se tem sensibilidades térmicas diferentes conforme os tipos de materiais e tipos de energias que são empregadas, provando assim que os estados de energias e quântico variam conforme são empregadas tipos diferenciados de energias.
ou seja, com amesma temperatura se tem sensibilidades variadas conforme esta temperaura foi produzida sobre um esmo material.
e o mesmo acorre sobre materiais diferenciados.
ou seja, estados de energias variados em mesmos materiais, e também em materiais diferenciados.
TERCEIRA QUANTIZAÇÃO PELO SDCTIE GRACELI
TRANS-QUÂNTICA SDCTIE GRACELI, TRANSCENDENTE, RELATIVISTA SDCTIE GRACELI, E TRANS-INDETERMINADA.
FUNDAMENTA-SE EM QUE TODA FORMA DE REALIDADE SE ENCONTRA EM TRANSFORMAÇÕES, INTERAÇÕES, TRANSIÇÕES DE ESTADOS [ESTADOS DE GRACELI], ENERGIAS E FENÔMENOS DENTRO DE UM SISTEMA DE DEZ OU MAIS DIMENSÕES DE GRACELI, E CATEGORIAS DE GRACELI.
FUNÇÃO GERAL GRACELI DA TRANS- INDETERMINALIDADE PELO SDCTIE GRACELI
FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI. E DE ESTADOS TRANSICIONAIS =
TRANSFORMAÇÕES ⇔ INTERAÇÕES ⇔ TUNELAMENTO ⇔ EMARANHAMENTO ⇔ CONDUTIVIDADE ⇔ DIFRAÇÕES ⇔ estrutura eletrônica, spin, radioatividade, ABSORÇÕES E EMISSÕES INTERNA ⇔ Δ de temperatura e dinâmicas, transições de estados quântico Δ ENERGIAS, ⇔ Δ MASSA , ⇔ Δ CAMADAS ORBITAIS , ⇔ Δ FENÔMENOS , ⇔ Δ DINÂMICAS, ⇔ Δ VALÊNCIAS, ⇔ Δ BANDAS, Δ entropia e de entalpia, E OUTROS.
x [EQUAÇÃO DE DIRAC].
+ FUNÇÃO TÉRMICA.
+ FUNÇÃO DE RADIOATIVIDADE
, + FUNÇÃO DE TUNELAMENTO QUÂNTICO.
+ ENTROPIA REVERSÍVEL
+ FUNÇÃO DE CONDUÇÃO ELETROMAGNÉTICA
ENERGIA DE PLANCK
X
V [R] [MA] = Δe,M, Δf, ΔE, Δt, Δi, ΔT, ΔC, ΔE,ΔA, ΔD, ΔM......ΤDCG
XΔe, ΔM, Δf, ΔE, Δt, Δi, ΔT, ΔC, ΔE,ΔA, ΔD, ΔM...... =
x
sistema de dez dimensões de Graceli + DIMENSÕES EXTRAS DO SISTEMA DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI.[como, spins, posicionamento, afastamento, ESTRUTURA ELETRÔNICA, e outras já relacionadas]..
- DIMENSÕES DE FASES DE ESTADOS DE TRANSIÇÕES DE GRACELI.
xsistema de transições de estados, e estados de Graceli, fluxos aleatórios quântico, potencial entrópico e de entalpia. [estados de transições de fases de estados de estruturas, quântico, fenomênico, de energias, e dimensional [sistema de estados de Graceli].x
número atômico, estrutura eletrônica, níveis de energia - TEMPO ESPECÍFICO E FENOMÊNICO DE GRACELI.
- X
- CATEGORIAS DE GRACELI
- T l T l E l Fl dfG l
X [ESTADO QUÂNTICO]
X
TODA FORMA DE FUNÇÃO E EQUAÇÃO EM:
A força contra-eletromotriz do LED, (ordenada na origem da caraterística tensão-corrente), é a energia, por unidade de carga, que as cargas de condução perdem na passagem pelo LED e que é convertida em luz.[5]
Assim, a energia que cada eletrão perde quando atravessa a interface entre os dois semicondutores é igual a: .]
x
TRANSFORMAÇÕES ⇔ INTERAÇÕES ⇔ TUNELAMENTO ⇔ EMARANHAMENTO ⇔ CONDUTIVIDADE ⇔ DIFRAÇÕES ⇔ estrutura eletrônica, spin, radioatividade, ABSORÇÕES E EMISSÕES INTERNA ⇔ Δ de temperatura e dinâmicas, transições de estados quântico Δ ENERGIAS, ⇔ Δ MASSA , ⇔ Δ CAMADAS ORBITAIS , ⇔ Δ FENÔMENOS , ⇔ Δ DINÂMICAS, ⇔ Δ VALÊNCIAS, ⇔ Δ BANDAS, Δ entropia e de entalpia, E OUTROS.
[EQUAÇÃO DE DIRAC].+ FUNÇÃO TÉRMICA.
+ FUNÇÃO DE RADIOATIVIDADE
+ FUNÇÃO DE TUNELAMENTO QUÂNTICO.
+ ENTROPIA REVERSÍVEL + FUNÇÃO DE CONDUÇÃO ELETROMAGNÉTICA
![\sigma =q(n\mu _{n}+p\mu _{p})[\Omega .cm]^{{-1}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/53d1173dd9d9ec55715f1f4beb1ea5dcd4932bc8)
FUNÇÃO DE CONDUÇÃO ELETROMAGNÉTICA
ENERGIA DE PLANCK
V [R] [MA] = Δe,M, Δf, ΔE, Δt, Δi, ΔT, ΔC, ΔE,ΔA, ΔD, ΔM......ΤDCG XΔe, ΔM, Δf, ΔE, Δt, Δi, ΔT, ΔC, ΔE,ΔA, ΔD, ΔM...... =
xsistema de dez dimensões de Graceli +DIMENSÕES EXTRAS DO SISTEMA DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI.[como, spins, posicionamento, afastamento, ESTRUTURA ELETRÔNICA, e outras já relacionadas]..- DIMENSÕES DE FASES DE ESTADOS DE TRANSIÇÕES DE GRACELI.xsistema de transições de estados, e estados de Graceli, fluxos aleatórios quântico, potencial entrópico e de entalpia. [estados de transições de fases de estados de estruturas, quântico, fenomênico, de energias, e dimensional [sistema de estados de Graceli].x
- TEMPO ESPECÍFICO E FENOMÊNICO DE GRACELI.
- X
- CATEGORIAS DE GRACELI
- DT l T l E l Fl dfG lN l El tf lP l Ml tfefelTa l RlLl
[ESTADO QUÂNTICO]A força contra-eletromotriz do LED, (ordenada na origem da caraterística tensão-corrente), é a energia, por unidade de carga, que as cargas de condução perdem na passagem pelo LED e que é convertida em luz.[5]
Assim, a energia que cada eletrão perde quando atravessa a interface entre os dois semicondutores é igual a: .]
x
FUNÇÃO GERAL GRACELI DA TRANS- INDETERMINALIDADE PELO SDCTIE GRACELI
FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI. E DE ESTADOS TRANSICIONAIS
FUNÇÃO GERAL GRACELI DA TRANS- INDETERMINALIDADE PELO SDCTIE GRACELI
FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI. E DE ESTADOS TRANSICIONAIS
v
onde é a velocidade da luz e o comprimento de onda da luz emitida.
Resolvendo para na equação acima obtemos:
x
v
onde é a velocidade da luz e o comprimento de onda da luz emitida.
Resolvendo para na equação acima obtemos:
x
FUNÇÃO GERAL GRACELI DA TRANS- INDETERMINALIDADE PELO SDCTIE GRACELI
FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI. E DE ESTADOS TRANSICIONAIS
Essa equação é útil para medir experimentalmente o valor da constante de Planck, a partir da caraterística tensão-corrente de um LED usando, por exemplo, a montagem experimental apresentada na figura abaixo:[5]
Energia do fotão (pt) ou energia do fóton (pt-BR) é a energia carregada por um único fóton. A quantidade de energia está diretamente relacionada à frequência e ao comprimento de onda eletromagnética do fóton. Quanto maior for a frequência do fóton, maior a sua energia. Da mesma forma, quanto maior for o comprimento de onda do fóton, menor a sua energia.
A energia do fóton é uma função somente do comprimento de onda. Outros fatores, como intensidade da radiação, não afetam a energia do fóton. Em outras palavras, dois fótons de luz com a mesma cor e, portanto, o mesmo comprimento de onda, terão a mesma energia do fóton, mesmo se um for emitido por uma vela de cera e o outro for emitido pelo Sol.
A energia do fóton pode ser representada por qualquer unidade de energia. Umas das unidades mais comuns para denotar a energia do fóton é elétron-volt (eV) e joule (bem como seus múltiplos, como microjoule). Como um joule é igual a 6,24 × 1018 eV, as unidades maiores podem ser mais úteis para denotar a energia de fótons com frequências e energias mais altas, como o raio gama, ao contrário dos fótons de menor energia, como os da região do espectro eletromagnético de radiofrequência.
Se os fótons, de fato, não possuem massa, a energia do fóton não seria relacionada à massa através da equivalência E = mc2. Os únicos dois tipos de tais partículas sem massa observados são os fótons e os glúons.[1] Entretanto, o postulado de que os fótons não possuem massa é baseado na crise que resulta de outras teorias em mecânica quântica. Para que outras teorias, como a invariância de gauge e a chamada "renormalização" sobrevivam sem considerável revisão, os fótons devem permanecer sem massa no domínio das atuais equações.[2] A alegação é contestada em outros meios.[3] Diz-se que fótons possuem massa relativística (isto é, massa resultante do movimento de um corpo material em relação a outro). Além disso, algumas hipóteses propõem que toda massa ou "massa de repouso" pode ser composta de massa relativística acumulada, secundária ao movimento, uma vez que nenhum corpo material esteja ou possa estar em "repouso" em relação a todos os campos. Nessa hipótese, assim como o movimento se torna zero, a massa também se torna zero. Por outro lado, os fótons possuem movimento e energia variável em relação à frequência e ao comprimento de onda, sugerindo que várias formas do foton têm, cada uma, equivalência de massa diferente. Assim, a equação "E = mc2" mostraria que a massa e o movimento são conceitos indissociáveis e e fundamentalmente substituíveis para toda a matéria.[4]
Essa equação é útil para medir experimentalmente o valor da constante de Planck, a partir da caraterística tensão-corrente de um LED usando, por exemplo, a montagem experimental apresentada na figura abaixo:[5]
Energia do fotão (pt) ou energia do fóton (pt-BR) é a energia carregada por um único fóton. A quantidade de energia está diretamente relacionada à frequência e ao comprimento de onda eletromagnética do fóton. Quanto maior for a frequência do fóton, maior a sua energia. Da mesma forma, quanto maior for o comprimento de onda do fóton, menor a sua energia.
