【正文】 8世紀的許多數(shù)學大師如達蘭貝、丹尼爾?伯努利、布魯克?泰勒(Brook Taylor，1685—1731)、歐拉(1 707—1783)、拉格朗日和拉普拉斯等都曾對弦振動的數(shù)學處理做出了貢獻。此外，拉普拉斯在牛頓研究的基礎上引入了拉普拉斯因子，從而精確地解釋了聲速與氣體溫度變化的關系。音的通常媒質。17世紀中葉，作為抽氣機發(fā)明人的蓋里克最早進行了關于空氣和我們對聲音的感知兩者間關系的實驗。隨著容器中空氣的稀薄，鈴聲越來越小。在做這一實驗的1705年，他還用實驗證明了聲音可在水中傳播。18世紀末由于德國科學家恩斯特?克拉尼(Ernst Chladni，1756 —1827)所進行的對弦、桿、薄膜和板的振動研究，使聲學從數(shù)學的或音樂的研究方法上升到物理聲學的高度。拿破侖看了他的聲圖實驗后，說：“克拉尼使聲音變得可以看見了。 光學古希臘時期已知道光的直進和反射規(guī)律；托勒密在光折射實驗基礎上提出入射角與折射角成正比的思想；而關于視覺的本質，伊壁鳩魯和亞里士多德等提出過一些哲學猜測。但總的來說，古代與中世紀的光學知識是極其有限的。開普勒是近代光學的奠基人，其地位如伽利略之于力學和吉爾伯特之于磁學。開普勒第一次明確提出光度學基本定律，即光強與離光源的距離平方成反比地變化。關于視覺理論，他還提出視網膜上的成像本身不構成整個視覺行為的正確思想。第一位提出精確的折射定律的是荷蘭人斯涅爾(W．Sncll，1591—1626)。不過是笛卡兒于1637年第——個發(fā)表了折射定律，并嘗試給它一個物理證明，但是否與斯涅爾獨立地發(fā)現(xiàn)該定律則尚存疑問。他在《氣象學》中對虹霓理論的研究成為牛頓對虹霓解釋的前提。但正式認真地提出光具有周期性的是意大利數(shù)學家格里馬力迪(F．F．Grimaldi，1618—1663)。他還指出，顏色的不同乃是眼睛受到速度不同的光振動刺激的結果，這個思想對后來的光學發(fā)展具有根本性意義。在同一年(1665)，胡克的科學著作《顯微術》問世，其中光學部分對多種透明薄膜的閃光顏色現(xiàn)象進行了實驗和理論的探討。雖然他未能確定厚度與顏色之間的精確關系，卻為牛頓對“牛頓環(huán)”現(xiàn)象的研究奠定廠基礎。不過，比較系統(tǒng)地提出光的波動理論的還是荷蘭物理學家惠更斯(1629～1695)。這就是1678年提出的著名的惠更斯原理。牛頓在大學時期就對光學有濃厚興趣，為了制造一種能消除色差的望遠鏡而開始研究顏色理淪。他對色散的解釋立即引起他與胡克等人的爭論。但他拒絕純粹的波動理論。由于他在科學界的巨大影響，而使惠更斯提出的較系統(tǒng)的波動說被埋沒百年之久，以致整個18世紀光學處于停頓狀態(tài)。第二節(jié) 化學的重要進展化學燃素說從煉金術中的解放經歷了約300多年，其中主要經過醫(yī)化學與工藝化學時期、燃素說時期和氧化說時期。盡管它與煉金術有千絲萬縷的聯(lián)系，但其實際工作為化學發(fā)展開辟了新的方向。 前面提到的帕拉塞爾蘇斯不僅是醫(yī)學史上的改革家，而且對化學發(fā)展也做出了貢獻。他給煉金術下了一個新定義—一把天然原料轉化為對人類有用的產品的科學。他認為“硫”是可燃元素，“汞”是揮發(fā)性或可溶性液體兀素，“鹽”則是不揮發(fā)和不可燃元素。他做過制藥、提純等大量化學實驗，區(qū)分了白礬和藍礬，研究了二氧化硫的漂白作用，發(fā)現(xiàn)了醚類物質及其麻醉作用，并強調化學操作中定量的意義。比利時的范?海爾蒙脫就是這個學派的最后一位有影響的代表人物。他通過著名的柳樹實驗論證樹的所有新物質幾乎都是由水轉化來的。海爾蒙脫還注重氣體化學的研究，他最早區(qū)分了空氣、水蒸氣和其他氣體．