Quantum mechanics and classical physics

373 

temperatures  (i.e.  approaching  absolute  zero)  at  which  quantum  behavior  may 

manifest  itself  macroscopically.

[45]

  This  is  in  accordance  with  the  following 

observations: 

- Many  macroscopic properties of a classical system are a direct consequence 

of  the  quantum  behavior  of  its  parts.  For  example,  the  stability  of  bulk  matter 

(consisting  of  atoms  and  molecules  which  would  quickly  collapse  under  electric 

forces  alone),  the  rigidity  of  solids,  and  the  mechanical,  thermal,  chemical,  optical 

and magnetic properties of matter are all results of the interaction of electric charges 

under the rules of quantum mechanics.  

-  While  the  seemingly  "exotic"  behavior  of  matter  posited  by  quantum 

mechanics and relativity theory become more apparent when dealing with particles of 

extremely  small  size  or  velocities  approaching  the  speed  of  light,  the  laws  of 

classical,  often  considered  "Newtonian",  physics  remain  accurate  in  predicting  the 

behavior  of  the  vast  majority  of  "large"  objects  (on  the  order  of  the  size  of  large 

molecules or bigger) at velocities much smaller than the velocity of light.

[47]

 

Copenhagen interpretation of quantum versus classical kinematics[edit] 

A  big  difference  between  classical  and  quantum  mechanics  is  that  they  use 

very different kinematic descriptions. 

In  Niels  Bohr's  mature  view,  quantum  mechanical  phenomena are  required to 

be  experiments,  with  complete  descriptions  of  all  the  devices  for  the  system, 

preparative, intermediary, and finally measuring. The descriptions are in macroscopic 

terms,  expressed  in  ordinary  language,  supplemented  with  the  concepts  of  classical 

mechanics. The initial condition and the final condition of the system are respectively 

described by values in a configuration space, for example a position space, or some 

equivalent space  such  as  a  momentum  space.  Quantum  mechanics does not  admit  a 

completely precise description, in terms of both position and momentum, of an initial 

condition or "state" (in the classical sense of the word) that would support a precisely 

deterministic and causal prediction of a final condition.

[53][54]

 In this sense, advocated 

by Bohr in his mature writings, a quantum phenomenon is a process, a passage from 

initial  to  final  condition,  not  an  instantaneous  "state"  in  the  classical  sense  of  that 

word.  Thus  there  are  two  kinds  of  processes  in  quantum  mechanics:  stationary  and 

transitional. For a stationary process, the initial and final condition are the same. For 

a transition, they are different. Obviously by definition, if only the initial condition is 

given, the process is not determined. Given its initial condition, prediction of its final 

condition  is  possible,  causally  but  only  probabilistically,  because  the  Schrödinger 

equation is deterministic for wave function evolution, but the wave function describes 

the system only probabilistically.  

For many experiments, it is possible to think of the initial and final conditions 

of  the  system  as  being  a  particle.  In  some  cases  it  appears  that  there  are  potentially 

several spatially distinct pathways or trajectories by which a particle might pass from 

initial  to  final  condition.  It  is  an  important  feature  of  the  quantum  kinematic 

description  that  it  does  not  permit  a  unique  definite  statement  of  which  of  those 

pathways is actually followed. Only the initial and final conditions are definite, and, 

as stated in the foregoing paragraph, they are defined only as precisely as allowed by 

the  configuration  space  description  or  its  equivalent.  In  every  case  for  which  a 

374 

quantum kinematic description is needed, there is always a compelling reason for this 

restriction of kinematic precision. An example of such a reason is that for a particle to 

be experimentally found in a definite position, it must be held motionless; for it to be 

experimentally found to have a definite momentum, it  must have free motion; these 

two are logically incompatible.  

Classical kinematics does not primarily demand experimental description of its 

phenomena.  It  allows  completely  precise  description  of  an  instantaneous  state  by  a 

value in phase space, the Cartesian product of configuration and momentum spaces. 

This  description  simply  assumes  or  imagines  a  state  as  a  physically  existing  entity 

without concern about its experimental measurability. Such a description of an initial 

condition, together with Newton's laws of motion, allows a precise deterministic and 

causal  prediction  of  a  final  condition,  with  a  definite  trajectory  of  passage. 

Hamiltonian  dynamics  can  be  used  for  this.  Classical  kinematics  also  allows  the 

description of a process analogous to the initial and final condition description used 

by quantum mechanics. Lagrangian mechanics applies to this. For processes that need 

account  to  be  taken  of  actions  of  a  small  number  of  Planck  constants,  classical 

kinematics is not adequate; quantum mechanics is needed. 

