Nicolaas BLOEMBERGEN
(n. 1920)
Fizician american de origine olandeza, laureat al premiului Nobel in 1981, impreuna cu A.L. Schawlow si K.M. Siegbahn
S-a nascut la 11 martie 1920 in Dordrecht, Olanda.
Ajuns, iri S.U.A., profesor de fizica aplicata la Universitatea Harvard, devine cunoscut pentru cercetarile sale privind pompajul in maseri, rezonanta magnetica nucleara, rezonanta feromagnetica. Premiul Nobel pentru fizica i s-a atribuit in 1981 in special pentru lucrarile sale teoretice si experimentale in domeniul opticii neliniare.
Optica neliniara este un domeniu nou, care se ocupa cu studiul propagarii luminii in medii al caror indice de refractie nu este con-stant, ci depinde de intensitatea fasciculului de lumina ca urmare a interactiunii dintre undele de lumina si electronii optici ai mediului. Aceasta influenta se datoreaza oscilatiilor componentei electrice a campului electromagnetic si, cum intensitatea luminii este proportionala cu patratul amplitudinii vectorului camp electric (I -~ E2), expresia indicelui de refractie se poate scrie sub forma:
n=n0 +c~E2+
unde o este un coeficient de proportionalitate a carui valoare este mica. Daca lumina are o intensitate mica, o E2 este neglijabil si indicele de refractie n no se poate considera constant (cazul opticii liniare).
Daca se utilizeaza un fascicul laser de putere, inf1uenta sa asupra indicelui de refractie devine sesizabila si intram deja in domeniul opticii neliniare (n este variabil). Cercetarile experimentale in acest domeniu au inceput abia dupa aparitia laserelor de putere.
Contributia profesorului N. Bloembergen la dezvoltarea opticii neliniare consta in studii referitoare la teoria polarizarii neliniare, lucrari teoretice si experimentale privind fenomenele ondulatorii la granita mediilor neliniare, studiul inf1uentei radiatiei laser asupra generarii armonicelor optice si a difuziei combinate fortate si altele.
Arthur Leonard SCHAWLOW
(n. 1921)
Fizician american, laureat al premiului Nobel in 1981, impreuna cu N. Bloembergen si K. M. Siegbahn
S-a nascut la Mount Vernon, statul New York, in 5 mai 1921.
A lucrat la laboratoarele Bell Telephone (1951-1961), apoi, in
1961, a devenit profesor de fizica la Universitatea Stanford din California, unde ulterior a fost numit si director al Departamentului de fizica. A lucrat in diverse domenii: spectroscopie optica , microunde, electronica cuantica (lasere) si supraconductibilitate.
Impreuna cu cumnatul sau, C.H. Townes (laureat Nobel pentru fizica in 1964) a fost unul dintre inventatorii laserului.
Premiul Nobel pentru fizica i-a fost acordat pentru lucrarile sale in domeniul spectroscopiei cu lasere, recompensand astfel activitatea sa in domeniul constructiei si aplicatiilor laserelor.
Kai M. SIEGBAHN (n. 1918)
Fizician suedez, laureat al premiului Nobel in 1 981, impreuna cu N. Bloembergen si A.L. Schawlow
S-a nascut la Lund, Suedia, in 20 aprilie 1918, fiind fiul profesorului Karl Manne Siegbahn, laureat al premiului Nobel pentru fizica in 1924.
Djn 1951 a fost profesor la Scoala regala de tehnologie din Stockholm (Institutul politehnic) apoi la Universitatea Uppsala (1954), unde a predat fizica atomica si moleculara si a pus la punct aparatul ESCA (Electron Spectroscopy for Chemical Analy-sis), care perinite analiza fina a suprafetei unui material cu ajutorul radiatiilor X.
Premiul Nobel pentru fizica i-a fost atribuit pentru succesele sale in domeniul spectroscopiei electronice. Spectroscopia electronica se ocupa cu analiza ,iilor f3 emise in urma unor procese nucleare (dezintegrare f3 etc.) si formate din electroni rapizi, precum si a radiatiilor 3 formate din electronii scosi din norul electronic al atomului.
Experimental s-a constatat ca exista un spectru f3 continuu peste care se suprapune un spectru 3 discontinuu (de linii). Generarea spectrului de linii se explica prin interactiunea nucleului radioactiv cu norul electronic al atomului. Mai exact, in urma dezintegrarii, nucleul - ramas in stare excitata - trece pe un nivel energetic inferior, fie prin emisia unui foton 'y care preia diferenta de energie, fie prin emisia unui electron de conversie din norul electronic al atomului. Masurarea intensitatii liniilor f3 permite calcularea energiilor corespunzatoare tranzitiilor nucleare si obtinerea unor informatii foarte importante privind procesele nucleare. Spectroscopia f3 permite cunoasterea mai profunda a proprietatilor nucleului atomic. K.M. Siegbahn are meritul de a fi realizat si perfectionat spectrometrele 3 utilizate astazi in laboratoarele de cercetari nucleare din intreaga lume.