還區(qū)分了呼吸用的空氣和使人中毒的一氧化碳以及可以滅火的二氧化碳等氣體。他倡導化學教學應當用火的操作來證明，并自稱為“火術哲學家”。他還提出過人體消化過程中的“酸素”理論，這已經孕育了近代生理學中的酶學說。這方面的代表人物主要有德國醫(yī)生阿格利柯拉(G，Agricola，1494—1555)、意大利工匠畢林古修(V。阿格利柯拉寫過很多的冶金和礦物學著作，最著名的是1556年初版的《論金屬》。盡管此書側重于應用方面，但已有部分金屬化學以及地質現(xiàn)象的內容。他針對煉金術，直接提出了“金屬不能轉化”的思想。 微素理論17世紀化學史上的重要人物之一——波義耳是一位神職人員，兼科學家。但他再科學史上更主要的貢獻是在化學方面。微素理論認為構成自然界的材料是一些細小致密、用物理方法不可分割的微粒，正是物質的這些機械微粒決定著物質的性質及其變化，其中包括：它們的大小、位置、機械運動，以及當時人們所了解的一切物理、化學性質。也就是說，所謂化學變化就是這些粒子團的運動、組合、排列從而形成新物質的過程。他認為化合反應中的吸引力或“親和力”，可以解釋為運動粒子相互匹配集聚的結果，而根本不是什么“相親相愛”的結果。他的微粒說是燃素說的理論前身。他認為金屬燃燒后，由于火的微粒(火素)穿過玻璃容器與金屬化合，從而產生金屬灰。盡管波義耳的“火素”不是后來斯塔爾(1660—1734)的“燃素”，但波義耳的微素學說對燃燒現(xiàn)象的解釋卻是建立燃素說的基礎。波義耳不僅否定古代的元素說，也否定煉金術和霍亨海姆的元素說。他給元素下了一個較清楚的定義：元素是“指某種原始的、簡單的、一點沒有摻雜的物體，元素不能用任何其他物體造成，也不能彼此相互造成。”他認為化學的一個重要任務就是把復雜的物質分解為它的組成元素，并由此認識物質的本性。 作為弗?培根的信徒，波義耳認為化學要建立在大量實驗基礎上，要對化學進行定量研究。他說，現(xiàn)在不僅要指出自然是由復雜元素組成的，而且要指出到底由多少種元素組成。由于波義耳確立了化學的獨立性，給出了比較清楚的化學元素的定義，并進行了大量的化學實驗，從而成為近代化學的奠基人。 燃素說完成化學學科統(tǒng)一的并不是波義耳的元素定義，而是在他的“火素”概念基礎上形成的燃素說。所謂“油土”不過是煉金術中的“燃燒性硫”。他用“燃素”代替波義耳的“火素”和貝歇爾的“油土”，提出了系統(tǒng)的燃素說。 (2)燃素充塞于天地之間，大氣中因為有它才會有閃電，生物體因含有它才富于生命活力，無生命物質因含有它才會燃燒。 (3)燃素不會自動從物體中分離出來，只有在借助空氣而發(fā)生燃燒時，燃素才能釋放出來。 (4)所有燃燒現(xiàn)象都可歸結為燃素的轉移一—吸收或釋放。由于燃素說使包括燃燒現(xiàn)象在內的大多數(shù)化學反應在系統(tǒng)的理論基礎上得到了說明，從而使化學擺脫了煉金術，結束了化學在18世紀中葉以前知識零散、解釋混亂的局面，完成了化學學科的統(tǒng)一。 拉瓦錫的氧化學說燃素說是一種有嚴重錯誤和重大困難的理論。而它最大的困難是，如果確有“燃素”這種物質存在，它就應具有重量，然而，金屬經煅燒釋放燃素后重量非但沒有減少，反而增加。此外，燃素與空氣之間的依賴關系，以及找不到獨立存在的燃素，也是燃素說的理論困難，它們使燃素論者之間產生意見分歧。正如化學史家萊斯特所說：“一旦有某種更加合理的學說可供利用，燃素說就不可避免地要一敗涂地。在氧化學說誕生之前，實驗化學在氣體分離和發(fā)現(xiàn)方面取得了重大進步。1774年英國的普利斯特列在實驗中也獨立地發(fā)現(xiàn)了這種物質，他稱之為“脫燃素氣體”。但他仍堅持燃素說直至去世為止。借助別人制造的武器最終摧毀燃素說的是法國化學家拉瓦錫。1774年他重復了波義耳的煅燒金屬(錫)實驗。