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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Astrofísica e cosmologia


Astrofísica e cosmologia são campos da física que exploram o vasto universo além do nosso planeta Terra. Isso inclui entender estrelas, galáxias, buracos negros, o início do universo e muito mais. Nesta lição, discutiremos esses temas em profundidade, dividindo-os em conceitos compreensíveis.

O que é astrofísica?

Astrofísica é o ramo da astronomia que estuda a física do universo. Inclui as propriedades físicas dos objetos celestes e os processos que os controlam. A astrofísica examina o ciclo de vida das estrelas, a formação dos planetas e o comportamento da matéria em condições extremas, como buracos negros e estrelas de nêutrons.

Entendendo as estrelas

Estrelas são corpos celestes maciços compostos principalmente de hidrogênio e hélio que produzem luz e calor a partir da fusão nuclear ocorrendo em seus núcleos. A vida de uma estrela pode ser descrita em termos de um ciclo.

Estrelas começam como nuvens de poeira e gás. Quando essas nuvens colapsam devido à sua própria gravidade, formam uma protoestrela. Se essa protoestrela acumular massa suficiente, a fusão nuclear começa. É nesse ponto que os átomos de hidrogênio se fundem para formar hélio, liberando energia na forma de luz e calor.

Aqui está uma ilustração simplificada da estrutura de uma protoestrela:

A energia produzida contrabalança a força da gravidade, fazendo com que a estrela se torne estável. Eventualmente, a estrela esgotará seu combustível nuclear, resultando em sua morte. Dependendo do tamanho da estrela, ela pode se tornar uma anã branca, uma estrela de nêutrons ou até mesmo colapsar em um buraco negro.

Ciclo de vida das estrelas

O ciclo de vida das estrelas consiste em diferentes fases, e cada fase dura milhões ou bilhões de anos:

  • Sequência principal: A maioria das estrelas, incluindo o nosso Sol, permanece nesta fase mais longa, onde queimam hidrogênio em hélio.
  • Gigantes vermelhas ou supergigantes: Após o esgotamento do hidrogênio, as estrelas se expandem e esfriam, tornando-se gigantes vermelhas ou supergigantes.
  • Estágio final: Estrelas pequenas perdem suas camadas externas e tornam-se anãs brancas. Estrelas massivas explodem como supernovas, potencialmente produzindo buracos negros ou estrelas de nêutrons.

Física das estrelas

Estrelas são grandes sistemas físicos onde diversos processos físicos ocorrem. Vamos discutir dois processos importantes: fusão nuclear e equilíbrio gravitacional.

Fusão nuclear: A temperatura extrema e a pressão no centro de uma estrela fazem com que os núcleos de hidrogênio colidam e se fundam para formar hélio. Isso é ilustrado da seguinte forma:

4 H -> He + Energia

Este processo libera enormes quantidades de energia, que mantêm a estrela viva por milhões de anos.

Equilíbrio gravitacional: Também conhecido como equilíbrio hidrostático, é o balanço entre a atração gravitacional interna e a pressão externa da fusão nuclear. Isso é crucial para a estabilidade de uma estrela. A pressão da fusão no núcleo deve contrabalançar as forças gravitacionais que tentam comprimi-la.

O que é cosmologia?

Cosmologia é o estudo de todo o universo. Ela tenta entender a origem, evolução, estrutura e destino final do universo. Cosmólogos exploram questões como, por exemplo, como o universo começou, por que ele está do jeito que está e o que acontecerá com ele no futuro.

A Teoria do Big Bang

A teoria mais proeminente em cosmologia é a teoria do Big Bang. Ela propõe que o universo começou como um estado extremamente quente e denso há cerca de 13.8 bilhões de anos e tem se expandido desde então.

Para entender esse conceito, pense no universo como um balão. Quando você coloca ar dentro dele, o balão (universo) se expande. As galáxias dentro do balão se afastam umas das outras, assim como os pontos na superfície de um balão quando ele é inflado.

