Ваше предположение о том, что физика убеждает в существовании какой-то упорядочивающей силы, интересно, но не является неопровержимым доказательством существования божества. Все упомянутые вами факты и явления могут иметь научные объяснения без необходимости прибегать к понятию высшей силы или божества.
Например, события, описанные в теории большого взрыва и тонкой настройке вселенной, могут быть результатом естественных процессов или частью неизвестных пока законов природы. Неопределенность и сложность наших текущих знаний не означают автоматически существование божественной сущности.
Кроме того, ваше утверждение о том, что атеисты базируют свои взгляды на примитивном понимании физики, может быть воспринято как упрощение и недопонимание атеистических взглядов. Атеисты не обязательно отрицают сложность вселенной; они лишь отрицают существование божества на основе текущих отсутствующих доказательств.
Физика, как и другие науки, постоянно развивается, и то, что мы сегодня не понимаем или не можем объяснить, не обязательно должно вести к заключению о существовании божества. Вместо того чтобы заполнять пробелы в наших знаниях божественными сущностями, мы можем стремиться к более глубокому пониманию природы через научный метод.
Относительно уникальности Земли, важно осознать, что концепция 'исключительности' в данном контексте является ошибкой выжившего. Если бы условия на Земле не подходили бы для жизни, мы бы просто не существовали, чтобы обсуждать этот вопрос. Рассуждать о том, насколько исключительна Земля, основываясь на том, что именно здесь развилась жизнь, является логической ошибкой.
В бесконечной вселенной, где бесчисленное количество планет, вероятность того, что хоть на одной из них возникнет подходящая для жизни среда, не является нулевой. Наше существование на Земле скорее результат случайного сочетания условий, чем какого-то предопределенного плана.
Таким образом, использование уникальности Земли в качестве аргумента в пользу существования божественного замысла неустойчиво, так как оно игнорирует случайность и разнообразие условий во вселенной.
Таким образом, вместо того чтобы прибегать к гипотезам о божественном замысле, мы можем признать, что наша позиция и восприятие мира частично обусловлены нашим выживанием и развитием на Земле. Атеизм не отрицает сложность вселенной; он просто придерживается позиции, что для объяснения этой сложности не требуется вмешательства сверхъестественных сил.
Всего несколько недель назад OpenAI выкатила долгожданный GPT-5, а глава компании Сэм Альтман уже смотрит в будущее. В недавнем разговоре с журналистами в Сан-Франциско он приоткрыл завесу тайны над GPT-6, честно высказался о промахах с текущей версией и поделился видением по-настоящему персонального ИИ.
Хотя точной даты релиза GPT-6 нет, Альтман ясно дал понять: ждать придётся меньше, чем мы ждали GPT-5 после GPT-4. И новая модель будет кардинально отличаться.
Сэм Альтман на мероприятии в Токио, 3 февраля 2025 г. Фото: Tomohiro Ohsumi | Getty Images
Память и персонализация — ключ к будущему
Главной идеей GPT-6 станет память. По словам Альтмана, это ключевая функция, которая сделает ChatGPT по-настоящему личным помощником. Модель должна помнить, кто вы, ваши предпочтения, привычки и даже странности, адаптируясь к вам на лету.
«Людям нужна память, — заявил Альтман. — Они хотят продуктовых фич, которые требуют от нас понимания того, кем они являются».
Он также упомянул, что OpenAI тесно сотрудничает с психологами для формирования продукта, измеряя, как люди чувствуют себя при взаимодействии с ИИ, и отслеживая их благополучие. Эти данные пока не публичны, но Альтман не исключил, что это может произойти.
Настройте чат-бота под себя: от «супер-woke» до консерватора
Ещё одно важное направление — глубокая кастомизация. Альтман хочет, чтобы пользователи могли сами определять характер и тон своего ChatGPT.
«Я считаю, что наш продукт по умолчанию должен придерживаться достаточно центристской, усреднённой позиции, но у пользователя должна быть возможность сдвинуть его довольно далеко, — пояснил он. — Если вы скажете: „Я хочу, чтобы ты был супер-woke“ — он должен стать супер-woke».
То же самое, по его словам, должно работать и в обратную сторону: если пользователь захочет, чтобы модель отражала консервативные взгляды, она должна это сделать. (Хотя, конечно, следует избегать любых крайне правых и экстремистских взглядов.)
Работа над ошибками: непростой запуск GPT-5
Альтман откровенно признал, что запуск GPT-5 прошёл негладко. Многие пользователи в соцсетях жаловались, что новая модель стала «холодной», менее отзывчивой и полезной по сравнению с предыдущей версией.
«Мне новая версия нравится гораздо больше», — сказал он, но тут же добавил, что с выкаткой действительно ошиблись. По его словам, OpenAI незаметно выпустила обновление тона для GPT-5, которое сделало модель «значительно теплее».
Конфиденциальность под вопросом
Не обошли стороной и больную тему — приватность. Альтман назвал улучшённую память своей любимой функцией этого года, но признал наличие проблем с безопасностью. В частности, временная память сейчас не шифруется, что создаёт потенциальные риски утечки конфиденциальной информации.
На вопрос о добавлении шифрования он ответил, что это «вполне может быть» реализовано, но сроков не назвал. Особенно остро, по его мнению, стоит вопрос с медицинскими и юридическими запросами, которые требуют такого же уровня защиты, как и при общении с живым врачом или юристом.
Что дальше? Нейроинтерфейсы и неожиданный предел для чатов
Заглядывая в ещё более далёкое будущее, Альтман назвал «крутой идеей» нейроинтерфейсы. Он представил себе возможность «просто подумать о чём-то и получить ответ от ChatGPT». Он видит это как одно из смежных с ИИ направлений, в которые OpenAI стоит инвестировать, наряду с энергетикой, робототехникой и новыми способами строительства дата-центров.
При этом, говоря о настоящем, Альтман сделал довольно неожиданное и даже пессимистичное заявление:
«Модели уже насытили сценарий использования в виде чата. Они не станут намного лучше... А может, станут даже хуже».
