segunda-feira, 8 de junho de 2009

FISICA MODERNA

Efeito fotoelétrico





O efeito fotoelétrico é a emissão de elétrons por um material, geralmente metálico, quando exposto a uma radiação eletromagnética (como a luz) de frequência suficientemente alta, que depende do material. Ele pode ser observado quando a luz incide numa placa de metal, literalmente arrancando da placa elétrons.
Os Elétrons que giram à volta do núcleo são aí mantidos por forças de atração. Se a estes for fornecida energia suficiente, eles abandonarão as suas órbitas. O efeito fotoelétrico implica que, normalmente sobre metais, se faça incidir um feixe de radiação com energia superior à energia de remoção dos elétrons do metal, provocando a sua saída das órbitas: sem energia cinética (se a energia da radiação for igual à energia de remoção) ou com energia cinética, se a energia da radiação exceder a energia de remoção do elétrons.
A grande dúvida que se tinha a respeito do efeito fotoelétrico era que quando se aumentava a intensidade da luz, ao contrário do esperado, a luz não arrancava os elétrons do metal com maior energia cinética. O que acontecia era que uma maior quantidade de elétrons era ejetado.
Por exemplo, a luz vermelha de baixa intensidade estimula os elétrons para fora de uma peça de metal. Na visão clássica, a luz é uma onda contínua cuja energia está espalhada sobre a onda. Todavia, quando a luz fica mais intensa, mais elétrons são ejetados, contradizendo, assim a visão da física clássica que sugere que os mesmos deveriam se mover mais rápido (energia cinética) do que as ondas.
Quando a luz incidente é de cor azul, essa mudança resulta em elétrons muito mais rápidos. A razão é que a luz pode se comportar não apenas como ondas contínuas, mas também como feixes discretos de energia chamados de fótons. Um fóton azul, por exemplo, contém mais energia do que um fóton vermelho. Assim, o fóton azul age essencialmente como uma "bola de bilhar" com mais energia, desta forma transmitindo maior movimento a um elétron. Esta interpretação corpuscular da luz também explica por que a maior intensidade aumenta o número de elétrons ejetados - com mais fótons colidindo no metal, mais elétrons têm probabilidade de serem atingidos.
A explicação satisfatória para esse efeito foi dada em 1905, por Albert Einstein, que em 1921, deu ao cientista alemão o prêmio Nobel de Física.


FISICA MODERNA

Física Moderna é a denominação dada ao conjunto de teorias surgidas no começo do século XX, principiando com a Mecânica Quântica e a Teoria da Relatividade e as alterações no entendimento científico daí decorrente, bem como todas as teorias posteriores. De fato, destas duas teorias resultaram drásticas alterações no entendimento das noções do espaço, tempo, medida, causalidade, simultaneidade , trajetória e localidade.

