ESTADOS LIGADOS EM
MECÂNICA QUÂNTICA RELATIVÍSTICA
Dissertação apresentada à
Fauldade de Engenharia do
Campus de Guaratinguetá,
Universidade Estadual
Pau-lista,paraaobtençãodotítulo
de Mestre em Físia.
Orientador: Prof. Dr. Antonio Soares de Castro
Guaratinguetá
LUIS RAFAEL BENITO CASTRO
NASCIMENTO 02.02.1979 LIMA/PERU
FILIAÇO LuisAlejandro Benito Castro
Elena ClaraCastro de Benito
1997/2003 Cursode Graduação
Esuela Profesionalde Físia Universidad
Naionaldel Callao Peru.
2005/2007 Cursode PósGraduação emFísia,nívelMestrado,
na Fauldade de Engenharia doCampus de
de formaespeial à minhafamília,ao meu
Agradeço a Deus e a todas as pessoas que zeram possível onluir este trabalho.
Em espeial a meu orientador Prof. Dr. Antonio Soares de Castro por sua orientação,
dediação eauxílio.
AosprofessoresdoGrupodeFísiadePartíulaseCamposdaUniversidadeEstadual
Paulista -Campus de Guaratinguetá- FEG pelas orreçõessugeridas ao trabalho.
Aos meus pais Luis Alejandro e Elena Clara, por sua paiênia, amor e que jamais
deixaramde me inentivar.
Estetrabalhoontou omapoiodaCoordenação deAperfeiçoamentode Pessoalde Nível
Amaiorreompensa do nosso
trabalhonão é o quenos
pagampor ele, mas aquiloem
que elenos transforma
ratinguetá,Universidade Estadual Paulista, Guaratinguetá, 2007.
RESUMO
O estudo dos estados ligados das equações relativístias têm muitas apliações em físia
nulear e em outras áreas da físia, portanto as soluções que apresentam estados ligados
usando as equações de Dira e Klein-Gordon (KG) desempenham um papel importante
nointeresse dos pesquisadores. A redução a uma dimensão espaial das equações
relati-vístias permite melhoraro entendimentodos problemas equivalentes em três dimensões
de uma maneira siamente mais transparente. Esta redução espaial traz omo
on-seqüên ia alteraçõesnas estruturasrelativístias dos poteniaisquedevem ser estudadas.
A tarefa de ahar estados ligados dessas equações não é fáil para formas funionais
ge-rais para os poteniais externos. Neste trabalho as equações de Dira e KG em uma
dimensão espaialsão investigadas para diferentes tiposde aoplamentoe formas
funio-nais para ospoteniaisexternos que apresentam estados ligados. Um resultado relevante
é que para ertas misturas onvenientes dos poteniais externos as equações de Dira e
KG apresentam as mesmas auto-energias mas diferentes autofunções. O problema em
geralpode ser mapeado num problema de Sturm-Liouvilleenontrando-se soluçõesde
es-tadosligadosexatamente. Disutimosdetalhadamenteoomportamentodasautofunções
e auto-energias para partíulas e antipartíulas obtidas do problema de Sturm-Liouville
e as possíveis soluções isoladas no aso da equação de Dira. Uma aparente violação do
prinípiodainertezaemalgumsasoséremediadaomaintroduçãodooneitode
om-primentode onda Compton efetivo,mostrando quea partíulapode ser loalizadanuma
regiãodoespaçoarbitrariamentepequenasemaproduçãodeparespartíula-antipartíula.
Dissertação (Mestrado em Físia) Fauldade de Engenharia do Campus de
Guaratin-guetá,Universidade Estadual Paulista, Guaratinguetá, 2007.
ABSTRACT
The study of bound states of the relativistiequations has many appliations in nulear
physis and other areas of the physis, therefore the solutions that present bound states
fortheDiraandtheKlein-Gordon(KG)equationsplay animportantrole inthe interest
of the researhers . The redution to one spae dimension of the relativisti equations
allows toimproveour understanding of the equivalent problems in three dimensions ina
physiallymoretransparentway. Thisspaeredutionbringsasaonsequenealterations
in the relativististrutures of the potentials that must be studied. The task of nding
bound states of these equations is not easy for general funtional forms for the external
potentials. In this work the Dira and the KG equations in one spae dimension for
dierent types of oupling and funtional forms for the external potentials that present
bound states are investigated. A relevant result is that for ertain onvenient mixtures
of the external potentials the Dira and the KG equations present the same eigenvalues
but dierent eigenfuntions. The problem in general an be mapped into an exatly
solvable Sturm-Liouville problem. The behavior of the eigenfuntions and eigenvalues
for partiles and antipartiles of the Sturm-Liouville problem and the possible isolated
solutions in the ase of the Dira equation is disussed in detail. An apparent breaking
of the unertainty prinipleinsome ases is remedied by the introdutionof the onept
of eetive Compton wavelength, showing that the partile an be loated into a region
of spaearbitrarily small withoutproduing partile-antipartilepairs.
