Законите на природата и Вселената, които е добре да знаем

Учените използват много инструменти в опит да обяснят как работят природата и Вселената като цяло. За което прибягват към закони и теории.

Както законите, така и теориите зависят от основните елементи на научния метод, например създаването на хипотези, провеждането на експерименти, откриване (или неоткриване) на емпирични данни и правенето на изводи.

В края на краищата учените трябва да са в състояние да повторят резултатите, ако на експеримента му е съдено да стане основа за общоприет закон или теория.

В тази статия ще разгледаме някои от законите на природата и Вселената, които може да си припомните, дори ако не поглеждате толкова често към сканиращия електронен микроскоп.

Да започнем с взрив и да завършим с неопределеност.

Теорията на Големия взрив

Ако си струва да знаете поне една научна теория, то нека тя да обяснява как Вселената е достигнала сегашното си състояние.

Въз основа на проучвания, проведени от Едуин Хъбъл, Жорж Льометър и Алберт Айнщайн, теорията на Големия взрив твърди, че Вселената е започнала преди 13,8 млрд. години (според последните данни на телескопа „Планк“) с масивно разширение.

В даден момент Вселената е била събрана в една точка и е обхващала цялата материя на сегашната Вселена. Това движение продължава и до днес, а самата Вселена се разширява постоянно.

Теорията на Големия взрив е получила широка подкрепа в научните кръгове, след като Арно Пензиас и Робърт Уилсън откриват космическия микровълнов фон през 1965 г. С помощта на радиотелескопи двамата астрономи открили космически шум, който не се разсейва с времето.

В сътрудничество с принстънския изследовател Робърт Дике била потвърдена хипотезата, че първоначалният Голям взрив е оставил след себе си ниско ниво на радиация, която може да се открие по цялата Вселена.

Закон на космическото разширение на Хъбъл

Нека за миг да задържим Едуин Хъбъл. Докато през 20-те години бушувала Великата депресия, Хъбъл правел новаторски астрономични изследвания. Той не само доказал, че има и други галактики освен Млечния път, но също открил, че тези галактики се отдалечават от нашата.

За да се оцени количествено скоростта на това галактично движение, Хъбъл предложил закона за космическо разширение, тоест закона на Хъбъл. Уравнението изглежда така: скоростта = H0 x разстоянието. Скоростта представлява скоростта на разбягване на галактиките; H0 е константата на Хъбъл, или параметърът, който показва скоростта на разширение на Вселената; разстоянието е разстоянието от една галактика до тази, с която се прави сравнението.

Константата на Хъбъл е изчислявана при различни стойности достатъчно дълго време, но сега тя е замръзнала на точката 70 км/с на мегапарсек. За нас това не е толкова важно. Важно е това, че законът представлява удобен начин за измерване на скоростта на галактиките спрямо нашата собствена. И още по-важно е, че законът е установил, че Вселената се състои от много галактики, чието движение се проследява до Големия взрив.

Закони за планетното движение на Кеплер

В продължение на векове учените са се сражавали един с друг и с религиозни лидери за орбитите на планетите, особено за това въртят ли се те около Слънцето. През XVI век Коперник издига своята спорна концепция за хелиоцентрична Слънчева система, в която планетите се въртят около Слънцето, а не около Земята. Едва с Йохан Кеплер, който се опирал на работата на Тихо Брахе и други астрономи, се появява ясна научна основа за движението на планетите.

Трите закона за планетно движение на Кеплер, изведени в началото на XVII век, описват движението на планетите около Слънцето.

Първият закон, който понякога се нарича закон на орбитите, твърди, че планетите се въртят около Слънцето по елиптични орбити. Вторият закон, законът за областите, говори, че линията, съединяваща планетата със Слънцето, образува равни площи през равни интервали от време.

С други думи, ако измервате площта, създадена от нарисувана линия от Земята до Слънцето, и проследите движението на Земята в продължение на 30 дни, площта ще бъде еднаква, независимо от положението на Земята спрямо началото на отчитането.

