Джеймс трефил
| Вид материала | Закон |
- Джеймс А. Дискретная математика и комбинаторика [Текст] / Джеймс А. Андерсон, 42.79kb.
- Джеймс блиш города в полете 1-4 триумф времени вернись домой, землянин жизнь ради звезд, 10495.38kb.
- Джеймс Н. Фрей. Как написать гениальный роман, 2872.12kb.
- Мюриел Джеймс, Дороти Джонгвард, 4810.7kb.
- Кен Арнольд Джеймс Гослинг, 5058.04kb.
- Джеймс Джодж Бойл. Секты-убийцы (Главы из книги) Перевод с английского Н. Усовой, 844.92kb.
- Джеймс Хэрриот, 3697.74kb.
- В. К. Мершавки Доктор Джеймс Холлис известный юнгианский аналитик, директор Центра, 1972.4kb.
- В. К. Мершавки Доктор Джеймс Холлис известный юнгианский аналитик, директор Центра, 5237.48kb.
- Джеймс Боллард, 2244.23kb.
ЗАКОН СОХРАНЕНИЯ
МОМЕНТА ИМПУЛЬСА
Вращающееся вокруг своей оси тело при отсутствии тормозящих вращение сил так и будет продолжать вращаться. Физики привычно объясняют этот феномен тем, что такое вращающееся тело обладает неким количеством движения, вьгражающимся в форме углового момента количества движения, или кратко момента импульса, или момента вращения. Момент импульса вращающегося тела прямо пропорционален скорости вращения тела, его массе и линейной протяженности. Чем выше любая из этих величин, тем выше момент импульса. Если теперь допустить, что тело вращается не вокруг собственного центра массы, а вокруг некоего центра вращения, удаленного от него, оно все равно будет обладать вращательным моментом импульса. В математическом представлении момент импульса Ь тела, вращающегося с угловой скоростью т, равен Ь = 1т, где величина I, называемая моментом инерции, является аналогом инерционной массы в законе сохранения линейного импульса, и зависит она как от массы тела, так и от его конфигурации — то есть от распределения массы внутри тела. В целом, чем дальше от оси вращения удалена основная масса тела, тем выше момент инерции.
сохраняющейся или консервативной принято называть величину, которая не изменяется в результате рассматриваемого взаимодействия. В рамках закона сохранения момента импульса консервативной величиной как раз и является угловой момент вращения массы — он не изменяется в отсутствие приложенного момента силы или крутящего момента — проекции вектора силы на плоскость вращения, перпендикулярно радиусу вращения, помноженной на рычаг (расстояние до оси вращения). самый расхожий пример закона сохранения момента импульса — фигуристка, выполняющая фигуру вращения с ускорением. спортсменка входит во вращение достаточно медленно, широко раскинув руки и ноги, а затем, по мере того как она собирает массу своего тела все ближе к оси вращения, прижимая конечности все ближе к туловищу, скорость вращения многократно возрастает вследствие уменьшения момента инерции при сохранении момента вращения. Тут мы и убеждаемся наглядно, что, чем меньше момент инерции I, тем выше угловая скорость о и, как следствие, короче период вращения, обратно пропорциональный ей.
следует отметить, однако, что не любая приложенная извне сила сказывается на моменте вращения. Предположим, вы поставили свой велосипед «на попа» (колесами вверх) и сильно раскрутили одно из его колес. Понятно, что, приложив тормозящую силу трения к любой окружности колеса (нажав на ручной тормоз, приложив руку к резине или вращающимся спицам), вы тем самым снизите угловую скорость его вращения. Однако сколько бы вы ни старались, вы не остановите вращения колеса, пытаясь воздействовать на ось вращения. Иными словами, для изменения момента вращения необходима не просто сила, а момент силы — то есть сила, приложенная по направлению, отличному от направления
оси вращения, и на некотором удалении от нее. Поэтому закон сохранения момента вращения можно сформулировать и несколько иначе: момент вращения тела изменяется только в присутствии момента силы, направленной на его изменение.
