Apuntes de Física: Teorías y leyes (8ª parte)

En la Antigua Grecia, dos teorías contrapuestas integraban el ámbito de la cosmología: la teoría geocéntrica y la teoría heliocéntrica. Según la teoría geocéntrica, tal y como fue concebida durante la Grecia Clásica, la Tierra suponía el centro de todo el Universo, alrededor del cual giraban los cuerpos celestes. Algunos de sus partidarios serían el filósofo Platón (427/428 a.C. – 347 a.C.), o Eudoxo de Cnidos (390 a.C. – 337 a.C.), discípulo de aquel. Sin embargo, su formulación más extendida vendría dada por el filósofo Aristóteles (382 a.C. – 322 a.C.). Según la cosmología aritstotélica, el universo estaba formado por los cuatro elementos de la región terrestre (tierra, agua, aire y fuego) más la quinta esencia (el éter), que era el elemento celestial. Alrededor de la Tierra, – una esfera concéntrica en reposo -, rotaban el resto de bóvedas superiores, cada una de las cuales albergaba uno de los astros cercanos conocidos (la Luna, el Sol, Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno); la última esfera contenía a las estrellas, siendo su movimiento propio el impulsor del resto, hecho por el cual era conocida en astronomía antigua como `primum mobile´ o “primer motor“. Elementalmente, la cosmología aristotélica, unida a una serie de influencias externas posteriores, supondría el principal modelo para gran parte del mundo antiguo, la Europa medieval e incluso la civilización islámica. Sin embargo, en su concepción original, dicho modelo adolecería de ciertas incoherencias, derivadas en lo principal de las observaciones sobre el movimiento retrógrado efectuado en ciertos momentos por los planetas, o su cambio de brillo, asociado correctamente con la variación de su distancia respecto a la Tierra. Por otra parte, los partidarios de la teoría heliocéntrica proponían que el Sol era realmente el centro del Universo, alrededor del cual giraba la Tierra y otros astros en movimientos circulares de traslación y rotación. Esta teoría sería expuesta ya en el siglo III a.C. por el matemático y astrónomo griego Aristarco de Samos (310 a.C. – 230 a.C.), quien se basaría en las ideas previas del astrónomo y filósofo Heráclito de Ponto (390 a.C. – 310 a.C.) – según el cual el Sol giraba alrededor de la Tierra, y los planetas a su vez alrededor de aquel – para su formulación. Sin embargo, el hecho de que la observación aparente de los astros favoreciera al modelo geocéntrico, cierta actitud antropocéntrica de los pensadores, y la inobservancia del paralaje (diferencia de posición aparente de un astro según el punto de observación) esperado en las estrellas debido al movimiento de traslación de la Tierra, entre otras cuestiones, llevaron al modelo heliocéntrico al olvido en cosmología durante varios siglos.

A partir del siglo II de nuestra era, la teoría geocéntrica cobraría una mayor credibilidad gracias al enfoque empirista y técnico aportado por el astrónomo, químico, matemático y geógrafo greco-egipcio Claudio Ptolomeo(100 – 170) en su famoso tratado Almagesto. Según esta versión, los planetas girarían alrededor de la Tierra en una órbita circular denominada deferente, mientras efectúan un movimiento circular menor alrededor de su posición orbital conocido como epiciclo; tal combinación explicaría el efecto retrógrado percibido en estos astros al ser observados desde nuestra posición. Para algunos, la idea de los epiciclos resultaba un artificio forzado; sin embargo, la teoría perdudaría durante siglos, consolidándose hasta la época del Renacimiento. En este tiempo, el modelo heliocéntrico recuperaría nuevamente su presencia en cosmología para, – tras un largo proceso de cuestionamiento y apertura social no exento de polémicas-, instaurarse de forma definitiva. El principal artífice de este renacimiento de la teoría sería el clérigo, político, diplomático y científico multidisciplinar polaco (prusiano, o prusiano-polaco según otras versiones) Nicolás Copérnico (1473 – 1543), quien el mismo año de su muerte publicaría una versión renovada del modelo heliocéntrico en la obra De revolutionibus orbium coelestium. En esta ocasión, la teoría copernicana ofrecía la ventaja de plantear un sistema celeste mucho más sencillo, armonioso y elegante que el ptolemaico, – cualidades estas muy valoradas en aquella época – ; aparte, gracias al nuevo modelo, era posible explicar el movimiento retrógrado de los planetas como un efecto óptico producido por el adelantamiento de uno de estos astros a otro con una órbita de menor interioridad respecto al Sol. Este sistema mantendría algunos de los desaciertos propios de los modelos anteriores, como los epiciclos o las órbitas circulares; sin embargo, serviría también para introducir novedades certeras como los periodos orbitales o las distancias planetarias al Sol. La Revolución Copernicana o Revolución Científica iniciada por Copérnico en el siglo XVI daría pie en los siguientes siglos a que muchos otros astrónomos publicaran grandes obras sobre el movimiento de los astros y sus sistemas, una tendencia cuyo ascenso alcanzaría su culminación en la publicación a finales del siglo XVII del sistema newtoniano.