A energia do fóton é uma função somente do comprimento de onda. Outros fatores, como intensidade da radiação, não afetam a energia do fóton. Em outras palavras, dois fótons de luz com a mesma cor e, portanto, o mesmo comprimento de onda, terão a mesma energia do fóton, mesmo se um for emitido por uma vela de cera e o outro for emitido pelo Sol.
A energia do fóton pode ser representada por qualquer unidade de energia. Umas das unidades mais comuns para denotar a energia do fóton é elétron-volt (eV) e joule (bem como seus múltiplos, como microjoule). Como um joule é igual a 6,24 × 1018 eV, as unidades maiores podem ser mais úteis para denotar a energia de fótons com frequências e energias mais altas, como o raio gama, ao contrário dos fótons de menor energia, como os da região do espectro eletromagnético de radiofrequência.
Se os fótons, de fato, não possuem massa, a energia do fóton não seria relacionada à massa através da equivalência E = mc2. Os únicos dois tipos de tais partículas sem massa observados são os fótons e os glúons.[1] Entretanto, o postulado de que os fótons não possuem massa é baseado na crise que resulta de outras teorias em mecânica quântica. Para que outras teorias, como a invariância de gauge e a chamada "renormalização" sobrevivam sem considerável revisão, os fótons devem permanecer sem massa no domínio das atuais equações.[2] A alegação é contestada em outros meios.[3] Diz-se que fótons possuem massa relativística (isto é, massa resultante do movimento de um corpo material em relação a outro). Além disso, algumas hipóteses propõem que toda massa ou "massa de repouso" pode ser composta de massa relativística acumulada, secundária ao movimento, uma vez que nenhum corpo material esteja ou possa estar em "repouso" em relação a todos os campos. Nessa hipótese, assim como o movimento se torna zero, a massa também se torna zero. Por outro lado, os fótons possuem movimento e energia variável em relação à frequência e ao comprimento de onda, sugerindo que várias formas do foton têm, cada uma, equivalência de massa diferente. Assim, a equação "E = mc2" mostraria que a massa e o movimento são conceitos indissociáveis e e fundamentalmente substituíveis para toda a matéria.[4]
Fórmula[editar | editar código-fonte]
FUNÇÃO GERAL GRACELI DA TRANS- INDETERMINALIDADE PELO SDCTIE GRACELI
FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI. E DE ESTADOS TRANSICIONAIS
Onde E é a energia do fóton, h é a constante de Planck, c é a velocidade da luz no vácuo e λ é o comprimento de onda do fóton. Como h e c são ambos constantes, a energia do fóton varia diretamente em relação ao comprimento de onda λ.
Para encontrar a energia do fóton em eV, usando o comprimento de onda em micrômetros, a equação é aproximadamente
x
Onde E é a energia do fóton, h é a constante de Planck, c é a velocidade da luz no vácuo e λ é o comprimento de onda do fóton. Como h e c são ambos constantes, a energia do fóton varia diretamente em relação ao comprimento de onda λ.
Para encontrar a energia do fóton em eV, usando o comprimento de onda em micrômetros, a equação é aproximadamente
x
FUNÇÃO GERAL GRACELI DA TRANS- INDETERMINALIDADE PELO SDCTIE GRACELI
FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI. E DE ESTADOS TRANSICIONAIS
Portanto, a energia do fóton de comprimento de onda de 1 μm, próximo à da radiação infravermelho, é aproximadamente 1,2398 eV.
Como
x
Portanto, a energia do fóton de comprimento de onda de 1 μm, próximo à da radiação infravermelho, é aproximadamente 1,2398 eV.
Como
x
FUNÇÃO GERAL GRACELI DA TRANS- INDETERMINALIDADE PELO SDCTIE GRACELI
FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI. E DE ESTADOS TRANSICIONAIS
, onde f é a frequência, a equação da energia pode ser simplificada para
x
, onde f é a frequência, a equação da energia pode ser simplificada para
x
FUNÇÃO GERAL GRACELI DA TRANS- INDETERMINALIDADE PELO SDCTIE GRACELI
FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI. E DE ESTADOS TRANSICIONAIS
Esta equação é conhecida como a relação de Planck-Einstein. Substituindo h por seu valor em J⋅s e f por seu valor em hertz resulta na energia do fóton em joules. Portanto, a energia do fóton à frequência de 1 Hz é 6,62606957×10−34 joules ou 4,135667516×10−15 eV.
Em química e engenharia óptica,
x
Esta equação é conhecida como a relação de Planck-Einstein. Substituindo h por seu valor em J⋅s e f por seu valor em hertz resulta na energia do fóton em joules. Portanto, a energia do fóton à frequência de 1 Hz é 6,62606957×10−34 joules ou 4,135667516×10−15 eV.
Em química e engenharia óptica,
x
FUNÇÃO GERAL GRACELI DA TRANS- INDETERMINALIDADE PELO SDCTIE GRACELI
FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI. E DE ESTADOS TRANSICIONAIS
é usada onde h é a constante de Planck e a letra grega ν (ni) é a frequência do fóton.[6]
A relação de Planck–Einstein[1][2][3] é também conhecida como relação de Einstein,[1][4][5] ou como relação de frequência-energia de Planck,[6] relação de Planck,[7] e equação de Planck.[8] A expressão fórmula de Planck[9] também pertence a esta lista, mas muitas vezes se refere à lei de Planck[10][11] Esses vários epônimos são usados de maneira esporádica. Referem-se a uma fórmula integral da mecânica quântica, que estabelece que a energia de um fóton E é proporcional à sua frequência, ν:
- x
é usada onde h é a constante de Planck e a letra grega ν (ni) é a frequência do fóton.[6]
A relação de Planck–Einstein[1][2][3] é também conhecida como relação de Einstein,[1][4][5] ou como relação de frequência-energia de Planck,[6] relação de Planck,[7] e equação de Planck.[8] A expressão fórmula de Planck[9] também pertence a esta lista, mas muitas vezes se refere à lei de Planck[10][11] Esses vários epônimos são usados de maneira esporádica. Referem-se a uma fórmula integral da mecânica quântica, que estabelece que a energia de um fóton E é proporcional à sua frequência, ν:
- x
FUNÇÃO GERAL GRACELI DA TRANS- INDETERMINALIDADE PELO SDCTIE GRACELI
FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI. E DE ESTADOS TRANSICIONAIS
A constante de proporcionalidade, h, é conhecida como constante de Planck. Existem várias formas equivalentes da relação.
A relação explica a natureza quantizada da luz, e desempenha um papel decisivo no entendimento de fenômenos como o efeito fotoelétrico, e a lei de Planck da radiação de corpo negro.
Mais detalhes em: Postulado de Planck
A constante de proporcionalidade, h, é conhecida como constante de Planck. Existem várias formas equivalentes da relação.
A relação explica a natureza quantizada da luz, e desempenha um papel decisivo no entendimento de fenômenos como o efeito fotoelétrico, e a lei de Planck da radiação de corpo negro.
Mais detalhes em: Postulado de PlanckFormas espectrais[editar | editar código-fonte]
A luz pode ser caracterizada usando várias quantidades espectrais, como a frequência ν, comprimento de onda λ, número de onda , e seus equivalentes angulares (frequência angular ω, comprimento de onda angular y, e número de onda angular k). Essas grandezas se relacionam pela equação
- x
A luz pode ser caracterizada usando várias quantidades espectrais, como a frequência ν, comprimento de onda λ, número de onda , e seus equivalentes angulares (frequência angular ω, comprimento de onda angular y, e número de onda angular k). Essas grandezas se relacionam pela equação
- x
FUNÇÃO GERAL GRACELI DA TRANS- INDETERMINALIDADE PELO SDCTIE GRACELI
FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI. E DE ESTADOS TRANSICIONAIS
então a relação de Planck pode ter as seguintes formas "padrão"
- x
então a relação de Planck pode ter as seguintes formas "padrão"
- x
FUNÇÃO GERAL GRACELI DA TRANS- INDETERMINALIDADE PELO SDCTIE GRACELI
FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI. E DE ESTADOS TRANSICIONAIS
assim como as seguintes formas 'angulares',
- x
assim como as seguintes formas 'angulares',
- x
FUNÇÃO GERAL GRACELI DA TRANS- INDETERMINALIDADE PELO SDCTIE GRACELI
FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI. E DE ESTADOS TRANSICIONAIS
As formas padrão fazem uso da constante de Planck h. As formas angulares fazem uso da constante reduzida de Planck ħ = h2π. Aqui, c é a velocidade da luz.
As formas padrão fazem uso da constante de Planck h. As formas angulares fazem uso da constante reduzida de Planck ħ = h2π. Aqui, c é a velocidade da luz.
Relação de de Broglie[editar | editar código-fonte]
Ver artigo principal: Onda de matéria#As relações de De BroglieA relação de de Broglie,[5][12][13] também conhecida como relação momento–comprimento de onda de de Broglie,[6] generaliza a relação de Planck para ondas de matéria. Louis de Broglie argumentou que se as partículas possuem natureza de onda, a relação E = hν também se aplicaria para elas, e postulou que as partículas teriam um comprimento de onda igual a λ = hp. Combinando o postulado de de Broglie com a relação de Planck–Einstein resulta em
- x
Ver artigo principal: Onda de matéria#As relações de De BroglieA relação de de Broglie,[5][12][13] também conhecida como relação momento–comprimento de onda de de Broglie,[6] generaliza a relação de Planck para ondas de matéria. Louis de Broglie argumentou que se as partículas possuem natureza de onda, a relação E = hν também se aplicaria para elas, e postulou que as partículas teriam um comprimento de onda igual a λ = hp. Combinando o postulado de de Broglie com a relação de Planck–Einstein resulta em
- x
FUNÇÃO GERAL GRACELI DA TRANS- INDETERMINALIDADE PELO SDCTIE GRACELI
FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI. E DE ESTADOS TRANSICIONAIS
- ou
- x
- ou
- x
FUNÇÃO GERAL GRACELI DA TRANS- INDETERMINALIDADE PELO SDCTIE GRACELI
FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI. E DE ESTADOS TRANSICIONAIS
FUNÇÃO GERAL GRACELI DA TRANS- INDETERMINALIDADE PELO SDCTIE GRACELI
FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI. E DE ESTADOS TRANSICIONAIS
onde p é o vetor momento, e k é o vetor de onda angular.
onde p é o vetor momento, e k é o vetor de onda angular.
