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 în 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, respectînd în totul adevărul, din puncte de vedere foarte diferite; orice punct de vedere din care istoriograful reuşeşte să scoată ceva interesant sub aspect istoric este îndreptăţit. Şi istoria unei ştiinţe admite puncte de vedere diferite. Punctul nostru de vedere îmbrăţişează apariţia şi transformările unor idei şi cunoştinţe importante pentru fizica actuală. După cum istoria politică s eopreşte în faţa politicii curente, tot astfel istoria unei ştiinţe nu ne conduce pînă la probleme care încă nu pot fi considerate astăzi ca rezolvate.
În perioada modernă în conşttiinţa tuturor a pătruns sistemul copernician, şi astfel faimoasa dispută pentru recunoaşterea lui şi-a atins punctul culminant. În momentul cînd Giordano Bruno era condamnar să fie ars pr rug (1600), această dispută a jucat un anumit rol, cel puţin în 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, în 1633, împotriva lui Galilei şi împotriva copernicicanilor, în genere, nu au avut eficienţă durabilă, în cele din urmă, la începutul 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 în spaţiu şi în timp, măsurarea timpului constituie una dintre problemele cele mai importante.
Kant are în orice caz dreptate cînd prezintă timpul ca pe o formă a intuiţiei, inerentă raţiunii umane. Această intuiţie este continuă. Un continuu însă nu-şi poartă niciodată măsura între sine; prin urmare, pentru a măsura timpul, trebuie să-i stabilim un sistem de măsură. Am putea, de exemplu, să stabilim repere de timp în mod arbitrar, punînd pe cineva să bată cu mîna în masă şi numerotînd bătăile. Dacă menţionăm apoi, pe lîngă eveniment, numărul reperului de timp care coincide cu el, am stabilit astfel o succesiune temporală de evenimente printr-un şir de numere.
Pasul hotărîtor care a dus la crearea ceasornicului, în înţelesul pe care i-l dăm astăzi, a fost făcut în 1657 de Christian Huzgens (1629-1695), acelaşi care şi-a dat seama de natura inelului lui Saturn şi pe care îl vom mai întîlni de multe ori în 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 îmbunătăţirea 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 însă abia în 1929, prin ceasornicul cu cuarţ, inventat de V.A.Marrison şi îmbunătăţit 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 în cazul optim, cu precizie de 1/1 000  secunde pe zi.

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


CAPITOLUL  II. Mecanica

După cum se ştie, teoria echilibrului – statica – îşi are rădăcinile încă în antichitatea îndepărtată. Importanţa practică pe care pîrghia, şurubul, scripetele, planul înclinat o prezintă pentru înfăptuirea muncilor fizice grele a fost cea care le-a trezit la viaţă.
Întemeierea 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 pînă la un anumit grad de perfecţiune, din care cauză, în onoarea lui, o numim dinamică newtoniană.
Perioada în care a fost creată dinamica a durat un secol.
Acceleraţia. Rezultatul acestei măreţe realizări a spiritului omenesc este cuprins în două principii: produsul dintre masa unui punct material şi acceleraţia lui este egal cu forţa care acţionează asupra lui (acceleraţia şi forţa sînt mărimi orientate, vectori, şi principiiul cere, între altele, ca amîndouă să aibă acelaşi sens). La aceasta se adaugă principiul acţiunii şi al reacţiunii: forţele exercitate între două mase sînt egale ca mărime şi de sens contrar.
Ce este acceleraţia a devenit limpede, în fond, însă pentru Galilei, atunci cînd 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 în raport cu timpul şi, deci, derivată a doua în raport cu timpul a razei vec toare duse dintr-un  punct iniţial oarecare la punctul material. De îndată ce sîntem 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 în 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 dobîndite de chimie, care se constituie ca ştiinţă în secolul al XVIII-lea, este că, şi în reacţiile chimice, masa totală a substabţelor care participă la reacţie rămîne constantă; Anotoine-Laurent Lavoisier este cel care şi-a cîştigat merite în acest domeniu. Mai tîrziu, în 1895 – 1906, Hans Landolt (1831 – 1910) a confirmat-o prin cîntăriri extrem de precise. Astăzi însă 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, în jurul ei nu mai era nici un mister. Dar secolele al XVIIţlea şi al XVIII-lea nu au fost nicidecum atît de consecvente. Însuşi 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, în 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 înţeles.
Unii voiau să adopte în acest scop impulsul produs de o forţă într-un timp anumit, pe cînd ceilalţi preferau ceea ce se numeşte astăzi ener gie cinetică şi se chema înainte adesea forţă vie. Newton nu a fost în stare să ia aici o atitudine clară. Deşi d Alembert (1717 – 1783) a calificat drept dispută verbală nesfîrşită controver să care s-a dezlînţuit în ace astă chestiune, noţiunea de forţă şi-a mai păstrat pentru mulţi o nuanţă mistică, pînă în 1874, cînd Gustav Robert Kirchhoff (1824 -1887) a rostit în prima frază a prelegerilor de mecanică (Vorlesungen uber Mechanik) cuvîntul izbăvitor:

„Mecanica este ştiinţa mişcării; menirea ei este de a descrie complet şi în modul cel mai simplu mişcările ce se produc în natură”.
În intervalul de timp între  Galilei şi Newton mai avem şi o altă linie de dezvoltare importantă. Evangelista Torricelli (1608 – 1647) a inventat barometul cu mercur în 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, în 1676, pe baza unor exemple simple, proporţionalitatea între deformaţie şi solicitare. Astfel, pe la 1700, au fost desăvîrşite fundamentale fizice pe care s-a construit, în 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 îi 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 înlocuieşte 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), în cinci volume, apărută pe la 1800, cuprinde mult mai mult decît promite titlul,şi anume, între altele, o teorie a undelor în lichide şi a capilarităţii. Prin ace asta, mecanica analitică îşi 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 Pămîntului asupra proceselor ce se desfăşoară pe el, Augustin-Louis Cauchz

