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Bastante

bastante - Wikilingue - Encydia

Disambig.svg Para outros significados vejais «Bastante (desambiguació)».
As forças podem empurrar ou jogar, podem ser devidas a fenómenos como a gravidade, o magnetisme, ou qualquer outra causa capaz de fazer que se acelere uma demasiada.

Em física , uma bastante (habitualmente simbolizada como F) é uma acção que provoca uma pertorbació na quantidade de movimento de um corpo. O vector soma de todas as forças que actuam sobre um corpo, a bastante limpa ou bastante resultante, é proporcional à aceleração e à demasiada do corpo. Num corpo extenso uma bastante também pode causar rotació, deformació ou mudanças de pressão . Os efeitos rotacionals são determinados pelo momento, enquanto que a deformació ou a mudança de pressão são determinados pela tensão mecânica que criam as forças. Matemàticament, a bastante limpa é idêntica ao o ritmo de mudança no tempo da quantidade de movimento do corpo sobre o que actua. Em tanto que a quantidade de movimento é um vector (tem uma magnitude e uma direcção), a bastante também será um vector.

O conceito de bastante é muito antigo e foi usado em estàtica e em dinâmica desde a antiguitat mas foi necessário muito tempo até que se teve uma definição acurada. Tanmateix não foi possível de estabelecer uma definição explícita do conceito de bastante, só foi possíveis definições a redundants a partir de altas conceitos. A diferença de outras magnitudes como a longitude ou a demasiada, uma bastante é um conceito abstracte que não pode ser entendido a partir da experiência directa porque não se vê, não é mais que a explicação de efeitos visíveis.

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História

Durante a idade antiga a culminació das contribuições à estàtica foram os trabalhos de Arquímedes durante o século III aC que ainda fazem parte da física moderna. Em mudança, a dinâmica de Aristóteles incorporava erros sobre o papel da bastante que foram corrigidos a em o século XVII, culminando com as contribuições de Isaac Newton. Com o desenvolvimento da mecânica quàntica conheceu-se que as partículas interaccionen entre elas através das forças fundamentais e como consequência o modelo regular da física de partículas pede que todo o que se experimenta como um bastante seja mitjançat pelos bosons de gauge. A grande escada, as forças que se percebem se podem explicar de maneira mais acurada à curvatura do espaço-tempo como explica a teoria da relativitat geral de Albert Einstein. À física moderna só consideram-se quatro forças fundamentais, que em ordem decreixent de magnitude são: a bastante nuclear forte, a bastante electromagnètica, a bastante nuclear débil e a bastante gravitatòria. A bastante nuclear débil e a electromagnètica foram descritas de maneira unificada, como a interacção electrofeble, a partir das observações das interacções entre partículas de alta energia entre as décadas do 1970 e do 1980

Conceitos prenewtonians

Ao antiguitat o conceito de bastante fazia parte da explicação do funcionamento das máquinas simples, a vantagem mecânica que contribuía uma máquina simples permitia a utilização de menos bastante para mover a mesma demasiado ademais distância. A análise das características das forças culminaram com o trabalho de Arquímedes, que foi especialmente conhecido pela sua formulació de seu princípio de Arquimedes sobre as forças que operam aos fluids.

Aristóteles desenvolveu o conceito de bastante de maneira paralela ao seu conceito filosòfic do mundo, só há um único mundo real, físico, e é em constante transformação. A cosmologia de Aristóteles culmina à sua obra Física, considera que os cosmos é finit, ordenado, esfèric, cheio, geocèntric e geoestàtic; dividido em duas regiões diferenciades pelos materiais com que são constituídas e pelo tipo de movimento: uma região supralunar (o céu), formada por esferas concèntriques de èter, uma matéria incorruptible (eterna) e com movimento circular; e uma região sublunar (a terra), quieta ao médio do universo, formada por quatro elementos corruptibles, terra, água, ar e fogo, que podem ter um movimento lineal. Considerava que os objectos tinham uma tendência natural a encontrar o seu lugar, os elementos como a terra ou a água tendiam a restar sobre o terra sem movimento, assim se levantavam um objecto pesando tinha tendência a cair por tal de recuperar o seu lugar natural. Desta guisa diferenciava entre movimento natural, o que faz que os elementos recuperem a posição que os pertoca, do movimento provocado ou não natural que precisa a aplicação continuada de uma bastante contanto que continue. Esta teoria do movimento fundamentava-se na observação do movimento dos objectos mas tinha alguns problemas para explicar o movimento de projectils como as setas.

