ÚLTIMOS EXERCÍCIOS DE REVISÃO

E aí galera boa do Sesi,estamos na reta final da corrida deste ano, não é mesmo?
Para tanto, vamos começar nossa revisão do último Quadrimestre, legal né?!?!?
Então, queridos alunos e alunas, o link para acesso aos exercícios de revisão já está liberado com os exercícios deste quadrimestre, ok?
Basta clicar no link ao lado "Exercícios de Revisão de Física, e escolher o arquivo para download referente ao seu ano de estudo.
Estaremos corrigindo em sala todos eles a partir desta quarta-feira.
Abraços a todos!

NOVOS EXERCÍCIOS DE REVISÃO

E aí galera boa do Sesi, todo mundo bastante descansado?
Espero que sim, pois antes das férias de julho, vamos começar nossa revisão do 2º Quadrimestre, legal né?!?!?
Portanto, queridos alunos e alunas, o link para acesso aos exercícios de revisão já está liberado com os exercícios deste quadrimestre, ok?
Basta clicar no link ao lado "Exercícios de Revisão de Física, e escolher o arquivo para download referente ao seu ano de estudo.
Estaremos corrigindo em sala todos eles a partir desta segunda-feira.
Abraços a todos!


PS.: E NÃO SE ESQUEÇAM: SAAANNNTTTOOOSSSS - SOU TRICAMPEÃO DA LIBERTADORES! Olê olê olá, Santos, Santos!
Um abração pros "manos" que ficaram "secando" meu peixe e tiveram que vibrar com o Santos Campeão!!!!

BURACOS NEGROS

Concepção artística de um buraco negro (NASA)

          Em 1704, em sua obra Optiks, Newton sugeriu que a luz era formada de partículas, cujo movimento poderia ser explicado pela mecânica desenvolvida por ele. Ainda no século XVII, entretanto, o holandês Christian Huygens defendeu a ideia de que a luz seria uma onda, como o som.

           Seria justo pensar que, no caso da luz ser formada de partículas, elas seriam atraídas pela gravidade. Assim, a luz deveria ter uma velocidade mínima para “fugir” de um determinado campo gravitacional, como todos os outros corpos – tal velocidade é conhecida como velocidade de escape. A da Terra, por exemplo, é de 11 km/s.

           No século XVII, Roemer chegou a um valor finito para a velocidade da luz: 225.000 km/s (o valor aceito atualmente é de 300.000 km/s). Uma das consequências de a luz ter uma velocidade finita seria que, se existisse no Universo um objeto cuja densidade provocasse uma velocidade de escape maior que a da luz, seria impossível que ela saísse da sua atração gravitacional. Se esse objeto fosse uma estrela, a luz gerada por ela voltaria para si própria, e se a olhássemos da Terra, veríamos apenas uma região negra no espaço.

           A primeira descrição explícita de tal proposta pode ser creditada a John Michell (1783). O marquês de Laplace, de maneira independente, descreveu tal fenômeno nas duas primeiras edições de seu livro O Sistema do Mundo. Nas edições seguintes, no entanto, deixou essa proposta de fora – muito provavelmente devido à bem sucedida experiência do inglês Thomas Young, que demonstrou o caráter ondulatório da luz.

           Em 1915, Albert Einstein publicou sua Teoria da Relatividade Geral, TRG, que, entre outras coisas, prevê que a luz deveria sofrer desvios ao se aproximar de campos gravitacionais intensos, como o provocado pelo Sol. A suposta comprovação dessa hipótese ocorreu em 1919, quando foram feitas fotografias durante um eclipse solar na cidade cearense de Sobral.

          Apenas um ano depois da publicação da TRG, Karl Schwarzschild utilizou essa teoria para obter soluções matemáticas que apontavam para o que hoje pode ser chamado de buraco negro. Inicialmente, este resultado não convencia o próprio Einstein; pare ele, a solução obtida não tinha uma realidade física.

Em 1939, o norte-americano Robert Oppenheimer usou a TRG para descrever o que aconteceria com a luz em um campo gravitacional intenso o suficiente para provocar seu desvio: ao passar por uma estrela bem mais densa que o Sol, a luz seria encurvada em direção à ela. Quando a densidade da estrela fosse grande suficiente, a trajetória da luz seria tão perturbada em direção à estrela que ela não conseguiria mais escapar deste campo gravitacional, ficando “aprisionada” dentro dele ao atravessar uma espécie de fronteira. Esse limite de aproximação de um corpo celeste é conhecido como horizonte de eventos, termo cunhado em 1950 pelo austríaco Wolfgang Rindler.