À medida que o universo se expande, a distância entre as galáxias aumenta, mas as galáxias em si permanecem intactas. Isso explica o desvio para o vermelho visto na luz de galáxias distantes, um fenômeno que apoia a expansão do universo.

Matéria escura e energia escura

Existem duas coisas misteriosas no universo: matéria escura e energia escura. Juntas, elas compõem cerca de 95% da fração total de massa-energia do universo.

Matéria escura: Embora não possa ser vista diretamente com telescópios, a matéria escura exerce uma força gravitacional. Ela ajuda a manter as galáxias unidas e afeta sua rotação. Ao contrário da matéria comum, a matéria escura não emite, absorve ou reflete luz.

Energia escura: Esta é a força que se acredita ser responsável pela aceleração da expansão do universo. Diferentemente da matéria escura, que age em grande escala dentro das galáxias, a energia escura age em escala cósmica, afetando todo o universo.

Observações chave em cosmologia

  • Fundo Cósmico de Micro-ondas (CMB): Esta é a radiação deixada pelo Big Bang, fornecendo uma imagem instantânea do universo recém-nascido cerca de 380,000 anos após seu início.
  • Desvio para o vermelho das galáxias: O desvio observado na luz de galáxias distantes é um importante suporte para a teoria de um universo em expansão. Quanto maior o desvio, mais rápido a galáxia está se afastando.
  • Distribuição das galáxias: A estrutura em grande escala do universo alinha galáxias em enormes filamentos e aglomerados, separados por vazios. Essa distribuição reflete a influência tanto da matéria escura quanto da energia escura.

Inter-relação da astrofísica e cosmologia

Astrofísica e cosmologia estão intimamente ligadas, pois entender diferentes fenômenos astronômicos nos ajuda a compreender a evolução e a estrutura do universo. Por exemplo, ao estudar a formação de estrelas e supernovas, aprendemos sobre a criação e dispersão de elementos. Esse conhecimento é importante para modelos cosmológicos que prevêem como o universo evolui ao longo do tempo.

Conceitos importantes e suas inter-relações

  • Nucleossíntese em estrelas e o Big Bang: Enquanto a nucleossíntese do Big Bang produziu apenas elementos mais leves (hidrogênio, hélio, e pequenas quantidades de outros), estrelas produzem elementos mais pesados através da fusão nuclear. Compreender esses processos ajuda a descrever a composição química do universo.
  • Buracos negros e o destino do universo: Buracos negros, que surgem no final do ciclo de vida de estrelas massivas, nos ajudam a pensar sobre o destino do universo devido à sua capacidade de distorcer o espaço-tempo e acumular massa.

Fórmulas e modelos usados na astrofísica e cosmologia

Vários modelos matemáticos e equações são usados para descrever e prever fenômenos astrofísicos e cosmológicos:

Para dinâmica estelar, as leis de movimento de Newton e a lei da gravitação universal são importantes:

F = G * (m1 * m2) / r^2

Onde F é a força gravitacional, G é a constante gravitacional, m1 e m2 são as massas, e r é a distância entre elas.

Na cosmologia, as equações de Friedmann descrevem a expansão do universo:

(dot{a}/a)^2 = 8πGρ/3 - kc^2/a^2 + Λc^2/3

onde a é o fator de escala, ρ é a densidade da matéria, k é a constante de curvatura, Λ é a constante cosmológica, e c é a velocidade da luz.

Conclusão

Astrofísica e cosmologia juntas nos ajudam a entender a vasta escala e os mistérios do universo. Essas ciências nos permitem traçar a história do universo, desde o nascimento das estrelas até o universo que vemos hoje, nos ensinando sobre as forças fundamentais e os elementos que moldam tudo ao nosso redor. Ao estudar esses campos, ganhamos insights necessários não apenas por curiosidade científica, mas para entender nosso próprio lugar na vasta extensão do universo.


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