Os erros dos conceitos aristotèlics não foram corrigidos até o século XVII com os trabalhos de Galileo Galilei, que era influenciat pela ideia medieval de que os objectos em movimento forçado trazem uma bastante innata mesurable, a teoria do impulso (Jean Buridan). Galileo fez uma série de experimento atirando pedres e balas de canhão por um plano inclinado por tal de refutar a teoria de Aristóteles sobre a gravidade (os objectos tendem a recuperar a sua posição natural), demonstrou que os objectos eram acelerados pela gravidade até um ponto que era independente da sua demasiada e considerou que os objectos conservam a sua velocidade se não há chefe bastante que actue, como a fricció, para a parar.

Mecânica newtoniana

Sir Isaac Newton pintado por Godfrey Kneller o 1689

Isaac Newton foi o primeiro a considerar de maneira explícita que forças constantes causam uma quantidade de mudança constante no tempo, isto é são uma derivada respeito do tempo. Newton chegou à primeira e única definição matemática da bastante:

F=\frac{d\vec{p}}{dt}

O 1687 publicou Philosophiae Naturalis Principia Mathematica onde utilizava os conceitos de inércia, bastante e conservação para descrever o movimentos de todos os objectos. Nesta obra vai enunciar três leis sobre o movimento que têm uma relação directa com a maneira como se descrevem as forças à física.

Primeira lei de Newton

A primeira lei de Newton ou lei da inércia enuncia as condições requeridas para o equilíbrio e define a inércia em relação à demasiada de um objecto. Em contraposição à ideia aristotèlica dos estados naturais, Newton propunha que o estado natural seria a ausência de uma bastante limpa actuando sobre um objecto. Isto implicava a condição de velocidade constante, seja zero ou diferente de zero, como estado natural de qualquer estado em massa. Portanto, um objecto continuará movendo-se a uma velocidade constante se não actua uma bastante externa limpa. Como uma extensão dos trabalhos de Galileu, o conceito de inércia está relacionado necessariamente com o conceito de velocidade relativa, de maneira específica, num sistema de dois objectos é impossível determinar qual é em movimento e qual é em repòs; o que em física é equivalente a falar de sistemas de referência inercials.

O conceito de inércia pode-se generalizar para explicar a tendência dos objectos a continuar em diferentes formas de movimento, até e todos aqueles tipos de movimento que não comportam uma velocidade constante. O momento de inércia da rotació da Terra é o que fixa a duração de um dia e de um ano. Albert Einstein estenderia o princípio de inércia para explicar que os sistemas de referência em aceleração constante, como os que implicam uma queda livre verso um objecto em gravitació, são equivalentes aos sistemas de referência inercials. Isto explica porque os astronautas experimentam a ausência de gravidade quando se encontram em queda livre a uma órbita ao redor da Terra e porque as leis de Newton do movimento são mais comprensibles neste tipo de meios. Se um astronauta põe um objecto em massa perto seu, o objecto permanecerá estacionari respeite o astronauta devido à inércia, é o mesmo que passaria se o objecto e o astronauta fossem ao espaço intergalàctic sem chefe bastante gravitacional limpa actuando sobre o seu sistema de referência. Este princípio de equivalència foi um dos fundamentos sobre os que se desenvolveu a teoria da relativitat geral.

