Michel Hénon: Razlika med redakcijama
Izbrisana vsebina Dodana vsebina
m →Življenje in delo: pnp, replaced: → [[plazma (fizika)| [[Wikipedija:AutoWikiBrowser|AWB |
m →Življenje in delo: delink AWB |
||
Vrstica 3:
== Življenje in delo ==
Hénon je delal je na [[Observatorij Nica|Observatoriju]] v [[Nica|Nici]]. Rad je imel drobne, stvarne probleme, ki jih je mogoče prilepiti [[fizika]]lnim dogodkom - »ne pa kot ta današnja [[matematika]],« je rekel. Ko so [[računalnik]]i postali dovolj majhni za osebno rabo, si je Hénon kupil svojega po delih, ga sestavil in se doma igral z njim. Že davno pred tem pa se je spopadel s posebno zapletenim problemom [[dinamika|dinamike]]. Šlo je za [[kroglasta zvezdna kopica|krogelne zvezdne kopice]] - nagnetene gruče do [[milijon]] [[zvezda|zvezd]], najstarejša in morda tudi najbolj zanimiva [[telo|telesa]] na nočnem [[nebo|nebu]]. V njih so zvezde neverjetno gosto naseljene. Astronomi so se skoraj vse [[20. stoletje]] spraševali, kako zvezde ostanejo skupaj in kako se zvezdne kopice razvijajo s [[čas]]om. Gledano dinamično je krogelna kopica obsežen [[problem več teles]]. [[Problem dveh teles]] je preprost, če ga rešimo z [[Isaac Newton|Newton]]ovim [[splošni gravitacijski zakon|splošnim gravitacijskim zakonom]]. Obe telesi, na primer [[Zemlja]] in [[Luna]], potujeta po popolni [[elipsa|elipsi]] okoli skupnega [[težišče|težišča]]. Če pa dodamo še eno samo [[gravitacija|gravitacijsko]] telo, se vse spremeni. [[Problem treh teles]] je težak, več kot težak. Kot je odkril [[Henri Poincaré|Poincaré]], v splošnem ni rešljiv. [[Tir]]e je mogoče nekaj časa številsko izračunavati in z zmogljivimi računalniki jim lahko sledimo precej dolgo, preden prevladajo negotovosti. Enačb pa ne moremo rešiti analitično, kar pomeni, da na dolgoročna vprašanja o treh telesih ni mogoče odgovoriti. Je [[Osončje]] stabilno? Kratkoročno je vsekakor videti tako, vendar niti danes nihče zagotovo ne more trditi, da se tiri nekaterih [[planet]]ov ne bodo vse bolj raztegovali, dokler ne bodo planeti za vedno zapustili Osončja. Zvezdna krogelna kopica je preveč zapleten sistem, da bi jo obravnavali neposredno kot problem več teles, vendar je mogoče ob določenih privzetkih le raziskovati njeno dinamiko. Razumno je na primer, predstavljati si posamezne zvezde, kako si utirajo pot po povprečnem [[gravitacijsko polje|gravitacijskem polju]] z določenim gravitacijskim središčem. Vsake toliko časa pa se zvezdi toliko približata druga drugi, da je potrebno njun medsebojni vpliv obravnavati posebej. Astronomi so ugotovili, da v splošnem ni nujno, da so krogelne kopice stabilne. Radi se tvorijo [[dvozvezdje|dvojni zvezdni sistemi]] z zvezdama v tesnih tirih, ko pa se paru približa tretja zvezda, je verjetno, da bo ena od trojice doživela močan sunek. Vsake toliko časa dobi zvezda tako dovolj [[energija|energije]], da doseže [[ubežna hitrost|ubežno]] [[hitrost]] in za vedno zapusti kopico. Preostala kopica se nekoliko posede. Ko se je Hénon lotil tega problema v svoji doktorski disertaciji v Parizu leta [[1960]], je začel z dokaj samovoljno predpostavko: ko se kopici spremeni velikost, ostaja podobna sama sebi. Z izračuni je prišel do presenetljivega rezultata. Jedro kopice se poseda, pridobiva [[kinetična energija|kinetično energijo]] in poskuša doseči [[neskončnost|neskončno]] [[gostota|gostoto]]. To si je bilo težko predstavljati, poleg tega pa iz dotedanjih opazovanj kopic za to ni bilo nobenega dokaza. Počasi