Это высказывание намекает, что простой текстовый чат, возможно, достиг своего потолка, и будущий рост будет связан с новыми формами взаимодействия — той самой памятью, персонализацией и, возможно, интеграцией с другими технологиями. (Имеется в виду, что ИИ будут становиться развитее и дальше, но помимо текстового формата откроются новые формы взаимодействия, т.к. текстовый формат исчерпал себя.)
А что думаете вы, сообщество Пикабу? Готовы ли мы к ИИ, который будет помнить о нас всё? Какие риски, кроме очевидных проблем с приватностью, это несёт? И действительно ли текстовые чат-боты достигли своего предела? Делитесь мнениями в комментариях.
Сегодня поговорим о температуре. Казалось бы, что тут сложного? Горячо, холодно, градусник за окном... Но физика, как всегда, умеет удивлять. Что если я скажу вам, что самая высокая температура, зафиксированная на Земле, достигнута не в жерле вулкана и не при ядерном взрыве? А что насчёт температуры ниже абсолютного нуля, которая при этом горячее, чем любая положительная температура, даже бесконечная? Звучит как бред? Давайте разбираться.
Где на Земле жарче всего? Не угадали!
На вопрос о самой горячей точке планеты воображение рисует пустыни, вулканы, может, ядро Земли. Но реальность куда интереснее. Рекордсмен по температуре — это Большой Адронный Коллайдер (БАК). В экспериментах по столкновению тяжёлых ионов свинца там достигается температура около 5.5 триллионов градусов Цельсия (5.5 × 10¹² °C).
В этих условиях на крошечные доли секунды возникает особое состояние вещества — кварк-глюонная плазма. Это своего рода «суп» из фундаментальных частиц (кварков и глюонов), из которых состоят протоны и нейтроны. Считается, что именно в таком состоянии находилась Вселенная в первые мгновения после Большого Взрыва.
Интересно, что эта температура сравнима с самыми горячими известными объектами во Вселенной. При столкновении нейтронных звёзд или в окрестностях чёрных дыр температуры также могут достигать триллионов Кельвин.
Есть ли предел жаре? Планковская температура
Кажется, что температуру можно повышать бесконечно, но теория говорит нам об обратном. Существует так называемая Планковская температура, которая считается теоретическим пределом:
Tp ≈ 1.417 × 10³² K
Это невообразимо огромное число — единица с 32 нулями! Согласно некоторым моделям, при попытке нагреть что-либо выше этой температуры, само пространство-время начнёт «кипеть», а энергия будет самопроизвольно коллапсировать в микроскопические чёрные дыры, которые тут же испарятся (из-за излучения Хокинга), эффективно охлаждая систему.
Впрочем, это пока лишь гипотеза. Планковская температура — это скорее граница, за которой наши современные физические теории (Общая Теория Относительности и Квантовая Механика) перестают работать по отдельности, и требуется пока не созданная теория квантовой гравитации. Что там происходит на самом деле — мы пока не знаем.
Абсолютный ноль: предел холода?
С верхним пределом температуры всё туманно, а вот с нижним, казалось бы, всё ясно. Мы привыкли, что температура связана с движением частиц: чем быстрее движутся атомы или молекулы, тем выше температура. Логично предположить, что когда движение прекратится полностью, мы достигнем абсолютного минимума температуры. Эта точка называется абсолютным нулём:
0 Кельвинов (K) = -273.15 градусов Цельсия (°C)
Ниже опуститься нельзя, ведь скорость не может быть отрицательной, верно?
Парадокс: Температура ниже нуля
А вот и нет. Ещё с 1951 года (работы Эдварда Пёрселла и Роберта Паунда) физики говорят о системах с отрицательной абсолютной температурой. И это не просто математический трюк. Такие состояния вещества удаётся создавать в лабораториях, например, с помощью ультрахолодных атомов калия в оптической решётке (2013 год) или в спиновых системах (как в экспериментах 1951 года с фторидом лития).
Как это возможно? Неужели наши представления о термодинамике неверны? И что самое странное: утверждается, что отрицательная абсолютная температура горячее, чем любая положительная температура, включая бесконечность!
Звучит как взрыв мозга? Давайте копнём глубже в само понятие температуры.
Температура — это не (только) скорость
Определённое температуры через среднюю кинетическую энергию частиц ( T ~ Eср) отлично работает для идеальных газов — разреженных газов, где взаимодействием частиц можно пренебречь (воздух в комнате, газ в дирижабле).
Но этот подход не универсален. Он плохо описывает:
Твёрдые тела и жидкости: Здесь важна не только кинетическая, но и потенциальная энергия взаимодействия частиц.
Квантовые газы: При очень низких температурах газы начинают проявлять квантовые свойства. В Бозе-газах (состоящих из бозонов) частицы "любят" находиться в одном состоянии, и при охлаждении "скатываются" на самый нижний энергетический уровень (Бозе-Эйнштейновский конденсат). В Ферми-газах (из фермионов, например, электронов) действует принцип запрета Паули — две частицы не могут быть в одном состоянии. Поэтому даже при абсолютном нуле они заполняют энергетические уровни "лесенкой" до некоторой максимальной энергии Ферми.
Получается, при одной и той же положительной температуре средняя энергия частиц в этих системах будет разной! Значит, определение T ~ Eср не фундаментально.
Энтропия и Термодинамическое определение температуры
Нужно более общее определение. И оно приходит из термодинамики через понятие энтропии (S). Энтропию, введённую Рудольфом Клаузиусом, часто называют мерой беспорядка или хаоса в системе. Если точнее, она показывает, сколькими микроскопическими способами можно реализовать данное макроскопическое состояние системы (например, данную температуру и давление). Также энтропию можно понимать как меру "бесполезности" энергии — ту часть энергии, которую нельзя превратить в полезную механическую работу.
Фундаментальное термодинамическое определение температуры связывает её с изменением энтропии (dS) при добавлении небольшого количества энергии (dE):
1 / T = dS / dE
Температура (вернее, обратная ей величина) показывает, насколько сильно возрастает беспорядок (энтропия) в системе при добавлении энергии.
