mercoledì 17 febbraio 2016

Studio delle radiazioni elettromagnetiche e il moderno modello atomico. Da Bohr a Schrödinger

STUDIO DELLE RADIAZIONI ELETTROMAGNETICHE
Diffrazione:
La luce ha molte caratteristiche in comune con le onde meccaniche. La prova più evidente della natura ondulatoria della radiazione elettromagnetica ci giunge dai risultati degli esperimenti di diffrazione: Quando davanti a una sorgente luminosa viene posto un ostacolo sul quale siano presenti due piccoli fori, una volta superato l’ostacolo la luce non si propaga in linea retta, ma i due fori diventano sorgenti luminose dalle quali la luce si propaga in tutte le direzioni (come le onde meccaniche)
Effetto fotoelettrico:
Nel 1905 Einstein confutò la natura ondulatoria della luce tramite un fenomeno detto effetto fotoelettrico: Se una lastra metallica è illuminata con luce ultravioletta, la sua superficie si carica positivamente. Questo fenomeno è dovuto all’allontanamento degli elettroni degli atomi che si trovano in superficie e Einstein ipotizzò che la luce si comportasse come una particella in grado di urtare e trasferire energia agli elettroni degli atomi che costituivano la superficie del metallo, facendoli allontanare.
Egli ipotizzò che le radiazioni fossero costituite non da onde, ma da particelle elementari che possono essere considerati come paccheti di energia: i fotoni, la cui energia dipende dalla frequenza della radiazione. L’intensità della radiazione indica il numero di fotoni presenti. E=hv (h=costante di Planck)
Le osservazioni sperimentali furono:
1.       Non vengono emessi elettroni a meno che la radiazione non raggiunga una frequenza superiore a un certo valore di soglia caratteristico del metallo . [=funzione lavoro (Φ)]
2.       Energia cinetica dell’elettrone(mv2/2)= Energia apportata dal fotone (E=hv)-Energia necessaria a espellere un elettrone (Φ)

MODELLO DI BOHR
L’ipotesi secondo la quale gli elettroni ruotano intorno al nucleo non era compatibile con le leggi dell’elettromagnetismo classico, secondo le quali una carica elettrica in movimento lungo una traiettoria curva, emette una radiazione continua e perde progressivamente energia seguendo un’orbita a spirale che lo porterebbe a ricadere sul nucleo.
Osservazioni di Bohr sullo spettro dell’idrogeno:
Se scaldiamo un gas a bassa pressione e facciamo passare attraverso un prisma la luce emessa, non otteniamo uno spettro continuo, ma una serie di righe colorate separate da zone scure (solo alcune lunghezze d’onda della luce visibile).
Bohr formulò due postulati:
1.       Gli elettroni normalmente non emettono onde elettromagnetiche perché si muovono su orbite stazionarie, ciascuna caratterizzata da una certa energia.
2.       Le emissioni di energia si verificano solo quando l’elettrone passa da un’orbita stazionaria di energia maggiore a una di energia minore. Le energie di tali orbite sono quantizzate.
La presenza delle righe nello spettro è così spiegata: un elettrone assorbe energia attraverso il riscaldamento, questa energia gli permette di saltare da un’orbita stazionaria a un’altra di energia maggiore. Successivamente l’elettrone tornando su orbite a energia minore restituisce l’energia sotto forma di radiazioni la cui energia corrisponde alla differenza di energia tra le orbite su cui è transitato.
Questa teoria non spiegava l’esistenza di più linee, alcune anche vicinissime, negli spettri di altri elementi.

LA NASCITA DELLA MECCANICA QUANTISTICA
De Broglie, basandosi sulle esperienze precedenti di Planck e Einstein per cui E=vc; E=mc2 dedusse che mc2=hv  => =h/mc   Quindi la lunghezza d’onda è inversamente proporzionale alla massa => l’aspetto ondulatorio della particella si può osservare solo quando la massa è sufficientemente piccola.

Principio di indeterminazione di Heisenberg:

Non si può specificare contemporaneamente l’esatta localizzazione e quantità di moto di una particella che si comporta come un’onda, quindi l’elettrone non può essere descritto come una particella orbitante attorno al nucleo secondo una traiettoria definita.
PRINCIPIO DI INDETERMINAZIONE:
Mostra che se l’incertezza sulla posizione Δx è molto piccola, allora l’incertezza sul momento lineare Δp deve essere elevata e viceversa.