(1789 – 1859), car, în 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 vîscozitatea lichidelor şi a gazelor (1846 – 1847) şi cu lucrările despre mişcarea turbionară ale lui Helmboltz (1858), ace astă epocă poate fi considerată în principiu încheiată, deşi mai tîrziu, şi pînă în 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, şinînd seama de frecare, îndeosebi pentru nevoile construcţiei de hidro- şi aeronave.
După cum a demonstrat, în a906, Max Planck, teoria relativităţii, întemeiată în 1905 de A. Einstein (1879 – 1955), nu schimbă prea mult în dinamica punctului material. (Lucrarea fundamentală a lui Einstein este greşită în această privinţă). Este caracteristică intrarea în joc a unei constante universale, a cărei semnificaţie mecanică era necunoscută pînă atunci, anume viteza luminii în 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, în 1905, orice creştere a energiei interne trebuie să mărească masa, şi anume cu o valoare care se obţine împărţind energia, măsurată în unităţi mecanice, cu pătratul vitezei luminii. Dată fiind mărimea vitezei liminii (3.1010 cm/s), aceste modificări sînt neglijabile pentru toate procesele pe care le numim mecanice, electrice, termice. Chiar la cele mai intense reacţii chimice, cu cele mai mari efecte termice, cîntărirea nu poate pune în evidenţă variaţia masei totale a corpurilor care participă la reacţie. În schimb, în fizica nucleară, această lege a inerţiei energiei are o importanţă considerabilă.
O ramură a mecanicii care s-a dezvoltat însă cu totul independent,

mai alea la început, 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 în vid. Dependenţa vitezei sunetului de compresibilitatea şi de densitatea aerului a fost calculată de Newton, în Principia, deşi formula sa a început să concorde cu experienţa abia în 1826, cînd Laplace a înlocuit compresibilitatea izotermă prin cea adiabetică. Perfecţionarea matematică a mecanicii în secolul al XVIII-lea a folosit şi acusticii.
De asemenea, propagarea sunetului în lichide a fost multă vreme pusă la îndoială din cauza pretinsei incompresibilităţi a acestora, deşi Benjamin Franklin (1706 – 1790) făcuse, în 1762, observaţii directe în această privinţă. Abia în 1827, Jean-Daniel Colladon (1802 – 1892) şi Jacob Franz Sturm (1805 – 1855) au adus o dovadă convingătoare determinînd valoarea de 1,435.105 cm/s pentru viteza sunetului în lacul Geneva.
În cursul secolului al XIX-lea, acustică fizică s-a dizolvat tot mai mult în teoria undelor elastice. Din optică i s-au transmis ideile de interferenţă, difracţie şi împrăştiere prin obstacole.
Acustica s-a văzut în faţa unor probleme tehnice dificile după ce, în 1861, Philipp Reis (1834 – 1874), şi în 1875, Alexander Graham Bell (1847 – 1992) au inventat telefonul, iar în 1878 David Edwood Hughes (1831 – 1900) a perfecţionat substanţial microfonul lui Reis; căci acum era vorba despre o cît 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 întărit şi mai mult imoportanţa acestei noi ramuri aplicate, care este „electroacustice”. Fonograful, construit în 1877 de Thomas Alva Edison (1847 – 1931) aparţine aceluiaşi domeniu.

CAPITOLUL III. Gravitaţia şi acţiunea la distanţă

Cercetarea gravităţii a fost strîns împletită cu apariţia mecanicii. E drept, în toate timpurile, din antichitate şi pînă în zilele noastre, spiritul omului a fost preocupat de gravitate şi probabil că, în afară de atomistică, nu a existat nici un obiect al fizicii despre care să se fi făcut atîtea speculaţii ca despre cauzele acesteia.
Ideea că gravitatea nu se limitează la vecinătatea Pămîntului, ci constituie o proprietate generală a materiei şi acţionează deci şi între corpurile cereşti, este iarăşi destul de veche.
Dacă ne întrebăm 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 îi datorăm, îndeosebi, 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 cîte 1 g, situate la distanţa de 1 cm. Astronomia este în stare să compare masele diferitelor corpuri cereşti, dar nu să obţină această constantă. Experimentul necesar pentru aceasta a fost realizat în 1798, de Henrz Cagendish, cu ajutorul balanţei de torsiune, pe care Coulomb o folosise încă în 1785 la măsurători electrice. Valoarea constantei este de 6,7.10-8 g-1 cm3 s-2, masa Pămîntului, calculată pe această bază, este de 6,1027.
De asmenea, pornind de la legea atracţiei universale, Joseph-Louis Lagrange a definit potenţialul (în 1777), al cărui gradient dă forţa de atracţie, că Pierre-Simon de Laplace a dedus, în 1782, pentru această funcţie a coordonatelor ecuaţia cu derivate parţiale ۸  = 0, care-I poartă numele şi care a

fost apoi modificată în modul cunoscut, în 1812, de către Simeon-Denis Poisson (1781 – 1840) pentru interiorul substanţei. Acestea au fost pregătiri importante în 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 înapot 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 îi mai preocupă şi astăzi pe astronomi şi pe matematicieni.
Teoria relativităţii generalizate (1913 şi următorii) a lui Einstein a explicat aceasta, în 1916, drept o consecinţă a curburii spaţiului şi a micşorării vitezei luminii, care, potrivit acestei teorii, sînt determinate de orice cîmp gravific, dar devin manifested oar în apropierea unui corp atît 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 însă 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 împotriva 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 cînd în mecanica corpurilor deformabile se lucra exclusive cu acţiuni din aproape în aproape, primele teorii ale fenomenelor electrice şi magnetice s-au întemeiat pe acţiunea la distanţă.

