Istoria fizicii in epoca moderna

referat, referate , referat romana, referat istorie, referat geografie, referat fizica, referat engleza, referat chimie, referat franceza, referat biologie

Informatica	Educatie Fizica	Mecanica	Spaniola
Arte Plastice	Romana	Religie	Psihologie
Medicina	Matematica	Marketing	Istorie
Astronomie	Germana	Geografie	Franceza
Fizica	Filozofie	Engleza	Economie
Drept	Diverse	Chimie	Biologie

Istoria fizicii in epoca moderna

Categoria: Referat Istorie

Descriere:

Dintre aceÅŸti matematicieni îi menÅ£ionÄƒm pe urmÄƒtorii: Daniel Bernoulli (1700 – 1782), Leonard Euler (1707 – 1783), care au studiat sisteme de mai multe puncte materiale, s-au ocupat de corpul rigid ÅŸi de hidrodinamicÄƒ;

Varianta Printabila

Free Download Referat Word
Dimensiune: 416.5KB

Free Download Referat PDF
Dimensiune: 376.400KB

1
C U P R I N S

INTRODUCERE ................................................................. 2

CAPITOLUL I Măsurarea timpului.................................... 3
CAPITOLUL II. Mecanica.................................................. 5
CAPITOLUL III. Gravitaţia şi acţiunea la distanţă ........ 10
CAPITOLUL IV. Optica..................................................... 13
CAPITOLUL V. Electricitatea şi magnetismul ................. 16
CAPITOLUL VI. Sistemul de referinţă �n fizică ..............24
CAPITOLUL VII. Fundamentele teoriei căldurii.............28
CAPITOLUL VIII. Principiul conservării energiei .........30
CAPITOLUL IX. Termodinamica .................................... 33
CAPITOLUL X. Fizica nucleară......................................35
CAPITOLUL XI. Fizica cristalelor .................................37
CAPITOLUL XII. Radiaţia termică ................................41

CONCLUZIE ................................................................... 43

I N T R O D U C E R E

Istoria se poate scrie, respect�nd �n totul adevărul, din puncte de vedere foarte diferite; orice punct de vedere din care istoriograful reuşeşte să scoată ceva interesant sub aspect istoric este �ndreptăţit. Şi istoria unei ştiinţe admite puncte de vedere diferite. Punctul nostru de vedere �mbrăţişează apariţia şi transformările unor idei şi cunoştinţe importante pentru fizica actuală. După cum istoria politică s eopreşte �n faţa politicii curente, tot astfel istoria unei ştiinţe nu ne conduce p�nă la probleme care �ncă nu pot fi considerate astăzi ca rezolvate.
�n perioada modernă �n conşttiinţa tuturor a pătruns sistemul copernician, şi astfel faimoasa dispută pentru recunoaşterea lui şi-a atins punctul culminant. �n momentul c�nd Giordano Bruno era condamnar să fie ars pr rug (1600), această dispută a jucat un anumit rol, cel puţin �n culise, căci doctrina infinităţii spaţiului şi a pluralităţii luminilor, pe care sentinţa o enumera printre ereziile sale, era o extindere consecventă a sistemului copernician. Dar nici ace astă execuţie, nici excomunicarea pronunţată de Inchiziţie, �n 1633, �mpotriva lui Galilei şi �mpotriva copernicicanilor, �n genere, nu au avut eficienţă durabilă, �n cele din urmă, la �nceputul secolului al XIX-lea, excomunicarea a fost anulată, cu respectarea tuturor formelor.

CAPITOLUL I. Măsurarea timpului

Pentru orice ştiinţă care se ocupă de procese desfăşurate �n spaţiu şi �n timp, măsurarea timpului constituie una dintre problemele cele mai importante.
Kant are �n orice caz dreptate c�nd prezintă timpul ca pe o formă a intuiţiei, inerentă raţiunii umane. Această intuiţie este continuă. Un continuu �nsă nu-şi poartă niciodată măsura �ntre sine; prin urmare, pentru a măsura timpul, trebuie să-i stabilim un sistem de măsură. Am putea, de exemplu, să stabilim repere de timp �n mod arbitrar, pun�nd pe cineva să bată cu m�na �n masă şi numerot�nd bătăile. Dacă menţionăm apoi, pe l�ngă eveniment, numărul reperului de timp care coincide cu el, am stabilit astfel o succesiune temporală de evenimente printr-un şir de numere.
Pasul hotăr�tor care a dus la crearea ceasornicului, �n �nţelesul pe care i-l dăm astăzi, a fost făcut �n 1657 de Christian Huzgens (1629-1695), acelaşi care şi-a dat seama de natura inelului lui Saturn şi pe care �l vom mai �nt�lni de multe ori �n cele ce urmează. El a introdus principiul reacţiei – denumirea aceasta e luată de la o invenţie din 1906 a lui E.A.Rubmer pentru producerea oscilaţiilor electrice.
Tehnica a contribuit foarte mult la �mbunătăţirea ceasornicelor. Condiţiile de precizie, pe care le satisface astăzi orice ceas utilizabil, erau inaccesibile pe vremea lui Huzgens. Singurul progres mai important a fost realizat �nsă abia �n 1929, prin ceasornicul cu cuarţ, inventat de V.A.Marrison şi �mbunătăţit de A. Scheibe şi U. Adelsberg. La acest ceasornic, oscilatorul este o lamă de cuarţ, care execută aproximativ 100 000 de oscilaţii pe secundă şi care, datorită proprietăţilor piezoelectrice ale cuarţului, realizează reacţia pe cale electrică, cu ajutorul unei baterii. Mersul acestui ceasornic este constant �n cazul optim, cu precizie de 1/1 000 secunde pe zi.

De asemenea, este o ipoteză că perioada de rotaţie a Păm�ntului este adecvată pentru etalonarea ceasonicelor, cu alte cuvinte că viteza de rotaţie a Păm�ntului este constantă �ntr-o măsurare a timpului, stabilită prin alte ceasornice bune. Există două metode pentru a verifica ace astă ipoteză. Timpul indicat �n mod concordant de cea sornice cu cuarţ bune pune �n evidenţă oscilaţii ale perioadei de rotaţie, de ordinul miimilor de secundă. �nsă compararea cu mişcările Lunii şi planetelor interioare ne arată cu mult mai multă certitudine că, �n ultimele două secole, timpul citit după rotaţia Păm�ntului prezintă faţă de timpul necesar pentru a �nţelege din punct de vedere fizic aceste mişcări, c�nd un avans de 30 de secunde, c�nd o �nt�rziere de aceeaşi mărime. �n conformitate cu scopul menţionat mai sus, pentru măsurarea timpului va trebui să alegem ca fiind corect timpul stabilit de „ceasornicul planetar”.
�n toate aceste consideraţii am făcut abstracţie de faptul că locul unde se află orice ceasornic se mişcă �mpreună cu Păm�ntul �n jurul Soarelui şi participă la rotaţia Păm�ntului. Teoria relativităţii ne arată că aceasta impune, �n principiu, o corecţie, dar ne permite totodată să calculăm, că, �n condiţiile actualei prcizii a măsurătorilor, corecţia mai poate fi �ncă neglijată.

CAPITOLUL II. Mecanica

După cum se ştie, teoria echilibrului – statica – �şi are rădăcinile �ncă �n antichitatea �ndepărtată. Importanţa practică pe care p�rghia, şurubul, scripetele, planul �nclinat o prezintă pentru �nfăptuirea muncilor fizice grele a fost cea care le-a trezit la viaţă.
�ntemeierea teoriei propriu-zice a mişcării – dinamica – i se datoreşte lui Galileo Galilei (1564 – 1642). Iar dezvoltarea ei, lui Christian Huzgens, Isaac Newton (1643 – 1727) a adus-o p�nă la un anumit grad de perfecţiune, din care cauză, �n onoarea lui, o numim dinamică newtoniană.
Perioada �n care a fost creată dinamica a durat un secol.
Acceleraţia. Rezultatul acestei măreţe realizări a spiritului omenesc este cuprins �n două principii: produsul dintre masa unui punct material şi acceleraţia lui este egal cu forţa care acţionează asupra lui (acceleraţia şi forţa s�nt mărimi orientate, vectori, şi principiiul cere, �ntre altele, ca am�ndouă să aibă acelaşi sens). La aceasta se adaugă principiul acţiunii şi al reacţiunii: forţele exercitate �ntre două mase s�nt egale ca mărime şi de sens contrar.
Ce este acceleraţia a devenit limpede, �n fond, �nsă pentru Galilei, atunci c�nd a cercetat, cu mujloace matematice primitive, noţiunea de viteză variabilă. Newton, care dispunea de calculul infinitesimal, creat de el şi de Gottfried Wilhelm Leibniz (1646 – 1716), a putut să-şi uşureze acestă muncă. Acceleraţia este variaţia vitezei raportată de unitatea de timp, derivată vitezei �n raport cu timpul şi, deci, derivată a doua �n raport cu timpul a razei vec toare duse dintr-un punct iniţial oarecare la punctul material. De �ndată ce s�ntem lămuriţi asupra măsurării locului şi a timpului, explicaţia noţiunilor de viteză şi de acceleraţie reiese de la sine. Primlul principiu dă, aşadar, o ecuaţie diferenţială de ordinul doi pentru locul unde se află punctul �n funcţie de timp; din