A
mecânica quântica surgiu inicialmente dos trabalhos de Max Planck e de Einstein. Um dos mais importantes problemas de física não resolvidos no final do séc. XIX, era o da radiação do corpo negro. Planck resolve este problema em 1901 utilizando como hipótese ad hoc que a energia deste não tem um espectro contínuo, mas pelo contrário é discreta, ou em outras palavras quantizada. Einstein utiliza esta mesma hipótese para resolver o problema do efeito fotoeléctrico em 1905. Mas vai mais longe propondo que esta é na realidade a verdadeira natureza da luz. A essa quantidade discreta de luz se chama quantum de luz ou fóton.
Nasce assim a Mecânica Quântica que será posteriormente desenvolvida pelo trabalho de muitos outros cientistas como
Niels Bohr, Erwin Schrödinger, Werner Heisenberg, Einstein, Louis de Broglie, Max Born, Wolfgang Pauli ou Paul Dirac, citando apenas os mais importantes.
A hipótese de que a energia é quantizada permite então resolver muitos dos problemas pendentes da Física do ínicio do séc. XX. Einstein utiliza-a para explicar o
calor específico dos sólidos e Niels Bohr para explicar a estabilidade do átomo. O primeiro modelo atómico, chamado modelo de Bohr, é posteriormente melhorado por Sommerfeld e outros cientistas acima referidos dando origem à moderna teoria quântica, com uma formalização em moldes mais rigorosos. Tal desenvolvimento também se deu pelos esforços do matemático John von Neumann.
Dentre esses desenvolvimentos, a teoria quântica abandonou parcialmente a noção de trajetória e da localidade, em função do
princípio da incerteza de Heisenberg. Assim tem-se a noção da trajetória, de natureza determinista, substituída pela noção de função de onda, de natureza probabilística. Essa interpretação da função de onda, como medida da potencialidade de localização de uma partícula, foi dada pela análise e correta interpretação de Max Born.
Bohr contribui decisivamente também para esse desenvolvimento ulterior da mecânica quântica. Ele e seus seguidores (incluindo Heisenberg) ajudaram a formar a chamada
Interpretação de Copenhaga. Nessa interpretação, dá-se a explicação quântica da medida. Uma medida realizada sobre um sistema quântico resulta da interação de um aparelho de medida clássico com um sistema quântico. Como a medida resulta numa certeza sobre um valor de uma grandeza (observável), ao passo que a função de onda representa uma função de probabilidades em termos da posição, significa dizer que o ato de medir implica um colapso da função de onda.
Também em 1905, Einstein publica a
teoria da relatividade restrita, nesta a idéia clássica que se tinha da simultaniedade foi abandonada, em decorrência da finitude da velocidade de transmissão das interações electromagnéticas, que resulta da teoria clássica do electromagnetismo de Maxwell. A simultaniedade passa a depender do referencial que se está adotando para se analisar uma dada situação física. É assim, a invariância da velocidade da luz (que corresponde precisamente à velocidade de transmissão das interações) implica que as noções de espaço e tempo se mesclam em um novo conceito, o espaço-tempo. Para a teoria da relatividade restrita contribuiram decisavemente também Henri Poincaré, Hendrik Lorentz e Hermann Minkowski. Assim se encerra de modo consistente a teoria da electrodinâmica clássica. Posteriormente, em 1915, Einstein leva mais longe os conceitos da teoria da relatividade ao generalizar o conceito de finitude da velocidade de transmissão das interações à interação gravitacional. Do desenvolvimento desta ideia resulta a moderna teoria da gravitação, conhecida por teoria da relatividade geral.
É Dirac quem posteriormente formaliza a teoria da
Electrodinâmica Quântica que une de modo consistente a teoria quântica e a electrodinâmica clássica, baseando-se em trabalho anterior de Oskar Klein, Walter Gordon e Vladimir Fock. As tentivas de lhes juntar também a teoria da relatividade geral foram até hoje infrutíferas, sendo este um dos maiores problemas em aberto da física moderna.

Turbulências em Aviões


O que causa a turbulência em aviões?
Mudanças na velocidade, na pressão e na temperatura do ar fazem as aeronaves balançar no ar.


Turbulência é o nome dado à movimentação do ar em grandes altitudes e que faz com que o avião balance. Basicamente, a turbulência acontece quando existe uma mudança brusca na temperatura, na velocidade ou na pressão do ar. Mudanças na pressão acontecem o tempo todo, mas quando são previsíveis, o piloto pode fazer ajustes na aeronave para se adaptar a elas – como mudar a potência das turbinas ou a posição dos flaps. Quando a mudança é de uma hora para outra ou quando acontecem muitas variações seguidas, não há como adaptar a aeronave e a pressão faz com que ela balance. Para entender porque isso acontece, é preciso levar em consideração que o avião se mantém no ar graças à força de sustentação, criada pela passagem de ar pelas asas do avião. Quando acontece uma mudança na velocidade do ar, a sustentação também varia, fazendo com que o avião fique instável.
A causa mais comum de uma turbulência são as nuvens de chuva. "Dentro dessas nuvens há grande variação de pressão. O ar está virando em redemoinhos e variando sua velocidade em todos os sentidos, o que causa uma grande turbulência", explica Fernando Catalano, professor do curso de Engenharia Aeronáutica da Universidade de São Paulo (USP), em São Carlos. Mas também podem acontecer turbulências em áreas de céu limpo, quando acontecem as chamadas tesouras de vento. "Nesse caso, pode ter massas de ar que sobem por conta de mudanças de temperatura ou pressão. Essas massas podem atingir o avião, mudando sua sustentação", diz Fernando Catalano. A passagem de aviões grandes também causa uma mudança na velocidade dos ventos, criando a chamada esteira de turbulência, que afeta aviões que passem pela mesma região logo na sequência. Isso normalmente acontece na hora dos pousos e decolagens e, por isso, o controle de voo precisa ficar atento para evitar acidentes. Em geral, as turbulências são previstas pelos radares, que conseguem detectar mudanças na densidade do ar. Assim, o piloto sabe a intensidade da turbulência que terá de enfrentar e decide se tenta escapar dela ou se segue em frente. "Normalmente, o que o piloto faz em uma zona de turbulência é desengatar o piloto automático e diminuir a velocidade, já que a turbulência é pior quanto maior a velocidade da aeronave", diz Fernando Catalano. Atualmente, o aquecimento global está modificando também a temperatura na atmosfera e, consequentemente, criando mais áreas de turbulência. Mas o engenheiro aeronáutico afirma que não há motivo para se preocupar. "Uma turbulência pode derrubar uma aeronave, mas para isso tem que ser muito forte. Os aviões são dimensionados para resistir a mais intempéries do que estatisticamente acontecem. A única regra a seguir é não enfrentar a natureza.