pa se je Hénonova teorija, ki so jo kasneje imenovali gravotermično sesutje (kolaps), uveljavila. Hénon se je potem lotil veliko lažjega problema zvezdne dinamike. Leta [[1962]] je bil na obisku na Univerzi Princeton in je imel prvič v življenju dostop do računalnikov. V istem času je [[Edward Lorenz|Lorenz]] na MIT začel uporabljati računalnike v [[meteorologija|meteorologiji]]. Hénon je začel raziskovati tire zvezd okoli [[galaksija|galaktičnega]] središča. Galaktične tire je mogoče v glavnem obravnavati enako kakor tire planetov okoli [[Sonce|Sonca]], z eno pomembno razliko: [[težnost|gravitacijska privlačnost]] ne izhaja iz [[točka|točke]], ampak iz obroča (koluta) s končnimi merami v treh [[razsežnost]]ih. Pri [[diferencialna enačba|diferencialnih enačbah]] je naredil kompromis. »Da bi imeli več svobode poskušanja,« je dejal, »za hip pozabimo na astronomsko ozadje problema.« Čeprav tega tedaj ni rekel, je s »svobodo poskušanja« delno mislil na možnost, da se s problemom poigra na preprostem računalniku. Njegov stroj je imel manj kakor tisočino pomnilnika enega samega čipa osebnega računalnika 25 let kaseneje. Bil je tudi počasen. Vendar je podobno kakor kasnejši raziskovalci [[kaos]]a tudi Hénon odkril, da se prevelika poenostavitev izplača. S tem da je vzel le bistvo sistema, je odkril značilnosti, ki veljajo še za druge, tudi pomembnejše sisteme. Leta kasneje so bili galaktični tiri še vedno teoretična igra, dinamiko takih sistemov pa so z velikimi sredstvi vneto raziskovali tisti, ki so jih zanimali tiri delcev v visokoenergijskih [[pospeševalnik]]ih, ter tisti, ki jih je zanimalo zadrževanje [[plazma (fizika)|plazme]] v [[magnetno polje|magnetnem polju]] pri zlivanju jeder. Tiri zvezd v galaksijah niso popolne elipse, ampak se v časovnem merilu okoli 200 milijonov
V [[Observatorij København|Observatoriju]] v [[København]]u je od leta [[1910]] do [[1930]] cel rod astronomov skrbno opazoval in računal na stotine takih tirov. Vendar so jih zanimali le tisti, ki so se izkazali za periodične. »Tudi jaz sem bil prepričan, tako kakor so bili takrat vsi, da morajo biti vsi tiri pravilni,« je pripovedoval Hénon. Toda s svojim podiplomskim študentom [[Carl Heiles|Heilesom]] je še naprej upodabljal različne tire ob stalnem zviševanju energije abstraktnega sistema. Kmalu sta odkrila nekaj povsem novega. Najprej se je jajčasta krivulja zvila v bolj zamotano obliko. Prekrižala je samo sebe v obliki osmic in se razdelila na ločene zanke. Še vedno pa je vsak tir ležal na kaki zanki. Potem je pri še višjih energijah prišlo do nove, precej nenadne spremembe. »Tu pa pride do presenečenja,« sta zapisala Hénon in Heiles. Nekateri tiri postanejo tako nestabilni, da so točke neurejeno razmetane po papirju. Ponekod je bilo še vedno mogoče narisati krivuljo, drugje pa točkam ni ustrezala nobena krivulja. Slika je postala prav dramatična: popoln nered je bil pomešan z jasnimi ostanki reda. Kazala se je slika, ki je astronoma spominjala na »[[otok]]e« in na »verige otokov«. Uporabila sta dva različna računalnika in dva različna računska postopka, vendar vedno z enakimi rezultati. Lahko sta le raziskovala in ugibala. Na osnovi svojega številskega preskuševanja sta napravila sklep. Menila sta, da se bo pri večji povečavi pokazalo pri vse manjših [[merilo|merilih]] še več otokov, morda vse tja do neskončnosti. Potrebovala sta matematični dokaz, »vendar je bil matematični pristop videti vse prej kot preprost.«
|