И тут возникает важное дополнительное замечание. До сих пор мы говорили об изменении момента вращения в плане ускорения или замедления вращения как такового, но при этом тело продолжало вращаться все в той же плоскости, и ось вращения не изменяла своей ориентации в пространстве. Теперь предположим, что момент силы приложен в плоскости, которая отличается от плоскости, в которой вращается тело. Такое воздействие неизбежно приведет к изменению направления оси вращения. В отсутствие же внешних воздействий закон сохранения момента импульса подразумевает, что направление оси вращения остается неизменным. Этот принцип широко используется в так называемых гироскопических навигационных приборах. В их основе лежит массивное быстро вращающееся колесо — гироскоп — которое не изменяет своей ориентации в пространстве, благодаря чему прибор стабильно указывает заданное направление вне зависимости от угла поворота субмарины, самолета или спутника, на котором он установлен. с технической точки зрения гироскоп представляет собой массивный диск на осевых подшипниках низкого трения, раскрученный с очень большой скоростью. Идеальный гироскоп — это диск бесконечной массы, вращающийся с бесконечной скоростью в идеальном вакууме. В таком случае закон сохранения момента импульса подскажет нам, что направление оси такого идеального гироскопа не отклонится от исходной ни на одну угловую секунду, и он вечно будет указывать нам на изначально заданную точку. Искусственные спутники Земли, как правило, оснащаются несколькими независимыми гироскопами, вращающимися в разных плоскостях, и бортовая электроника, сопоставляя данные нескольких гироскопических компасов и усредняя поправки на возможные отклонения их показаний, безошибочно определяет координаты и ориентацию спутника в околоземном пространстве.
Закон
сохранения электрического заряда
Алгебраическая сумма
электрических зарядов в замкнутой системе остается постоянной
1747 ЗАКОН СОХРАНЕНИЯ ЭЛЕКТРИЧЕСКОГО ЗАРЯДА
ЗАКОНЫ КИРХГОФФА
1911
1897 • ОТКРЫТИЕ ЭЛЕКТРОНА
1913
ОПЫТ РЕЗЕРФОРДА
АТОМ БОРА
О том, что электрические заряды в природе существуют, человечество знало со времен древнегреческих натурфилософов, которые открыли, что кусочки янтаря, если их потереть кошачьей шерстью, начинают отталкиваться друг от друга. сегодня мы знаем, что электрический заряд, подобно массе, является одним из фундаментальных свойств материи. Все без исключения элементарные частицы, из которых состоит материальная Вселенная, имеют тот или иной электрический заряд — положительный (подобно протонам в составе атомного ядра), нейтральный (подобно нейтронам того же ядра) или отрицательный (подобно электронам, образующим внешнюю оболочку атомного ядра и обеспечивающим его электрическую нейтральность в целом).
Одним из полезнейших приемов в физике является выявление совокупных (суммарных) свойств системы, которые не изменяются ни при каких изменениях ее состояния. Такие свойства, выражаясь научным языком, являются консервативными, поскольку для них выполняются законы сохранения. Любой закон сохранения сводится к констатации того факта, что в замкнутой (в смысле полного отсутствия «утечки» или «поступления» соответствующей физической величины) консервативной системе соответствующая величина, характеризующая систему в целом, со временем не изменяется.
Электрический заряд как раз и относится к категории консервативных характеристик замкнутых систем. Алгебраическая сумма положительных и отрицательных электрических зарядов — чистый суммарный заряд системы — не изменяется ни при каких обстоятельствах, какие бы процессы в системе ни происходили. В частности, при химических реакциях, отрицательно заряженные валентные электроны могут каким угодно образом перераспределяться между внешними оболочками образующих химические связи атомов различных веществ — ни совокупный отрицательный заряд электронов, ни совокупный положительный заряд протонов в ядре в замкнутой химической системе не изменится. И это лишь самый простой пример, поскольку при химических реакциях не происходит трансмутаций самих протонов и электронов, в результате чего число положительных и отрицательных зарядов в системе можно просто подсчитать.