Третият закон, законът на периодите, позволява да се установи ясна взаимовръзка между орбиталните периоди на планетите и разстоянието до Слънцето. Благодарение на този закон ние знаем, че планета, която е сравнително близо до Слънцето, от рода на Венера, има доста по-кратък орбитален период, отколкото далечните планети, от рода на Нептун.

Универсален закон на привличането

Днес това може да си е в реда на нещата, но преди повече от 300 години сър Исак Нютон е предложил революционна идея: два обекта, независимо от тяхната маса, оказват гравитационно привличане един на друг. Този закон е представен с уравнение:

F = G × [(m1m2)/r²]

F е гравитационната сила между двата обекта, измерена в нютони. M1 и M2 са масите на двата обекта, докато r е разстоянието между тях. G е гравитационната константа, изчислена днес като 6,67384(80)·10⁻¹¹ или Н·м²·кг⁻².

Преимуществото на универсалния закон на привличането е в това, че позволява да се изчисли гравитационното привличане между които и да е два обекта. Тази способност е изключително полезна, когато учените например изпращат спътник на орбита или определят хода на Луната.

Законите на Нютон

Щом сме заговорили за един от най-великите учени, живели някога на Земята, да споменем и други знаменити закони на Нютон. Неговите три закона за динамиката са съществена част от съвременната физика. И както и много други физични закони, те са елегантни в своята простота.

Първият от трите закона твърди, че обект в движение остава в движение, ако върху него не действа външна сила. За топката, която се търкаля по пода, външната сила може да е триенето между топката и пода, или момчето, което я рита в друга посока.

Вторият закон установява връзката между масата на обекта (m) и неговото ускорение (a) във вид на уравнението F = m x a. F представлява силата, измерена в нютони. Също така това е вектор, тоест има насочен компонент. Благодарение на ускорението топката, която се търкаля по пода, има естествен вектор в посока на нейното движение и това се отчита при изчисляване на силата.

Третият закон е доста съдържателен и трябва да ви е познат: за всяко действие има равно по големина и противоположно по посока противодействие. Тоест на всяка сила, приложена към обект на повърхността, обектът противодейства със същата сила.

Закони на термодинамиката

Британският физик и писател Чарлс Пърси Сноу веднъж казал, че неученият, който не знае втория закон на термодинамиката, е като учения, който никога не е чел Шекспир. Прочутото изявление на Сноу е подчертавало важността на термодинамиката и необходимостта дори хора, далечни от науката, да го знаят.

Термодинамиката е наука за това как енергията работи в система, било то двигател или земното ядро. Тя може да се сведе до няколко базови закона, които Сноу е представил по следния начин:

• Не можете да спечелите.
• Не можете да избегнете загубите.
• Не можете да излезете от играта.

Нека малко да обясним. Като казва, че не можете да спечелите, Сноу има предвид, че тъй като материята и енергията се съхраняват, не можете да получите едно, без да загубите друго. И също така това означава, че за работата на двигателя ви е необходимо да подавате топлина, но в отсъствието на идеално затворена система известно количество топлина неизбежно отива в околния свят, което води до втория закон.

Вторият закон – загубите са неизбежни – означава, че във връзка с нарастващата ентропия вие не можете да се върнете към предишното енергийно състояние. Енергията, концентрирана на едно място, винаги ще се стреми към място с по-ниска концентрация.

Накрая, третият закон – не можете да излезете от играта – се отнася към абсолютната нула, най-ниската теоретична възможна температура – минус 273,15 градуса по Целзий. Когато системата достигне абсолютната нула, движението на молекулите спира, а значи ентропията достига най-ниската стойност и няма да бъде дори кинетична енергия. Но в реалния свят е невъзможно да се достигне абсолютната нула, само да се доближи.