General relativity and quantum mechanics[edit] 

Even with the defining postulates of both Einstein's theory of general relativity 

and quantum theory being indisputably supported by rigorous and repeated empirical 

evidence,  and  while they  do not directly  contradict  each  other  theoretically  (at  least 

with  regard  to  their  primary  claims),  they  have  proven  extremely  difficult  to 

incorporate into one consistent, cohesive model.  

Gravity  is  negligible  in  many  areas  of  particle  physics,  so  that  unification 

between  general  relativity  and  quantum  mechanics  is  not  an  urgent  issue  in  those 

particular applications. However, the lack of a correct theory of quantum gravity is an 

important issue in cosmology and the search by physicists for an elegant "Theory of 

Everything"  (TOE).  Consequently,  resolving  the  inconsistencies  between  both 

theories  has  been  a  major  goal  of  20th  and  21st  century  physics.  Many  prominent 

physicists, including Stephen Hawking, have labored for many years in the attempt to 

discover  a  theory  underlying  everything.  This  TOE  would  combine  not  only  the 

different models of subatomic physics, but also derive the four fundamental forces of 

nature  -  the  strong  force,  electromagnetism,  the  weak  force,  and  gravity  -  from  a 

single  force  or  phenomenon.  While  Stephen  Hawking  was initially  a  believer in the 

Theory  of  Everything,  after  considering  Gödel's  Incompleteness  Theorem,  he  has 

concluded that one is not obtainable, and has stated so publicly in his lecture "Gödel 

and the End of Physics" (2002).  

Attempts at a unified field theory[edit] 

Main article: Grand unified theory 

The quest to unify the fundamental forces through quantum  mechanics is still 

ongoing.  Quantum  electrodynamics  (or  "quantum  electromagnetism"),  which  is 

currently  (in  the  perturbative  regime  at  least)  the  most  accurately  tested  physical 

theory in competition with general relativity,

[64][65]

 has been successfully merged with 

the weak nuclear force into the electroweak force and work is currently being done to 

merge  the  electroweak  and  strong  force  into  the  electrostrong  force.  Current 

375 

predictions  state  that  at  around  10

14

  GeV  the  three  aforementioned  forces  are  fused 

into a single unified field.

[66]

 Beyond this "grand unification", it is speculated that it 

may be possible to merge gravity with the other three gauge symmetries, expected to 

occur at roughly 10

19

 GeV. However — and while special relativity is parsimoniously 

incorporated  into  quantum  electrodynamics  —  the  expanded  general  relativity, 

currently  the  best  theory  describing  the  gravitation  force,  has  not  been  fully 

incorporated  into  quantum  theory.  One  of  those  searching  for  a  coherent  TOE  is 

Edward  Witten,  a  theoretical  physicist  who  formulated  the  M-theory,  which  is  an 

attempt at describing the supersymmetrical based string theory. M-theory posits that 

our  apparent  4-dimensional  spacetime  is,  in  reality,  actually  an  11-dimensional 

spacetime containing 10 spatial dimensions and 1 time dimension, although 7 of the 

spatial dimensions  are  -  at  lower energies  -  completely  "compactified"  (or infinitely 

curved) and not readily amenable to measurement or probing. 

Another  popular  theory  is  Loop  quantum  gravity  (LQG),  a  theory  first 

proposed by Carlo Rovelli that describes the quantum properties of gravity. It is also 

a  theory  of  quantum  space  and  quantum  time,  because  in  general  relativity  the 

geometry of spacetime is a manifestation of gravity. LQG is an attempt to merge and 

adapt  standard  quantum  mechanics  and  standard  general  relativity.  The  main  output 

of the theory is a physical picture of space where space is granular. The granularity is 

a direct consequence of the quantization. It has the same nature of the granularity of 

the photons  in  the  quantum  theory  of  electromagnetism  or  the discrete levels  of the 

energy  of  the  atoms.  But  here  it  is  space  itself  which  is  discrete.  More  precisely, 

space can be viewed as an extremely fine fabric or network "woven" of finite loops. 

These  networks  of  loops  are  called  spin  networks.  The  evolution  of  a  spin  network 

over  time  is  called  a  spin  foam.  The  predicted  size  of  this  structure  is  the  Planck 

length,  which  is  approximately  1.616×10

−35

  m.  According  to  theory,  there  is  no 

meaning  to  length  shorter  than  this  (cf.  Planck  scale  energy).  Therefore,  LQG 

predicts that not just matter, but also space itself, has an atomic structure. 

