Einstein Ataca de Novo!

Vimos no capítulo dois que as leis da mecânica clássica de Newton tiveram que ser substituídas pelas leis da mecânica relativística de Einstein.
As leis de Newton só são válidas no limite de baixas velocidades. A relatividade, por sua vez, é formulada sobre dois princípuis básicos, o de que as leis da física são válidas em todos os sistemas inerciais (ou seja, que se movem com velocidade relativa constante), e o de que a velocidade da luz éa mesma em todos esses sistemas. Como resultados principais desses postulados, vimos a contração do espaço, a dilatação do tempo e a famosa fórmula E = mc2, expressão da equivalência entre massa e energia. Tudo isso é válido em sistemas inerciais, ou seja, que não sofrem aceleração. Por esta limitação, a teoria ficou conhecida como Relatividade Restrita.
Após a publicação da relatividade restrita, Einstein se preocupou em desenvolver uma teoria geral, que incluisse sistemas não inercia s, ou seja, que sofrem aceleração. Dez anos se passaram para o resultado final aparecer. Em 1916, em plena Primeira Guerra Mundial, Einstein publica sua segunda grande contribuição à física: a Teoria da Relatividade Geral. Ao incluir sistemas de referência acelerados, a relatividade geral  naturalmente tornou-se uma teoria de gravitação, e portanto substituiu a gravitação newtoniana, até então a suprema teoria física “dos céus”.
Além dos já conhecidos efeitos sobre relógios e réguas da teoria restrita, aparece na teoria geral mais uma novidade bombástica: a de que a luz possui “peso”. Este resultado teórico foi dramaticamente confirmado em 1919 por uma expedição de astrônomos comandados pelo inglês Sir Arthur Eddington!

...Outros dois resultados importantes foram obtidos por Einstein com a relatividade geral. O primeiro diz respeito à variação da frequência de uma onda eletromagnética (ou fóton) em um campo gravitacional, outra consequência do princípio de equivalência. Considere um fóton emitido de um ponto P em direção a um detector D que se encontra a uma distância vertical L do ponto de emissão. Vamos chamar de f a frequência do fóton emitido. Se g é a aceleração da gravidade (considerada uniforme) a relatividade geral prevê que o campo gravitacional causar à uma mudança na frequência do fóton (o que equivale a uma mudança na sua energia), de modo que o detector D verá o fóton ...

O Efeito Mossbauer

Vimos no capítulo anterior que núcleos excitados podem decair emitindo fótons decaimento gama). Ao fazer isso, a fim de que o momento seja conservado, o núcleo deve recuar um pouco. É como ocorre em um tiro de canhão: o projétil vai para frente, e o canhão para trás. Se p é o momento do fóton emitido, e pR o momento de recuo do núcleo, a lei de conservação de momento requer ...

Em 1958 Rudolph Mossbauer descobriu como contornar este problema. Ele percebeu que o recuo seria muito menor se os núcleos emissor e absorvedor estivessem resos a uma rede cristalina. Neste caso a energia de recuo seria abosorvida por toda a rede, e não por apenas um núcleo. É mais ou menos como tentar chutar um tijolo solto e um preso a uma parede! O da parede praticamente não recuará, pois toda a parede absorverá a energia do chute. Mossbauer usou fótonsc com E = 129 keV emitido pelo decaimento do 191Ir e demonstrou o que ficouc conhecido como o Efeito Mossbauer.
Desde a sua descoberta, o efeito Mossbauer tornou-se uma importante técnica e investigação experimental, principalmente em ciˆencia dos materiais. Mas, na pinião do autor, sua aplicação mais espetacular foi o teste do princípio de equivalência por Pound e Rebka em 1960.

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Obviamente embasando esses resultados espetaculares está muita matemática. Uma das razões para a relatividade geral levar dez anos para ser desenvolvida até a forma final encontrada por Einstein foram exatamente as dificuldades matemáticas que apareceram ao longo do caminho. Durante este período, Einstein publicou uma série de trabalhos, cada um deles retratando ou corrigindo algum erro do anterior.

Por conta disso, certa vez teria dito sobre si mesmo: o camarada Einstein age de acordo com suas conveniências. A cada ano corrige o que disse no ano anterior.

Nascimento e Morte das Estrelas: Buracos Negros

No capítulo anterior fizemos um breve comentário sobre o ciclo de vida de uma estrela. Corpos celestes são formados a partir da atração  gravitacional entre partículas soltas no espaço. A conexão entre uma dada distribuição de matéria e o campo gravitacional por ela gerado foi estabelecida por Einstein sob a forma de um conjunto de dez equações na teoria da relatividade geral. A partir delas o campo gravitacional de uma dada distribuição de matéria pode ser calculado. Dentre as muitas soluções destas equações estão aquelas das quais decorrem objetos conhecidos como buracos negros. Nesta seção vamos rever com um pouco mais de detalhes o ciclo de vida de alguns objetos celestes ...

O espaço-tempo em torno de tal região écompletamente deformado, em uma espécie de rodemoinho do qual nada que se aproxime o suficiente consegue escapar, inclusive a luz. Tal objeto éum buraco negro. Enquanto estrelas de nêutrons e pulsares podem ser detectados diretamente por técnicas de radioastronomia, buracos negros só podem ser “observados” indiretamente através de seus efeitos gravitacionais.