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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.
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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
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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.
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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.
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A Via Láctea e o Sistema Solar
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Estrutura do Universo Nebulosas – Nuvens de gás (hidrogénio e hélio) e
poeiras, que se formam no final da vida de estrelaspouco 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.
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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.
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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.
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Estrutura do Universo Galáxias maiores mais próximas
– Grande Nuvem de Magalhães, Pequena Nuvem de Magalhães e Andrómeda. São visíveis a olho nu (manchas brancas).
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O Universo não é caos, está organizado.
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Grupo Local
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Posição da Terra no UniversoTeoria 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
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Posição da Terra no UniversoTeoria 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
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Posição da Terra no Universo
Galileu Kepler
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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).
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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.
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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 vazioentre 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.
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Expansão do Universo a partir do Big Bang.
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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 esurgiu o espaço em constante expansão.
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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.
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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 Universose expandiu, a radiação foi perdendo energia.
Esta radiação foi detectada em 1964, pelos radioastrónomos Arno Penzias e Robert Wilson(prémio Nobel em 1978).
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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?
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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
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Espectro Visível da Luz Solar Arco-íris – Forma-se quando a luz do Sol atravessa
asgotas 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.
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Espectro Visível da Luz Solar
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Espectro Visível da Luz Solar Espectro visível da luz solar – Conjunto
de radiações visíveis pelo Homem (luzes coloridas), que formam aluz branca do Sol, e que podem formar uma imagem (ex: arco-íris).
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Espectro Visível da Luz Solar O espectroscópio é um aparelho com um
prisma de vidro, que permite estudar a luz visível emitida porum corpo.
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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-semisturadas à mesma velocidade (300000 km/s),formando a luz branca.
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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.
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Espectro Visível da Luz Solar As radiações visíveis de maior energia são as
de cor violeta (maior frequência e menor comprimento de onda).
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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.
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Radiações Electromagnéticas Espectro electromagnético - Conjunto de
todas as radiações electromagnéticas.
Luz Visível
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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.
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Radiações Electromagnéticas Todos os corpos quentes, incluindo o
corpo humano, emitem radiações infravermelhas, que alguns animais e aparelhos conseguem detectar.
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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.
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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.
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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.
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Espectros de Emissão Contínuos Os espectros de emissão contínuos são
espectros térmicos porque variam com a temperatura do corpo.
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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.
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Espectros de Emissão Contínuos
Quando a temperatura aumenta muito, a cor do corpotorna-se branca, porque emite radiações de todas as cores.
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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.
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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).
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Espectros Térmicos das Estrelas As estrelas vermelhas, que emitem mais
radiações vermelhas (menos energéticas),são mais frias (ex: 3500 K).
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Espectros Térmicos das Estrelas
Na constelação de Orionte, existe uma estrela vermelha (Betelgeuse) e uma estrela branca-azulada mais quente (Rigel).
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Espectros Térmicos das Estrelas
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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 cercade 6000 K.
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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).
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Espectros de Emissão de Riscas
Luz emitida por átomos de néone respectivo espectro de emissão de riscas, observado com um espectroscópio.
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Espectros de Emissão de Riscas
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Espectros de Emissão de Riscas
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Espectros de Absorção de Riscas Os átomos dos elementos absorvem
radiaçõesquando 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.
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Espectros de Absorção de Riscas
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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.
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Espectros de Absorção de Riscas
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Espectros de Absorção de Riscas Elementos diferentes têm espectros
diferentes.
O espectro de riscas de um elemento (de emissãoe de absorção) permite identificar a sua presençaem qualquer material ou na atmosfera das estrelas.
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2. ESPECTROS, RADIAÇÕES E ENERGIA
2.2 APLICAÇÕES DAS RADIAÇÕES · Aplicações Tecnológicas das Radiações · Espectros de Absorção das Estrelas
· Efeito Fotoeléctrico
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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.
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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).
