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UNIVERSIDADE ESTADUAL DE CAMPINAS
INSTITUTO DE FÍSICA "GLEB WATAGHIN"
PROVA DE
MECÂNICA ESTATÍSTICA I FI - 004
Professor Dr. Roberto Luzzi
MS-6 RDIDP [email protected]
Aluno de Mestrado José Ciro Rojas Quispe
RA: 011912 Grupo de Optoeletroquímica de Materiais
DFA/IFGW/UNICAMP [email protected]
Me gustaría saber cómo creó Dios este mundo. No me interesa este o aquel
fenómeno. El espectro de este o aquel elemento. Lo que quiero conocer son Sus pensamientos, el resto son detalles.
A. Einstein
Josiah Willard Gibbs Ludwig Boltzmann
Dedicado Modestamente al Profesor R. Luzzi cuya
personalidad, junto con "truques" y el "cavalho de batalha" permitió que el curso no sea tan "chato".
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INSTITUTO DE FÍSICA "GLEB WATAGHIN"
INDICE
PREGUNTA 1 - SOLUCIÓN
! PARTE A 2
! PARTE B 12
! PARTE C 20
PREGUNTA 2 - SOLUCIÓN
! CASO CLÁSICO 24
! CASO CUÁNTICO 29
BIBLIOGRAFIA CONSULTADA 34
UNIVERSIDADE ESTADUAL DE CAMPINAS
INSTITUTO DE FÍSICA "GLEB WATAGHIN"
PREGUNTA NO 1
PARTE A
Un Gas ideal de N partículas en una caja de volumen V, tiene la energía cinética
∑=
N
jjp
1)( rε , como 2/1)222()( jzpjypjxpjpjp ++== ααε rr .
Considere el sistema en contacto y en equilibrio con un reservatorio ideal a la
temperatura T. Haga el estudio más completo que pudiera de este sistema.
SOLUCION.-
! Que ensamble usamos para estudiar este sistema?
a. En el caso del Ensamble Microcanónico, se trata de un sistema aislado, no hay
intercambio ni de energía ni de materia (N y U fijos).
En el caso del Ensamble Canónico, considerado como un sistema cerrado, no
intercambia materia pero si energía (N y V fijo), además se considera que
interactúa con un foco térmico a T constante.
c. En el caso del Ensamble Gran Canónico, considerado un sistema abierto,
existe intercambio de materia y energía con su entorno (N = número de
partículas no es fijo), además interactúa con un foco térmico que actúa
además como un sumidero de partículas.
De las condiciones dadas por el enunciado del problema, determinamos que el tipo de
ensamble a considerar será el ENSAMBLE CANÓNICO, en la cual la energía interna
es una magnitud estadistica, y en donde para partículas indistinguibles la función
distribución de probabilidades es dada por:
)(exp),,()( 1 Γ−=Γ − HNVZ ββρ (2)
b
UNIVERSIDADE ESTADUAL DE CAMPINAS
INSTITUTO DE FÍSICA "GLEB WATAGHIN" A continuación vamos a demostrar lo que acabamos de determinar.
! Demostración
Considerando el sistema isotérmico, desde un
punto de vista microscopico, el reservorio (R) es
un sistema mecánico, el cual, sin embargo, tiene
un GRAN NÚMERO DE GRADOS DE
LIBERTAD comparado con el sistema en estudio
(S). Supongamos que (S) y (R) consisten de N1 y
N2 partículas respectivamente, entonces, si:
N2 >> N1
el Sistema Total puede ser considerado como
aislado adiabáticamente, y así la distribución microcanonica es aplicable. Pero antes
de aplicar esta distribución al Sistema Total, veremos como esta representado, es
decir, ¿Cuál es su Hamiltonia?.
Para un sistema en contacto (S) con un Reservorio Ideal (R) a una temperatura T,
tenemos que la Hamiltoniana será dada por:
)',()'()()',( ΓΓ+Γ+Γ=ΓΓ JHHH RST (1)
HAMILTONIANA TOTAL
Donde:
)',( ΓΓJ = Potencial de interacción
Γ , Γ' es un punto en Espacio de Fases de los sistemas (S) y (R) y que corresponden
respectivamente a las coordenadas siguientes:
(q1(t),q2(t)..qN(t);p1(t),p2(t),....pN(t)) y
(q'1(t),q'2(t)..q'N(t);p'1(t),p'2(t),....p'N(t)).
UNIVERSIDADE ESTADUAL DE CAMPINAS
INSTITUTO DE FÍSICA "GLEB WATAGHIN" En este punto tenemos que asumir1:
(i) Que la energía de los sistemas HS y HR siempre exceden considerablemente la
energía de interacción J. En efecto, HS y HR son proporcionales a su volumen,
mientras que J (potencial de corto alcance) es proporcional solamente a la
superficie de contacto entre los sistemas, si la energía es aditiva, pudiendo
despreciarse , es decir J(Γ, Γ') = 0.
(ii) La energía HS << Energía Total del Sistema
Así, y considerando asumir los anteriores puntos, podemos despreciar los efectos de
)',( ΓΓJ . Cabe anotar que el Reservorio debe poseer otra característica muy
importante, que es la de poseer una gran capacidad calorifica, de tal forma que su
temperatura no cambie, cuando se le agrege energía térmica, por ello, el sistema y el
reservorio alcanzan el equilibrio a la temperatura de este último, alcanzando su
ESTADO CANONICO (estandard!)2.
! Determinación de la Función de Partición
Ahora de (1) la Hamiltoniana del Sistema Total queda denotada por:
)'()()',( Γ+Γ=ΓΓ RST HHH
y como mencionamos anteriormente, la distribución microcanónica es aplicable, así la
función distribución de probabilidades es:
∆+≤Γ+Γ≤ΓΓ∀Ω
=ΓΓ−
camadaladeFueraEEHHENVE TRSTTTT
T 0)'()(//,),,(
)',(1
ρ
En donde el indice T, indica la suma de los correspondientes parametros de (S) y (R).