而舍勒與普利斯特列的新發(fā)現(xiàn)為這種解釋提供了強有力的支持。在1777年9月；日完成、1780年出版的《燃燒通論》中，他提出了如下的學說：（1）燃燒時均有光和熱放出； (2)物體只有在純粹空氣(氧氣)存在時才能燃燒； (3)空氣由可助燃的和不可助燃的兩種成分組成，物質燃燒時由于吸收了空氣中的純粹空氣而增重，增加的重量恰好等于吸收的純粹空氣的重量； (4)—般可燃物(非金屬)燃燒后都變成酸，氧是酸的本質；金屬燃燒后所變成的灰燼是金屬的氧化物。到1785年以后，他的氧化理論除普利斯特列等少數(shù)科學家外已被化學界普遍接受。這部標志著化學發(fā)展重要里程碑的劃時代著作給化學帶來了前所未有的條理性和系統(tǒng)性，它對化學的貢獻完全可以與牛頓的《原理》對物理學的貢獻相媲美。在雅各賓派專政時期，拉瓦錫因涉嫌經濟問題而受到指控，于1794年5月8日被處死。正如拉格朗日所說：“砍下拉瓦錫的頭只需要一瞬間，而在法國再產生這樣一個頭顱恐怕一百年也不夠。第三節(jié) 天文學的豐碩成果現(xiàn)代天文學的進步與物理學的進步直接相關，無論是觀測手段的更新還是各種假說的建立都離不開物理學的知識和理論。天文學再次成為自然科學最活躍的前言之一。本世紀以來人們又得到了更多的知識。不過這種方法有很大局限性，因為超過300光年的恒星視差已小于0″．01，很難測得準確的數(shù)值。上文曾說及上個世紀天文學家已利用多普勒效應測算恒星遠離我們的速度。1929年美國天文學家哈勃(Edwin Powell Hubble，1889～1953)等人發(fā)現(xiàn)星系的光譜線紅移與它們和地球的距離存在著粗略的正比關系，現(xiàn)在人們稱之為“哈勃關系”?，F(xiàn)時已知離我們最遠的天體達150億光年，這當然只是我們目前“視線”所及的距離，隨著技術的進步，這個距離還會不斷地擴展。本世紀初發(fā)明了更好的儀器，測量比過去更為精確。不過人們已能測定恒星的距離，據此以求出它的真實光度也就不是難事了。數(shù)據表明，恒星體積相差極遠，有些半徑不過l0公里，有些卻是太陽半徑的1000多倍?，F(xiàn)在已知的數(shù)據是：質量最小只有太陽質量的百分之幾，最大的為太陽的100多倍，多數(shù)在太陽質量的0．1～l0倍之間。恒星密度的差異更大得驚人。一些溫度較高、顏色偏白而體積較小的“白矮星”的密度則可達水的幾千萬倍，一立方厘米這樣的物質的重量就有好幾十噸，不過大多數(shù)恒星的密度均在水的密度的1/100～10倍之間。天體都是大量物質的凝聚，引力使天體收縮的時候就要釋放出能量；其二是核反應。按質能關系式E＝mc2可以算出，1克氘聚合為氦時所釋放的能量約相當于11噸煤的熱值。本世紀以來，各國競相研制大口徑光學望遠鏡，一臺口徑為8米的巨型光學望遠鏡正在智利的高山上建造之中。本世紀初，人們在無線電實驗中注意到，在接收遠處傳來的無線電波時總是伴隨著一種無法排除的微弱干擾。他的發(fā)現(xiàn)使人想到，除了光波波段之外，其他波段也有可能用于探測太空，從此開辟了利用射電波研究太空的新紀元，人們制成了接收宇宙空間電磁輻射的射電望遠鏡，打開了人類認識宇宙的一個很大的“窗口”，一門嶄新的學科——射電天文學從此誕生。70年代德國人建成廠直徑為100米的射電望遠鏡，它的短波觀測范圍可至厘米波。由于射電望遠鏡所接收的是波長范圍很寬的無線電波，所以它無論晝夜都可以工作，既不受地球上火氣的影響。自從射電天文學誕生以來，人們發(fā)現(xiàn)宇宙中發(fā)射電磁波的射電源已3萬多個，使人們“看”到了距離地球100多億光年的星系，發(fā)現(xiàn)了一系列前所未知的現(xiàn)象。