Segunda lei de Newton

A bastante define-se com freqüência utilizando a segunda lei de Newton, como o produto da demasiado m multiplicado pela aceleração \vec{a}:

\vec{F} =m\vec{a},

Tanmateix Newton nunca escreveu a fórmula anterior, senão que a sua definição era uma equació diferencial:

\vec{F} = \frac{d\vec{p}}{dt} = \frac{d(m \vec{v})}{dt}

onde \vec{p} é a quantidade de movimento do sistema, a bastante é a quantidade de mudança da quantidade de movimento ao longo do tempo. Em mudança, a aceleração é a quantidade de mudança da velocidade ao longo do tempo. Isto comporta que a crença aristotèlica de que era necessária uma bastante limpa por tal de manter um objecto em movimento não possa ser verdadeira.

A primeira fòrmula, útil só quando m é constante, se pode obter a partir da segunda mediante a seguinte demonstração:

F=\frac{d\vec{p}}{dt}=\frac{d\left( m\vec{v} \right)}{dt}=\frac{dm}{dt}\cdot \vec{v}+m\frac{d\vec{v}}{dt}=0\cdot \vec{v}+m\frac{d\vec{v}}{dt}=m\vec{a}

Faz falta ter em conta que \frac{dm}{dt} = 0 já que m é considerado constante e, portanto, a sua derivada é 0. Muito pelo contrário, se m não fosse constante e dependesse de t, faria falta empregar a expressão completa. Também faz falta observar que \frac{d\vec{v}}{dt} = \vec{a} segundo a definição da aceleração.

A segunda lei de Newton só estabelece a proporcionalitat entre a aceleração e a demasiada com respeito à bastante, mas tanto a aceleração como a demasiada podem ser definidas sem fazer referência a forças. A aceleração medo ser medido utilizando métodos cinemàtics e a demasiada pode ser determinada por meio do estequiometria, apesar que ainda não há uma definição acurada do que é a demasiada. A relativitat geral oferece uma equivalència entre o espaço-tempo e a demasiada, mas carece uma teoria coherent da gravidade quàntica, não é claro se esta conexão é relevando a escada atómica. A segunda lei de Newton ter-se-ia de tomar como uma definição da demasiada escrevendo-a como uma igualdade à que as unidades relativas à bastante e a demasiada são fixas.

Terceira lei de Newton

A terceira lei de Newton é o resultado de aplicar uma simetria a situações às que as forças poder ser atribuídas à presença de diferentes objectos. Dados dois objectos 1 e 2, a terceira lei estabelece que

\vec{F}_{\mathrm{1 on 2}}=-\vec{F}_{\mathrm{2 on 1}}.

isto implica que as forças sempre actuam por pares de acção-reacção. Se os objectos 1 e 2 são ao mesmo sistema, então a bastante limpa do sistema devida à interacção entre os objectos é zero:

\vec{F}_{\mathrm{1 on 2}}+\vec{F}_{\mathrm{2 on 1}}=0.

Isto significa que os sistemas não podem criar forças internas não contrarrestades. Mas se os objectos são a sistemas diferentes, os dois experimentarão uma bastante não contrarrestada e acelerar-se-ão a um respeite o outro conforme com a segunda lei de Newton.

Combinando a segunda e a terceira lei é possível mostrar que a quantidade de movimento de um sistema se conserva. Utilizando

\vec{F}_{\mathrm{1 on 2}} = \frac{d\vec{p}_{\mathrm{1 on 2}}}{dt} = -\vec{F}_{\mathrm{2 on 1}} = -\frac{d\vec{p}_{\mathrm{2 on 1}}}{dt}

e integrando respeito do tempo, obtém-se o equació

\Delta{\vec{p}_{\mathrm{1 on 2}}} = - \Delta{\vec{p}_{\mathrm{2 on 1}}}

Por um sistema que inclui os objecto 1 e 2,

\sum{\Delta{\vec{p}}}=\Delta{\vec{p}_{\mathrm{1 on 2}}} + \Delta{\vec{p}_{\mathrm{2 on 1}}} = 0

que é uma expressão da conservação lineal da quantidade de movimento. Generalizar isto para um sistema com um número arbitrari de partículas é singelo. Isto mostra que o intercâmbio de quantidade de movimento entre os objectos que formam um sistema não afecta à quantidade de movimento do sistema. Em general em tanto que as forças sejam devidas à interacção entre objectos em massa, é possível definir um sistema tal que a quantidade de movimento não se perde nem se ganha.