Kenneth G. WILSON
(n. 1936)
Fizician teoretician american, laureat al premiului Nobel pentru fizica in anul
1982.
S-a nascut la Waltham (Massachusetts, S.U.A.) in 8 iunie 1936, fiind fiul unui chimist celebru, colaborator al lui L. C. Pauling (laureat al premiului Nobel pentru chimie in 1954 si al premiului Nobel pentru pace in 1962).
A studiat la Universitatea Harvard si s-a specializat in fizica particulelor elementare la Institutul de tehnologie din California (Caltech), unde si-a sustinut teza de doctorat la care a lucrat sub indrumarea cunoscutului fizician teoretician Murray Gell-Mann (creatorul teoriei quarkurilor - premiul Nobel pentru fizica in 1969).
Dupa obtinerea doctoratului a lucrat la Centrul international pentru cercetari nucleare (CERN) de la Geneva, Elvetia.
In 1963, cand se afla deja la Geneva, a elaborat o lucrare - bazata pe analiza dimensio-nala - in care a incercat sa explice interactiunile la mica distanta in campurile cuantice, dar si-a dat seama ca solutia propusa de el nu este multumitoare.
In 1971, dupa intoarcerea in S.U.A., la Universitatea Cornell, K. Wilson are ideea de a aplica o metoda utilizata in fizica cuantica, numita metoda grupului de renormalizare, la studierea starilor critice si a transformarilor de faza care le insotesc. O asemenea stare critica apare in cursul transformarii de faza lichid-vapori, cand temperatura amestecului (sistemul lichid + vapori) atinge o valoare numita temperatura critica, deasupra careia substanta poate exista numai in faza gazoasa. Starii critice ii corespunde, pe izotermele lui Andrews, un punct critic caracterizat printr-o presiune critica, o temperatura critica si un volum critic.
Asemenea stari critice se intalnesc si in alte situatii: in tranzitia de la ordine la dezordine in aliaje, in trecerea de la starea magnetica ordonata (feromagnetism) la starea magnetica dezordonata (paramagnetism) la atingerea temperaturii numite punct Curie, in trecerea unui fluid din starea normala in starea de supraf1uiditate (punctul 2~. ) etc.
K. Wilson a reusit sa creeze o teorie unitara care include rezultatele anterioare obtinute de Heisenberg, Landau si altii si care descrie comportarea tuturor acestor sisteme diferite aflate in stare critica. E1 a calculat parametrii specifici ai acestor stari, ajungand la rezultate in concordanta cu cele obtinute pe cale experimentala. De asemenea, pe baza aceleiasi teorii, el a reusit sa explice efectul Kondo (anomalia variatiei rezistivitatii datorita impuritatilor magnetice).
Pentru teoria sa privind fenomenele critice, Kenneth G. Wilson a primit premiul Nobel pentru fizica in 1982.
Subrahmanyan CHANDRASEKHAR
(1910-1995)
Astrofizician american de origine indiana, laureat al premiului Nobel pentrufizica in 1983, impreuna cu WA. Fowler
S-a nascut 1a 19 octombrie 1910 la Lahore, India.
A fost profesor Ia Universitatea din Chicago, S.U.A.
Initial specialist in hidrodinamica si termodinamica, el a aplicat metodele utilizate in aceste domenii la studiul comportarii materiei stelare si a turbulentelor care insotesc miscarea acesteia. Este cunoscut si pentru alte lucrari de astronomie teoretica: studiul polarizarii luminii
planetelor, teoria cosinogonica si mai cu seama, cercetarile privind radiatia stelara. E1 a stabilit existenta unei mase stelare limita de aproximativ 1,4 ori masa Soarelui - nurnita astazi "masa Chandrasekhar" - in functie de care se produce evolutia ulterioara a unei stele ajunse in faza de giganta rosie. Tot el a dat o explicatie a formarii asa-numitelor "gauri negre" din Univers.
A decedat la Chicago, S.U.A., in 21 august 1995, avand varsta de 85 de ani.
William Alfred FOWLER
(1911- 1995)
Astrofizician american, laureat al premiului Nobel pentrufizica in 1983, impreuna cu fizicianul de origine indiana S. Chandrasekhar
S-a nascut la 9 august 1911 in Pittsburgh, S.U.A.
Dupa urcarea diferitelor trepte ale ierarhiei universitare, devine profesor la Institutul de tehnologie din California. Desi specializat in fizica nucleara, el se orienteaza, la inceputul anilor '50, spre astrofizica, in dezvoltarea careia a avut o contributie majora in problema nucleosintezei stelare.