Низкая температура: Система очень чувствительна. Небольшое добавление энергии вызывает большой рост энтропии (dS/dE велико, 1/T велико, T мало). Курс обмена энергии на энтропию высокий.
Высокая температура: Система уже достаточно хаотична. Добавление той же порции энергии вызывает малый рост энтропии (dS/dE мало, 1/T мало, T велико). Курс обмена низкий.
Инверсная заселённость и отрицательная температура
А теперь самое интересное. В обычных системах у частиц нет верхнего предела энергии. Но что если мы создадим систему, где такой предел есть? Например, система спинов ядер в магнитном поле или электроны на энергетических уровнях в рабочем теле лазера. У них есть основной (нижний) уровень энергии E₀ и некий максимальный Emax.
Обычно большинство частиц находятся на нижних уровнях. При нагреве (добавлении энергии dE > 0) они переходят на более высокие уровни, количество возможных состояний растёт, энтропия растёт (dS > 0). Температура T положительна.
Но если мы с помощью внешней "накачки" (например, светом в лазере) заставим большинство частиц перейти на верхние энергетические уровни, оставив нижние почти пустыми, возникнет инверсная заселённость.
Что произойдёт, если мы теперь добавим этой системе ещё немного энергии (dE > 0)? Частицам почти некуда переходить наверх (там всё занято), им проще "упасть" на свободные нижние уровни. Но переход на нижние уровни означает уменьшение количества доступных состояний для системы, то есть уменьшение энтропии (dS < 0)!
И вот тут-то и возникает отрицательная температура:
1 / T = dS / dE < 0 => T < 0
Система с инверсной заселённостью при добавлении энергии не увеличивает, а уменьшает свой беспорядок (энтропию).
Почему отрицательная температура — это "супер-горячо"?
Система с отрицательной температурой (T < 0) имеет избыток частиц на верхних энергетических уровнях. Она нестабильна и стремится отдать эту "лишнюю" энергию. При контакте с любой системой, имеющей положительную температуру (T' > 0), энергия будет переходить от системы с T < 0 к системе с T' > 0, независимо от того, насколько велика T'. То есть система с T < 0 будет нагревать любую систему с T > 0, даже если T' стремится к +∞.
Поэтому говорят, что отрицательные абсолютные температуры горячее бесконечной положительной температуры.
Шкала температур: от минуса до плюса через бесконечность
Этот скачок через бесконечность выглядит странно. Поэтому физики часто используют обратную температуру, или термодинамическую бету (β):
β = 1 / (kT)
где k — постоянная Больцмана.
Эта величина, называемая также холодностью, ведёт себя гораздо логичнее:
При T → +0 K (абсолютный ноль), β → +∞ (максимальная холодность).
При T → +∞ K (бесконечная температура), β → +0.
При T → -∞ K (переход через бесконечность), β → -0.
При T → -0 K (самая "горячая" отрицательная температура), β → -∞ (максимальная "анти-холодность" или супер-жар).
Термодинамическая бета изменяется плавно от +∞ до -∞, проходя через ноль в точке бесконечной температуры. Это гораздо удобнее для описания таких экзотических систем.
Выводы
Температура — не просто скорость. Фундаментальное определение связано с энтропией и показывает, как энергия распределяется по системе и увеличивает её беспорядок.
Абсолютный ноль (0 K) — это состояние минимально возможной энергии (для классических систем — нулевой, для квантовых — не обязательно).
Отрицательная абсолютная температура (T < 0 K) возможна в системах с ограниченным верхним энергетическим уровнем при создании инверсной заселённости.
Отрицательная температура горячее положительной. Такая система будет отдавать тепло любой системе с положительной температурой.
Термодинамическая бета (β = 1/kT) — более удобная и фундаментальная величина, плавно меняющаяся от +∞ до -∞.
Мир физики полон удивительных вещей, которые бросают вызов нашей повседневной интуиции. Концепция отрицательной абсолютной температуры — яркий тому пример, показывающий, что даже такие привычные понятия, как "горячо" и "холодно", могут иметь гораздо более глубокий и неожиданный смысл.
А какие ещё парадоксальные концепции из физики вас удивляют? Делитесь в комментариях!
Представьте себе мир геометрии, но немного странный – мир из пластилина или резины.
Резиновая геометрия (Топология): Представьте, что фигуры можно как угодно мять, растягивать, сжимать, но нельзя рвать или склеивать. В таком мире, например, бублик и кружка с ручкой – это одно и то же! Почему? Потому что из пластилинового бублика можно вылепить кружку, не разрывая его (дырка бублика станет дыркой в ручке). А вот бублик и шар – это разные вещи, потому что чтобы из шара сделать бублик, нужно проделать дырку (то есть "порвать"). Эта "резиновая геометрия" называется топологией. Она изучает самые основные свойства фигур, которые не меняются при таких деформациях.
Поверхности (2D мир): Давайте посмотрим на знакомые нам поверхности.
Сфера (поверхность мяча): Представьте, что вы натянули на мяч резинку (сделали петлю). Вы всегда можете стянуть эту резинку в одну точку, не снимая её с мяча и не разрезая. Куда бы вы её ни положили, она стянется.
Тор (поверхность бублика): А теперь натяните резинку на бублик. Если вы натянете её вокруг "тела" бублика (как колечко на пальце), то её можно стянуть в точку. Но! Если вы натянете резинку вокруг дырки бублика (как нитку, продетую сквозь дырку и связанную), то вы уже не сможете стянуть её в точку, не разрезав резинку или бублик. То же самое, если натянуть резинку вдоль "оси" бублика (продев её через дырку).
Свойство "Простоты" (Односвязность): Вот это свойство – возможность стянуть любую петлю (резинку) в точку – очень важное. Фигуры, где любую петлю можно стянуть в точку, топологи называют односвязными.
Сфера – односвязна.
Бублик – не односвязен (из-за дырки).
