但在我讨论问题的经验方面之前，我想先说明一下它在粒子物理学和一般物理学中的基本重要性。
从近几十年来的实验，我们知道，不同的粒子正是成体系的物的不同定态。它们用量子数表示其特征，或者，如果你愿意，也可以用它们在基本群下的变换性质来表示其特征。粒子物理学的理论上的理解只能意味着对粒子谱的一种理解。铁的光谱中单独一条谱线是无法理解的，但是整个光谱却是可以理解的，它可以归结为一个包括26个电子和这个铁原子核的系统的薛定谔方程。
光谱的理论解释的基本要亲是众所周知的，并且从经典物理学和量子力学都可以学到。我们可以设想一条弦的弹性振动，或者在一个空腔中的电磁振动，或者一个原子的定态，譬如说铁原子的定态。在所有这些例子中，我们首先需要一个关于系统的动力学性质的准确陈述，然后我们必须加上特殊的边界条件。在弦的例子中，弦的弹性和动力学性质的精确的数学表述是第一步；然后，通过陈述弦在哪里固定，我们就可以算出振动谱。关于空腔中的电磁振动，麦克斯韦方程确定了系统的动力学性质。边界条件由空腔的形状给定。由于问题的复杂性，常常不能准确地计算整个谱。但对于最低的一些振动，人们应当能够得到合适的近似结果。关于铁原子，它的动力学性质是由量子力学来规定的，那就是由薛定谔方程来规定。加上波函数必须在无穷远处等于零这样一个补充条件，这些定态就确定了。如果原子被封闭在一个很小的盒子中，这些定态就会不同。
从这些类比出发，很清楚，理解粒子谱系的首要条件是物质的动力学的精确的数学表述。显然，粒子这个词不应当进入这个表述。因为粒子是后来由成体系的物的动力学结合上边界条件来定义的；粒子是次级结构。在宇宙中，在我们的周围粒子谱无疑地可以不同于很稠密的中子星的内部，因为在这两个场合中边界条件是不同的。因此可以看出物质动力学的基本重要性，问题在于我们怎样才能掌握它的数学表述。
既然粒子概念在这里没有什么用处，动力学定律的群性质必定起决定性作用。譬如说，振动弦的动力学定律对于时间的移动和沿弦的位置移动是不变的，对于绕弦旋转也是不变的。由于边界条件，第二个不变性被破坏了，第三个不变性通常不被破坏。至于空腔中的电磁振动，对于整个洛伦兹群，动力学定律是不变的：这个不变性只是部分地被边界条件破坏。
对于物质的动力学，已经知道一些主要的不变性：洛伦兹群和同位旋群SU 2 。标度群可能也应该算在基本的不变性中。但我不想深入探讨动力学定律的这些对称性的细节。我宁愿回到宇宙辐射上来。宇宙辐射研究，或者更一般的天体物理学研究，怎样能对我们关于物质的动力学知识作出贡献呢，
首先谈一谈因果性。我们从色散关系知道，物质的相互作用遵循因果律。这句话的严格的数学表述或许还不完全知道，但我们有可靠的理由认为相互作用可以表述为局部的相互作用，比如就象在量子电动力学中那样。非局部的库伦力同这句话是相容的。从这样一种状况出发，说极高密度物质的研究应该给出关于这种局部相互作用的最直接的信息，从而也给出关于物质的动力学的最直接的信息，这似乎是合理的。
在中子星中，密度和原子核是同一个数量级。在这样的密度时，说原子核由若干核子组成还是有意义的。因为以小量的能量——与一个原子核的静止质量相比是小的——就足以把一个质子或一个中子从原子核中打出。核子在原子核中相互距离仍然很远，即它们的相互作用能量比它们的静止质量小。这在中子星中同样正确，因此有可能对这样的星体物质的状态方程作出估计。可是，如果密度还显著提高，例如在更大质量的恒星中由于引力收缩，那末恒星由什么粒子组成的问题就没有确定的意义了。提供给一个粒子的空间将小于它的正常大小，因此它不可能具有它的正常质量；相互作用是如此强烈，以致粒子通常不在它们的质量壳层上。换句话说，人们只能说所有粒子的一种混合物，而这时说它是连续物质则更为合理。正是这种连续物质的动力学行为是粒子物理学中的基本问题。
如果不仅能够得到关于中子星中的状态方程的更多信息，而且特别是还能得到关于更高密度恒星中的状态方程的更多信息，那末这对于理解物质的动力学行为就会是极端重要的。究竟是宇宙辐射中的观测还是天体物理学的更广阔领域的观测会更有用处，对此我不能作出判断。我只想强调这个问题的重要性。