integrarea ei obţinem traiectoria şi viteza cu care este parcursă. Dacă nu acţionează nici o forţă, acceleraţia este nulă, mişcarea se produce rectiliniu şi cu viteza constantă, aşa cum prevede principiul inerţiei.
Une dintre cele mai importante cunoştinţe dob�ndite de chimie, care se constituie ca ştiinţă �n secolul al XVIII-lea, este că, şi �n reacţiile chimice, masa totală a substabţelor care participă la reacţie răm�ne constantă; Anotoine-Laurent Lavoisier este cel care şi-a c�ştigat merite �n acest domeniu. Mai t�rziu, �n 1895 – 1906, Hans Landolt (1831 – 1910) a confirmat-o prin c�ntăriri extrem de precise. Astăzi �nsă considerăm constanţa masei doar o aproximaţie, pe deplin suficientă pentru mecanică, pentru chimie şi pentru multe alte domenii ale fizicii.
Noţiunea de forţă era efectiv bine fundată experimental şi, după cum se credea, �n jurul ei nu mai era nici un mister. Dar secolele al XVIIţlea şi al XVIII-lea nu au fost nicidecum at�t de consecvente. �nsuşi faptul că semnificaţia noţiunii de forţă nu era pe deplin stabilită a provocat numeroase confuzii. Dat fiind că orice aplicare conştientă a unei forţe de către om este precedată de un act voliţional, se căuta, dincolo de noţiunea fizică a forţei, ceva mai profund, metafizic, o tendinţă inerentă corpurilor, de exemplu, �n cazul gravităţii, tendinţa lor de a se uni cu ceea ce este de aceeaşi natură cu ele. Pentru noi, astăzi, acest punct de vedere este greu de �nţeles.
Unii voiau să adopte �n acest scop impulsul produs de o forţă �ntr-un timp anumit, pe c�nd ceilalţi preferau ceea ce se numeşte astăzi ener gie cinetică şi se chema �nainte adesea forţă vie. Newton nu a fost �n stare să ia aici o atitudine clară. Deşi d Alembert (1717 – 1783) a calificat drept dispută verbală nesf�rşită controver să care s-a dezl�nţuit �n ace astă chestiune, noţiunea de forţă şi-a mai păstrat pentru mulţi o nuanţă mistică, p�nă �n 1874, c�nd Gustav Robert Kirchhoff (1824 -1887) a rostit �n prima frază a prelegerilor de mecanică (Vorlesungen uber Mechanik) cuv�ntul izbăvitor:

„Mecanica este ştiinţa mişcării; menirea ei este de a descrie complet şi �n modul cel mai simplu mişcările ce se produc �n natură”.
�n intervalul de timp �ntre Galilei şi Newton mai avem şi o altă linie de dezvoltare importantă. Evangelista Torricelli (1608 – 1647) a inventat barometul cu mercur �n 1644, pornind de la un experiment al lui Galilei cu pompa aspiratoare.
Pentru mecanica solidelor, un contemporan al lui Pascal, Robert Hooke (1635 – 1703), a descoperit, �n 1676, pe baza unor exemple simple, proporţionalitatea �ntre deformaţie şi solicitare. Astfel, pe la 1700, au fost desăv�rşite fundamentale fizice pe care s-a construit, �n cei 150 de ani ce au urmat, edificiul măreţ al mecanicii. Semnificativ pentru integritatea ei este că ace astă dezvoltare s-a datorat precumpănitor unor matematicieni.
Avem aici un exemplu tipic de influienţă a fizicii asupra dezvoltării generale a spiritului, deci şi asupra dezvoltării politice.
Dintre aceşti matematicieni �i menţionăm pe următorii: Daniel Bernoulli (1700 – 1782), Leonard Euler (1707 – 1783), care au studiat sisteme de mai multe puncte materiale, s-au ocupat de corpul rigid şi de hidrodinamică; Jean Le Rond D Alembert, autorul principiului care �nlocuieşte ecuaţiile de mişcare i care-i paortă numele; Joseph-Louis Legrange (1736 – 1813), care a dat acestor ecuaţii diferenţiale o formă deosebit de potrivită pentru cazuri mai complicate, şi Pierre Simon de Laplace (1749 – 1827), a cărui Mecanică cerească (Mecenique celeste), �n cinci volume, apărută pe la 1800, cuprinde mult mai mult dec�t promite titlul,şi anume, �ntre altele, o teorie a undelor �n lichide şi a capilarităţii. Prin ace asta, mecanica analitică �şi atinge apogeul. Mai trebuie amintiţi Louis Poinsot (1777 – 1859), datorită căruia mecanica corpului rigid a căpătat formă definitivă, Gaspard-Gustave Coriolis (1792 – 1843), care a analizat, de exemplu, influienţa rotaţiei Păm�ntului asupra proceselor ce se desfăşoară pe el, Augustin-Louis Cauchz

(1789 – 1859), car, �n 1822, a dat formularea matematică cea mai generală importantelor noţiuni de tensiune elastică şi de deformaţie şi care, folosind legea lui Hooke, a dat mecanicii corpurilor deformabile forma ei definitivă.
Cu cercetările lui Jean-Leon Poiseuille (1799 – 1869) despre v�scozitatea lichidelor şi a gazelor (1846 – 1847) şi cu lucrările despre mişcarea turbionară ale lui Helmboltz (1858), ace astă epocă poate fi considerată �n principiu �ncheiată, deşi mai t�rziu, şi p�nă �n zilele noastre, cercetători de seamă, ca lordul Razleigh (1842 – 1919), Osborne Reznolds (1842 – 1912) şi Ludwig Prandtl (1875 – 1953), au dezvoltat mai departe dinamica lichidelor şi a gazelor, şin�nd seama de frecare, �ndeosebi pentru nevoile construcţiei de hidro- şi aeronave.
După cum a demonstrat, �n a906, Max Planck, teoria relativităţii, �ntemeiată �n 1905 de A. Einstein (1879 – 1955), nu schimbă prea mult �n dinamica punctului material. (Lucrarea fundamentală a lui Einstein este greşită �n această privinţă). Este caracteristică intrarea �n joc a unei constante universale, a cărei semnificaţie mecanică era necunoscută p�nă atunci, anume viteza luminii �n vid.
Mai importantă din punct de vedere principial este modificarea noţiunii de masă, pe care ne-o impune această teorie. După cum a demonstrat Einstein, �n 1905, orice creştere a energiei interne trebuie să mărească masa, şi anume cu o valoare care se obţine �mpărţind energia, măsurată �n unităţi mecanice, cu pătratul vitezei luminii. Dată fiind mărimea vitezei liminii (3.1010 cm/s), aceste modificări s�nt neglijabile pentru toate procesele pe care le numim mecanice, electrice, termice. Chiar la cele mai intense reacţii chimice, cu cele mai mari efecte termice, c�ntărirea nu poate pune �n evidenţă variaţia masei totale a corpurilor care participă la reacţie. �n schimb, �n fizica nucleară, această lege a inerţiei energiei are o importanţă considerabilă.
O ramură a mecanicii care s-a dezvoltat �nsă cu totul independent,

mai alea la �nceput, este acustică. Se ştia din timpuri străvechi că sunetele pure - spre deosebire de zgomote – se bazează pe vibraţii perioadice ale izvorului sonor.
Ott V.Guericke a dovedit pe cale experimentală că, spre deosebire de lumină, sunetul nu se propagă �n vid. Dependenţa vitezei sunetului de compresibilitatea şi de densitatea aerului a fost calculată de Newton, �n Principia, deşi formula sa a �nceput să concorde cu experienţa abia �n 1826, c�nd Laplace a �nlocuit compresibilitatea izotermă prin cea adiabetică. Perfecţionarea matematică a mecanicii �n secolul al XVIII-lea a folosit şi acusticii.
De asemenea, propagarea sunetului �n lichide a fost multă vreme pusă la �ndoială din cauza pretinsei incompresibilităţi a acestora, deşi Benjamin Franklin (1706 – 1790) făcuse, �n 1762, observaţii directe �n această privinţă. Abia �n 1827, Jean-Daniel Colladon (1802 – 1892) şi Jacob Franz Sturm (1805 – 1855) au adus o dovadă convingătoare determin�nd valoarea de 1,435.105 cm/s pentru viteza sunetului �n lacul Geneva.
�n cursul secolului al XIX-lea, acustică fizică s-a dizolvat tot mai mult �n teoria undelor elastice. Din optică i s-au transmis ideile de interferenţă, difracţie şi �mprăştiere prin obstacole.
Acustica s-a văzut �n faţa unor probleme tehnice dificile după ce, �n 1861, Philipp Reis (1834 – 1874), şi �n 1875, Alexander Graham Bell (1847 – 1992) au inventat telefonul, iar �n 1878 David Edwood Hughes (1831 – 1900) a perfecţionat substanţial microfonul lui Reis; căci acum era vorba despre o c�t mai mică perfectă redare a glasului omenesc şi a sunetelor muzicale. Transmiterea sunetului prin unde electrice, un rod al răsboiului mondial din 1914 – 1918, a �ntărit şi mai mult imoportanţa acestei noi ramuri aplicate, care este „electroacustice”. Fonograful, construit �n 1877 de Thomas Alva Edison (1847 – 1931) aparţine aceluiaşi domeniu.

CAPITOLUL III. Gravitaţia şi acţiunea la distanţă

Cercetarea gravităţii a fost str�ns �mpletită cu apariţia mecanicii. E drept, �n toate timpurile, din antichitate şi p�nă �n zilele noastre, spiritul omului a fost preocupat de gravitate şi probabil că, �n afară de atomistică, nu a existat nici un obiect al fizicii despre care să se fi făcut at�tea speculaţii ca despre cauzele acesteia.
Ideea că gravitatea nu se limitează la vecinătatea Păm�ntului, ci constituie o proprietate generală a materiei şi acţionează deci şi �ntre corpurile cereşti, este iarăşi destul de veche.
Dacă ne �ntrebăm de unde provine legea atracţiei universale, care poartă numele lui Newton (forţa este porporţională cu cele două mase şi invers proporţională cu pătratul distanţei dintre ele), atunci trebuie să amintim următoarea triadă: Tzcho Brahe (1546 - 1601), căruia �i datorăm, �ndeosebi, serii de obervaţii deosebit de precise şi efectuate consecvent asupra poziţiilor planetelor.
Legea atracţiei universale mai conţine un factor de proporţionalitate, constanţa gravitaţională, care exprimă forţa cu care se atrag două mase de c�te 1 g, situate la distanţa de 1 cm. Astronomia este �n stare să compare masele diferitelor corpuri cereşti, dar nu să obţină această constantă. Experimentul necesar pentru aceasta a fost realizat �n 1798, de Henrz Cagendish, cu ajutorul balanţei de torsiune, pe care Coulomb o folosise �ncă �n 1785 la măsurători electrice. Valoarea constantei este de 6,7.10-8 g-1 cm3 s-2, masa Păm�ntului, calculată pe această bază, este de 6,1027.
De asmenea, pornind de la legea atracţiei universale, Joseph-Louis Lagrange a definit potenţialul (�n 1777), al cărui gradient dă forţa de atracţie, că Pierre-Simon de Laplace a dedus, �n 1782, pentru această funcţie a coordonatelor ecuaţia cu derivate parţiale ۸ = 0, care-I poartă numele şi care a

