caminhos Graceli sobre  evolução do pacote de onda quântico associado a um sistema físico.

[CEoiG/ pt][hcET] [pTEMRLDP][pe,ice,t,mfeG, ee,te,pii]  [caG]., 

CEoiG/t = CAMINHOS EVOLUTIVOS oscilatórios indeterminados DE GRACELI / pela progressão e pelo tempo. 

observação: é claro que difere de outros caminhos que não são evolutivos indeterminados.



a evolução do pacote de onda quântico associado a um sistema físico. Assim, para o caso da partícula livre (PL), essa técnica permite demonstrar que: 

, 

com , ,  e , onde  representa a evolução temporal do pacote de onda Debroglieano associado à PL e de largura inicial , calculada com a MQBB. Registre-se que a evolução temporal do pacote de onda Schrödingeriano, calculada pela Mecânica Quântica Ondulatória de Schrödinger (MQOS) e encontrada em qualquer texto didático sobre essa Mecânica], é dada pela expressão: , que nada mais é do que um caso particular da expressão obtida pela MQBB, quando se faz . Note-se que, comparando-se os dois resultados, observa-se que o pacote de onda da PL, calculado pela MQOS, espraia mais lentamente do que quando calculado pela MQBB. Essa diferença talvez indique uma maneira experimental para comprovar a existência do potencial quântico de Bohm. 
Para o caso de uma partícula sob o potencial do OHDT, a evolução temporal de , calculada pela MQBB, é dada por (vide Bassalo, Alencar, Cattani e Nassar, op. cit): 

, 

onde satisfaz a expressão: . 
É interessante ressaltar que Bassalo, Alencar, Cattani e Nassar (op. cit ) aplicaram a expressão acima para um caso particular de , considerado por A. Mostafazadeh [Physical Review A55; p. 1653; 4084 (1997) e Journal of Physics A: Mathematical, Nuclear and General 31, p. 6495 (1998)], J. Y. Ji, J. K. Kim e S. P. Kim [Physical Review A51, p. 4268 (1995)], C. F. Lo [Physical Review A43, p. 404 (1991)], e G. S. Agarwal e S. A. Kumar [Physical Review Letters 67, p. 3665 (1991)] e verificaram que novos estados quânticos espremidos (``squeezed’’) generalizados podem ser encontrados. Note-se que esses estados foram encontrados por Nassar, em 1998 (DF/UFPA), e são definidos pela expressão: , onde  indica a variância associada à variável x. Esses físicos também observaram que a MQBB descreve melhor a situação física considerada do que a MQOS, uma vez que com MQBB podemos estabelecer uma conexão direta entre as soluções clássica e quântica. 

efeitos 10.968.

Fórmula de Bekenstein-Hawking (FB-H) com elementos categorias de Graceli.

S_BH = 8π² M² (k_B G/h c)[hcET] [pTEMRLDP][pe,ice,t,mfeG, ee,te,pii]  [caG]., 


hoje conhecida como Fórmula de Bekenstein-Hawking (FB-H),

 [hcET] [pTEMRLDP][pe,ice,t,mfeG, ee,te,pii]  [caG].

 [hcET] [pTEMRLDP]. = Quantum CONSTANT h, velocity of light [c], entanglement, tunneling, temperature potential, electromagnetic, radioactive, luminescence, dynamic, pressure resistance, electrostatic potential, charge and energy interactions, transformations, phase changes of Graceli states , enthalpies and entropies, transcendences of energies. potential interactions of isotopes, and categories of Graceli.

E,M = [hcET] [pTEMRLDP][pe,ice,t,mfeG, ee,te,pii]  [caG].

 [hcET] [pTEMRLDP]. = CONSTANTE quântica h, velocidade da luz [c], emaranhamento, tunelamento, potencial de temperatura, eletromagnético, radioativo, luminescente, dinâmico, resistência à pressões, potencial eletrostático, interações de cargas e energias, transformações, mudanças de fases de estados de Graceli, entalpias e entropias, transcendências de energias. potenciais de interações de isótopos, e categorias de Graceli.

