A apresentação está carregando. Por favor, espere

A apresentação está carregando. Por favor, espere

1. ARQUITECTURA DO UNIVERSO APOIO INTERNET - www.projectos.TE.pt/linkswww.projectos.TE.pt/links.

Apresentações semelhantes


Apresentação em tema: "1. ARQUITECTURA DO UNIVERSO APOIO INTERNET - www.projectos.TE.pt/linkswww.projectos.TE.pt/links."— Transcrição da apresentação:

1 1. ARQUITECTURA DO UNIVERSO APOIO INTERNET -

2 1. ARQUITECTURA DO UNIVERSO O tema que mais tenho trabalhado é o de todos os elementos pesados, do carbono ao urânio, sintetizados nas estrelas. O nosso corpo consiste, na sua maior parte, nestes elementos pesados. Para além do hidrogénio, somos 65% de oxigénio, 18% de carbono, com percentagens mais pequenas de azoto, sódio, magnésio, fósforo, enxofre, cloro, potássio e vestígios de elementos ainda mais pesados. Assim, é possível dizer que todos e cada um de nós somos verdadeira e literalmente um pedaço de poeira de estrelas. Discurso de aceitação do Prémio Nobel da Física, em 1983, pelo físico norte-americano William Fowler.

3 1.1 NASCIMENTO E ESTRUTURA DO UNIVERSO O que existe no Universo e como está organizado? Estrutura do Universo Posição da Terra no Universo Expansão do Universo Origem do Universo: o Big Bang Distâncias astronómicas Unidades de temperatura e de tempo

4 Estrutura do Universo Estrelas duplas (sistemas binários de estrelas); Estrelas isoladas (ex: Sol); Sistema planetário – Estrela com planetas (ex: Sistema Solar); Galáxia – Conjunto de milhares de milhões de estrelas (ex: Via Láctea, a nossa galáxia). Todas as estrelas que vemos a olho nu pertencem à Via Láctea.

5 Estrutura do Universo A zona central da Via Láctea é visível como uma mancha branca que atravessa o céu. A Via Láctea é uma galáxia espiral barrada, com a parte central em forma de barra e braços em espiral. O Sistema Solar situa-se num pequeno braço interior, entre dois braços principais da galáxia.

6 A Via Láctea e o Sistema Solar

7 Estrutura do Universo Nebulosas – Nuvens de gás (hidrogénio e hélio) e poeiras, que se formam no final da vida de estrelas pouco densas. São locais de formação de novas estrelas (ex: nebulosa de Orionte, na Via Láctea). Buracos negros – Astros com uma grande força gravítica, que atraem a matéria e a luz, e que resultam da morte de estrelas muito densas.

8 Estrutura do Universo As galáxias agrupam-se em enxames de galáxias. Os enxames de galáxias agrupam-se em superenxames de galáxias. Ex: A Via Láctea pertence ao Enxame Local. O Enxame Local pertence ao superenxame da Virgem.

9 Estrutura do Universo Grupos de galáxias – Conjunto de dezenas de galáxias. Ex: A Via Láctea pertence ao Grupo Local, que tem cerca de 35 galáxias. Enxames de galáxias – Conjunto de milhares de galáxias. Ex: O enxame da Virgem, vizinho do Grupo Local, que tem cerca de 2000 galáxias. Superenxames de galáxias – Conjunto dos grupos e enxames de galáxias. Ex: O Grupo Local e o enxame da Virgem pertencem ao superenxame da Virgem.

10 Estrutura do Universo Galáxias maiores mais próximas – Grande Nuvem de Magalhães, Pequena Nuvem de Magalhães e Andrómeda. São visíveis a olho nu (manchas brancas).