При более высоких энергиях, однако, электрически заряженные элементарные частицы начинают вступать во взаимодействия друг с другом и проследить за соблюдением закона сохранения электрического заряда становится значительно сложнее, но он выполняется и в этом случае. например, при реакции спонтанного распада изолированного нейтрона происходит процесс, который можно описать следующей формулой:
п — р + е + V,
где р — положительно заряженный протон, п — нейтрально заряженный нейтрон, е — отрицательно заряженный электрон, а V —
нейтральная частица, называемая нейтрино. нетрудно увидеть, что и в исходном материале, и в продукте реакции суммарный электрический заряд равен нулю (0 = +1 - 1 + 0), однако в этом случае налицо изменение общего числа положительно и отрицательно заряженных частиц в системе. Это одна из реакций радиоактивного распада, в которых закон сохранения алгебраической суммы электрических зарядов выполняется, несмотря на образование новых заряженных частиц. Такие процессы характерны для взаимодействий между элементарными частицами, при которых из частиц с одними электрическими зарядами рождаются частицы с другими электрическими зарядами. суммарный электрический заряд замкнутой системы, в любом случае, остается неизменным.
Закон Стефана— Больцмана
•
1864
Светимость абсолютно черного тела пропорциональна четвертой степени его температуры
1879
СПЕКТР ЭЛЕКТРОМАГНИТНОГО ИЗЛУЧЕНИЯ
1900
ЗАКОН СТЕФАНА— БОЛЬЦМАНА
ИЗЛУЧЕНИЕ
ЧЕРНОГО ТЕЛА
Нагретые тела излучают энергию в виде электромагнитных волн различной длины. Когда мы говорим, что тело «раскалено докрасна», это значит, что его температура достаточно высока, чтобы тепловое излучение происходило в видимой, световой части спектра. На атомарном уровне излучение становится следствием испускания фотонов возбужденными атомами (см. излучение черного тела). Закон, описывающий зависимость энергии теплового излучения от температуры, был получен на основе анализа экспериментальных данных австрийским физиком Йозефом Стефаном и теоретически обоснован также австрийцем Людвигом Больцманом (см. постоянная больцмана).
Чтобы понять, как действует этот закон, представьте себе атом, излучающий свет в недрах Солнца. Свет тут же поглощается другим атомом, излучается им повторно и таким образом передается по цепочке от атома к атому, благодаря чему вся система находится в состоянии энергетического равновесия. В равновесном состоянии свет строго определенной частоты поглощается одним атомом в одном месте одновременно с испусканием света той же частоты другим атомом в другом месте. В результате интенсивность света каждой длины волны спектра остается неизменной.
Температура внутри Солнца падает по мере удаления от его центра. Поэтому по мере движения по направлению к поверхности, спектр светового излучения оказывается соответствующим более высоким температурам, чем температура окружающей среды. В результате при повторном излучении, согласно закону Стефана—Больцмана, оно будет происходить на более низких энергиях и частотах, но при этом в силу закона сохранения энергии будет излучаться большее число фотонов. Таким образом, к моменту достижения им поверхности спектральное распределение будет соответствовать температуре поверхности Солнца (около 5800 К), а не температуре в центре Солнца (около 15 000 000 К).
Энергия, поступившая к поверхности Солнца (или к поверхности любого горячего объекта), покидает его в виде излучения. Закон Стефана—Больцмана как раз и говорит нам, какова излученная энергия. Этот закон записывается так:
Е = аТ4,
где Т — температура (в кельвинах), а а — постоянная Больцмана. Из формулы видно, что при повышении температуры светимость тела не просто возрастает — она возрастает в значительно большей степени. Увеличьте температуру вдвое, и светимость возрастет в 16 раз!
Итак, согласно этому закону любое тело, имеющее температуру выше абсолютного нуля, излучает энергию. Так почему, спрашивается, все тела давно не остыли до абсолютного нуля? Почему, скажем, лично ваше тело, постоянно излучая тепловую энергию в инфракрасном диапазоне, характерном для температуры человеческого тела (чуть больше 300 К), не остывает?
Ответ на этот вопрос на самом деле состоит из двух частей. Во-первых, с пищей вы получаете энергию извне, которая в процессе метаболического усвоения пищевых калорий организмом преобразуется в тепловую энергию, восполняющую потери вашим телом энергии в силу закона Стефана—Больцмана. Умершее теплокровное весьма быстро остывает до температуры окружающей среды, поскольку энергетическая подпитка его тела прекращается.