Что известно про 2D? Математики давно знали: если взять замкнутую (без краёв, как сфера или бублик, а не как лист бумаги) и конечную по размеру поверхность, и она окажется односвязной (любую петлю можно стянуть в точку), то эта поверхность – точно сфера (или что-то, что можно в неё превратить без разрывов). Других вариантов нет. Если есть "дырки" (как у бублика), то она не односвязная.
Вопрос Пуанкаре (Про 3D мир): Анри Пуанкаре в начале XX века задумался: а верно ли то же самое для трёхмерных "поверхностей"? Представьте себе не двумерную поверхность, а некое трёхмерное пространство. Сложно представить? Да, это уже выход за рамки нашего обычного опыта. Но математики могут с такими объектами работать.
3-сфера: Это самый простой пример такого 3D объекта. Это НЕ шар внутри! Это как бы "поверхность" четырёхмерного шара. Представить невозможно, но математически это объект конечного "размера", без "краёв" и, главное, он односвязный (любую воображаемую петлю внутри него (трёхмерного объекта) можно стянуть в точку).
Гипотеза Пуанкаре: Он предположил: если взять некий трёхмерный объект (математики называют его "трёхмерное многообразие"), который является замкнутым (нет "краёв"), конечным по "размеру" и односвязным (любую петлю внутри можно стянуть в точку), то будет ли этот объект обязательно 3-сферой (или чем-то, что можно в неё "резиново" превратить)?
В сухом остатке:
Гипотеза Пуанкаре – это вопрос: Является ли 3-сфера единственным (с точки зрения "резиновой" геометрии) трёхмерным объектом, который конечен, не имеет краёв и в котором любую петлю можно стянуть в точку?
Почему это важно? Это был фундаментальный вопрос о том, как устроены самые базовые трёхмерные пространства. Ответ "да" (а гипотеза оказалась верной, её доказал Григорий Перельман) помогает математикам классифицировать и понимать возможные формы трёхмерных вселенных (в математическом смысле).
Аналогия попроще: Представьте, что вы ощупываете в темноте разные предметы. Вы можете понять, шар это или бублик, пытаясь "стянуть" воображаемую нитку на его поверхности. Если нитка всегда стягивается – это, скорее всего, шар. Пуанкаре спросил: работает ли такой же принцип "ощупывания петлёй" для трёхмерных объектов, чтобы отличить самый простой из них (3-сферу) от всех остальных? Оказалось, что да.
(Написано автором так, как было понято автором из более сложного материала. Автор: Ашхадтейс Деффетхазрашид Алькувейти)
Люди заглядывают в бесконечные глубины космоса, задаваясь вопросом, сколько невероятных вещей там происходит, но пока остаются неизвестными. Вот десять космических фактов, которые помогут приоткрыть завесу тайны космоса.
У Меркурия есть хвост
Многие знают, что у комет есть хвосты. Но слышали ли вы о планете с хвостом? У Меркурия есть хвост, напоминающий кометный, который создаётся солнечным ветром, выбивающим атомы натрия с поверхности планеты. Увидеть его сложно: для этого потребуется сделать снимок с длинной выдержкой через телескоп и специальный фильтр.
Время тоже важно: хвост Меркурия ярче всего в течение 16 дней после его прохождения перигелия. Если решите попробовать (и найдёте нужное оборудование), приложение Sky Tonight поможет выбрать подходящий день. Сначала найдите Меркурий, используя Поиск (иконка лупы внизу экрана). После выбора результата перейдите на вкладку "События", где увидите список всех предстоящих событий, связанных с Меркурием, включая перигелий.
На Луне похоронен человек
Юджин Шумейкер, один из первооткрывателей знаменитой кометы Шумейкера-Леви 9 и основатель астрогеологии, должен был стать первым геологом на Луне. К сожалению, проблемы со здоровьем не позволили ему туда отправиться. Вместо этого он готовил Нила Армстронга и других астронавтов для миссий "Аполлон". В 1997 году он поехал в Австралию искать неизученные кратеры и погиб в автомобильной аварии. В честь его вклада в планетологию его прах был доставлен на Луну на борту NASA Lunar Prospector. Пока он остаётся единственным человеком, похороненным на Луне.
Загадочные факты о Луне: лунное захоронение – не единственное удивительное событие, связанное с нашим естественным спутником.
Существует планета, вероятно, состоящая из алмазов
Экзопланета 55 Рака e, расположенная в 40 световых годах от нас, возможно, покрыта алмазами. Звучит заманчиво, но вы бы не захотели её посетить – если, конечно, не любите загорать при 2400 °C и дышать цианистым водородом. Учёные считают, что эта планета образовалась в системе с высоким соотношением углерода к кислороду, что привело к формированию планеты, богатой углеродом (а алмаз – это твёрдая форма углерода). Исследователи предполагают, что треть массы планеты (примерно три массы Земли) может быть алмазной. Если теория подтвердится, стоимость алмазов на 55 Рака e составит около $26,9 нониллиона.
На Сатурне есть шторм в форме шестиугольника
На северном полюсе Сатурна находится многослойный шторм необычной шестиугольной формы. Впервые его обнаружил космический аппарат "Вояджер" в 1981 году. Позже, в 2006 году, аппарат "Кассини" предоставил более детальные изображения и данные. Оказалось, что шторм достигает высоты 300 км, ширины 29 000 км и, возможно, состоит из атмосферных газов, движущихся со скоростью около 320 км/ч. Шесть сторон шторма имеют длину около 14 500 км, что на 2000 км больше диаметра Земли!
В космосе существует огромное облако воды
Земля не единственный объект с водой. Например, Европа (спутник Юпитера) предполагается, имеет океан, который может содержать вдвое больше воды, чем на нашей планете. Однако крупнейший резервуар воды в космосе находится вокруг квазара – яркой сверхмассивной чёрной дыры на расстоянии 12 миллиардов световых лет от нас. Это облако водяного пара покрывает сотни световых лет и содержит воды в 140 триллионов раз больше, чем океаны Земли.