Forças conservatives e não conservatives

Uma bastante conservativa é aquela bastante o trabalho da qual não depende do percurso realizado, senão que depende exclusivamente da posição inicial e final do corpo. São forças conservatives a bastante gravitatòria, a bastante elàstica, a bastante eléctrica, etc. Também se pode definir a bastante conservativa como aquela bastante que não realiza trabalho num deslocamento fechado.

O conceito de bastante à física moderna

As teories modernas da física não percorrem às forças como fontes ou sintomas de uma interacção. A relativitat geral utiliza o conceito de curvatura do espaço-tempo, a mecânica quàntica descreve troca-los entre as partículas elementares sob a forma de fotons , bosons e gluons. Chefe destas duas teories não percorre às forças. Tanmateix, como a noção de bastante é um apoio prático e intuïtiu, sempre é possível, tanto pela relativitat geral como pela mecânica quàntica de calcular forças. Mas igual que no caso da segunda lei de Newton, as equacions utilizadas não contribuem cabe informação adicional sobre a natureza de uma bastante.

Forças fundamentais

À física moderna só consideram-se quatro forças fundamentais, que em ordem decreixent de magnitude são:

A bastante nuclear débil e a electromagnètica foram descritas de maneira unificada, como a interacção electrofeble.

A escada humana, a maior parte das interacções são causadas pela bastante gravitatòria (que mantém cohesionat o nosso planeta e determina o seu movimento, intervém na geologi, as marés, ...), da bastante electromagnètica, as interacções electromgnètiques entre as moléculas que composen a matéria são a causa de quase todo o que se pode observar (dureza dos materiais, reacções químicas, os estados da matéria, o fregament, o comportamento da luz, a electricidade, os microprocessadors, etc).

A interacção débil é a responsável da estabilidade dos àtoms, manifestações desta bastante vêem-se às reacções nucleares.

A interacção forte permite que as partículas composades de quarks , como os protons e os neutrons, continuem unidas.

Os outros tipos de forças consideradas tradicionalmente em física ou engenharia são expressões macroscòpiques das quatro forças fundamentais. Alguns exemplos são a bastante de fricció ou de fregament, a bastante de arrossegament ou a forças recuperadores que se põem de manifesto em macias ou pèndols. A pressão é uma magnitude física que indica a bastante aplicada por unidade de superfície.

Gravidade

Artigo principal: Gravidade
Um objecto inicialmente imóvel que se deixa cair livremente submetido à gravidade percorre uma distância que é proporcional ao quadrat do tempo decorrido. Uma imagem tomada 20 flaixos por segundo. Durante o primeiro 1/20è de segundo a pelota cai uma unidade de distância (aqui, uma unidade é ao redor de 12 mm); em 2/20caiu-nos um total de 4 unidades; em 3/20ente, 9 unidades etcétera.

O que hoje em dia se denomina gravidade não se identificou como bastante universal até o trabalho de Isaac Newton. Dantes de Newton, a tendência dos objectos a cair para a Terra não se cria relacionada com os movimentos de objectos celestials. Galileu estudou de forma descriptiva as características do movimento de queda livre dos objectos determinante que a sua aceleração é constante e independente da demasiada do objecto. Hoje, esta aceleração causada pela gravidade para a superfície da Terra designa-se normalmente como \vec{g} e tem uma magnitude de aproximadamente 9.81 metros por segundo ao quadrat (esta medida se toma de nível do mar e pode variar dependente de localização nos Países Catalãos o segundo decimal é exacto, em outras partes da Terra o segundo decimal varia), e vai para o centro da Terra.[1] Esta observação quer dizer que a bastante da gravidade num objecto à superfície da Terra é directamente proporcional à demasiada do objecto. Assim um objecto que tem uma demasiada de m experimentará uma bastante:

\vec{F} = m\vec{g}

Na queda livre, esta bastante não encontra cabe oposição e por isto a bastante limpa aplicada ao objecto é o seu peso. Para objectos que não estão em queda livre, a bastante da gravidade se equilibra com as reacções nos seus apoios. Por exemplo, uma pessoa queta ao terra experimenta uma bastante limpa de zero, já que o seu peso equilibra-se com uma bastante normal exercida pelo terra.