O dovadă amuzantă a prestigiului covîrşitor pe care şi l-au cîştigat ideile newtoniene stă în faptul că ştiinţa secolului al XVIII-lea a relegate meteoriţii în domeniul fabulei, deşi existau în acest sens mărutirii, începînd din cea mai îndepărtată 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 în 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. Cînd apoi, în 1803, un mare roi meteoritic a căzut în 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. Într-adevăr, intre cer şi Pămînt existau mult mai multe lucruri decît putuse să-şi închipuie înţelepciunea şcolilor.


CAPTOLUL IV. Optica

Optica este cu foarte puţin mai tînără decît 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 într-o stare încă încheiată. Limitele valabilităţiibei sunt impuse  de natura ondulatorie a luminii ; ele se manifestă la microscop în faptul că, după cum au stability în 1874 Ernst Abbe (1840 – 1905) şi Hermann V.Helmboltz, acesta nu este în stare să dea, în 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 în 1672, că lumina colorată este de natură mai simplă decît cea albă a fost a doua mare realizare a lui Isaac Newton, nimic nu ilustrează mai bine însemnătatea acestei descoperiri decît protestul pasionat al lui Goethe (1791 – 1972 şi 1810), care se referă, în 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 în secolul al XVII-lea a fost existenţa unei viteze finite e propagare a luminii, Descartes o nega, Galilei o susţinea, - amîndoi fără justificare empirică. Mijloacele de atunci nu erau suficiante pentru un experiment decisive.
În teoria luminiii au jucat un rol hotărîrtor descoperirea interferenţei, a disfacţiei şi a polarizării. Primele observaţii din acest domeniu se datoresc lui Francesco Maria Grimaldi (1816 – 1663) care, într-o lucrare apărută postum, în 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 întrevăzută cu timiditate încă de Grimaldi şi, cu mai multă hotărîre, de Robert Hooke. Însă aceasta datează, propriu-zis, abia din 1678, cînd Chiristian Huzgens a prezentat Academiei din Paris lucrarea sa Traite de la Lumiere (Tratat despre lumină, tipărit în 1690).
Spre deosebire de mecanică, în teoria luminii domneşte, în secolul al XVIII-lea, o relativă stagnare. Apoi a început însă epoca “eroică” a teoriei ondulatorii, care a durat din 1800 pînă de la 1835; progresul a avut loc îndeosebi în Anglia şi în Franţa. În 1801, Thomas Young (1773 – 1829) a introdus idea interferenţei şi a aplicat-o, în 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 rîndul lor, la mărirea preciziei mpsurătorilor. Macedonia Melloni (1797 – 1854) a arătat, pe la 1834, că radiaţia infraroşie se comportă exact ca lumina în experimentele de reflexive-refracţie şi de absorbţie, iar în 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. În 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 în atomi sau în molecule, sau, cum este cazul radiaţiei termice a metalelor, prin mişcarea termică a electronilor de conductibilitate. Mişcări neîmpiedicate ale electronilor sau ale altor purtători de sarcină nu produc radiaţie, cu excepţia cazurilor în care viteza lor este superioară vitezei luminii. Desigur, potrivit

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


CAPITOLUL V. Electricitatea şi magnetismul

Teoria electricităţii şi a magnetismului este mult mai tînără decît mecanica şi optica. Din antichitate nu ne-au rămas decît cuvîntul 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, în 1731, de Stephen Graz (1670 – 1736), iar în 1759, Franz Ulrich Theodor Apinus (1724 – 1802) a precizat că există, în această privinţă trepte intermediare de tot felul. Amîndoi au observat primele fenomene de influienţă a unor corpuri încărcate asupra unor conductoare isolate.
Noţiunea de “cantitatea de electricitate” pare să fi constituit un bun comun al secolului al XVII-lea, fiind pusă în legătură, de la început – fără o justificare propriu-zisă – cu idea increabilităţii şi a indestructibilităţii.
În 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 în 1778, constatînd 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. Începutul l-au constituit unele conjecture legate de legea newtoniană a atracţiei universale. Dar abia în 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 în întregime pe suprafaţa lui, pe cînd interiorul rămîne neafectat de vreo acţiune electrică, este o dovadă strigentă pentru această lege. Dar această constatare nu a fost luată în seamă.