terça-feira, 2 de junho de 2009

Curiosidade - Movimentos da Terra



Movimentos da Terra





Os movimentos da Terra são os movimentos simultâneos realizados pela Terra no espaço. Existem ao todo cinco movimentos principais:


Rotação - A Terra gira em torno de si mesma, em torno de seu eixo imaginário. A duração da rotação é de 24 horas. Conseqüências da rotação: * Sucessão dos dias e das noites. * Fusos horários. * Circulação geral da atmosfera. * Correntes marítimas.


Translação - é o movimento que a Terra executa ao redor do Sol; leva um tempo total aproximado de 365 dias e 6 horas até que se complete um ano, e é o responsável pelo Ano Bissexto. Erroneamente é também associado ás estações do ano, o que facilmento pode ser posto de parte ao se observar que no mesmo momento de translação, pode ser verão nas zonas temperadas do hesmifério Norte e inverno nas zonas temperadas do hemisfério sul.


Precessão - é o movimento de deslocamento do eixo da Terra, executando uma trajetória semelhante à de um pião.De modo análogo a um pião, o eixo da terra descreve uma superfície cônica em torno da reta normal ao plano da órbita da terra em torno do Sol É o responsável pelas eras astronômicas, com duração de cerca de 2240 anos em cada signo do Zodíaco. Demora aproximadamente 25.868 anos até completar uma precessão e o eixo da Terra se deslocar por todos os doze signos. É também responsável pelos fenômenos das estações do ano, pelos Solstícios e Equinócio. A inclinação do eixo da terra provoca o efeito de a luz do sol ter de percorrer uma maior ou menor quantidade de atmosfera e erger-se menos ou mais em relação ao horizonte, é esse efeito que provoca as estações do ano.


Nutação - é, na astronomia, uma pequena oscilação periódica do eixo de rotação da Terra com um cíclo de 18,6 anos. Ela é causada pela força gravitacional da lua à Terra. A nutação é provocada por uma inclinação de 5,1º do plano da órbita da Lua em relação à eclíptica, pela qual a Precesão é durante 9 anos de maior e depois 9 anos de menor intensidade do que na media. Este efeito é matemáticamente separado em duas componentes: a nutação ecliptica longitudinal de ±17,24" e a inclinação da eclíptica de ±9,21".


Revolução - é o movimento executado pela Terra ao redor do centro da Via Láctea junto com o Sol, descrevendo uma trajetória helicoidal. Não se trata de um movimento próprio da Terra, uma vez que a Terra está sendo arrastada pelo Sol.


Além desses cincos movimentos, há outros movimentos menores que são variações destes, como a polariadade invertida. OBS: Quando falamos da Terra o certo é adotarmos apenas como movimentos oficiais os de rotação e translação. Os outro movimentos que são por volta da 14 não são considerados oficiais.