Condição de frequência de Bohr[editar | editar código-fonte]
A condição de frequência de Bohr estabelece que a frequência de um fóton absorvido ou emitido durante uma transição eletrônica relaciona-se à diferença de energia (ΔE) entre os dois níveis de energia envolvidos na transição:[14]
- x
A condição de frequência de Bohr estabelece que a frequência de um fóton absorvido ou emitido durante uma transição eletrônica relaciona-se à diferença de energia (ΔE) entre os dois níveis de energia envolvidos na transição:[14]
- x
FUNÇÃO GERAL GRACELI DA TRANS- INDETERMINALIDADE PELO SDCTIE GRACELI
FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI. E DE ESTADOS TRANSICIONAIS
Isso é uma consequência direta da relação de Planck–Einstein.
Isolamento multicamada, ou MLI, é um isolante térmico composto de múltiplas camadas de folhas finas, e é frequentemente usado em veículos espaciais. É um dos principais componentes do projeto térmico de um veículo espacial, destinado principalmente para reduzir a perda de calor por irradiação térmica. Em sua forma básica, ele não isola sensivelmente contra outras perdas de calor como condução térmica ou convecção. Por isso é comumente usado em satélites e em outras aplicações na presença de vácuo, onde a condução e a convecção são muito menos significantes e a radiação é predominante. O MLI da a muitos satélites, e outros dispositivos espacias, a aparência de estarem cobertos por folhas de ouro.
Isso é uma consequência direta da relação de Planck–Einstein.
Isolamento multicamada, ou MLI, é um isolante térmico composto de múltiplas camadas de folhas finas, e é frequentemente usado em veículos espaciais. É um dos principais componentes do projeto térmico de um veículo espacial, destinado principalmente para reduzir a perda de calor por irradiação térmica. Em sua forma básica, ele não isola sensivelmente contra outras perdas de calor como condução térmica ou convecção. Por isso é comumente usado em satélites e em outras aplicações na presença de vácuo, onde a condução e a convecção são muito menos significantes e a radiação é predominante. O MLI da a muitos satélites, e outros dispositivos espacias, a aparência de estarem cobertos por folhas de ouro.
Função e Design[editar | editar código-fonte]
O principio por trás do MLI é o equilíbrio da radiação. Para ver por que ele funciona, começamos com um exemplo - imagine 1 metro quadrado de uma superfície no espaço, a 300 K, com a emissividade de valor 1, não voltada para o sol ou qualquer outra fonte de calor. A partir de Lei de Stefan-Boltzmann, essa superfície vai irradiar 460 watts. Agora imagine que colocamos uma fina(mas opaca) camada a 1 cm de distância da placa, termicamente isolada, e também com emissividade de valor 1. A nova camada irá esfriar até que ela esteja irradiando 230 watts de cada lado, até o ponto de tudo estar equilibrado. A nova camada recebe 460 watts a partir da matriz original. 230 watts são irradiados de volta para a placa original, e 230 watts para o espaço. A superfície original ainda irradia 460 watts, mas recebe de volta 230 das novas camadas, para uma perda líquida de 230 watts. Assim, no geral, as perdas por radiação foram reduzidas pela metade, adicionando a camada extra.
Mais camadas podem ser adicionadas para reduzir ainda mais a perda. A cobertura pode ser melhorada pela adição de uma camada de grande reflexão a Irradiação térmica em sua superfície externa, que acaba por reduzir tanto absorção com emissão. A performance do conjunto de camadas pode ser quantificado em termos de seu Coeficiente de transferência térmica U, que define a taxa de fluxo de calor por radiação Q entre duas superfícies paralelas, com uma diferença de temperatura e área A como:
- x
O principio por trás do MLI é o equilíbrio da radiação. Para ver por que ele funciona, começamos com um exemplo - imagine 1 metro quadrado de uma superfície no espaço, a 300 K, com a emissividade de valor 1, não voltada para o sol ou qualquer outra fonte de calor. A partir de Lei de Stefan-Boltzmann, essa superfície vai irradiar 460 watts. Agora imagine que colocamos uma fina(mas opaca) camada a 1 cm de distância da placa, termicamente isolada, e também com emissividade de valor 1. A nova camada irá esfriar até que ela esteja irradiando 230 watts de cada lado, até o ponto de tudo estar equilibrado. A nova camada recebe 460 watts a partir da matriz original. 230 watts são irradiados de volta para a placa original, e 230 watts para o espaço. A superfície original ainda irradia 460 watts, mas recebe de volta 230 das novas camadas, para uma perda líquida de 230 watts. Assim, no geral, as perdas por radiação foram reduzidas pela metade, adicionando a camada extra.
Mais camadas podem ser adicionadas para reduzir ainda mais a perda. A cobertura pode ser melhorada pela adição de uma camada de grande reflexão a Irradiação térmica em sua superfície externa, que acaba por reduzir tanto absorção com emissão. A performance do conjunto de camadas pode ser quantificado em termos de seu Coeficiente de transferência térmica U, que define a taxa de fluxo de calor por radiação Q entre duas superfícies paralelas, com uma diferença de temperatura e área A como:
- x
FUNÇÃO GERAL GRACELI DA TRANS- INDETERMINALIDADE PELO SDCTIE GRACELI
FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI. E DE ESTADOS TRANSICIONAIS
Teoricamente, o coeficiente de transferência de calor entre duas camadas, com emissividade e , sobre efeito de vácuo, é:
- x
Teoricamente, o coeficiente de transferência de calor entre duas camadas, com emissividade e , sobre efeito de vácuo, é:
- x
FUNÇÃO GERAL GRACELI DA TRANS- INDETERMINALIDADE PELO SDCTIE GRACELI
FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI. E DE ESTADOS TRANSICIONAIS
Onde T é a média das temperaturas(em Kelvin) de duas camadas e Wm-2K-4 é a Constante de Stefan-Boltzmann. Se cada camada tiver a mesma emissividade nos dois lados, então um conjunto de N camadas postas entre duas superfícies de alta emissividade, terá um coeficiente de transferência de calor global igual a:
- x
Onde T é a média das temperaturas(em Kelvin) de duas camadas e Wm-2K-4 é a Constante de Stefan-Boltzmann. Se cada camada tiver a mesma emissividade nos dois lados, então um conjunto de N camadas postas entre duas superfícies de alta emissividade, terá um coeficiente de transferência de calor global igual a:
- x
FUNÇÃO GERAL GRACELI DA TRANS- INDETERMINALIDADE PELO SDCTIE GRACELI
FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI. E DE ESTADOS TRANSICIONAIS
Claramente, aumentar o número de camadas e/ou diminuir a emissividade, acaba por diminuir o coeficiente de transferência de calor, o que é equivalente a um valor de isolamento superior. Nesta equação, assume-se que a diferença de temperatura é pequena em comparação com a temperatura absoluta. No espaço, onde a temperatura exterior aparente pode ser de 3 K (radiação cósmica de fundo), o valor exato U é diferente. As distancias entre as camadas do MLI podem ser arbitrariamente pequenas, desde que elas não estejam em contato térmico. O espaço de separação só precisa ser minuto, o que é a função do tecido forte extremamente fina ou poliéster "véu de panela", como mostrado na foto. Para reduzir o peso e espessura do manto, as camadas internas são feitas muito finas, mas elas devem ser opacas à radiação térmica. Uma vez que eles não precisam de muita resistência estrutural, estas camadas internas são geralmente feitos de plástico muito fino, cerca de 6 micrómetros (1/4 mil) de espessura, como o Mylar ou o Kapton, revestida numa das faces com uma fina camada de metal em ambas lados, geralmente prata ou aluminio Para compacidade, as camadas estão espaçadas tão próximas quanto possível, embora sem se tocarem, uma vez que deve haver pouca ou nenhuma condução térmica entre as camadas. Uma manta de isolamento típico tem 40 ou mais camadas. As camadas podem ser gravados em relevo ou plissado, de modo que toquem apenas em alguns pontos, ou mantidas separadas por uma fina malha de tecido ou scrim, o que pode ser visto na figura acima. As camadas externas devem ser mais fortes, e muitas vezes são de plástico mais espesso e mais forte, reforçado com um material têxtil forte, como fibra de vidro.
Quando usada em satélites, o MLI estará cheio de ar no momento do lançamento. Á medida que o foguete sobe este ar deve ser capaz de escapar sem danificar a cobertura. Isto pode requerer orifícios ou perfurações nas camadas, mesmo que isso reduza a sua eficácia.
As coberturas MLI são projetadas com tecnologia de costura. As camadas são cortadas, empilhadas uma sobre a outra e cosidas juntas nas bordas. Costuras e lacunas no isolamento são os principais responsáveis pela maior parte do vazamento de calor através das coberturas MLI. [carece de fonte
A Irradiação ou radiação térmica é a radiação eletromagnética gerada pelo movimento térmico das partículas carregadas na matéria. Toda matéria com uma temperatura maior que o zero absoluto emite radiação térmica. O movimento de partículas resulta em aceleração de carga ou oscilação de dipolo que produz radiação eletromagnética; no entanto, uma interferência destrutiva pode cancelar toda a radiação. Muitas vezes a irradiação térmica é chamada de radiação de corpo negro, uma radiação eletromagnética-térmica dentro ou ao redor de um corpo, se um objeto emissor de radiação atende às características físicas de um corpo negro em equilíbrio termodinâmico. Exemplos de radiação térmica incluem a luz visível e a luz infravermelha emitidas por uma lâmpada incandescente, a radiação infravermelha emitida por animais e detectada por câmeras de infravermelho, e micro-ondas cósmicas.