Progresul determinat de legea lui Coulomb se vede din extinderea teoriei potenţialului, dezvoltată întîi 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, stăpînim întreaga electrostatică, atîta timp cît 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 cîmpului magnetic terestru. Teoria matematică a acestui cîmp, dată de Gauss, constituie continuarea directă şi încheierea operei lui W. Gilbert. El întemeiază cu această teorie primul system consistent de măsură pentru electricitate şi magnetism.
Eletroliza, în care vedem astăzi cauza apariţiei curentului galvanic, a fost descrisă în 1797, încă înaintea pilei voltaice , de Alexander v. Humboldt (1769 – 1859), - cunoscut , de altfel , numai în ştiinţele descriptive ale naturii, unde şi-a cîştigat 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, în 1799, această descoperire, separînd, de exemplu, cuprul metallic din soluţii de sulfat de cupru. El a descoperit, în 1798, coincidenţa dintre şirul lui Volta şi seria de afinităţi chimice a elementelor faţă de oxygen.
Descoperirea lui Volta a iniţiat însă şi alte dezvoltări.
În 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 pînă cînd becul cu incadescenţă, inventat în 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, în 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, în 1826, pentru ca, delimitînd clar noţiunile de forţă electromotoare, cădere de tensiune şi intensitate a curentului, să deducă legea care-I poartă numele.
În 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 în telegraf, căruia Gauss şi Wilhelm Weber (1804 – 1891) i-au dat, în 1833, forma care utilizează numai o singură linie.
După 1822 intervine o pauză în dezvoltarea electromagnetismului, deşi nu fusese lămurită decît una din cele două laturi ale acestui grup de fenomene. Înfăşurînd două bobine de sîrmă pe un inel de fier, Faraday a descoperit, în 1831, că acţiuni magnetice a curenţilor îi 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 în două conductoare liniare lungi şi paralele, situate la distanţă de 1 cm, cînd acestea se atrag sau se resping cu o forţă de 2 dyn pe unitatea de lungime.
Unităţile electrice folosite actualmente în tehnică – amperul, voltul, ohmul etc. – au fost stabilite în 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 în 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 îndeosebi Wilhelm Weber, s-au ocupat de aceste probleme. Admiţînd că forţa dintre două sarcini depinde nu numai de distanţă, ci şi de viteză şi de acceleraţie, precum şi că curenţii ar fi sarcini în mişcare, legea fundamentală a lui Weber (1846) a înbrăţişat forţele electrostatice şi cele electrodinamice, inclusive inducţia pentru circuite închise, adică tot ce se ştia atunci despre electricitate.
Îndrumarea spre îneţelegerea corectă a fenomenelor electrice şi magnetice o datorăm lui Michael Faraday. El a descoperit, în 1837, influienţa dielectricului asupra proceselor electrostatice, iar în 1846 şi în anii următori, extinderea generală a proprietăţilor diamagnetice asupra tuturor substanţelor, faţă de care paramagnetismul apare ca o excepţie.
Maxwell dă, într-o primă scriere din  1855 – 1856, matematica referitoare la noţiunea liniilor de forţă, introdusă de Faradaz. Analizînd în special mersul liniilor de forţă magnetice în vecinătatea unui current electric, el ajunge la cunoscuta ecuaţie diferenţială vectorială, aplicabilă numai cîmpurilor staţionare, potrivit căreia fiecare linie de current formează un vîrtej al cîmpului 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 cîmp, îşi pot avea sediul chiar în vid, unde nu există nici o substanţă.

Cu aceasta, fundamentele fizice ale actualei teorii ale electricităţii erau complete. E drept, abia în 1890, Heinrich Hertz dă legii inducţiei a lui Faraday forma unei ecuaţii diferenţiale, în care ea apare ca un analog al sus-amintitei relaţii diferenţiale maxwlliene, şi astfel sistemul ecuaţiilor luii Maxwell, în care vedem – împreună cu Hertz – esesnţa teoriei mexwelliene, capătă acea formă simetrică de-a dreptul estetică care, dat fiind conţinutul ei fizic atît de cuprinzător, ne apare aproape ca o revelaţie.
Cu toată coerenţa ei şi deşi era în 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 rîndul pînă au înţeles-o- În 1879, Academia din Berlin a propus un premiu pentru dovada experimentală a influienţei dielectricilor asupra inducţiei magnetice, în 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 început, după Maxwell, prelucrarea matematică a teoriei maxwelliene. Pentru reprezentarea cîmpurilor magnetice turbionare din jurul curenţilor staţionari se introdusese, însă în perioada precedentă, potenţialul vectorial. În 1898, Alfred-Marie Lienard, şi Emil Wiechert, în 1900, au opus acestuia şi potenţialului scalar al electrostaticii potenţialele retardare, în care viteza de propagare finită a acţiunilor electromagnetice îşi găseşte expresia cea mai pregnantă.
Astfel, pe la începutul secolului al XX-lea. Teoria electricităţii şi a magnetismului părea destul de încheiată, mai ales, după ce, cu puţin înainte, atomistica intrdusese ordine şi claritate în confuzia fenomenelor care se produc la descărcările în gaze rarefiate. Şi totuşi, în domeniul ei cel mai propriu, în conductibilitate, a apărut un fenomen nou şi surprinzător. Însă din 1835, din măsurătorile lui Heinrich  Friedrich Emil Lenz, se ştia că rezistenţa

metalelor scade atunci cînd sînt răcite, iar heike Kamerlingh-Onnes (1853 – 1926) a măsurat această scădere pînă sub 10oK, în 1908. cînmd a reuşit să producă astfel de temperaturi prin lichefierea heliului.
Cercetătorii de mai tîrziu 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 cîmpului magnetic în raport cu axa firului. Explicaţia a fost dată în 1932, de M.v.Laue “Dacă introducem un supraconductor într-un cîmp magnetic uniform, atunci acesta este deformat, pentru că liniile de forţă ocolesc supraconductorul, după cum conchisese din teoria lui Maxwell încă Gabriel Lippmann (1845 – 1921).
Totuşi, supraconductorul nu este un conductor în sensul teoriei lui Maxwell, care s-ar deosebi de ceilalţi numai prin conductivitatea sa infinit mare, căci atunci un cîmp magnetic pătruns în supraconductor desupra punctului critic ar trebui “să îngheţe” în interiorul lui la scăderea temperaturii. În 1933 însă, măsurătorile lui W. Meissner şi ale lui R. Ochsenfeld au arătat că, în acest caz, campul magnetic este dezlocuit, nu este nici o deosebire dacă întîi 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 în concepţia fizicienilor. După cum Newton şi urmaşii săi consideraseră gravitaţia drept un efect a cărui cauză sînt masele, tot astfel, la început, fiecare fizician credea că forţele electrice sînt determinate de sarcini.
Legăturile dintre teoria electricităţii şi mecanică sînt, de asemenea, interesante. După cum am arătat, pe la 1862, Maxwell a încercat să-şi formeze o imagine mecanică a cîmpului magnetic, mai tîrziu, pe măsură ce teoria sa

