И причина кроется вот в чем. В полевой физике мы создали модель полевой среды и описали ее двумя скалярным характеристиками. Функцией

плотности полевой среды W и функцией интенсивности источника U. Справедливости ради следует добавить еще скорость источника V, которая в модели полевых оболочек определяет скорость движения элементов самой среды. Итого: два скаляра и один вектор — всего пять величин.

В классической электродинамике для описания электромагнитного поля и его источников — тех же самых сущностей и процессов — нам потребовалось гораздо больше величин. Два скаляра — плотность заряда и скалярный потенциал — аналоги функций интенсивности источника и функции плотности полевой среды. И еще пять векторов — напряженности электрического и магнитного полей, векторный потенциал, плотность тока и скорость источника. Итого: четыре лишних вектора! Двенадцать лишних величин!

Получение уравнений Максвелла из принципов динамики полевой среды ясно показывает, что большинство электромагнитных величин просто являются излишними. Они выражаются через другие величины и существуют в физике до сих пор, в основном по историческим причинам. Вот почему уравнения Максвелла «решаются» через потенциалы. А потенциалы выражаются через источники. Это результат исторически возникшей пирамиды электромагнитных величин, которая теперь выглядит избыточной и ненужной. Мы упоминали это обстоятельство еще в первой главе.

А что можно сказать про сами уравнения? В системе Максвелла их четыре — два векторных и два скалярных — то есть всего восемь. В модели полевой среды нам оказалось достаточно всего двух скалярных уравнений, чтобы получить те же самые результаты!

Впрочем, основное различие состоит даже не в количественных вопросах, а в более сложном восприятии смысла и наглядной интерпретации этих уравнений. Так, уравнение непрерывности и волновое уравнение гораздо прозрачнее и имеют ясные механические аналоги. Даже по сравнению с первыми двумя уравнениями Максвелла — законами Гаусса и Фарадея. Не говоря уже о четвертом уравнении, прийти к которому для Максвелла было наиболее сложно. Но нет более простого и яркого примера, чем третье уравнение — уравнение дивергенции магнитного поля. Поговорим о нем отдельно.