11 O Universo não é caos, está organizado. Grupo Local

12 Posição da Terra no Universo Teoria geocêntrica: A Terra era o centro do Universo, não se movia e todos os outros astros giravam à sua volta. Aristóteles (séc. IV a.C.) e Ptolomeu (séc. III a.C.). Teoria geocêntrica: A Terra era o centro do Universo, não se movia e todos os outros astros giravam à sua volta. Aristóteles (séc. IV a.C.) e Ptolomeu (séc. III a.C.). Ptolomeu

13 Posição da Terra no Universo Teoria heliocêntrica: O Sol é o centro do Universo e a Terra move-se com outros astros à sua volta. Copérnico (1473-­1543), Galileu (1564-­1642) e Kepler (1571-­1630). Teoria heliocêntrica: O Sol é o centro do Universo e a Terra move-se com outros astros à sua volta. Copérnico (1473-­1543), Galileu (1564-­1642) e Kepler (1571-­1630). Copérnico

14 Posição da Terra no Universo Galileu Kepler

15 Expansão do Universo Até ao início do século XX, pensava-se que o Universo era estático (não se alterava) e que era eterno (durava para sempre). Mas, as observações astronómicas permitiram descobrir que as estrelas nascem e morrem, e que o Universo está em expansão (o espaço está a aumentar).

16 Expansão do Universo No início do século XX, Vesto Slipher e Edwin Hubble descobriram que: Quase todas as galáxias se afastam umas das outras; Quanto mais distantes estão umas das outras, mais depressa se afastam.

17 Origem do Universo: o Big Bang A teoria do Big Bang é a que melhor explica a expansão do Universo. Se o Universo está em expansão, no futuro, as galáxias estarão mais distanciadas, haverá mais espaço vazio entre elas e a densidade do Universo será menor. No passado, as galáxias estariam mais próximas, e a densidade e a temperatura do Universo seriam maiores.

18 Expansão do Universo a partir do Big Bang.

19 Origem do Universo: o Big Bang Big Bang – Explosão que terá ocorrido no início do Universo, há cerca de 13,7 mil milhões de anos, porque: A matéria estaria concentrada num ponto; A densidade e a temperatura seriam enormes. Com o Big Bang, iniciou-se a contagem do tempo e surgiu o espaço em constante expansão.

20 Origem do Universo: o Big Bang Provas a favor do Big Bang: > A expansão do Universo; > A radiação cósmica de microondas; > A abundância dos elementos químicos leves no Universo. Provas a favor do Big Bang: > A expansão do Universo; > A radiação cósmica de microondas; > A abundância dos elementos químicos leves no Universo.

21 Origem do Universo: o Big Bang Radiação cósmica de microondas - Radiação de intensidade muito fraca, que se encontra em qualquer direcção do céu e que foi libertada com elevada energia durante o Big Bang. À medida que o Universo se expandiu, a radiação foi perdendo energia. Esta radiação foi detectada em 1964, pelos radioastrónomos Arno Penzias e Robert Wilson (prémio Nobel em 1978).

22 Origem do Universo: o Big Bang Limitações da teoria do Big Bang (questões sem resposta) : > Por que ocorreu o Big Bang? > Como ocorreu? > Havia algo antes do Big Bang? > Qual o destino do Universo? Limitações da teoria do Big Bang (questões sem resposta) : > Por que ocorreu o Big Bang? > Como ocorreu? > Havia algo antes do Big Bang? > Qual o destino do Universo?

23 2. ESPECTROS, RADIAÇÕES E ENERGIA 2.1 RADIAÇÕES ELECTROMAGNÉTICAS E ESPECTROS · Espectro Visível da Luz Solar · Radiações Electromagnéticas · Espectros de Emissão Contínuos · Espectros Térmicos das Estrelas · Espectros de Emissão de Riscas · Espectros de Absorção de Riscas 2.1 RADIAÇÕES ELECTROMAGNÉTICAS E ESPECTROS · Espectro Visível da Luz Solar · Radiações Electromagnéticas · Espectros de Emissão Contínuos · Espectros Térmicos das Estrelas · Espectros de Emissão de Riscas · Espectros de Absorção de Riscas

24 Espectro Visível da Luz Solar Arco-íris – Forma-se quando a luz do Sol atravessa as gotas de água nas nuvens, separando-se num conjunto de luzes coloridas ou radiações electromagnéticas (têm propriedades eléctricas e magnéticas). O físico inglês Isaac Newton ( ) conseguiu o mesmo efeito com um prisma de vidro.