Еще важнее, однако, тот факт, что закон распространяется на все без исключения тела с температурой выше абсолютного нуля. Поэтому, отдавая свою тепловую энергию окружающей среде, не забывайте, что и тела, которым вы отдаете энергию, — например, мебель, стены, воздух — в свою очередь излучают тепловую энергию, и она передается вам. Если окружающая среда холоднее вашего тела (как чаще всего бывает), ее тепловое излучение компенсирует лишь часть тепловых потерь вашего организма, и он восполняет дефицит за счет внутренних ресурсов. Если же температура окружающей среды близка к температуре вашего тела или выше нее, вам не удастся избавиться от избытка энергии, выделяющейся в вашем организме в процессе метаболизма посредством излучения. И тут включается второй механизм. Вы начинаете потеть, и вместе с капельками пота через кожу покидают ваше тело излишки теплоты.
В вышеприведенной формулировке закон Стефана—Больцмана распространяется только на абсолютно черное тело, поглощающее все попадающее на его поверхность излучение. Реальные физические тела поглощают лишь часть лучевой энергии, а оставшаяся часть ими отражается, однако закономерность, согласно которой удельная мощность излучения с их поверхности пропорциональна Т4, как правило, сохраняется и в этом случае, однако постоянную Больцмана в этом случае приходится заменять на другой коэффициент, который будет отражать свойства реального физического тела. Такие константы обычно определяются экспериментальным путем.
ЙОЗЕФ СТЕФАН (Josef Stefan, 1835-93) — австрийский физик-экспериментатор. Родился в г. Кла-генфурт (Klagenfurt). По окончании Венского университета продолжил свою карьеру там же — с 1863 года в качестве профессора кафедры высшей математики и физики, а с 1866 года — по совместительству в качестве директора Института экспериментальной физики при Венском университете. Исследования Стефана затронули целый ряд разделов физики, включая явления электромагнитной индукции, диффузии, молекулярно-кинетическую
теорию газов. Однако своей научной репутацией он обязан, прежде всего, работе по исследованию теплопередачи посредством излучения. Именно он экспериментально нашел формулу закона Стефана—Боль-цмана путем измерения теплоотдачи платиновой проволоки при различных температурах; теоретическое же обоснование закона дал его ученик Людвиг Больцман. Используя свой закон, Стефан впервые дал достоверную оценку температуры поверхности Солнца — около 6000 градусов по абсолютной шкале.
Закон Хаббла
1742, 1823
Кажущаяся скорость удаления галактики от нас прямо пропорциональна расстоянию до нее
•
1842
ПАРАДОКС ОЛЬБЕРСА
ЭФФЕКТ ДОПЛЕРА
1912
1917
ЗАВИСИМОСТЬ ПЕРИОД-СВЕТИМОСТЬ
1929
КОСМОЛОГИЧЕСКАЯ ПОСТОЯННАЯ
1948
ЗАКОН ХАББЛА
1948
БОЛЬШОЙ ВЗРЫВ
ТЕОРИЯ
СТАЦИОНАРНОЙ
ВСЕЛЕННОЙ
1981
ИНФЛЯЦИОННАЯ СТАДИЯ РАСШИРЕНИЯ ВСЕЛЕННОЙ
Вернувшись с Первой мировой войны, Эдвин Хаббл устроился на работу в высокогорную астрономическую обсерваторию Маунт-Вилсон в Южной Калифорнии, которая в те годы была лучшей в мире по оснащенности. Используя ее новейший телескоп-рефлектор с диаметром главного зеркала 2,5 м, он провел серию любопытных измерений, навсегда перевернувших наши представления о Вселенной.
Вообще-то, Хаббл намеревался исследовать одну застаревшую астрономическую проблему — природу туманностей. Эти загадочные объекты, начиная с XVIII века, волновали ученых таинственностью своего происхождения. К XX веку некоторые из этих туманностей разродились звездами и рассосались, однако большинство облаков так и остались туманными — и по своей природе, в частности. Тут ученые и задались вопросом: а где, собственно, эти туманные образования находятся: в нашей Галактике или часть из них представляют собой иные «островки Вселенной», если выражаться изощренным языком той эпохи? До ввода в действие телескопа на горе Уилсон в 1917 году этот вопрос стоял чисто теоретически, поскольку для измерения расстояний до этих туманностей технических средств не имелось.