Сила на Архимед

След като древният грък Архимед открил своя принцип на плаваемостта, той изкрещял „Еврика!“ и хукнал гол из Сиракуза. Така гласи легендата. Ето толкова било важно откритието. Също легендата гласи, че Архимед е открил принципа, когато забелязал, че водата във ваната се повдига при поставяне на тяло в нея.

Според принципа за плаваемостта на Архимед силата, действаща на потопения или частично потопения обект, е равна на масата на течността, която измества обекта. Този принцип има изключително значение в изчисляването на плътността, както и при проектирането на подводници и други океански съдове.

Еволюция и естествен отбор

Сега, когато установихме някои от основните понятия за това, с какво започва Вселената и как физичните закони влияят върху нашия живот, нека да обърнем внимание на човешката форма и да изясним как сме се докарали дотук.

Според повечето учени целият живот на Земята има общ прародител. Но за да се образува такава огромна разлика между всички живи организми, някои от тях трябвало да се превърнат в отделен вид.

Общо взето, тази диференциация е настъпила в процеса на еволюция. Популациите на организмите и техните черти са преминали през такива механизми като мутациите. Тези, при които чертите били по-добри за оцеляване, по естествен начин са били избрани. Ето откъде води началото си терминът естествен отбор.

Може да се умножат двете теории за много време и тъкмо това е направил Дарвин през XIX век. Еволюцията и естественият отбор обясняват огромното разнообразие от живот на Земята.

Обща теория на относителността

Общата теория на относителността на Алберт Айнщайн е била и си остава важно откритие, което завинаги е променило нашия възглед за Вселената. Главен пробив на Айнщайн е било заявлението, че пространството и времето не се явяват абсолютни, а гравитацията не е просто сила, приложена към обекта или масата. По-скоро гравитацията е свързана с това, че масата изкривява самото пространство-време.

За да осмислите това, представете си, че вървите през цялата Земя по права линия в източна посока, да речем от Северното полукълбо. След известно време, ако някой иска да определи вашето местоположение, вие ще бъдете южно или източно от изходното си положение. Това е така, защото Земята е кръгла. За да вървите право на изток, е необходимо да отчитате формата на Земята и да вървите леко под ъгъл на север. Сравнете топката и листа хартия.

Пространството в значителна степен е същото. Например за пътниците на ракета, летяща около Земята, ще бъде очевидно, че те летят по права в пространството. Но всъщност пространство-времето около тях се огъва под действието на силата на тежестта на Земята, карайки ги едновременно да се движат напред и да остават на орбита около Земята.

Теорията на Айнщайн е оказала огромно влияние на бъдещето на астрофизиката и космологията. Тя е обяснила неочакваната аномалия на орбитата на Меркурий, показала е как се изкривява светлината на звездите и е заложила теоретични основи за черните дупки.

Принцип на неопределеността на Хайзенберг

Разширението на теорията на относителността на Айнщайн ни е разказало повече за това как работи Вселената и е помогнало да се заложи основа за квантовата физика, което е довело до неочакван конфуз в теоретичната наука.

През 1927 година осъзнаването на това, че всички закони на Вселената в определен контекст са гъвкави, е довело до зашеметяващото откритие на немския учен Вернер Хайзенберг.

Извеждайки своя принцип на неопределеността, Хайзенберг разбрал, че е невъзможно да се знаят с високо ниво на точност две свойства на частицата. Може да знаете положението на електрона с висока степен на точност, но не и неговия импулс, и обратното.

По-късно Нилс Бор прави откритие, което помага да се обясни принципът на Хайзенберг. Бор изяснява, че електронът притежава качества както на частица, така и на вълна. Концепцията става известна като корпускулярно-вълнови дуализъм и заляга в основата на квантовата физика.

Затова, когато измерваме положението на електрона, ние го определяме като частица в определена точка от пространството с неопределена дължина на вълната. Когато измерваме импулса, разглеждаме електрона като вълна, тоест можем да знаем амплитудата на нейната дължина, но не и положението ѝ.