Claramente, aumentar o número de camadas e/ou diminuir a emissividade, acaba por diminuir o coeficiente de transferência de calor, o que é equivalente a um valor de isolamento superior. Nesta equação, assume-se que a diferença de temperatura é pequena em comparação com a temperatura absoluta. No espaço, onde a temperatura exterior aparente pode ser de 3 K (radiação cósmica de fundo), o valor exato U é diferente. As distancias entre as camadas do MLI podem ser arbitrariamente pequenas, desde que elas não estejam em contato térmico. O espaço de separação só precisa ser minuto, o que é a função do tecido forte extremamente fina ou poliéster "véu de panela", como mostrado na foto. Para reduzir o peso e espessura do manto, as camadas internas são feitas muito finas, mas elas devem ser opacas à radiação térmica. Uma vez que eles não precisam de muita resistência estrutural, estas camadas internas são geralmente feitos de plástico muito fino, cerca de 6 micrómetros (1/4 mil) de espessura, como o Mylar ou o Kapton, revestida numa das faces com uma fina camada de metal em ambas lados, geralmente prata ou aluminio Para compacidade, as camadas estão espaçadas tão próximas quanto possível, embora sem se tocarem, uma vez que deve haver pouca ou nenhuma condução térmica entre as camadas. Uma manta de isolamento típico tem 40 ou mais camadas. As camadas podem ser gravados em relevo ou plissado, de modo que toquem apenas em alguns pontos, ou mantidas separadas por uma fina malha de tecido ou scrim, o que pode ser visto na figura acima. As camadas externas devem ser mais fortes, e muitas vezes são de plástico mais espesso e mais forte, reforçado com um material têxtil forte, como fibra de vidro.
Quando usada em satélites, o MLI estará cheio de ar no momento do lançamento. Á medida que o foguete sobe este ar deve ser capaz de escapar sem danificar a cobertura. Isto pode requerer orifícios ou perfurações nas camadas, mesmo que isso reduza a sua eficácia.
As coberturas MLI são projetadas com tecnologia de costura. As camadas são cortadas, empilhadas uma sobre a outra e cosidas juntas nas bordas. Costuras e lacunas no isolamento são os principais responsáveis pela maior parte do vazamento de calor através das coberturas MLI. [carece de fonte
A Irradiação ou radiação térmica é a radiação eletromagnética gerada pelo movimento térmico das partículas carregadas na matéria. Toda matéria com uma temperatura maior que o zero absoluto emite radiação térmica. O movimento de partículas resulta em aceleração de carga ou oscilação de dipolo que produz radiação eletromagnética; no entanto, uma interferência destrutiva pode cancelar toda a radiação. Muitas vezes a irradiação térmica é chamada de radiação de corpo negro, uma radiação eletromagnética-térmica dentro ou ao redor de um corpo, se um objeto emissor de radiação atende às características físicas de um corpo negro em equilíbrio termodinâmico. Exemplos de radiação térmica incluem a luz visível e a luz infravermelha emitidas por uma lâmpada incandescente, a radiação infravermelha emitida por animais e detectada por câmeras de infravermelho, e micro-ondas cósmicas.
Mecanismo de geração e características da Radiação Térmica[editar | editar código-fonte]
A radiação térmica é gerada pelo movimento de partículas carregadas na matéria. Toda substância com temperatura maior do que 0 K (zero Kelvin; Zero absoluto) emite radiação térmica.[1] Átomos e moléculas que compõem a matéria possuem energia cinética que varia, e essas mudanças de energia acabam resultando em aceleração das partículas e oscilações das cargas que compõem os átomos. Essa movimentação das cargas na matéria gera a radiação eletromagnética, ou seja, a energia cinética de átomos e moléculas converte-se em energia térmica e resulta na radiação eletromagnética térmica.
As características da radiação térmica dependem de várias propriedades da superfície irradiante, incluindo temperatura, capacidade de absorção espectral e poder de emissividade espectral, como concluiu Kirchhoff em seus estudos.[1] A radiação não é monocromática, ou seja, não consiste em uma única frequência de comprimento de onda, mas sim na dispersão contínua de energia das partículas. Absorção, refletividade e emissividade dependem do comprimento de onda da radiação, e a temperatura determina a distribuição dos comprimentos de onda emitidos.
A radiação térmica é gerada pelo movimento de partículas carregadas na matéria. Toda substância com temperatura maior do que 0 K (zero Kelvin; Zero absoluto) emite radiação térmica.[1] Átomos e moléculas que compõem a matéria possuem energia cinética que varia, e essas mudanças de energia acabam resultando em aceleração das partículas e oscilações das cargas que compõem os átomos. Essa movimentação das cargas na matéria gera a radiação eletromagnética, ou seja, a energia cinética de átomos e moléculas converte-se em energia térmica e resulta na radiação eletromagnética térmica.
As características da radiação térmica dependem de várias propriedades da superfície irradiante, incluindo temperatura, capacidade de absorção espectral e poder de emissividade espectral, como concluiu Kirchhoff em seus estudos.[1] A radiação não é monocromática, ou seja, não consiste em uma única frequência de comprimento de onda, mas sim na dispersão contínua de energia das partículas. Absorção, refletividade e emissividade dependem do comprimento de onda da radiação, e a temperatura determina a distribuição dos comprimentos de onda emitidos.
Propriedades[editar | editar código-fonte]
Há quatro propriedades gerais que caracterizam a irradiação térmica:[2]
- a radiação térmica emitida por um corpo negro em qualquer temperatura possui vários comprimentos de onda e frequências. A distribuição da frequência é dada pela Lei de Planck para um emissor ideal;
- o intervalo dominante de frequências aumenta proporcionalmente com a temperatura, conforme a Lei de Wien;
- a quantidade total de radiação, em todas frequências, aumenta de acordo com a temperatura elevada à sua quarta potência, conforme a Lei de Stefan-Boltzmann;
- a taxa de radiação eletromagnética emitida em determinada frequência é proporcional ao total absorvido pelo corpo à mesma frequência. Assim, uma superfície que absorve mais a luz vermelha irradia termicamente mais a luz vermelha. Este princípio é aplicado a todas as demais propriedades de onda, inclusive comprimento de onda (cor), direção, polarização e coerência. Portanto, é possível ter irradiação térmica direcional, polarizada e coerente, embora isso, na natureza, seja muito raro longe de sua fonte.
Há quatro propriedades gerais que caracterizam a irradiação térmica:[2]
- a radiação térmica emitida por um corpo negro em qualquer temperatura possui vários comprimentos de onda e frequências. A distribuição da frequência é dada pela Lei de Planck para um emissor ideal;
- o intervalo dominante de frequências aumenta proporcionalmente com a temperatura, conforme a Lei de Wien;
- a quantidade total de radiação, em todas frequências, aumenta de acordo com a temperatura elevada à sua quarta potência, conforme a Lei de Stefan-Boltzmann;
- a taxa de radiação eletromagnética emitida em determinada frequência é proporcional ao total absorvido pelo corpo à mesma frequência. Assim, uma superfície que absorve mais a luz vermelha irradia termicamente mais a luz vermelha. Este princípio é aplicado a todas as demais propriedades de onda, inclusive comprimento de onda (cor), direção, polarização e coerência. Portanto, é possível ter irradiação térmica direcional, polarizada e coerente, embora isso, na natureza, seja muito raro longe de sua fonte.
Cor observada pelo olho humano emitida por um corpo negro[editar | editar código-fonte]
°C (K) Cor[3] 480 °C (753,15 K) brilho avermelhado fraco 580 °C (853,15 K) vermelho escuro 730 °C (1 003,15 K) vermelho brilhante, levemente alaranjado 930 °C (1 203,15 K) laranja brilhante 1 100 °C (1 373,15 K) laranja amarelado pálido 1 300 °C (1 573,15 K) amarelo claro > 1 400 °C (1 673,15 K) branco (amarelado se visto a distâncias superiores à da atmosfera)
x
| °C (K) | Cor[3] |
|---|---|
| 480 °C (753,15 K) | brilho avermelhado fraco |
| 580 °C (853,15 K) | vermelho escuro |
| 730 °C (1 003,15 K) | vermelho brilhante, levemente alaranjado |
| 930 °C (1 203,15 K) | laranja brilhante |
| 1 100 °C (1 373,15 K) | laranja amarelado pálido |
| 1 300 °C (1 573,15 K) | amarelo claro |
| > 1 400 °C (1 673,15 K) | branco (amarelado se visto a distâncias superiores à da atmosfera) |
FUNÇÃO GERAL GRACELI DA TRANS- INDETERMINALIDADE PELO SDCTIE GRACELI
FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI. E DE ESTADOS TRANSICIONAIS
Calor: Radiação Térmica entre dois corpos[editar | editar código-fonte]
Ver artigo principal: CalorComo qualquer corpo com temperatura diferente de 0 K emite radiação térmica, um segundo corpo pode absorver essas ondas na forma de energia eletromagnética que se propagam pelo espaço, tendendo a entrar em equilíbrio termodinâmico com o primeiro. Esse evento é chamado de transferência de energia térmica, isto é, calor. A emissão de radiação não cessa após o equilíbrio térmico, pois todo corpo que tenha agitação térmica, ou seja, temperatura, mesmo que próxima a 0 K, irradia sua energia.
Como as ondas eletromagnéticas também podem se propagar no vácuo, a transferência de calor de um corpo a outro ocorre mesmo se não existir meio material entre os dois, como é o caso da energia emitida pelo Sol e que chega à Terra. O mesmo não ocorre com condução térmica nem com convecção.
Ver artigo principal: CalorComo qualquer corpo com temperatura diferente de 0 K emite radiação térmica, um segundo corpo pode absorver essas ondas na forma de energia eletromagnética que se propagam pelo espaço, tendendo a entrar em equilíbrio termodinâmico com o primeiro. Esse evento é chamado de transferência de energia térmica, isto é, calor. A emissão de radiação não cessa após o equilíbrio térmico, pois todo corpo que tenha agitação térmica, ou seja, temperatura, mesmo que próxima a 0 K, irradia sua energia.
Como as ondas eletromagnéticas também podem se propagar no vácuo, a transferência de calor de um corpo a outro ocorre mesmo se não existir meio material entre os dois, como é o caso da energia emitida pelo Sol e que chega à Terra. O mesmo não ocorre com condução térmica nem com convecção.