cîştigă 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, încetul cu încetul, 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, în mod firesc, idea unei mase inerte electromagnetice. Şi unii au încercat să conceapă orice masă ca masă electromagnetică. În 1902, de exemplu, aceasta şi-a găsit formularea matematică în teoria lui Max Abraham (1875 – 1922) pentru impulsul electronului în mişcare, considerat ca o sferă încărcată, calculele au dus la o expresie a masei care depinde de viteză şoi formjâula 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 hotărîtor în crearea dinamicii relativiste.
Unele cercetări mai recente asupra magnetismului depăşesc domeniul electrodinamicii pure. În timp de teoria maxwelliană consideră magnetizarea proporţională cu intensitatea cîmpului magnetic (în 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 cîmpului, o valoare de saturaţie mult superioară magnetizărilor realizabile cu alte sunbstanţe.
Insterpretarea teoretică a comportării diferitre a substanţelor dia- şi paramagnetice a fost dată, în 1905, pe Paul Langevin. În timp ce diamagnetismul este determinat de inducţia produsă de campul magnetic asupra electronilor în moleculă, paramagnetismul este generat de magneţi elementary cu moment constant şi rotaţie liberă, campul are tendinţa de a-I ordona, în opoziţie cu dezordinea termică.

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









1 CAPITOLUL VI. Sistemul de referinţă în fizică

Problema la care se referă titlul de mai sus poate fi urmrită pînă la antichitatea greacă. Ea are trei perioada: cea geometrică, pînă în secolul al XVII-lea, cea dinamică, care, începînd ci Victoria teoriei ondulatorii a luminii (aproximativ 1800) a cuprins întreaga fizică, şi perioada teoriei relativităţii a lui Einstein, care începere în 1905.
Problema sistemului de referinţă era rezolvată practice, nu însă în principiu.
Newton, care a intuit importanţa acestei întrebări, a găsit soluţia, admiţînd că ar exista un timp “absolute” şi în spaţiu “absolute” şi că acesta ar fi cel ce stabileşte sistemul de referinţă correct. Împreună cu Ludwig Lange (1863 – 1936) va trebui să recunoaştem că aceste două noţiuni nu sînt tocmai uşor de conceput şi chiar întrucîtva “fantosmatice”, asemenea unor strigoi, ele se mai arată şi astăzi în mintea unora.
Abia în 1886 a fost găsit cuvîntul eliberator, şi anume în scrierea lui Lange “Evoluţia istorică a noţiunii de mişcare”. El spune: fizica îşi 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 încă Newton, într-un astfel de system un corp în repaus este supus apparent unei forţe centrifuge, despre care ecuaţiile de mişcare nu ne spun nimic şi care nu este, în fapt, decît o altă ecpresie pentru tendinţa spre mişcarea rectilinie în raport cu un system inerţial.
Pe baza dinamicii putem deduce dintr-un system inerţial şi altele. Toate sistemele de referinţă sînt echivalente cu primul, dacă au în raport cu acesta o viteza de translaţie constantă. Acest lucru îl ştia bine şi Newton, de

asemenea, încă Galilei a arătat, apărînd doctrina coperniciană împotriva unor obiecţii mecanice populare, că într-o încăpere închisă 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 în altă parte, de exemplu, ân 1842, cînd Christian Doppler (1803 – 1853) a tras din teoria ondulatorie concluzia că apropierea izvorului luminos de observator măreşte numărul de oscilaţii observate, iar creşterea distanţei îl micşorează.
Şi totuşi, el a avut dreptate într-o anumită măsură, deoarece astronomia a oferit primul cîmp pentru valorificarea principiului său. În 1860, Ernst Mach (1838 – 1916) a aformat limpede că liniile de absorbţie din spectrele stelare trebuie să prezinte efectul Doppler, dar că, în afară de acestea, există linii de absorbţie de origine terestră, care nu prezintă acest efecct. Se pare că, în această privinţă, prima observaţie i-a reuşit, în 1868, lui Wiliiam Huggins (1824 – 1910).
Oricît ar fi de importante aberaţia şi efectul Doppler, ele nu ne dau răspuns la întrebarea 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, în primă aproximaţie – de viteza lor relativă. În schimb, existenţa unui sistem de referinţă preferenţial ar fi dovedită dacă o observaţie ar pune în evidenţă o inlufienţă a vitezei comune tuturor corpurilor implicate.
Încercările au fost numeroase, după ce Jacques Babinet (1794 – 1872) a căutat, în 1839, să stabilească o influienţă exercitată de mişcarea Pămîntului asupra fenomenelor de interferenţă. Toate au dat rezultate negative. Cele mai multe dintre aceste experimente operau cu efecte de

ordinul întîi şi nu mai puteau fi folosite pentru a decide în problema sistemului de referinţă, cînd, îm 1895, H.A.Lorentz a demonstrat, pe baza teoriei electronice, că nu pot exista astfel de influienţe optice sau chiar electromagnetice de ordinul întîi.
Teoria relativităţii restrînse a apărut sub influienţa experimentului lui Michelson şi a altora asemănătoare, cu aceasta a îneput 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 sînt echivalente între ele pentru ansamblul tuturor proceselor din natură.
În fond, încă într-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 atît de justificat. Pe la 1900, henri Poincare a comentat aceasta prin ingenioase experimente mintale. Iar în 1904, ideea aceasta a fost demonstrată de H.A. Lorentz care, incluzînd şi electrodinamica, a dat şi o mecanică modificată relativist.
O consecinţă a transformării Lorentz ne arată că un ceasornic în mişcare merge mai încet decît dacă ar fi în 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 în evidenţă.
Teoria relativităţii restrînse, despre care a fost vorba, constituie încheierea unei dezvoltări care a durat un secol. Tocmai de aceea, ea nu a mai pus cercetării experimentale probleme noi. Experimentele apărute ulterior nu erau decît îmbunătăţiri ale altora mai vechi.
Cu toate succesele ei nepieritoare, teoria relativităţii restrînse prezintă două lacune principiale. Ea cuprinde, întîi, ca întreaga ştiinţă a naturii care provine de la Copernic, un continuu spaţiu-timp fizic real, adică exercitînd