El matemático y astrónomo alemán Johannes Kepler (1571 – 1630) introduciría importantes cambios en el modelo copernicano gracias en parte al estudio de los datos sobre movimientos planetarios recopilados por el astrónomo danés Tycho Brahe (1546 – 1601) – considerados de gran valor y precisión para la época – a lo largo de su vida. Kepler contribuiría de manera determinante en el desarrollo de la revolución copernicana con la formulación de sus leyes sobre los movimientos planetarios, – surgidas a partir de los datos de Brahe, y en especial, del examen de Kepler sobre la órbita de Marte – , y su aplicación a la teoría heliocéntrica. Tales leyes, publicadas en la obra Astronomia Nova de 1609 (la primera y la segunda), y en Harmonices Mundi de 1619 (la tercera) expondrían; que los planetas se mueven en órbitas elípticas alrededor del Sol, el cual se sitúa en uno de los focos (Primera ley), que la recta que une el planeta con el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales (Segunda ley), y que los cuadrados de los períodos orbitales de los planetas son proporcionales a los cubos de sus distancias medias al Sol (Tercera ley). Gracias a Kepler, la elipse acabaría estableciéndose como la descripción más adecuada para el recorrido orbital de los planetas, y su teoría de los movimientos, como un preludio fundamental a los grandes sistemas posteriores. El astrónomo germano idearía además su propio modelo heliocéntrico, basado en la superposición de esferas insertas en poliedros perfectos o sólidos platónicos cuyo número de caras aumentaba con la altura; tal modelo quedaría expuesto principalmente en la obra Misterium Cosmographicum de 1596 y, ampliada después en Harmonices Mundi. Al mismo tiempo, el astrónomo, filósofo, matemático y físico italiano Galileo Galilei (1564 – 1642) defendería a partir de sus pruebas y estudios astronómicos la tesis heliocéntrica, publicando sus argumentos en la obra Diálogos sobre los dos grandes sistemas del mundo de 1632. Tal publicación le supondría posteriormente un proceso frente a la Iglesia, siendo por ello objeto de acusasiones, juicios y amenazas de tortura, hasta el punto de abjurar; tras dicho proceso, Galileo sería confinado en su residencia de Florencia de por vida. Anteriormente, gracias a su construcción pionera del telescopio, el científico pisano observaría por primera vez algunos de los elementos más importantes de nuestro Sistema Solar como los satélites galileanos (Europa, Ío, Ganímedes y Calisto) de Júpiter, las fases de Venus, las manchas solares o el relieve lunar, y comprobaría por sí mismo además la tremenda lejanía de las estrellas de la Vía Láctea y su cantidad; tales descubrimientos serían descritos en obras como el Mensajero Sideral, de 1610, o El Ensayador, de 1623. Galileo publicaría también importantes estudios sobre física, como el principio de inercia y la caída libre de los cuerpos. Por todo ello, y en especial por su concepción acerca de la metodología científica y la experimentación, Galileo Galilei acabaría por ser considerado posteriormente – junto con otras importanes figuras de su tiempo, como el filósofo y teórico inglés Francis Bacon (1561 – 1626)- , padre de la ciencia moderna.