Фигурки LEGO были отправлены на орбиту Юпитера
Чтобы заинтересовать детей наукой и космосом, компания LEGO сделала три минифигурки, которые были отправлены на космическом зонд "Юнона" для исследования Юпитера. В "экипаж" вошли Галилео Галилей, открывший четыре крупнейших спутника Юпитера, сам бог Юпитер и его жена Юнона, в честь которой назвали миссию.
Нептун завершил только один оборот вокруг Солнца с момента своего открытия
Нептун был открыт в 1846 году и стал первой планетой, обнаруженной с помощью математических расчётов. Его орбита вокруг Солнца занимает 164,8 земных года. Вот почему он совершил всего один полный оборот после открытия – в 2011 году.
Обручальное кольцо потеряно и найдено в космосе
Во время миссии "Аполлон-16" пилот Кен Маттингли потерял обручальное кольцо. На девятый день оно всплыло за люком, и другой астронавт, Чарльз Дюк, заметил кольцо и попытался его поймать. Кольцо отскочило от шлема Маттингли, и Дюк смог его поймать. Космос таит много удивительных вещей – даже зубная щётка уже где-то летает там.
Космические аппараты посетили все планеты Солнечной системы
Человечество исследует космос более 60 лет. За это время наши космические аппараты посетили все планеты Солнечной системы, включая карликовые. Наши зонды приземлялись на Марс и Венеру, а также облетели Меркурий, Юпитер, Сатурн и Цереру.
На Земле больше деревьев, чем звёзд в Млечном Пути
Наверняка вы слышали, что во Вселенной больше звёзд, чем песчинок на Земле. Однако, если брать только галактику Млечный Путь, деревьев на Земле больше, чем звёзд.
Ядерная энергия (атомная энергия) — внутренняя энергия атомных ядер, выделяющаяся при некоторых ядерных превращениях.
Использование ядерной энергии основано на осуществлении цепных реакций разделения тяжелых ядер и реакций термоядерного синтеза легких ядер.
Природа и получение Атомная энергия — энергия, выделяемая при превращении атомных ядер. Эти преобразования могут происходить спонтанно (см. Радиоактивность) или при столкновениях с ядрами нейтронов или ускоренных заряженных частиц (см. Ядерные реакции). Эта энергия в миллионы раз превышает химическую энергию, выделяемую, например, при горении.
Атомная энергия обусловлена ядерными силами, действующими между нуклонами, то есть нейтронами и протонами. В формировании энергии ядра участвуют два типа сил: притяжение между всеми нуклонами за счёт остаточного сильного взаимодействия и кулоновское отталкивание между положительно заряженными протонами.
Энергия связи распространенных изотопов в расчёте на один нуклон
Энергия связи на нуклон Энергия связи, приходящаяся на 1 нуклон, неодинакова для различных ядер. Она самая большая для ядер средней массы (8,6 МэВ); для тяжёлых ядер - ок. 7,5 МэВ; для лёгких ядер она изменяется от 1,1 МэВ (дейтерий) до 7,0 МэВ (4He). Превращение ядер с меньшей энергией связи, приходящейся на 1 нуклон, в ядра с большей энергией связи сопровождается выделением энергии. К примеру, если поделить ядро с атомной массой А = 200 и средней энергией связи нуклонов 7,5 МэВ на два ядра со средней энергией 8,6 МэВ, то при этом выделится энергия Е = 200 X (8,6—7,5 ) = 220 МэВ. Если образовать ядро гелия из двух ядер дейтерия, выделится энергия Е = 4 х (7—2·1,1) = 23,6 МэВ.
Ядерный синтез Для получения атомной энергии можно использовать ядерные реакции деления и ядерные реакции синтеза. Реакции синтеза могут происходить только тогда, когда ядра приближаются друг к другу на расстояние менее 10^-13 см, на котором начинают действовать ядерные силы. Сближению ядер противодействуют кулоновские отталкивающие силы; поэтому, чтобы эти силы преодолеть, ядра должны обладать достаточной энергией. Получение свободных нейтронов и ускорение заряженных частиц требует затрат энергии. Вероятность попадания таких частиц в ядра очень мала. Поэтому израсходованная энергия превышает энергию, выделяемую при ядерных реакциях. Энергетический выигрыш можно получить только в том случае, когда превращение происходит вследствие цепных реакций. Реакции синтеза могут быть цепными при очень высоких температурах – в десятки и даже сотни миллионов градусов (см. Термоядерные реакции). При этих условиях вещество существует в виде плазмы и энергия отдельных частиц плазмы (ε = 3/2 kT) достаточна для преодоления кулоновского отталкивания. Такие высокие температуры существуют в недрах звёзд, одной из которых Солнце. Именно в результате термоядерных реакций синтеза Солнце излучает энергию.
В области овладения управляемыми термоядерными реакциями синтеза уже решена одна из основных проблем — термическая изоляция плазмы, которая осуществляется с помощью магнитных полей. Особенно важно в реакциях синтеза то, что в качестве «горючего» для них можно использовать дейтерий в практически неограниченном количестве. Дейтерий содержится в тяжёлой воде, являющейся примесью к воде морей и океанов.
Разделение ядра Цепные реакции разделения могут происходить потому, что разделение каждого ядра сопровождается выделением нескольких нейтронов, которые при захвате их другими ядрами снова могут вызвать разделение с выделением новых нейтронов, и т.д. , будет, в среднем больше одного нейтрона на разделение, цепная реакция сможет самоподдерживаться. Если цепная реакция развивается очень быстро, то она приобретает характер взрыва, как, например, в атомной бомбе. После взрыва атомной бомбы возникает очень высокая температура. являющееся необходимым условием протекания термоядерных реакций; это используется пока только в водородной бомбе. Скорость цепных реакций деления регулируют пока только в ядерных реакторах. Энергия, выделяемая в результате этих реакций, отводится от реактора в виде тепла с помощью теплоносителей, которыми могут быть вода, пар, жидкие металлы, газы и т.д. Эта тепловая энергия используется на ядерных электростанциях и атомных двигателях.