Luego, integrando ρT sobre la camada correspondiente a HR(Γ') obtenemos la
distribución de (S):
ρ = [ ])(1 Γ−Ω− HETET δ (2)
donde [ ] ∫ ∏ ∏∆+Γ−≤Γ≤Γ− = =
=Γ−EHEHHE
N
j
N
jjjNT
TRT
PdxdhN
HE)()'()( 1 1
333
.!1)(δ
1 ver Terletskii (1971) Cap III 2 Ver Bowley (1996) Cap. 5
UNIVERSIDADE ESTADUAL DE CAMPINAS
INSTITUTO DE FÍSICA "GLEB WATAGHIN" Haremos las siguientes igualdades:
PRIMERA: ))(exp()()()( 11 TTTT ESEELnES −=Ω⇒Ω=
SEGUNDA: [ ] [ ] [ ] [ ] ))(exp()()()( 22 Γ−=Γ−⇒Γ−Γ− HESHEHELnHES TTTT δδ
Así (2) queda denotada por:
[ ] )()(exp)( 12 TT ESHES −Γ−=Γρ
En esta parte haremos uso del punto (ii) asumido lineas arriba, donde se asume que la
energía HS << Energía Total del Sistema, debido a esto se puede justificar la siguiente
expansión por Taylor:
Remplazando esto en la igualdad anterior:
∂∂
Γ−−=ΓT
TT ES
HESES 212 )()()(exp)(ρ
Aqui usando la definición de entropia :
[ ]β
δ==
∂Γ−∂
=∂∂
kTEHELn
ES
T
T
T
1)(2 donde [ ])(Γ− HELn Tδ es el número de estados
microscópicos accesibles a (R) con energía H(Γ ').
Y haciendo
))()(exp(),,( 121
TT ESESNVZ −=− β
Llegamos a la descripción de la función distribución de probabilidades como se
indico en (2):
)(exp),,()( 1 Γ−=Γ − HNVZ ββρ
[ ] [ ]TT NVT
TT ES
HESHES,
222 )()(
∂∂
Γ−≈Γ−
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INSTITUTO DE FÍSICA "GLEB WATAGHIN" ! Determinación de la Función Partición Z
A continuación determinaremos la suma sobre los estados (Alemán:Zustandssumme)3,
tomando en cuenta para esto que la Hamiltoniana del sistema total esta dado por:
H(Γ) = jPN
j
r∑=1
α (3)
La función de partición Z para este ensamble estará dada por:
Usando coordenadas esféricas:
y como ∫ =π
πφ2
0
2d y 211cos00
=+=−=∫ππ
θθθdsen
tenemos:
(4)
haciendo la siguiente igualdad: χβα
ρχαβρ dd33
1=⇒= LL
3 Para saber más se puede visitar la dirección: http://saftsack.fs.uni-bayreuth.de/thermo/kanon.html
N
zyxjzjyjxN
N
dpdpdpPPPhN
VNVZ
++−= ∫ ∫ ∫
∞
∞−
∞
∞−
∞
∞−
2223 exp(
!),,( αββ
∫ ∫ ∫∏∞
∞−
∞
∞−
∞
∞− =
++−=N
j
NjzjyjxjzjyjxN
VdpdpdpPPPhN
NVZ1
2223
.)exp(!1),,( αββ
N
NN
N
dddhN
VNVZ
−= ∫
∞
φθραβρρπβ )exp()4(!
),,(0
23
N
NN
N
dhN
VNVZ
−= ∫
∞
ραβρρπβ )exp()4(!
),,(0
23
∫ ∫ ∫∏∞
∞−
∞
∞−
∞
∞− =
++−=N
jjzjyjxjzjyjxjzjyjxN
dqdqdqdpdpdpPPPhN
NVZ1
2223
.)exp(!1),,( αββ
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INSTITUTO DE FÍSICA "GLEB WATAGHIN" y remplazando esta en (4):
( ) ( )N
dN
NhN
NNVNVZ
∫∞
−
=
0exp2
331
3!
4),,( χχχβα
πβ (5)
y como [ ] 2)exp(2)exp(2)exp(2)exp( 2
0
2 =−−−−−−=−∞→
∞
∫ bbbbbLimdb
χχχ
remplazando este resultado en (5):
( ) [ ] NN
N
NN TKhN
VNVTZ 2!4),,( 3
33
3
=
απ
N
hVTk
NNVTZ
= 33
338!