Equazione di Schrodinger
Schrodinger sostituì il concetto di traiettoria precisa della particella con quello di funzione d’onda ψ, una funzione matematica il cui valore varia con la posizione.
Ψ2= densità di probabilità=probabilità di trovare la particella entro una piccola regione diviso il volume di tale regione.
L’equazione si usa per calcolare sia la funzione d’onda, sia la corrispondente energia.
Negli atomi le funzioni d’onda sono dette orbitali atomici: regioni definite dallo spazio in cui vi è un’elevata probabilità di trovare un elettrone.
Tuttavia non tutti i risultati sono accettabili per definire la funzione d’onda, ma solo per determinati valori di energia (=> Quantizzazione dell’energia):
1.       La probabilità di trovare l’elettrone in tutto lo spazio deve essere uguale a 1.
2.       La funzione deve essere nulla all’infinito
3.       Continua e ad un solo valore in ogni punto dello spazio insieme alle sue derivate
4.       Soddisfare la condizione di ortogonalità.
Imponendo queste condizioni si ottengono funzioni che hanno significato fisico solo in corrispondenza di determinati valori di energia detti autovalori, che sono: n=1,2,3,4…(=> Quantizzazione dell’energia) =livelli energetici.
Il numero quantico principale n intero viene utilizzato per esprimere l’energia corrispondente a ciascuna funzione d’onda e rappresenta il livello energetico.


mercoledì 7 ottobre 2015

Riassunti Brani - Libro "The business 2.0 - B1 + Intermediate" (MacMillan) - Economia

1. Monkey Business?
Experiment
First, scientists put five monkeys in a cage and at the top of a ladder they hung a banana; if a monkey climbed the ladder, it was showered with cold water. Soon the group gave up trying to reach the banana.
Next, the scientists disconnected the cold water and replaced one of the five monkeys with a new one and as it tried to reach the banana, the original 4 monkeys pulled it down the ladder.
Result
One by one all the original monkeys were replaced, but none of them climbed the ladder as they knew they would have been stopped, but not knowing the exact reason.
Similarities with humanity
Like the monkeys in the experiment, every culture and organisation has its own “unwritten rules”, which also have a great influence on the work environment.
Unfortunately, too often, unwritten rules reinforce negative attitudes. For example.
1.       Working long hours is more important than achieving results.
2.       The boss is always right even if he’s wrong.
3.       The customer is king.
Often nobody knows where these rules came from, but it was observed that new recruits picked them up very quickly, and the way they behave in the work environment can be the reflection of an organisation’s culture.
Conclusion
Work culture is very effective in enforcing unwritten rules.

2. Manila Calling
The past of the Philippines
The Philippines is considered a traditionally poor and conservative country. Emigration

sabato 18 luglio 2015

Esempio Personal Statement - Personal Statement Example

Corso/Course: Nutrition & Dietetics
Università/University: King's College London (KCL)
Esito/Result: AMMESSO/OFFERED A PLACE


My intrigue and respect for nature, science and the human body, has nurtured my interest on the influence that nutrition has on the well-being of our bodies and minds. I have chosen to study nutrition and dietetics as I can develop this interest and attain the nutritional knowledge and professional capabilities to convey awareness on the impact that diet has on health and in preventing and managing disease.
As I live and I am currently studying in Italy, my motivation and love for science is demonstrated in my choosing a "Liceo Scientifico" (scientific high school) for my secondary school studies. I have studied chemistry, physics, biology, geographical astronomy and mathematics, that have enriched my scientific knowledge, logic, problem solving and analytical skills, which I feel give me a solid basis for further studies in dietetics. In addition, I am studying Italian, French, English and Latin literature, philosophy, history and art, which I greatly enjoy and feel that they have encouraged my critical thinking and allowed me to consider multiple points of view and thus understanding better others. Furthermore, I have had to adopt good organisation skills and cope at times with great pressure in order to maintain very high grades in all subjects.
For the past three years, during the summer break, I have worked in my father's artisan ice-cream

mercoledì 4 febbraio 2015

L'Esplorazione del Sistema Solare - Geografia Generale (Cap.6)

I PIANETI
I corpi più grandi e di maggiore interesse del sistema solare sono otto pianeti che ruotano intorno al sole. Sono molto diversi uno dall'altro per dimensione, struttura, composizione e temperatura; in generale si possono dividere in due categorie:
Pianeti di tipo terrestre: mercurio, Venere, Terra, Marte.
Hanno tutti una massa piccola, nessuno o pochi satelliti e bassa velocità di rotazione. La densità è il media superiore a cinque volte la densità dell'acqua. Sono costituiti essenzialmente di materiali rocciosi e metallici.
Pianeti di tipo gioviano: Giove, Saturno, Urano e Nettuno.
Hanno grande massa, numerosi satelliti e elevata velocità di rotazione. A causa della rapida rotazione hanno una forma più schiacciata che dipende dalla forza centrifuga che agisce con maggiore intensità nella regione equatoriale provocando un rigonfiamento equatoriale. Hanno una densità 1,2 volte quella dell'acqua. Sono costituiti di elevate percentuali di idrogeno e elio e giaccio (cioè acqua, ammoniaca e metano allo stato solido).

ATMOSFERA
Quasi tutti i pianeti sono avvolti da un involucro gassoso, trattenuto intorno al pianeta dalla la forza di gravità. Questo involucro è chiamato atmosfera.

Il Sole e i suoi Pianeti - Geografia Generale (Cap.5)

I corpi che formano il sistema solare sono molto diversi tra loro per dimensioni, forma e composizione. Sono riconoscibili: il Sole, i pianeti con i loro satelliti, i pianeti nani e i corpi minori (asteroidi e comete).
Le dimensioni del sistema solare sono difficilmente definibili, approssimativamente lo si può considerare come una sfera con un diametro di circa 200000 UA.