fost apoi modificată �n modul cunoscut, �n 1812, de către Simeon-Denis Poisson (1781 – 1840) pentru interiorul substanţei. Acestea au fost pregătiri importante �n vederea teoriei potenţialului din electrostatică. Ecuaţia diferenţială a lui Laplace-Poisson este expresia generalizată a legii atracţiei universale a lui Newton. Ea rezultă din aceasta şi duce �napot la aceasta dacă aplicăm unor puncte materiale (sau unor sfere omogene).
Legea atracţiei universale a pus bazele astronomiei teoretice, a cărei sarcină principală este de a calcula perturbaţiile orbitelor planetare, cauzate de atracţia dintre planete; această problemă �i mai preocupă şi astăzi pe astronomi şi pe matematicieni.
Teoria relativităţii generalizate (1913 şi următorii) a lui Einstein a explicat aceasta, �n 1916, drept o consecinţă a curburii spaţiului şi a micşorării vitezei luminii, care, potrivit acestei teorii, s�nt determinate de orice c�mp gravific, dar devin manifested oar �n apropierea unui corp at�t de masiv ca Soarele. Cele 42’’ care rezultă cu regurozitate din masa Soarelui, din constanta gravitaţională şi din distanţa Mercur-Soare constituie unul dintre cele trei fapte empirice care sprijină această teorie genială, dar �nsă nu pe deplin confirmată.
Legea newtoniană a atracţiei universale afirmă, dacă o luăm literal, o acţiune la distanţă nemijlocită. Din totdeauna s-au ridicat obiecţii �mpotriva posibilităţii unei astfel de acţiuni, chiar şi pe vremea lui Newton; şi nici el nu nega această dificultate.
Sub imensa impresie produsă de descoperirea lui Newton, idea acţiunii la distanţă s-a extins şi asupra altor domenii ale fizicii. La aceasta a contribuit, desigur, şi faptul că din ea s-a putut deduce simpla şi eleganta teorie matematică a potenţialului. Pe c�nd �n mecanica corpurilor deformabile se lucra exclusive cu acţiuni din aproape �n aproape, primele teorii ale fenomenelor electrice şi magnetice s-au �ntemeiat pe acţiunea la distanţă.

O dovadă amuzantă a prestigiului cov�rşitor pe care şi l-au c�ştigat ideile newtoniene stă �n faptul că ştiinţa secolului al XVIII-lea a relegate meteoriţii �n domeniul fabulei, deşi existau �n acest sens mărutirii, �ncep�nd din cea mai �ndepărtată antichitate. Pentru epigonii lui Newton. Căderea haotică a unor pietre şi mase feroase “din cer” părea de neconciliat cu ordinea cosmisă dezvăluită de magistrul lor. Abia �n 1794, Ernst Friedrich Chladni a folosit experienţa ssa de jurist pentru a compara critic intre ele numeroasele mărturii şi a dedus din buna concordanţă a unor informaţii total independente realitatea celor observate. C�nd apoi, �n 1803, un mare roi meteoritic a căzut �n apropierea de Laigle (departamentul Orne, Franţa) şi Jean-Baptiste Biot (1774 – 1862) a putut să-l cerceteze, Academia din paris s-a văzut nevoită să renunţe la punctual ei de vedere negative. �ntr-adevăr, intre cer şi Păm�nt existau mult mai multe lucruri dec�t putuse să-şi �nchipuie �nţelepciunea şcolilor.

CAPTOLUL IV. Optica

Optica este cu foarte puţin mai t�nără dec�t mecanica, noţiunea de rază este străveche.
Oamenii ca William Rowan Hamilton şi Carl Friedrich Gauss (1777- 1855) şi-au adus contribuţia ; cu toată munca şi ingeniozitatea lor, optica geometrică nu a ajuns �ntr-o stare �ncă �ncheiată. Limitele valabilităţiibei sunt impuse de natura ondulatorie a luminii ; ele se manifestă la microscop �n faptul că, după cum au stability �n 1874 Ernst Abbe (1840 – 1905) şi Hermann V.Helmboltz, acesta nu este �n stare să dea, �n lumină vizibilă, imaginea a două puncte situate la distanţă mai mică de 10+5 cm.
Pentru optica mai veche, explicarea culorilor a constituit o deosebită dificultate. Dovada, făcută �n 1672, că lumina colorată este de natură mai simplă dec�t cea albă a fost a doua mare realizare a lui Isaac Newton, nimic nu ilustrează mai bine �nsemnătatea acestei descoperiri dec�t protestul pasionat al lui Goethe (1791 – 1972 şi 1810), care se referă, �n ultimă instanţă, la faptul că ochiul, spre deosebire de ureche, nu analizează armonic oscilaţiile care-l excită, ci percepe lumina albă ca ceva unitar.
O problemă discutată �n secolul al XVII-lea a fost existenţa unei viteze finite e propagare a luminii, Descartes o nega, Galilei o susţinea, - am�ndoi fără justificare empirică. Mijloacele de atunci nu erau suficiante pentru un experiment decisive.
�n teoria luminiii au jucat un rol hotăr�rtor descoperirea interferenţei, a disfacţiei şi a polarizării. Primele observaţii din acest domeniu se datoresc lui Francesco Maria Grimaldi (1816 – 1663) care, �ntr-o lucrare apărută postum, �n 1665, descrie amănunţie difracţia produsă de o bară şi o reţea, aceste observaţii au rămas fără influienţă asupra dezvoltării ştiinţei, chiar şi după ce au fost repetate de Newton.

O teorie ondulatorie a fost �ntrevăzută cu timiditate �ncă de Grimaldi şi, cu mai multă hotăr�re, de Robert Hooke. �nsă aceasta datează, propriu-zis, abia din 1678, c�nd Chiristian Huzgens a prezentat Academiei din Paris lucrarea sa Traite de la Lumiere (Tratat despre lumină, tipărit �n 1690).
Spre deosebire de mecanică, �n teoria luminii domneşte, �n secolul al XVIII-lea, o relativă stagnare. Apoi a �nceput �nsă epoca “eroică” a teoriei ondulatorii, care a durat din 1800 p�nă de la 1835; progresul a avut loc �ndeosebi �n Anglia şi �n Franţa. �n 1801, Thomas Young (1773 – 1829) a introdus idea interferenţei şi a aplicat-o, �n modul cunoscut, inelelor lui Newton. El a fost primul care a obţinut o determinare cantitativă, deşi aproximativă, a lungimilor de undă ale luminii. Tot el a stability deosebirea dintre raze coerente, provenite din acelaşi izvor luminos, şi raze incoerente.
A ajuns un fapt stability că lumina este o mişcare ondulatorie transversală. Aparatele şi experimentele de interferenţă se acumulau cu timpul, pe măsură ce progresa tehnica experimentală, şi contribuiau, la r�ndul lor, la mărirea preciziei mpsurătorilor. Macedonia Melloni (1797 – 1854) a arătat, pe la 1834, că radiaţia infraroşie se comportă exact ca lumina �n experimentele de reflexive-refracţie şi de absorbţie, iar �n 1846, Carl Hermann Knoblauch (1820-1895) a stability, prin experimente de interferenţă, de difracţie şi de polarizare, că ea se deosebeşte de lumină numai prin lungimea ei de undă mai mare. �n 1856, Johann Heinrich Jacob Muller (1809 – 1875) a aplicat noua atră a fotografiei la radiaţia ultravioletă, a cărei lungimea de undă este mai mică.
De regulă, lumina este generată prin procese de oscilaţie �n atomi sau �n molecule, sau, cum este cazul radiaţiei termice a metalelor, prin mişcarea termică a electronilor de conductibilitate. Mişcări ne�mpiedicate ale electronilor sau ale altor purtători de sarcină nu produc radiaţie, cu excepţia cazurilor �n care viteza lor este superioară vitezei luminii. Desigur, potrivit

concepţiei noastre actuale, bazată �ndeosebi pe teoria relativităţii, o asemenea viteză este imposibilă �n vid. �nsă �n cazul mişcării electronilor sau a protonilor prin sunbstanţă, aceasta este posibil, deoarece aici viteza luminii este considerabil mai mică. �n cazul acesta, purtătorul de sarcină este �nsoţit de o undă frontală, asemănătoare cu unda de şoc sonoră fotografiată de Mach şi de alţii, care �nsoţeşte proiectilele cu viteză supersonică. Aceasta este explicaţia dată de I. Tamm şi I. Franck, �n 1937, unei observaţii făcute de P.A. Cerenkov �n 1934 (radiaţia Cerenkov). Ea s-a verificat pe cale experimentală �n lucrările lui H. Wzckoff şi J. Henderson pentru electroni (1943) şi �n alte ale lui R.L. Mather pentru protoni (1951).

