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NOTAS DE AULAS DE ESTRUTURA DA MATÉRIA Prof. Carlos R. A. Lima CAPÍTULO 12 ESTATÍSTICA QUÂNTICA Primeira Edição – junho de 2005

capitulo12 - Estatistica Quantica

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NOTAS DE AULAS DE ESTRUTURA DA MATÉRIA

Prof. Carlos R. A. Lima

CAPÍTULO 12

ESTATÍSTICA QUÂNTICA

Primeira Edição – junho de 2005

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CAPÍTULO 12 – ESTATÍSTICA QUÂNTICA

ÍNDICE 12-1- Introdução 12.2- Indistinguibilidade de Partículas 12.3- Função de Distribuição Estatística 12.3.1- Estatística de Maxwell – Boltzmann 12.3.2- Estatística de Fermi – Dirac 12.3.3- Estatística de Bose - Einstein 12.4- Problema da Partícula Livre e Limite das Altas Temperaturas 12.5- Estatística de Gases Ideais 12.6- Estatística de Fótons 12.7- Modelo de Einstein para Sólidos – Estatística de Osciladores Atômicos 12.8- Modelo de Debye para Sólidos – Estatística de Fônons 12.9- O limite de Baixas Temperaturas para Férmions 12.10- Lasers e Masers – Facultativo 12.11- Holografia - Facultativo Nessa apostila aparecem seções, sub-seções e exemplos resolvidos intitulados como facultativos. Os assuntos que se referem esses casos, podem ser dispensados pelo professor durante a exposição de aula sem prejuízo da continuidade do curso de Estrutura da Matéria. Entretanto, é desejável que os alunos leiam tais assuntos e discutam dúvidas com o professor fora do horário de aula. Fica a cargo do professor a cobrança ou não dos tópicos facultativos. Excluindo os tópicos facultativos, esse capítulo deve ser abordado no máximo em 6 aulas de quatro créditos.

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Lista de Exercícios 1- Considere um ensemble formado por dois sistemas ( 2M = ) cada um contendo dois níveis de energia 1ε e 2ε . Os níveis de energia 1ε e 2ε são ocupados, cada um, por duas partículas ( ). Encontre o número de maneiras W de permutar as partículas nos estados se essas forem: (a) distinguíveis , (b) férmions ou (c) bósons. Explique essas contagens com a ajuda de diagramas esquemáticos.

1 2 2N N= =

2- Dê uma justificativa que permita afirmar que a distribuição de Maxwell-Boltzmann se situa entre as distribuições de Bose-Einstein e Fermi-Dirac. 3- Sabe-se que, para a estatística de Maxwell-Boltzmann, a energia média por partícula é

ln Zε β∂= − ∂ , onde

1

i

i

Z e βε∞

=

= ∑ é a função de partição. Use esse resultado e o fato que

3th

VZ λ= , onde 1 22

2thh

mβλ π

⎛= ⎜⎝ ⎠

⎞⎟ é o comprimento de onda de de Broglie térmico, para mostrar

que 32 Bk Tε = .

4- Utilizando a estatística de Maxwell-Boltzmann, ( ) i

iNn Z e βε−= , e o fato que ln Zε β

∂= − ∂ ,

mostre que a flutuação de energia por partícula ε∆ , pode ser escrita em termos da função de partição Z , como

( )2

22 22 ln Zε ε ε

β∂

∆ = − =∂

(Sugestão: Primeiramente mostre que 2

2 22

1

1 1i i

i

ZnN Z

ε εβ

=

∂= =

∂∑ e, em seguida, adote a

identidade 22

2 2

1 1 1Z Z ZZ Z Zβ β β

⎛ ⎞ ⎛∂ ∂ ∂ ∂= −⎜ ⎟ ⎜∂ ∂ ∂ ∂⎝ ⎠ ⎝ β

⎞⎟⎠

).

5- Considere um sistema de partículas distinguíveis no qual cada partícula tem dois possíveis níveis de energia

N1 0ε = e 2ε = ∆ . Um exemplo desse sistema é um sólido com

vacâncias, ou lacunas, em posições intermediárias na rede cristalina, que podem ser ocupadas por elétrons. (a) Encontre as funções distribuições , e construa um gráfico da razão 1n 2n 2 1n n como função do parâmetro e βτ − ∆= , no intervalo 0 1τ≤ ≤ correspondente a variação da

temperatura de zero a infinito. (b) Encontre a energia média ε e o calor específico d

cdTε

= .

Construa gráficos ε ∆ e Bc k como função de τ ou de Bk T ∆ . 6- Um reservatório é ocupado com gás de a uma pressão de 1 ( ) à temperatura ambiente ( ). (a) Assumindo o sistema como um gás ideal, encontre a concentração

2H atm 51,013 10 Pa×300T = K

N V de partículas. (b) Estime o espaçamento a entre partículas usando

( )13Va N∼ . (c) Calcule o comprimento de onda térmico thλ de de Broglie. Para que temperatura

o gás deve ser resfriado para que os efeitos quânticos fiquem importantes? Estime essa 102

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m

temperatura por meio da comparação do comprimento de onda térmico de de Broglie com o espaçamento entre partículas. Repita os cálculos para elétrons de condução num metal onde o espaçamento médio entre partículas é 0,1a n= . 7- Nas equações do gás ideal usou-se grandezas não-relativísticas. Explique porque isso é permitido nesse caso, considerando-se o efeito da temperatura e a natureza das partículas.