 , p. 737) e em 1973 , o físico israelense Jacob David Bekenstein (n.1947) (de origem mexicana) sugeriu que a área do horizonte de eventos [superfície traçada em torno de um buraco negro (“black hole”) (BN)] fosse a entropia desse corpo celeste. Contudo, em 1973 (Communications in Mathematical Physics 31, p. 161), James A. Bardeen, Brandon Carter (n.1942) e Hawking mostraram que, se um buraco negro tivesse entropia, deveria, então, possuir também temperatura e, consequentemente, pelas Leis da Termodinâmica, deveria irradiar, o que contradizia o próprio conceito desse objeto cósmico. Desse modo, concluíram que a entropia de um buraco negro era infinita. Para contornar essa dificuldade, procurando uma relação entre a Teoria da Relatividade Geral e a Mecânica Quântica, Hawking publicou um artigo, em 1974 (Nature 248, p. 30), no qual apresentou a ideia de que os buracos negros poderiam criar e emitir partículas, tais como neutrinos ou fótons, em uma temperatura T_H, em graus Kelvin (K), conhecida como temperatura Hawking, cuja expressão é dada pela expressão: T_H = h k/(4π mc k_B), onde k é a gravidade superficial do horizonte de eventos, e k_B é a constante de Boltzmann. Note-se que, ainda em 1974 (PhysicalReview D9, p. 3292), Bekenstein formulou o hoje limite de Bekenstein: a quantidade de informação que pode ser contida em uma dada região do espaço é finita e proporcional à área da fronteira da região considerada e medida em unidades de Planck. M_P = 10^-5 g, =10^{-33 cm, E}_P = 10¹⁹ GeV.

                   Essa ideia da emissão de partículas por parte de um BN, hoje conhecida como radiação (efeito) Hawking, foi completada por Hawking, em 1975 (Communications in Mathematical Physics 43, p. 199), em um trabalho no qual deduziu a célebre fórmula para a entropia de um buraco negro (S_BN) que, no caso de ele ser esfericamente simétrico, tem a forma: S_BH = 8π² M² (k_B G/h c), hoje conhecida como Fórmula de Bekenstein-Hawking (FB-H), expressão que claramente que a entropia por unidade massa (S_BN/M) é proporcional à massa M do buraco negro, confirmando o que Hawking havia sugerido no artigo de 1974 (visto acima), ou seja, que um BN poderia irradiar. Registre-se que um resultado análogo a esse foi encontrado, ainda em 1975, em trabalhos independentes de Robert M. Wald (Communications in Mathematical Physics 45, p. 9) e L. Parker (Physical Review D12, p. 1519). Observe-se que, em 1996 (Physics Letters B379, p. 99), a origem microscópica da FB-H foi discutida pelos físicos Strominger e o iraniano-norte-americano Cumrun Vafa (n.1960) por intermédio da Teoria de Cordas; neste artigo eles mostraram que os BN são corpos complexos, feitos de estruturas quânticas multidimensionais: as D-branas. Para outros detalhes sobre os buracos negros, ver: Kip S. Thorne, Black Holes & Time Warps (W. W. Norton & Company, 1994).

Equação de Wheeler-DeWitt(EW-DW) com elementos [agentes e categorias de Graceli:

caminhos de Graceli de interações e transformações, tunelamentos e emaranhamentos, condutividade e decaimentos. [cGittecd].