Использование Ядерная энергия используется человечеством в военных целях, для производства электроэнергии и ядерных энергетических установках (двигателях).
В середине 20 в. были сконструированы атомная и водородная бомба. К концу столетия пять ядерных держав накопили достаточный ядерный арсенал для уничтожения всего человечества.
Использование атомной энергии стимулируется, прежде всего, тем, что уже на первом этапе её использования стоимость электроэнергии, получаемой от атомных и угольных станций, примерно одинакова.
Экономическое преимущество атомных электростанций над тепловыми будет непрерывно расти как вследствие их усовершенствования, так и вследствие удорожания каменного угля, торфа, нефти и природного газа, запасы которых в верхних слоях Земли быстро уменьшаются. При современных темпах роста использования энергии этих запасов топлива может хватить на 100–150 лет, использование же ядерных реакций разделения урана, тория и плутония сможет увеличить этот срок ещё на 200–300 лет.
Лишь овладение термоядерными реакциями синтеза обеспечит человечество энергией в неограниченном количестве и на неограниченный срок.
Использование в энергетике Основой ядерной энергетики являются атомные электростанции, обеспечивающие около 6% мирового производства энергии и 13-14% электроэнергии. Первая в мире атомная электростанция была построена в СССР и пущена 27 июня 1954 года. По данным МАГАТЭ в 2007 году в мире работало 439 промышленных ядерных реакторов, расположенных на территории 31 страны.
Использование в технике В 1959 году в СССР закончено строительство первого в мире ледокола «Ленин» с ядерной энергетической установкой На 2012 год в мире построено более 150 судов с ядерными энергетическими установками.
Астрохимия – это исследование распространённости и реакции молекул во Вселенной и их взаимодействия с излучением. Эта дисциплина сочетает в себе астрономию и химию. Слово «астрохимия» можно использовать как к Солнечной системе, так и к межзвёздной среде. Исследование большого количества элементов и соотношение изотопов в объектах Солнечной системы, таких как метеориты, также называют космохимией, тогда как исследования межзвёздных атомов и молекул и их взаимодействия с излучением иногда называют молекулярной астрофизикой. Образование, атомный и химический состав, эволюция и судьба молекулярных газовых облаков представляют особый интерес, поскольку именно из них образуются солнечные системы.
История
Как ответвление дисциплин астрономии и химии, история астрохимии основана на общей истории двух областей. Развитие прогрессивной наблюдательной и экспериментальной спектроскопии позволило выявлять постоянно растущий массив молекул в солнечных системах и окружающей межзвёздной среде. В свою очередь увеличение количества химических веществ, открытых благодаря прогрессу в спектроскопии и других технологиях, увеличило размер и масштаб химического пространства, доступного для астрохимических исследований.
История спектроскопии
Наблюдения солнечных спектров, выполненные Афанасиусом Кирхером (1646), Яном Мареком Марси (1648), Робертом Бойлем (1664) и Франческо Марией Гримальди (1665), предшествовали работе Ньютона 1666 года, которая установила спектральную природу света и привела к созданию первого спектроскопа. Спектроскопия впервые была использована в качестве астрономического метода в 1802 году во время экспериментов Уильяма Хайда Воластона, который создал спектрометр для наблюдения спектральных линий, присутствующих в солнечном излучении. Эти спектральные линии позже были количественно определены благодаря работе Йозефа фон Фраунгофера.
Спектроскопия впервые была использована для различения различных материалов после того, как Чарльз Уитстон опубликовал отчёт в 1835 году о том, что искры, испускаемые разными металлами, имеют разные спектры излучения. Позже это наблюдение было использовано Леоном Фуко, который продемонстрировал в 1849 году, что идентичные линии поглощения и излучения являются результатом одного и того же материала при разных температурах. Эквивалентное утверждение было независимо выдвинуто Андерсом Йонасом Ангстремом в его работе Optiska Undersökningar 1853 года, где была выдвинута теория о том, что светящиеся газы излучают лучи света на тех же частотах, что и свет, который они могут поглощать.
Эти спектроскопические данные начали приобретать теоретическое значение после наблюдения Иоганна Бальмера о том, что спектральные линии, показанные образцами водорода, соответствуют простой эмпирической связи, которая стала известна как ряд Бальмера. Этот ряд, частный случай более общей формулы Ридберга, разработанной Иоганнесом Ридбергом в 1888 году, был создан для описания спектральных линий, наблюдаемых для водорода. Работа Ридберга расширила эту формулу, позволив рассчитать спектральные линии для многих различных химических элементов. Теоретическое значение, придаваемое этим спектроскопическим результатам, было значительно расширено с развитием квантовой механики, поскольку теория позволяла сравнивать эти результаты с атомными и молекулярными спектрами излучения, которые были рассчитаны априори.
История астрохимии
В то время как радиоастрономия была разработана в 1930-х годах, только в 1937 году появились первые существенные доказательства для окончательной идентификации межзвёздной молекулы - до этого момента единственными химическими веществами, о которых известно, что существуют в межзвёздном пространстве, были атомы. Эти выводы были подтверждены в 1940 году, когда McKellar определил и приписал спектроскопические линии в на то время неидентифицированном радионаблюдении молекулам CH и CN в межзвёздном пространстве. Через тридцать лет в межзвёздном пространстве было обнаружено небольшое количество других молекул: наиболее важными из них являются OH, открытый в 1963 году и важный как источник межзвёздного кислорода, и H 2 CO (формальдегид), открытый в 1969 году и важный как первая наблюдаемая органическая многоатомная молекула в межзвёздном пространстве.
Открытие межзвёздного формальдегида, а позже других молекул, которые имеют потенциальное биологическое значение, таких как вода или монооксид углерода, рассматривается некоторыми как весомые доказательства для абиогенетических теорий жизни: в частности, теорий, которые утверждают, что основные молекулярные компоненты жизни пришли из внеземных источников. Это побудило к ещё продолжающимся поискам межзвёздных молекул, которые либо имеют прямое биологическое значение (например, межзвёздный глицин, обнаруженный в комете в нашей Солнечной системе в 2009 году), или которые демонстрируют биологически важные свойства, такие как хиральность, примером чего является (эпоксипропан), обнаруженный в 2016 году - вместе с более фундаментальными астрохимическими исследованиями.
