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Efeito fotoele´trico Quando a luz incide sobre uma superf´ıcie meta´lica, alguns ele´trons pro´ximos a` superf´ıcie absorvem energia suficientepara superar a forc¸a que os mante´m na superf´ıcie, em virtude da atrac¸a˜o dos ı´ons positivos do metal, e escapam para o espac¸o das vizinhanc¸as. Uma investigac¸a˜o detalhada desse efeito revelou caracter´ısticas que desafiavam a o´tica cla´ssica. O efeito fotoele´trico consiste na emissa˜o de ele´tronsque ocorre quando a luz incide sobre uma superf´ıcie. Os ele´trons absorvem energia da radiac¸a˜o incidente e, portanto, podem superar a atrac¸a˜o das cargas positivas e ser libertados da superf´ıcie. Frequeˆncia de corte e potencial de corte - A quantidade mı´nima de energia necessa´ria que um ele´tron precisa absorver para escapar de uma dada superf´ıcie e´ chamada de func¸a˜o trabalho dessa superf´ıcie, designada por φ. Contudo, as superf´ıcies usadas por Hertz na˜o estavam na temperatura necessa´ria para que houvesse emissa˜o termoioˆnica. Depois da descoberta do ele´tron, em 1897, tornou-se claro que a luz fazia com que ele´trons fossem emitidos do catodo. Por causa de suas cargas negativas −e, os fotoele´trons sa˜o a seguir empurrados pelo campo ele´trico para o anodo. E´ necessa´rio criar um va´cuo elevado ou uma pressa˜o residual de 0, 01Pa(10−7atm), ou menor, para minimizar as coliso˜es dos ele´trons com as mole´culas gasosas. Hallwachs e Lenard verificaram que, quando a luz monocroma´tica incide sobre o catodo, nenhum ele´tron e´ emitido se a frequeˆncia da luz incidente e´ menor do que a chamada frequeˆncia de corte. Essa frequeˆncia mı´nima, abaixo da qual na˜o ocorre emissa˜o de ele´trons, e´ uma caracter´ıstica do material do catodo. Para a maioria dos metais, a frequeˆncia de corte esta´ na regia˜o do ultravioleta (que corresponde a comprimentos de onda entre 200 nm e 300 nm); pore´m, para o´xidos de pota´ssio e de ce´sio ela esta´ na regia˜o do vis´ıvel do espectro (λ entre 400 nm e 700 nm). Podemos determinar a energia cine´tica ma´xima dos ele´trons emitidos ajustando o potencial no anodo em relac¸a˜o ao catodo, VAC , de modo que seu valor negativo seja suficiente para fazer a corrente se anular. Isso ocorre quando VAC = −V0, em que V0 e´ o chamado potencial de corte. A` medida que o ele´tron se desloca do catodo para o anodo, o potencial diminui de V0 e o trabalho −eV0 e´ realizado sobre o ele´tron (com carga negativa); os ele´trons com velocidade ma´xima deixam o catodo com energia cine´tica Kmax = 1 2 mv2max e possuem energia cine´tica igual a zero no anodo. Usando o teorema do trabalho-energia, obtemos Wtotal = −eV0 = ∆K = 0−Kmax Kmax = 1 2 mv2max = eV0 (energia cine´tica ma´xima dos fotoele´trons) A intensidade de uma onda eletromagne´tica tal como a luz na˜o depende da frequeˆncia e, portanto, um ele´tron deveria poder atingir a energia necessa´ria para escapar da superf´ıcie a partir de uma luz de qualque frequeˆncia. Logo, na˜o deveria existir uma frequeˆncia de corte f0. Finalmente, seria de se esperar que os ele´trons levassem um longo intervalo de tempo para atingir a energia necessa´ria a partir de um feixe fraco de luz. Mas as experieˆncias tambe´m mostram que os ele´trons sa˜o emitidos instantaneamente apo´s a incideˆncia na superf´ıcie de qualquer luz