Las leyes de Kepler supondrían la primera descripción cinemática del movimiento planetario en la historia científica. Su mismo autor atribuiría el origen de dicho movimiento al Sol, basándose para ello en la disminución de la fuerza cinética de los planetas con la distancia respecto al astro, al igual que la luz. En su búsqueda de una explicación para su origen, Kepler recurriría a los estudios de 1600 sobre magenismo terrestre del físico y médico inglés William Gilbert (1544 – 1603) para postular que la acción cinética del Sol sobre los planetas resultaba ser magnética. Esta suposición vendría a ser refutada décadas más tarde gracias a la aportación, paradigmática y fundamental en ciencia, del físico, filósofo, inventor, alquimista y matemático inglés Sir Isaac Newton (1643 – 1727), quien a partir de las aportaciones del científico multidisciplinar inglés Robert Hooke (1635 – 1703) y su compatriota astrónomo, Edmund Halley (1656 – 1742), elaboraría su teoría sobre el origen de los movimientos sidéreos; Hooke y Halley habían supuesto ya que la fuerza que determinaba el movimiento de los planetas era atractiva y centrípeta, y que disminuía asimismo conforme al cuadrado de la distancia. Sin embargo, sería finalmente Newton – gracias en parte a su intuición sobre el movimiento orbital como una forma de caída libre – quien atribuiría acertadamente dicho origen a la fuerza de la gravedad. En el tercer libro de su obra de 1687, Philosophiae naturalis principia mathematica, Newton desarrollaría toda una serie de proposiciones y postulados que, con el tiempo, se sintetizarían en una sola ley de la gravitación universal. Dicha ley, determina que la interacción gravitatoria entre dos cuerpos es atractiva y puede expresarse mediante una fuerza central directamente proporcional a las masas de los cuerpos e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa. La fórmula resultante de esta proposición incluiría la constante G – equivalente a 6,67 x 10^-11 N^2/kg^2 – , conocida también como constante de gravitación universal, obtenida por el físico y químico británico Henry Cavendish (1731 – 1810) gracias a su experimento de la balanza de torsión (una vara horizontal sujeta por un hilo con dos esferas metálicas en sus extremos, cuya torsión, producida por la atracción gravitatoria de otras dos esferas de plomo, permitiría deducir tal constante). Posteriormente, se introduciría el concepto de campo gravitatorio para explicar la interacción gravitacional, basándose para ello en la idea de campo propuesta por el físico y químico británico, pionero en electromagnetismo y electroquímica, Michael Faraday (1791 – 1967). La ley de la gravitación universal de Newton avalaría las ideas de Galileo relativas a la caída libre, – entre las cuales destacaría la afirmación de que dos sustancias de masas distintas arrojadas al vacío desde un mismo punto llegan simultáneamente al suelo -; concretamente, se llegaría a comprobar que la aceleración con que cae a tierra un objeto solo depende de la masa de la Tierra y no de la suya propia. Asimismo, se sabría también que la aceleración varía de manera inversa al cuadrado de la distancia al centro de la Tierra, tasándose su valor en superficie en 9,8 m/s^2. Además, la ley de Newton serviría para descifrar el significado de una de las incógnitas desconocidas en la Tercera Ley de Kepler, o para determinar también el origen de las mareas oceánicas – incluyéndose las mareas altas o de flujo, las mareas bajas o de reflujo, las mareas vivas y las mareas muertas – , atribuidas definitivamente a la atracción gravitatoria de la Luna. Hoy en día, en honor al ilustre científico inglés, se denomina newton (N) a la fuerza necesaria para proporcionar una aceleración de 1 m/s2 a un objeto de 1 kg de masa en el Sistema Internacional de Medidas.