1),,(α
π (6)
! Cálculo de la Energía Libre de Helmholtz
F(T,V,N) = -kTLn(Z(T,V,N) =
−
− !8
33
33
LnNh
VTkNLnkTα
π
−++
−= !38),,( 33
3
LnNNLnVNLnTh
kNLnkTNVTFα
π (7)
! Cálculo de la Entropia y de la Energía Interna
NkkLnZT
NKTNVTkLnZTFS
VN
33),,( +=+=
∂∂−=
Pero como se sabe que: F= U - TS ⇒ U= F+TS
⇒++−= NkTkTLnZkTLnZU 3 3NkT U = (8)
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3NkkNZ S += (9)
! Cálculo de la Presión
P = V
NkTVNkT
VF
T
=
=
∂∂−
∴ V
NkTP = ` (10)
Que justamente es la ecuación de estado para los gases ideales, y que para T constante
en una gráfica P vs V nos da:
! Cálculo de Cv y Cp
La capacidad calorifica a volumen constante esta dada por:
⇒=
= Nk
dTdUC
VV 3 NkCV 3= (11)
Para el cálculo de la capacidad calorifica a presión constante necesitamos calcular
primero la entalpia para poder usar la siguiente relación:
CpTH
P
=
∂∂ Donde H es la Entalpia (12)
Considerando que H = U + PV = 3NkT+ NkT, entonces:
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INSTITUTO DE FÍSICA "GLEB WATAGHIN" NkTH 4= (13)
Regresando a (12):
⇒=
∂∂= Nk
THC
Pp 4 NkC p 4= (14)
Con este último resultado podemos verificar que se cumple la siguiente diferencia:
NkCC vp =− (15)
! Verificación del Teorema de Equipartición de la Energía
Este Teorema, utilizado desde las primeras investigaciones sobre la teroria cinética de
los gases, establece, a grosso modo, que cada termino cuadrático en la expresión de un
hamiltoniano clásico produce una contribución de forma kT/2 para la energía interna
del sistema. Realicemos el cálculo para la l-ésima partícula en la dirección x:
∫∏
∫ ∏
=
=
−
−∂∂
=∂∂
N
jjzjyjxjzjyjxj
N
jjzjyjxjzjyjxj
lxlx
lxlx
dqdqdqdpdpdpP
dqdqdqdpdpdpPPHP
PHP
1
1
.)exp(
.)exp(
r
r
αβ
αβ (16)
Para simplificar las ecuaciones, igualaremos a C la integral del denominador, la cual
ya fue calculada, y cuyo resultado dio:
C= NN
hV
hVTk
=
33333
33 88βα
πα
π (17)
De (3) se sabe que:
∑= ++
=∂∂
⇒++=N
j jzjyjx
lx
lxjzjyjx
PPP
PPHPPPH
1 222
222 αα (18)
Con (18) el numerador en (16) queda:
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=−−++
= ∏ ∫∫≠=
−N
lj
Njzjyjxljzjyjxl
jzjyjx
lx VdpdpdpPVdpdpdpPPPP
P
1
1
222
2
.)exp(..)exp(rr
αβαβα
[ ] =−−= ∫ ∫∫∫∞ − NN
jzjyjxl VdpdpdpPdddsensen
0
12222
0
2
0
.)exp()exp(cos rαβφθρθραβρ
ρφθρα
ππ
=
−= ∫ ∫∫∫
∞ −−N
N
VVddsend0
1
3
33
0
32
0
2 .8)exp(cosα
πβραβρρθθφφαππ
=
=
−−
∫ NN
VV1
3
34
.816.34..
απβ
αβπα
⇒===
=∂∂∴ kTPHP
lxlx ββα
βα
απβαβ
πα1
8
18
44
34
3
3
4
kTPHP
lxlx =
∂∂
(19)
Ahora, para realizar el cálculo en las direcciones y , z tomemos en cuenta que , para la
dirección x se tuvo que determinar el siguiente factor:
∫∞
−∫∫0
)exp(30
32
02cos ραβρρθ
πθ
πφφα ddsend (20)
Luego, para la dirección y, lo unico que cambia es la integral en φ pues en este caso,
aparece la integral ∫π
φφ2
0
2 dsen que tiene el mismo valor que ∫π
φφ2
0
2cos d , entonces,
considerando esto:
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el producto de los resultados de estas dos integrales resulta:
π34
kTPHP
PHP
yxlyx
yxly =
∂∂
=∂∂ (21)
y para la dirección z, la parte radial se conserva, pero da lugar a las siguientes
integrales:
34cos
2
0
2 =∫ θθπ
dsen
πφπ
=∫ d0
Finalmente podemos determinar que se cumple lo siguiente:
kTPHP
yxlz =
∂∂ (22)
De los resultados obtenidos en (20), (21) y (22), podemos afirmar que se cumple el
principio de equipartición de la energía, porque cada partícula contribuye de la misma
manera en las 3 diferentes direcciones, con lo cual tenemos una energía total :
NkTU 3= (23)
! Cálculo de la Media para el Momento
C
VdpdpdpPP
P
NN
jjzjyjxll
l
−
=∏∫∫∫
=1
.)exp(rr
rαβ
(24)
Calculemos por separado:
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Esto quiere decir que no existe una dirección, por la cual se moverá la partícula, con mayor probabilidad que las otras.
[ ][ ]
C
VdpdpdpPdpdpdpPPP
NN
jzjyjxljzjyjxllxlx
1)exp(.)exp(
−
∫ −−=
rrrr αβαβ
=lxPr
=−−
∞
∫∫∫ 3
3
0
23
0
2
0 8)exp(cos
πβαφθραβρ
ρφθρππ
dddsen
∫ −=
π
πβαφφπ
αβ
2
03
34
8cos.
21.)1(6 d
∴ 0=lxPr
Además se puede observar que lyP depende de la integral:
∫ ⇒=π
φφ2
0
0dsen 0=lyPr
asi como también para lxPr
dependerá de:
∫ ⇒=π
θθθ2
0
0cos dsen 0=zyPr
Entonces, determinanos que:
0=lPr
(25)
! Cálculo de la Media del Momento Lineal
( ) =−= ∫∫∫ πβααβ
8.)exp(
33
jzjyjxlll dpdpdpPPP =−∫∫∫∞
πβαφθθραβρρ
ππ
8)exp(
33
0
3
0
2
0
ddsend
ααβπ
βαπραβρρ kTdPl33
8)4())exp((
33
0
3 ==−= ∫∞
==αkTPl
3 (26)
UNIVERSIDADE ESTADUAL DE CAMPINAS
INSTITUTO DE FÍSICA "GLEB WATAGHIN" Observando (26) y considerando que kT tiene unidades de energía, entonces, α tiene
que tener dimensiones de velocidad, como en el caso relativista: cEP = entonces
podemos inferir que este modelo representa sistemas del tipo de gases
ultrarelativistas, en donde tenemos la siguiente ecuación:
022 EpcE +=
con: Eo Energía de Reposo que depende de m.