com f ≥ f0. Einstein postulou que um feixe de luz era constitu´ıdo por pequenos pacotes de energia, chamados fo´tons ou quanta. A energia E de um fo´ton e´ igual a uma constante h vezes a frequeˆncia f . De acordo com a relac¸a˜o f = c/λ para ondas eletromagne´ticas no va´cuo, temos E = hf = hc λ (energia de um fo´ton) em que h e´ uma constante universal chamada de constante de Planck. O valor nume´rico dessa constante, com a precisa˜o conhecida ate´ hoje, e´ h = 6, 6260693× 10−34J · s Quando essa energia e´ maior do que a func¸a˜o trabalho φ, o ele´tron pode escapar da superf´ıcie. Lembre-se de que φ e´ a energia mı´nima necessa´ria para remover um ele´tron da superf´ıcie. Enta˜o Einstein aplicou a lei da conservac¸a˜o de energia e mostrou que a energia cine´tica ma´xima Kmax = 1 2 mv2max de um ele´tron emitido e´ dada pela diferenc¸a entre a func¸a˜o trabalho φ e a energia hf que o ele´tron ganhou do fo´ton: Kmax = 1 2 mv2max = hf − φ Substituindo Kmax = eV0 na relac¸a˜o anterior, obtemos eV0 = hf − φ (efeito fotoele´trico) 1 A func¸a˜o trabalho e as energias dos ele´trons sa˜o geralmente expressas em ele´trons-volt (eV ). Com dois algarismos significativos, temos 1eV = 1, 602× 10−19J Com essa mesma precisa˜o, a constante de Planck e´ dada por h = 6, 626× 10−34J · s = 4, 136× 10−15eV · s Quanto maior for a func¸a˜o trabalho, maior devera´ ser a frequeˆncia mı´nima necessa´ria para e emissa˜o de fotoele´trons. Momento linear do fo´ton - Um fo´ton com energia E possui momento linear com mo´dulo p obtido da relac¸a˜o E = pc. Logo, o comprimento de onda λ e o mo´dulo p de seu momento linear sa˜o relacionados por p = E c = hf c = h λ (momento linear de um fo´ton) A direc¸a˜o e o sentido do momento linear do fo´ton sa˜o simplesmente a direc¸a˜o e o sentido da propagac¸a˜o da onda eletromagne´tica. W = J/s Emissa˜o de fo´tons por a´tomos - Cada a´tomo possui um conjunto poss´ıvel de n´ıveis de energia. Um a´tomo pode apresentar qualquer quantidade de energia pertencentes a esses n´ıveis de energia, pore´m ele na˜o pode ter nenhuma energia com valor inter- media´rio entre dois n´ıveis de energia consecutivos. De acordo com Bohr, um a´tomo pode fazer uma transic¸a˜o de um n´ıvel de energia para outro n´ıvel mais baixo, emitindo um fo´ton com energia igual a` diferenc¸a de energia entre o n´ıvel inicial e o n´ıvel final. Sendo Ei a energia inicial do a´tomo antes da transic¸a˜o, Ef e´ sua energia final depois da transic¸a˜o e a energia do fo´ton e´ dada por hf = hc/λ, e enta˜o a lei da conservac¸a˜o da energia fornece hf = hc λ = Ei − Ef (energia do fo´ton emitido) O espectro do a´tomo de hidrogeˆnio - Podemos escrever a se´rie de Balmer na forma 1 λ = R ( 1 22 − 1 n2 ) em que λ e´ o comprimento de onda, R e´ uma constante chamada de constante de Rydberg e n pode ter os valores inteiros 3, 4, 5, · · · . Quando λ e´ dado em metros, o valor nume´rico de R e´ dado por R = 1, 097× 107m−1 A se´rie de Balmer possui relac¸a˜o direta com a hipo´tese de Bohr sobre n´ıveis de energia. Usando a relac¸a˜o E = hc/λ, e´ poss´ıvel determinar as energias dos fo´tons correspondentes aos comprimentos de onda da se´rie de Balmer. Multiplicando por hc, encontramos E = hc λ = hcR ( 1 22 − 1 n2 ) = hcR 22 − hcR n2 A se´rie de Balmer sugere que o a´tomo de hidrogeˆnio possui uma se´rie de n´ıveis de energia