25 Espectro Visível da Luz Solar

26 Espectro visível da luz solar – Conjunto de radiações visíveis pelo Homem (luzes coloridas), que formam a luz branca do Sol, e que podem formar uma imagem (ex: arco-íris).

27 Espectro Visível da Luz Solar O espectroscópio é um aparelho com um prisma de vidro, que permite estudar a luz visível emitida por um corpo.

28 Espectro Visível da Luz Solar A luz do Sol é uma luz branca policromática, porque é uma mistura de 7 radiações monocromáticas: vermelho, laranja, amarelo, verde, azul, anil e violeta. No ar ou no vazio, estas radiações espalham-se misturadas à mesma velocidade ( km/s), formando a luz branca.

29 Espectro Visível da Luz Solar Nas gotas de água e no prisma de vidro, as radiações espalham-se com velocidade diferente e separam-se. A radiação que sofre maior desvio é a violeta e a que sofre menor desvio é a vermelha. Cada radiação visível possui um valor de energia.

30 Espectro Visível da Luz Solar As radiações visíveis de maior energia são as de cor violeta (maior frequência e menor comprimento de onda).

31 Radiações Electromagnéticas Existem radiações invisíveis para o Homem: Ondas de rádio (têm menos energia); Microondas; Infravermelhos (IV); Ultravioletas (UV); Raios-X; Radiações gama (têm mais energia)­; Raios cósmicos.

32 Radiações Electromagnéticas Espectro electromagnético - Conjunto de todas as radiações electromagnéticas. Luz Visível

33 Radiações Electromagnéticas Efeito térmico das radiações – Capacidade de uma radiação aumentar a temperatura de um material. As radiações infravermelhas são as de maior efeito térmico, sendo utilizadas para aquecimento.

34 Radiações Electromagnéticas Todos os corpos quentes, incluindo o corpo humano, emitem radiações infravermelhas, que alguns animais e aparelhos conseguem detectar.

35 Espectros de Emissão Contínuos O espectro da luz solar é um espectro de emissão contínuo: Emissão, porque as radiações que o formam são emitidas (libertadas) pela superfície do Sol; Contínuo, porque é um conjunto de cores sem interrupções.

36 Espectros de Emissão Contínuos Os corpos incandescentes (em brasa ou ao rubro) emitem radiações, com um espectro de emissão contínuo. As radiações emitidas variam com a temperatura.

37 Espectros de Emissão Contínuos Quando a temperatura é mais baixa, libertam-se radiações vermelhas, que têm menos energia. Quando a temperatura é mais alta, libertam-se radiações violetas, que têm mais energia. Estas radiações são responsáveis pela cor do corpo.

38 Espectros de Emissão Contínuos Os espectros de emissão contínuos são espectros térmicos porque variam com a temperatura do corpo.

39 Espectros de Emissão Contínuos Se a temperatura é mais baixa, as radiações emitidas são vermelhas. Se a temperatura aumentar, as radiações emitidas têm mais energia e o espectro térmico será diferente, ficando com mais amarelos e verdes e depois com mais azuis e violetas.

40 Espectros de Emissão Contínuos Quando a temperatura aumenta muito, a cor do corpo torna-se branca, porque emite radiações de todas as cores.

41 Espectros Térmicos das Estrelas As estrelas têm cores diferentes porque emitem radiações diferentes. Os seus espectros são contínuos (espectros térmicos) e são diferentes (têm temperaturas diferentes). O espectro duma estrela permite saber a sua temperatura.

42 Espectros Térmicos das Estrelas As estrelas de cor branco-azulado, que emitem mais radiações violetas e azuis (mais energéticas), são mais quentes (ex: K).

43 Espectros Térmicos das Estrelas As estrelas vermelhas, que emitem mais radiações vermelhas (menos energéticas), são mais frias (ex: 3500 K).

44 Espectros Térmicos das Estrelas Na constelação de Orionte, existe uma estrela vermelha (Betelgeuse) e uma estrela branca-azulada mais quente (Rigel).

45 Espectros Térmicos das Estrelas

46 O Sol é uma estrela amarela, cujo espectro contínuo tem todas as radiações visíveis, sendo mais brilhante na zona das radiações verdes e amarelas. A temperatura da superfície (fotosfera) é cerca de 6000 K.