Lista de guras 12
1 Introdução 8
2 A equação de Klein-Gordon 11
2.1 Origem daequação de Klein-Gordon . . . 11
2.2 Redução dimensionalda equação de Klein-Gordon . . . 13
2.3 Limitenão-relativístioda equação de Klein-Gordonem (1+1)dimensões . 14 3 A equação de Dira 15 3.1 Origem daequação de Dira . . . 15
3.2 Redução dimensionalda equação de Dira . . . 19
3.3 Limitenão-relativístioda equação de Dira em (1+1) dimensões . . . 24
4 Simetrias das equações relativístias em (1+1) dimensões 26 4.1 Paridade . . . 26
4.2 Conjugação de arga . . . 26
4.3 Transformação quiral . . . 27
4.4 Translaçõesdoespetro. . . 28
4.5 Simetriado espetro em torno de
E = 0
. . . 285 Estados ligados das equações relativístias 29 5.1 Estados ligados intrinseamente relativístios . . . 29
5.2 Estados ligados de um férmion neutro num potenialtangente trigonomé-trio em (1+1)dimensões . . . 29
5.3 Estadosligadosdeférmionsempoteniaisesalarevetorialdotipo Pöshl-Teller em (1+1) dimensões . . . 34
5.4 Estados ligados eespetros equivalentes de partíulas de spin-0 e spin-1/2 em poteniaisesalar evetorial em (1+1) dimensões . . . 38
5.4.1 Caso isoespetral 1:
V
t
−
V
s
= const (∆
′
= 0)
. . . 39do tipoPöshl-Teller em (1+1)dimensões . . . 46
6 Conlusões 53
A Polinmios de Gegenbauer e polinm ios assoiados de Legendre 55
B Poteniai s exatamente solúveis na meânia quântia não-relativístia 57
B.1 PotenialPöshl-Teller simétrio. . . 57
B.2 PotenialPöshl-Teller simétriomodiado . . . 58
5.1 Auto-energiasdeDiraparaosquatroprimeirosníveisdeenergiaemfunção
de
g
para opotenialV
p
=
~
cγg
tan
γx
(m
=
~
=
c
=
γ
= 1
). . . 33 5.2 Autofunções do espinor de Dira paran
+
= 1
(n−
= 2
) para o potenialV
p
=
~
cγg
tan
γx
. As linhas na e densa orrespondem aos omponentes superiorψ
+
einferiorψ−
doespinor,respetivamente(m
=
~
=
c
=
γ
= 1
,g
= 2
). . . 34 5.3 Auto-energias de Dira para ostrês primeirosníveisde energiaem funçãode
V
0
paraopotenialV
t
=
V
s
=
−
V
0
cosh
2
αx
. Aslinhastraejadashorizontaissão para
|
E
|
=
mc
2
e a linha traejada inlinada para
−
2
V
0
+
mc
2
(
m
=
~
=
c
=
α
= 1
). . . 37 5.4 Auto-energias de Dira para ostrês primeirosníveisde energiaem funçãode
α
para opotenialV
t
=
V
s
=
−
V
0
cosh
2
αx
. Aslinhas traejadashorizontaissão para
mc
2
e
−
2
V
0
+
mc
2
(
m
=
~
=
c
= 1
eV
0
= 0
.
75
). . . 38 5.5|
ψ
+
|
2
(linha traejada densa),
|
ψ−
|
2
(linha traejada na),
|
ψ
|
2
=
|
ψ
+
|
2
+
|
ψ−
|
2
(linha densa) para
n
= 0
, para o potenialV
t
=
V
s
=
−
V
0
cosh
2
αx
(
m
=
~
=
c
=
V
0
=
α
= 1
). . . 39 5.6 Auto-energias de Dira (E
) para os quatro primeiros níveis de energia emfunçãode
V
0
paraospoteniaisV
t
=
V
0
sec
2
αx
e
V
s
=
V
0
tan
2
αx
(
m
=
~
=
c
=
α
= 1
). . . 42 5.7 Auto-energias de Dira (E
) para os quatro primeiros níveis de energia emfunção de
α
para ospoteniaisV
t
=
V
0
sec
2
αx
e
V
s
=
V
0
tan
2
αx
(
m
=
~
=
c
= 1
eV
0
= 1
). . . 43 5.8|
ψ
+
|
2
(linha traejada densa),
|
ψ−
|
2
(linha traejada na),
|
ψ
|
2
=
|
ψ
+
|
2
+
|
ψ−
|
2
(linha densa) e
|
φ
|
2
(linha na) para
n
= 0
, para os poteniaisV
t
=
V
0
sec
2
αx
eV
s
=
V
0
tan
2
αx
(
m
=
~
=
c
= 1
,V
0
= 3
eα
= 5
). . . 44 5.9 Auto-energiasdeDiraparaosquatroprimeirosníveisdeenergiaemfunçãode
V
0
para os poteniaisV
t
=
V
0
sech
2
αx
e
V
s
=
V
0
tanh
2
αx
. As linhas
traejadas são para
−
m
eff
c
2
e
2
V
0
−
m
eff
c
2
(
m
=
~
=
c
=
α
= 1
). . . 46 5.10 Auto-energiasdeDiraparaosquatroprimeirosníveisdeenergiaemfunçãode
α
para os poteniaisV
t
=
V
0
sech
2
αx
e
V
s
=
V
0
tanh
2
αx
. As linhas
traejadas são para
−
m
eff
c
2
e
2
V
0
−
m
eff
c
2
5.11
|
ψ
+
|
2
(linha traejada densa),
|
ψ−
|
2
(linha traejada na),
|
ψ
|
2
=
|
ψ
+
|
2
+
|
ψ−
|
2
(linha densa) e
|
φ
|
2
(linha na) para
n
= 0
, para os poteniaisV
t
=
V
0
sech
2
αx
eV
s
=
V
0
tanh
2
αx
(
m
=
~
=
c
= 1
,V
0
=
α
= 5
). . . 48 5.12 Auto-energias de Dira para os quatro primeiros níveis de energia quandog
s
= 10
omo uma função deg
p
para os poteniaisΣ =
−
~
c
|
α
|
g
s
sech
2
αx
,
∆ = 0
eV
p
=
~
c
|
α
|
g
p
tanh
αx
. O níveln
= 0
parag
p
negativo e energia negativa não foi representada porque orresponde à solução isolada omE
=
−
mc
2
. A linha traejada na orresponde à função
−
1
−
gp
gs
(
g
p
−
1)
(
m
=
~
=
c
=
γ
= 1
). . . 51 5.13 Auto-energias de Dira para os quatro primeiros níveis de energia quandog
s
=
−
10
omoumafunçãodeg
p
paraospoteniaisΣ =
−
~
c
|
α
|
g
s
sech
2
αx
,
∆ = 0
eV
p
=
~
c
|
α
|
g
p
tanh
αx
. A linhatraejadana orresponde àmesma função omo na Figura5.11 (m
=
~
=
c
=
γ
= 1
). . . 51 5.14 Auto-energias de Dira para os quatro primeiros níveis de energia quandog
p
= 10
omo uma função deg
s
para os poteniaisΣ =
−
~
c
|
α
|
g
s
sech
2
αx
,
∆ = 0
eV
p
=
~
c
|
α
|
g
p
tanh
αx
. Aslinhas traejadasnas são paraa função−
1
−
gp
gs
(
g
p
−
1)
(m
=
~
=
c
=
α
= 1
). . . 52 5.15 Auto-energias de Dira para os quatro primeiros níveis de energia quandog
s
= 10
omo uma função deg
p
para os poteniais∆ =
−
~
c
|
α
|
g
s
sech
2
αx
,
Σ = 0
eV
p
=
~
c
|
α
|
g
p
tanh
αx
. A linha traejada na orresponde à funçãoIntrodução
Existeum interesse grande em resolver as equações relativístias de Klein-Gordon (KG)
ede Diraem(3+1) dimensões[2,3,26,35,37,38, 39℄,[44℄-[51℄,[55℄etambém embaixas
dimensões[6℄-[25℄,[30,33,34,41,52℄paraumavariedade de poteniais. Istoaontee não
apenas porque elas forneem as orreções relativístias para as teorias não-relativístias
quando as partíulas estão sujeitas a poteniais suientemente intensos, mas também
porque elas são equações fundamentais dafísia. Alémdisso, em algumasirunstânias
elas podem apresentar soluções não enontradas num esquema não-relativístio.