que chamaremos de En, dada por En = −hcR n2 (n = 1, 2, 3, 4, · · · ) (n´ıveis de energia do a´tomo de hidrogeˆnio) Se´rie de Lyman 1 λ = R ( 1 12 − 1 n2 ) (n = 2, 3, 4, · · · ) Se´rie de Paschen 1 λ = R ( 1 32 − 1 n2 ) (n = 4, 5, 6, · · · ) Se´rie de Brackett 1 λ = R ( 1 42 − 1 n2 ) (n = 5, 6, 7, · · · ) Se´rie de Pfund 1 λ = R ( 1 52 − 1 n2 ) (n = 6, 7, 8, · · · ) 2 A se´rie de Lyman esta´ contida na regia˜o ultravioleta, enquanto as se´ries de Paschen, Brackett e Pfund esta˜o na regia˜o infravermelha. Vemos que a se´rie de Balmer esta´ compreendida na regia˜o entre as se´ries de Lyman e de Paschen. Energia potencial - U2 = 1 4pi�0 qq0 r . Modelo de Bohr - O mo´dulo do momento angular e´ L = mvr para uma part´ıcula com massa m se deslocando com velocidade angular v ao longo de uma circunfereˆncia de raio r (logo, com φ = 90o). Portanto, o argumento de Bohr leva ao resultado L = mvr = n h 2pi em que n = 1, 2, 3, · · · . Cada valor de n corresponde a um valor permitido para o raio dao´rbita, que daqui por diante sera´ designado por rn, e a um valor correspondente da velocidade vn. O valor de n para cada o´rbita e´ chamado de nu´mero quaˆntico principal para a referida o´rbita. Com essa notac¸a˜o, a equac¸a˜o anterior pode ser escrita na forma Ln = mvnrn = n h 2pi (quantizac¸a˜o do momento angular) De acordo com a lei de Coulomb, F = 1 4pi�0 e2 r2n portanto, a segunda lei de Newton afirma que 1 4pi�0 e2 r2n = mv2n rn Explicitando rn e vn das equac¸o˜es obtemos rn = �0 n2h2 pime2 (raios orbitais no modelo de Bohr) vn = 1 �0 e2 2nh (velocidades orbitais no modelo de Bohr) a0 = �0 h2 pime2 (raio de Bohr)�0 = 8, 854× 10−12C2/N ·m2 rn = n 2a0 a0 = 5, 29× 10−11m Nı´veis de energia do hidrogeˆnio no modelo de Bohr - Podemos usar as equac¸o˜es para calcular a energia cine´tica Kn e a energia potencial Un quando o ele´tron descreve uma o´rbita com nu´mero quaˆntico n: Kn = 1 2 mv2n = 1 �20 me4 8n2h2 Un = − 1 4pi�0 e2 rn = − 1 �20 me4 4n2h2 A energia total En e´ a soma da energia cine´tica mais a energia potencial: En = Kn + Un = − 1 �20 me4 8n2h2 Comparando a expressa˜o para En, vemos que eles concordam apenas se os coeficientes forem iguais: hcR = 1 �20 me4 8h2 ou R = me4 8�20h 3c Podemos tratar esse movimento de modo bem simples usando as equac¸o˜es de Bohr na˜o para a massa de repouso m do ele´tron, mas sim para uma grandeza chamada de massa reduzida mr do sistema. Para um sistema de dois corpos com massas m1 e m2, a massa reduzida e´ definida por mr = m1m2 m1 +m2 Emissa˜o estimulada e espontaˆnea - Essa func¸a˜o nos diz que, quando um ga´s esta´ em equil´ıbrio a uma temperatura absoluta T , o nu´mero ni de a´tomos em um estado com energia Ei e´ igual a Ae −Ei/kT , em que k e´ a constante de Boltzmann e A e´ outra constante determinada pelo nu´mero total de a´tomos no ga´s. Por causa do sinal negativo na func¸a˜o exponencial, poucos a´tomos 3 ocupam estados de energia mais elevados, como era de se esperar. Designando por Eg a energia do estado fundamental e por Eex a energia de um estado excitado, enta˜o a raza˜o entre os nu´meros de a´tomos dos dois estados e´ dada por nex ng = Ae−Eex/kT Ae−Eg/kT = e−(Eex−Eg)/kT Dois processos distintos esta˜o envolvidos na emissa˜o de raios X. No primeiro, alguns ele´trons sa˜o freados ou param pela ac¸a˜o do alvo e uma parte ou a totalidade da