Otro de los temas tratados en los Principia fueron las tres leyes de la dinámica o Leyes de Newton, las cuales describen el movimiento de los cuerpos así como sus efectos y causas. Según la Primera Ley de Newton, si sobre un cuerpo determinado no actúa fuerza alguna o la resultante de las fuerzas actuantes es nula, dicho cuerpo mantendrá el estado de reposo o de movimiento en el que se encuentre. Según la Segunda Ley, existe una relación de proporcionalidad directa entre la fuerza que se aplica a un cuerpo y la aceleración que esta le produce. La Tercera Ley de Newton indica que las fuerzas de interacción que ejercen dos cuerpos entre sí tienen la misma intensidad y dirección, aunque sentidos contrarios. Las Leyes de Newton supondrían la base a partir de la cual se constituiría la dinámica, es decir, aquella parte de la mecánica encargada de tratar las leyes del movimiento relacionadas con la acción de fuerzas; una rama de la física contrapuesta al estudio del movimiento desligado de sus causas, es decir, la cinemática, o al estudio del equilibrio de fuerzas, es decir, la estática. Dichas leyes servirían también de fundamento para el tratamiento de la mecánica a partir de magnitudes vectoriales como la fuerza o el momento, – mecánica newtoniana o vectorial – ; un tipo de mecánica aplicable al movimiento de cuerpos cuya velocidades no sean cercanas a la de la luz para el que se requiere el uso de sistemas de referencia inerciales. Por su parte, esta mecánica newtoniana o vectorial se hallaría en contraposicón a la denominada mecánica analítica, basada en magnitudes escalares como la energía cinética o el trabajo, y constituida por otro lado a partir de los preceptos del filósofo, matemático, jurista y político alemán Gottfried Wilhelm von Leibniz (1646 – 1716). Ambas formulaciones suponen así mismo los principales constituyentes de la mecánica clásica.

La revolución científica del Renacimiento daría pie asimismo al surgimiento de ramas científicas desconocidas hasta el momento; junto a sus estudios sobre los astros, la luz, la caída libre de los objetos y otros asuntos, Galileo Galilei dispondría de su versión personal respecto al problema del vacío al dar como cierta la teoría aristotélica del horror vacui (la naturaleza no permite el vacío). Con todo, tal afirmación contrastaría con sus propias observaciones respecto a la imposibilidad de las bombas de los pozos mineros de elevar agua mediante vacío a partir de una determinada altura. La respuesta satisfactoria a este fenómeno vendría dada por un discípulo suyo, el físico y matemático italiano Evangelista Torricelli (1608 – 1647), quién sustituiría el agua del pozo por un líquido más pesado – el mercurio – con el fin de hacer más prácticas sus observaciones. Gracias a ello, el discípulo Torricelli concluiría que los límites de ascenso del líquido en el pozo eran debidos a la presión atmosférica ejercida por el peso del aire, antes que al “resquebrajamiento del líquido causado por su propio peso” afirmado por Galileo. Mediante otras pruebas, Torricelli demostraría además la existencia de vacío en el espacio superior del líquido, valiéndose por otra parte de estos ejercicios para inventar el primer barómetro en 1643. En honor a sus logros, se denominaría torr a la unidad de medida consistente en la presión atmosférica ejercida en la base de una columna de un milímetro de mercurio bajo la acción de una gravedad estándar, (apróximadamente, un 1/760 de la presión atmosférica estándar). Posteriormente, esta unidad de medida desaparecería del catálogo oficial del Sistema Internacional de Unidades por su carácter obsoleto, siendo sin embargo su uso todavía frecuente en la realización de medidas de baja presión.

El mismo año de la muerte de Torricelli, el destacado filósofo y científico multidisciplinar Blaise Pascal (1623 – 1662), expondría sus teorías sobre la sustentación de líquidos por la presión atmosférica y la existencia del vacío en su tratado Experiences nouvelles touchant le vide. Los trabajos de Pascal resultarían determinantes para la aceptación de las evidencias mostradas por Evangelista Torricelli en la comunidad científica de su tiempo, destacando entre todos ellos su experimento con un barómetro en la cima del Puy-de-Dôme, en su localidad natal de Clermont-Ferrand – replicado posteriormente en el campanario de la iglesia de Saint-Jacques-de-la-Boucherie, en París -. Blaise Pascal demostraría la acción de la presión atmosférica al comprobar que las medidas del barómetro diferían con la altitud. Además, expondría su principio de Pascal, según el cual el incremento de la presión ejercida sobre un líquido contenido en un recipiente se transmite con el mismo valor a cada una de las partes del mismo. En honor a su trabajo sobre el vacío y la presión, se denomina pascal (Pa) a la unidad de presión consistente en la presión ejercida por una fuerza de un newton sobre una superficie de un metro cuadrado normal a la misma, en el Sistema Internacional de Unidades.