47 Espectros de Emissão de Riscas Espectros de emissão de riscas – São espectros de emissão descontínuos, formados por um conjunto de riscas ou bandas coloridas sobre um fundo negro. Os gases rarefeitos, sujeitos a descargas eléctricas, emitem luz, cujo espectro de emissão é de riscas (ex: anúncios luminosos).

48 Espectros de Emissão de Riscas Luz emitida por átomos de néon e respectivo espectro de emissão de riscas, observado com um espectroscópio.

49 Espectros de Emissão de Riscas

50

51 Espectros de Absorção de Riscas Os átomos dos elementos absorvem radiações quando estão no caminho da luz branca. Espectro de absorção de riscas - Espectro da luz branca com riscas pretas no lugar das radiações absorvidas pelos elementos.

52 Espectros de Absorção de Riscas

53 A energia das radiações absorvidas por um elemento é igual à energia das radiações que ele emite. O espectro de absorção de um elemento é onegativo do seu espectro de emissão.

54 Espectros de Absorção de Riscas

55 Elementos diferentes têm espectros diferentes. O espectro de riscas de um elemento (de emissão e de absorção) permite identificar a sua presença em qualquer material ou na atmosfera das estrelas.

56 2. ESPECTROS, RADIAÇÕES E ENERGIA 2.2 APLICAÇÕES DAS RADIAÇÕES · Aplicações Tecnológicas das Radiações · Espectros de Absorção das Estrelas · Efeito Fotoeléctrico 2.2 APLICAÇÕES DAS RADIAÇÕES · Aplicações Tecnológicas das Radiações · Espectros de Absorção das Estrelas · Efeito Fotoeléctrico

57 Aplicações Tecnológicas das Radiações Existem aparelhos muito úteis para a sociedade, que usam as radiações electromagnéticas, desde as que têm menos energia (ondas de rádio) até às com mais energia (raios-X e raios- ). Todas as radiações electromagnéticas são importantes para estudar o Universo, pois são libertadas pelas estrelas e por outros astros.

58 Aplicações Tecnológicas das Radiações Radiações visíveis: Permitem ver o mundo e conhecer o Universo; São responsáveis pela cor dos materiais (luz reflectida); Permitem a produção do laser (luz monocromática – só com uma cor).

59 Aplicações Tecnológicas das Radiações Consoante a energia do laser, este poderá ser usado para cortar materiais, para esterilizar instrumentos cirúrgicos e como bisturi cirúrgico.

60 Aplicações Tecnológicas das Radiações Ondas de rádio: São utilizadas em telecomunicações e radiodifusão, consoante a sua energia (telemóveis, rádio, televisão e radares).

61 Aplicações Tecnológicas das Radiações Microondas: Têm elevado efeito térmico (aquecem facilmente os materiais); São usadas nos fornos microondas; São usadas nos radares e radiotelescópios (radioastronomia).

62 Aplicações Tecnológicas das Radiações Radiações infravermelhas: São as radiações de maior efeito térmico; São usadas em painéis solares, fornos, telecomandos, fotografias, termografia (diagnóstico de doenças circulatórias) e aparelhos de visão nocturna.

63 Aplicações Tecnológicas das Radiações Radiações ultravioletas (UV): Uma parte das radiações UV do Sol, são absorvidas pela camada de ozono da atmosfera; Provocam reacções químicas nas células (acção fotoquímica), importantes para a vida, como a formação da vitamina D, mas em excesso são prejudiciais, provocando queimaduras e o cancro da pele;

64 Aplicações Tecnológicas das Radiações São usadas como desinfectante no tratamento de águas.

65 Aplicações Tecnológicas das Radiações Raios-X: São radiações que atravessam alguns materiais opacos, mas não atravessam os materiais mais densos (ex: ossos); São usados em radiografia, TAC (tomografia axial computorizada) e em radioscopia.

66 Aplicações Tecnológicas das Radiações Radiações gama ( ): São radiações com muita energia, perigosas para os seres vivos, podendo provocar cancro; Os materiais radioactivos libertam estas radiações; São muito penetrantes, podendo atravessar um muro de betão ou uma parede de chumbo de cerca de vinte centímetros.