Спектроскопия
Одним особенно важным экспериментальным инструментом в астрохимии является спектроскопия посредством использования телескопов для измерения поглощения и излучения света от молекул и атомов в разных средах. Сравнивая астрономические наблюдения с лабораторными измерениями, астрохимики могут сделать выводы о содержании элементов, химическом составе и температуре звёзд и межзвёздных облаков. Это может быть потому, что ионы, атомы и молекулы имеют характерные диапазоны: другими словами поглощение и излучение определённых длин волн (цветов) света, частенько не видимых человеческим глазом. Однако эти измерения имеют ограничения, поскольку различные типы излучения (радио, инфракрасное, видимое, ультрафиолетовое и т.п.) могут выявлять только определённые типы частиц в зависимости от химических свойств молекул. Межзвёздный формальдегид являлся первой органической молекулой, обнаруженной в межзвёздной среде.
Пожалуй, наиболее мощной техникой для выявления отдельных химических форм является радиоастрономия, позволившая выявить более сотни межзвёздных видов, включая радикалы и ионы, а также органические (то есть углеродные) соединения, такие как спирты, кислоты, альдегиды и кетоны. Одной из наиболее распространённых межзвёздных молекул, которую легче всего обнаружить с помощью радиоволн (из-за сильного электрического дипольного момента), является CO (монооксид углерода). На самом деле, CO является настолько распространённой межзвёздной молекулой, что её используют для картографирования молекулярных регионов. Радионаблюдение, которое, по-видимому, вызывает наибольший интерес для человека, это утверждение о межзвёздном глицине, простейшей аминокислоте, но это сопровождает значительные споры. Одна из причин, почему это обнаружение было противоречивым, заключается в том, что хотя радио (и некоторые другие методы, такие как вращательная спектроскопия) хороши для идентификации простых видов с большими дипольными моментами, они менее чувствительны к более сложным молекулам, даже к чему-либо. относительно небольшого, как аминокислоты.
Более того, такие методы полностью слепы для молекул, не имеющих диполя. Например, на сегодняшний день наиболее распространённой молекулой во Вселенной является H2 (газовый водород или химически лучше сказать дигидроген), но она не имеет дипольного момента, поэтому она невидима для радиотелескопов. Кроме того, такие методы не могут выявить виды, не находящиеся в газовой фазе. Поскольку плотные молекулярные облака очень холодные (от 10 до 50 К [от -263,1 °C до -223,2 °C]), большинство молекул у них (кроме дигидрогена) заморожены, т.е. Дигидроген и другие молекулы обнаруживаются с помощью других длин волн света. Дигидроген легко обнаруживается в ультрафиолетовом (УФ) и видимом диапазонах по его поглощению и излучению света (линия водорода). Кроме того, большинство органических соединений поглощают и излучают свет в инфракрасном (ИК) диапазоне, поэтому, например, обнаружение метана в атмосфере Марса было достигнуто посредством 3-метрового наземного инфракрасного телескопа NASA на вершине Мауна Кеа, Гавайи. Исследователи NASA используют для своих наблюдений, исследований и научных операций бортовой ИК-телескоп SOFIA и космический телескоп Spitzer. Несколько связано с недавним обнаружением метана в атмосфере Марса. Кристофер Озе из Университета Кентербери в Новой Зеландии и его коллеги сообщили в июне 2012 года, что измерение соотношения уровней дигидрогена и метана на Марсе может помочь определить вероятность жизни на Марсе. По словам учёных, «низкие соотношения H2/CH4 (менее примерно 40) указывают на то, что жизнь, вероятно, присутствует и активна». Другие учёные недавно сообщили о методах обнаружения дигидрогена и метана во внеземной атмосфере.
Молекулы, состоящие в основном из слитых колец углерода (или нейтрального, или в ионизированном состоянии), считаются наиболее распространённым классом соединений углерода в Галактике. Они также являются наиболее распространённым классом молекул углерода в метеоритах, кометной и астероидной пыли (космическая пыль). Эти соединения, а также аминокислоты, нуклеотидные основания и многие другие соединения в метеоритах содержат дейтерий и изотопы углерода, азота и кислорода, которые очень редко встречаются на Земле, что свидетельствует об их внеземном происхождении. Считается, что ПАВ образуются в горячей околозвёздной среде (вокруг умирающих, богатых углеродом красных гигантов).
Инфракрасная астрономия также использовалась для оценки состава твёрдых материалов в межзвёздной среде, включая силикаты, керогеноподобные твёрдые вещества, богатые углеродом и лёд. Это объясняется тем, что в отличие от видимого света, рассеивающегося или поглощаемого твёрдыми частицами, ИК-излучение может проходить через микроскопические межзвёздные частицы, но в процессе происходит поглощение на определённых длинах волн, характерных для состава зёрен. Как и выше в радиоастрономии, существуют определённые ограничения, например, N2 трудно обнаружить с помощью ИК или радиоастрономии.
Такие ИК-наблюдения определили, что в плотных облаках (где достаточно частиц, чтобы ослабить разрушающее ультрафиолетовое излучение), тонкие слои льда покрывают микроскопические частицы, позволяя происходить некоторые низкотемпературные химии. Поскольку дигидроген является наиболее распространённой молекулой во Вселенной, начальный химический состав этих льдов определяется химическим составом водорода. Если водород является атомарным, то атомы H реагируют с доступными атомами O, C и N, образуя восстановленные вещества, такие как H2O, CH4 и NH3. Однако, если водород является молекулярным и поэтому не реакционноспособен, это позволяет более тяжёлым атомам реагировать или оставаться связанными вместе, образуя CO, CO2, CN и т.п. Эти смешанные молекулярные льды подвергаются воздействию ультрафиолетового излучения и космических лучей, что приводит к сложной радиационно управляемой химии. Лабораторные опыты по фотохимии обычных межзвёздных льдов дали аминокислоты. Сходство между звёздным и кометным льдом (а также сравнение соединений газовой фазы) использовались как индикаторы связи между межзвёздной и кометной химией. Это в определённой степени подтверждается результатами анализа органики по образцам кометы, возвращённым миссией Стардаст, но минералы также указывают на удивительный вклад высокотемпературной химии в солнечную туманность.