energia cine´tica do ele´tron e´ convertida diretamente em um espectro cont´ınuo de fo´tons, inclusive os raios X. Esse processo e´ chamado de bremsstrahlung (palavra alema˜ que significa ’freio da radiac¸a˜o’). A f´ısica cla´ssica e´ totalmente incapaz de explicar por que na emissa˜o de raios X no processo de bremsstrahlung existe uma frequeˆncia ma´xima fmax e um correspondente comprimento de onda λmin mı´nimo, e muito menos pode prever esses valores. Mas com a mecaˆnica quaˆntica e´ fa´cil. Um ele´tron possui carga −e e ganha uma energia cine´tica eVAC quando acelerado atrave´s de uma diferenc¸a de potencial VAC . O fo´ton mais energe´tico (maior frequeˆncia e menor comprimento de onda) e´ produzido quando toda a energia cine´tica do ele´tron e´ usada para produzir um fo´ton, ou seja, eVAC = hfmax = hc λmin (limites do bremsstrahlung) Note que a frequeˆncia ma´xima e o comprimento de onda mı´nimo no processo de bremsstrahlung na˜o dependem do material do alvo. Espalhamento Compton - Especificamente, se a radiac¸a˜o espalhada emerge formando um aˆngulo φ com a direc¸a˜o da radiac¸a˜o incidente, sendo λ o comprimento de onda da radiac¸a˜o incidente e λ′ o comprimento de onda da radiac¸a˜o espalhada, verificamos que λ′ − λ = h mc (1− cosφ) (espalhamento Compton) em que m e´ a massa de repouso do ele´tron. A grandeza h/mc tem a dimensa˜o de comprimento. Seu valor nume´rico e´ h mc = 6, 626× 10−34J · s (9, 109× 10−31kg)(2, 998× 108m/s) = 2, 426× 10 −12m O fo´ton incidente possui momento linear ~p, com mo´dulo p, e energia pc. O fo´ton espalhado possui momento linear ~p′, com mo´dulo p′, e energia p′c. O ele´tron esta´ inicialmente em repouso, de modo que seu momento linear inicial e´ igual a zero e sua energia inicial e´ sua energia de repouso mc2. O momento linear final do ele´tron ~Pe possui mo´dulo Pe e a energia final do ele´tron e´ dada por E2e = (mc 2)2 + (Pec) 2. Enta˜o, o princ´ıpio da conservac¸a˜o da energia permite escrever pc+mc2 = p′c+ Ee Rearranjando, encontramos (pc− p′c+mc2)2 = E2e = (mc2)2 + (Pec)2 Podemos eliminar o mo´dulo do momento linear ~Pe do ele´tron usando a lei da conservac¸a˜o do momento linear ~p = ~p′ + ~Pe ou ~Pe = ~p− ~p′ Fazendo o produto escalar P 2e = p 2 + p′2 − 2pp′ cosφ Substitu´ımos a expressa˜o de P 2e e desenvolvemos o quadrado do lado esquerdo. Colocando em evideˆncia o fator comum c 2, diversos termos se cancelam e, quando a relac¸a˜o resultante e´ dividida por (pp′), encontramos mc p′ − mc p = 1− cosφ Finalmente, substituindo p′ = h/λ′, p = h/λ e, a seguir, multiplicando por h/mc, obtemos a equac¸a˜o do espalhamento Compton. Espectro cont´ınuo - Essa intensidade total I emitida a uma temperatura absoluta T e´ dada pela lei de Stefan-Boltzmann: I = σT 4 (lei de Stefan-Boltzmann para um corpo negro) 4 em que σ e´ uma constante f´ısica fundamental chamada de constante de Stefan-Boltzmann. Em unidades do SI. σ = 5, 670400× 10−8 W m2 ·K4 Em segundo lugar, verificamos que a intensidade na˜o e´ distribu´ıda uniformemente ao longo de todos os comprimentosde onda. Sua distribuic¸a˜o pode ser medida e descrita por uma intensidade por intervalos de comprimento de onda I(λ), chamada de emitaˆncia espectral. Logo, I(λ)dλ corresponde a intensidades compreendidas no intervalo entre λ e λ+ dλ. A intensidade total I, dada pela equac¸a˜o, e´ a integral da