CAPITOLUL V. Electricitatea şi magnetismul

Teoria electricităţii şi a magnetismului este mult mai t�nără dec�t mecanica şi optica. Din antichitate nu ne-au rămas dec�t cuv�ntul magnet şi observaţii elementare asupra chihlimbarului frecat.
Din această apocă datează o seamă de importante observaţii calitative. Deosebirea dintre conductoare de electricitate şi izolatoare a fost stabilită, �n 1731, de Stephen Graz (1670 – 1736), iar �n 1759, Franz Ulrich Theodor Apinus (1724 – 1802) a precizat că există, �n această privinţă trepte intermediare de tot felul. Am�ndoi au observat primele fenomene de influienţă a unor corpuri �ncărcate asupra unor conductoare isolate.
Noţiunea de “cantitatea de electricitate” pare să fi constituit un bun comun al secolului al XVII-lea, fiind pusă �n legătură, de la �nceput – fără o justificare propriu-zisă – cu idea increabilităţii şi a indestructibilităţii.
�n privinţa magnetismului, secolul al XVIII-lea dă, de fapt, numai o singură descoperire – iarăşi premtură, şi deaceea, ineficientă – aceea a diamagnetismului, la care Anton Brugmans (1732 – 1789) a ajuns �n 1778, constat�nd că bismutul este respins de un magnet.
Cunoştinţele depre electricitate s-au constituie ca ştiinţă abia prin enunţarea legii lui Coulomb, după care forţa dintre două sarcini este invers proporţională cu pătratul distanţei lor. Această lege are o istorie curioasă. �nceputul l-au constituit unele conjecture legate de legea newtoniană a atracţiei universale. Dar abia �n 1767, Priestley a putut stabili, cu toată claritatea, că constatarea făcută de el şi de alţii, cum ar fi Henry Cavendish, ca sarcina unui conductor este distribuită �n �ntregime pe suprafaţa lui, pe c�nd interiorul răm�ne neafectat de vreo acţiune electrică, este o dovadă strigentă pentru această lege. Dar această constatare nu a fost luată �n seamă.

Progresul determinat de legea lui Coulomb se vede din extinderea teoriei potenţialului, dezvoltată �nt�i pentru gravitaţie, pe care o datorăm lui Simeon denis Poisson. De fapt, echivalentă cu această lege, şi cu cunoştinţa experimentală că potenţialul conductoarelor este constant, stăp�nim �ntreaga electrostatică, at�ta timp c�t la fenomene nu participă şi dielectrici.
Der la Gauss ne-a rămas definiţia cantităţii de electricitate de baza legii lui Coulomb. Unitate a cantităţii de electricitate este, astfel, acea cantitate care respinge cu forţa de 1 dyn o cantitatea egală, aşezată la o distanţă de 1 cm. Gauss a realizat prima măsurare absolută a momentului magnetic al unu magnet de oţel şi a intensităţii c�mpului magnetic terestru. Teoria matematică a acestui c�mp, dată de Gauss, constituie continuarea directă şi �ncheierea operei lui W. Gilbert. El �ntemeiază cu această teorie primul system consistent de măsură pentru electricitate şi magnetism.
Eletroliza, �n care vedem astăzi cauza apariţiei curentului galvanic, a fost descrisă �n 1797, �ncă �naintea pilei voltaice , de Alexander v. Humboldt (1769 – 1859), - cunoscut , de altfel , numai �n ştiinţele descriptive ale naturii, unde şi-a c�ştigat merite foarte mari, - pe baza unui circuit cu un electrod de zinc şi unul de argint, intre care se afla un strat de apă, genialul, dar fantezistul Johann Wilhelm Ritter a dezvoltat, �n 1799, această descoperire, separ�nd, de exemplu, cuprul metallic din soluţii de sulfat de cupru. El a descoperit, �n 1798, coincidenţa dintre şirul lui Volta şi seria de afinităţi chimice a elementelor faţă de oxygen.
Descoperirea lui Volta a iniţiat �nsă şi alte dezvoltări.
�n 1811, de exemplu, cu ajutorul unei baterii compusă din 2000 de elemente, Davy a realizat arcul voltaic, care a fost folosit ca sursă de lumină electrică p�nă c�nd becul cu incadescenţă, inventat �n 1879 de Thomas Alva Edison, l-a scos treptat din circulaţie.

Mai corectă era presupunerea că o descărcare electrică ar putea să devieze acul magnetic, pornind de la această presupunere, Hans Chirstian Orsted (1777 -1851) descoperă, �n 1820, devierea acului magnetic de către un current electric şi stabileşte apoi acţiunea orientativă corespunzătoare şi stabileşte apoi acţiunea orientativă corespunzătoare a unui magnet asupra unui current mobil.
Aceste efecte magnetice ale curenţilor au furnizat o unitate de măsură pentru intensitatea curentului. Georg Simon Ohm a folosit aceasta, �n 1826, pentru ca, delimit�nd clar noţiunile de forţă electromotoare, cădere de tensiune şi intensitate a curentului, să deducă legea care-I poartă numele.
�n 1847, G.R.Kirchhof a putut să resolve, pe această bază, problema derivaţiilor de current, prin regulile care-i poartă numele.
Electrodinamica şi-a găsit o aplicaţie care a schimbat faţa lumii �n telegraf, căruia Gauss şi Wilhelm Weber (1804 – 1891) i-au dat, �n 1833, forma care utilizează numai o singură linie.
După 1822 intervine o pauză �n dezvoltarea electromagnetismului, deşi nu fusese lămurită dec�t una din cele două laturi ale acestui grup de fenomene. �nfăşur�nd două bobine de s�rmă pe un inel de fier, Faraday a descoperit, �n 1831, că acţiuni magnetice a curenţilor �i corespunde o reacţie exercitată asupra curenţilor.
Electrodinamica permite stabilirea unui al doilea sistem de unităţi de măsură, independent de legea lui Coulomb, de exemplu, putem defini ca unitate de intensitate curentul care circulă �n două conductoare liniare lungi şi paralele, situate la distanţă de 1 cm, c�nd acestea se atrag sau se resping cu o forţă de 2 dyn pe unitatea de lungime.
Unităţile electrice folosite actualmente �n tehnică – amperul, voltul, ohmul etc. – au fost stabilite �n 1881 la un congres internaţional de la Paris, pe baza sistemului de unităţi electromagnetice. Din cauza unei lipsa de

perspectivă asupra dezvoltării tehnicii, au existat atunci temeri de a adopta chiar unitatea electromagnetică de current, deoarece părea prea mare pentru practică; de aceea, amperul a fost definit ca 1/10 din această valoare.
Descoperirile electrodinamicii au pus �n faţa teoriei probleme care, spre deosebire de cele precedente, nu mai puteau fi rezolvate doar cu ajutorul unor forţe centrale dependente numai de distanţă, exercitate intre puncte materiale. Ampere şi Franz Ernst Neumann, dar �ndeosebi Wilhelm Weber, s-au ocupat de aceste probleme. Admiţ�nd că forţa dintre două sarcini depinde nu numai de distanţă, ci şi de viteză şi de acceleraţie, precum şi că curenţii ar fi sarcini �n mişcare, legea fundamentală a lui Weber (1846) a �nbrăţişat forţele electrostatice şi cele electrodinamice, inclusive inducţia pentru circuite �nchise, adică tot ce se ştia atunci despre electricitate.
�ndrumarea spre �neţelegerea corectă a fenomenelor electrice şi magnetice o datorăm lui Michael Faraday. El a descoperit, �n 1837, influienţa dielectricului asupra proceselor electrostatice, iar �n 1846 şi �n anii următori, extinderea generală a proprietăţilor diamagnetice asupra tuturor substanţelor, faţă de care paramagnetismul apare ca o excepţie.
Maxwell dă, �ntr-o primă scriere din 1855 – 1856, matematica referitoare la noţiunea liniilor de forţă, introdusă de Faradaz. Analiz�nd �n special mersul liniilor de forţă magnetice �n vecinătatea unui current electric, el ajunge la cunoscuta ecuaţie diferenţială vectorială, aplicabilă numai c�mpurilor staţionare, potrivit căreia fiecare linie de current formează un v�rtej al c�mpului magnetic.
Transmiterea forţei prin campul electromagnetic Maxwell o atribuie tensiunilor care-I poartă numele şi care, de deplin analoge cu tensiunile elastice analizate de Cauchy, se deosebesc de acestea numai prin faptul că nu sunt legate de deformaţii ale substanţei, ci, fiind determinate numai de c�mp, �şi pot avea sediul chiar �n vid, unde nu există nici o substanţă.

Cu aceasta, fundamentele fizice ale actualei teorii ale electricităţii erau complete. E drept, abia �n 1890, Heinrich Hertz dă legii inducţiei a lui Faraday forma unei ecuaţii diferenţiale, �n care ea apare ca un analog al sus-amintitei relaţii diferenţiale maxwlliene, şi astfel sistemul ecuaţiilor luii Maxwell, �n care vedem – �mpreună cu Hertz – esesnţa teoriei mexwelliene, capătă acea formă simetrică de-a dreptul estetică care, dat fiind conţinutul ei fizic at�t de cuprinzător, ne apare aproape ca o revelaţie.
Cu toată coerenţa ei şi deşi era �n deplină oncordanţă cu experienţa, teoria lui Maxwell a fost admisă numai treptat de fizicieni. Ideile ei erau prea neobişnuite, chiar savanţi de talia unui Helmboltz sau Boltymann au trebuie să se străduiască ani de-a r�ndul p�nă au �nţeles-o- �n 1879, Academia din Berlin a propus un premiu pentru dovada experimentală a influienţei dielectricilor asupra inducţiei magnetice, �n 1887, H. Hertz a rezolvat problema, cu ajutorul unor oscilaţii rapide.
La fel cum după Nerwton a urmat o epocă de cobnstituire matematică a mecanicii, tot astfel a �nceput, după Maxwell, prelucrarea matematică a teoriei maxwelliene. Pentru reprezentarea c�mpurilor magnetice turbionare din jurul curenţilor staţionari se introdusese, �nsă �n perioada precedentă, potenţialul vectorial. �n 1898, Alfred-Marie Lienard, şi Emil Wiechert, �n 1900, au opus acestuia şi potenţialului scalar al electrostaticii potenţialele retardare, �n care viteza de propagare finită a acţiunilor electromagnetice �şi găseşte expresia cea mai pregnantă.
Astfel, pe la �nceputul secolului al XX-lea. Teoria electricităţii şi a magnetismului părea destul de �ncheiată, mai ales, după ce, cu puţin �nainte, atomistica intrdusese ordine şi claritate �n confuzia fenomenelor care se produc la descărcările �n gaze rarefiate. Şi totuşi, �n domeniul ei cel mai propriu, �n conductibilitate, a apărut un fenomen nou şi surprinzător. �nsă din 1835, din măsurătorile lui Heinrich Friedrich Emil Lenz, se ştia că rezistenţa