Classificação da matéria quanto à propagação de calor[editar | editar código-fonte]
Nem todos meios materiais permitem a propagação das ondas de calor através deles. Assim, pode-se classificá-los em:
- Diatérmicos: meios que permitem a propagação das ondas de calor através deles (são transparentes às ondas de calor). Exemplo: ar;
Nem todos meios materiais permitem a propagação das ondas de calor através deles. Assim, pode-se classificá-los em:
- Diatérmicos: meios que permitem a propagação das ondas de calor através deles (são transparentes às ondas de calor). Exemplo: ar;
Corpo Negro e Radiação Térmica[editar | editar código-fonte]
Ver artigo principal: Corpo negroCorpo negro é aquele que absorve toda a radiação eletromagnética que nele incide, ou seja, nenhuma onda o atravessa (somente em casos específicos) nem é refletida. Tal corpo, a princípio, não pode ser visto,[4] advindo desse o nome corpo negro. Apesar disso, corpos negros emitem radiação, o que permite determinar sua temperatura. Em equilíbrio termodinâmico (em temperatura constante), um corpo negro ideal irradia energia na mesma taxa que a absorve,[4] sendo essa uma das propriedades que o tornam uma fonte ideal de radiação térmica[5] (chamada de radiação de corpo negro).[6] Corpos negros não existem na natureza, visto que nenhum objeto tem absorção e emissão perfeitas. A emissividade de um corpo é definida pela relação entre sua radiância e a do corpo negro.
Ver artigo principal: Corpo negroCorpo negro é aquele que absorve toda a radiação eletromagnética que nele incide, ou seja, nenhuma onda o atravessa (somente em casos específicos) nem é refletida. Tal corpo, a princípio, não pode ser visto,[4] advindo desse o nome corpo negro. Apesar disso, corpos negros emitem radiação, o que permite determinar sua temperatura. Em equilíbrio termodinâmico (em temperatura constante), um corpo negro ideal irradia energia na mesma taxa que a absorve,[4] sendo essa uma das propriedades que o tornam uma fonte ideal de radiação térmica[5] (chamada de radiação de corpo negro).[6] Corpos negros não existem na natureza, visto que nenhum objeto tem absorção e emissão perfeitas. A emissividade de um corpo é definida pela relação entre sua radiância e a do corpo negro.
Leis de Wien e de Planck[editar | editar código-fonte]
Ver artigo principal: Lei de WienVer artigo principal: Lei de PlanckA figura ao lado mostra o espectro da radiação térmica emitida por corpos a várias temperaturas. Ao incidir sobre um corpo, parte da radiação térmica é absorvida (a), parte é refletida (r), e o resto é transmitido (t). A partir do princípio de conservação de energia, tem-se que:
- Erro de citação: Etiqueta
<ref> inválida; nomes inválidos, por exemplo, demasiados nomes
A Lei de Wien relaciona o comprimento de onda em que há máxima emissão de radiação de corpo negro com uma temperatura e determina que o comprimento de onda emitido diminui com o aumento da temperatura:
- x
Ver artigo principal: Lei de WienVer artigo principal: Lei de Planck
A figura ao lado mostra o espectro da radiação térmica emitida por corpos a várias temperaturas. Ao incidir sobre um corpo, parte da radiação térmica é absorvida (a), parte é refletida (r), e o resto é transmitido (t). A partir do princípio de conservação de energia, tem-se que:
- Erro de citação: Etiqueta
<ref>inválida; nomes inválidos, por exemplo, demasiados nomes
A Lei de Wien relaciona o comprimento de onda em que há máxima emissão de radiação de corpo negro com uma temperatura e determina que o comprimento de onda emitido diminui com o aumento da temperatura:
- x
FUNÇÃO GERAL GRACELI DA TRANS- INDETERMINALIDADE PELO SDCTIE GRACELI
FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI. E DE ESTADOS TRANSICIONAIS
onde:
- é o comprimento de onda (em metros) no qual a intensidade da radiação eletromagnética é a máxima;
- é a temperatura do corpo negro em Kelvin (K), e
- é a constante de proporcionalidade, chamada constante de dispersão de Wien, em Kelvin-metros (K • m).
A Lei de Planck para radiação de corpo negro exprime a radiância espectral em função do comprimento de onda e da temperatura do corpo negro e fornece a distribuição dos comprimentos de onda no espectro em função da temperatura. A maior parte da irradiação ocorre em um comprimento de onda específico, chamado de comprimento de onda principal de irradiação, que depende da temperatura do corpo. Quanto maior a temperatura, maior a frequência da radiação e menor é o comprimento de onda:
- x
onde:
- é o comprimento de onda (em metros) no qual a intensidade da radiação eletromagnética é a máxima;
- é a temperatura do corpo negro em Kelvin (K), e
- é a constante de proporcionalidade, chamada constante de dispersão de Wien, em Kelvin-metros (K • m).
A Lei de Planck para radiação de corpo negro exprime a radiância espectral em função do comprimento de onda e da temperatura do corpo negro e fornece a distribuição dos comprimentos de onda no espectro em função da temperatura. A maior parte da irradiação ocorre em um comprimento de onda específico, chamado de comprimento de onda principal de irradiação, que depende da temperatura do corpo. Quanto maior a temperatura, maior a frequência da radiação e menor é o comprimento de onda:
- x
FUNÇÃO GERAL GRACELI DA TRANS- INDETERMINALIDADE PELO SDCTIE GRACELI
FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI. E DE ESTADOS TRANSICIONAIS
onde:
- é a radiância espectral medida em J•s−1•m−2•sr−1•Hz−1
- é a frequência medida em Hertz (Hz)
- é a temperatura do corpo negro medida em Kelvin (K)
- é a constante de Planck medida em Joule por Hertz (J/Hz)
- é a constante velocidade da luz medida em metros por segundo (m/s)
- é o número de Euler
- é a constante de Boltzmann medida em Joule por Kelvin (J/K)
Relacionando com o espectro visível, devido ao comprimento de onda, objetos com temperaturas altas produzem luz de coloração próxima ao azul, enquanto objetos com temperaturas não tão altas podem gerar luz avermelhada (a faixa do espectro seguinte à visível é justamente o infravermelho). Por exemplo, um objeto vermelho quente irradia principalmente ondas longas da faixa visível do espectro (luzes avermelhada e alaranjada). Se for aquecido, passará a emitir menores comprimentos de onda (luzes azulada e esverdeada), e a distribuição das frequências faz a luz parecer branca aos olhos humanos. Esse efeito é chamado de "branco quente". Entretanto, mesmo em temperaturas superiores a 2 000 K, 99% da energia irradiada está na faixa do infravermelho do espectro. Em outros casos, a matéria pode irradiar comprimentos de onda que não podem ser vistos pelo olho humano, como quando a temperatura é relativamente baixa ou extremamente alta.
onde:
- é a radiância espectral medida em J•s−1•m−2•sr−1•Hz−1
- é a frequência medida em Hertz (Hz)
- é a temperatura do corpo negro medida em Kelvin (K)
- é a constante de Planck medida em Joule por Hertz (J/Hz)
- é a constante velocidade da luz medida em metros por segundo (m/s)
- é o número de Euler
- é a constante de Boltzmann medida em Joule por Kelvin (J/K)
Relacionando com o espectro visível, devido ao comprimento de onda, objetos com temperaturas altas produzem luz de coloração próxima ao azul, enquanto objetos com temperaturas não tão altas podem gerar luz avermelhada (a faixa do espectro seguinte à visível é justamente o infravermelho). Por exemplo, um objeto vermelho quente irradia principalmente ondas longas da faixa visível do espectro (luzes avermelhada e alaranjada). Se for aquecido, passará a emitir menores comprimentos de onda (luzes azulada e esverdeada), e a distribuição das frequências faz a luz parecer branca aos olhos humanos. Esse efeito é chamado de "branco quente". Entretanto, mesmo em temperaturas superiores a 2 000 K, 99% da energia irradiada está na faixa do infravermelho do espectro. Em outros casos, a matéria pode irradiar comprimentos de onda que não podem ser vistos pelo olho humano, como quando a temperatura é relativamente baixa ou extremamente alta.
Lei de Stefan-Boltzmann[editar | editar código-fonte]
Ver artigo principal: Lei de Stefan-BoltzmannA Lei de Stefan-Boltzmann estabelece que a energia total irradiada por unidade de área superficial de um corpo negro, na unidade de tempo (radiação do corpo negro), ou densidade de fluxo energético, indicada por j*, é diretamente proporcional à quarta potência da sua temperatura absoluta:
- [7]
- x
Ver artigo principal: Lei de Stefan-Boltzmann
A Lei de Stefan-Boltzmann estabelece que a energia total irradiada por unidade de área superficial de um corpo negro, na unidade de tempo (radiação do corpo negro), ou densidade de fluxo energético, indicada por j*, é diretamente proporcional à quarta potência da sua temperatura absoluta:
- [7]
- x
FUNÇÃO GERAL GRACELI DA TRANS- INDETERMINALIDADE PELO SDCTIE GRACELI
FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI. E DE ESTADOS TRANSICIONAIS
onde:
- é a energia total irradiada por um corpo negro por unidade de área, medida em Watts por metro quadrado (W / m2)
- é a temperatura do corpo em Kelvin (K)
- é a constante de Stefan-Boltzmann
De acordo com a teoria cinética dos gases um gás ideal é constituído por um grande número de pequenas partículas (átomos ou moléculas), que estão em constante e aleatório movimento. Essas partículas que se deslocam rapidamente e colidem constantemente umas com as outras e com as paredes do recipiente que contém o gás. O volume ocupado pelo gás é muito maior do que a soma dos volumes das partículas, de modo que a magnitude das forças intermoleculares é muito pequena.[1] Nesse modelo teórico, pelo fato de encontrarmos um número muito grande de partículas por unidade de volume (1020 partículas por cm³)(sob condição de gás ideal), existem hipóteses impostas que representam o que deve acontecer, em média, com as partículas do gás.[2][3]
onde:
- é a energia total irradiada por um corpo negro por unidade de área, medida em Watts por metro quadrado (W / m2)
- é a temperatura do corpo em Kelvin (K)
- é a constante de Stefan-Boltzmann
De acordo com a teoria cinética dos gases um gás ideal é constituído por um grande número de pequenas partículas (átomos ou moléculas), que estão em constante e aleatório movimento. Essas partículas que se deslocam rapidamente e colidem constantemente umas com as outras e com as paredes do recipiente que contém o gás. O volume ocupado pelo gás é muito maior do que a soma dos volumes das partículas, de modo que a magnitude das forças intermoleculares é muito pequena.[1] Nesse modelo teórico, pelo fato de encontrarmos um número muito grande de partículas por unidade de volume (1020 partículas por cm³)(sob condição de gás ideal), existem hipóteses impostas que representam o que deve acontecer, em média, com as partículas do gás.[2][3]
História[editar | editar código-fonte]
Em 1738, o físico matemático Daniel Bernoulli, publicou o livro Hydrodynamica, que lançou a base para a teoria cinética dos gases. Nesse trabalho, Bernoulli posicionou seu argumento, ainda sólido até a atualidade, que os gases consistem em um grande número de moléculas se movendo em todas as direções, onde elas colidem entre si e esse impacto causa uma pressão na superfície de contato que podemos sentir. Como exemplos, podemos citar o que nós sentimos como calor, que corresponde simplesmente a energia cinética do seu movimento. A teoria não foi imediatamente aceita, em parte por causa da conservação de energia que não estava bem estabelecida, e ainda, não era óbvio aos físicos que as colisões entre as moléculas poderiam ser perfeitamente elásticas.