func¸a˜o distribuic¸a˜o I(λ) sobre todos os comprimentos de onda, que e´ igual a` a´rea sob a curva de I(λ) por λ: I = ∫ ∞ 0 I(λ)dλ Embora o s´ımbolo I(λ) seja usado para a emitaˆncia espectral, lembre-se de que a emitaˆncia espectral na˜o e´ a mesma coisa que a intensidade I. A intensidade e´ a poteˆncia por unidade de a´rea, com unidades W/m2; a emitaˆncia espectral e´ a poteˆncia por unidade de a´rea por unidade de intervalo de comprimento de onda, com unidades W/m3. Cada uma delas possui um comprimento de onda de pico λm, no qual a intensidade por intervalo de comprimento de onda atinge um valor ma´ximo. As experieˆncias mostram que λm e´ inversamente proporcional a T , de modo que o produto dessas grandezas permanece constante. Esse resultado e´ chamado de lei de deslocamento de Wien. O valor experimental dessa constante e´ 2, 9× 10−3m ·K: λmT = 2, 9× 10−3m ·K (lei do deslocamento de Wien) Cata´strofe do ultravioleta - Rayleigh calculou a distribuic¸a˜o de intensidades I(λ) da radiac¸a˜o emitida por um pequeno buraco na caixa e obteve o seguinte resultado, bastante simples: I(λ) = 2pickT λ4 Em comprimentos de onda muito elevados, a fo´rmula anterior concorda muito bem com os resultados experimentais. Entretanto, esses resultados na˜o concordam de forma alguma com a previsa˜o da fo´rmula para comprimentos de ondas pequenos. A curva experimental tende a zero quando λ torna-se cada vez menor, pore´m a fo´rmula de Rayleigh indica um comportamento oposto, tendendo ao infinito para valores pequenos de λ por causa da frac¸a˜o 1/λ4; esse resultado passou a ser chamado de ’cata´strofe do ultravioleta’ na e´poca de Rayleigh. Um resultado ainda pior e´ que a integral tomada sobre todos os valores λ e´ infinita, indicando que a intensidade total irradiada e´ infinitamente grande. Claramente, existe algum erro. Finalmente, em 1900, Planck desenvolveu uma fo´rmula, hoje chamada de lei da radiac¸a˜o de Planck,cujos resultados sa˜o bastante compat´ıveis com as curvas experimentais da distribuic¸a˜o de intensidades. Em sua deduc¸a˜o, ele usou uma fo´rmula que na e´poca parecia ser uma hipo´tese descabida. Planck supoˆs que os osciladores eletromagne´ticos (ele´trons) nas paredes da caixa de Rayleigh, vibrando com uma frequeˆncia f , poderiam possuir somente certos valores da energia iguais nhf , em que n = 0, 1, 2, 3, · · · e h era uma constante que hoje recebe o nome de Planck. Esses osciladores estavam em equil´ıbrio com as ondas eletromagne´ticas no interior da caixa. Sua hipo´tese imaginava n´ıveis de energia quantizados e batia de frente com o ponto de vista de Rayleigh, segundo o qual cada modo normal poderia assumir qualquer quantidade de energia. Cinco anos mais tarde, Einstein identificou a energia hf entre n´ıveis de energia como sendo a energia de um fo´ton para explicar o efeito fotoele´trico. I(λ) = 2pihc2 λ5(ehc/λkT − 1) (lei da radiac¸a˜o de Planck) em que h e´ a constante de Planck, c e´ a velocidade da luz, k e´ a constante de Boltzmann, T e´ a temperatura absoluta e λ e´ o comprimento de onda. A lei da radiac¸a˜o de Planck tambe´m permite se chegar a` lei do deslocamento de Wien e a` lei de Stefan-Boltzmann como con- sequeˆncias. Para deduzir a lei do deslocamento de Wien, derivamos a equac¸a˜o anterior e igualamos o resultado a zero para obter o valor de λ para o qual