 

Nuclear physic 

In  1932  Chadwick  realized  that  radiation  that  had  been  observed  by  Walther 

Bothe, Herbert Becker, Irène and Frédéric Joliot-Curie was actually due to a neutral 

particle of about the same mass as the proton, that he called the neutron (following a 

suggestion  from  Rutherford  about  the  need  for  such  a  particle).

[8]

  In  the  same  year 

Dmitri Ivanenkosuggested that there were no electrons in the nucleus — only protons 

and neutrons — and that neutrons were spin 

1

⁄

2

 particles which explained the mass not 

due  to  protons.  The  neutron  spin  immediately  solved  the  problem  of  the  spin  of 

nitrogen-14, as the one unpaired proton and one unpaired neutron in this model each 

contributed a spin of 

1

⁄

2

 in the same direction, giving a final total spin of 1. 

With  the  discovery  of  the  neutron,  scientists  could  at  last  calculate  what 

fraction of binding energy each nucleus had, by comparing the nuclear mass with that 

of the protons and neutrons which composed it. Differences between nuclear masses 

were  calculated  in  this  way.  When  nuclear  reactions  were  measured,  these  were 

found  to  agree  with  Einstein's  calculation  of  the  equivalence  of  mass  and  energy  to 

within 1% as of 1934. 

376 

A heavy nucleus can contain hundreds of nucleons. This means that with some 

approximation  it  can  be  treated  as  a  classical  system,  rather  than  a  quantum-

mechanical one. In the resulting liquid-drop model, the nucleus has an energy which 

arises partly from surface tension and partly from electrical repulsion of the protons. 

The  liquid-drop  model  is  able  to  reproduce  many  features  of  nuclei,  including  the 

general  trend  of  binding  energy  with  respect  to  mass  number,  as  well  as  the 

phenomenon of nuclear fission. 

Superimposed  on  this  classical  picture,  however,  are  quantum-mechanical 

effects, which can be described using the nuclear shell model, developed in large part 

by  Maria  Goeppert  Mayer  and  J.  Hans  D.  Jensen.  Nuclei  with  certain  numbers  of 

neutrons and protons (the magic numbers 2, 8, 20, 28, 50, 82, 126, ...) are particularly 

stable, because their shells are filled. 

Other more complicated models for the nucleus have also been proposed, such 

as  the  interacting  boson  model,  in  which  pairs  of  neutrons  and  protons  interact  as 

bosons, analogously to Cooper pairs of electrons. 

Much of current research in nuclear physics relates to the study of nuclei under 

extreme  conditions  such  as  high  spin  and  excitation  energy.  Nuclei  may  also  have 

extreme shapes (similar to that of Rugby balls or even pears) or extreme neutron-to-

proton  ratios.  Experimenters  can  create  such  nuclei  using  artificially  induced  fusion 

or nucleon transfer reactions, employing ion beams from an accelerator. Beams with 

even higher energies can be used to create nuclei at very high temperatures, and there 

are  signs  that  these  experiments  have  produced  a  phase  transition  from  normal 

nuclear  matter  to  a  new  state,  the  quark–gluon  plasma,  in  which  the  quarks  mingle 

with one another, rather than being segregated in triplets as they are in neutrons and 

protons. 

 

Astronomy  

Physical cosmology 

Main article: Physical cosmology 

Physical  cosmology  is  the  branch  of  physics  and  astrophysics  that  deals  with 

the  study  of  the  physical  origins  and  evolution  of  the  Universe.  It  also  includes  the 

study of the nature of the Universe on a large scale. In its earliest form, it was what is 

now  known  as  "celestial  mechanics",  the  study  of  the  heavens.  Greek  philosophers 

Aristarchus  of  Samos,Aristotle,  and  Ptolemy  proposed  different  cosmological 

theories.  The  geocentric  Ptolemaic  system  was  the  prevailing  theory  until  the  16th 

century  when  Nicolas  Copernicus,  and  subsequently  Johannes  Kepler  and  Galileo 

Galilee, proposed a heliocentric system. This is one of the most famous examples of 

epistemological rupture in physical cosmology. 