67 Aplicações Tecnológicas das Radiações São usados para detectar defeitos em peças e analisar as soldaduras (gamagrafia), para destruir células tumorais (radioterapia), e para esterilizar seringas, próteses e instrumentos cirúrgicos.

68 Espectros de Absorção das Estrelas Existe uma relação entre as radiações emitidas pelas estrelas, a sua composição e temperatura superficial. O espectro da luz de uma estrela possui riscas escuras (é um espectro de absorção de riscas), sobrepostas ao seu espectro de emissão contínuo. O astrónomo alemão Joseph von Fraunhofer observou estas riscas (riscas de Fraunhofer), no espectro da luz do Sol, em 1814.

69 Espectros de Absorção das Estrelas As riscas escuras correspondem às radiações que foram absorvidas por elementos químicos, presentes na atmosfera da estrela.

70 Espectros de Absorção das Estrelas

71 No núcleo da estrela (1), onde as temperaturas são muito elevadas, ocorrem reacções nucleares que libertam radiações, com muita energia. Estas radiações chegam à superfície da estrela (fotosfera - 2).

72 Espectros de Absorção das Estrelas Na fotosfera, os elementos químicos libertam radiações com energias muito próximas, formando um espectro de emissão contínuo (espectro térmico). Quando estas radiações atravessam a atmosfera da estrela (cromosfera – 3), algumas são absorvidas, formando-se um espectro de absorção de riscas (4).

73 Espectros de Absorção das Estrelas ­As riscas podem ter intensidade diferente: umas são mais escuras (mais largas) do que outras;­ Há riscas que aparecem nuns espectros mas não aparecem noutros;

74 Espectros de Absorção das Estrelas Comparando as riscas dos espectros de absorção das estrelas, com as riscas dos espectros dos elementos, obtidos em laboratório, pode verificar-se que algumas riscas estão na mesma posição. Ficamos assim a saber quais os elementos químicos que existem numa estrela.

75 Espectros de Absorção das Estrelas Quanto maior for a quantidade de um elemento, na atmosfera da estrela, maior é o número de radiações absorvidas. No espectro de absorção da estrela, a risca negra desse elemento será mais larga (mais intensa). Ficamos assim a saber quais os elementos que existem em maior quantidade na estrela.

76 Espectros de Absorção das Estrelas As riscas dos espectros de absorção também dão informações sobre a temperatura da atmosfera da estrela, porque a formação dos elementos depende da temperatura.

77 Espectros de Absorção das Estrelas As riscas correspondentes às radiações de energia 4,24 × 10 ­19 J indicam a existência de iões He + na atmosfera de uma estrela. Como só existe hélio ionizado a temperaturas muito elevadas, a presença destas riscas também indicam que a temperatura da atmosfera da estrela é cerca de K. Só as estrelas branco-azuladas, mais quentes, apresentam estas riscas nos seus espectros.

78

79 Espectros de Absorção das Estrelas De acordo com o tipo de riscas dos seus espectros e com a temperatura da atmosfera, as estrelas são agrupadas em tipos (classes) de estrelas, desde as de tipo O (mais quentes e branco-azuladas) ­às de tipo M (mais frias e avermelhadas). Os tipos de estrelas, por ordem decrescente de temperatura, são as seguintes: O, B, A, F, G, K, M.

80

81 Espectros de Absorção das Estrelas O Sol é uma estrela de tipo G, de cor amarela, com riscas muito intensas de cálcio ionizado (Ca + ) e com uma temperatura da atmosfera de cerca de 6000 K.

82 Efeito Fotoeléctrico Efeito fotoeléctrico - Libertação de electrões (fotoelectrões) por um material (ex: metais), quando recebe luz (radiação). Foi descoberto em 1887, por Heinrich Hertz, quando iluminou um bloco de zinco com luz e detectou a presença de carga eléctrica (electrões).

83 Efeito Fotoeléctrico Os electrões de um átomo podem ser libertados (removidos) se receberem uma certa quantidade de energia.