Indub-tavelmentetaisirunstânias revelam-seser uma poderosa ferramentapara se obterum
insight
mais profundoaera danatureza das equações relativístias e suas soluções.Um férmion de spin
1
/
2
pode interagir om um ampo externo através de diversos tipos de aoplamentos. Os aoplamentos em (3+1) dimensões podem ser esalar,pseu-doesalar, vetorial, pseudovetorial e tensorial, enquanto em (1+1) dimensões podem ser
esalar, vetorial e pseudoes alar; esta lassiação depende de omo o potenial se
om-porta om respeito às transformações de Lorentz. Por outro lado, um bóson de spin
0
interagevia aoplamentos vetoriale esalar.A equação de Dira em (1+1) dimensões pode ser obtida da equação em (3+1)
dimensõesom umamisturade aoplamentos esalar,vetorialeaoplamentodotipo
mo-mento magnétio anmalo (tensorial) om simetria esféria. Se limitamos o férmion a
mover-se na direção
x
(p
y
=
p
z
= 0
) o momentum angular se desvanee e a projeção do spinaolongo doeixox
omuta om ahamiltoniana,oqueresulta queaprojeçãode spinéuma onstantede movimento. Comoa projeçãode spin se onserva,o número de
om-ponentes do quadriespinor reduz-se à metade, um deles relaionado om o omponente
superior e outro om o omponente inferior. Portanto,a equação de Dira em (3+1)
di-mensões pode ser desomposta em duas equações equivalentes em (1+1) dimensões om
um espinor de dois omponentes ematrizes 2
×
2 [56℄. Os dois omponentes do biespinororrespondemà ombinaçãode energiapositivaom spin up e energianegativa omspin
Lorentz, enquanto o aoplamento magnétio anmalo torna-se um aoplamento
pseudo-esalar. Portanto,asequaçõesde KGeDiraem(1+1)dimensõespermitem-nosanalisar
as onseqüênias dos estados de energia negativa om um formalismo matemátio mais
simplese de uma maneira siamente mais transparente.
Oobjetivoprinipaldeste trabalhoé analisar eresolver analitiamenteasequações
relativístias de KG e Dira em (1+1) dimensões obtendo estados ligados para
diferen-tes tipos de aoplamentos e formas funionais para os poteniais externos. O problema
em geralpode ser mapeado num problema de Sturm-Liouvilledameânia quântia
não-relativístiaenontrando-se soluçõesde estados ligadosexatamente. Disutimos
detalha-damente o omportamento das autofunções e auto-energias para partíulas e
antipartí-ulas obtidasdo problema de Sturm-Liouville e aspossíveissoluções isoladasno aso da
equaçãode Dira. Emalgumsasosum aparenteparadoxo relaionadoomaloalização
de uma partíula em uma região do espaço arbitrariamente pequena é resolvido om a
introduçãodooneito de omprimentode ondaComptonefetivo. São mostradosalgums
resultados relevantes que foram objetos de reentes publiações. Para além da
impor-tânia intrínsea de se obter novas soluções para estas equações fundamentais da físia,
proura-se melhorar o entendimento dos problemas equivalentes num mundo em (3+1)
dimensões.
Deve ser menionado que grande parte da retória empregada no desenvolvimento
doformalismodas equações relativístias, ut retro, valeu-se de um reente trabalho [14℄
que, apesar de explorar a equação de Diraem (1+1) dimensões, estabelee ertas
one-xões entre simetrias relaionadas om a físia de partíulas elementares e os fenmenos
nuleares, viz., assimetrias de spin e pseudospin.
Este trabalhoestáorganizado daformaseguinte. Noapítulo2apresentamosa
ori-gemdaequaçãodeKGeanalisamossuareduçãoaumadimensãoespaialomaestrutura
de Lorentzmais geral para ospoteniaisexternos, seções2.1 e 2.2 respetivamente, ena
seção 2.3 seu orrespondente limite não-relativístio. No apítulo 3 apresentamos a
ori-gem, aredução dimensional,os problemas mapeados noproblema de Sturm-Liouville,as
soluções isoladas e o limite não-relativístio da equação de Dira. No apítulo 4
disu-timos as simetrias das equações de Dira e KG, a paridade é disutida na seção 4.1, o
efeito da onjugação de arga e a transformação quiral
γ
5
são disutidos nas seções 4.2
e 4.3, respetivamente. A translação do espetro e a simetria om em torno de
E = 0
sãodisutidas nas seções4.4 e4.5, respetivamente. Noapítulo5,disutimos osestadosligadosdas equações relativístias, os estados intrinseamente relativístios na seção 5.1.