acţiuni – „universul”, - care determină inerţia tuturor corpurilor, fără să sufere însă o acţiune inversă din partea acestora, şi totuşi, găsim totdeauna în natură cîte o reacţiune la orice acţiune. În al doilea rînd, ea concepe fiecare proces de mişcare ca pe o luptă între inerţie şi forţele care acţionează asupra corpului. Aceasta este valabil şi pentru gravitate.
Newton s-a ocupat în „Principia” cu problema dacă rotaţia unui corp este o mişcare absolută sau – cum susţinea îndeosebi Ernst Mach (1836 – 1916) în secolul al XIX-lea – o mişcare relativă în raport cu celelalte corpuri, adică în raport cu totalitatea stelelor fixe, dar, oare turtirea Pămîntului sau curbarea suprafeţei apei într-o căldare rotitoaree ar dispărea, dacă am putea antrena în 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 cînd la un corp în rotaţie au geodezice numai punctele situate pe axa de rotaţie.
Menţionăm, în încheiere, că teoria relativităţii generalizate nu o înlătură cîtuşi de puţin pe cea restrînsă, ci dimpotrivă, arată cu rigurozitate justificarea ei pentru domenii spaţio-temporale mărginite, care sînt însă, în praxi, atît de mari, încît 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 sînt cunoscute încă 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 în teoria căldurii.
Cele două cantităţi de căldură cu ajutorul cărora definim temperatura sînt, după cum arată experienţa, întotdeuna 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 atît 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 în 1770 de James Watt (1736 – 1819), astfel încît a devenit un factor economic revoluţionar, nimeni nu şi-a dat eama, la început, că o parte din căldura transmisă cazanului cu abur se transformă în 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 înaltă 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, cînd un mecanic parizian, Thilorier, a descoperit faza solidă a a bioxidului de carbon (CO2), se puteau obţine temperaturi pînă 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, în 1804, teoria matematică a propagării căldurii, căreia Jean-Baptiste-Joseph Fourier (1768 – 1830) i-a dat forma definitivă, în 1807 şi în 1811. metodele create în acestscop fac parte din mijloacele ajutătoare clasice ale fizicii matematice. Aceasta este valabil, în proâimul rînd, pentru reprezentarea unor funcţii arbitrare prin serii integrale de funcţii trigonometrice.
Opera lui Fourier este un exemplu tipic pentru un progres fundamental în matematică, determinat de cerinţele fizicii.



CAPITOLUL VIII. Principiul conservării energiei

Sub aspect istoric, principiul conservării energiei provine din mecanică.
Primul care a pus în legătură căldura cu lucrul mecanic a fost Sadi Carnot, a cărui operă însă a eşuat din cauza erorii de a considera cantitatea de căldură drept o substanţă invariabilă sub aspect cantitativ. Abia în 1878, cînd principiul energiei era de mult recunoscut, a apărut o lucrare postumă a lui Carnot, care murise de tînăr, 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 însă mersul istoriei.
Se ştia dintr-o străveche experienţă că, în cazul frecării, temperatura corpurilor frecare creşte, teoria substanţială a căldurii a încercat, prin tot felul de ipoteze despre frecare, să se împace cu aceasta.
În 1799, Humpry Davy a demonstrat acelaşi lucru, frecînd, în maşina pneumatică, două bucăţi de metal între ele cu ajutorul unu mecanism de ceasornic.
Diferiţi cercetători au făcut încercări în acestă direcţie, fiecare în felul său.
Primul a fost Julius Robert v.Mayer (1814 – 1878), un medic care, „potrivit întregii orientări a spiritului său, prefera să generalizeze folozofic, decît să construiască empiric, bucată cu bucată”.
În 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 încă mai fantezistă decît aceea a lui Mayer. O a doua publicaţie a acestuia ia în considerare acum şi procese electrice şi biologice, o a treia, din 1848, întreabă de cauza căldurii solare, explică arderea meteorilor prin pierderi din energia lor cinetică în atmosferă şi  

aplică legea de conservare la flux şi reflux.
În al doilea rînd, trebuie citat James Prescott Joule care, în 1843, a făcut o cercetare (apărută abia în 1846) despre efectele termice şi chimice ale curentului electric. El a stabilit prin măsurători egalitatea cantităţi de căldură care se dezvoltă în circuitul exterior al unui element galvanic şi care a primit ulterior, pe drept cuvînt, 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. Curînd după aceea, în 1845, Joule a publicat măsurători ale echivalentului mecanicv al căldurii, în cadrul cărora el transformase lucrul mecanic în căldură, parte direct, parte electric, parte prin comprimarea unor gaze.
Însă cel al cărui spirit universal s-a dovedit capabil să cuprindă întreaga importanţă universală a principiului a fost Hermann v. Helmboltz.
În 1845, a rectificat, într-o scurtă publicaţir, o eroare a celebrului chimist Justus v. Liebig (1803 – 1873), arătînd că nu putem echivala, pur şi simplu, căldura de ardere a substanţelor nutritive în 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 întîmpinate imediat de un acord unanim, contemporanii săi mai vîrstnici se temeau că în ele ar ascunsă o reînviere a fantasticului din filozofiahegeliană a naturii, pe care fuseseră nevoiţi s-a combată atîta timp. Numai matematicianul Gustav Jakob Jacobi, care şi-a cîştigat atîtea maerite în domeniul mecanicii, a recunoscut în aceste consideraţii continuarea legitimă a ideilor matematicienilor francezi din secolul al XVIII-lea, care perfecţionează mecanica.
Noţiunea de energie a pătruns şi în tehnică, se apreciază orice maşină după bilanţul ei energetic, după gradul în care energia care îu este comunicată