A contribuição do Newton à teoria da gravidade foi de unificar os movimentos dos astros celestials, que Aristotle tinha assumido que eram num estado natural de movimento constante, com o movimento de queda observado à Terra. Propôs uma lei da gravidade que poderia explicar os movimentos celestials que se tinham descrito anteriormente utilizando as leis de Kepler.[2]

Newton vai-se adonar que os efeitos da gravidade poder-se-iam observar de maneiras diferentes a distâncias mais grandes. Em particular, Newton determinou que a aceleração da Lua ao redor da Terra poder-se-ia atribuir à mesma bastante de gravidade se a aceleração devida à gravidade diminuía como uma lei inversa do quadrat. Ademais, Newton vai-se adonar que a aceleração devido à gravidade é proporcional à demasiada do corpo que atrai. Combinando estas ideias obtém uma fórmula que relaciona a demasiada (M_\oplus) e o radi (R_\oplus) da Terra com a aceleração da gravidade:

\vec{g}=-\frac{GM_\oplus}{{R_\oplus}^2} \hat{r}

onde o vector direcção vem dado por , \hat{r}o vector unitari dirigido para fora desde o centro da Terra.<

Nesta equació, usa-se uma constante dimensional G para descrever a intensidade relativa da gravidade. Esta constante veio-se a conhecer como a Constante de Newton da gravitació universal,[3] ainda que o seu valor era desconhecido na vida de Newton. Não foi até o 1798 que Henry Cavendish foi capaz de fazer a primeira medida de G usando uma balança de torsió; isto difundiu amplamente na imprensa como a medida da demasiada da Terra já que saber G permite resolver a demasiada da Terra dada a equació a mais acima. Newton, tanmateix, vai-se adonar que como que todos os corpos celestials seguiam as mesmas leis do movimento, a sua lei da gravidade tinha de ser universal. Dedo succintament, a lei do Newton da gravitació estabelece que a bastante sobre objecto esfèric de demasiado m1 devido à atração gravitatòria de um demasiado m2 é

\vec{F}=-\frac{Gm_{1}m_{2}}{r^2} \hat{r}

onde r é a distância entre os centros de demasiado dos dois objectos e \hat{r} é o vector unitari apontado na direcção que vai do centro do primeiro objecto para o centro do segundo object.

Esta fórmula foi basta potente para permanecer como a base por todas as subsegüents descrições de movimento dentro do sistema solar até o século XX. Durante aquele tempo, inventaram-se métodos sofisticats de análises de pertorbacions[4] para calcular os desvios de órbitas devido à influência de múltiplos corpos num planeta, lua, cometa, ou asteroide. O formalisme era basta exacto para permitir aos matemáticos pronosticar a existência do planeta Neptú dantes que fosse observado.[5]

Só tinha a órbita do planeta Mercuri que parecia que a Lei da gravitació de Newton não explicava bastante bem. Alguns astrofísics pronosticaven a existência de outro planeta (Vulcà) que explicaria as discrepâncias; tanmateix, apesar algumas primeiras indicações, não se pôde encontrar cabe planeta. Quando Albert Einstein finalmente formulou a sua teoria de relativitat geral (GR) vai fixar a sua atenção no problema da órbita de Mercuri e encontrou que a sua teoria acrescentava uma correcção que poderia explicar a discrepância. Esta era a primeira vez que a Teoria do Newton da gravidade tinha mostrado de ser menos correcto que uma alternativa.[6]