Начал свои исследования Хаббл с самой, пожалуй, популярной с незапамятных времен туманности Андромеды. К 1923 году ему удалось рассмотреть, что окраины этой туманности представляют собой скопления отдельных звезд, некоторые из которых принадлежат к классу переменных цефеид (согласно астрономической классификации). Наблюдая за переменной цефеидой на протяжении достаточно длительного времени, астрономы измеряют период
изменения ее светимости, а затем по зависимости период —светимость определяют и количество испускаемого ею света.
Чтобы лучше понять, в чем заключается следующий шаг, приведем такую аналогию. Представьте, что вы стоите в беспросветно темной ночи, и тут вдалеке кто-то включает электрическую лампу. Поскольку ничего, кроме этой далекой лампочки, вы вокруг себя не видите, определить расстояние до нее вам практически невозможно. Может, она очень яркая и светится далеко, а может, тусклая и светится неподалеку. Как это определить? А теперь представьте, что вам каким-то образом удалось узнать мощность лампы — скажем, 60, 100 или 150 ватт. Задача сразу упрощается, поскольку по видимой светимости вы уже сможете примерно оценить геометрическое расстояние до нее. Так вот: измеряя период изменения светимости цефеиды, астроном находится примерно в той же ситуации, как и вы, рассчитывая расстояние до удаленной лампы, зная ее светосилу (мощность излучения).
Первое, что сделал Хаббл, — рассчитал расстояние до цефеид на окраинах туманности Андромеды, а значит, и до самой туманности: 900 000 световых лет (более точно рассчитанное на сегодняшний день расстояние до галактики Андромеды (так ее теперь называют) составляет 2,3 миллиона световых лет. — Прим. автора) — то есть туманность находится далеко за пределами Млечного Пути — нашей Галактики. Пронаблюдав эту и другие
туманности, Хаббл пришел к базовому выводу о структуре Вселенной: она состоит из набора огромных звездных скоплений — галактик. Именно они и представляются нам в небе далекими туманными «облаками», поскольку отдельных звезд на столь огромном удалении мы рассмотреть попросту не можем. Одного этого открытия, вообще-то, хватило бы Хабблу для всемирного признания его заслуг перед наукой.
Ученый, однако, этим не ограничился и подметил еще один важный аспект в полученных данных, который астрономы наблюдали и прежде, но интерпретировать затруднялись. А именно: наблюдаемая длина спектральных световых волн, излучаемых атомами удаленных галактик, несколько ниже длины спектральных волн, излучаемых теми же атомами в условиях земных лабораторий. То есть в спектре излучения соседних галактик квант света, излучаемый атомом при скачке электрона с орбиты на орбиту, смещен по частоте в направлении красной части спектра по сравнению с аналогичным квантом, испущенным таким же атомом на Земле. Хаббл взял на себя смелость интерпретировать это наблюдение как проявление эффекта доплера, а это означает, что все наблюдаемые соседние галактики удаляются от Земли, поскольку практически у всех галактических объектов за пределами Млечного Пути наблюдается именно красное спектральное смещение, пропорциональное скорости их удаления.
Самое главное, Хабблу удалось сопоставить результаты своих измерений расстояний до соседних галактик (по наблюдениям переменных цефеид) с измерениями скоростей их удаления (по красному смещению). И Хаббл выяснил, что чем дальше от нас находится галактика, тем с большей скоростью она удаляется. Это самое явление центростремительного «разбегания» видимой Вселенной с нарастающей скоростью по мере удаления от локальной точки наблюдения и получило название закона Хаббла. Математически он формулируется очень просто:
V = Нг,
где V — скорость удаления галактики от нас, г — расстояние до нее, а Н — так называемая постоянная Хаббла. Последняя определяется экспериментально, и на сегодняшний день оценивается как равная примерно 70 км/(с-Мпк) (километров в секунду на мегапарсек; 1 Мпк приблизительно равен 3,3 миллионам световых лет). А это означает, что галактика, удаленная от нас на расстояние 10 мегапарсек, убегает от нас со скоростью 700 км/с, галактика, удаленная на 100 Мпк, — со скоростью 7000 км/с и т.д. И, хотя изначально Хаббл пришел к этому закону по результатом наблюдения всего нескольких ближайших к нам галактик, ни одна из множества открытых с тех пор новых, все более удаленных от Млечного Пути галактик видимой Вселенной из-под действия этого закона не выпадает.