trece în forma de energie dorită. Astăzi, această noţiune face parte din inventarul spiritual al oricărui om cult.
Teoria energiei nu a fost cîtuşi de puţin încheiată prin recunoaşterea principiului conservării, ci, dimpotrivă, a generat pînă în 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. În teoria relativităţii, această formă de energie dispare, în 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, pînă de curînd, orice energie cunoscută de Pămînt provene, în 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 în stare, chiar dacă deocamdată numai într-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 în trecut teoria mecanică a căldurii, se bazează pe trei principii. Cel dintîi este principiul conservării energiei, ăndeosebi enunţul implicat în el: cantitatea de căldură este o formă a energiei şi, ca atare, măsurabilă mecanic. Tot conţinutul lui este cuprins în 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 în lucru mecanic.
Faptul că există două funcţii caracteristice cu totul independente una de cealaltă, cum sînt 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 într-un sistem izolat trebuie să corespundă unui maxim al entropiei. De îndată 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 împlineşte prima lacună. Pentru entropie, completarea o furnizează principiul al treilea, formulat printr-o intuiţie genială, în 1906 de Walter Nernst.
O consecinţă a acestui principiu este, de exemplu, dispariţia în apropiere de zero absolut a căldurii specifice şi a coeficientului de dilatare. În primul rînd, este importantă posibilitatea, bazată pe acest principiu, de a prevedea teoretic, în toate amănuntele, echilibrul chimic, numai din măsurători termice, anume din măsurarea căldurilor specifice.

Cu aceasta an conturat domeniul termodinamicii clasice. Limitele ei sînt determinate de procesele esenţialmente oreversibile, foarte depărtate de echilibru, deoarece principiul al doilea nu ne dă pentru acestea o ecuaţie, ci numai o inegalitate.
În termodinamica clasică ea poate fi evitată, dacă vrem, şi anume, pentru fiecare caz particular putem imagina un proces ciclic potrivit, repetînd astfel de fiecare dată consideraţiile generale care ne duc la noţiunea de antropie. În 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 hotărîtor.


CAPITOLUL X. Fizica nucleară

Cu greu am putea găsi ceva să fi contribuit atît la schimbarea concepţiei noastre despre atom, ca radioactivitatea. Ea a fost descoperită de către Henri Becquerel (1852 – 1908), în februarie 1896, în cercetări legate de razele rontgen, descoperite la începutul 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, în acelaşi timp cu Gerhard C. Scmidt) şi de milioane de ori mai intens la două elemente noi, poloniul şi radiul
Îndeosebi, Otto Hahn a completat lista acestora, de exemplu descoperind radiotoriul (1904) şi mezotoriul I şi II (1907) şi protactiniul, împreună cu Lise Meitner , în 1917. Procedee întrucîtva diferite s-au dovedit  necesare numai pentru gazele radioactive , emanţiile,  dintre care Rutherford a descoperit-o pe cea dintîi, în 1900, anume emanaţia toriului, stabilit  totodată că e un gaz.
Acelaşi mare cercetător a distins, încă 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. În 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 în 1900, poate să apară  împreună 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 cînd se formează, cu această ocazie, un

nucleu excitat în sensul teoriei cuantelor , care trece apoi în starea fundamentală, emiţînd o cuantă „y”. Dovadă experimentală  că radiaţia „y” apare numai după transmutaţie a fost dată, în 1926, de către Lise Meitner.
          În 1905 s-a înregistrat un progres de importanţă uriaşă, cînd E. V. Schweidler a dat interpretarea legii empirice a dezintegrării : probabilitatea de dezintegrare este independentă de timp pentru fiecare atom şi, fireşte, cu atît mai mare cu cît 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 în 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 însă capabilă de a stabili cauzal momentul producerii lor. Consideraţiile lui Schweidler pot fi extinse asupra tuturor acestor procese.
În secolele XVIII-XIX şi parţial în secolul nostru, chimiştii au reuşit, cu ajutorul analizei chimice, să descopere şi să obţină în stare pură majoritatea celor 92 de elemente chimice pentru care există loc în sistemul periodic de atunci. Reacţiile nucleare au permis să se creeze specii de atomi artificiali care să umple puţinele lacune rămase.
În această perioadă au fost descoperite mai multe radioactive, ce au timpuri de înjumătăţire foarte scurte în comparaţie cu vîrsta Rămîntului, de aceea este firesc să nu le mai găsim în 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 într-adevăr o realizare că, în 1669, Niels Stensen (Nicolaus Steno, 1638 – 1686), cercetînd cristalul de stîncă (cuarţ) – de la care denumirea de „cristal” a fost extinsă treptat şi asupra altor solide cu forme naturale regulate – şi alte cîteva cristale, a descoperit că între feţele lor, oricare ar fi forma lor concretă, apar întotdeuna aceleaşi unghiuri; cu un ascuţit spirit de observaţie, el a mai constatat că creşterea cristalelor se produce prin depuneri de substanţă din mediul înconjurător, şi nu într-un mod analog cu creşterea plantelor, din interior spre exterior, cum se credea cîteodată.
Abia în 1772 apare din nou o lucrare importantă, consacrată formelor cristaline, în 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 cînd mărimea feţelor este determinată, în mare măsură, de diverse circumstanţe întîmplătoare, care intervin în cursul creşterii cristalului.
Aceasta este legea pe baza căreia s-a dezvoltat cristalografia geometrică, în 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), în sfîrşit, în 1839, William  Hallows Miller (1801 – 1880) ajunge să enunţe „legea de raţionalitate” – recunoscută înainte şi de Weiss şi de Neumann – într-o formă în care poziţia fiecărei feţe a