metalelor scade atunci c�nd s�nt răcite, iar heike Kamerlingh-Onnes (1853 – 1926) a măsurat această scădere p�nă sub 10oK, �n 1908. c�nmd a reuşit să producă astfel de temperaturi prin lichefierea heliului.
Cercetătorii de mai t�rziu au adăugat la lista supraconductoarelor mai multe metale pure, precum şi o seamă de aliaje şi de compuşi chimici. W.J. de Haas şi colaboratorii au observat apot că pragul unui fir supraconductor pare să depindă de direcţia c�mpului magnetic �n raport cu axa firului. Explicaţia a fost dată �n 1932, de M.v.Laue “Dacă introducem un supraconductor �ntr-un c�mp magnetic uniform, atunci acesta este deformat, pentru că liniile de forţă ocolesc supraconductorul, după cum conchisese din teoria lui Maxwell �ncă Gabriel Lippmann (1845 – 1921).
Totuşi, supraconductorul nu este un conductor �n sensul teoriei lui Maxwell, care s-ar deosebi de ceilalţi numai prin conductivitatea sa infinit mare, căci atunci un c�mp magnetic pătruns �n supraconductor desupra punctului critic ar trebui “să �ngheţe” �n interiorul lui la scăderea temperaturii. �n 1933 �nsă, măsurătorile lui W. Meissner şi ale lui R. Ochsenfeld au arătat că, �n acest caz, campul magnetic este dezlocuit, nu este nici o deosebire dacă �nt�i răcim sub punctual critic şi excităm apoi campul magnetic, sau invers. Acest efect Meissner impune o completare a teoriei maxwelliwnw, pe baze cu totul noi.
Relaţia dintre cămpul electromagnetic şi sarcinile lui a fost supusă unor fluctuaţii interesante �n concepţia fizicienilor. După cum Newton şi urmaşii săi consideraseră gravitaţia drept un efect a cărui cauză s�nt masele, tot astfel, la �nceput, fiecare fizician credea că forţele electrice s�nt determinate de sarcini.
Legăturile dintre teoria electricităţii şi mecanică s�nt, de asemenea, interesante. După cum am arătat, pe la 1862, Maxwell a �ncercat să-şi formeze o imagine mecanică a c�mpului magnetic, mai t�rziu, pe măsură ce teoria sa

c�ştigă tot mai jultă recunoaştere, mulţi au căutat să construiască, pe o cale raţională, o mecanică a eterului, ca fundament al acestei teorii.
De la 1880 a apărut, �ncetul cu �ncetul, idea inversă, de a reduce mecanica la electrodinamică. Faptul că un purtător de sarcină mobil antrenează cu sine campul său magnetic şi că acesta comportă un impuls a sugerat, �n mod firesc, idea unei mase inerte electromagnetice. Şi unii au �ncercat să conceapă orice masă ca masă electromagnetică. �n 1902, de exemplu, aceasta şi-a găsit formularea matematică �n teoria lui Max Abraham (1875 – 1922) pentru impulsul electronului �n mişcare, considerat ca o sferă �ncărcată, calculele au dus la o expresie a masei care depinde de viteză şoi formj�ula lui Anraham a făcut mult timp concurenţă celei telativiste.
Chiar dacă dinamica relativistă este cu totul independentă de orice reprezentare asupra naturii forţelor, deci independentă şi de electrodinamică, aceasta a jucat totuşi un rol hotăr�tor �n crearea dinamicii relativiste.
Unele cercetări mai recente asupra magnetismului depăşesc domeniul electrodinamicii pure. �n timp de teoria maxwelliană consideră magnetizarea proporţională cu intensitatea c�mpului magnetic (�n concordanţă cu experienţa, la corpuri diamagnetice şi slab paramagnetice), la corpurilr la acare magnetismul a fost descoperit iniţial – fierul, nicelul şi cobaltul, precum şi la anumite aliaje – magnetizarea ia, o dată cu creşterea intensităţii c�mpului, o valoare de saturaţie mult superioară magnetizărilor realizabile cu alte sunbstanţe.
Insterpretarea teoretică a comportării diferitre a substanţelor dia- şi paramagnetice a fost dată, �n 1905, pe Paul Langevin. �n timp ce diamagnetismul este determinat de inducţia produsă de campul magnetic asupra electronilor �n moleculă, paramagnetismul este generat de magneţi elementary cu moment constant şi rotaţie liberă, campul are tendinţa de a-I ordona, �n opoziţie cu dezordinea termică.

După cum a arătat P. Debye, �n 1912, teoria magnetismului a lui Langevin poate fi extinsă fără dificultate la variaţia �n funcţie de temperatură a susceptibilităţii electrice a unot lichide şi gaze �n care moleculele au un moment electric constant, ea scade, de asemenea, invers proporţional cu temperature absolută.

1 CAPITOLUL VI. Sistemul de referinţă �n fizică

Problema la care se referă titlul de mai sus poate fi urmrită p�nă la antichitatea greacă. Ea are trei perioada: cea geometrică, p�nă �n secolul al XVII-lea, cea dinamică, care, �ncep�nd ci Victoria teoriei ondulatorii a luminii (aproximativ 1800) a cuprins �ntreaga fizică, şi perioada teoriei relativităţii a lui Einstein, care �ncepere �n 1905.
Problema sistemului de referinţă era rezolvată practice, nu �nsă �n principiu.
Newton, care a intuit importanţa acestei �ntrebări, a găsit soluţia, admiţ�nd că ar exista un timp “absolute” şi �n spaţiu “absolute” şi că acesta ar fi cel ce stabileşte sistemul de referinţă correct. �mpreună cu Ludwig Lange (1863 – 1936) va trebui să recunoaştem că aceste două noţiuni nu s�nt tocmai uşor de conceput şi chiar �ntruc�tva “fantosmatice”, asemenea unor strigoi, ele se mai arată şi astăzi �n mintea unora.
Abia �n 1886 a fost găsit cuv�ntul eliberator, şi anume �n scrierea lui Lange “Evoluţia istorică a noţiunii de mişcare”. El spune: fizica �şi defineşte sistemul de referinţă după scopul pe care acesta urmează să-l satisfacă, adică după acelaşi punct de vedere care stă şi la baza măsurării timpului.
Definiţiile lui Lange exclude multe alte sisteme de referinţă imaginabile, de exemplu orice system care se roteşte cu viteză constantă faţă de cel astronomic. Cum a menţionat �ncă Newton, �ntr-un astfel de system un corp �n repaus este supus apparent unei forţe centrifuge, despre care ecuaţiile de mişcare nu ne spun nimic şi care nu este, �n fapt, dec�t o altă ecpresie pentru tendinţa spre mişcarea rectilinie �n raport cu un system inerţial.
Pe baza dinamicii putem deduce dintr-un system inerţial şi altele. Toate sistemele de referinţă s�nt echivalente cu primul, dacă au �n raport cu acesta o viteza de translaţie constantă. Acest lucru �l ştia bine şi Newton, de

asemenea, �ncă Galilei a arătat, apăr�nd doctrina coperniciană �mpotriva unor obiecţii mecanice populare, că �ntr-o �ncăpere �nchisă din interiorul unei corabii ce se mişcă nu putem constata această mişcare prin nici un experiment mecanic.
Vechea idee a adivităţii vitezei luminii cu viteza corpurilor şi-a găsit sprijin şi �n altă parte, de exemplu, �n 1842, c�nd Christian Doppler (1803 – 1853) a tras din teoria ondulatorie concluzia că apropierea izvorului luminos de observator măreşte numărul de oscilaţii observate, iar creşterea distanţei �l micşorează.
Şi totuşi, el a avut dreptate �ntr-o anumită măsură, deoarece astronomia a oferit primul c�mp pentru valorificarea principiului său. �n 1860, Ernst Mach (1838 – 1916) a aformat limpede că liniile de absorbţie din spectrele stelare trebuie să prezinte efectul Doppler, dar că, �n afară de acestea, există linii de absorbţie de origine terestră, care nu prezintă acest efecct. Se pare că, �n această privinţă, prima observaţie i-a reuşit, �n 1868, lui Wiliiam Huggins (1824 – 1910).
Oric�t ar fi de importante aberaţia şi efectul Doppler, ele nu ne dau răspuns la �ntrebarea dacă există mai multe sisteme de referinţă justificate din punctul de vedere al opticii, după cum arată un examen mai amănunţit, aceste efecte nici nu depind de viteza izvorului luminos şi a observatorului faţă de un sistem de referinţă, ci numai – cel puţin, �n primă aproximaţie – de viteza lor relativă. �n schimb, existenţa unui sistem de referinţă preferenţial ar fi dovedită dacă o observaţie ar pune �n evidenţă o inlufienţă a vitezei comune tuturor corpurilor implicate.
�ncercările au fost numeroase, după ce Jacques Babinet (1794 – 1872) a căutat, �n 1839, să stabilească o influienţă exercitată de mişcarea Păm�ntului asupra fenomenelor de interferenţă. Toate au dat rezultate negative. Cele mai multe dintre aceste experimente operau cu efecte de