Si consideramos m=0 , entonces tenemos que E=c p , es decir, que la energía del
sistema es sólo cinética, del calculo anterior vemos que kTPl 3=α , que es la media
de la energía cinética por partícula. Si nombramos a la velocidad cinética con la letra
K, la energía cinética y Ki a la energía cinética de la i-partícula, entonces vemos que,
puesto existen N partículas, entonces:
NkTK 3=
Que es la energía del sistema (considerada sólo proveniente de la velocidad del
sistema).
Del Teorema Virrial se deduce una relación para el valor medio del Hamiltoniano de
la forma:
fKTH21= Donde f = grados de libertad = 6
NKTKH 3== (27)
En relatividad se define el módulo dela velocidad en términos de Py E, esto es:
E
PcV2
=
Si tomamos los valores medios, vemos que:
⇒==αα
22
33 cNkTNkTcV c=α esto debe cumplirse para que V = c
PARTE B
Sea un gas Ideal de N Bosones a temperatura T, considere estos casos:
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(i) Relación de Dispersión Parábolica mkk
2/22hr =ε
(ii) Relación de dispersión linear kk
rhr αε 2=
Obtenga en cada caso la densidad de estados )(ερ y el número de partículas )(εn
con energías en el intervalo ),( εεε d+ . Compare, discuta, de ejemplos, presente sus
conclusiones, etc.
SOLUCIÓN.-
Consideramos un gas ideal de N bosones dentro de un recipiente de volumen V,
dependiendo de la forma del recipiente podemos obtener diversas condiciones de
periodicidad para lafunción de onda que describe el estado particular del sitema de
bosones.
Por ejemplo si es una caja de volumen V, cuya arista mide L entonces la condición es
que dentro de la caja, de tal manera que la onda este contenida en un número entero
de longitudes de onda, es decir:
nλ= L (1)
donde: k = 2π/λ ⇒ ki = 2πn/L
generalizando:
ki = 2π(ni/Li) i = x, y, z (2)
Si suponemos un recipiente grande comparado con la longitud de onda λ de cada
partícula, entonces la separación de los niveles de energía se hace cada vez menor,
pudiendo ser considerados como niveles continuos de enrgía, así toda sumatoria sobre
k se puede transformar en integral, es decir:
∫ ∫ ∫∑∑∑∑ ≈⇒ dzdydxzyx nnnk
r
∫ ∫ ∫=∫ ∫ ∫⇒∑∴ zdkydkxdkzLyLxLdzdydxk 3)2(
1
π
y en coordenadas esféricas se tiene que:
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kdkdV
k2
)2(∫ Ω⇒∑∴
π (3)
Si conocemos la relación de dispersión k= k(ε), entonces podemos definir:
)(εεgddk
∫ Ω⇒∑ (4)
Donde )(εg representa la densidad de estados de energía del sistema.
(i) Si la relación de dispersión es parabólica, es decir: 22
2k
mkh=ε podemos
decir que εk = ε, si cumple que:
k2 = εε dmkdkm2
2222
hh=⇒
εε dmdkm22
22
hh=
εε
dmdk 12h
=
εε
επππ
dmmVdkkdV
k
1224)2()2( 23
23 hh
r ∫∫∑ =Ω⇒∴
y así:
∫∑ = εεππ dmV 2
3
3)2(
)2(
4
h
Además sabemos que h=hπ2 , entonces, el número de estados de la partícula en el
espacio de fases es:
∴ επε
ε 23
3)2(2)( m
h
Vd
dg == ∑ (5)
UNIVERSIDADE ESTADUAL DE CAMPINAS
INSTITUTO DE FÍSICA "GLEB WATAGHIN" esta se define como la densidad de estados para este caso, por ello, ahora estamos en
la condición de poder calcular la función de partición para el Ensamble Grand
Canónico.
Definimos, en primera instancia el término de fugacidad z, así:
βµexp=z (6)
Donde: kT1=β y µ es el potencial químico.
))exp(1()()( ∑ −−−==∴k
kzLnTVzLnZTVzQ βε
εβεπ ε dzLnmh
VQ ))exp(1(23
)2(32 −−−
⇒∴ ∫ (7)
En este punto, tenemos que tener cuidado al efectuar esta aproximación, pues estamos
asumiendo que no hay partícula cuando ε ⇒ 0, lo cual es falso, y es lo que vamos a
continuación a demostrar. Agragamos este termino de tal forma que:
)1())exp(1(0
23
)2(32 zLndzLnmh
VQ −−∫ −−∞−= εβεεπ (8)
Integrando por partes:
∫ −−−−
∞=⇒
0)1(
1)exp(1
23
23
32)2(3
2 zLnz
dmh
VQβε
ε εβπ
Por otro lado, calculamos el número de partículas:
N= ∑∑ −= −
k k
BE
kk z
n1)exp(
11 βε
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1
.....)2
(2
5
2
3
<<≈
>++
zxsiV
NkT
TTsizzkTCλ
⇒ zz
k zd
BE
k kn−
+∑−−=∑ 11)exp(1
1βε
ε (9)
Donde: z
zNo −=
1 representa la contribución del nivel ε=0.
Ahora, considerando la siguiente función:
∫∞
−
−
−Γ=
01
1
1)exp()(1)(
xxdxx
Nzg
n
N con -1 < z < 1 y N pertence a R
Entonces:
)1()()(2
53 zLnzgVTVzQ −−=λ
(10)
)()()(2
33 zNzgVTVzN o−=λ
(11)
Estas integrales ∑∞
=≡
1N (z)g
ln
l
lz han sido estudiadas4 y tabuladas en la literatura5. Para
z pequeños, esta función se pDe esta fácilmente se puede calcular que:
P = ≈)(2/53 zgkTλ
4 J.E. Robinson, Phys. Rev,, 83, 678 (1951) 5 F. London, Superfluids, Vol II (Jhon Wily & Sons, NY, 1954). Apendice
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Densidad de estados de una
partícula del tipo boson a altas
energías.