Desde então, e por agora, a relativitat geral se reconheceu como a teoria que melhor explica gravidade. Em GR, a gravitació não se vê como bastante, senão mais cedo, os objectos que se movem livremente em campos gravitacionals viajam sob a sua própria inércia seguindo rectas através do espaço-tempo curvilini - definidas como o caminho espaço-temporário mais curto entre dois acontecimentos espaço-temporários. Desde a perspectiva do objecto, todo o movimento ocorre como se não tivesse chefe gravitació em absoluto. É só quando se observa o movimento num sentido global que a curvatura de espaço-tempo se pode observar e a bastante se infereix da curvatura do caminho do objecto. Assim, o caminho recto no espaço-tempo se vê como uma linha curva no espaço, e se denomina a trajectória balística do objecto. Por exemplo, uma pelota de basquete lançada contra o terra move-se seguindo uma paràbola, como sucede num campo gravitacional uniforme. A sua trajectória espaço-temporário (quando se acrescenta a dimensão ct extra ) é quase uma recta, ligeiramente corbada (com o radi de curvatura de aproximadamente poucos anos luz). A derivada respeito do tempo da quantidade de movimento do objecto é o que se etiqueta como "bastante".

Forças electromagnètiques

Artigo principal: Bastante electromagnètica

A bastante electrostàtica foi descrita pela primeira vez o 1784 por Coulomb como uma bastante que existe intrínsecament entre dois ónus.[7] As propriedades da bastante electrostàtica eram que variava seguindo uma lei inversa do quadrat da distância dirigia na direcção radial, era tanto atraente como repulsiva (tinha polaritat intrínseca), era independente da demasiada dos objectos carregats, e seguia a lei de superposició. A Lei de Coulomb unifica todas estas observações a uma afirmação.[8]

Os subsegüents matemáticos e os físicos encontravam que a contrucció de um campo eléctrico era útil para determinar a bastante electrostàtica sobre um ónus eléctrico em qualquer ponto do espaço. O campo eléctrico baseava-se ao usar um "ónus de prova" hipotètica a qualquer lugar em espaço e então utilizar a Lei de Coulomb para determinar a bastante electrostàtica.[9] Assim o campo eléctrico presente num ponto qualquer do espaço se define como

\vec{E} = {\vec{F} \over{q}}

onde q é a magnitude do ónus de prova hipotètica.

Mentrestant, descobria-se que entre duas correntes eléctricas existia a bastante de Lorentz do magnetisme. Tem o mesmo carácter matemático que a lei de Coulomb com a prevenção de que correntes den o mesmo sentido se atraem e correntes de diferente sentido se repel·leixen. Similar ao campo eléctrico, o campo magnético pode-se usar para determinar a bastante magnética numa corrente eléctrica em qualquer ponto do espaço. Neste caso, a magnitude do campo magnético determina-se como

B = {F \over{I \ell}}

onde E é a magnitude da corrente de prova hipotètic e \ell é a llargada do conductor hipotètic através do qual flui a corrente de prova. O campo magnético exerce uma bastante a todos os ímans incluindo, por exemplo, os empregados em bússolas. O fato que o campo magnético da Terra se alineï aproximadamente com a orientação do eixo da Terra faz que os ímans das bússolas se orientem a causa que a bastante magnética aplicada à agulha.

Através de combinar a definição de corrente eléctrica como a taxa de variação respeite do tempo do ónus eléctrico, uma regra de produto vectorial denominada a Lei de Lorentz descreve a bastante sobre um ónus que se move num campo magnético.[9] A conexão entre electricidade e magnetisme permite a descrição de uma bastante electromagnètica unificada que actua sobre um ónus. Esta bastante se pode escrever como soma da bastante electrostàtica (devido ao campo eléctrico) e a bastante magnética (devido ao campo magnético):

\vec{F} = q(\vec{E} + \vec{v} \times \vec{B})

onde \vec{F} é a bastante electromagnètica, q é a magnitude do ónus da partícula, \vec{E} é o campo eléctrico, \vec{v} é a velocidade da partícula que atravessa o campo magnético (\vec{B}).