宇宙辐射中还有另一个特殊领域，在这个领域里关于物质的动力学这个问题可以从一个完全不同的方面来着手处理。如果两个极高能的粒子相碰撞，那末，在碰撞的最初的瞬间，就会有一个物质密度极大的小盘，然后它发生爆炸，并且随着它的密度的减小，最后蜕变为许多粒子。这就是众所周知的粒子的多重产生的过程，碰撞的粒子的能量愈高，这种过程当然就愈有意义。如果原始宇宙线粒子有10 7 亿电子伏，那末在碰撞中，开始时的盘的密度可以比中子星中的密度大一千倍。
由此可见，这种极高能量的宇宙线簇射行为的研究会给出关于物质动力学的很有价值的信息。这方面令人感到鼓舞的是，在欧洲原子核研究中心的储存环中和在巴达维亚加速器中，人们似乎已经到达渐近区，或者至少已接近渐近区。对于这个区域中碰撞的初始阶段，初级粒子可以简单地形象化为连续物质云，其密度在表面按照指数的比例而下降。这个模型解释了总截面作为能量增加的函数是对数增加的。我还要指出两类实验的特征性的差别，一类是在极密的恒星上，另一类是在很高能粒子碰撞后的盘上。在第一种场合，引力起重要作用，在第二种场合，引力是不重要的。因此这两类实验能够给出两种不同类型的有关信息。
在结束时我要回到我报告开始时提到的一般问题，我或许应当说，宇宙辐射在整个物理学领域中的特殊作用是基于两类事实的。这种宇宙辐射含有最小尺度物质行为的信息，而且也对我们关于宇宙——最大尺度的世界——结构的知识作出了贡献。这两个极端都是不可能直接观测到的，它们只能用很间接的推理来考查。在这里，日常生活的概念必须代之以别的相当抽象的新概念。只有这样，我们才会懂得象“极端”或“无限远”这类词在涉及自然界时能够有什么意义。在这个意义上，宇宙辐射仍可以（不管实验形式有什么变化〕称为一门很浪漫的、很鼓舞人心的科学。
[译自西德《自然科学》（Die Naturwissenschaften）
1976年2月号，许良英校]
《物理学和哲学》
W·海森伯著 范岱年译
译后记
本书作者韦纳尔·卡尔·海森伯（Werner Karl Heisenberg，1901-1976）是当代最卓越的理论物理学家和原子物理学家之一。1976年，物理学家维格纳在悼念海森伯的文章中说：“没有一个活着的理论物理学家在这个领域内比他贡献更大。”海森伯是量子力学的创始人之一。他为原子、原子核、基本粒子物理学的发展奋斗了终生。他是继玻尔之后的哥本哈根学派的主要代表人物。
海森伯平1901年12月5日生于德国维尔茨堡。原子物理学也正是在这前后诞生和开始发展起来的。1911年他到慕尼黑上中学。1919年他首次接触到原子概念。1920年他进入慕尼黑大学随原子物理学家索末菲等学习物理学。卓越的物理学家泡利是他的同学和挚友。
索末菲虽然是一个杰出的物理学家，但不是一个哲学家。他在1922年写信给爱因斯坦说：“我只能促进量子的技术，您必须研究它的哲学。”所以，海森伯不能从索末菲那里学到量子论的哲学，他是以后从哥本哈根学派的首领玻尔那里学到量子论的哲学的。
1922年6月，玻尔到哥丁根大学作有关原子的量子论和元素的周期系的一系列讲演，这被称之为“玻尔的节日”。海森伯也随老师索末菲前去听讲。在一次讲演会中，二十一岁的大学生海森伯对原子物理学权威玻尔关于塞曼效应的解释表示了不同的意见，引起了玻尔的注意。会后，玻尔邀海森伯一起散步长谈。海森伯回忆说：“这是我能够回忆起来的关于现代原子理论的基本性物理学问题和哲学问题的第一次透彻的讨论，它当然对我以后的生涯有决定性的影响。我第一次理解到玻尔关于原子理论的观点远比当时其他物理学家——例如索末菲——的观点更具有怀疑论的精神，而他对理论结构的深刻理解不是对基本假设作数学分析的结果，确切地说是由于大量占有关于实际现象的材料，从而使他有可能直观地理解现象之间的联系，而不是从这些现象形式地推导出其间的关系。……玻尔首先是一位哲学家，而不是一位物理学家，但是他理解我们当代的自然哲学只有当它的每一个细节都能够经受得住无情的实验检验时才是有力量的。”