(ii) Si la relación de dispersión es:
kk
rhr αε =
es porque estamos tratando con un gas de Bosones Ultrarelativistas, recordemos la
relación de energía relativista:
kcPcr
hr
==ε (1)
En este caso α = c y podemos calcular el número total de estados en el espacio de
fases (clásico).
∫ ∫∑∞
==0
233
33 4 dPPh
Vh
PFdd πr
(2)
Pero c
ddPc
P εε =⇒= entonces:
∫∫∑∞∞
==0
233
0
223
4114 εεπεεπ dchVd
cchV
Luego:
233
4)( επε
εchV
d
dg == ∑ (3)
Cabe observar que se tiene que tener cudiado al referirnos a la cantidad de partículas
en el nivel ε = 0, puesto que en este caso puede existir un número arbitrario de
partículas por el hecho de la creación de partículas de masa residual mo (partícula y
antipartícula) pero resolvemos este problema, eligiendo arbitrariamente una cantidad
inicial, puesto que esta cantidad no influye en los cálculos físicos de propiedades
como la presión, energía interna, etc.
Elegimos z=1 para facilitar los cálculos a continuación:
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Cálculo de Q(T,V)
∫∫∞∞
−=−−−=
0
3
30
23 1)exp(3
1)(
4))exp(1()(
4),(βεεεβπβεεεπ d
hcVLnd
hcVVTQ
haciendo el cambio de variable x = βε
)1(3
1)(
4),( 433g
hcVVTQ
βπ= (4)
Cáculo del Número de Partículas entre ε y ε+dε
∫∞
−=
0
2
3 1)exp()(4),(
βεεεπ d
hcVVTN hacemos x = βε y ε
βddx =1 entonces:
)1(1)(
41)exp(
1)(
4333
0
2
33g
hcV
xdxx
hcV
βπ
βπ =
−∫∞
finalmente:
)1(1)(
4),( 333g
hcVVTN
βπ= (5)
Cáculo de la Energía
U(T,V) = ∫∫∞∞
−=
− 0
3
430
3
3 1)exp(1
)(4
1)exp()(4
xdxx
hcVd
hcV
βπ
βεεεπ
obteniendose:
U(T,V) = )1(1)(
4443
ghc
Vβ
π (6)
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Cálculo aproximado de Q y U
Puesto que: βPVkTPVQ ==
y comparando Q con U, resulta que:
UQUQ
33ββ
=⇒=
⇒=⇒ UPV3ββ
=
VUP
31 (7)
Ecuación de Estado
Podemos observar que eb esta relación aparece el valor 1/3 en contraste con el caso
relativista en donde aparece el valor 2/3.
Definimos gn(1)= )1(ς que tiene valores conocidos, por ejemplo:
90
)4(;302.1)3(;341.1)2/5(;6
)2(;612.2)2/3(;)1(42 πςςςπςςς ≈≈≈=≈∞→
Entonces:
903
1)(
4),(4
33
πβ
πhc
VVTQ ≈ (8)
33
1)(
4202.1),(β
πhc
VVTN ≈ (9)
EJEMPLO
Fórmula de Planck. Cavidad a Temperatura T
khPwPcrr
h =⇒==ε (10)
g(ε) = gs2
3
4 επchV con gs = 2
UNIVERSIDADE ESTADUAL DE CAMPINAS
INSTITUTO DE FÍSICA "GLEB WATAGHIN" Donde gs denota la degeneración del spin.
Hacemos µ=0 (potencial químico) y el promedio del número de ocupación para una
energía ε dada es:
1)exp(
1−
=βεεn (11)
Entonces el número de fotonoes en el intervalo de energía dε esta dado por:
1)exp(
8)()(2
33 −==
βεεεπεεε ε
dchVdgndN
de la definición VNn = se obtiene:
⇒ 1)exp(
1)( 2
32 −=
ww
cdwwdn
hβπ (12)
⇒ 1)exp(
)()( 2
32 −==
ww
cdwwdn
wdw
wdUh
hh
βπ (13)
Definimos la razón de emisión de radiación definida por:
dw
wdncvVN
dtdFNdwR )(
441)(
2
===
entonces:
1)exp(4
1)(2
4 −=
ww
cwR
hβπ (14)
Fórmula para la Radiación Espectral
⇒ )(3
wwRdtdFd
Edh=
Ω ∴ )()( wwRwtsQ h= (15)
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PARTE C
Considere un sistema de fermiones con energías ε en el intervalo Γ≤≤ ε0 y
teniendo una densidad de estados constante g(ε)= VG (V es el volumen, G es una
constante).
(i) ¿Cuál es el número limite de electrones que el sitema puede acomodar?
(ii) ¿Cuál es el potencial químico µ0 a la temperatura 0o K?
(iii) Expresar las condiciones de no degeneración (límite clásico) en términos de G
e µo, discutir el resultado.
(iv) Calcular aproximadamente la energía interna y el calor específico en el limite
altamente degenerado.