A origem dos campos eléctricos e magnéticos não explicar-se-ia plenamente até 1864 quando James Clerk Maxwell unificava um certo número de teories anteriores a um conjunto succint de quatro equacions. Estes "equacions de Maxwell" descreviam plenamente as fontes dos campos como ónus estacionarias e ónus móveis, e as interacções dos campos mesmos. Isto trouxe a Maxwell a descobrir que os campos eléctricos e magnéticos poderiam ser "auto-gerados" através de uma onda que viaja a uma velocidade que calculou e resultou ser a velocidade da luz. Esta ideia unia os naixents campos de teoria electromagnètica com a òptica e conduzia directamente a uma descrição completa do espectro electromagnètic.[10]

Tanmateix, tentar conciliar a teoria electromagnètica com duas observações, o efeito fotoelèctric, e a inexistència da catástrofe ultraviolada, resultou difícil. A traves do trabalho dos principais físicos teòrics, desenvolvia-se uma nova teoria do electromagnetisme usando a mecânica quàntica. Esta modificação final a teoria electromagnètica conduzia finalmente à electrodinàmica de quàntica (ou QED), que descreve plenamente todos os fenómenos electromagnètics como produzidos por meio de partículas de onda conhecidas como fotons. Em QED, os fotons são a partícula de intercâmbio fundamental que descreve todas as interacções relacionadas com a electromagnetisme incluindo a bastante.[11]

É uma erro comum atribuir a rigidesa dos sólidos à repulsió de ónus sob a influência da bastante electromagnètica. Tanmateix, esta característica de fato resulta do Princípio de Exclusão Pauli. Como que os electrons são fermions, não podem ocupar o mesmo sido quàntic que outros electrons. Quando os electrons num material se empaqueten densament juntos, não há bastante estados quàntics de energia mais baixa para todos eles, assim alguns deles têm de ser em estados de energia mais altos. Isto significa que faz falta energia por empaquetar-los juntos. Enquanto que este efeito se manifesta macroscòpicament como "bastante" estrutural, é tecnicamente só o resultado da existência de um conjunto finit de estados pelos electrons.

Forças nucleares

Artigo principal: Bastante nuclear forte e Bastante nuclear débil

Há duas "forças nucleares" que hoje em dia se descrevem normalmente como interacções que têm lugar em teories quàntiques de física de partículas. A bastante nuclear forte[12] é a bastante responsável da integridade estrutural de núcleos atómicos enquanto a bastante nuclear débil[13] é a responsável da decadência de certos nucleons a leptons e outros tipos de hadrons. A bastante nuclear forte se enten como representação das interacções entre quarks e gluons tal como se detalham na teoria de cromodinàmica quàntica (QCD).[14] A bastante forte é a bastante fundamental produzida pelo intercâmbio de gluons, e actua sobre os quarks, os antiquarks, e os gluons mesmos. A interacção forte é a mais potente das quatro forças fundamentais.

A bastante forte só actua directamente sobre partículas elementares. Tanmateix, um residu da bastante observa-se entre hadrons (o exemplo mais conhecido é a bastante que actua entre nucleons em núcleos atómicos) como a bastante nuclear. Aqui a bastante forte actua indirectamente, transmitida como gluons que fazem parte dos mesons pi e rho virtuais que clàssicament transmitem a bastante nuclear (veja este tema para mais detalhes). O falhanço de muitas procuras de quarks livres mostrou que as partículas elementares afectadas não são directamente observables. Este fenómeno denomina-se confinament da cor.

A bastante débil é devido ao intercâmbio dos bosons W e Z pesants. O seu efeito mais familiar é a desintegració beta (de neutrons em núcleos atómicos) e a radioactivitat associada. A palavra "débil" deriva do fato que o campo de forças seja umas 1013 vezes mais débil que o da bastante forte. Tanmateix, é mais forte que a gravidade a distâncias curtas. Uma teoria electrofeble coherent também se desenvolveu que mostra que as forças electromagnètiques e a bastante débil são indistingibles a temperaturas acima de aproximadamente 1015 Kelvin. Tals temperaturas pesquisaram-se em acceleradors de partículas modernos e mostram as condições do universo nos primeiros momentos do Big Bang.

Forças interiores e forças exteriores

Também existem forças no interior dos corpos, que se denominam forças interiores, como por exemplo as denominadas forças de coesão, que mantêm unidas as partículas de um corpo. As forças exercidas sobre um corpo por outro corpo denominam-se forças exteriores.