ordinul �nt�i şi nu mai puteau fi folosite pentru a decide �n problema sistemului de referinţă, c�nd, �m 1895, H.A.Lorentz a demonstrat, pe baza teoriei electronice, că nu pot exista astfel de influienţe optice sau chiar electromagnetice de ordinul �nt�i.
Teoria relativităţii restr�nse a apărut sub influienţa experimentului lui Michelson şi a altora asemănătoare, cu aceasta a �neput o nouă epocă pentru problema sistemului de referinţă. Teoria postulează ca lege a naturii, existenţa unei infinităţi de sisteme inerţiale, care se mişcă prin translaţie cu viteze constante unele faţă de altele şi care s�nt echivalente �ntre ele pentru ansamblul tuturor proceselor din natură.
�n fond, �ncă �ntr-o lucrare din 1887, Woldemar Voigt (1850 – 1919) a stabilit că această transformare duce de la un sistem de referinţă justificat din punct de vedere optic la un altul tot at�t de justificat. Pe la 1900, henri Poincare a comentat aceasta prin ingenioase experimente mintale. Iar �n 1904, ideea aceasta a fost demonstrată de H.A. Lorentz care, incluz�nd şi electrodinamica, a dat şi o mecanică modificată relativist.
O consecinţă a transformării Lorentz ne arată că un ceasornic �n mişcare merge mai �ncet dec�t dacă ar fi �n repaus. Ca „ceasornic” putem lua oscilaţiile periodice din interiorul atomului, care produc lumina liniilor spectrale. Ce-i drept, acest efect este mic, de ordinul doi, şi deci greu de pus �n evidenţă.
Teoria relativităţii restr�nse, despre care a fost vorba, constituie �ncheierea unei dezvoltări care a durat un secol. Tocmai de aceea, ea nu a mai pus cercetării experimentale probleme noi. Experimentele apărute ulterior nu erau dec�t �mbunătăţiri ale altora mai vechi.
Cu toate succesele ei nepieritoare, teoria relativităţii restr�nse prezintă două lacune principiale. Ea cuprinde, �nt�i, ca �ntreaga ştiinţă a naturii care provine de la Copernic, un continuu spaţiu-timp fizic real, adică exercit�nd

acţiuni – „universul”, - care determină inerţia tuturor corpurilor, fără să sufere �nsă o acţiune inversă din partea acestora, şi totuşi, găsim totdeauna �n natură c�te o reacţiune la orice acţiune. �n al doilea r�nd, ea concepe fiecare proces de mişcare ca pe o luptă �ntre inerţie şi forţele care acţionează asupra corpului. Aceasta este valabil şi pentru gravitate.
Newton s-a ocupat �n „Principia” cu problema dacă rotaţia unui corp este o mişcare absolută sau – cum susţinea �ndeosebi Ernst Mach (1836 – 1916) �n secolul al XIX-lea – o mişcare relativă �n raport cu celelalte corpuri, adică �n raport cu totalitatea stelelor fixe, dar, oare turtirea Păm�ntului sau curbarea suprafeţei apei �ntr-o căldare rotitoaree ar dispărea, dacă am putea antrena �n rotaţie sistemul stelelor fixe? Răspunsul teoriei relativităţii generale este (H. Weyl, 1924): toate părţile unui corp liber şi care nu se roteşte au linii de univers geodezice, pe c�nd la un corp �n rotaţie au geodezice numai punctele situate pe axa de rotaţie.
Menţionăm, �n �ncheiere, că teoria relativităţii generalizate nu o �nlătură c�tuşi de puţin pe cea restr�nsă, ci dimpotrivă, arată cu rigurozitate justificarea ei pentru domenii spaţio-temporale mărginite, care s�nt �nsă, �n praxi, at�t de mari, �nc�t mărginirea lor nu joacă nici un rol pentru cele mai multe probleme de fizică.

CAPITOLUL VII. Fundamentele teoriei căldurii

Deosebirea dintre corpuri mai calde şi mai reci şi egalizarea care se produce la contactul unor corpuri diferit de calde s�nt cunoscute �ncă de experienţa preştiinţifică.
Recunoaşterea cantităţii de căldură şi a temperaturii ca noţiuni distincte se datoreşte lui Joseph Black (1728 – 1799), care a efectuat astfel, imdeiat după 1760, al doilea pas mare �n teoria căldurii.
Cele două cantităţi de căldură cu ajutorul cărora definim temperatura s�nt, după cum arată experienţa, �ntotdeuna mărimi pozitive. Ca atare, nu există temperaturi aboslute negative, această scară are un punct de zero absolut.
Deoarece, potrivit experienţei, la egalizarea temperaturilor un corp capătă o cantitate de căldură tot at�t de mate ca şi cea pe care o cedează celălalt, cantitatea de căldură era consideră de Black şi de contemporanii săi drept o substanţă indestructibilă şi increabilă. Nici la maşina cu vapori, dezvoltată cam �n 1770 de James Watt (1736 – 1819), astfel �nc�t a devenit un factor economic revoluţionar, nimeni nu şi-a dat eama, la �nceput, că o parte din căldura transmisă cazanului cu abur se transformă �n lucru mecanic, adică dispare ca atare. Această eroare a fost de vină că geniala intuiţie a lui Sadi Carnot (1796 – 1832), după care randamentul maşinilor cu vapori este legat printr-o lege universală de trecerea căldurii de la o temperatură mai �naltă la una mai joasă, nu a dat iniţial roade.
Cele mai vechi mijloace pentru scăderea temperaturii erau amestecurile frigorifice şi răcirea produsă de lichide volatile. Din 1830, c�nd un mecanic parizian, Thilorier, a descoperit faza solidă a a bioxidului de carbon (CO2), se puteau obţine temperaturi p�nă la 173oK. M.Faraday a lichefiat, cu ajutorul lui, toate gazele cunoscute atunci, cu excepţia oxigenului,

a azotului şi a hidrogenului.
Pe baza noţiunilor de temperatură şi cantitate de căldură indestructibilă, Jean-Baptiste Biot a fundat, �n 1804, teoria matematică a propagării căldurii, căreia Jean-Baptiste-Joseph Fourier (1768 – 1830) i-a dat forma definitivă, �n 1807 şi �n 1811. metodele create �n acestscop fac parte din mijloacele ajutătoare clasice ale fizicii matematice. Aceasta este valabil, �n pro�imul r�nd, pentru reprezentarea unor funcţii arbitrare prin serii integrale de funcţii trigonometrice.
Opera lui Fourier este un exemplu tipic pentru un progres fundamental �n matematică, determinat de cerinţele fizicii.

CAPITOLUL VIII. Principiul conservării energiei

Sub aspect istoric, principiul conservării energiei provine din mecanică.
Primul care a pus �n legătură căldura cu lucrul mecanic a fost Sadi Carnot, a cărui operă �nsă a eşuat din cauza erorii de a considera cantitatea de căldură drept o substanţă invariabilă sub aspect cantitativ. Abia �n 1878, c�nd principiul energiei era de mult recunoscut, a apărut o lucrare postumă a lui Carnot, care murise de t�năr, unde acest punct de vedere era părăsit şi unde se dădea, fără deducţie, un echivalent mecanic al căldurii, destul de corect chiar. Aceasta nu a mai influienţat �nsă mersul istoriei.
Se ştia dintr-o străveche experienţă că, �n cazul frecării, temperatura corpurilor frecare creşte, teoria substanţială a căldurii a �ncercat, prin tot felul de ipoteze despre frecare, să se �mpace cu aceasta.
�n 1799, Humpry Davy a demonstrat acelaşi lucru, frec�nd, �n maşina pneumatică, două bucăţi de metal �ntre ele cu ajutorul unu mecanism de ceasornic.
Diferiţi cercetători au făcut �ncercări �n acestă direcţie, fiecare �n felul său.
Primul a fost Julius Robert v.Mayer (1814 – 1878), un medic care, „potrivit �ntregii orientări a spiritului său, prefera să generalizeze folozofic, dec�t să construiască empiric, bucată cu bucată”.
�n 1843, Ludwig August Colding (1815 – 1888) ajunge, prin experimente de frecare, aproape la aceeaşi valoare, motivarea pe care o dă el legii generale a conservării ni se pare �ncă mai fantezistă dec�t aceea a lui Mayer. O a doua publicaţie a acestuia ia �n considerare acum şi procese electrice şi biologice, o a treia, din 1848, �ntreabă de cauza căldurii solare, explică arderea meteorilor prin pierderi din energia lor cinetică �n atmosferă şi

aplică legea de conservare la flux şi reflux.
�n al doilea r�nd, trebuie citat James Prescott Joule care, �n 1843, a făcut o cercetare (apărută abia �n 1846) despre efectele termice şi chimice ale curentului electric. El a stabilit prin măsurători egalitatea cantităţi de căldură care se dezvoltă �n circuitul exterior al unui element galvanic şi care a primit ulterior, pe drept cuv�nt, numele său, cu efectul termic al reacţiei chimice din elementul galvanic, dacă ea are loc fără producere de curent şi că această căldură descreşte dacă curentul efectuează un lucru mecanic. Cur�nd după aceea, �n 1845, Joule a publicat măsurători ale echivalentului mecanicv al căldurii, �n cadrul cărora el transformase lucrul mecanic �n căldură, parte direct, parte electric, parte prin comprimarea unor gaze.
�nsă cel al cărui spirit universal s-a dovedit capabil să cuprindă �ntreaga importanţă universală a principiului a fost Hermann v. Helmboltz.
�n 1845, a rectificat, �ntr-o scurtă publicaţir, o eroare a celebrului chimist Justus v. Liebig (1803 – 1873), arăt�nd că nu putem echivala, pur şi simplu, căldura de ardere a substanţelor nutritive �n corpul unui animal cu căldura de ardere a elementelor chimice din care acestea se compun, concomitent cu aceasta, dă o scurtă privire de ansamblu asupra consecinţelor principiului pentru diversele domenii ale fizicii.
Consideraţii lui Helmholtz din 1847 nu au fost �nt�mpinate imediat de un acord unanim, contemporanii săi mai v�rstnici se temeau că �n ele ar ascunsă o re�nviere a fantasticului din filozofiahegeliană a naturii, pe care fuseseră nevoiţi s-a combată at�ta timp. Numai matematicianul Gustav Jakob Jacobi, care şi-a c�ştigat at�tea maerite �n domeniul mecanicii, a recunoscut �n aceste consideraţii continuarea legitimă a ideilor matematicienilor francezi din secolul al XVIII-lea, care perfecţionează mecanica.
Noţiunea de energie a pătruns şi �n tehnică, se apreciază orice maşină după bilanţul ei energetic, după gradul �n care energia care �u este comunicată

trece �n forma de energie dorită. Astăzi, această noţiune face parte din inventarul spiritual al oricărui om cult.
Teoria energiei nu a fost c�tuşi de puţin �ncheiată prin recunoaşterea principiului conservării, ci, dimpotrivă, a generat p�nă �n prezent dezvoltări mereu noi.
Conform mecanicii newtoniene există o energie cinetică ca atare, ea se alătură aditiv oricărei alte forme de energie, ca urmare a mişcării. �n teoria relativităţii, această formă de energie dispare, �n schimb, pentru energia de orice formă, mişcarea produce o creştere dată de un factor ce depinde de viteză.
Dacă facem abstracţier de maree şi de energia lor, atunci, p�nă de cur�nd, orice energie cunoscută de Păm�nt provene, �n ultimă instanţă, de la radiaţia solară. Chiar din această cauză, problema originii energiei pe care Soarele şi stelele o radiază continuu a devenit de strigentă actualitate o dată cu recunoaşterea conservării energiei.
Astăzi, omenirea este �n stare, chiar dacă deocamdată numai �ntr-o măsură mică, să folosească direct transmutaţiile nucleare ca izvor de energie, fără să mai aştepte ca ele să ne fie oferite prin radiaţia solară.