SOLUCION.-
(i) Como en cada estado, en un sistema de fermiones, sólo puede haber una
partícula, entonces podemos definir que el número máximo de fermiones es
exactamente igual al número de estados totales, es decir:
∫Γ
Γ==0
)( VGdgNTOTAL εε ⇒ Γ=VGMAXN (1)
(ii) Se sabe que la Energía de Fermi εF es igual al potencial químico µ, cuando
T ⇒ 0 (K) y como dentro de la superficie de fermi se encuentran todos los
estados de energía, se puede afirmar que:
∫ ==F
FVGdgNε
εεε0
)( ⇒ Pero εF = µo
Entonces:
NVG o =µ ⇒ VGN
o =µ (2)
UNIVERSIDADE ESTADUAL DE CAMPINAS
INSTITUTO DE FÍSICA "GLEB WATAGHIN" (iii) La condición de no degeneración coinicide con el límite clásico, es decir que
la función de distribución de Fermi - Dirac tiene que recaer en la Estadística de
Maxwell Boltzmann. Asi vemos que:
∫Γ
=0
)()( εεε dfgN (3)
∫Γ
+−=
0 1)exp( µεβεεdVGN
y en el límite clásico exp(-βµ) >> 1
Entonces:
[ ] ∫∫ΓΓ
−≈
+−=
00 )exp()exp(1)exp()exp( µεβεε
µεβεε dVGdVGN
[ ] εµεβ dVG )exp(0∫Γ
−−≈
[ ] [ ] )exp()exp()exp(0
βµµββ
µεββ
−−−Γ−−=−−−=Γ VGVG
1)exp()exp( −Γ−−= ββµβ
VG considerando que exp(-βΓ) << 1
)exp(βµβ
VGN ≈ ⇒ N
VGβ
βµ ≈− )exp( (4)
Luego, la condición de degeneración es:
exp(-βµ) >> 1 ⇒ 1>>N
VGβ
⇒ β
VGN << (5)
(iv) El límite altamente degenerado corresponde a temperaturas mucho más bajas
que la temperatura de Fermi y adensidades altas.
En el caso T ≈ 0 podemos definir:
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>≤
=−Θ≈≈ µε
µεεµε si
sin
FD
T 01
)(0
Si T= 0
entonces µ= εF
Entoces:
VGgperogdN =−Θ= ∫∞
0
)()()( εεµεε
∫ −Θ≈µ
εεµ0
)( dGV
FGVGVN εµ ≈≈ (6)
Cálculo de la Energía Interna
∫∞
−Θ≅=0
)()( εµεεε gdU
2
)2
(2
00
µεεεµµ GV
GVdGV ==≈ ∫
Finalmente 2
2 FGVU ε≅ (7)
De aqui podemos observa que :
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2F
NU ε
≈ (8)
Una mejor aproximación sería suponer )12
1(22
−≈
FF
kTε
πεµ , por lo cual:
)12
1(22
−≈
FF
kTGVNε
πε
222
2 )12
1(2
−≈
FF
kTGVUε
πε
Cálculo de la Capacidad Calorifica
Procederemos ha calcular de manera aproximada la capacidad calorifica del gas de
fermiones altamente degenerados.
Así:
TkkTGVdTdUC
FFFV 2
22222 2.
12)
121(
επ
επε
−
−≅≅
)1211(
6
22
−−≈
FV
kTTGVkCεπ
FF
V
TkNNTkC
εε 66
22
−≅−≈ (Hemos supuesto que V = cte.)
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PREGUNTA NO 2
Considere un sistema de N fermiones con interacción de pares de partículas del tipo
de fuerza central. Considere la interacción como débil, en el sentido de que, en valor
medio, es mucho menor que el valor medio de la energía cinética. Así en primera
aproximación los fermiones pueden ser considerados como casi independientes (casi
gas ideal).
Para este sistema, y en estas condiciones, escriva las ecuaciones de estado, via el
teorema de virial para el caso cuántico. Elabore y discuta lo máximo que pudiera.
Por ejemplo, como se obtiene el resultado clásico; cuales son y porque aparecen las
modificaciones cuánticas al resultado clásico; derive y discuta resultados asintóticos;
de los ejemplos que pudiera, usando diferentes tipos de potenciales, similar al caso
clásico existe una función de correlación de pares?, si asi fuera, ¿Cual es la
diferencia entre las dos?. Para el caso del gas ideal puro(sin interacción ninguna,
siendo que esta "presente" el seudopotencial asociado a la antisimetria de la función
de onda) ¿Se puede usar en el Teorema de Virial y a que lleva?...etc, etc, etc.
SOLUCION.-
CASO CLÁSICO
La acción se define por:
∑=
N
jjj trtP
1
)().( rr (1)
Donde )().( trytP jjrr
son los vectores de momentum lineal y posición
respectivamente, de la j-ésima partícula, así, calculando el valor medio de su derivada
temporal tenemos que:
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∑∑∑===
+=N
jj
N
jjj
N
jjj rPrPrP
dtd
111
... &rrr&rrr
∑∑==
+=N
j
jj
N
jjj m
PPrF
11
..
rrrr
∑∑==
+=N
jj
j
N
jjj P
mrF
1
2
1
1.rr
con
2jjj PPP =
rr
(2)
Ahora según el Teorema de Ehrenfest:
∑∑==
=N
jjj
N
jjj rP
dtdrP
dtd
11
..rrrr
(3)
⇒ ∑∑∑===
+=N
jj
j
N
jjj
N
jjj P
mrFrP
dtd
1
2
11
1..rrrr
Cuando el sistema esta en equilibrio 0=dtds (S es la acción).
⇒ ∑∑==
−=N
jjj
N
jj
j
rFPm 11
2 .1 rr
Pero la energía cinética se define como: ∑=
=N
jj
j
Pm
K1
2
21 con lo cual:
⇒ ∑=
−=N
jjj rFK
1
.21 rr
(4)
UNIVERSIDADE ESTADUAL DE CAMPINAS
INSTITUTO DE FÍSICA "GLEB WATAGHIN" Ahora, si tomamos en cuenta las interacciones que la mólecula realiza con las paredes
del recipiente que le contiene, así como las interacciones, que aunque débiles, se dan
con respecto a las demás moléculas, podemos asumir que:
INTjFC
jFjFrrr
+= (5)
Donde CjF
r : es la fuerza debida a colisiones con las paredes del recipiente
y INTjF
r: es la fuerza debida a la interaación entre partículas.
