До середины 17 века среди ученых существовало два мнения о скорости света: одни полагали, что она бесконечна, а другие - что она конечна, хотя и очень велика.
Впервые скорость света в 1676 году оценил датский ученый-астроном Олаф Рёмер. Он заметил, что когда Земля и Юпитер находятся по разные стороны от Солнца, спутник Юпитера Ио выходит из тени планеты на 22 минуты позже, чем при наблюдении, когда Земля и Юпитер находятся с одной стороны от Солнца. Рёмер получил значение для скорости света около 220 000 км/с, которое уточнил в 1728 году английский астроном Дж.Брэдли: его значение скорости света составило 308 000 км/с.
Впервые измерить скорость света в земных условиях (в лаборатории) удалось в 1849 году французскому физику Физо. Полученное им значение оказалось равным 313 300 км/с.
Фундаментальных взаимодействий всего два. Это притяжение и отталкивание. Никаких других взаимодействий в природе не существует. А слабые они или сильные, зависит только от расстояния между взаимодействующими объектами.
Поток света - поток частиц (фотонов). На них также действуют различные силы. Чем плотнее среда, тем тяжелее свету проходить данную среду. Поэтому скорость света отличается в различных средах.
Единица ускорения это гал. Один метр на секунду в квадрате.
Название получила в честь Галилео Галилея итальянского ученого, астронома и механика.
По легенде Галилей проделывал опыты по измерению скорости падения различных тел, бросая их с Пизанской башни. Он доказал, что разные тела с разной массой, если их сбросить одновременно, падают практически в одно время. То-есть ускорение свободного падения одинаково для любых тел любой массы.
Для справедливости и точности такого эксперимента его нужно проводить в вакууме, чтобы исключить влияние воздуха.
У термодинамики много законов, и знаменитые "начала" - вовсе не единственные (кстати, помимо первого и второго, есть и третье начало термодинамики, принадлежащее Вальтеру Нернсту, сформулировавшему его в 1905 году. И даже нулевое, формулировка которого принадлежит Т. Афанасьевой-Эренфест и Э. Фаулеру).
Термодинамика оперирует не только энергией и энтропией. Она оперирует и более общими вещами, которые в целом называются "состояние системы". Температура, энтропия, давление, энергия - это лишь параметры (не все, кстати), которые описывают состояние системы.
Помимо начал, фундаментальными законами термодинамики являются уравнение Менделеева-Клапейрона, уравнение Гиббса и распределение Максвелла. Уравнение Менделеева-Клапейрона устанавливает связь межде макроскопическими параметрами идеального газа - давлением, температурой, объёмом. Распределение Максвелла устанавливает связь между макроскопическим параметром (температурой) и микроскопическим - средней энергией одной молекулы газа и плотностью вероятности распределения этих энергий. Впрочем, тот факт, что средняя энергия есть функция температуры, был установлен ещё Л. Больцманом.
Распределение Гиббса, универсальный закон распределения вероятностей в статистической системе, было сформулировано в 1901 году американским физиком Дж. У. Гиббсом (едва ли не первый случай, когда один из фундаментальных законов теоретической физики был открыт американцем, а не европейцем). Особенность распределения Гиббса - что оно применимо к нестационарным системам с переменным числом частиц (что описывается специальным параметром - химическим потенциалом). Частные случаи распределения Гиббса - распределение Бозе-Эйнштейна (1925 год) и Ферми-Дирака (1926 год), без которых немыслима современная квантовая механика и современная астрофизика.