I(λ) e´ ma´ximo. O resultado e´ λm = hc 4, 965kT (∗∗) 5 Para obter o resultado anterior, devemos resolver a equac¸a˜o 5− x = 5e−x Podemos chegar a` lei de Stefan-Boltzmann para um corpo negro integrando a equac¸a˜o da radiac¸a˜o sobre todos os valores de λ para determinar a intensidade total irradiada. I = ∫ ∞ 0 I(λ)dλ = 2pi5k4 15c2h3 T 4 = σT 4 O resultado anterior tambe´m mostra que a constante σ daquela lei pode ser expressa como uma combinac¸a˜o de outras constantes fundamentais: σ = 2pi5k4 15c2h3 A forma geral da equac¸a˜o(**) e´ a que dever´ıamos esperar pela teoria cine´tica, considerando a energia t´ıpica dos fo´tons da ordem de kT , conforme o teorema da equipartic¸a˜o da energia sugere; enta˜o para um fo´ton t´ıpico espera-se que E ≈ kT ≈ hc λ e λ ≈ hc kT Se uma part´ıcula se comporta como onda, ela deve ter um comprimento de onda e uma frequeˆncia. De Broglie postulou que uma part´ıcula livre com massa de repouso m, deslocando-se com velocidade na˜o-relativ´ıstica v, deve ter um comprimento de onda λ associado a seu momento linear p = mv do mesmo modo que um fo´ton, como expresso λ = h/p. O comprimento de onda de De Broglie de uma part´ıcula e´ enta˜o λ = h p = h mv (+∗) (comprimento de onda de De Broglie de uma part´ıcula) onde h e´ a constante de Planck. Se a velocidade da part´ıcula e´ uma frac¸a˜o considera´vel da velocidade da luz c, devemos usar uma equac¸a˜o para substituir mv na Equac¸a˜o, com γmv = mv/ √ 1− v2/c2. A frequeˆncia f , de acordo com De Broglie, e´ tambe´m relacionado com a energia da part´ıcula E da mesma forma que ocorre com um fo´ton, ou seja, E = hf Portanto, a relac¸a˜o entre comprimento de onda e momento linear e a relac¸a˜o entre frequeˆncia e energia, de acordo com De Broglie, sa˜o exatamente as mesmas tanto para part´ıculas quanto para ondas. Modelo de Bohr e ondas de De Broglie - De acordo com a relac¸a˜o proposta por De Broglie, o comprimento de onda λ de uma part´ıcula com massa m, movendo-se com velocidade na˜o-relativ´ıstica v, e´ λ = h/mv. Combinando-se 2pir = nλ com λ = h/mv, obtemos 2pir = nh/mv, ou seja, mvr = n h 2pi k = 1, 3806505× 10−23J/K (constante de Boltzmann) Natureza ondulato´ria dos ele´trons - Essas linhas se comportam como uma rede de difrac¸a˜o; os a˜ngulos em que ocorre forte reflexa˜o sa˜o os mesmos que os obtidos no caso de uma rede de difrac¸a˜o com uma distaˆncia d entre duas fendas consecutivas. De acordo com a equac¸a˜o, os aˆngulos em que ocorre reflexa˜o ma´xima sa˜o dados por dsen θ = mλ (m = 1, 2, 3, · · · ) onde θ e´ o aˆngulo indicado na figura. Verificou-se que os valores observados concordavam com os previstos pela equac¸a˜o anterior, usando o comprimento de onda de De Broglie. Portanto, a descoberta acidental da difrac¸a˜o de ele´trons foi a primeira evideˆncia experimental direta a confirmar a hipo´tese feita por De Broglie. O comprimento de onda proposto por De Broglie para uma part´ıcula na˜o-relativ´ıstica e´ λ = h/p = h/mv. Podemos tambe´m expressar λ em termos da energia cine´tica da part´ıcula. Por exemplo, considere um ele´tron acelerado do repouso em um ponto a ate´ um ponto b por um aumento de potencial Vb − Va = Vba. A variac¸a˜o da energia cine´tica K e´ igual ao trabalho realizado sobre o ele´tron eVba. Usando K = p 2/2m, obtemos eVba = p2 2m p = √ 2meVba 6 e o comprimento de onda de De