CAPITOLUL IX. Termodinamica

Termodinamica clasică, numită �n trecut teoria mecanică a căldurii, se bazează pe trei principii. Cel dint�i este principiul conservării energiei, ăndeosebi enunţul implicat �n el: cantitatea de căldură este o formă a energiei şi, ca atare, măsurabilă mecanic. Tot conţinutul lui este cuprins �n enunţul imposibilităţii unui perpetuum mobile.
Principiul al doilea arată că un perpetuum mobile de speţa II este o imposibilitate din punctul de vedere al legilor naturii, adică nu poate exista o maşină periodică, care să aibă ca singur efect transformarea căldurii �n lucru mecanic.
Faptul că există două funcţii caracteristice cu totul independente una de cealaltă, cum s�nt energia şi entropia, permite analizei matematice să tragă multe concluzii cu privire la comportarea termică a corpurilor. Şi mai importantă s-a divedit consecinţă că orice echilibru �ntr-un sistem izolat trebuie să corespundă unui maxim al entropiei. De �ndată ce cunoaştem funcţia de entropie pentru diferite corpuri, putem trage concluzii, pe această bază, despre echilibrul dintre ele.
Definiţiile energiei şi entropiei erau iniţial incomplete, deoarece ambele funcţii de tare puteau fi calculate numai pornind de la o stare iniţială aleasă arbitrar. Principiul inerţiei energiei �mplineşte prima lacună. Pentru entropie, completarea o furnizează principiul al treilea, formulat printr-o intuiţie genială, �n 1906 de Walter Nernst.
O consecinţă a acestui principiu este, de exemplu, dispariţia �n apropiere de zero absolut a căldurii specifice şi a coeficientului de dilatare. �n primul r�nd, este importantă posibilitatea, bazată pe acest principiu, de a prevedea teoretic, �n toate amănuntele, echilibrul chimic, numai din măsurători termice, anume din măsurarea căldurilor specifice.

Cu aceasta an conturat domeniul termodinamicii clasice. Limitele ei s�nt determinate de procesele esenţialmente oreversibile, foarte depărtate de echilibru, deoarece principiul al doilea nu ne dă pentru acestea o ecuaţie, ci numai o inegalitate.
�n termodinamica clasică ea poate fi evitată, dacă vrem, şi anume, pentru fiecare caz particular putem imagina un proces ciclic potrivit, repet�nd astfel de fiecare dată consideraţiile generale care ne duc la noţiunea de antropie. �n schimb, ea este indispensabilă pentru metodele termodinamicii statistice. Şi la descoperirea legii radiaţiei a lui Planck, această noţiune a jucat un rol important, putem spune chiar hotăr�tor.

CAPITOLUL X. Fizica nucleară

Cu greu am putea găsi ceva să fi contribuit at�t la schimbarea concepţiei noastre despre atom, ca radioactivitatea. Ea a fost descoperită de către Henri Becquerel (1852 – 1908), �n februarie 1896, �n cercetări legate de razele rontgen, descoperite la �nceputul lui ianuarie 1896.
Printre savanţii atraşi de noul domeniu se aflau şi soţii Pierre Curie (1859 – 1906) şi Marie Curie (1867 – 1934). Ei au cercetat sistematic, sub aspectul proprietăţilor radioactive, toate elementele chimice cunoscute (tot de la ei provine şi denumirea) şi au descoperit radioactivitatea la toriu (de altfel, �n acelaşi timp cu Gerhard C. Scmidt) şi de milioane de ori mai intens la două elemente noi, poloniul şi radiul
�ndeosebi, Otto Hahn a completat lista acestora, de exemplu descoperind radiotoriul (1904) şi mezotoriul I şi II (1907) şi protactiniul, �mpreună cu Lise Meitner , �n 1917. Procedee �ntruc�tva diferite s-au dovedit necesare numai pentru gazele radioactive , emanţiile, dintre care Rutherford a descoperit-o pe cea dint�i, �n 1900, anume emanaţia toriului, stabilit totodată că e un gaz.
Acelaşi mare cercetător a distins, �ncă din 1897, pe baza puterii lor de pătrundere, două feluri de radiaţii radioactive, razele „a” care sunt absorbite mai uşor , şi razele „b”, mai pătrunzătoare.
             A fost demonstrat formarea elementului heliu din alte elemente. �n acelaşi timp s-a constatat treptat că un corp radioactiv emite, cu mici excepţii, ori numai raze „a”, ori numai raze „b” ; radiaţia „y”, nedeviabilă, descoperită de Paul Villard �n 1900, poate să apară �mpreună cu razele „a” ca şi razele „b”.
             S-a demonstrat că radiaţia „y” nu are de-a face direct cu transmutaţia elementelor . Ea apare numai atunci c�nd se formează, cu această ocazie, un

nucleu excitat �n sensul teoriei cuantelor , care trece apoi �n starea fundamentală, emiţ�nd o cuantă „y”. Dovadă experimentală că radiaţia „y” apare numai după transmutaţie a fost dată, �n 1926, de către Lise Meitner.
          �n 1905 s-a �nregistrat un progres de importanţă uriaşă, c�nd E. V. Schweidler a dat interpretarea legii empirice a dezintegrării : probabilitatea de dezintegrare este independentă de timp pentru fiecare atom şi, fireşte, cu at�t mai mare cu c�t este mai mic timpul de dezintegrare. Fizica se lovea aici pentru prima dată de un proces care nu se lăsa explicat cauzal.
Importanţa teoriei lui Schweidler constă �n faptul că, ulterior, fizica a avut de-a face cu multe alte procese atomice pentru care ea poate foarte bine să indice o probabilitate, fără a fi �nsă capabilă de a stabili cauzal momentul producerii lor. Consideraţiile lui Schweidler pot fi extinse asupra tuturor acestor procese.
�n secolele XVIII-XIX şi parţial �n secolul nostru, chimiştii au reuşit, cu ajutorul analizei chimice, să descopere şi să obţină �n stare pură majoritatea celor 92 de elemente chimice pentru care există loc �n sistemul periodic de atunci. Reacţiile nucleare au permis să se creeze specii de atomi artificiali care să umple puţinele lacune rămase.
�n această perioadă au fost descoperite mai multe radioactive, ce au timpuri de �njumătăţire foarte scurte �n comparaţie cu v�rsta Răm�ntului, de aceea este firesc să nu le mai găsim �n natură.

CAPITOLUL XI. Fizica cristalelor

Ştiinţa care studiază cristalele aparţine exclusiv epocii moderne. Ce-i drept, formele regulate ale anumitor diamante, ca şi feţele plane ale altor cristale trebuie să fi fost de mult remarcate, dar probabil că din cauza varietăţii aparent neregulate a mărimii şi a formei lor nu au fost stabilite legi.
A fost �ntr-adevăr o realizare că, �n 1669, Niels Stensen (Nicolaus Steno, 1638 – 1686), cercet�nd cristalul de st�ncă (cuarţ) – de la care denumirea de „cristal” a fost extinsă treptat şi asupra altor solide cu forme naturale regulate – şi alte c�teva cristale, a descoperit că �ntre feţele lor, oricare ar fi forma lor concretă, apar �ntotdeuna aceleaşi unghiuri; cu un ascuţit spirit de observaţie, el a mai constatat că creşterea cristalelor se produce prin depuneri de substanţă din mediul �nconjurător, şi nu �ntr-un mod analog cu creşterea plantelor, din interior spre exterior, cum se credea c�teodată.
Abia �n 1772 apare din nou o lucrare importantă, consacrată formelor cristaline, �n care Jean-Baptiste Rome de l Isle (1736 – 1790) extinde legea constantei unghiurilor dintre feţe asupra unei serii de alte cristale. Unghiule, adică poziţiile relative ale feţelor sunt caracteristica propriu-zisă a oricărui tip de cristal, pe c�nd mărimea feţelor este determinată, �n mare măsură, de diverse circumstanţe �nt�mplătoare, care intervin �n cursul creşterii cristalului.
Aceasta este legea pe baza căreia s-a dezvoltat cristalografia geometrică, �n minuţioase lucrări izolate, şi nu fără multe rătăciri. După lucrările epocale ale lui Christian Samuel Weiss (1780 – 1856), cercetările elevului său Franz Ernst Neumann (primul mare fizician care se ocupă şi de cristale), după cercetările lui Friedrich Mohs (1773 – 1839) şi ale lui Karl Friedrich Naumann (1797 – 1873), �n sf�rşit, �n 1839, William Hallows Miller (1801 – 1880) ajunge să enunţe „legea de raţionalitate” – recunoscută �nainte şi de Weiss şi de Neumann – �ntr-o formă �n care poziţia fiecărei feţe a

