Когда молодой Макс Планк сказал своему учителю, что хочет дальше заниматься теоретической физикой, тот, улыбнувшись, заверил его, что как раз там ученым уже делать нечего – осталось только «подчистить шероховатости». Увы! Усилиями Планка, Нильса Бора, Эйнштейна, Шредингера и др. все становится с ног на голову, причем так основательно, что назад не вернешься, и впереди бездорожье. Дальше – больше: среди всеобщего теоретического хаоса вдруг появляется, например, неопределенность Гейзенберга. Как говорится, этого нам только не хватало. На рубеже 19-20 веков ученые приоткрыли дверь в неведомую область элементарных частиц, а там привычная механика Ньютона дала сбой.
Казалось бы, «до того», все хорошо – вот физическое тело, вот его координаты. В «нормальной физике» всегда можно взять стрелу и точно «ткнуть» ее в «нормальный» объект, даже движущийся. Промах, теоретически, исключается – законы Ньютона не ошибаются. Но вот объект исследования становится все меньше – зернышко, молекула, атом. Сначала исчезают точные контуры объекта, потом в его описании появляются вероятностные оценки среднестатистических скоростей для молекул газа, и, наконец, координаты молекул становятся «среднестатистическими», а о молекуле газа можно сказать: находится то ли здесь, то ли там, но, вероятнее всего, где-то в этой области. Пройдет время и проблему решит неопределенность Гейзенберга, но это потом, а сейчас… Попробуйте попасть «теоретической стрелой» в объект, если он находится «в области наиболее вероятных координат». Слабо? А что же это за объект, какие у него размеры, формы? Здесь вопросов было больше, чем ответов.
А как быть с атомом? Хорошо ныне известная планетарная модель была предложена в 1911 году и сразу же вызвала массу вопросов. Главный из них: как на орбите держится отрицательный электрон и почему он не падает на положительное ядро? Как сейчас говорят – хороший вопрос. Следует заметить, что все теоретические выкладки в это время проводились на базе классической механики – неопределенность Гейзенберга еще не заняла почетное место в теории атома. Именно этот факт не позволял ученым понять сущность механики атома. «Спас» атом Нильс Бор – он подарил ему стабильность своим предположением, что у электрона есть орбитальные уровни, находясь на которых он не излучает энергию, т.е. не теряет ее и не падает на ядро.
Исследование вопроса непрерывности энергетических состояний атома уже дало толчок развитию совершенно новой физики – квантовой, начало которой положил Макс Планк еще в 1900 году. Он открыл явление квантования энергии, а Нильс Бор нашел ему применение. Однако в дальнейшем оказалось, что описывать модель атома классической механикой понятного нам макромира совершенно неправомерно. Даже время и пространство в условиях квантового мира приобретает совершенно иной смысл. К этому времени попытки физиков-теоретиков дать математическую модель планетарного атома заканчивались многоэтажными и безрезультатными уравнениями. Проблему удалось решить, используя соотношение неопределенности Гейзенберга. Это удивительно скромное математическое выражение связывает неопределенности пространственной координаты Δx и скорости Δv с массой частицы m и постоянной Планка h:.
Δx * Δv > h/m
Отсюда следует принципиальная разница микро- и макромира: координаты и скорости частиц в микромире не определяются в конкретном виде – они имеют вероятностный характер. С другой стороны, принцип Гейзенберга в правой части неравенства содержит вполне конкретное положительное значение, из чего следует, что исключается нулевое значение хотя бы одной из неопределенностей. На практике это значит, что скорость и положение частиц в субатомном мире определяется всегда с погрешностью, и она никогда не бывает нулевой. В точно таком же ракурсе неопределенность Гейзенберга связывает другие пары увязанных характеристик, например, неопределенности энергии ΔЕ и времени Δt :
ΔЕΔt > h
Суть этого выражения в том, что невозможно одновременно измерить энергию атомной частицы и момент времени, в который она ею обладает, без неопределенности ее значения, поскольку измерение энергии занимает некоторое время, в течение которого энергия случайным образом изменится.