cristalului este caracterizată prin trei numere întregi, nu prea mari – „indicii” ei – dacă se cunoscu dinainte trei axe ale cristalului şi lungimea fiecăreia dintre ele. Cercetărorii de mai sus au încercat să dea şi o clasificare pe sisteme a cristalelor. Însă 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 sfrîşitul acestei perioade (1830), de către Johann Friedrich Christian Hessel (1796 – 1872).
La început 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, în genere, de studiul cristalelor, unii susţineau concepţia opusă, anume că în cristale, ca şi în 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 în mineralogie nu s-a vorbit mult despre această ipoteză. Numai Paul v.Groth (1843 – 1927) a menţinut tradiţia lui Sohncke, în cursurile sale de la Munchen. Victoria acestei ipoteze a fost cîştigată în 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 în structura atomară necunoscută, nu se ştia cîţi 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 în 1908 C. G. Barkla şi C. A. Sadler le-au distins după gradul diferit în care sînt absorbite, au fost rezolvate, începînd din 1913, întîi în lucrările celor doi

Bragg şi ale lui H. G. J. Moseley, în serii de linii spectrale nete, ale căror lungimi de undă prezintă dependenţe simple faţă de locul elementelor în sistemul periodic, oricare ar fi compusul chimic din care face parte.
Razele rontgen au mai scos în evidenţă şi răspîndirea 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 în reţeaua spaţială este, o aproximaţiune, ce-i drept aproape totdeauna suficientă pentru raze rontgen şi neutroni, dar adeseori insuficientă pentru electroni. Completarea ei pînă la o teorie mai precisă, „dinamică”, a fost realizată, pentru razerontgen, în 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 în 1931, datorită lui M. V. Laue, iar legarea ei de mecanica ondulatorie a fost efectuată de M. Kohler în  1935.
Spre deosebire de teoria mai veche, teoria dinamică descrie şi undele din interiorul cristalului, ea a explicat în mod simplu, după W. H. Zachariasen şi M. V. Laue, descoperirea de către G. Borrmann a absorbţiei anormal de mici a razelor rontgen în caz de interferenţă (1941), permiţînd lui M. V. Laue, în 1952, să stabilească legile drumului optic pentru acest caz, ulterior confirmate în 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. În 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. În 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, în 1791, că fiecare corp radiază independent de mediul înconjurător.
Deschizătoarea de drumuri a fost descoperire lui Gustav Robert Kirchhoff (1824 – 1887), că în fiecare cavitate înconjurată de corpuri avînd 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 încă nimeni pe atunci, de altfel, o observare a radiaţiei într-o cavitate închisă părea şi imposibilă pînă în 1895, cînd Otto Lummer (1860 – 1925) şi Wilhelm Wien) au avut ideea de a privi în cavitate printr-o mică deschidere practicată în perete, care nu influienţa eesnţiall starea radiaţiei.
Al doilea pas în cercetarea razelor termice a fost realizat în 1884, de Ludwig Eduard Boltzmann. Trăgînd concluzia, pe baza teoriei electromagnetice a luminii, că radiaţia corpului negru exercită o presiune asupra pereţilor , egală cu o treime din energia ei în unitatea e volum.
Aceasta a fost demonstrat şi precizat într-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, făcînd necrologul lui Boltzmann, a calificat această mică lucrare drept o perlă a fizicii teoretice, a cărei îndrăzneală 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 în domenil termodinamicii  şi înţelegerea clară a semnifcaţiei  entropiei , de care, în buna parte, lumea încă  nu-şi dîdea seama pe atunci.
            Cînd 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, sînt în genere statistic independente, aşa încît probabilităţile lor se înmulţesc între ele dacă vrem să calculăm probabilitate întregului sistem. Potrivit principiului de care de ocupăm, înmulţirii probabilităţilor îi corespunde compunerea aditivă a entropiei totale din entropiile celor două sisteme parţiale, care se presupun în general în termodinamică clasică, de cele mai multe ori tacit. Efectuînd astfel calculul în cazul a două raze coerente care apar dintr-o rază pri reflexie şi refracţie, constatăm că entropia lor totală este mai mare decît aceea a rarei iniţiale.
Contradicţia se rezolvă dacă renunţăm la adivitatea entorpiei. Şi aceasta este în adevăr necesar, în virtutea principiului lui Boltzmann, căci una dintre cele două raze este determinată în toate amănuntele oscilaţiei ei de cealaltă, ea nu este independentă statistic de cealaltă. Această singură excepţie de la principiul adivităţii entropiei ar fi de neînţeles fără principiul lui Boltzmann.



CONCLUZIE

După cum istoria popoarelor şi a statelor menţionează numai evenimentele mai importante şi pe oamenii care au  avut oarecare însemnătate în 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. Rămîn astfel în umbră mii de oameni care, începînd cu secolul al XVII-lea, i s-au consacrat, de cele mai multe ori, din pură pasiune, căzîndu-se cîteodată chiar jertfă. Munca lor însă nu a fost cîtuşi 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 împiedicat ca cercetarea să se limiteze exclusiv doar la cîteva direcţii, opera lor a constituit şi constituie premisa indispensabilă pentru posibilitatea unor realizări proeminente sau chiar geniale. Fizica este, cel puţin de la sfîrşitul secolului al XVII-lea, o creaţie colectivă. Şi aceasta constituie, de asemenea, un fapt istoric.