A decedat in 14 martie 1995 la Pasadena (California, S.U.A.).
Contributiile lui W Fowler si S. Chandrasekhar la dezvoltarea astrofizicii stelare, pentru care cei doi savanti au primit premiul Nobel pentru fizica in 1983, se refera la elaborarea unei teorii coerente care explica intr-un mod plauzibil nasterea si evolutia stelelor.
W Fowler, in colaborare cu E Hoyle, a analizat din punct de vedere teoretic procesele fizice care au loc in nuc1eul stelelor, iar Chandrasekhar a elaborat teoria cosmogonica privind evolutia acestora. Conform teoriei lor, o stea se formeaza din nori de materie interstelara in urma unui proces de contractie (condensare) datorat fortelor gravitationale care actioneaza injurul unui nucleu dens, existent anterior. Ca urmasre a cresterii temperaturii la valori de ordinul milioanelor de grade, se declanseaza reactii nucleare de fuziune care au ca rezultat transformarea hidrogenului in heliu. De la un moment dat, masa radiatiilor emise echilibreaza contractia gravitationala si steaua devine stabila pentru o perioada lunga de timp, de ordinul miliardelor de ani.
Datorita scaderii rezervei de hidrogen, radiatiile scad si ele treptat in intensitate, contractia gravitationala reincepe, temperatura nucleului stelei creste din nou pana la o valoare care determina declansarea unor noi reactii termonucleare de fuziune a nucleelor de heliu, care se transforma in nuclee de carbon. Ca urmare a degajarii de energie, steaua se dilata, ajungand la dimensiuni enorme - proces care duce, in acelasi timp, la racirea suprafetei stelei, astfel incat ea se transforma intr-o giganta rosie, stare in care ramane cateva milioane de ani.
Dupa epuizarea combustibilului nuclear, datorita fortelor gravitationale se produce o prabusire gravitationala (colaps gravitational) si evolutia stelei - in functie de masa ei - intra intr-o noua faza, explicata de S. Chandrasekhar: daca masa stelei este mai mica decat de aproximativ 1,4 ori masa Soarelui, invelisul exterior al gigantei rosii (anvelopa) se destrama intr-o nebuloasa planetara, iar restul stelei - incluzand nucleul acesteia -se contracta, formandu-se o pitica alba. Aceasta este o stea de dimensiuni mici, in care densitatea materiei atinge valori de ordinul a 1011 kg/m3, iar temperatura de la suprafata ei depaseste 50 000 K, ceea ce explica culoarea ei alba. Prin racire, pitica alba se transforma treptat intr-o pitica neagra -. un corp ceresc lipsit de lumina proprie si deci invizibil.
Daca masa stelei este mai mare decat de 1,4 ori masa Soarelui , giganta rosie explodeaza si astfel se naste o supernova, producandu-se o degajare fantastica de energie, luminozitatea stelei creste de milioane de ori pentru o perioada foarte scurta de timp (cateva zile). In urma exploziei, straturile exterioare sunt expulzate in spatiul interstelar, iar materia din zona centralase contracta, transformandu-se intr-o stea neutronica, numita astfel pentru ca, datorita contractiei foarte puternice, densitatea materiei atinge valori de ordinul a 10~~ kg/m3, incat protonii fuzioneaza cu electronii, transformandu-se in neutroni.
O stea neutronica este de dimensiuni mici, raza ei fiind de cativa kilometri, dar ea concentreaza o cantitate imensa de materie, masa ei fiind aproximativ de 2 ori mai mare decat masa Soarelui.
Daca masa gigantei rosii depaseste de 10 ori masa Soarelui, atunci dupa explozia ei iau nastere zone in care - datorita fortelor gravitationale foarte puternice, exercitate de resturile de materie stelara - se absoarbe totul, inclusiv radiatiile luminoase, astfel ca nimic nu scapa in exterior, aceste zone fiind numite gauri negre (in engleza "black holes").
Carlo RUBBIA (n. 1934)
Fizician experimentator italian, laureat al premiului Nobel in 1984, impreuna cu fizicianul olandez Simon Van der Meer
S-a nascut la Gorizia, Italia, in 1934.
A fost sustinator si realizator al ideii lui Simon Van der Meer de a transforma camera de acccelerare a unui accelerator conventional intr-un inel in care sa se produca ciocniri frontale proton-antiproton (inel de coliziune) pentru a obtine noi particule la energii foarte mari. In acest scop, impreuna cu colaboratorii lui, a amenajat acceleratorul de protoni de 400 GeV ( Super Proton Syncrotron) de la CERN, Geneva, reusind ca, dupa efectuarea unor experimente dificile, de lunga durata, sa demonstreze experimental (1983) existenta bosonilor .