Na seção 5.2 disutimos o problema de um férmion neutro num potenial pseudoesalar
tipotangente trigonométrio. Com exeção das soluçõesisoladas, o problema émapeado
num problema de Sturm-Liouville, mostramos que este potenial na teoria relativístia
é um potenial onnante. Na seção 5.3 disutimos o problema de férmions interagindo
uma dimensão espaialque émapeado em um problema de Sturm-Liouville. Para o aso
espeío em que o potenial efetivo, no problema de Sturm-Liouville é do tipo
Pöshl-Teller, enontramos soluções de estados ligados exatamente. Na seção 5.4 disutimos o
problema de partíulas relativístias em poteniais de natureza esalar e vetorial sob a
ondiçãogeral
V
t
±
V
s
= const
. Comexeção das possíveissoluçõesisoladaspara a equa-ção de Dira, a equação de KG e a equação de Dira para um omponente do espinorde Dira são mapeadas em uma equação tipo Shrödringer. Funções trigonométrias e
hiperbólias quadradas são esolhidas de maneira que a ondição
V
t
±
V
s
= const
são satisfeitas naturalmente e o problema isoespetral é mapeado num problema deSturm-Liouvilleom soluçõesexatas paraosestados ligados. Naseção 5.5disutimos osestados
ligadosde férmionsom a estruturade Lorentzmais geral paraos poteniaisexternosdo
tipo Pöshl-Teller simétrio modiado. Estabeleemos erta relação entre simetrias de
spin e pseudospin a partir da onjugação de arga e transformação quiral. Finalmente,
A equação de Klein-Gordon
2.1 Origem da equação de Klein-Gordon
A equação de Klein-Gordon (KG) pode ser obtida a partir de uma analogia om a
deri-vaçãodaequaçãode Shrödingerdameânia quântia não-relativístia,quer dizer, para
obteraequaçãode Shrödingeresreve-seaexpressãodaenergianão-relativístiade uma
partíulalivree substitue-se aenergia eo momento poroperadores.
Para onstruir a equação de onda relativístia temos que prinipiar da expresão
relativístiadaenergiapara uma partíulalivreom massa de repouso
m
emomentump
E
=
p
p
2
c
2
+
m
2
c
4
(2.1)
onde
c
é a veloidade da luz. Logo fazemos a subtitução das orrespondentes grandezaspelos operadores
ˆ
E
=
i
~
∂
∂t
,
p
ˆ
=
−
i
~
∇
~
(2.2)onde
~
é a onstante de Plank (~
=
h/
(2
π
)
), e atuando sobre a função de ondaΦ(
~r, t
)
, enontramosi
~
∂
Φ(
~r, t
)
∂t
=
−
~
2
c
2
∇
2
+
m
2
c
4
1/2
Φ(
~r, t
)
(2.3)A equação (2.3) seria a equação básia da meânia quântia relativístia, mas ela está
numaformainmodaparaooperador
∇
2
. Pode-seobservartambém queasoordenadas
espaiale temporal não são tratadas de uma maneira simétriaomo requer a teoria da
relatividade restrita. Removendo a raiz quadrada de (2.1) obtemos
E
2
=
p
2
c
2
+
m
2
c
4
(2.4)eusandoofatoquese
[
A, B
] = 0
, entãoA
Φ =
B
Φ
impliaqueA
2
Φ =
B
2
Φ
,reesrevendo
(2.3)obtemos
−
~
2
∂
2
Φ(
~r, t
)
∂t
2
=
−
~
2
c
2
∇
2
+
m
2
c
4
Esta equação pode ser expressa numa forma mais ompata introduzindo-se o operador
dAlembertiano
=
1
c
2
∂
2
∂t
2
− ∇
2
(2.6)
Emtermos dooperador
,a equação de onda (2.5) pode ser esrita omo+
m
2
c
2
~
2
Φ(
~r, t
) = 0
(2.7)Esta equação é onheida omo a equação de KG para uma partíula livre. Pode-se
observarque agora tantoas oordenadas espaiaisquanto temporal são tratadasde uma
maneira simétria e que ambas derivadas são de segunda ordem. De forma análoga à
equaçãode Shrödingerpode-se obter aequação daontinuidade
∂ρ
∂t
+
∇ ·
~
J
~
= 0
(2.8)onde
ρ
=
i
~
2
mc
2
Φ
∗
∂
Φ
∂t
−
Φ
∂
Φ
∗
∂t
(2.9)
~
J
=
i
~
2
im
h
Φ
∗
(
∇
~
Φ)
−
Φ(
∇
~
Φ
∗
)
i
(2.10)Pode-severqueapeuliaridadenaderivadaomrespeitoaotemporevelaumadiuldade
na interpretação da densidade de probabilidade
ρ
já que este valor pode ser negativo.Mas essa diuldade não existe se essa grandeza físia é interpretada omo densidade
de arga, em vez de densidade de probabilidade [53℄. Além disso é importante notar
que o feito de remover a raiz quadrada da expressão relativístia da energia possibilita
valores negativos. Este feitode ter soluções om energianegativaestá relaionadoom a
existêniade antipartíulas.
Para estudaro limite não-relativístiodaequação de KGintroduzimos oAnsatz
Φ(
~r, t
) =
ϕ
(
~r, t
)exp
−
~
i
mc
2
t
(2.11)
onde
ϕ
(
~r, t
)
éumafunçãodeondanão-relativístia. Nolimitenão-relativístioadiferença daenergiatotalE
dapartíulaeaenergiadamassa derepousomc
2
épequena. Portanto
denimos
E
=
E
−
mc
2
,
E
é a energia não-relativístia eE ≪
mc
2
, então
i
~
∂ϕ
∂t
≈ E
ϕ
≪
mc
2
ϕ
. Logo temos que
∂
Φ
∂t
=
∂ϕ
∂t
−
i
~
mc
2
ϕ
exp
−
~
i
mc
2
t
≈ −
~
i
mc
2
ϕ
exp
−
~
i
mc
2
t
(2.12)
∂
2
Φ
∂t
2
=
∂
∂t
∂ϕ
∂t
−
i
~
mc
2
ϕ
exp
−
~
i
mc
2
t
≈ −
i
2
mc
2
~
∂ϕ
∂t
+
m
2
c
4
~
2
ϕ
exp
−
~
i
mc
2
t
(2.13)
esubstituindo em(2.5) obtemos
−
~
2
2
m
∇
2
ϕ
=
i
~
∂ϕ
∂t
(2.14)esta é a equação de Shrödinger para uma partíula livre sem spin. Como o tipo de
partíulaque é desrita pela equação de onda não depende se a partíula é relativístia
ounão-relativístia, inferimos que aequação de KGdesreve partíulas de spin zero.