Outros pioneiros da teoria cinética foram Mikhail Lomonosov (1747),[4] Georges-Louis Le Sage (1818),[5] John Herapath (1816)[6] e John James Waterston (1843),[7] que ligavam suas pesquisas com o desenvolvimento de explicações mecânicas da gravitação. Em 1856 August Krönig (provavelmente depois de ler um artigo de Waterston) criou um modelo simples de gás-cinético, que considerava apenas o movimento de translação das partículas. [8]
Em 1857 Rudolf Clausius, de acordo com suas próprias palavras, independentemente de Krönig, desenvolveu uma similar, porém muito mais sofisticada versão da teoria que incluia o movimento translacional das moléculas, e, ao contrário de Krönig, incluia também o movimento rotacional e vibracional das moléculas. Ele introduziu, neste mesmo trabalho, o conceito de livre caminho médio de uma partícula. [9]
Em 1859, após ler um artigo de Clausius, James Clerk Maxwell formulou a distribuição de Maxwell de velocidades moleculares, que deu a proporção de moléculas com uma determinada velocidade em um alcance específico. Esta foi a primeira lei estatística na física. [10] Em um de seus artigos Maxwell afirma: "nos é dito que um 'átomo' é um ponto material, envolvido e cercado por 'forças potenciais', e quando uma 'molécula flutuante' chocam-se contra um corpo sólido em sucessão constante causa a chamada pressão do ar e dos outros gases."[11]
Em 1871, Ludwig Boltzmann generalizou a realização de Maxwell e formulou a distribuição de Maxwell-Boltzmann. Além disso, a conexão logaritmica entre entropia e probabilidade foi estabelecida pela primeira vez por ele.
No início do século XX, no entanto, átomos eram considerados por vários físicos estruturas puramente hipotéticas. Um marco importante foram os artigos de Albert Einstein (1905)[12] e Marian Smoluchowski (1906)[13] sobre o movimento browniano, que sucedeu certas previsões quantitativas precisas baseadas na teoria cinética.
Em 1738, o físico matemático Daniel Bernoulli, publicou o livro Hydrodynamica, que lançou a base para a teoria cinética dos gases. Nesse trabalho, Bernoulli posicionou seu argumento, ainda sólido até a atualidade, que os gases consistem em um grande número de moléculas se movendo em todas as direções, onde elas colidem entre si e esse impacto causa uma pressão na superfície de contato que podemos sentir. Como exemplos, podemos citar o que nós sentimos como calor, que corresponde simplesmente a energia cinética do seu movimento. A teoria não foi imediatamente aceita, em parte por causa da conservação de energia que não estava bem estabelecida, e ainda, não era óbvio aos físicos que as colisões entre as moléculas poderiam ser perfeitamente elásticas.
Outros pioneiros da teoria cinética foram Mikhail Lomonosov (1747),[4] Georges-Louis Le Sage (1818),[5] John Herapath (1816)[6] e John James Waterston (1843),[7] que ligavam suas pesquisas com o desenvolvimento de explicações mecânicas da gravitação. Em 1856 August Krönig (provavelmente depois de ler um artigo de Waterston) criou um modelo simples de gás-cinético, que considerava apenas o movimento de translação das partículas. [8]
Em 1857 Rudolf Clausius, de acordo com suas próprias palavras, independentemente de Krönig, desenvolveu uma similar, porém muito mais sofisticada versão da teoria que incluia o movimento translacional das moléculas, e, ao contrário de Krönig, incluia também o movimento rotacional e vibracional das moléculas. Ele introduziu, neste mesmo trabalho, o conceito de livre caminho médio de uma partícula. [9]
Em 1859, após ler um artigo de Clausius, James Clerk Maxwell formulou a distribuição de Maxwell de velocidades moleculares, que deu a proporção de moléculas com uma determinada velocidade em um alcance específico. Esta foi a primeira lei estatística na física. [10] Em um de seus artigos Maxwell afirma: "nos é dito que um 'átomo' é um ponto material, envolvido e cercado por 'forças potenciais', e quando uma 'molécula flutuante' chocam-se contra um corpo sólido em sucessão constante causa a chamada pressão do ar e dos outros gases."[11]
Em 1871, Ludwig Boltzmann generalizou a realização de Maxwell e formulou a distribuição de Maxwell-Boltzmann. Além disso, a conexão logaritmica entre entropia e probabilidade foi estabelecida pela primeira vez por ele.
No início do século XX, no entanto, átomos eram considerados por vários físicos estruturas puramente hipotéticas. Um marco importante foram os artigos de Albert Einstein (1905)[12] e Marian Smoluchowski (1906)[13] sobre o movimento browniano, que sucedeu certas previsões quantitativas precisas baseadas na teoria cinética.
Princípios[editar | editar código-fonte]
A teoria cinética dos gases pode ser aplicada apenas se algumas suposições forem feitas. A seguir os postulados da teoria cinética, a respeito dos gases perfeitos:
- As moléculas estão se movendo em todas as direções.[2]
- As moléculas se movem em linha reta entre as colisões.[2]
- As colisões são perfeitamente elásticas.[2]
- O diâmetro das moléculas é desprezível em comparação com a distância percorrida entre as colisões.[2]
- Forças intermoleculares são desprezíveis, exceto durante as colisões.[2]
- O tempo gasto durante a colisão é muito menor que o tempo gasto entre as colisões.[2]
- Todos os gases são constituídos por um enorme número de esferas perfeitas, rígidas e extremamente pequenas.
- O volume total ocupado pelas moléculas é desprezível se comparado ao volume do recipiente.
- Estão constantemente em movimento aleatório e colidindo entre si e com as paredes do recipiente.
- Quando as moléculas gasosas colidem com a parede do recipiente ocorre a transferência de momento, diretamente relacionado com a pressão do gás.
- A energia cinética dos gases das moléculas é diretamente proporcional a temperatura do gás em kelvin.
A teoria cinética dos gases pode ser aplicada apenas se algumas suposições forem feitas. A seguir os postulados da teoria cinética, a respeito dos gases perfeitos:
- As moléculas estão se movendo em todas as direções.[2]
- As moléculas se movem em linha reta entre as colisões.[2]
- As colisões são perfeitamente elásticas.[2]
- O diâmetro das moléculas é desprezível em comparação com a distância percorrida entre as colisões.[2]
- Forças intermoleculares são desprezíveis, exceto durante as colisões.[2]
- O tempo gasto durante a colisão é muito menor que o tempo gasto entre as colisões.[2]
- Todos os gases são constituídos por um enorme número de esferas perfeitas, rígidas e extremamente pequenas.
- O volume total ocupado pelas moléculas é desprezível se comparado ao volume do recipiente.
- Estão constantemente em movimento aleatório e colidindo entre si e com as paredes do recipiente.
- Quando as moléculas gasosas colidem com a parede do recipiente ocorre a transferência de momento, diretamente relacionado com a pressão do gás.
- A energia cinética dos gases das moléculas é diretamente proporcional a temperatura do gás em kelvin.
Uma visão molecular de pressão e temperatura[3][editar | editar código-fonte]
Sejam n moles de um gás ideal armazenados numa caixa cúbica de aresta L e volume V, cujas paredes são mantidas à temperatura T.
As moléculas na caixa se movem em todas as direções com velocidades variáveis, colidindo umas com as outras e com as paredes da caixa. Consideram-se apenas as suas colisões elásticas com as paredes da caixa. (Por enquanto as colisões entre as moléculas podem ser ignoradas.)
A molécula tem massa m e velocidade v.
Como as colisões entre a molécula e a parede são elásticas, quando a moléculas choca-se com a parede perpendicular ao eixo de coordenadas x (da caixa cúbica), a componente x da velocidade inverte seu sentido sem alterar seu módulo, enquanto as outras componentes permanecem inalteradas. Isto significa que a única mudança no momento linear da partícula é na direção x, e seu valor é
Logo, o momento linear transmitido à parede pela molécula durante a colisão é (+2mvx).
O tempo entre as colisões é o tempo que a molécula leva para ir até a parede oposta e voltar (distância = 2L) com velocidade vx. Logo, a partícula choca-se com um lado específico da parede uma vez em cada
(Nota-se que este resultado é válido mesmo que a molécula se choque com qualquer das outras paredes durante o caminho, pois estas são paralelas ao eixo do x e, assim, não podem mudar vx.)
Deste modo, a taxa com que o momento é transmitido à parede sombreada por esta única molécula é
Da segunda lei de Newton (F = dp/dt) a taxa com que o momento é transmitido à parede é a força atuando sobre esta. Para encontrar esta força, deve-se somar as contribuições de todas as outras moléculas que atingem a parede, levando em conta a possibilidade de que todas tenham velocidades diferentes. Dividindo a força total pela área da parede L², tem-se a pressão p sobre ela.
Onde N é o número de moléculas na caixa.
Como N = nNA, onde NA é o número de Avogadro, há nNA termos no segundo parênteses da equação acima. Assim podemos substituir esta quantidade por , onde é o valor médio do quadrado da componente x de todas as velocidades moleculares. A equações pode ser reescrita então
Mas mNA é a massa molar M do gás. Além disso, L³ é o volume da caixa, logo,
Para qualquer molécula, v² = vx² + vy² + vz². Como há muitas e como se movem em direções aleatórias, os valores médios dos quadrados das componentes de suas velocidades são iguais, logo, , assim
A raiz quadrada de é uma espécie de velocidade média, chamada de velocidade média quadrática das moléculas, vrms.
