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1. ARQUITECTURA DO UNIVERSO
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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.
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
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.
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.
A Via Láctea e o Sistema Solar
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.
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.
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.
Estrutura do Universo

Galáxias maiores mais próximas – Grande
Nuvem de Magalhães, Pequena Nuvem de
Magalhães e Andrómeda. São visíveis a olho
nu (manchas brancas).
Grupo Local
O Universo não é caos, está organizado.
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.
Ptolomeu
Aristóteles (séc. IV a.C.) e
Ptolomeu (séc. III a.C.).
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
Copérnico (1473-1543),
Galileu (1564-1642) e
Kepler (1571-1630).
Posição da Terra no Universo
Galileu
Kepler
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).
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.
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.
Expansão do Universo a partir do Big Bang.
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.
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.
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).
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?
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
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 (1642-1727) conseguiu o
mesmo efeito com um prisma de vidro.
Espectro Visível da Luz Solar
Espectro Visível da Luz Solar

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).
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.
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 (300000 km/s),
formando a luz branca.
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.
Espectro Visível da Luz Solar

As radiações visíveis de maior energia são as de cor violeta
(maior frequência e menor comprimento de onda).
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.
Radiações Electromagnéticas

Espectro electromagnético - Conjunto de todas as
radiações electromagnéticas.
Luz Visível
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.
Radiações Electromagnéticas

Todos os corpos quentes, incluindo o corpo humano,
emitem radiações infravermelhas, que alguns animais
e aparelhos conseguem detectar.
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.
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.
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.
Espectros de Emissão Contínuos

Os espectros de emissão contínuos são espectros térmicos
porque variam com a temperatura do corpo.
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.
Espectros de Emissão Contínuos

Quando a temperatura aumenta muito, a cor do corpo
torna-se branca, porque emite radiações de todas as cores.
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.
Espectros Térmicos das Estrelas

As estrelas de cor branco-azulado,
que emitem mais radiações violetas e azuis
(mais energéticas), são mais quentes (ex: 40000 K).
Espectros Térmicos das Estrelas

As estrelas vermelhas, que emitem mais
radiações vermelhas (menos energéticas),
são mais frias (ex: 3500 K).
Espectros Térmicos das Estrelas

Na constelação de Orionte,
existe uma estrela vermelha
(Betelgeuse) e uma estrela
branca-azulada mais quente
(Rigel).
Espectros Térmicos das Estrelas
Espectros Térmicos das Estrelas


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.
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).
Espectros de Emissão de Riscas

Luz emitida por
átomos de néon
e respectivo
espectro de
emissão de riscas,
observado com um
espectroscópio.
Espectros de Emissão de Riscas
Espectros de Emissão de Riscas
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.
Espectros de Absorção de Riscas
Espectros de Absorção de Riscas


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 o
“negativo” do seu espectro de emissão.
Espectros de Absorção de Riscas
Espectros de Absorção de Riscas


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.
2. ESPECTROS, RADIAÇÕES E ENERGIA
2.2 APLICAÇÕES DAS RADIAÇÕES
· Aplicações Tecnológicas das Radiações
· Espectros de Absorção das Estrelas
· Efeito Fotoeléctrico
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.
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).
Aplicações Tecnológicas das Radiações

Consoante a energia do laser,
este poderá ser usado para cortar
materiais, para esterilizar instrumentos
cirúrgicos e como bisturi cirúrgico.
Aplicações Tecnológicas das Radiações

Ondas de rádio:
 São utilizadas em telecomunicações
e radiodifusão, consoante a sua
energia (telemóveis, rádio, televisão
e radares).
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).
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.
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;
Aplicações Tecnológicas das Radiações
 São
usadas como desinfectante no tratamento
de águas.
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.
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.
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.
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.
Espectros de Absorção das Estrelas

As riscas escuras correspondem às radiações que
foram absorvidas por elementos químicos,
presentes na atmosfera da estrela.
Espectros de Absorção das Estrelas
Espectros de Absorção das Estrelas


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).
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).
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;
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.
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.
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.
Espectros de Absorção das Estrelas


As riscas correspondentes às radiações de energia
4,24 × 1019 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 40000 K.
Só as estrelas branco-azuladas, mais quentes,
apresentam estas riscas nos seus espectros.
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.
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.
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).
Efeito Fotoeléctrico

Os electrões de um átomo podem
ser libertados (removidos) se
receberem uma certa quantidade
de energia.
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.
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 (Ec = 0 J)
e fica parado.
Efeito Fotoeléctrico
Efeito Fotoeléctrico

Se a energia da luz for inferior
à energia de remoção não há
efeito fotoeléctrico.
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.
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.
Efeito Fotoeléctrico

A energia cinética do electrão removido depende da
energia de cada fotão (da frequência da radiação).
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.
Efeito Fotoeléctrico
Efeito Fotoeléctrico
Efeito Fotoeléctrico


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.
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. ÁTOMO DE HIDROGÉNIO E ESTRUTURA ATÓMICA
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.
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)
Quantificação da Energia do Electrão

O electrão tem energia cinética (Ec), porque move-se
à volta do núcleo, e energia potencial eléctrica (Ep),
porque tem carga eléctrica.
Quantificação da Energia do Electrão

A energia do electrão dentro do átomo é negativa porque
resulta da soma da energia cinética (Ec positiva) com a
energia potencial (Ep negativa e com valor superior).
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.
Modelo de Bohr

A energia do electrão no átomo (En) não pode ter um
valor qualquer (é quantificada) e o seu valor depende
do número do nível de energia:
E1 = -2,18 x 10-18 J (n =1 no átomo de hidrogénio)
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.
Modelo de Bohr

Quando o electrão absorve energia, fica excitado e salta
para uma órbita mais externa (nível de energia superior).
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).
Modelo de Bohr

A energia em excesso pode ser libertada de várias maneiras,
originando diferentes radiações electromagnéticas:
Espectro de Emissão do Hidrogénio

A radiação electromagnética libertada forma as riscas
do espectro de emissão do hidrogénio.
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;
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.
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 (Ep = 0 J)
e fica num estado infinito de energia:
 E e = E = Ep + E c
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 (Ec = 0 J).
Quando isto acontece, a energia do electrão é igual a zero:
 Ee = E  = Ep + Ec = 0 J
Energia do Electrão no Átomo de Hidrogénio


A energia do electrão no átomo
(Ee = En) é simétrica da respectiva
energia de ionização (Ei = E):
 E  = En + E i = 0
 E n = - Ei
E = Eradiação = Efinal - Einicial
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 × 1018 J.
A energia do electrão no nível n = 1 (E1) será:
 E1 = - Ei = - 2,18 × 1018 J
Energia do Electrão no Átomo de Hidrogénio


A energia do electrão no nível n = 2 será:
A energia do electrão no átomo (En) é
negativa e inferior à energia do electrão
fora do átomo (E).
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: Ec = 0 J (A).
Se a energia da radiação for superior
à energia de remoção do electrão, este
sai do átomo com energia cinética (B).
Erad = Ei + Ec
Erad = Efinal - Einicial
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.

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