Итак, главное и, казалось бы, невероятное следствие закона Хаббла: Вселенная расширяется! Мне этот образ нагляднее всего представляется так: галактики — изюмины в быстро всходящем дрожжевом тесте. Представьте себя микроскопическим существом на одной из изюмин, тесто для которого представляется прозрачным: и что вы увидите? Поскольку тесто поднимается, все прочие изюмины от вас удаляются, причем, чем дальше изюмина, тем быстрее она удаляется от вас (поскольку между вами и далекими изюминами больше расширяющегося теста, чем между вами и ближайшими изюминами). В то же время, вам будет представляться, что это именно вы находитесь в самом центре расширяющегося вселенского теста, и в этом нет ничего странного — если бы вы оказались на другой изюмине, вам все представлялось бы в точности так же. Так и галактики разбегаются по одной простой причине: расширяется сама ткань мирового пространства. Все наблюдатели (и мы с вами не исключение) считают себя находящимися в центре Вселенной. Лучше всего это сформулировал мыслитель XV века Николай Кузан-ский: «Любая точка есть центр безграничной Вселенной».
Однако закон Хаббла подсказывает нам и еще кое-что о природе Вселенной — и это «кое-что» является вещью просто-таки экстраординарной. У Вселенной было начало во времени. И это весьма несложное умозаключение: достаточно взять и мысленно «прокрутить назад» условную кинокартину наблюдаемого нами расширения Вселенной — и мы дойдем до точки, когда все вещество мироздания было сжато в плотный комок протоматерии, заключенный в совсем небольшом в сопоставлении с нынешними масштабами Вселенной объеме. Представление о Вселенной, родившейся из сверхплотного сгустка сверхгорячего вещества и с тех пор расширяющейся и остывающей, получило название теории большого взрыва, и более удачной космологической модели происхождения и эволюции Вселенной на сегодня не имеется. Закон Хаббла, кстати, помогает также оценить возраст Вселенной (конечно, весьма упрощенно и приблизительно). Предположим, что все галактики с самого начала удалялись от нас с той же скоростью V, которую мы наблюдаем сегодня. Пусть ґ — время, прошедшее с начала их разлета. Это и будет возраст Вселенной, и определяется он соотношениями:
V х ґ = г, или ґ = г/У.
Но ведь из закона Хаббла следует, что
Ф = 1/Н,
где Н — постоянная Хаббла. Значит, измерив скорости удаления внешних галактик и экспериментально определив Н, мы тем самым получаем и оценку времени, в течение которого галактики разбегаются. Это и есть предполагаемое время существования Вселенной. Постарайтесь запомнить: по самым последним оценкам, возраст нашей Вселенной составляет около 15 миллиардов лет, плюс-минус несколько миллиардов лет. (Для сравнения: возраст Земли оценивается в 4,5 миллиардов лет, а жизнь на ней зародилась около 4 миллионов лет назад.)