8- A equação ( )3 1 1

2 2 22p e eβεε β ε επ

−= ∼ βε− dá a densidade de probabilidade de Maxwell-

Boltzmann de encontrar a energia de uma partícula no intervalo de energia entre ε e dε ε+ . Encontre a energia mais provável maximizando a função ( )p ε . Compare o resultado com

32 Bk Tε = .

9- Encontre a energia total E e a capacidade térmica da radiação de corpo negro de uma cavidade de volume V . Mostre que C tem a mesma dependência com a temperatura que um sistema de fônons a baixa temperatura. Estime esse valor para a temperatura ambiente ( ) e a volume de .

C

300K31cm

10- Cite algumas semelhanças e diferenças entre fótons e fônons. 11- O hélio sólido pode ser fabricado somente pela pressurização do hélio líquido a uma temperatura muita baixa. Sua temperatura de Debye é da ordem de 30KΘ = como determinado

por medidas de capacidade térmica. Se a separação entre partículas é ( )13 0,3Va nN∼ ∼ m

determine a velocidade do som sc nesse material. Compare seu resultado com a velocidade do som no ar (330 ), para observar uma anomalia associada ao hélio sólido. É notório que a velocidade na maioria dos sólidos é maior do que a velocidade do som no ar.

/m s

12- Dê o significa físico para a temperatura de Debye. 13- A freqüência máxima da onda sonora nos sólidos é aproximadamente dada, por

( )2 2 21 2 32 2

s sm

c scn n n cL L a

ν = + + ≈ a

m

onde é o espaçamento médio entre partículas. Sabendo-se

que a velocidade do som no cobre é da ordem de e o espaçamento médio entre átomos é , determine o valor de

5000 /m s0, 2a n≈ mν nesse metal. Essa freqüência é audível pelo

ouvido humano? Justifique. 14- Calcule a temperatura de Fermi associada ao sistema de prótons e neutrons no interior de um núcleo atômico. Nos cálculos, considere uma separação entre partículas da ordem de

. Na sua opinião, temperaturas como essa poderiam ser alcançadas atualmente? Justifique.

FT

1510a −∼ m

15- Uma anã branca é o nome que se dá ao estágio final de algumas estrelas. Devido a alta temperatura de Fermi , os elétrons no interior de uma anã branca são muito degenerados. FT

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Quando uma estrela queima, todo o seu combustível de hidrogênio é transformado principalmente em plasmas de núcleo de Hélio ( Partículas α ) e elétrons. As forças gravitacionais entre os núcleos de Hélio causa o colapso da estrela até que ocorra um equilíbrio

com a pressão de Pauli PP dos elétrons, dada por ( )2 05P FP ρε= . A pressão gravitacional

para dentro da estrela pode ser calculada usando-se uma equação análoga a

GP

23

EPV

= discutida

no texto, isto é

2

3

1GG

E GMPV R R

∼ ∼

onde é a energia potencial gravitacional, é a constante gravitacional,

GE 11 2 26,673 10 . /G N m−= × KgR é o raio da estrela e HeM NM∼ é a massa da estrela constituída de átomos

de Hélio, cada um de massa

N

HeM . Como ( )2 05P FP ρε= e ( ) ( )

2 22 30 3

2Fem

ε π ρ= , então a

pressão de Pauli PP para fora da estrela , é

22 3

3 3Pe

N NPR m R

⎛ ⎞⎜ ⎟⎝ ⎠

onde é a massa do elétron e o número de elétrons é , o dobro do número de núcleos de Hélio.

em 2N

(a) Igualando-se PP e , encontre uma expressão para o raio GP R de uma estrela no seu estágio de anã branca. Use a massa solar 301,99 10SM M= = × Kg , para mostrar que o sol deve ter um raio da ordem de 700R Kg∼ no seu estágio de anã branca. O resultado do item (a) mostra que a anã branca é um objeto muito compacto. Entretanto, isso não deve estar totalmente correto, uma vez que, efeitos relativísticos não foram considerados no cálculo do raio R . (b) Mostre que efeitos relativísticos deveriam ser levados em conta no cálculo de R , encontrando-se o que se chama de velocidade de Fermi , por Fv

( ) 2102F em vε = F

Enquanto a idéia básica dos cálculos efetuados acima permanecem válidos, o tratamento relativísticos deve produzir resultados interessantes tal como: Para massas de estrelas maior do que 1,4 SM , a pressão de Pauli não consegue equilibrar o colapso gravitacional, ocorrendo uma supernova, formando uma estrela de neutron ou um buraco negro. Essa massa crítica é conhecida como o limite Chandrasekhar, descoberta por S. Chandrasekhar em 1934.

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