарных возбуждений – квазичастиц (фононов, спиновых волн и др.).
Из-за бесконечного числа степеней свободы у поля взаимодействие частиц – квантов поля – приводит к математическим трудностям, которые до сих пор не удалось полностью преодолеть. Однако в теории электромагнитных взаимодействий любую задачу можно решить приближённо, т.к. взаимодействие можно рассматривать как малое возмущение свободного состояния частиц (вследствие малости безразмерной константы 
» 1 / 137, характеризующей интенсивность электромагнитных взаимодействий). Теория всех эффектов в квантовой электродинамике находится в полном согласии с опытом. Тем не менее положение в этой теории нельзя считать благополучным, т.к. для некоторых физических величин (массы, электрического заряда) при вычислениях по теории возмущений получаются бесконечные выражения (расходимости). Их исключают, используя т.к. технику перенормировок, заключающуюся в том, что бесконечно большие величины для массы и заряда частицы заменяются их наблюдаемыми значениями. Большой вклад в разработку квантовой электродинамики внесли (в конце 40-х гг.) С.Томонага, Р. Фейнман, Ю. Швингер.
Разработанные в квантовой электродинамике методы в дальнейшем пытались применить для расчёта процессов слабого и сильного (ядерного) взаимодействий, однако здесь встретился ряд проблем.
Слабые взаимодействия присущи всем элементарным частицам, кроме фотона. Они проявляются в распадах большинства элементарных частиц и в некоторых других их превращениях. Константа слабых взаимодействий, определяющая интенсивность протекания вызванных ими процессов, растет с увеличением энергии частиц.
Делаются попытки построить единую теорию слабых, электромагнитных и сильных взаимодействий (по типу калибровочных теорий).
Принципы симметрии и законы сохранения.
Физические теории позволяют по начальному состоянию объекта определить его поведение в будущем. Принципы симметрии (или инвариантности) носят общий характер, им подчинены все физические теории. Симметрия законов Ф. относительно некоторого преобразования означает, что эти законы не меняются при проведении данного преобразования. Поэтому принципы симметрии можно установить на основании известных физ. законов. С др. стороны, если теория каких-либо физических явлений ещё не создана, открытые на опыте симметрии играют эвристическую роль при построении теории. Отсюда особая важность экспериментально установленных симметрий сильно взаимодействующих элементарных частиц – адронов, теория которых, как уже говорилось, не построена.
Справедливыми для всех типов взаимодействий являются симметрии законов Ф. относительно следующих непрерывных пространственно-временных преобразований: сдвига и поворота физической системы как целого в пространстве, сдвига во времени (изменения начала отсчёта времени). Инвариантность (неизменность) всех физических законов относительно этих преобразований отражает соответственно однородность и изотропию пространства и однородность времени. С этими симметриями связаны (соответственно) законы сохранения импульса, момента количества движения и энергии. К общим симметриям относятся также инвариантность по отношению к преобразованиям Лоренца и калибровочным преобразованиям (1-го рода) – умножению волновой функции на т. н. фазовый множитель, не меняющий квадрата её модуля (последняя симметрия связана с законами сохранения электрического, барионного и лептонного зарядов), и некоторые другие.
Существуют также симметрии, отвечающие дискретным преобразованиям: изменению знака времени (см. Обращение времени), пространственной инверсии (т. н. зеркальная симметрия природы), зарядовому сопряжению. На основе приближённой SU (3)-симметрии (см. Сильные взаимодействия) М. Гелл-Ман (1962) создал систематику адронов, позволившую предсказать существование нескольких элементарных частиц, открытых позднее экспериментально.
Успехи в классификации адронов на основе принципов симметрии очень велики, хотя причины возникновения этих симметрий до конца не ясны; возможно, они действительно обусловлены существованием и свойствами кварков.