2.2 Redução dimensional da equação de Klein-Gordon
Napresença de poteniaisvetorialeesalar aequaçãode KGindependente dotempoem
(1+1)dimensões para uma partíulaom massa de repouso
m
é"
p
+
V
e
c
2
c
2
+ (
mc
2
+
V
s)
2
#
Φ = (
E
−
V
t)
2
Φ
(2.15)onde
E
é a energia da partíula ep
é o operador momentum. Os subsritos dos termosde poteniais denotam suas propiedades sob as tranformações de Lorentz:
t
ee
para osomponentes temporal e espaial de um potenial vetorial e
s
para o termo esalar. Oomponenteespaialdopotenialvetorialpodeserabsorvidonafunçãodeonda
denindo-se
φ
da seguinte formaΦ = e
−
iΛ
φ
(2.16)onde
Λ =
Z
x
V
e(
y
)
~
c
dy
(2.17)de modoque
p
+
V
e
c
2
Φ = e
−
iΛ
p
2
φ
(2.18)Assima equaçãode KG torna-se
−
~
2
c
2
φ
′′
+ (
mc
2
+
V
s)
2
φ
= (
E
−
V
t)
2
φ,
(2.19)ondeo símbolo "
′
" denotadifereniação om respeito a
x
.A equação de KG pode ser ainda esrita omo
−
~
2
2
m
φ
′′
+
V
2
s
−
V
t
2
2
mc
2
+
V
s
+
E
mc
2
V
t
φ
=
E
2
−
m
2
c
4
Liouville e a função
φ
torna-se uma autofunção, mas o autovalor orrespondente não éE
. De (2.20) pode-se pereber à primeira vista que para poteniais que tendem parainnito quando
|
x
| → ∞
(poteniais onnantes) o termo entre olhetes tende para(
V
2
s
−
V
t
2
)
/
(2
mc
2
)
,demodoqueaequaçãode KGforneeumespetropuramentedisreto para|
V
s
|
>
|
V
t
|
, ou para|
V
s
|
=
|
V
t
|
, omV
s
+
V
t
E/
(
mc
2
)
>
0
. Por outro lado, se os
poteniais permaneem nitos quando
|
x
| → ∞
o espetro ontínuo é onipresente masasondições neessárias para aexistênia de um espetro disretonão é uma tarefa fáil
para formas funionaisgerais para os poteniais.
Conforme veremos adiante, éonventientedenir as ombinações
Σ =
V
t
+
V
s
e ∆ =
V
t
−
V
s
(2.21)de formaque aequação de KGpode ser reesrita naforma
−
~
2
2
m
φ
′′
+
(
E
+
mc
2
)Σ + (
E
−
mc
2
)∆
−
Σ∆
2
mc
2
φ
=
E
2
−
m
2
c
4
2
mc
2
φ
(2.22)2.3 Limite não-relativís tio da equação de Klein-Gordon
em (1+1) dimensões
Para o limite não-relativístiodaequação de KG,
E
≈
mc
2
, a equação(2.22) a
−
~
2
2
m
φ
′′
+
(2
mc
2
)Σ +
E
∆
−
Σ∆
2
mc
2
φ
=
E
φ
(2.23)ou
−
~
2
2
m
φ
′′
+
Σ +
E
∆
2
mc
2
−
Σ∆
2
mc
2
φ
=
E
φ
(2.24)onde
E
=
E
−
mc
2
(2.25)Nolimitenão-relativístio, parao intervalode valores de
x
em quea função de onda nãoédesprezível,asenergiaspoteniaissão pequenasomparadas om
mc
2
, aequação(2.24)
torna-se
−
~
2
2
m
φ
′′
+ Σ
φ
=
E
φ
(2.26)portanto nolimitenão-relativístio,
φ
obedee a equação de Shrödingerom energiadeA equação de Dira
3.1 Origem da equação de Dira
No apítulo anterior ahamos uma equação relativístia válida para partíulas de spin
zero, que depende das derivadas de segunda ordem das oordenadas de espaço e tempo.
Essa dependên ia revela uma diuldade na interpretação da densidade e orrente de
probabilidade, para evitar isso Diraprourou uma equação relativístia quedependesse
sódaderivadadeprimeiraordemnotempo,assimomoaprópriaequaçãodeShrödinger.
Entretanto, as equações relativístias devem tratar as oordenadas espaiais e temporal
deumamaneirasimétria,dessaformaasderivadasomrespeitoàsoordenadasespaiais
tambémdeveriamser de primeiraordem. A partirdessas onsiderações Diraonsiderou
aseguinteforma
i
~
∂
Ψ(
~r, t
)
∂t
=
~
c
i
α
1
∂
∂x
1
+
α
2
∂
∂x
2
+
α
3
∂
∂x
3
Ψ(
~r, t
) +
βmc
2
Ψ(
~r, t
)
≡ H
Ψ(
~r, t
)
(3.1)onde
α
i
eβ
são operadores quenão ontêm oordenadas.Esta equação deve satisfazer a relação de energia relativístia para uma partíula
livre,quer dizer, também devesatisfazer a equação de KG ou
−
~
2
∂
2
Ψ(
~r, t
)
∂t
2
=
−
~
2
c
2
∇
2
+
m
2
c
4
Ψ(
~r, t
)
(3.2)alémde disso daequação (3.1) obtemos
−
~
2
∂
2
Ψ
∂t
2
=
−
~
2
c
2
3
X
i,j=1
α
j
α
i
+
α
i
α
j
2
∂
2
Ψ
∂x
i
∂x
j
+
~
mc
3
i
3
X
i=1
(
α
i
β
+
βα
i)
∂
Ψ
∂x
i
+
β
2
m
2
c
4
Ψ
omparando(3.2) om (3.3) obtemosas seguintes relações
α
i
α
j
+
α
j
α
i
= 2
δ
ij
α
i
β
+
βα
i
= 0
α
2
i
=
β
2
= 1
(3.4)osoperadores
α
i
eβ
não podem ser simples números, seistofosse assim seria impossívelsatisfazer as relações (3.4). Tentemos prourar expressões explíitas para os operadores
α
i
eβ
em forma de matrizesN
×
N
. Estas matrizes devem ser hermitianas om analidade de que a hamiltonianaseja hermitiana, em analogia om a meânia quântia
não-relativístia. Devemos em prinípiodeterminar o número
N
que será o mesmo paraas matrizes
α
i
eβ
, e para nossa função de onda que agora é uma matriz oluna deN
omponentes, que é analoga om a função de onda espinorial da meânia quântianão-relativístia.