84 Efeito Fotoeléctrico Energia de remoção - Energia mínima necessária para remover um electrão de um átomo. A unidade de medida do SI é o joule por electrão (J/e). Energia de ionização - Energia necessária para remover o electrão mais exterior, que tem menor energia de remoção.

85 Efeito Fotoeléctrico Se a energia da luz for superior à energia de remoção, o electrão é removido com energia em excesso (energia cinética) e fica em movimento. Se a energia da luz for igual à energia de remoção, o electrão é removido sem energia cinética (E c = 0 J) e fica parado.

86 Efeito Fotoeléctrico

87 Se a energia da luz for inferior à energia de remoção não há efeito fotoeléctrico.

88 Efeito Fotoeléctrico Einstein explicou o efeito fotoeléctrico: A luz é um feixe de fotões; Cada fotão choca com um electrão. Se tiver energia suficiente, o fotão remove o electrão do átomo.

89 Efeito Fotoeléctrico A energia do fotão é maior quando a frequência ( ) da luz é maior e quando o seu comprimento de onda ( ) é menor. O número de electrões removidos é maior quando o número de fotões (intensidade da luz) é maior.

90 Efeito Fotoeléctrico A energia cinética do electrão removido depende da energia de cada fotão (da frequência da radiação).

91 Efeito Fotoeléctrico Uma célula fotoeléctrica é um aparelho que só permite a passagem de corrente eléctrica se receber luz com energia suficiente. Na figura seguinte, em a) não há passagem de corrente eléctrica entre A e B; em b) há passagem de corrente eléctrica, pois a luz provoca o efeito fotoeléctrico no metal e os electrões removidos completam o circuito eléctrico.

92 Efeito Fotoeléctrico

93

94 As células fotoeléctricas são utilizadas nas portas automáticas, nas portas dos elevadores, nos alarmes… Ex: quando a luz da célula que completa o circuito eléctrico é interrompida por uma pessoa, a porta abre ou o alarme toca.

95

96

97 3. ÁTOMO DE HIDROGÉNIO E ESTRUTURA ATÓMICA 3.1 DO ESPECTRO DO HIDROGÉNIO AO MODELO DE BOHR · Quantificação da Energia do Electrão · Modelo de Bohr · Espectro de Emissão do Hidrogénio · Energia do Electrão no Átomo de Hidrogénio 3.1 DO ESPECTRO DO HIDROGÉNIO AO MODELO DE BOHR · Quantificação da Energia do Electrão · Modelo de Bohr · Espectro de Emissão do Hidrogénio · Energia do Electrão no Átomo de Hidrogénio

98 3. ÁTOMO DE HIDROGÉNIO E ESTRUTURA ATÓMICA

99 Quantificação da Energia do Electrão Os electrões só absorvem ou emitem certas quantidades de energia (quantos de energia) – Planck. A energia do electrão só pode ter certos valores ou estados de energia (a energia está quantificada em estados estacionários de energia) – Bohr. O espectro atómico de riscas é descontínuo devido à descontinuidade da energia do electrão no átomo.

100 Quantificação da Energia do Electrão Os estados de energia ou níveis de energia do electrão representam-se por um número inteiro: n = 1, n = 2, n = 3 … Estado fundamental – Estado de menor energia (n = 1 *). Estados excitados – Estados de energia superiores ao fundamental (n > 1 *). * No átomo de hidrogénio (noutros átomos, existem electrões em estados fundamentais com n > 1)

101 Quantificação da Energia do Electrão O electrão tem energia cinética (E c ), porque move-se à volta do núcleo, e energia potencial eléctrica (E p ), porque tem carga eléctrica.

102 Quantificação da Energia do Electrão A energia do electrão dentro do átomo é negativa porque resulta da soma da energia cinética (E c positiva) com a energia potencial (E p negativa e com valor superior).

103 Modelo de Bohr Bohr estudou o espectro atómico descontínuo do hidrogénio e criou um modelo para este átomo (explicação da estrutura do átomo). O electrão gira à volta do núcleo em órbitas circulares. O raio das órbitas não pode ter um valor qualquer (é quantificado). Cada órbita corresponde a um nível de energia.