Ahora según (4) tenemos:
+−= ∑∑==
N
jj
INTj
N
jj
Cj rFrFK
11
..21 rrrr
(6)
Asumimos que INTjFr
es pequeña, de tal forma que durante las colisiones con las
paredes, la partícula no siente la influencia de las restantes, con esto en mente,
hacemos el siguiente análisis clásico:
De la 2da Ley de Newton: jj Fmvdtd =)( podemos efectuar las siguientes operaciones:
⇒ iiijj mvvvmTFmv 2)'()( =−=∆≈∆
Con θCosvv ji = y F2∆t=0, F3∆t=0
⇒ ∆tF1(Total)= ∆N.2mv1 (7)
Usando la Distribución de velocidades se tiene que:
∆N= ℑ (vj) ∆Vv = ℑ (vj). ∆s.v1. ∆t (s = área de la superficie de la
pared)
y como: ps
TotalF=
∆)(1
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y ℑ (vj) )2
exp(2
223
kTmv
kTm
VN −
=
π (8)
podemos decir que:
⇒ PTOTAL ∫∫∫∞
∞−
∞
∞−
∞
ℑ≅ 32121
0
)(2 dvdvdvvmv (9)
Si hacemos los siguientes cambios, en (8) ⇒2
3
2
=
kTm
VNCo π
y además que A =
kTm
2, la equivalencia (9) quedará definida asi:
∫ ∫∫∞ ∞∞
−−−=0 0
323
02
221
21
21 )exp()exp(.)exp(2 dvAvdvAvdvAvvmCo
V
NkTVC
NmkTmC
AAmC
AAAAmC
o
ooo =
=
== 2
21.
42
412
23
ππππ
⇒ V
NkTP = Que es correspondiente
al GAS IDEAL CLÁSICO
(10)
! Cáculo de la Energía Cinética Total (Caso Clásico)
Ahora, al tratarse de un gas clásico, podemos calcular fácilmente la energía cinética
total:
∫∫∫∞
∞−
∞
∞−
∞
∞−
ℑ= 3212 )(
2dvdvdvvvmV
TOTALoε
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∫∫∫ −=πππ
φθθ2
0
2222
0
2
0
)exp(2
ddvdsenvAvvmV
∫∞
−=0
24 )exp(421 dvAvvmCo π
(11)
Vemos que: ∫∞
∞−
=−A
dvAv π)exp( 2
⇒ I(A) = ∫∞
==−
0
21
2
21
21)exp(
AAdvAv ππ
⇒ I'(A) = ∫∞ −
−=
−=−−
02
21
22
41.
21
21)exp(
AAAAdvAvv πππ
⇒ I''(A)
=AAAAAAA
dvAvv πππ∫∞
=
−−
=−−
02
21
224
83
41.
21
41)exp(
Entonces:
VmkT
mkT
kTm
VNm
AAmCV
oCTOTALππ
πππε
2122
3
222
2434.
83
2
==
⇒ NkTVV
NkTVmkT
mkT
kTm
VNm
TOTALC 23
2322
243 ==
= ππ
πε
Por lo que podemos observar que:
CC NUTOTAL
εε ==
⇒ PVU23= (gas ideal clásico)
(12)
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Asi puesto que el término ∑=
−N
j
Cj rF
1
.21 rr
corresponde a la contribución clásica, este
entonces debe ser igual a PV23 y según (6):
∑=
−=N
jJ
INTj rFPVk
1
..21
23 rr
(13)
Analizando la Interacción Partícula - Partícula
Vemos que si Fji es la fuerza que siente j debido a la influencia de la partícula i, se
tiene:
∑≅N
ijij FFrr
21
(14)
Con: )( ijij
ji rVr
F∂∂−=
r que es en la dirección de la diferencia de ji rr
rr− , entonces
según lo obtenido en (13):
∑ ∂∂−+=
jiij
ijji rV
rrrPVk )().(
41
23 rr
PV= ∑= ∂
∂−−N
jij
ijji rV
rrrk
1
)().(61
32 rr
(15)
Así podemos concluir que la ecuación de estado clásica para un sistema con
interacción partícula-partícula considerada débil, y en donde se cumple que k >> <v>,
es:
PV= NkT + CONTRIBUCIÓN INTERMOLECULAR
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donde u(t)=exp( )Htih
es la Matriz
Transformación Unitaria.
CASO CUÁNTICO
Para este caso tenemos que:
∑=
=N
jjj PrS
1
rr Donde S es el operador acción, jrr es el operador de posición y jP
r es el
operador momemtum., cada uno siendo cosiderado con sus propiedades habituales en
el espacio de Hilbert. En el equilibrio se cumple que:
0=SPTrdtd
(16)
donde iii rHrrrrr βρρ −== exp()( con i =1,....N, se define como la MATRIZ
DENSIDAD DE ESTADOS.
En la representación de Heisenberg vemos que:
)()()(
)()()(
tuPtutP
turtutr
jj
jj
⊥
⊥
=
=rr
rr
⇒ ( ) 0))().()().(()().(11
=+=
∑∑==
N
jjjjj
N
jjj tPtrtPtrTrtPtrTr
dtd ρρ &rrr
&rrr (17)
Pero vemos que:
[ ] jjj Pm
Hri
trrr
h&r 1,1)( == (18)
[ ] )(,1)( ijjjj rHii
tPr
hh
rφ∇=∇−= (19)
⇒ 0)().(1
2
=
∇+∑=
N
jijjj rtrP
mPTr ρφ
rr (20)
Si ρ es calculado en los autoestados de H entonces ρ es diagonal y se verifica que:
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Entonces en este caso tenemos que:
∑ ∑= =
∇−=
N
j
N
jijjj rtrTr
mPTr
1 1
2
)().( ρφρ rr
⇒ ∑=
−=N
jjjk FrE
1
.21 rr (22)
ENERGIA CINÉTICA
Si consideramos nuevamente la interacción partícula-partícula, entonces llegamos a
un resultado similar que el obtenido clasicamente, entonces podemos suponer que
para el caso cuántico se cumple:
( )
∂Φ∂−−= ∑ ρij
jiij
k rrrTrEPV .