                   A ideia de considerar funções de onda que calculem as probabilidades de locação de uma partícula em uma geometria de espaço-tempo e não em um espaço de Hilbert, de dimensão infinita, como acontecem com as funções de Schrödinger na Mecânica Quântica, as chamadas funções de onda sobre geometrias, foi apresentada pelo físico norte-americano Bryce Seligman DeWitt (1923-2004), em 1964 (Physical Review Letters 12, p. 742). Em 1965, DeWitt encontrou-se com Wheeler no aeroporto de Nova Carolina, onde morava, aproveitando uma troca de aeronaves que Wheeler tinha que fazer, em virtude de uma viagem que estava fazendo, com escala obrigatória naquela cidade americana. Nesse encontro, DeWitt disse a Wheeler que estava pensando em usar a Equação de Peres, de 1962, e aplicá-la ao campo gravitacional, fazendo o mesmo que o físico austríaco Erwin Schrödinger (1887-1961; PNF, 1933) ao obter sua famosa equação, em 1926, que trocou o produto de derivadas da Equação de Hamilton-Jacobi, pela derivada segunda. Entusiasmado, Wheeler disse a DeWitt que, com isso, ele encontraria a equação quântica da gravitação. Com essa entusiástica aprovação, DeWitt submeteu à publicação, na primavera de 1966, seus três famosos artigos e que, por alguma razão, só foram publicados em 1967 (PhysicalReview 160, p. 1113; 162, p. 1195; 1239). Desse modo, DeWitt apresentou a Equação de Einstein-Schrödinger, denominada de Equação de DeWitt por Wheeler e, finalmente, em 1988, na Osgood Hill Conference, DeWitt apresentou-a como Equação de Wheeler-DeWitt(EW-DW) (em notação atual):

   [cGittecd]..[cGittecd].

,

onde G é a constante gravitacional, Λ é o termo cosmológico, r(t) = R(t) s, sendo s um fator de escala,  γ = 1 para a radiação gravitacional , γ = 0 para a matéria gravitacional, c0 é uma constante, k = 0, + 1, -1, dependendo da geometria (plana, esférica e hiperbólica), e  é o operador hamiltoniano forçado (“constraint”) da TRG. Essa equação se aplica apenas ao campo gravitacional () e não para uma partícula em movimento nesse mesmo campo. Essa diferença é a mesma que acontece entre o campo eletromagnético maxwelliano e o movimento de uma partícula carregada nesse campo.

efeito 10.961.

caminhos de Graceli de interações e transformações, tunelamentos e emaranhamentos, condutividade e decaimentos. [cGittecd].
 [cGittecdμν] tensor de Graceli.

∫ exp [(i/) (ação de Einstein)] d (caminhos do campo)[cGittecd].


h_μν = g_μν   [cGittecdμν]- η_μν,


onde g_μν é o tensor métrico riemanniano. 


g^-1/2[(1/2) g_ab g_cd - g_ac g_bd] (S/g_ab) (S/g_cd) + g^1/2 R [cGittecd]= 

onde g é o determinante da métrica (g_ij) 3-ADM [g = det (g_ij)], S é a ação e R é a curvatura dessa 3-geometria. Note que essa equação traduz a propagação de S (“cristas de onda”) no superespaço.

                   Um novo aspecto da QG foi apresentado por Penrose, em 1963 (Physical ReviewLetters 10, p. 66), ao considerar a hipótese de que o espaço poderia decorrer de uma estrutura quântica combinatorial e, desse modo, seus estudos levaram às redes de spin, 

sábado, 11 de agosto de 2018

Trans-intermechanical quantum Graceli transcendent and indeterminate -

Effects 10,958 to 10,960.

Parallel and transverse magnetic effect, and or in dynamics [large and small velocities [c and not c [velocity of light] and proximity with photons.

  potential difference as being due to the accumulation of electrical charges of opposite signals, charges whose displacement to the sides of the blade occurs by virtue of the action of the "electromagnetic force" that acts on the individual "electric fluids" that make up the current according to the model of the "electric fluid", and which varies according to the
Parallel and transverse magnetic effect, and or in dynamics [large and small velocities [c and not c [velocity of light] and proximity with photons.


Trans-intermecânica quântica Graceli transcendente e indeterminada –

Efeitos 10.958 a 10.960.

Efeito Graceli magnético paralelo e transversal, e ou em dinâmicas [grandes e pequenas velocidades [c e não c [velocidade da luz] e proximidades com fótons.

 diferença de potencial como sendo devida ao acúmulo de cargas elétricas de sinais contrários, cargas essas cujo deslocamento para as laterais da lâmina ocorre em virtude da ação da ``força eletromagnética’’ que atua nos ``fluidos elétricos’’ individuais que compõem a corrente elétrica, segundo o modelo do ``fluido elétrico’’, e que varia conforme
Efeito Graceli magnético paralelo e transversal, e ou em dinâmicas [grandes e pequenas velocidades [c e não c [velocidade da luz] e proximidades com fótons.