Inspirado en los descubrimientos de Evangelista Torricelli y Blaise Pascal, el jurista y físico alemán Otto von Guericke (1602 – 1686) diseñaría su experimento de 1654 de los hemisferios de Magdeburgo, según el cual dos semiesferas huecas de cobre de 50 centímetros de diámetro eran ajustadas hasta el punto de crease un vacío perfecto en su interior; durante la ejecución del mismo – realizado en la ciudad natal de von Guericke, Magdeburgo, en donde su autor ejercería además de alcalde -, dos tiros de ocho caballos cada uno se dispondrían a cada lado de los hemisferios con el fin de separarlos. Hecho el vacío, la acción de los dos tiros resultaría insuficiente para separar los hemisferios, – un gesto sumamente fácil cuando entre los mismo se introduce un mínimo de aire -. En otro experimento, el físico alemán demostraría cómo la fuerza de cincuenta hombres resultaba insuficiente para levantar un émbolo de 50 centímetros de diámetro contra el empuje de la presión atmosférica cuando bajo el mismo se había creado un vacío parcial. Asimismo, el físico, químico, inventor y teólogo irlandés Robert Boyle (1627 – 1691) se inspiraría por su parte en los trabajos de von Guericke para desarrollar, junto a Robert Hooke, la máquina neumática de 1659 – o bomba de aire según algunas fuentes; según otras, von Guericke sería el inventor de la primera bomba de vacío -. Con este diseño, Boyle realizaría una serie de experimentos acerca de las propiedades del aire; pudo comprobar por ejemplo cómo en el vacío no se propaga el sonido, o una pluma y un trozo de plomo caen a la misma velocidad. Inspiraría además la formulación de su ley de Boyle, – también conocida como ley de Boyle-Mariotte, por la contribución que en ella tuvo el físico y abad francés Edme Mariotte (1620 – 1684) – según la cual, a temperatura constante, el volumen de un gas es proporcional al inverso de la presión, reforzando con ello su aseveración de que el aire era un compuesto de partículas individuales vinculadas en el vacío. En 1660, Boyle publicaría una relación sobre sus trabajos realizados con este instrumento titulado New Experiments PsychoMechanical touching the spring of air and its effects, conocido popularmente como `La elasticidad del aire´. Por su parte, el físico e inventor francés Denis Papin (1647 – 1712) diseñaría en 1690 un dispositivo capaz de elevar 30 kg de peso con un émbolo de unos 6 cm de diámetro al crear un vacío parcial por disipación de vapor, tras ser levantado por la acción de este. Ocho años después, el inventor inglés Thomas Savery (1650 – 1715), se valdría de estos descubrimientos para patentar su bomba de vapor para minas; un dispositivo compuesto por una caldera emisora de vapor y un tanque, en cuyo interior, – tras haberse creado el vacío por condensación de vapor -, el agua es elevada a la superficie por la acción de su empuje. En esta misma dinámica, el inventor inglés Thomas Newcomen (1663 – 1729) – asesorado por Robert Hooke -, realizaría una mejora del diseño de Savery al introducir un cilindro cuyo vacío proporcionaba el empuje necesario para hacer bombear el agua. Mientras, el ingeniero y matemático escocés James Watt (1736 – 1819), mejoraría a su vez la Máquina de Newcomen al incluir un condensador independiente que mantenía cada parte de la máquina a temperatura constante, dando lugar así a la máquina de vapor.

Así, al tiempo que los diseños basados en el uso del vacío y la presión del aire mejoraban, avanzaba también el estudio de la temperatura y la cinética de los gases; en 1742, el físico y astrónomo sueco Anders Celsius (1701 – 1744) crearía la escala celsius de temperaturas, una escala termométrica dividida en cien grados centrígrados iguales que abarca desde la temperatura de fusión del hielo (0º C) a la de ebullición del agua (100º C), a presión normal. Para ello se inspiraría en escalas precedentes como la Fahrenheit – una escala también centígrada, en la que el 0 °C equivale a 32 °F y 100 °C a 212 °F -, creada a su vez por el físico alemán Daniel Gabriel Fahrenheit (1686 – 1736) en 1724. La Ley de Charles y Gay-Lussac, atribuida originalmente al inventor, físico y matemático francés Jacques Charles (1746 – 1823), es publicada por su compatriota, el físico y químico Louis Joseph Gay-Lussac (1778 – 1850) en 1802; de acuerdo a esta famosa ley, cuando la presión de un gas se mantiene constante, su volumen varía en razón directa de los cambios de su temperatura absoluta. En 1811, el físico y químico italiano Amedeo Avogadro (1776 – 1856) enunciaría su ley de Avogadro, según la cual, volúmenes iguales de distintas sustancias gaseosas, medidos en las mismas condiciones de presión y temperatura, contienen el mismo número de partículas. Precisamente en honor a este científico se denomina hoy constante de Avogadro al número de entidades elementales (átomos o moleculas) que hay en un mol (cantidad de sustancia que contiene tantas entidades elementales del tipo considerado como átomos hay en 12 gramos de carbono-12).