A equação acima ilustra bem o espírito da teoria cinética. Ela mostra que a pressão de um gás p (uma quantidade puramente macroscópica) depende da velocidade das moléculas (uma quantidade puramente microscópica). Podemos relacionar a equação mostrada com a equação do gás ideal (pV = nRT) (sendo R a constante dos gases).
x
Sejam n moles de um gás ideal armazenados numa caixa cúbica de aresta L e volume V, cujas paredes são mantidas à temperatura T.
As moléculas na caixa se movem em todas as direções com velocidades variáveis, colidindo umas com as outras e com as paredes da caixa. Consideram-se apenas as suas colisões elásticas com as paredes da caixa. (Por enquanto as colisões entre as moléculas podem ser ignoradas.)
A molécula tem massa m e velocidade v.
Como as colisões entre a molécula e a parede são elásticas, quando a moléculas choca-se com a parede perpendicular ao eixo de coordenadas x (da caixa cúbica), a componente x da velocidade inverte seu sentido sem alterar seu módulo, enquanto as outras componentes permanecem inalteradas. Isto significa que a única mudança no momento linear da partícula é na direção x, e seu valor é
Logo, o momento linear transmitido à parede pela molécula durante a colisão é (+2mvx).
O tempo entre as colisões é o tempo que a molécula leva para ir até a parede oposta e voltar (distância = 2L) com velocidade vx. Logo, a partícula choca-se com um lado específico da parede uma vez em cada
(Nota-se que este resultado é válido mesmo que a molécula se choque com qualquer das outras paredes durante o caminho, pois estas são paralelas ao eixo do x e, assim, não podem mudar vx.)
Deste modo, a taxa com que o momento é transmitido à parede sombreada por esta única molécula é
Da segunda lei de Newton (F = dp/dt) a taxa com que o momento é transmitido à parede é a força atuando sobre esta. Para encontrar esta força, deve-se somar as contribuições de todas as outras moléculas que atingem a parede, levando em conta a possibilidade de que todas tenham velocidades diferentes. Dividindo a força total pela área da parede L², tem-se a pressão p sobre ela.
Onde N é o número de moléculas na caixa.
Como N = nNA, onde NA é o número de Avogadro, há nNA termos no segundo parênteses da equação acima. Assim podemos substituir esta quantidade por , onde é o valor médio do quadrado da componente x de todas as velocidades moleculares. A equações pode ser reescrita então
Mas mNA é a massa molar M do gás. Além disso, L³ é o volume da caixa, logo,
Para qualquer molécula, v² = vx² + vy² + vz². Como há muitas e como se movem em direções aleatórias, os valores médios dos quadrados das componentes de suas velocidades são iguais, logo, , assim
A raiz quadrada de é uma espécie de velocidade média, chamada de velocidade média quadrática das moléculas, vrms.
A equação acima ilustra bem o espírito da teoria cinética. Ela mostra que a pressão de um gás p (uma quantidade puramente macroscópica) depende da velocidade das moléculas (uma quantidade puramente microscópica). Podemos relacionar a equação mostrada com a equação do gás ideal (pV = nRT) (sendo R a constante dos gases).
x
FUNÇÃO GERAL GRACELI DA TRANS- INDETERMINALIDADE PELO SDCTIE GRACELI
FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI. E DE ESTADOS TRANSICIONAIS
Energia cinética de translação[3][editar | editar código-fonte]
Considera-se uma molécula em movimento dentro de uma caixa cúbica, sua velocidade muda (em módulo) quando colide com outras moléculas. A energia cinética de translação da molécula em qualquer instante é . A energia cinética de translação média, onde tomamos a média sobre o tempo em que observamos a molécula, é
Onde é feita a suposição de que a velocidade média da molécula é a mesma que a velocidade média de todas as moléculas em qualquer instante. (Esta suposição é apropriada desde que a energia total do gás permaneça constante e que a molécula seja observada por um tempo suficientemente longo.)
Dado que podemos reescrever a equação e verificar que
Mas , a massa molar dividida pela massa de uma molécula, é o número de Avogadro NA, assim
Que pode ser reescrito como
A constante k, chamada de constante de Boltzmann, é a razão entre a dos gases perfeitos R e o número de Avogadro NA.
Seu valor é
x
Considera-se uma molécula em movimento dentro de uma caixa cúbica, sua velocidade muda (em módulo) quando colide com outras moléculas. A energia cinética de translação da molécula em qualquer instante é . A energia cinética de translação média, onde tomamos a média sobre o tempo em que observamos a molécula, é
Onde é feita a suposição de que a velocidade média da molécula é a mesma que a velocidade média de todas as moléculas em qualquer instante. (Esta suposição é apropriada desde que a energia total do gás permaneça constante e que a molécula seja observada por um tempo suficientemente longo.)
Dado que podemos reescrever a equação e verificar que
Mas , a massa molar dividida pela massa de uma molécula, é o número de Avogadro NA, assim
Que pode ser reescrito como
A constante k, chamada de constante de Boltzmann, é a razão entre a dos gases perfeitos R e o número de Avogadro NA.
Seu valor é
x
FUNÇÃO GERAL GRACELI DA TRANS- INDETERMINALIDADE PELO SDCTIE GRACELI
FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI. E DE ESTADOS TRANSICIONAIS
A Lei de Planck para radiação de corpo negro exprime a radiância espectral em função do comprimento de onda e da temperatura do corpo negro.
- x
A Lei de Planck para radiação de corpo negro exprime a radiância espectral em função do comprimento de onda e da temperatura do corpo negro.
- x
FUNÇÃO GERAL GRACELI DA TRANS- INDETERMINALIDADE PELO SDCTIE GRACELI
FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI. E DE ESTADOS TRANSICIONAIS
A tabela seguinte descreve as variáveis e unidades utilizadas:
Variável Descrição Unidade radiância espectral J•s−1•m−2•sr−1•Hz−1 frequência hertz temperatura do corpo negro kelvin constante de Planck joule / hertz velocidade da luz no vácuo metros / segundo número de Euler sem dimensão constante de Boltzmann joule / kelvin
x
A tabela seguinte descreve as variáveis e unidades utilizadas:
xVariável Descrição Unidade radiância espectral J•s−1•m−2•sr−1•Hz−1 frequência hertz temperatura do corpo negro kelvin constante de Planck joule / hertz velocidade da luz no vácuo metros / segundo número de Euler sem dimensão constante de Boltzmann joule / kelvin
FUNÇÃO GERAL GRACELI DA TRANS- INDETERMINALIDADE PELO SDCTIE GRACELI
FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI. E DE ESTADOS TRANSICIONAIS
O comprimento de onda está relacionado a frequência como (supondo propagação de uma onda no vácuo):
Pode-se escrever a Lei de Planck em termos de energia espectral:
A energia espectral também pode ser expressa como função do comprimento de onda:
- x
O comprimento de onda está relacionado a frequência como (supondo propagação de uma onda no vácuo):
Pode-se escrever a Lei de Planck em termos de energia espectral:
A energia espectral também pode ser expressa como função do comprimento de onda:
- x
FUNÇÃO GERAL GRACELI DA TRANS- INDETERMINALIDADE PELO SDCTIE GRACELI
FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI. E DE ESTADOS TRANSICIONAIS
Max Planck produziu esta lei em 1900 e a publicou em 1901, na tentativa de melhorar a expressão proposta por Wilhelm Wien que adequou dados experimentais para comprimentos de onda curtos desviados para comprimentos de onda maiores. Ele estabeleceu que a Lei de Planck adequava-se para todos os comprimentos de onda extraordinariamente bem. Ao deduzir esta lei, ele considerou a possibilidade da distribuição de energia eletromagnética sobre os diferentes modos de oscilação de carga na matéria. A Lei de Planck nasceu quando ele assumiu que a energia destas oscilações foi limitada para múltiplos inteiros da energia fundamental E, proporcional à freqüência de oscilação [1]:
.
Planck acreditava que a quantização aplicava-se apenas a pequenas oscilações em paredes com cavidades (que hoje conhecemos como átomos), e não assumindo as propriedades de propagação da Luz em pacotes discretos de energia. Além disto, Planck não atribuiu nenhum significado físico a esta suposição, mas não acreditava que fosse apenas um resultado matemático que possibilitou uma expressão para o espectro emitido pelo corpo negro a partir de dados experimentais dos comprimentos de onda. Com isto Planck pôde resolver o problema da catástrofe do ultravioleta encontrada por Rayleigh e Jeans que fazia a radiância espectral tender ao infinito quando o comprimento de onda aproximava-se de zero, o que experimentalmente não é observado. É importante observar também que para a região do visível a fórmula de Planck pode ser aplicada pela aproximação de Wien e da mesma forma para temperaturas maiores e maiores comprimentos de onda podemos ter também a aproximação dada por Rayleigh e Jeans.
Max Planck produziu esta lei em 1900 e a publicou em 1901, na tentativa de melhorar a expressão proposta por Wilhelm Wien que adequou dados experimentais para comprimentos de onda curtos desviados para comprimentos de onda maiores. Ele estabeleceu que a Lei de Planck adequava-se para todos os comprimentos de onda extraordinariamente bem. Ao deduzir esta lei, ele considerou a possibilidade da distribuição de energia eletromagnética sobre os diferentes modos de oscilação de carga na matéria. A Lei de Planck nasceu quando ele assumiu que a energia destas oscilações foi limitada para múltiplos inteiros da energia fundamental E, proporcional à freqüência de oscilação [1]:
.
Planck acreditava que a quantização aplicava-se apenas a pequenas oscilações em paredes com cavidades (que hoje conhecemos como átomos), e não assumindo as propriedades de propagação da Luz em pacotes discretos de energia. Além disto, Planck não atribuiu nenhum significado físico a esta suposição, mas não acreditava que fosse apenas um resultado matemático que possibilitou uma expressão para o espectro emitido pelo corpo negro a partir de dados experimentais dos comprimentos de onda. Com isto Planck pôde resolver o problema da catástrofe do ultravioleta encontrada por Rayleigh e Jeans que fazia a radiância espectral tender ao infinito quando o comprimento de onda aproximava-se de zero, o que experimentalmente não é observado. É importante observar também que para a região do visível a fórmula de Planck pode ser aplicada pela aproximação de Wien e da mesma forma para temperaturas maiores e maiores comprimentos de onda podemos ter também a aproximação dada por Rayleigh e Jeans.