Исследование
Прогрессирует исследование способа формирования и взаимодействия межзвёздных и околозвёздных молекул, например путём включения нетривиальных квантово-механических явлений для путей синтеза межзвёздных частиц. Это исследование может оказать глубокое влияние на наше понимание набора молекул, присутствовавших в молекулярном облаке при формировании нашей Солнечной системы, что способствовало богатой углеродной химии комет и астероидов и, следовательно, метеоритов и частиц межзвёздной пыли, падающих на Земле тоннами ежедневно.
Разреженность межзвёздного и межпланетного пространства приводит к некоторой необычной химии, поскольку реакции, запрещённые симметрией, происходят только в самом длинном временном масштабе. По этой причине молекулы и молекулярные ионы, нестабильные на Земле, могут быть очень распространены в космосе, например, ион H3+.
Астрохимия совпадает с астрофизикой и ядерной физикой в характеристике происходящих в звёздах ядерных реакций, а также структуры звёздных недр. Если звезда в основном развивает конвективную оболочку, могут произойти события углубления, выносящие продукты ядерного горения на поверхность. Если звезда несёт значительную потерю массы, выброшенный материал может содержать молекулы, вращательные и вибрационные спектральные переходы которых можно наблюдать с помощью радио- и инфракрасных телескопов. Интересным примером является набор углеродных звёзд с силикатной и водно-ледовой внешними оболочками. Молекулярная спектроскопия позволяет увидеть, как эти звезды переходят от исходного состава, в котором кислорода было больше, чем углерода, к фазе углеродной звезды, где углерод, образованный горением гелия, выносится на поверхность глубокой конвекцией, резко изменяющей молекулярное содержание звёздного ветра.
В октябре 2011 года учёные сообщили, что космическая пыль содержит органическое вещество («аморфные твёрдые органические вещества со смешанной ароматически — алифатической структурой»), которое может быть создано естественным путём и скорее всего, звездами.
29 августа 2012 впервые в мире астрономы Копенгагенского университета сообщили об обнаружении конкретной молекулы сахара, гликолевого альдегида, в далёкой звёздной системе. Молекула была обнаружена вокруг протозвёздной двойной системы IRAS 16293-2422, которая расположена на расстоянии 400 световых лет от Земли. Гликолевый альдегид необходим для образования рибонуклеиновой кислоты или РНК, которая по функциям похожа на ДНК. Это открытие свидетельствует о том, что сложные органические молекулы могут образовываться в звёздных системах для формирования планет, в конце концов попадая на молодые планеты в начале их формирования.
В сентябре 2012 года учёные NASA сообщили, что полициклические ароматические углеводороды (ПАУ) под воздействием условий межзвёздной среды превращаются путём гидрирования, оксигенации и гидроксилирования в более сложные органические вещества - "это шаг на пути к аминокислотам и нуклеотидам, сырью для белков и ДНК соответственно". Кроме того, в результате этих превращений ПАУ теряют свою спектроскопическую подпись, что может быть одной из причин "отсутствия обнаружения ПАУ в зёрнах межзвёздного льда, особенно во внешних областях холодных, плотных облаков или верхних молекулярных слоях протопланетных дисков".
В феврале 2014 г. НАСА объявило о создании усовершенствованной спектральной базы данных для отслеживания полициклических ароматических углеводородов (ПАВ) во Вселенной. По словам учёных, более 20% углерода во Вселенной может быть связано с ПАВ, возможными исходными материалами для образования жизни. ПАВ, кажется, образовались вскоре после Большого взрыва, широко распространены по всей Вселенной и связаны с новыми звёздами и экзопланетами.
11 августа 2014 года астрономы обнародовали исследования, впервые используя большой миллиметровый/субмиллиметровый массив Atacama (ALMA), в котором подробно описано распределение HCN, HNC, H2CO и пыли внутри ком из комет C/2012 F6. (Леммон) и C/2012 S1 (ISON).
Для исследования ресурсов химических элементов и молекул во Вселенной разработана математическая модель распределения состава молекул в межзвёздной среде по термодинамическим потенциалам профессора М. Ю. Доломатова с использованием методов теории вероятностей, математической и физической статистики и равновесной термодинамики. На основе этой модели оцениваются ресурсы связанных с жизнью молекул, аминокислот и азотистых оснований в межзвёздной среде. Показана возможность образования молекул углеводородов нефти. Приведённые расчёты подтверждают гипотезы Соколова и Хойла о возможности образования нефтяных углеводородов в космосе. Результаты подтверждены данными астрофизических наблюдений и космических исследований.
В июле 2015 года учёные сообщили, что после первого приземления посадочного модуля Фили (Philae) на поверхность кометы 67/P COSAC и Ptolemy инструменты обнаружили шестнадцать органических соединений, четыре из которых были впервые замечены на комете, в том числе ацетамид, ацетон, метилизоци. пропиональдегид.
В декабре 2023 года астрономы сообщили о первом открытии в шлейфах Энцелада, спутника планеты Сатурн, цианида водорода, возможного химического вещества, необходимого для жизни, как мы его знаем, а также других органических молекул, некоторые из которых ещё предстоит лучше идентифицировать и понять. По словам исследователей, «эти [только открытые] соединения потенциально могут поддерживать существующие микробные сообщества или стимулировать сложный органический синтез, ведущий к зарождению жизни».
Химическое обилие разных типов астрономических объектов. На этой инфографике астрономические объекты разного типа и масштаба показывают свои отличные химические особенности.