Das regras de omutação seobtém
α
i
β
=
−
βα
i
=
−
Iβα
i
(3.5)onde
I
é a matriz identidade. Tomando o determinante em ambos lados e apliando apropiedade
det(
AB
) = det
A
det
B
temosdet(
α
i
β
) = det
α
i
det
β
= det(
−
I
) det
α
i
det
β
(3.6)eomo os determinantes são númerosordináriosnão nulos, a equaçãotorna-se
det(
−
I
) = 1
(3.7)eentão,
(
−
1)
N
= 1
(3.8)Portantoo número
N
deve ser um número par. SeN
fosse dois, as matrizes prouradasseriam matrizes
2
×
2
. Só existem quatro matries2
×
2
linearmente independentes : as três matrizes de Pauli mais a matriz identidade. Mas, esta última matriz omuta omas matrizes de Pauli, por onseguinte, não satisfaz as relações (3.4). Entretanto, no
aso de matrizes
4
×
4
resulta possível onstruir matrizes om aspropiedadesrequeridas, estas matrizes se podem esrever numa forma abreviada usando as matrizes de Pauliσ
i
(
i
= 1
,
2
,
3)
α
i
=
0
σ
i
σ
i
0
!
,
β
=
1
0
0
−
1
!
A função de onda
Ψ
é uma matriz oluna de quatro omponentes hamada de quadriespinorde Dira. A equação (3.1) torna-seda seguinte formai
~
∂
Ψ(
~r, t
)
∂t
=
c~
α
·
~p
+
βmc
2
Ψ(
~r, t
)
≡ H
Ψ(
~r, t
)
(3.10)onde
~
α
·
~p
=
α
1
p
1
+
α
2
p
2
+
α
3
p
3
.Agora proedamos à onstrução da equação da ontinuidade. De forma análoga à
equaçãode Shrödingerobtemos
∂ρ
∂t
+
∇ ·
~
J
~
= 0
(3.11)onde
ρ
= Ψ
†
Ψ
(3.12)J
k
=
c
Ψ
†
α
k
Ψ
(3.13)
e
Ψ
†
= (Ψ
∗
1
,
Ψ
∗
2
,
Ψ
∗
3
,
Ψ
∗
4
)
. Portantoafunção|
Ψ
|
2
= Ψ
†
Ψ
,satisfazàequaçãodeontinuidade
e é interpretada omo a densidade de probabilidade de posição, e sua norma é uma
onstante de movimento. Esta interpretação é ompletamente satisfatória para estados
de partíulaúnia [57℄.
Note que aequação (3.10) não apresentadiuldade para generalizara equação de
Dira ao aso do movimento de uma partíula arregada num ampo eletromagnétio.
Fazendo a substitução freqüente de
~p
→
~p
−
(
e/c
)
A
~
e somandoeφ
ao operadorH
, onde~
A
eφ
são ospoteniaisvetor eesalar doampoeletromagnétio, temosi
~
∂
Ψ(
~r, t
)
∂t
=
h
c~
α
·
~p
−
e
c
A
~
+
eφ
+
βmc
2
i
Ψ(
~r, t
)
(3.14)
Examinemosomotranforma-seaequação(3.14)nolimitenão-relativístio. Expressemos
afunção de onda em termosde uma matriz olunade dois omponentes
Ψ =
ϕ
˜
˜
χ
!
(3.15)
eutilizemosa representação (3.9) para asmatrizes
α
i
eβ
, então obtemosi
~
∂
∂t
˜
ϕ
˜
χ
!
=
c~σ
·
~π
χ
˜
˜
ϕ
!
+
eφ
ϕ
˜
˜
χ
!
+
mc
2
ϕ
˜
−
χ
˜
!
(3.16)
onda
˜
ϕ
˜
χ
!
= exp
−
~
i
mc
2
t
ϕ
χ
!
eobtemos para
ϕ
eχ
as seguintes equações aopladasi
~
∂ϕ
∂t
=
c~σ
·
~π χ
+
eφ ϕ
(3.17)i
~
∂χ
∂t
=
c~σ
·
~π ϕ
+
eφ χ
−
2
mc
2
χ
(3.18)
fazendo a aproximação no limite não-relativístio, para o intervalo de valores de
~r
emque a função de onda não é desprezível, as energias inétia e potenial são pequenas
omparadasom
mc
2
, e aequação (3.18) torna-se
χ
=
~σ
·
~π
2
mc
ϕ
(3.19)vemos que
χ
é um omponente pequeno em omparaçãoom o omponenteϕ
da funçãodeonda
Ψ
,querdizer,χ
édaordemv/c
≪
1
omrespeito aϕ
. Usandoaexpresãoobtida paraχ
de (3.19) esubstituindo em (3.17) obtemosi
~
∂ϕ
∂t
=
(
~σ
·
~π
)(
~σ
·
~π
)
2
m
ϕ
+
eφ ϕ
(3.20)usando a propiedade das matrizes de Pauli
(
~σ
·
~a
)(
~σ
·
~b
) =
~a
·
~b
+
i~σ
·
(
~a
×
~b
)
, que para nosso aso é(
~σ
·
~π
)(
~σ
·
~π
) =
~π
2
+
i~σ
·
(
~π
×
~π
)
=
~p
−
e
c
A
~
2
−
e
c
~
~σ
·
(
∇ ×
A
~
)
=
~p
−
e
c
A
~
2
−
e
c
~
~σ
·
B
~
(3.21)onde
B
~
éo ampo magnétio. Então (3.20) torna-sei
~
∂ϕ
∂t
=
~p
−
(
e/c
)
A
~
2
2
m
−
e
~
2
mc
~σ
·
B
~
+
eφ
ϕ
(3.22)
A equação (3.22) é hamada de equação de Pauli, a qual desreve o momento angular
aexistênia de um momentomagnétio intrínseo
µ
=
e
~
2
mc
(3.23)3.2 Redução dimensional da equação de Dira
Napresença de um potenial matriial independente do tempo a equação de Dira
inde-pendente dotempopara um férmion om massa de repouso
m
édada porH
Ψ =
E
Ψ
,
H
=
c~
α
·
~p
+
βmc
2
+
V
(3.24)onde
Ψ
T
= (Ψ
1
,
Ψ
2
,
Ψ
3
,
Ψ
4
)
. Usando a representação padrão (3.9) para as matrizes de Diraem termos de matrizes de2
×
2
,o operador spin está dado porS
i
=
~
2
σ
i
0
0
σ
i
!