NASCITA E FORMAZIONE DEL SISTEMA SOLARE
Vi sono numerose ipotesi circa la formazione e l’evoluzione del sistema solare, oggi si ritiene che il Sole e i pianeti si siano formati da una nebulosa in contrazione circa 5 miliardi di anni fa.
La nebulosa primordiale aveva una temperatura molto bassa ed era costituita non solo da idrogeno e elio ma da una grande varietà di elementi chimici più pesanti che non sono molto diffusi nell’universo e si formano negli stadi finali di una stella di grande massa; per questo si pensa che la nebulosa contenesse materiali prodotti in precedenza da stelle di prima generazione.
Attraverso meccanismi ancora da comprendere (forse l’onda d’urto di un’esplosione vicina), la nebulosa iniziò a contrarsi e in pochi milioni di anni, nella zona centrarle la temperatura e la densità aumentarono portando alla formazione del proto-Sole. Allo stesso tempo la contrazione causò un aumento di velocità di rotazione e della forza centrifuga del sistema, portando la nube ad appiattirsi.
Nella fase finale del processo di formazione della protostella, l’emissione di un forte vento solare avrebbe trascinato verso regioni più esterne  l’idrogeno e l’elio. Mentre il nucleo del proto-Sole si riscaldava fino a raggiungere le temperature idonee alle reazioni nucleari, nel disco circostante cominciavano a formarsi i primi proto-pianeti, costituiti da polveri, ghiaccio o roccia.
LE PROVE
-          Regolarità di comportamento dei pianeti: infatti  ruotano intorno al Sole tutti nello stesso verso (tranne Venere e Urano) su orbite quasi complanari. Questo sembra accreditare l’ipotesi che derivino tutti da un unico disco in rotazione di cui conservano il movimento.

Le Galassie e l'Universo - Geografia Generale (Cap.4)

Nell’Universo le stelle non sono mai isolate, ma fanno parte di sistemi chiamati galassie: in ognuna di esse sono presenti polveri, gas e miliardi di stelle tenuti insiemi dalla forza di gravità, in quanto ogni galassia è un sistema auto gravitazionale distante milioni di anni luce da quelli circostanti.
Tutte le stelle che possiamo vedere a occhio nudo appartengono alla Via Lattea (galassia di cui fa parte anche il sistema solare), anche se è possibile riconoscere Andromeda e le Nubi di Magellano, due piccole galassie che orbitano intorno alla Via Lattea.
In una stessa galassia possono coesistere stelle in fasi evolutive diverse. Lo spazio fra una stella e l’altra non è vuoto: si trovano particelle di gas, e polveri cosmiche costituite a ioni, atomi e molecole che formano il mezzo interstellare , un sistema caotico in continua evoluzione.
Spesso le galassie sono sufficientemente vicine da risentire di una reciproca attrazione gravitazionale: si formano così ammassi di galassie.
Gruppo Locale: ammasso di galassie di cui fa parte la Via Lattea insieme a Andromeda, alle Nubi di Magellano e a una ventina di altre galassie.
Gli ammassi sono spesso organizzati in sistemi più complessi: i superammassi. Il Gruppo Locale e l’ammasso della Vergine, ad esempio fanno parte di un unico superammasso.

I MOVIMENTI DELLE GALASSIE
Moto di rotazione: intorno al suo nucleo centrale.
Moto di traslazione: insieme alle altre galassie che fanno parte

Nascita, Vita e Morte delle Stelle - Geografia Generale (Cap.3)

In astrofisica si parla di nascita, evoluzione e morte di una stella.

NASCITA:
le stelle nascono dalle nebulose: ammassi più densi rispetto allo spazio interstellare che hanno dimensioni estese e contengono in prevalenza idrogeno, elio altri gas e polveri pesanti. In queste nubi, per eventi casuali, possono formarsi zone più dense globulari. Una stella si forma quando in un globulo a causa di movimenti turbolenti si forma un grumo più denso che comincia ad attirare polveri e gas, accrescendo la sua massa. La nube quindi collassa per effetto della forza gravitazionale e al centro si forma una protostella, che lentamente si contrae. La contrazione gravitazionale produce calore, che scalda l’interno della protostella, che inizia ad emettere energia sotto forma di radiazioni infrarosse. Quando la temperatura è sufficientemente elevata, iniziano le prime reazioni di fusione nucleare: a questo punto la protostella diventa una vera e propria stella e comincia a emanare luce.
La durata di questa fase primaria dipende dalla massa della protostella se è elevata procede più velocemente, se è più piccola, procede più lentamente.

VITA:
In questa fase, l’energia emanata sotto forma di luce è energia nucleare, nel nocciolo delle stelle, infatti si realizzano condizioni di temperatura e pressione elevatissime, grazie alla forza di attrazione gravitazionale, a causa della quale, gli strati esterni esercitano una forte pressione sugli strati interni delle stelle, che tendono a contrarsi, ovvero a collassare.