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Aplicações Tecnológicas das Radiações
Consoante a energia do laser,este poderá ser usado para cortar materiais, para esterilizar instrumentos cirúrgicos e como bisturi cirúrgico.
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Aplicações Tecnológicas das Radiações
Ondas de rádio: São utilizadas em
telecomunicações e radiodifusão, consoante a sua energia (telemóveis, rádio, televisão e radares).
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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).
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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.
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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 excessosão prejudiciais, provocando queimaduras e ocancro da pele;
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Aplicações Tecnológicas das Radiações
São usadas como desinfectante no tratamentode águas.
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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.
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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.
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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.
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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.
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Espectros de Absorção das Estrelas
As riscas escuras correspondem às radiações que foram absorvidas por elementos químicos, presentes na atmosfera da estrela.
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Espectros de Absorção das Estrelas
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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).
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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).
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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 masnão aparecem noutros;
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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.
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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 queexistem em maior quantidade na estrela.
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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 dependeda temperatura.
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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 40000 K.
Só as estrelas branco-azuladas, mais quentes, apresentam estas riscas nos seus espectros.
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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 asde tipo O (mais quentes e branco-azuladas) às detipo M (mais frias e avermelhadas).
Os tipos de estrelas, por ordem decrescente de temperatura, são as seguintes: O, B, A, F, G, K, M.
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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.
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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 presençade carga eléctrica (electrões).
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Efeito Fotoeléctrico Os electrões de um
átomo podem ser libertados (removidos) se receberem uma certa quantidade de energia.
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Efeito Fotoeléctrico Energia de remoção - Energia mínima
necessária para remover um electrão de um átomo. A unidade de medidado 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.
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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.
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Efeito Fotoeléctrico
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Efeito Fotoeléctrico Se a energia da luz for
inferiorà energia de remoção não há efeito fotoeléctrico.
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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.
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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 onúmero de fotões (intensidade da luz) é maior.
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Efeito Fotoeléctrico A energia cinética do electrão removido
depende da energia de cada fotão (da frequência da radiação).
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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 passagemde corrente eléctrica, pois a luz provoca o efeito fotoeléctrico no metal e os electrões removidos completam o circuito eléctrico.
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Efeito Fotoeléctrico
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Efeito Fotoeléctrico
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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.
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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
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3. ÁTOMO DE HIDROGÉNIO E ESTRUTURA ATÓMICA
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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.
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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)
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Quantificação da Energia do Electrão O electrão tem energia cinética (Ec),
porque move-seà volta do núcleo, e energia potencial eléctrica (Ep), porque tem carga eléctrica.
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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).
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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.
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Modelo de Bohr A energia do electrão no átomo (En) não pode
ter um valor qualquer (é quantificada) e o seu valor dependedo número do nível de energia:
E1 = -2,18 x 10-18 J (n =1 no átomo de hidrogénio)
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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.
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Modelo de Bohr Quando o electrão absorve energia, fica
excitado e salta para uma órbita mais externa (nível de energia superior).
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Modelo de Bohr O electrão excitado liberta a energia em
excesso, na forma de radiação electromagnética, e salta para umaórbita mais interna (nível de energia inferior).
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Modelo de Bohr A energia em excesso pode ser libertada de
várias maneiras, originando diferentes radiações electromagnéticas:
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Espectro de Emissão do Hidrogénio A radiação electromagnética libertada
forma as riscas do espectro de emissão do hidrogénio.
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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;
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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.
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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: Ee = E = Ep + Ec
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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
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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 + Ei = 0 En = - Ei
E = Eradiação = Efinal - Einicial
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Energia do Electrão no Átomo de Hidrogénio
A energia de ionização do átomo de hidrogénio(energia de remoção do electrão do nível n = 1para fora do átomo) tem o valor de 2,18 × 10 18 J.
A energia do electrão no nível n = 1 (E1) será: E1 = - Ei = - 2,18 × 10 18 J
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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).
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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
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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.