(3.25)
onde
i
= 1
,
2
,
3
. Para opotenial matriial onsideramoso aso om simetria esfériaV
=
IV
t
+
~
α
·
rV
ˆ
e
+
βV
s
+
iβ~
α
·
rV
ˆ
T
(3.26)onde
ˆ
r
=
~r/r
etalomonoaso deKG,ossubsritosdas funçõespoteniaisomsimetria esféria denotam suas propiedades om respeito às transformações de Lorentz; aqui osubsrito
T
espeia o termotensorial.Para o movimentoao longo do eixo
x
(
x
2
=
x
3
=
p
2
=
p
3
= 0)
omomentoangular orbitalse desvanee e a hamiltonianade Dira torna-seH
=
cα
1
p
+
βmc
2
+
IV
t
+
α
1
V
e
+
βV
s
+
iβα
1
V
T
(3.27)Como
S
1
omuta om todos os termos de (3.27), pode-se depreender que[
H
, S
1] = 0
. Este resultado diz que o primeiro omponente do spin é uma onstante de movimento.Por onseguinte,
H
eS
1
podem ter autovetores simultâneos. As autofunções podem serrotulados om dois números quântios, um relaionado a
S
1
e o outro relaionado aH
.Poroutrolado,ahamiltonianaeaenergianãodependemdospin, portantoaenergiatem
dupladegeneres ênia e sódepende donúmero quântio prinipal. Assim sendo,pode-se
esrever
S
1Ψk, m
=
m
~
Ψk, m
(3.28)
onde
m
=
±
1
/
2
. As relações entre os omponentes da autofunção podem ser obtidos a partir da primeira equação de (3.28). A projeção do spin relaiona os omponentessuperior e inferior doespinor daseguinteforma
Ψ
k,
±
1/2
=
φ±
±
φ±
χ±
±
χ±
(3.29)
onde
φ±
=
Ψ2
±
Ψ1
2
,
χ±
=
Ψ4
±
Ψ3
2
(3.30)e
Ψ
2
=
±
Ψ
1
,
Ψ
4
=
±
Ψ
3
(3.31)Substituindo(3.29) nasegunda equaçãode (3.28)obtemos aequação de autovalores
H
Ψk,
˜
±
1/2
=
E
k
Ψk,
˜
±
1/2
(3.32)onde
H
=
cσ
1
p
+
σ
3
mc
2
+
IV
t
+
σ
1
V
e
+
σ
3
V
s
−
σ
2
V
T
(3.33)e
˜
Ψ
k,
±
1/2
=
φ±
±
χ±
!
(3.34)
Pode-severiarque(3.34),têmexatamenteaformaobtidaem[56℄,seesrevemos
Ψk,
˜
+1/2
em termos deΨ1
eΨ4
, eΨk,
˜
−
1/2
em termos deΨ2
eΨ3
. Tudo istosignia que devido àonservação deS
1
,o númerode omponentes doespinorde Dira éreduzido àmetade,umdelesrelaionadoaoomponentesuperioreooutroaoomponenteinferior,alémdisso
eles estão relaionados por duas equações difereniais aopladas de primeira ordem que
equivalem a uma equação de Dira independente do tempo em (1+1) dimensões. Note
queo termo
σ
2
V
T
de (3.33) se omporta omo um termopseudoes alar, por onseguinteanalisando(3.33)pode-sedepreenderquenoproesso daredução dimensionaldaequação
de Diraasinteraçõesvetoriale esalarpreservamsuas estruturasde Lorentz, entretanto
ainteração tensorialtorna-seuma interaçãopseudoesalar.
Então a equação de Dira independente do tempo em (1+1) dimensões para uma
partíulaom massa de repouso
m
e um potenial matriial geralV
pode ser esrita daseguinteforma
H
Ψ =
E
Ψ
(3.35)Podemos esolher as matrizes de Pauli 2
×
2 que satisfazem a mesma álgebra deα
eβ
,resultando assim um espinor de dois omponentes
Ψ
. O potenial matriialV
pode ser esritoomoV
=
IV
t
+
βV
s
+
αV
e
−
iβγ
5
V
p
(3.37)onde
γ
5
=
α
. Estaé amaisgeral ombinaçãode estruturas de Lorentzporque sóexistem
quatromatrizeslinearmenteindependentes 2
×
2. Aquio subsritop
espeia umpoten-ialpseudoesalar. Para ter uma representação explíita para as matries
α
eβ
usamosα
=
σ
1
eβ
=
σ
3
,de talformaqueβγ
5
=
iσ
2
.Emtermos das ombinações(2.21),ahamiltonianade Dirapode ser esritaomo:
H
=
cα
p
+
V
e
c
+
βmc
2
+
I
+
β
2
Σ +
I
−
β
2
∆
−
iβγ
5
V
p
(3.38)Tal omo no aso da equação de KG, o omponente espaial do potenial vetorial pode
ser absorvido nafunção de onda denindo um novo espinor
ψ
talqueΨ =
e
−
iΛ
ψ
(3.39)onde
Λ
édenido omo em (2.17),enquantotemosp
+
V
e
c
Ψ =
e
−
iΛ
p ψ.
(3.40)Se agora esrevemos oespinor
ψ
em termos de seus omponentes,ψ
=
ψ
+
ψ−
!