1960年美國天文學家桑德奇(Allan Rex Sandage，1926～ )等人首次探測的一種前所未知的天體。多數(shù)天文學家認為這是現(xiàn)時已知的離開我們最遙遠的天體。類星體的許多性質天文學家們仍不甚明白，多種說法尚在探討之中。質量最大的是由11個原子組成的氰基辛四炔(HC9N)?！拔⒉ū尘拜椛洹笔侵复嬖谟谡麄€宇宙空間的、各向同性的、在微波波段的電磁輻射，這是美國射電天文學家彭齊亞斯(ArnoPenzias，1933～ )和威爾遜(Robert Woodrow Wilson，1936～ ）于1964年偶然發(fā)現(xiàn)的。后來，他們又確認這種輻射相當于溫度為2．7K的輻射。“脈沖星”是不斷地向外發(fā)射短周期脈沖輻射的恒星，這是英國天文學家休伊什(Antony Hewish，1924～ )等人于1967年首次發(fā)現(xiàn)的，后來的十余年里天文學家又相繼發(fā)現(xiàn)了好幾百顆這種天體，它們的射電脈沖周期在0．03～4．3秒之間。脈沖星的發(fā)現(xiàn)為星體演化和高能天體物理學的研究開辟了新的途徑。由于探測技術的進步，尤其是空間技術的應用，本世紀以來人們對太陽系各成員也得到了許多前所未知的知識。1969年美國的阿波羅11號宇宙飛船更直接把人送上了月球，取回了月面巖石和土壤，并在月面上裝置了多種探測儀器。月面結構特征、月面物質的化學組成及其物理特性等等都已相當詳細地暴露在人們的眼前。自1974年起，美國人發(fā)射的探測器多次飛越水星。水星上有極為稀薄的大氣，有一個與地球類似的內核，其中含有約70～80％的鐵。金星是距離地球最近的行星?，F(xiàn)已探明金星上有濃密的大氣層，其中二氧化碳含量在97％以上，氧的含量極少，大氣壓約為地球的90倍。金星上沒有任何類似生活在地球上的動物和植物的存在。1964～1977年美國人接連向火星發(fā)射了八個探測器，也有多個探測器實現(xiàn)了在火星表面上的軟著陸?；鹦潜砻鏁円沟臏囟葹?7℃～—111℃。70年代美國人發(fā)射的探測器對木星進行探測，發(fā)現(xiàn)它有一個在地球上觀察不到的光環(huán)，已確認的衛(wèi)星有16顆之多。木星的表面是流體，內部則有一個由鐵和硅構成的固體核。不久前美國伽利略號航天器發(fā)射的探測器進入木星的大氣層，成功地發(fā)回了許多數(shù)據，對木星必將有更為準確和深入的認識。70年代后期美國的宇宙探測器對它作了廣泛的考察。土星有一個不大的固體的核，它的大氣以氫、氦為主要成分，還含有甲烷和其他氣體。此外，對天王星、海王星和冥王星的觀測也獲得了不少有價值的資料，對太陽系其他家族成員如彗星、流星和隕星的研究也有許多成果。1905～1907年丹麥天文學家赫茨普龍(Ejnar Herzsprung，1873～1967)連續(xù)發(fā)表文章討論恒星的顏色與其光度之間的統(tǒng)計關系。1958年美國天體物理學家史瓦西(Martin Schwarzschild，1912～ )系統(tǒng)地闡述了他根據赫羅圖所描畫的一顆恒星一生的發(fā)展史。星際云因引力作用而收縮，起初收縮得比較快，星際云在收縮過程中轉化為恒星胎，后來收縮速度轉慢，恒星胎逐漸轉變?yōu)楹阈?。不同質量的恒星穩(wěn)定時期各不相同，質量越大的恒星時間越短，質量越小的恒星的時間越長。當氦核的質量達到恒星質量的10～15％時，其核心部分又因引力而收縮，溫度隨之升高，至中心溫度達到1億度時，3個氦核聚合為1個碳核的核聚變就要發(fā)生。（4）高密恒星——恒星演化的最后階段 當紅巨星內部能夠發(fā)生核反應的物質都耗盡時，它的末日也就來臨。質量在1．44～2個太陽之間的，成為“中子星”。有人運用廣義相對論研究中子星結構，認為它們的直徑一般只有