When Isaac Newton published the Principia Mathematical in 1687, he finally 

figured  out  how  the  heavens  moved.  Newton  provided  a  physical  mechanism  for 

Kepler's laws and his law of universal gravitation allowed the anomalies in previous 

systems,  caused  by  gravitational  interaction  between  the  planets,  to  be  resolved.  A 

fundamental difference between Newton's cosmology and those preceding it was the 

Copernican principle—that the bodies on earth obey the same physical laws as all the 

celestial bodies. This was a crucial philosophical advance in physical cosmology. 

377 

 

Evidence  of  gravitational  waves  in  the  infant  universe  may  have  been 

uncovered  by  the  microscopic  examination  of  the  focal  plane  of  theBICEP2  radio 

telescope.  

Modern scientific cosmology is usually considered to have begun in 1917 with 

Albert  Einstein's  publication  of  his  final  modification  of  general  relativity  in  the 

paper  "Cosmological  Considerations  of  the  General  Theory  of  Relativity"  (although 

this paper was not widely available outside of Germany until the end of World War 

I).  General  relativity  prompted  cosmogonists  such  as  Willem  de  Sitter,  Karl 

Schwarzschild,  and  Arthur  Eddington  to  explore  its  astronomical  ramifications, 

which  enhanced  the  ability  of  astronomers  to  study  very  distant  objects.  Physicists 

began changing the assumption that the Universe was static and unchanging. In 1922 

Alexander  Friedmann  introduced  the  idea  of  an  expanding  universe  that  contained 

moving matter. 

In  parallel  to  this  dynamic  approach  to  cosmology,  one  long-standing  debate 

about the structure of the cosmos was coming to a climax. Mount Wilson astronomer 

Harlow Shapley championed the model of a cosmos made up of the Milky Way star 

system only; while Heber D. Curtis argued for the idea that spiral nebulae were star 

systems  in  their  own  right  as  island  universes.  This  difference  of  ideas  came  to  a 

climax with the organization of the Great Debate on 26 April 1920 at the meeting of 

the  U.S.  National  Academy  of  Sciences  in  Washington,  D.C.  The  debate  was 

resolved when Edwin Hubble detected novae in the Andromeda galaxy in 1923 and 

1924.  Their  distance  established  spiral  nebulae  well  beyond  the  edge  of  the  Milky 

Way. 

Subsequent  modelling  of  the  universe  explored  the  possibility  that  the 

cosmological  constant,  introduced  by  Einstein  in  his  1917  paper,  may  result  in  an 

expanding universe, depending on its value. Thus the Big Bang model was proposed 

by the Belgian priest Georges Lemaître in 1927 which was subsequently corroborated 

by Edwin Hubble's discovery of the red shift in 1929 and later by the discovery of the 

cosmic  microwave  background  radiation  by  Arno  Penzias  and  Robert  Woodrow 

Wilson in 1964. These findings were a first step to rule out some of many alternative 

cosmologies. 

Since  around  1990,  several  dramatic  advances  in  observational  cosmology 

have  transformed  cosmology  from  a  largely  speculative  science  into  a  predictive 

science  with  precise  agreement  between  theory  and  observation.  These  advances 

include  observations  of  the  microwave  background  from  the  COBE,  WMAP  and 

Planck satellites, large new galaxyredshift surveys including 2dfGRS and SDSS, and 

378 

observations  of  distant  supernovae  and  gravitational  lending.  These  observations 

matched the predictions of the cosmic inflation theory, a modified Big Bang theory, 

and  the  specific  version  known  as  the  Lambda-CDM  model.  This  has  led  many  to 

refer to modern times as the "golden age of cosmology". 

On  17  March  2014,  astronomers  at  the  Harvard-Smithsonian  Center  for 

Astrophysics  announced  the  detection  of  gravitational  waves,  providing  strong 

evidence for inflation and the Big Bang.

[9][10][11]

 However, on 19 June 2014, lowered 

confidence in confirming the cosmic inflation findings was reported.

[13][14][15]

 

On  1  December  2014,  at  the  Planck  2014  meeting  in  Ferrara,  Italy, 

astronomers  reported  that  the  universe  is  13.8  billion  years  old  and  is  composed  of 

4.9% atomic matter, 26.6% dark matter and 68.5% dark energy.  

Religious or mythological cosmology[edit] 

See also: Religious cosmology 

Religious  or  mythological  cosmology  is  a  body  of  beliefs  based  on 

mythological,  religious,  and  esoteric  literature  and  traditions  of  creation  and 

eschatology. 