Físicos - Biografia


Sir Issac Newton

A vida de Newton pode ser dividida em três períodos. O primeiro sua juventude de 1643 até sua graduação em 1669. O segundo de 1669 a 1687, foi o período altamente produtivo em que ele era professor Lucasiano em Cambridge. O terceiro período viu Newton como um funcionário do governo bem pago em Londres, com muito pouco interesse pela matemática. Isaac Newton nasceu em 4 de janeiro de 1643 (quase um ano depois da morte de Galileo) em Woolsthorpe, Lincolnshire, Inglaterra. Embora tenha nascido no dia de Natal de 1642, a data dada aqui é no calendário Gregoriano, que adotamos hoje, mas que só foi adotada na Inglaterra em 1752. Newton veio de uma família de agricultores, mas seu pai morreu antes de seu nascimento. Ele foi criado por sua avó. Um tio o enviou para o Trinity College, Cambridge, em Junho de 1661.
O objetivo inicial de Newton em Cambridge era o direito. Em Cambridge ele estudou a filosofia de Aristóteles (384aC-322ac), Descartes (René Descartes, 1596-1650), Gassendi (Pierre Gassendi, 1592-1655), e Boyle (Robert Boyle, 1627-1691), a nova álgebra e geometria analítica de Viète (François Viète 1540-1603), Descartes, e Wallis (John Wallis, 1616-1703); a mecânica da astronomia de Copérnico e Galileu, e a ótica de Kepler o atraíram.
O talento de Newton emergiu com a chegada de Isaac Barrow (1630-1677), para a cadeira Lucasiana de matemática em Cambridge.
Seu gênio científico despertou quando uma epidemia de peste fechou a Universidade no verão de 1665, e ele retornou a Lincolnshire. Só em Londres, a peste vitimou mais 70.000 pessoas. Lá, em um período de menos de dois anos, Newton que ainda não tinha completado 25 anos, iniciou a revolução da matemática, óptica, física e astronomia.
Durante sua estada em casa, ele lançou a base do cálculo diferencial e integral, muitos anos antes de sua descoberta independente por Leibniz (Gottfried Wilhelm von Leibniz, 1646-1716). O "método dos fluxions", como ele o chamava, estava baseado na descoberta crucial de que a integração de uma função é meramente o procedimento inverso da diferenciação. Seu livro De Methodis Serierum et Fluxionum foi escrito em 1671, mas só foi publicado quando John Colson o traduziu para o inglês em 1736.
Com a saída de Barrow da cadeira Lucasiana em 1669, Newton, com apenas 27 anos, foi nomeado para sua posição, por indicação do anterior, por seus trabalhos em cálculo integral, onde Newton havia feito progresso em um método geral de calcular a área delimitada por cum curva.
O primeiro trabalho de Newton como professor Lucasiano foi em óptica. Ele havia concluído durante os dois anos de peste que a luz branca não é um entidade simples, como acreditavam todos desde Aristóteles. Embora o fato de que a luz solar produz várias cores ao passar por um prisma fosse conhecido, Giambattista della Porta, em seu De Refracione, publicado em Nápoles em 1558, usava a concepção de Aristóteles para dizer que as cores apareciam por modificação da luz. A aberração cromática (anéis coloridos em volta da imagem) de uma lente de telescópio convenceu Newton do contrário. Quando ele passava um feixe de luz solar por um prisma de vidro, um espectro de cores se formava, mas ao passar a luz azul por um segundo prisma, sua cor não mudava.
Newton argumentou que a luz branca era na verdade uma mistura de diferentes tipos de raios que eram refratados em ângulos ligeiramente diferentes, e que cada tipo de raio diferente produz uma cor espectral diferente. Newton concluiu, erroneamente, que telescópios usando lentes refratoras sofreriam sempre de aberração cromática. Ele então propôs e construiu um telescópio refletor, com 15 cm de comprimento.
Newton colocou um espelho plano no tubo, a 45°, refletindo a imagem para uma ocular colocada no lado. O telescópio de Newton gerava imagens nove vezes maior do que um refrator quatro vezes mais longo. Os espelhos esféricos construídos naquela época produziam imagens imperfeitas, com aberração esférica.
Newton foi eleito membro da Sociedade Real em 1672 após doar um telescópio refletor. Ainda em 1672, Newton publicou seu primeiro trabalho científico sobre luz e cor, no Philosophical Transactions of the Royal Society .
Seu livro Opticks só foi publicado em 1704, tratando da teoria da luz e cor e com (i) investigações da cor em películas finas (ii) anéis de interferência de Newton e (iii) difração da luz.