            Como, de acordo com a Teoria da Relatividade Restrita, TRR, de Einstein, publicada em 1905, nada pode viajar mais rápido que a luz, então nenhum corpo poderia fugir deste tipo de campo gravitacional; tudo que passasse pela vizinhança da estrela seria tragado por seu incrível poder de curvar o espaço-tempo.

            Como nada poderia sair de dentro do campo gravitacional, quando a região em questão fosse observada da Terra, nós veríamos apenas um espaço escuro – o termo buraco negro, entretanto, só seria cunhado em 1969, pelo norte-americano John Wheeler.

            Muito se aprendeu sobre esses objetos celestes desde o artigo de Michell, inclusive que eles são mais comuns do que poderiam imaginar os pioneiros em sua proposta de existência. Recentemente, um satélite mapeou uma pequena região do céu e identificou mais de 1.500 candidatos a buracos negros.

            Nem todos os buracos negros são iguais. Eles podem ser divididos em dois grupos, dependendo de sua origem e massa: os buracos negros estelares - com massas de até sete vezes a massa do nosso Sol - e os supermaciços, que se acredita estarem no centro de galáxias e possuírem massa da ordem de milhões de vezes a massa do Sol.

           Para entender a origem dos buracos negros estelares, temos que retornar à década de 1930. No fim desta década, o alemão Hans Bethe propôs um possível mecanismo para a grande quantidade de energia liberada pelo Sol e outras estrelas - tal mecanismo hoje é conhecido como fusão nuclear. A grosso modo, consiste na fusão de átomos menores (como os de hidrogênio) em átomos maiores (como os de hélio), liberando, como resultado, a energia que recebemos do Sol e das outras estrelas.

            As estrelas se mantêm estáveis durante um bom tempo, apesar de sua massa tender a se colapsar devido à atração gravitacional. Este colapso só não ocorre porque a energia liberada pelas reações de fusão equilibra a força gravitacional. Porém, quando o nível de hidrogênio diminui além de um limite, começa a haver um desequilíbrio entre as duas forças.

             Quando uma estrela não faz parte de um sistema binário ou múltiplo, seu destino só depende de sua massa inicial. Se ela estiver entre 0,8 e 10 vezes a massa do nosso Sol (massa solar), quando o combustível diminui até um ponto crítico, a estrela se expande na forma de uma super gigante, ejetando grande parte de sua massa em uma nebulosa planetária. O que resta é conhecido como anã branca, um corpo com massa da ordem de 0,6 massas solares e raio em torno de 10.000 km.

             Quando a massa inicial da estrela é de 10 a 25 massas solares, após o seu hidrogênio diminuir até o ponto crítico, a estrela explode em uma supernova. O que fica em seu lugar é chamado de estrela de nêutrons, que tem massa de aproximadamente 1,4 vezes a massa do Sol e raio na ordem de 20 km.

             Finalmente, quando a massa da estrela inicial for maior que 25 vezes a massa do Sol, após explodir em uma supernova, ela se torna um buraco negro estelar – que tem sua origem em uma estrela muito maciça. Este tipo de buraco negro tem massa de até 7 vezes a massa do Sol e seu horizonte de eventos é da ordem de 1 km.

              A descrição física dos buracos negros e dos efeitos causados por eles no espaço-tempo pode ser vista com detalhes no artigo Buracos nem tão negros assim, escrito por Felipe Damasio e Sabrina Moro Villela Pacheco, do Instituto Federal de Educação, Ciência e Tecnologia de Santa Catarina. O texto, publicado na Física na Escola, v. 10, n. 1, 2009, apresenta uma abordagem histórica dos conceitos relacionados aos buracos negros, desde as primeiras ideias sobre o tema até as recentes descobertas do cientista inglês Stephen Hawking e as atuais pesquisas no LHC. Entre as curiosidades encontradas no artigo, uma fábula que ensina como resgatar uma pessoa de um buraco negro!