De esta forma, el conjunto de precedentes iniciados de alguna manera con la Revolución Científica del Renacimiento supondría la base fundamental para toda una nueva disciplina científica; la termodinámica. Su base teórica, sin embargo, quedaría establecida años después con el trabajo de un físico – y relativamente desconocido – joven francés pionero en la materia, Nicolas Léonard Sadi Carnot (1796 – 1832); la publicación de 1824 del joven Sadi Carnot titulada Reflexiones sobre la potencia motriz del fuego y sobre las máquinas adecuadas para desarrollar esta potencia es considerado hoy en día el texto fundacional de la termodinámica, describiéndose en su interior dos de los principales preceptos de la disciplina, la primera y la segunda ley de la termodinámica. La primera ley de la termodinámica establece que, al suministrar una determinada cantidad de energía térmica a un sistema, esta cantidad de energía será igual a la diferencia del incremento de la energía interna del sistema menos el trabajo realizado por el sistema sobre sus alrededores; dicha ley deriva asimismo de otro principio considerado fundamental dentro de la termodinámica, el principio de la conservación de la energía, – atribuido según distintas fuentes al físico inglés James Prescott Joule (1818 – 1889), al físico y médico alemán Julius von Mayer (1814 – 1878), y al también físico y médico alemán Hermann von Helmholtz (1821 – 1894) – cuyo enunciado establece que la cantidad total de energía en un sistema aislado permanece invariable con el tiempo, aunque dicha energía pueda transformarse en otro tipo de energía, – dicho de otra manera, que la energía ni se crea ni se destruye, tan solo se transforma -. La segunda ley de la termodinámica determina que cuando una parte de un sistema cerrado interacciona con otra parte, la energía tiende a dividirse por igual, hasta que el sistema alcanza un equilibrio térmico. El mismo año de la publicación de su texto fundamental, el físico Sadi Carnot estudió la eficiencia de las diferentes máquinas térmicas que trabajan transfiriendo calor de una fuente de calor a otra, concluyendo que las más eficientes son las que funcionan de manera reversible. Para ello diseñaría una máquina térmica totalmente reversible que funciona entre dos fuentes de calor de temperaturas fijas. Dicha máquina es conocida hoy en día como la máquina de Carnot, y su funcionamiento como el ciclo de Carnot. Los trabajos de este científico francés serían relativamente desconocidos durante su época, debiéndose su posterior reconocimiento al trabajo divulgativo del físico y matemático alemán Rudolf Clausius (1822 – 1888), y del también físico y matemático inglés William Thomson (1824 – 1907), más conocido como Lord Kelvin. Finalmente, tras la muerte de Carnot por cólera en 1832, la ciencia termodinámica continuaría su proceso constituyente; en 1834, el físico e ingeniero francés Émile Clapeyron (1799 – 1864) enunciaría la ley de los gases ideales, según la cual, en condiciones de baja presión y alta temperatura, el producto del volumen y la presión de un gas es igual al producto de la temperatura, la cantidad de moles de dicho gas y la constante universal de los gases ideales. En 1842, Julius von Mayer obtiene por primera vez el valor de la caloría (cantidad de energía calorífica necesaria para elevar un grado centígrado la temperatura de un gramo de agua pura); von Mayer descubriría además junto con James Prescott Joule aunque de forma independiente la transformación del trabajo mecánico en calor y viceversa. Lord Kelvin crearía en 1848 su escala de temperatura Kelvin – basado en el grado del mismo nombre -, en la que el grado cero coincide con el cero absoluto de la temperatura (−273,15 °C). Este científico descubriría además en 1851 el Efecto Thomson, una propiedad termoeléctrica por la que cualquier material – excepto el plomo – sometido a un gradiente térmico y recorrido por una intensidad intercambia calor con el medio exterior, al tiempo que una corriente eléctrica es generada por el material sometido a un gradiente térmico y recorrido por un flujo de calor. Entre los años 1850 y 1865, Rudolf Clausius formula el concepto de entropía, es decir, la parte de energía de un sistema que no puede utilizarse para hacer trabajo, o también, la medida del desorden de un sistema; este concepto resultaría fundamental para la comprensión de la segunda ley de la termodinámica, según la cual la cantidad de entropía de cualquier sistema aislado termodinámicamente tiende a incrementarse con el tiempo. En 1850, Clausius publicaría además su obra más destacada, Über die der Kraft bewegende Wärme, sobre la teoría mecánica del calor, al tiempo que realizaría otra de las grandes contribuciones a la termodinámica al deducir la Relación Clausius-Clapeyron, una manera de caracterizar la fase de transición entre dos estados de la materia tales como el líquido y el sólido. En 1859, el físico prusiano Gustav Kirchhoff (1824 – 1887) propone su ley de la radiación térmica, un teorema de carácter general que equipara la emisión y absorción en objetos calientes; según esta ley, si un cuerpo o superficie está en equilibrio termodinámico con su entorno, su emisividad es igual a su absorbencia. En 1867, el físico escocés James Clerk Maxwell (1831 – 1879) crea su experimento mental del Demonio de Maxwell, una criatura imaginaria capaz de actuar a nivel molecular seleccionando moléculas calientes y moléculas frías separándolas, desafiando así la segunda ley de la termodinámica.