cristalului este caracterizată prin trei numere �ntregi, nu prea mari – „indicii” ei – dacă se cunoscu dinainte trei axe ale cristalului şi lungimea fiecăreia dintre ele. Cercetărorii de mai sus au �ncercat să dea şi o clasificare pe sisteme a cristalelor. �nsă o sistematică completă, adică demonstraţia deometrică, pe baza legii de raţionalitate, că există 32 de clase de cristale şi nu mai multe, a putut fi obţinută abia spre sfr�şitul acestei perioade (1830), de către Johann Friedrich Christian Hessel (1796 – 1872).
La �nceput aceste cercetări cu au exercitat influienţa asupra fizicii, pentru că nici un fel de fenomene fizice nu impuneau adoptarea ipotezei reţelelor spaţiale. Printre puţinii fizicieni care se ocupau, �n genere, de studiul cristalelor, unii susţineau concepţia opusă, anume că �n cristale, ca şi �n orice altă materie, centrele de greutateale moleculelor ar fi distribuite fără nici o regulă şi că abia aşezarea paralelă a unor direcţii privilegiate ale moleculelor creează anizotropia. Nici �n mineralogie nu s-a vorbit mult despre această ipoteză. Numai Paul v.Groth (1843 – 1927) a menţinut tradiţia lui Sohncke, �n cursurile sale de la Munchen. Victoria acestei ipoteze a fost c�ştigată �n 1912, prin experimentele lui W. Friedrich şi ale lui Paul Knipping (1883 – 1935) care, potrivit ipotezei enunţate de M.v.Laue, au dovedit interferenţa razelor rontgen trecute prin reţeaua cristalină.
Această teorie permite compararea lungimii de undă cu cele trei perioade ale reţelei spaţiale. Dat fiind că acestea din urmă puteau fi indicate iniţial numai ca ordin de mărime, determinarea absolută a lungimii de undă era imposibilă. Dificultatea consta �n structura atomară necunoscută, nu se ştia c�ţi atomi anume conţine fiecare celulă a reţelei spaţiale.
Măsurarea lungimilor de undă a dat naştere spectroscopiei cu raze rontgen. Radiaţiile caracteristice K, L, M,... ale elementelor chimice, pe care �n 1908 C. G. Barkla şi C. A. Sadler le-au distins după gradul diferit �n care s�nt absorbite, au fost rezolvate, �ncep�nd din 1913, �nt�i �n lucrările celor doi

Bragg şi ale lui H. G. J. Moseley, �n serii de linii spectrale nete, ale căror lungimi de undă prezintă dependenţe simple faţă de locul elementelor �n sistemul periodic, oricare ar fi compusul chimic din care face parte.
Razele rontgen au mai scos �n evidenţă şi răsp�ndirea stării cristaline. Ce-i drept, numai arareori este vorba despre cristale mari, bine formate, mult mai frecvent avem de-a face cu structuri „microcristaline” din cristaliţi microscopici sau şi mai mici, dispuşi aleatoriu.
Teoria iniţială a interferenţelor �n reţeaua spaţială este, o aproximaţiune, ce-i drept aproape totdeauna suficientă pentru raze rontgen şi neutroni, dar adeseori insuficientă pentru electroni. Completarea ei p�nă la o teorie mai precisă, „dinamică”, a fost realizată, pentru razerontgen, �n forme diferite de C. G. Darwin (1914) şi de P. P. Ewald (1917), care a reuşit, cu ajutorul ei, să explice abaterile măsurătorilor de precizie ale lui W. Stenstrom (1919) faţă de vechea teorie. Teoria dinamică şi-a căpătat forma probabil definitivă �n 1931, datorită lui M. V. Laue, iar legarea ei de mecanica ondulatorie a fost efectuată de M. Kohler �n 1935.
Spre deosebire de teoria mai veche, teoria dinamică descrie şi undele din interiorul cristalului, ea a explicat �n mod simplu, după W. H. Zachariasen şi M. V. Laue, descoperirea de către G. Borrmann a absorbţiei anormal de mici a razelor rontgen �n caz de interferenţă (1941), permiţ�nd lui M. V. Laue, �n 1952, să stabilească legile drumului optic pentru acest caz, ulterior confirmate �n mod strălucit de G. Borrmann şi colaboratorii săi.
Teoria iniţială era incompletă şi pentru că făcea cu totul abstracţie de mişcarea termică a atomilor, deşi aceasta, comparată cu cele trei perioade ale reţelei spaţiale, nu este de loc neglijabilă, la temperatura camerei sau la temperaturi mai mari. �n 1914, P. Debze a arătat că mişcarea termică nu influienţează poziţia şi claritatea maximelor de interferenţă, dar că le micşorează intensitatea. Această teorie a suferit de atunci mai multe

transformări. �n anii 1926 – 1933, W. L. Bragg şi colaboratorii săi au confirmat-o prin lungi serii de măsurători.

CAPITOLUL XII. Radiaţia termică

Teoria radiaţiei termice este una dintre ramurile cele mai tinere ale fizicii. Noţiunea a fost stabilită de chimistul Karl Wilhelm Scheele (1742 – 1786), primele experimente au fost făcute de Marcus-Auguste Pictet (1752 – 1825), iar Pierre Prevost (1751 – 1839) a tras din ele concluzia, �n 1791, că fiecare corp radiază independent de mediul �nconjurător.
Deschizătoarea de drumuri a fost descoperire lui Gustav Robert Kirchhoff (1824 – 1887), că �n fiecare cavitate �nconjurată de corpuri av�nd aceeaşi temperatură se produce o radiaţie universală, numită radiaţia corpului negru, care depinde numai de temperatură şi nicidecum de natura pereţilor, şi că emisia radiantă a fiecărui corp poate fi redusă ca intensitate la aceasta dacă-i cunoaştem absorbţia şi indicele de refracţie (1859).
Importanţa acestei descoperiri nu o bănuia �ncă nimeni pe atunci, de altfel, o observare a radiaţiei �ntr-o cavitate �nchisă părea şi imposibilă p�nă �n 1895, c�nd Otto Lummer (1860 – 1925) şi Wilhelm Wien) au avut ideea de a privi �n cavitate printr-o mică deschidere practicată �n perete, care nu influienţa eesnţiall starea radiaţiei.
Al doilea pas �n cercetarea razelor termice a fost realizat �n 1884, de Ludwig Eduard Boltzmann. Trăg�nd concluzia, pe baza teoriei electromagnetice a luminii, că radiaţia corpului negru exercită o presiune asupra pereţilor , egală cu o treime din energia ei �n unitatea e volum.
Aceasta a fost demonstrat şi precizat �ntr-un rezultat din 1879 al lui Josef Stefan (1835 - 1893), obţinut pe baza de măsurători ale unor fizicieni ; a fost , totodată , şi un triumf al teoriei electromagnetice a luminii. H. A. Lorentz, făc�nd necrologul lui Boltzmann, a calificat această mică lucrare drept o perlă a fizicii teoretice, a cărei �ndrăzneală bine chibzuită stă ăn extinderea noţiunilor termodinamice de presiune şi temperatură ( deci implicit

şi a celei de entropie ) asupra radiaţiei corpului negru.
            Lui Planck i-au folosit cei 20 de ani de activitate �n domenil termodinamicii şi �nţelegerea clară a semnifcaţiei entropiei , de care, �n buna parte, lumea �ncă nu-şi d�dea seama pe atunci.
            C�nd octombrie 1900, planck a aflat despre măsurătorile noi, efectuate de Ferdinand Kurlbaum ( 1857 – 1927 ) şi Heinrich Rubens ( 1865 – 1922 ) şi care confirmă această din urmă lege pentru unde lungi , el a stabilit ăntre aceste două dependenţe o formulă de interpolare, din care a reieşit direct de radiaţie care-i poartă numele şi care conţine formulele mai vechi drept cazuri limită.
Ca produs secundar, termodinamica radiaţiei a furnizat o confirmare surprinzătoare a principiului lui Boltzmann. Două sisteme parţiale, despărţite spaţial, s�nt �n genere statistic independente, aşa �nc�t probabilităţile lor se �nmulţesc �ntre ele dacă vrem să calculăm probabilitate �ntregului sistem. Potrivit principiului de care de ocupăm, �nmulţirii probabilităţilor �i corespunde compunerea aditivă a entropiei totale din entropiile celor două sisteme parţiale, care se presupun �n general �n termodinamică clasică, de cele mai multe ori tacit. Efectu�nd astfel calculul �n cazul a două raze coerente care apar dintr-o rază pri reflexie şi refracţie, constatăm că entropia lor totală este mai mare dec�t aceea a rarei iniţiale.
Contradicţia se rezolvă dacă renunţăm la adivitatea entorpiei. Şi aceasta este �n adevăr necesar, �n virtutea principiului lui Boltzmann, căci una dintre cele două raze este determinată �n toate amănuntele oscilaţiei ei de cealaltă, ea nu este independentă statistic de cealaltă. Această singură excepţie de la principiul adivităţii entropiei ar fi de ne�nţeles fără principiul lui Boltzmann.

CONCLUZIE

După cum istoria popoarelor şi a statelor menţionează numai evenimentele mai importante şi pe oamenii care au avut oarecare �nsemnătate �n desfăşurarea lor, tot astfel istoria unei ştiinţe poate să se oprească numai la unele momente culminante ale cercetării şi să amintească numai pe cei care au participat la ele. Răm�n astfel �n umbră mii de oameni care, �ncep�nd cu secolul al XVII-lea, i s-au consacrat, de cele mai multe ori, din pură pasiune, căz�ndu-se c�teodată chiar jertfă. Munca lor �nsă nu a fost c�tuşi de puţin zadarnică sau inutilă. Numai datorită colaborării modeste a celor mulţi s-a putut realiza imensitatea de observaţii şi de calcule necesare şi asigura continuitatea progresului, numai multiplicitatea de interese şi de talente a �mpiedicat ca cercetarea să se limiteze exclusiv doar la c�teva direcţii, opera lor a constituit şi constituie premisa indispensabilă pentru posibilitatea unor realizări proeminente sau chiar geniale. Fizica este, cel puţin de la sf�rşitul secolului al XVII-lea, o creaţie colectivă. Şi aceasta constituie, de asemenea, un fapt istoric.

Referat oferit de www.ReferateOk.ro

Home : Despre Noi : Contact : Parteneri

Statistici web

Copyright(c) 2008 - 2012 Referate Ok
referate, referat, referate romana, referate istorie, referate franceza, referat romana, referate engleza, fizica