Graduação
  1. Mecânica clássica  1.1. dinâmica  1.1.1. Movimento em uma dimensão  1.1.2. Movimento em duas dimensões  1.1.3. movimento de projétil  1.1.4. Velocidade relativa  1.1.5. Movimento circular uniforme  1.1.6. Movimento circular não uniforme  1.1.7. Sistemas de referência e transformações  1.2. Leis de Newton do Movimento  1.2.1. Primeira lei do movimento  1.2.2. Segunda lei do movimento  1.2.3. Terceira Lei do Movimento  1.2.4. Aplicações das Leis de Newton  1.2.5. Atrito e seus tipos  1.2.6. Diagrama de Corpo Livre  1.2.7. Restrições e pseudo-forças  1.3. Trabalho e Energia  1.3.1. trabalho realizado pela força  1.3.2. Teorema trabalho–energia  1.3.3. Energia Cinética  1.3.4. Energia potencial na mecânica clássica  1.3.5. Forças conservativas e não conservativas  1.3.6. Conservação de Energia  1.3.7. Potência e eficiência  1.4. Velocidade e colisões  1.4.1. Momento linear  1.4.2. Conservação do Momento  1.4.3. Impulso e força de impacto  1.4.4. Colisão elástica e inelástica  1.4.5. Centro de massa e velocidade  1.4.6. Propulsão de Foguetes  1.5. Movimento rotacional  1.5.1. Torque e Momento Angular  1.5.2. Momento de inércia  1.5.3. Cinemática Rotacional  1.5.4. Energia Rotacional  1.5.5. Movimento de Rolamento  1.5.6. Precessão e movimento giroscópico  1.6. Força gravitacional  1.6.1. Lei da gravitação universal de Newton  1.6.2. Energia potencial gravitacional  1.6.3. Mecânica orbital  1.6.4. Leis do movimento planetário de Kepler  1.6.5. Campo gravitacional e potencial  1.7. Fluid mechanics  1.7.1. Pressão e Princípio de Pascal  1.7.2. Flutuabilidade e o Princípio de Arquimedes  1.7.3. Dinâmica dos Fluidos e Princípio de Bernoulli  1.7.4. Viscosidade e Lei de Poiseuille  1.7.5. Tensão superficial e capilaridade  1.8. Oscilações e ondas  1.8.1. Movimento Harmônico Simples  1.8.2. Oscilações amortecidas e forçadas  1.8.3. Oscilações acopladas e modos comuns  1.8.4. Propriedades e tipos de ondas  1.8.5. Ondas Sonoras e o Efeito Doppler  1.8.6. Interferência de ondas e superposição
  2. Eletromagnetismo  2.1. Eletrostática  2.1.1. Carga elétrica e propriedades  2.1.2. Lei de Coulomb  2.1.3. Campo elétrico e potencial elétrico  2.1.4. Lei de Gauss  2.1.5. Capacitância e Dielétrico  2.1.6. Dipolo elétrico e energia potencial  2.2. Circuitos Elétricos  2.2.1. Corrente e Resistência  2.2.2. Lei de Ohm  2.2.3. Leis de Kirchhoff  2.2.4. Circuito RC  2.2.5. Circuits de CA e Reatância  2.2.6. Energia e potência elétrica  2.3. Magnetismo  2.3.1. Campos e Forças Magnéticas  2.3.2. Lei de Ampère  2.3.3. Momento de dipolo magnético  2.3.4. Lei de Biot-Savart  2.3.5. Materiais Magnéticos e Histerese  2.4. Indução eletromagnética  2.4.1. Lei de Faraday  2.4.2. Lei de Lenz  2.4.3. Autoindução e indução mútua  2.4.4. Transformadores e circuitos indutivos  2.5. Equações de Maxwell  2.5.1. Lei de Gauss para eletricidade  2.5.2. Lei de Gauss para o magnetismo  2.5.3. Lei da indução de Faraday  2.5.4. Lei de Ampere-Maxwell  2.5.5. Ondas eletromagnéticas