             Artigo publicado em 28/10/2010 no site: http://www.pion.sbfisica.org.br/pdc/index.php/por/Artigos/Buracos-negros

A HISTÓRIA CONTA - O Sistema Internacional de Medidas

          Desde o surgimento das civilizações, fazia-se necessário medir as coisas, como a extensão do império, o volume de tecido produzido num dia, a altura de uma torre, a duração do ano.
          No início, foram usadas unidades baseadas em partes do corpo humano: côvados, braças, pés, polegadas, palmos etc, A desvantagem desses sistemas estava na imprecisão ao medir e na arbitrariedade da escolha. Se um rei gordo usasse sua mão para medir as polegadas, o resultado seria diferente do obtido por uma rainha magra.
          Para tentar unificar as medidas, o governo republicano francês pediu à Academia de Ciências da França, em 1789, que criasse um sistema baseado numa constante "natural". Assim, foi criado o sistema métrico decimal, constituído de três unidades básicas:
               • O metro (m): Foi a unidade escolhida para medir comprimentos. Na época foi definida como "a
décima milionésima parte da quarta parte do meridiano terrestre", ou seja, dividiu-se um meridiano em 40 000 000 de partes iguais. Para torná-Io visível e aplicável, foi construída, em 1799, uma barra de platina de secção retangular, com 25,3 mm de espessura e 1 m de comprimento de lado a lado. Como esse padrão não é mais utilizado, ele é conhecido como "metro do arquivo".
               • O litro (l): Unidade escolhida para medir volumes. Definida como "o volume de um decímetro cúbico". Apesar de não ser mais considerado uma unidade de base, o litro permanece bastante usado na prática, como medida de capacidade para líquidos.
               • O quilograma (kg): Unidade escolhida para medir massa. Definida como "a massa de 1 litro de água na temperatura de 4,44 °C". Para torná-lo visível, construiu-se em 1799 um cilindro de platina iridiada, de diâmetro e altura iguais a 39 milímetros.
          O Brasil aderiu à chamada Convenção do Metro em 20 de maio de 1875, quando 17 países apoiavam a proposta. Nessa Convenção criou-se o Bureau Internacional de Pesos e Medidas (BIPM), sediado próximo de Paris, com a missão de assegurar a unificação mundial das medidas físicas.
          A partir de 1889 foram sancionados novos protótipos internacionais para o metro e o quilograma. Essas duas grandezas, além do tempo, medido em segundo, constituíram a base do novo sistema de unidades, conhecido como MKS (iniciais das três grandezas de base).
          Em 1946, foi acrescentada uma unidade de base de natureza elétrica - o ampère.
          Uma pesquisa mundial do BIPM, em 1954, introduziu mais duas unidades de base ao sistema: o
kelvin (temperatura) e a candela (intensidade luminosa).
          O sistema, então com seis unidades de base, recebeu o nome de Sistema Internacional de Unidades (SI) em 1960.
          Em 1971, o mal foi introduzido como unidade de base para medir a quantidade de matéria, elevando o número de unidades de base para sete.
          Vale lembrar que as definições das unidades de base estão sendo constantemente atualizadas, de acordo com as novas exigências tecnológicas e científicas.
          O Brasil adotou o SI em 1962. Em 1988, o Conselho Nacional de Metrologia, Normalização e Qualidade Industrial (Conmetro) ratificou a adoção do SI no país e tornou seu uso obrigatório em todo o
território nacional.

NOVO ANO - NOVOS DESAFIOS - NOVAS ESCOLAS

Pessoal!
Novo Ano! Então vamos recomeçar tratando de nossos trabalhos de Física. Agora são dois trabalhos, um para o SESI 299 e outro para o SESI 404. É só baixar o arquivo em Word, no link ao lado, preenchê-lo corretamente e enviar para o e-mail proftino.sesi@gmail.com.

Não se esqueçam de que diariamente acessarei a caixa postal e enviarei uma resposta de que recebi seu arquivo, para o mesmo e-mail que me enviaste. Depois da data máxima para envio dos trabalhos corrigirei-os e os devolverei juntamente com as notas para todos vocês, ok?
ATENÇÃO: NÃO CORRIGIREI OS TRABALHOS QUE FOREM ENVIADOS APÓS A DATA LIMITE!

Então... Vamos nessa e bons estudos!

Prof. Tino