Esta desarrollo progresivo de la ciencia termodinámica continuaría en las décadas siguientes; en 1876, el físico y matemático estadounidense Willard Gibbs (1839 – 1903) publica su obra fundamental `En el equilibrio de sustancias heterogéneas´. También pertenece a este autor la obra `Métodos gráficos en termodinámica de fluídos´. A Willard Gibbs se debe además el desarrollo de conceptos como la regla de fases – una descripción del número de grados de libertad en un sistema cerrado en equilibrio -, o energía libre – una función de estado extensiva con unidades de energía, que da la condición de equilibrio y de espontaneidad para una reacción química -, o de disciplinas como la mecánica estadística o la termodinámica química. En 1882, Helmholtz publica sus `Fundamentos de termodinámica´; la afinidad química – tendencia de un átomo o compuesto para combinarse por una reacción química con átomos o compuestos de composición distinta – es determinada por la medida de la energía libre del proceso de reacción. En 1896 se publica la obra fundamental del físico austriaco Ludwig Boltzmann (1844 – 1906) `Lecciones sobre la Teoría de los Gases´. Se establece además la ley Stefan-Boltzmann – denominada así en honor al físico y poeta esloveno-austriaco Josef Stefan (1835 – 1893), y al propio Boltzmann -, según la cual un cuerpo negro emite radiación térmica con una potencia emisiva proporcional a la cuarta potencia de su temperatura; la constante de Boltzmann, – es decir, la constante física que relaciona temperatura absoluta y energía -, la estadística de Maxwell-Boltzmann, – función estadística desarrollada para modelizar el comportamiento de sistemas físicos regidos por la mecánica clásica – y la distribución de Boltzmann – una distribución de probabilidad de las velocidades de un gas asociada a la estadística de Maxwell-Boltzmann -, son desarrolladas también por esta época. En 1900, el físico alemán Max Planck (1858 – 1947) enuncia su ley de Planck, una descripción de la radiación espectral en todas las longitudes de onda de un cuerpo negro en temperatura T. Ya en el siglo XX, los fundamentos de la termodinámica se consolidan con los enunciados de la tercera ley de la termodinámica – no se puede alcanzar el cero absoluto en un número finito de etapas -, y el principio cero de la termodinámica – existe una determinada propiedad, denominada temperatura empírica θ, que es común para a todos los estados de equilibrio que se encuentren en equilibrio mutuo con uno dado -.

Ver también:

Applets Java de Física
Concepciones antiguas del Universo
La bóveda celeste y el concepto de horizonte – Astrogea.org
Texto de la abjuración de Galileo
Eldia.es – Evangelista Torricelli: de la bomba de agua a la invención del barómetro
Youtube – Esfera de Magdeburgo
Pierre Simon Laplace – Wikipedia
Joseph-Louis de Lagrange – Wikipedia

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