  3. Termodinâmica  3.1. Leis da Termodinâmica  3.1.1. Lei Zero da Termodinâmica  3.1.2. Primeira lei da termodinâmica  3.1.3. Segunda Lei  3.1.4. Terceira Lei  3.2. Calor e trabalho  3.2.1. Transferência de calor (condução, convecção, radiação)  3.2.2. Expansão térmica  3.2.3. Motores térmicos e refrigeradores  3.2.4. Ciclo de Carnot e eficiência  3.3. Mecânica estatística  3.3.1. Distribuição de Maxwell–Boltzmann  3.3.2. Entropia e Probabilidade  3.3.3. Função de partição  3.3.4. Estatísticas de Fermi–Dirac e Bose–Einstein
  4. Óptica  4.1. Óptica Geométrica  4.1.1. Reflexão e Refração  4.1.2. Espelhos e lentes  4.1.3. Instrumentos Ópticos  4.1.4. Princípio de Fermat  4.2. Óptica de ondas  4.2.1. Interferência em óptica de ondas  4.2.2. Difração  4.2.3. Polarização  4.2.4. Coerência e holografia
  5. Mecânica quântica  5.1. Dualidade onda-partícula  5.1.1. Radiação de corpo negro na dualidade onda-partícula em mecânica quântica  5.1.2. Efeito Fotoelétrico  5.1.3. Espalhamento Compton  5.1.4. Comprimento de onda de De Broglie  5.2. Equação de Schrödinger  5.2.1. Equação de Schrödinger independente do tempo  5.2.2. Partícula em uma caixa  5.2.3. Túnel Quântico  5.2.4. Poços e barreiras de potencial  5.3. Estados Quânticos  5.3.1. Função de onda  5.3.2. Operadores quânticos  5.3.3. Princípio da incerteza de Heisenberg  5.3.4. Momento angular e spin
  6. Relatividade  6.1. Relatividade especial  6.1.1. Transformações de Lorentz  6.1.2. Expansão do tempo e contração do comprimento  6.1.3. Energia relativística e momento  6.2. Relatividade Geral  6.2.1. Princípio da Equivalência  6.2.2. Métrica de Schwarzschild  6.2.3. Ondas gravitacionais  6.2.4. Buracos negros e horizontes de eventos
  7. Física do estado sólido  7.1. Estrutura cristalina  7.1.1. Redes de Bravais  7.1.2. Difração de raios X  7.1.3. Teoria das bandas  7.1.4. Fónons e vibrações da rede  7.2. Propriedades Elétricas e Magnéticas  7.2.1. Condutores, Semicondutores e Isolantes  7.2.2. Supercondutividade  7.2.3. Efeito Hall
  8. Física nuclear e de partículas  8.1. Estrutura Atômica  8.1.1. Modelo Atômico  8.1.2. Energia de ligação nuclear  8.2. Radioatividade  8.2.1. Decaimento alfa, beta, gama  8.2.2. Meia-vida  8.2.3. Fissão e Fusão Nuclear  8.3. Física de partículas  8.3.1. Modelo Padrão  8.3.2. Quarks e Léptons  8.3.3. antimatéria  8.3.4. Interações fundamentais
  9. Astrofísica e cosmologia  9.1. Evolução estelar  9.1.1. Formação estelar  9.1.2. Buracos negros e estrelas de nêutrons  9.1.3. Anãs brancas e supernovas  9.2. Cosmologia  9.2.1. The Big Bang Theory  9.2.2. Matéria escura e energia escura  9.2.3. Fundo cósmico de micro-ondas