Broglie do ele´tron e´ dado por λ = h p = h√ 2meVba (comprimento de onda de De Broglie) Probabilidade e incerteza - O aˆngulo da fronteira entre o ma´ximo central e o primeiro mı´nimo sera´ designado por θ1. Usando a equac¸a˜o com m = 1, verificamos que θ1 e´ dado por sen θ1 = λ/a. Uma vez que supomos λ << a, conclu´ımos que θ1 e´ muito pequeno e sen θ1 e´ aproximadamente igual a θ1 (em radianos), e θ1 = λ a Um ele´tron que atinge a borda externa do ma´ximo central, formando um a˜ngulo igual θ1, deve possuir um componente do momento linear py na direc¸a˜o y, bem como um componente px na direc¸a˜o x, embora no estado inicial todos os ele´trons possuam somente momento linear na direc¸a˜o x. De acordo com a geometria da situac¸a˜o, os dois componentessa˜o relacionados por py/px = tg θ1. Como θ1 e´ muito pequeno, usamos tg θ1 = θ1, e py = pxθ1 Combinando essa equac¸a˜o com a anterior, θ1 = λ a , obtemos py = px λ a Contudo, a simetria da situac¸a˜o mostra que o valor me´dio deve ser (py)med = 0. Devera´ existir uma incerteza ∆py no componente y do momento linear no mı´nimo igual a pxλ/a, ou seja, ∆py ≥ pxλ a Quanto menor for a largura a da fenda, mais larga sera´ a figura de difrac¸a˜o e maior a incerteza no valor do componente y do momento linear py. O comprimento de onda λ do ele´tron esta´ relacionado com seu momento linear px = mvx por meio da fo´rmula proposta por De Broglie, que pode ser escrito na forma λ = h/px. Usando esse resultado na equac¸a˜o anterior, obtemos ∆py ≥ px h pxa = h a ∆pya ≥ h Princ´ıpio da incerteza - Quando a coordenada x apresenta uma incerteza ∆x e o momento linear correspondente px apresenta uma incerteza ∆px, enta˜o os desvios-padra˜o associados com as incertezas sa˜o relacionados de forma geral por meio da desigualdade ∆x∆px ≥ ~ (princ´ıpio da incerteza de Heisenberg para a posic¸a˜o e o momento linear) Nessa expressa˜o, a grandeza h e´ a constante de Planck dividida por 2pi: ~ = h 2pi = 1, 05457168× 10−34J · s Usaremos essa grandeza frequentemente para evitar escrever demasiados fatores 2pi nas equac¸o˜es que utilizaremos daqui para frente. Na˜o existe nada de especial com o eixo x. Em treˆs dimenso˜es, com coordenadas (x, y, z), existe uma relac¸a˜o de incerteza para cada coordenada e seu respectivo componente do momento linear: ∆x∆px ≥ ~,∆y∆py ≥ ~ e ∆z∆pz ≥ ~. Contudo, a incerteza de outro componente do momento linear. Por exemplo, na˜o existe nenhuma relac¸a˜o direta entre ∆x e ∆py. Para uma part´ıcula se deslocando ao longo de uma circunfereˆncia, podemos substituir x na equac¸a˜o por r, obtendo ∆r∆pr ≥ ~. Incerteza na energia - Existe tambe´m um princ´ıpio da incerteza para a energia. Verifica-se que a energia de um sistema tambe´m possui incertezas. A incerteza ∆E depende do intervalo de ∆t durante o qual o sistema permanece em um dado estado. A relac¸a˜o e´ ∆E∆t ≥ ~ (princ´ıpio da incerteza de Heisenberg para a energia e o intervalo de tempo)Um sistema que permanece em um estado metaesta´vel durante um tempo muito longo (∆t muito grande) pode apresentar um estado de energia muito bem definido (∆E muito pequeno); contudo, quando ele permanece em um estado durante somente um intervalo de tempo curto (∆t muito pequeno), a incerteza na energia e´ correspondentemente maior (∆E muito grande). 7
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