Efeitos de uma bastante

afecto-o de uma bastante sobre um corpo depende das características da bastante em questão, que são:

Representação das forças

Uma bastante se representa mediante um segment orientado ou vector no qual são representadas ls quatro características mencionadas:

A recta sobre a qual está situado o vactor se denomina linha de acção da bastante.

Para simbolizar o vector que representa uma bastante, utilizaremos uma letra com uma pequena seta horitzontal em cima. Por exemplo F→.

A mesma letra sem a seta (F) representerà a intensidade da bastante, que não é um vector, senão completamente um valor numèric. No Sistema Internacional (S.I.) a unidade de bastante é o Newton (N).

Efeitos das forças

A deformació é um dos efeitos principais das forças sobre os corpos.

Se uma bastante aplicada a um corpo deformable se desloca ao longo da sua linha de acção, a deformació que produz muda.

Mas se aplicamos uma bastante pequena a uma barra de ferro (por exemplo), não notamos que se deformi em absoluto.

Denominaremos sólido rígido qualquer corpo que não se deformi pela acção das forças.

Em realidade, cabe corpo não é perfeitamente rígido ou indeformable. Tanmateix, em muitos casos, se as forças aplicadas não são muito grandes, a deformació produzida é tão pequena que a podemos considerar nul·la. Por isto, à prática, muitos corpos se podem considerar rígidos.

Exemplo

Supomos agora que deslocamos ao longo da sua linha a acção de uma bastante aplicada a um sólido rígido. Estudamos que passa.

Com respeito a a deformació, nada muda, já que um sólido rígido não se deforma.

Mas as forças têm também um efeito sobre o movimento dos corpos. Uma bastante aplicada a um corpo em movimento pode fazer que este corpo aumente ou diminua de velocidade e também que mude a direcção em que este se move.

Experimentalment se comprova que:

Ao deslocar ao longo da sua linha de acção uma bastante aplicada a um sólido rígido, não se modifica o seu efeito sobre o movimento deste corpo.

Vejais também

Bibliografia

Referências

  1. ↑ Cook, A. H.. «A New Absolute Determination of the Acceleration due tom Gravity at the National Physical Laboratory». Nature, quer. 208 (16-160-1965), pàg. 279 [Consulta: 2008-01-04].
  2. ↑ University Physics, Sears, Young & Zemansky, pp59–82
  3. ↑ «Sir Isaac Newton: The Universal Law of Gravitation». Astronomy 161 The Solar System. [Consulta: 2008-01-04].
  4. ↑ Watkins, Thayer. «Perturbation Analysis, Regular and Singular». Department of Economics. San José State University.
  5. ↑ Kollerstrom, Nick. «Neptune's Discovery. The British Caso for Co-Prediction.». University College London, 2001. Arxivat do original em 2005-11-11. [Consulta: 2007-03-19].
  6. ↑ Einstein, Albert. «The Foundation of the Geral Theory of Relativity» (PDF). Annalen der Physik, quer. 49 (1916), pàg. 769–822 [Consulta: 2006-09-03].
  7. ↑ Cutnell. Physics, Sixth Edition, 519. 
  8. ↑ Coulomb, Charles. «Recherches théoriques te expérimentales sur a force de torsion te sur a élasticité des fios de metal». Histoire de l’Académie Royale des Sciences (1784), pàg. 229–269.
  9. ↑ 9,0 9,1 Feynman, Leighton and Sands. The Feynman Leituras onde Physics The Definitive Edition Volume II. Pearson Addison Wesley, 2006. ISBN 0-8053-9047-2. 
  10. ↑ Duffin, William. Electricity and Magnetism, 3rd Ed.. McGraw-Hill, 1980, 364–383. ISBN 0-07-084111-X. 
  11. ↑ For a complete library onde quantum mechanics see Quantum mechanics#References
  12. ↑ Cutnell. Physics, Sixth Edition, 940. 
  13. ↑ Cutnell. Physics, Sixth Edition, 951. 
  14. ↑ Stevens, Tab. «Quantum-Chromodynamics: A Definition - Science Artigos», 10/07/2003. [Consulta: 2008-01-04].

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