Seu trabalho mais importante foi em mecânica celeste, que culminou com a Teoria da Gravitação Universal. Em 1666 Newton tinha versões preliminares de suas tres leis do movimento. Ele descobriu a lei da força centrípeta sobre um corpo em órbita circular.
O cometa brilhante que apareceu em 1664 foi observado por Adrien Auzout no Observatoire de Paris, Christian Huygens (1629-1695) na Holanda, Johannes Hevelius em Danzig, e Robert Hooke na Inglaterra. Qual seria sua órbita? Tycho Brahe tinha suporto circular, Kepler dizia que era em linha reta, com a curvatura devido à órbita da Terra, mas as observações indicavam que a órbita fosse intrinsecamente curva, e Johannes Hevelius propôs que fosse elíptica. Em 1665 o francês Pierre Petit, em seu Dissertação sobre a Natureza dos Cometas propôs pela primeira vez que suas órbitas fossem fechadas, e que os cometas de 1618 e 1664 poderiam ser o mesmo cometa. Vinte anos mais tarde Halley especulou sobre o problema da gravitação em relação aos cometas. Sem conseguir resolver o problema, em agosto de 1684 ele propôs o problema a Newton. Newton disse que já havia resolvido o problema muitos anos antes, e que todos os movimentos no sistema solar poderiam ser explicados pela lei da gravitação. Um cometa na constelação de Virgem em 1680 tinha uma órbita claramente curva. Em 1682 um cometa ainda mais brilhante, que mais tarde levaria o nome de Halley, pode ter sua órbita bem determinada, confirmando o pensamento de Newton.
A idéia genial de Newton em 1666 foi imaginar que a força centrípeta na Lua era proporcionada pela atração gravitacional da Terra. Com sua lei para a força centrípeta e a terceira Lei de Kepler, Newton deduziu a lei da atração gravitacional.
Em 1679 Newton provou que a Lei das Áreas de Kepler é uma consequência da força centrípeta, e também que a órbita é uma elipse, para um corpo sob uma força central em que a dependência radial varia com o inverso do quadrado da distância ao centro.
Halley persuadiu Newton a escrever um trabalho completo sobre sua nova física e sua aplicação à astronomia, e em menos de 2 anos Newton tinha escrito os dois primeiros volumes do Principia, com suas leis gerais, mas também com aplicações a colisões, o pêndulo, projéteis, frição do ar, hidrostática e propagação de ondas. Somente depois, no terceiro volume, Newton aplicou suas leis ao movimento dos corpos celestes. Em 1687 é publicado o Philosophiae naturalis principia mathematica ou Principia, como é conhecido.

O Principia é reconhecido como o livro científico mais importante escrito. Newton analisou o movimento dos corpos em meios resistentes e não resistentes sob a ação de forças centrípetas. Os resultados eram aplicados a corpos em órbita, e queda-livre perto da Terra. Ele também demonstra que os planetas são atraídos pelo Sol pela Lei da Gravitação Universal, e generalizou que todos os corpos celestes atraem-se mutuamente.
Newton explicou uma ampla gama de fenônemos até então não correlatos: a órbita excêntrica dos cometas; as marés e suas variações; a precessão do eixo da Terra; e o movimento da Lua perturbado pela gravidade do Sol.
Newton já explicava que o movimento de tres corpos sob uma força central só pode ser resolvido por aproximação, que a Lei da Gravitação Universal trata os corpos como pontos, e que os planetas não são pontos, nem ao menos esféricos, que o movimento das marés introduz perturbações no cálculo das órbitas, que precisam ser calculadas por aproximações.
Depois de sofrer um colapso nervoso em 1693, Newton abandonou a pesquisa para uma posição no governo em Londres, tornando-se Guardião da Casa da Moeda Real (1696) e Mestre(1699).
Em 1703 foi eleito presidente da Sociedade real, e foi re-eleito a cada ano até sua morte. Foi agraciado com o título de cavalheiro (Sir) em 1708 pela Rainha Anne, o primeiro cientista a receber esta honra.
Morreu em 31 de março de 1727 em Londres, Inglaterra.


Referência: Jean-Pierre Maury, Newton, the Father of Modern Astronomy, 1992, Harry N. Abrans, Inc. editor.