61
32 rr (23)
Vemos que:
( ) '1
'11
''2
'1321 ...)exp(,...1,...,,,.....,, rrHrr
Zrrrrrrr NNN βρ −= (24)
en donde: ∑ ∑= =
Φ+≡Φ+∇−=N
j
N
jikijj Er
mH
1
2 )(21
2rh (25)
Así como cada partícula interacciona con las N-1 partículas podemos recurrir al valor
medio de la contribución dada por la interacción y calcularla de forma aproximada
mediante la Estadística de Fermi-Dirac:
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Es decir que: )(.)1(61
ijij
ij rr
rNNNkTPVr
rv
∂Φ∂−−=
⇒ ),,(
..))(exp(
)(.NVTZ
rrHd
rr
r ijij
ijij
ij
∂Φ∂Γ−Γ
=∂Φ∂ ∫ β
rr
v (26)
Donde Z(T,V,N) = ZEk.ZΦ , ZEk = ZEk.(N.T) , ZΦ= ZΦ (N.V.T)
⇒ ))(exp(.1.1
3 rr
rdrZr
rN
k ijijk
ijij Φ−
∂Φ∂=
∂Φ∂
∫∏=Φ
βrr
v (27)
Donde: ∑=≠
−Φ=ΦN
jijij rrr
11 )(
21)( rrr y ∫∏
=Φ Φ−=
N
jj rrdNVTZ
1
3 ))(exp(),,( β
Ahora, para resolver la integral de (27) usamos la FUNCIÓN DE CORRELACIÓN
DE PARES:
)()()exp(),,(
),( ''2
'32
''' rrrrrrdNVTZ
Vrrg krrrrrr
−−−= ∫∏Φ
δδβ (28)
⇒ PV = NkT - ∫ ∫
∂Φ∂Ω−
rrrrgdrdkd
VNN )()()1(
61 33
2 (29)
Considerando interacciones débiles, es decir que: kTrV ij <<)( (30)
⇒ ∫
∫Φ−
Φ−
∂Φ∂
−≈))(exp(
))(exp(
6122
31
3
1212
1223
13
2
rrdrd
rr
rrdrdNNkTPV
β
β
⇒ ∫
Φ−
∂∂
−−≈ ))(exp(11
6 1212
1223
13
2
2
rr
rrdrdV
NNkTPV ββ
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Como Φ << kT ⇒ exp(-βΦ) = exp )(1 12rkT
Φ−≈
Φ− β
Entonces:
∫ ∂Φ∂+≈r
drrV
NNkTPV 32 4
6π
De esta forma obtenemos de manera aproximada la Ecuación de Estado:
∫ ∂Φ∂+≈r
drrV
NNkTPV 32 4
6π
(31)
EJEMPLOS
(A) Un potencial tipíco de interacción molecular es el conocido potencial de
Lenard-Jones, el cual es representado por:
−
Φ=Φ=Φ6
012
00 2)(
rR
rR
r
Vemos que:
−
Φ−=Φ
50
110
200 1212
rR
rR
rR
drd
−
Φ−= 1
12 60
7
600
rR
rR (32)
Entonces:
∞∞∞
+−Φ−=
−Φ−=Φ
∫∫0
00
511
606
00410
606
003 410
12112RRR rr
RRdr
rrR
Rdrddrr
Φ−=
−+Φ−= 50
6005
011
0
606
00612410
12R
RRR
RR
0
072RΦ
−=
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Φ−+≈
0
02
2 722RV
NNkTPV π
con R0 <<1
(B) Para el caso de una Partícula Libre Φ(r) = 0 y llegamos obviamente a la
ecuación de estado del Gas Ideal:
NkTPV ≈
(C) Para el caso en donde el potencial de interacción es constante, también
llegamos a la ecuación de estado de Gas Ideal, puesto que en este caso 0=Φdrd .
(D) En el caso en que Φ(r) α 1/r2 ⇒ 3
1rdr
d −Φα
Entonces:
cteVNNkTPV .2 2π+≈ Ecuación tipo van der Waals
Notemos que clásicamente las variables dinámicas (tales como: energía,
momento líneal, angular, etc.) son funciones de estados del sistema dinámico,
es decir, estan definidas para un estado dado, el cual esta completamente
caracterizado por un punto del espacio de fase del sistema dinámico Γ(t). En
cambio en mecánica cuántica el estado esta caracterizado por una función de
onda perteneciente al espacio de Hilbert y las variables dinámicas expresadas
como operadores hermitianos actuando sobre H. Es así como al predecir los
posibles valores que puedan tomar las variables dinámicas estamos tomando
una media sobre un ensamble del sistema, puesto que ahora no se comportan
como funciones de estado estrictas, por el principio de incertidumbre cierto
tipo de mediciones requieren sólo del valor más probable, puesto que es
imposible medirla con total exactitud, a diferencia que en mecánica clásica.
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BIBLIOGRAFIA CONSULTADA
! Huang, Kerson (1963) Statistical Mechanics. John Wiley & Sons, New York .
! Pathria, R. K. (1972) Statistical Mechanics. Pergamon Press, New York.
! Mohling , Franz (1982) Statistical Mechanics Methods and Applications. John
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! Luzzi, Roberto (1999) Mecânica Estatística Vol I y II. IFGW. Universidade
Estadual de Campinas. SP
! Bowley, Roger, Sanchez Mariana (1996) Introductory Statistical Mechanics.
Calrendon Prees, Oxford.
! Salinas, Silvio R. A. (1997) Introdução à Física Estatística. Editora da
Universidade de São Paulo. SP.
! Terletskii, Ya. P. (1971) Statistical Physics. North-Holland Publishing Company.
Amsterdam
! Thermodynamik and Statistische Physik ONLINE SKRIPT: http://saftsack.fs.uni-
bayreuth.de/thermo/skript.html