(3.41)
aequação de Dira produz duas equações aopladas de primeiraordem para
ψ
+
eψ
−
:−
i
~
cψ
′
−
+
mc
2
ψ
+
+ Σ
ψ
+
−
iV
p
ψ−
=
Eψ
+
(3.42)−
i
~
cψ
′
+
−
mc
2
ψ−
+ ∆
ψ−
+
iV
p
ψ
+
=
Eψ−
(3.43) Emtermos deψ
+
eψ−
o espinor énormalizado omoZ
+
∞
−∞
dx
(
|
ψ
+
|
2
+
|
ψ−
|
2
) = 1
(3.44)assim
ψ
+
eψ−
devem ser funções de quadradointegrável.Usando a expressãopara
ψ−
obtida de (3.43) omE
6
=
−
mc
2
+ ∆
,
ψ−
=
−
i
~
cψ
′
+
−
V
p
ψ
+
esubstituindo em(3.42) obtemosuma equação diferenialde segunda ordem para
ψ
+
:−
~
2
c
2
ψ
′′
+
+
~
c
∆
′
V
p
ψ
+
−
~
cψ
+
′
E
+
mc
2
−
∆
+ [
V
2
p
+
~
cV
p
′
−
(
E
−
mc
2
−
Σ)(
E
+
mc
2
−
∆)]
ψ
+
= 0
(3.46)De formasemelhante, usando aexpressão para
ψ
+
obtidade (3.42) omE
6
=
mc
2
+ Σ
,
ψ
+
=
−
i
~
cψ
′
−
+
V
p
ψ−
E
−
mc
2
−
Σ
(3.47)esubstituindo em (3.43) obtemosuma equação diferenialde segunda ordem para
ψ−
:−
~
2
c
2
ψ
′′
−
−
~
c
Σ
′
V
p
ψ−
+
~
cψ
−
′
E
−
mc
2
−
Σ
+ [
V
2
p
−
~
cV
p
′
−
(
E
−
mc
2
−
Σ)(
E
+
mc
2
−
∆)]
ψ−
= 0
(3.48)Para
∆ = 0
omE
6
=
−
mc
2
, (3.45) e(3.46) reduzem-se a
ψ−
=
−
i
~
cψ
′
+
−
V
p
ψ
+
E
+
mc
2
(3.49)−
~
2
2
m
ψ
′′
+
+
(
E
+
mc
2
)Σ
2
mc
2
+
V
2
p
2
mc
2
+
~
V
′
p
2
mc
ψ
+
=
E
2
−
m
2
c
4
2
mc
2
ψ
+
(3.50)epara
Σ = 0
omE
6
=
mc
2
, (3.47)e (3.48) reduzem-sea
ψ
+
=
−
i
~
cψ
′
−
+
V
p
ψ−
E
−
mc
2
(3.51)−
~
2
2
m
ψ
′′
−
+
(
E
−
mc
2
)∆
2
mc
2
+
V
2
p
2
mc
2
−
~
V
′
p
2
mc
ψ
−
=
E
2
−
m
2
c
4
2
mc
2
ψ
−
(3.52)Emquaisquer dos asos,
∆ = 0
omE
6
=
−
mc
2
ou
Σ = 0
omE
6
=
mc
2
, as soluções do
problema relativístio são mapeadas num problema de Sturm-Liouville. Por isso mesmo
assoluçõespodem ser enontradas resolvendo-se um problema tipo Shrödinger.
As soluções para
∆ = 0
omE
=
−
mc
2
e
Σ = 0
omE
=
mc
2
, exluídas do
problema de Sturm-Liouville, podem ser obtidas diretamente das equações originais de
primeiraordem(3.42) e (3.43). Para
∆ = 0
omE
=
−
mc
2
tem-se que
ψ
+
=
ψ
+
(0)
exp
+
Z
x
dy
V
p(
y
)
~
c
(3.53)
ψ
′
−
+
V
p
~
c
ψ−
=
−
i
~
c
(Σ + 2
mc
epara
Σ = 0
omE
=
mc
2
ψ−
=
ψ
−
(0)
exp
−
Z
x
dy
V
p(
y
)
~
c
(3.54)
ψ
′
+
−
V
p
~
c
ψ
+
=
−
i
~
c
(∆
−
2
mc
2
)
ψ−
onde
ψ
(0)
+
eψ
(0)
−
são onstantes de normalização.Agora analisemos ertos asos partiulares das equações de Dira (3.46) e (3.48).
Por exemplo para o aso partiular de
Σ = 0
omE
6
=
mc
2
e
∆ = 0
omE
6
=
−
mc
2
,
i.e., o aso de um potenial pseudoesalar puro, as equações apresentam uma estrutura
supersimétria
−
~
2
2
m
ψ
′′
∓
+
V
2
p
2
mc
2
∓
~
V
p
′
2
mc
ψ∓
=
E
2
−
m
2
c
4
2
mc
2
ψ∓
(3.55)onde
V
p
éosuperpotenialorrespondenteaopotenialsupersimétriodeSturm-LiouvilleV
2
p
/
(2
mc
2
)
∓
~
V
p
′
/
(2
mc
)
. Esta estrutura supersimétriajá foi apreiada naliteratura [9℄-[12℄,[21℄. Osomponentessuperioreinferiordoespinorpodemser normalizadasdaformaR
b
a
dx
|
ψ±
|
2
=
|
N±
|
2
easonstantes denormalização,
N
+
eN−
,podemserobtidasapartirdas equações originaisde primeiraordem (3.42)e (3.43). De fato,temos
(
E
±
mc
2
)
Z
b
a
d
x
|
ψ∓
|
2
=
(
~
c
)
2
ψ
∗
±
ψ
±
′
∓
~
cV
p
|
ψ±
|
2
x=b
x=a
+2
c
2
Z
b
a
d
x ψ
±
∗
−
~
2
2
d
2
dx
2
+
V
2
p
2
c
2
±
~
2
c
V
′
p
ψ±
(3.56)que satisfazemas ondições de ontorno
ψ±
(
b
) =
ψ±
(
a
) = 0
, o primeirotermo da destra de (3.56) desvanee-se. Portantopode-se depreender queZ
b
a
d
x
|
ψ±
|
2
=
E
±
mc
2
E
∓
mc
2
,
para
E
6
=
±
mc
2
(3.57) e−
~
2
2
ψ
′′
∓
+
V
2
p
2
c
2
∓
~
2
c
V
′
p
ψ∓
= 0
,
para
E
=
±
mc
2
.
(3.58)Finalmente, usando (3.44) e(3.57) obtemos
N±
=
r
E
±
mc
2
2
E
(3.59)portanto, uma possível solução om
E
=
−
mc
2
(
E
= +
mc
2
) tem um espinor de Dira
om uma omponentesuperior (inferior) nula.