Ver também
Postulado de Planck
O postulado de Planck é um dos princípios fundamentais da mecânica quântica, postulando que a energia dos osciladores em um corpo negro é quantificada, e é dada por
- ,
- x
FUNÇÃO GERAL GRACELI DA TRANS- INDETERMINALIDADE PELO SDCTIE GRACELI
FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI. E DE ESTADOS TRANSICIONAIS
onde é um inteiro (1, 2, 3...), é a constante de Planck e (a letra grega nu, não a letra latina v) é a frequência do oscilador.
Espectro visível
| Característica | Extremo vermelho | Extremo violeta |
|---|---|---|
| Frequência | 400 THz | 750 THz |
| Comprimento de onda: | 750 nm | 400 nm |
Espectro visível (ou espectro óptico) é a porção do espectro eletromagnético cuja radiação é composta por fótons capazes de sensibilizar o olho humano de uma pessoa normal. Identifica-se a correspondente faixa de radiação por luz visível, ou simplesmente luz.
A faixa visível do espectro eletromagnético é delimitada junto à mais baixa frequência oticamente estimulante - percebida como vermelha - pela sugestivamente nomeada faixa de radiação infravermelha, e pelo lado da mais alta frequência perceptível - entendida como violeta - pela nomeada de forma igualmente sugestiva faixa de radiação ultravioleta.
Para cada comprimento de onda pertencente à faixa de luz visível encontra-se associada a percepção de uma cor.
O espectro visível pode ser dividido em subfaixas de acordo com a cor, com a subfaixa do vermelho abarcando os comprimentos de onda longos, a subfaixa do verde ao centro e a subfaixa do violeta abarcando aos comprimentos de onda mais curtos, subdivisões essas facilmente identificáveis na ilustração acima ou mesmo em um arco-íris. Os comprimentos de onda nessa faixa de radiação estão compreendidos entre 370 nm (violeta) e 750 nm (vermelho),[1] sendo comum afirmar-se por aproximação que os comprimentos de onda dessa faixa localizam-se entre os 400 e 700 nanômetros (nm). Em termos de frequência, tem-se por correspondência que o espectro visível define-se pela banda situada entre 400 THz e 790 THz.
O espectro visível não apenas é dependente da espécie como também varia muito de uma espécie animal para a outra. Os cachorros e os gatos, por exemplo, não veem todas as cores que os humanos veem, percebendo do nosso espectro visível apenas as sub-faixas do azul à amarela. Enxergam contudo geralmente bem em preto e branco, numa nuance de cinzas. Já as cobras veem no infravermelho e as abelhas no ultravioleta, faixas para as quais somos cegos. Conforme dito, nós humanos vemos numa faixa que vai do vermelho ao violeta, passando pelo verde, o amarelo e o azul, contudo mesmo entre os humanos pode haver grandes variações quanto aos detalhes da faixa percebida. Em particular os limites do espectro ótico variam muito de espécime para espécime. Pessoas daltônicas costumam ter dificuldades em visualizar cores contidas em certas faixas do espectro.
História[editar | editar código-fonte]
No século XVII, as explicações do espectro óptico vieram de Isaac Newton, quando ele escreveu o livro Opticks. No Século XVIII Goethe escreveu sobre espectros ópticos no seu livro Teoria das Cores. Observações anteriores foram feitas por Roger Bacon que reconheceu o espectro visível em um copo de água, quatro séculos antes de Newton descobrir que os prismas podiam separar e unir a luz branca.[2]
Newton usou pela primeira vez a palavra espectro (latim para "aparência" ou "aparição") impresso em 1671 em uma descrição de seu experimento em óptica. A palavra "espectro" (Spktrum) foi muito utilizada para designar o fantasma Afterimage de Goethe em seu livro Teoria das cores e Schopenhauer em seu livro Sobre a Visão e as Cores. Newton observou que quando um feixe estreito de luz solar se encontra com um prisma de vidro em um ângulo, uma parte é refletida e a outra parte passa o vidro, surgindo diferentes bandas de cores. Newton hipotetizou que a luz era feitas de "corpúsculos" (partículas) de diferentes cores, e que diferentes cores se moviam com diferentes velocidades na matéria transparente, com o vermelho se movendo mais rápido que o violeta, o que resulta que o vermelho possui uma angulação (refração) menor que a do violeta ao passar pelo prisma, criando um espectro de cores
No começo do século XIX, a concepção de espectro visível ficou mais definida, como os diferentes tipos de luz fora do visível foram descobertas e caracterizadas por Willian Herschell (infravermelho) e Johann Wilhelm Ritter (ultravioleta), Thomas Young, Thomas Johann Seebeck, e outros.[3] Young foi o primeiro a medir o comprimento de onda em diferentes cores da luz, em 1802.[4]
A conexão entre o espectro visível e visão de cores foi explorada por Thomas Young e Hermann von Helmholtz no começo do Século XIX. Sua teoria da visão de cores corretamente propõe que o olho humano usa três distintos receptores de cores.
Natureza ondulatória da luz visível[editar | editar código-fonte]
A luz que vemos com os nossos olhos é um tipo de radiação eletromagnética e fonte de energia radiante, pois transporta energia pelo espaço. Todos os tipos de radiações eletromagnéticas transportam-se no vácuo com velocidade de 3X108 m/s (velocidade da luz). A radiação luminosa é periódica, isto é, o padrão de picos ou depressões repetem-se em intervalos regulares. A distancia entre dois picos ou duas depressões é chamado comprimento de onda. O tempo que a radiação emite um comprimento de onda é chamado de período da onda eletromagnética, a quantidade de períodos que são emitidos por segundo é chamado de frequência. O comprimento de onda está diretamente relacionado com a frequência. Se o comprimento de onda é longo, existirão menos ciclos da onda passando por um ponto por segundo (baixa frequência). Se há mais ciclos da onda passando por um ponto por segundo, o comprimento de onda será menor.[5] Essa relação é dada através da equação:
onde,
é a frequência
é o comprimento de onda
é a velocidade da luz no vácuo
Como a velocidade da luz é uma constante, é possível perceber a proporcionalidade da relação entre a frequência e o comprimento de onda, ou seja, quanto maior a frequência menor é o comprimento de onda e vice-versa.
Energia do fóton para a luz visível[editar | editar código-fonte]
Os fótons foram descobertos por Max Planck (1858-1947) em 1900, ele propôs que a energia podia ser liberada ou absorvida pelos átomos através de “pacotes” de energia (Planck nomeou esses “pacotes” de quantum, que significa quantidade fixa), sendo assim todo átomo absorve ou emite quantidades múltiplas de um valor fixo. Esse valor é conhecido como Constante de Planck (h), onde a sua unidade é joule segundos.[5] Em 1905, Albert Einstein (1879-1955), através da teoria de Planck pode explicar o efeito fotoelétrico.[5] Einstein deduziu que cada fóton deveria ter proporcional a frequência da luz certa quantidade de energia, sendo assim,
Sendo :
a Constante de Planck;
a frequência;
Sendo assim, para calcularmos a energia dos fótons do espectro visível, é só multiplicar a frequência (na faixa de 400 Thz a 750 Thz) pela Constante de Planck.
Cores do Espectro[editar | editar código-fonte]
 | ||
|---|---|---|
| Cor | Frequência | Comprimento de onda |
| violeta | 668–789 THz | 380–450 nm |
| azul | 606–668 THz | 450–495 nm |
| verde | 526–606 THz | 495–570 nm |
| amarelo | 508–526 THz | 570–590 nm |
| Laranja | 484–508 THz | 590–620 nm |
| vermelho | 400–484 THz | 620–750 nm |
Cores que podem ser produzidas pela luz em uma banda estreita de comprimentos de ondas (luz monocromática) é chamada cores espectrais puras. Os vários alcances de cores que estão indicadas no diagrama à direita são algumas aproximações: o espectro é contínuo
sem limites bem determinados entre uma cor e outra.[6]
O ponto de Draper é a temperatura aproximada acima da qual quase todos os materiais sólidos brilham visivelmente como resultado da radiação de corpo negro.[1][2][3] Foi estabelecido em 525° C (798 K) por John William Draper em 1847.[4]
Corpos a temperaturas logo abaixo do ponto Draper irradiam principalmente na faixa infravermelha e emitem luz visível insignificante. O valor do ponto de Draper pode ser calculado usando a lei de deslocamento de Wien: a freqüência (em hertz) emitida por um corpo negro se relaciona com a temperatura da seguinte forma[5]
- x
FUNÇÃO GERAL GRACELI DA TRANS- INDETERMINALIDADE PELO SDCTIE GRACELI
FUNÇÃO FUNDAMENTAL E GERAL DO SISTEMA [SDCTIE GRACELI] DE INTERAÇÕES, TRANSFORMAÇÕES EM CADEIAS, DECADIMENSIONAL E CATEGORIAL GRACELI. E DE ESTADOS TRANSICIONAIS
onde
- k é Constante de Boltzmann,
- h é Constante de Planck,
- T é temperatura (em kelvins).
Substituir o ponto de Draper nesta equação produz uma freqüência de 83 THz, ou um comprimento de onda de 3,6 µm, que é bem dentro do infravermelho e completamente invisível ao olho humano. No entanto, a borda principal da curva de radiação do corpo negro se estende, em uma pequena fração do pico da intensidade, para o infravermelho próximo e vermelho-escuro (aproximadamente o intervalo 0,7-1 m), que são muito fracamente visíveis como um vermelho opaco.
De acordo com a lei de Stefan-Boltzmann, um corpo negro no ponto Draper emite 23 quilowatts de radiação por metro quadrado, quase exclusivamente infravermelho.
Cor observada pelo olho humano emitida por um corpo negro[editar | editar código-fonte]
| °C (K) | Cor[6] |
|---|---|
| 480 °C (753,15 K) | brilho avermelhado fraco |
| 580 °C (853,15 K) | vermelho escuro |
| 730 °C (1003,15 K) | vermelho brilhante, levemente alaranjado |
| 930 °C (1203,15 K) | laranja brilhante |
| 1100 °C (1373,15 K) | laranja amarelado pálido |
| 1300 °C (1573,15 K) | amarelo claro |
| > 1400 °C (1673,15 K) | branco (amarelado se visto a distâncias superiores à da atmosfera) |
