Third Law of Thermodynamics

L'energia non è continua, ma si presenta in pacchetti discreti chiamati quanti. L'energia [latex]E[/latex] di un singolo quanto di radiazione elettromagnetica (un fotone) è direttamente proporzionale alla sua frequenza [latex]\nu[/latex]. Questa relazione è definita dalla relazione di Planck-Einstein, [latex]E = h\nu[/latex], dove [latex]h[/latex] è la costante di Planck. Questo concetto ha messo in discussione la fisica classica.

Un ensemble statistico è uno strumento concettuale costituito da un gran numero di copie virtuali di un sistema, ciascuna rappresentante un possibile microstato. Mediando le proprietà di tutti i sistemi dell'ensemble, è possibile calcolare le osservabili macroscopiche. I tipi principali sono il microcanonico (sistema isolato con N, V, E fissi), il canonico (sistema chiuso, N, V, T fissi) e il gran canonico (sistema aperto, µ, V, T fissi).

Il principio di equivalenza è un pilastro della relatività generale. Esso postula che gli effetti di un campo gravitazionale uniforme siano indistinguibili dagli effetti di un'accelerazione uniforme. Ciò significa che un osservatore in un ascensore senza finestre in caduta libera sperimenta l'assenza di peso, proprio come un osservatore nello spazio profondo, lontano da qualsiasi fonte gravitazionale, costituendo la base concettuale della gravità come fenomeno geometrico.

Una previsione chiave della relatività generale è che il tempo scorre a velocità diverse in base al potenziale gravitazionale. Un orologio in un campo gravitazionale più intenso (più vicino a un oggetto massiccio) ticchetterà più lentamente di un orologio in un campo più debole. Questo effetto, noto come dilatazione gravitazionale del tempo, è stato verificato sperimentalmente ed è un fattore cruciale nelle tecnologie moderne come il GPS.

Le equazioni di campo di Einstein (EFE) sono un insieme di dieci equazioni differenziali parziali non lineari accoppiate che costituiscono il nucleo della relatività generale. Esse descrivono l'interazione fondamentale della gravitazione come risultato della curvatura dello spazio da parte della materia e dell'energia. L'equazione è sinteticamente scritta come [latex]G_{\mu\nu} + \Lambda g_{\mu\nu} = \frac{8\pi G}{c^4} T_{\mu\nu}[/latex], mettendo in relazione la geometria dello spaziotempo con il suo contenuto di energia-momento.

Il teorema di Kutta-Joukowski quantifica la forza di portanza generata da un profilo aereo. Esso afferma che la portanza per unità di luce ([latex]L'[/latex]) è direttamente proporzionale alla densità del fluido ([latex]\rho[/latex]), alla velocità del flusso libero ([latex]V[/latex]) e alla circolazione ([latex]\Gamma[/latex]) intorno al corpo: [latex]L' = \rho V \Gamma[/latex]. Questo collega il concetto astratto di circolazione alla forza fisica di sollevamento.

Lo strato limite è il sottile strato di fluido nelle immediate vicinanze di una superficie di delimitazione, dove gli effetti della viscosità sono significativi. Introdotto da Ludwig Prandtl, questo concetto semplifica i problemi di fluidodinamica suddividendo il flusso in due regioni: il sottile strato limite, dove domina la viscosità, e la regione esterna, dove può essere applicata la teoria del flusso non viscoso.

Il criterio di snervamento di von Mises prevede che lo snervamento di un materiale duttile inizi quando la seconda invariante di sforzo deviatorico, [latex]J_2[/latex], raggiunge un valore critico. Spesso viene espresso in termini di sollecitazione di von Mises, [latex]\sigma_v[/latex], un valore scalare che deve essere inferiore alla resistenza allo snervamento del materiale, [latex]\sigma_y[/latex]. Lo snervamento si verifica quando [latex]\sigma_v = \sigma_y[/latex].

La relatività generale fornì la prima spiegazione accurata della precessione anomala del perielio di Mercurio. La gravità newtoniana non poteva spiegare appieno il lento e graduale spostamento dell'orientamento dell'orbita ellittica di Mercurio. La teoria di Einstein predisse correttamente i 43 secondi d'arco mancanti al secolo, attribuendoli alla curvatura dello spaziotempo attorno al Sole, un importante trionfo iniziale per la teoria.

Un buco nero è una regione dello spaziotempo in cui la gravità è così intensa che nulla – né particelle né luce – può sfuggirvi. Il confine di questa regione è chiamato orizzonte degli eventi. Previsto dalla relatività generale come soluzione alle equazioni di campo, un buco nero è il risultato del completo collasso gravitazionale di una stella massiccia.

La relatività generale prevede che un oggetto massiccio e rotante trascini con sé il tessuto dello spaziotempo, un fenomeno noto come frame-dragging o effetto Lense-Thirring. Ciò significa che un giroscopio in orbita attorno al corpo rotante subirà una precessione, non a causa di una coppia applicata, ma perché lo spaziotempo stesso viene distorto dalla rotazione del corpo.