104 Modelo de Bohr A energia do electrão no átomo (E n ) não pode ter um valor qualquer (é quantificada) e o seu valor depende do número do nível de energia: E 1 = -2,18 x J (n =1 no átomo de hidrogénio)

105 Modelo de Bohr Quando o electrão está numa órbita, não absorve nem emite energia. O electrão pode absorver energia por: Aumento de temperatura; Colisão com electrões de uma descarga eléctrica; Colisão com fotões de radiação electromagnética.

106 Modelo de Bohr Quando o electrão absorve energia, fica excitado e salta para uma órbita mais externa (nível de energia superior ).

107 Modelo de Bohr O electrão excitado liberta a energia em excesso, na forma de radiação electromagnética, e salta para uma órbita mais interna (nível de energia inferior).

108 Modelo de Bohr A energia em excesso pode ser libertada de várias maneiras, originando diferentes radiações electromagnéticas:

109 Espectro de Emissão do Hidrogénio A radiação electromagnética libertada forma as riscas do espectro de emissão do hidrogénio.

110 Espectro de Emissão do Hidrogénio O espectro de emissão do hidrogénio tem riscas no ultravioleta, no visível e no infravermelho: Série de Lyman – Radiações ultravioletas libertadas quando os electrões saltam de n > 1 para n = 1; Série de Balmer – Radiações visíveis libertadas quando os electrões saltam de n > 2 para o n = 2;

111 Espectro de Emissão do Hidrogénio Série de Paschen – Radiações infravermelhas libertadas quando os electrões saltam de n > 3 para n = 3; Série de Brackett – Radiações infravermelhas libertadas quando os electrões saltam de n > 4 para n = 4; Série de Pfund – Radiações infravermelhas libertadas quando os electrões saltam de n > 5 para n = 5.

112

113 Energia do Electrão no Átomo de Hidrogénio O electrão do átomo de hidrogénio possui uma determinada energia e pode ser removido quando absorve energia, formando o ião H +. A energia de remoção do electrão é uma energia de ionização: O electrão removido não é atraído pelo núcleo (E p = 0 J) e fica num estado infinito de energia: E e = E = E p + E c

114 Energia do Electrão no Átomo de Hidrogénio Quando a energia da radiação é igual à energia de remoção do electrão (energia de ionização), este sai do átomo e fica parado (E c = 0 J). Quando isto acontece, a energia do electrão é igual a zero: E e = E = E p + E c = 0 J

115 Energia do Electrão no Átomo de Hidrogénio A energia do electrão no átomo (E e = E n ) é simétrica da respectiva energia de ionização (E i = E): E = E n + E i = 0 E n = ­- E i E = E radiação = E final -­ E inicial

116 Energia do Electrão no Átomo de Hidrogénio A energia de ionização do átomo de hidrogénio (energia de remoção do electrão do nível n = 1 para fora do átomo) tem o valor de 2,18 × 10 ­18 J. A energia do electrão no nível n = 1 (E 1 ) será: E 1 = ­- E i = ­- 2,18 × 10 ­18 J

117 Energia do Electrão no Átomo de Hidrogénio A energia do electrão no nível n = 2 será: A energia do electrão no átomo (E n ) é negativa e inferior à energia do electrão fora do átomo (E ).

118 Energia do Electrão no Átomo de Hidrogénio Se a energia da radiação for igual à energia de remoção do electrão, este sai do átomo e fica parado: E c = 0 J (A). Se a energia da radiação for superior à energia de remoção do electrão, este sai do átomo com energia cinética (B). E rad = E i + E c E rad = E final - E inicial

119 Energia do Electrão no Átomo de Hidrogénio Se a energia da radiação for inferior à energia de remoção do electrão e igual à energia necessária para provocar uma transição desse electrão, este é excitado para um nível de energia superior. Se a energia da radiação for inferior à energia necessária para provocar uma transição, o electrão não absorve a radiação e não é removido.


Carregar ppt "1. ARQUITECTURA DO UNIVERSO APOIO INTERNET - www.projectos.TE.pt/linkswww.projectos.TE.pt/links."

Apresentações semelhantes


Anúncios Google