ЭДВИН ПАУЭЛЛ ХАББЛ (Edwin Powell Hubble, 1889-1953) — американский астроном. Родился в г. Марш-филд (штат Миссури, США), вырос в Уитоне (штат Иллинойс) — тогда это был не университетский, а промышленный пригород Чикаго. Окончил с отличием Чикагский университет (где отличился еще и спортивными достижениями). Еще учась в колледже, подрабатывал ассистентом в лаборатории нобелевского лауреата Роберта Милликена (см. ОПЫТ МИЛЛИКЕНА), а в летние каникулы — геодезистом на железнодорожном строительстве. Впоследствии Хаббл любил вспоминать, как вместе еще с одним рабочим они отстали от последнего поезда, увозившего их геодезическую бригаду назад, к благам цивилизации. Три дня они проблуждали в лесах, прежде чем добрались до населенной местности. Никакой провизии у них с собой не было, но, по словам самого Хаббла, «Можно было, конечно, убить ежика или птичку, но зачем? Главное, что воды вокруг хватало». Получив в 1910 году диплом бакалавра, Хаббл отправился в Оксфорд благодаря полученной стипендии Роудса. Там он начал было изучать римское и британское право, но, по его собственм словам, «променял юриспруденцию на астрономию» и вернулся в Чикаго, где и занялся подготовкой к защите своей дипломной работы. Большинство наблюдений ученый проводил на базе обсерватории Йеркс, расположенной к северу от Чикаго. Там его заметил Джордж Эллери Хейл (George Ellery Hale, 1868-1938) и в 1917 году пригласил молодого человека в новую обсерваторию Маунт-Вилсон. Тут, однако, вмешались исторические события. США вступили в Первую мировую войну, и Хаббл за одну ночь довел до ума свою диссертацию на степень Ph. D., на следующее утро защитил ее и тут же ушел добровольцем в армию. Его научный руководитель Хейл получил от Хаббла телеграмму следующего содержания: «Сожалею о вынужденном отказе от приглашения отметить защиту. Ушел на войну». Во Францию добровольческая часть прибыла в самом конце войны и даже не приняла участия в боевых действиях, однако осколочное ранение от шального снаряда Хаббл получить успел. Демобилизовавшись летом 1919 года, ученый немедленно вернулся в калифорнийскую обсерваторию Маунт-Вилсон, где вскоре и
обнаружил, что Вселенная состоит из разлетающихся галактик, что и получило название закона Хаббла. В 1930-е годы Хаббл продолжил активное изучение мира за пределами Млечного Пути, за что вскоре и снискал признание не только в научных кругах, но и среди широких масс. Слава ему пришлась по вкусу, и на фотографиях тех лет ученого можно часто увидеть позирующим в компании знаменитых кинозвезд той эпохи. Научно-популярная книга Хаббла «Царство туманностей» (The Realm of Nebulae), увидевшая свет в 1936 году, еще прибавила ученому популярности. Справедливости ради нельзя не отметить, что в годы Второй мировой войны ученый оставил свои астрофизические изыскания и честно занимался прикладной баллистикой в должности главного исполнительного директора испытательного полигона со сверхзвуковой аэродинамической трубой в Абердине (штат Мэриленд), после чего вернулся к астрофизике и до конца своих дней занимал пост председателя объединенного ученого совета обсерватории Маунт-Вилсон и Паломарской обсерватории. В частности, ему принадлежит движущая идея и техническая разработка базовой конструкции знаменитого двухсотдюймового (пятиметрового) хейловского телескопа, введенного в строй в 1949 году на базе Паломар-ской обсерватории. Этот телескоп по сей день остается вершиной воплощенной в материале астрометрии. И, наверное, справедливо, что именно Хаббл успел первым из современных астрофизиков заглянуть в глубины Вселенной через окуляр этого чудесного инструмента.
Если же отвлечься от астрономии, то Эдвин Хаббл вообще был человеком уникально широких интересов. Так, в 1938 году его избрали в состав совета попечителей Южно-Калифорнийской библиотеки Хантингтона и Художественной галереи при ней (Лос-Анджелес, США). Ученый подарил этой библиотеке свою уникальную коллекцию старинных книг по истории науки. Любимым же видом отдыха Хаббла была рыбная ловля на спиннинг — он и в этом добился вершин, и его рекордные уловы в горных потоках Скалистых гор (США) и на реке Тест (Англия) до сих пор считаются непревзойденными... Эдвин Хаббл скоропостижно скончался 28 сентября 1953 года в результате кровоизлияния в мозг.
Закон Харди— Вайнберга
•
1865
Чтобы изменить состав генофонда, требуется нечто большее, чем генетическая рекомбинация
1908
ЗАКОНЫ МЕНДЕЛЯ