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Buracos negros e estrelas de nêutrons


Na fascinante jornada da evolução estelar, buracos negros e estrelas de nêutrons representam alguns dos endpoints mais fascinantes. Estes corpos celestes formam-se a partir dos restos de estrelas massivas que esgotaram seu combustível nuclear e passam por mudanças dramáticas. Embora sua física subjacente seja complexa, a exploração em nível de pós-graduação pode nos ajudar a apreciar suas características únicas e os processos dramáticos que lhes dão origem.

Ciclo de vida de uma estrela massiva

As estrelas começam seus ciclos de vida como nuvens de gás e poeira no universo. Através de um processo chamado fusão nuclear, elas geram energia convertendo hidrogênio em hélio em seus núcleos. A pressão externa das reações de fusão equilibra a atração da gravidade, mantendo a estrela estável. No entanto, quando uma estrela esgota seu combustível nuclear, esse equilíbrio é perturbado, e o núcleo da estrela começa a colapsar sob sua própria gravidade.

Formação de uma estrela de nêutrons

Quando estrelas com massas de cerca de 8 a 25 vezes a massa do nosso Sol chegam ao fim de seus ciclos de vida, elas passam por uma espetacular explosão conhecida como supernova. O núcleo remanescente pode se tornar uma estrela de nêutrons.

Características das estrelas de nêutrons

  • Estrelas de nêutrons são incrivelmente densas; um pedaço de material do tamanho de um cubo de açúcar de uma estrela de nêutrons pesa aproximadamente o mesmo que o peso de toda a raça humana.
  • Elas têm campos magnéticos fortes e podem frequentemente ser observadas como pulsares, que emitem feixes de radiação.
  • Apesar do seu pequeno tamanho, cerca de 20 quilômetros de diâmetro, são capazes de condensar mais massa que o Sol.

Física das estrelas de nêutrons

Durante o colapso do núcleo, elétrons e prótons se combinam para formar nêutrons através do decaimento beta inverso:

p + e⁻ → n + νₑ

Isso cria uma estrutura rica em nêutrons, o que dá à estrela de nêutrons seu nome. A pressão de degeneração dos nêutrons impede um colapso maior, levando a um corpo estável (embora denso).

Cena da estrela de nêutrons

Estrela de nêutrons

Formação de buracos negros

Estrelas com massas superiores a 25 massas solares têm um destino diferente. Quando seu combustível nuclear é esgotado, seu núcleo colapsa sem retornar ao equilíbrio, formando um buraco negro.

Características dos buracos negros

  • Definidos por um horizonte de eventos, além do qual nada (nem mesmo a luz) pode escapar.
  • Extremamente densos, e com atrações gravitacionais tão fortes que distorcem o espaço-tempo significativamente.
  • Embora os buracos negros sejam invisíveis, seus efeitos podem ser vistos através de seu efeito gravitacional em objetos próximos.

Física dos buracos negros

O conceito de raio de Schwarzschild nos ajuda a entender o tamanho do horizonte de eventos:

R_s = (frac{2GM}{c^2})

Aqui, (G) é a constante gravitacional, (M) é a massa do objeto, e (c) é a velocidade da luz. Quando o centro de uma estrela encolhe para esse raio, um buraco negro é formado.

Visualização de buraco negro

Buracos negros

Comparação entre estrelas de nêutrons e buracos negros

Estrelas de nêutrons e buracos negros são produtos fascinantes da evolução estelar, exibindo estados extremos de matéria e gravidade. Comparar os dois proporciona uma visão sobre as maravilhas da astrofísica:

Especialidade Estrelas de nêutrons Buracos negros
Estado físico Núcleo denso de nêutrons Singularidade com horizonte de eventos
Tamanho Aproximadamente 20 km de diâmetro Definido pelo horizonte de eventos
Densidade Muito denso, mas finito Potencialmente infinito na origem
Detectabilidade Aparecem como pulsares ou binárias de raios-X Detectados por efeitos gravitacionais

Conclusão

A evolução das estrelas em estrelas de nêutrons e buracos negros destaca o equilíbrio de forças que regem nosso universo. Entender como esses corpos celestes se formam e quais são suas propriedades avança nosso conhecimento sobre gravidade, física nuclear e física relativística. Eles fornecem um vislumbre em áreas onde nossas leis padrão da física são testadas e demonstram a escala extraordinária e as forças que existem no universo.

Exploração adicional

Pesquisas e observações continuam a fornecer novos insights sobre buracos negros e estrelas de nêutrons. À medida que a tecnologia avança, podemos esperar descobertas ainda maiores que desvendarão ainda mais os mistérios desses gigantes celestiais misteriosos.


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