Philosophical cosmology[edit] 

See also: Philosophy of cosmology 

Cosmology  deals  with  the  world  as  the  totality  of  space,  time  and  all 

phenomena.  Historically,  it  has  had  quite  a  broad  scope,  and  in  many  cases  was 

founded in  religion. The  ancient  Greeks did not  draw  a  distinction between this use 

and  their  model  for  the  cosmos.  However,  in  modern  use  metaphysical  cosmology 

addresses questions about the Universe which are beyond the scope of science. It is 

distinguished  from  religious  cosmology  in  that  it  approaches  these  questions  using 

philosophical  methods  like  dialectics.  Modern  metaphysical  cosmology  tries  to 

address questions such as: 

 

Astrophysics 

 

Observational  astronomy  is  a  division  of  the  astronomical  science  that  is 

concerned  with  recording  data,  in  contrast  with  theoretical  astrophysics,  which  is 

mainly concerned with finding out the measurable implications of physical models. It 

is  the  practice  of  observing  celestial  objects  by  using  telescopes  and  other 

astronomical apparatus. 

The majority of astrophysical observations are made using the electromagnetic 

spectrum. 

-  Radio  astronomy  studies  radiation  with  a  wavelength  greater  than  a  few 

millimeters. Example areas of study are radio waves, usually emitted by cold objects 

such as interstellar gas and dust clouds; the cosmic microwave background radiation 

which is the redshirted light from the Big Bang; pulsars, which were first detected at 

microwave  frequencies.  The  study  of  these  waves  requires  very  large  radio 

telescopes. 

- Infrared astronomy studies radiation with a wavelength that is too long to be 

visible  to  the  naked  eye  but  is  shorter  than  radio  waves.  Infrared  observations  are 

usually made with telescopes similar to the familiar optical telescopes. Objects colder 

than stars (such as planets) are normally studied at infrared frequencies. 

379 

- Optical astronomy is the oldest kind of astronomy. Telescopes paired with a 

charge-coupled device or spectroscopes are the most common instruments used. The 

Earth's atmosphere interferes somewhat with optical observations, so adaptive optics 

and  space  telescopes  are  used  to  obtain  the  highest  possible  image  quality.  In  this 

wavelength  range,  stars  are  highly  visible,  and  many  chemical  spectra  can  be 

observed to study the chemical composition of stars, galaxies and nebulae. 

- Ultraviolet, X-ray and gamma ray astronomy study very energetic processes 

such  as  binary  pulsars,  black  holes,  magentas,  and  many  others.  These  kinds  of 

radiation do not penetrate the Earth's atmosphere well. There are two methods in use 

to  observe  this  part  of  the  electromagnetic  spectrum—space-based  telescopes  and 

ground-based imaging air Cherenkov telescopes (IACT). Examples of Observatories 

of the first type are RXTE, the Chandra X-ray Observatory and the Compton Gamma 

Ray  Observatory.  Examples  of  IACTs  are  the  High  Energy  Stereoscopic  System 

(H.E.S.S.) and the MAGIC telescope. 

Other  than  electromagnetic  radiation,  few  things  may  be  observed  from  the 

Earth  that  originate  from  great  distances.  A  few  gravitational  wave  observatories 

have  been  constructed,  but  gravitational  waves  are  extremely  difficult  to  detect. 

Neutrino observatories have also been built, primarily to study our Sun. Cosmic rays 

consisting  of  very  high  energy  particles  can  be  observed  hitting  the  Earth's 

atmosphere. 

Observations can also vary in their time scale. Most optical observations take 

minutes  to  hours,  so  phenomena  that  change  faster  than  this  cannot  readily  be 

observed.  However,  historical  data  on  some  objects  is  available,  spanning  centuries 

or  millennia.  On  the  other  hand,  radio  observations  may  look  at  events  on  a 

millisecond  timescale  (millisecond  pulsars)  or  combine  years  of  data  (pulsar 

deceleration  studies).  The  information  obtained  from  these  different  timescales  is 

very different. 

The  study  of  our  very  own  Sun  has  a  special  place  in  observational 

astrophysics.  Due  to  the  tremendous  distance  of  all  other  stars,  the  Sun  can  be 

observed in a kind of detail unparalleled by any other star. Our understanding of our 

own Sun serves as a guide to our understanding of other stars. 

The topic of how stars change, or stellar evolution, is often modeled by placing 

the  varieties  of  star  types  in  their  respective  positions  on  the  Hertz  sprung–Russell 

diagram, which can be viewed as representing the state of a stellar object, from birth 

to destruction. 

жүктеу/скачать 8,9 Mb.

Достарыңызбен бөлісу: