File - Física e Química A

Agrupamento de escolas de Ponte de Sor
Escola Secundária de Ponte de Sor
Física e Química A
Resumo N.º1
Ano letivo 2014/2015
Arquitetura do Universo
Nascimento e estrutura do Universo
Estrutura do Universo
Universo
Espaço Intergaláctico
Superenxames
Superenxame da Virgem
Enxames
Grupo Local
Galáxias
Via Láctea
Estrelas;
Sistemas
planetários
Sol;
Sistema Solar
Restos de
Estrelas
Anãs Brancas
Poeiras
Interestelares
Nebulosas
Estrelas de
neutrões
(Pulsares)
Expansão do Universo
As observações astronómicas confirmam a Teoria da Relatividade de Einstein.
O Universo está em expansão, ou seja, a dilatar-se, comprovado pelo afastamento das galáxias,
observação de uma radiação de fundo de microondas que é igual onde quer que se olhe e cuja a energia
está relacionada com a diferença de energia entre eletrões ligados ao núcleo na átomo de hidrogénio; e
pela proporção de átomos existente.
Nucleossíntese estelar
1
Origem do Universo – Teoria do Big Bang
O Universo foi formado há cerca de 15 mil milhões de anos com uma grande explosão, o Big Bang. O
Universo era inicialmente muito quente e denso. Mas foi arrefecendo e expandindo-se, e enquanto isto
acontecia, a matéria foi-se organizando em estruturas cada vez mais completas.
Provas quer favorecem o Big Bang
Expansão do Universo;
Radiação cósmica de microondas (o Universo era inicialmente cheio de radiação muito energética
quem ao longo do tempo foi diminuindo de energia, com a diminuição da temperatura do Universo,
chegando até nós como radiações microondas);
Abundância de elementos leves.
Posição da Terra no Universo
É o 3º planeta do Sistema Solar a partir do Sol, que se situa na periferia de um dos braços da nossa
galáxia, a Via Láctea que possui duas galáxias como satélite, as Pequenas e Grandes Nuvens de Magalhães
e pertence a um grupo de 30 galáxias, o Grupo Local, que por sua vez pertence a um enxame galáctico,
inserido num superenxame.
Átomos e estrelas
Existem estrelas muito pequenas e muito grandes. Estas vivem, nascem e morrem. As estrelas podem
emitir luz visível e luz invisível. A sua luz provém dos elementos químicos que as constituem e este
existem também na Terra. Nas estrelas e nas poeiras interestelares existem principalmente os dois
elementos mais leves, o hidrogénio e o hélio, que constituem quase 100% do Universo.
O hidrogénio é abundante na Terra, enquanto que o hélio já existe em menor quantidade.
Os átomos não são partículas elementares, mas sim compostas. São constituídos por núcleos
atómicos, que são constituídos por protões e neutrões, que por sua vez são constituídos por quarks, e em
torno dos núcleos encontram-se os eletrões.
Formação dos primeiros elementos químicos
À medida que o Universo arrefecia e expandia, as partículas também sofreram alterações. O esquema
seguinte mostra como a evolução das partículas.
Fig.1 – Evolução do Universo ao longo do
tempo. A temperatura foi sempre
diminuindo e, em certos instantes
formaram-se novas estruturas, os neutrões
e os protões, os núcleos atómicos, os
átomos e as estrelas.
Os primeiros elementos foram
Nucleossíntese estelar
2
formados por reações nucleares, sendo as mais abundantes:
Um neutrão juntou com um protão e deu origem a deutério, libertando radiação gama:
n + p → 2H + γ
Depois, o deutério juntou-se a um neutrão ou a um protão e originou, trítio ou hélio-3, libertando
radiação:
2
H + n → 3H + γ
2
H + p → 3He + γ
O deutério juntou-se a outros dois deutério, originando hélio-3 e trítio:
2
H +2H → 3H + p
2
H +2H → 3He + n
O trítio e o hélio capturaram um protão ou um neutrão e deram origem a hélio-4,libertando radiação
gama:
3
H + p → 4He+ γ
3
He + n → 4He+ γ
Finalmente o hélio-4, colidindo com um trítio ou com hélio-3, originou lítio-7 e berílio-7, libertando
radiação gama:
4
He + 3H → 7Li+ γ
4
He + 3He → 7Be+ γ
Portanto, a seguir ao Big Bang, formaram-se por todo o Universo, deutério, trítio, hélio-3, hélio-4, lítio7 e berílio-7. Todos os outros elementos formaram-se nas estrelas.
Formação dos elementos químicos nas estrelas
A maioria dos elementos químicos existentes no Universo, formaram-se nas estrelas, através de
reações nucleares.
Reação Química
Os núcleos dos átomos não são alterados;
Os elementos químicos do sistema reacional mantêm-se;
Apenas alteração das unidades estruturais do sistema reacional.
Exemplo: Li(g) + 1H2 (g) → LiH(s) + Água
Reação nuclear
Os núcleos dos átomos são alterados;
Transformação dos elementos químicos noutros diferentes;
A energia posta em jogo tem uma ordem de grandeza que pode ser milhões de vezes superior
à que é posta em jogo nas reações químicas.
Na escrita das equações deve mostrar a observância da lei de conservação do número de nucleões e
da carga total, ou seja, a soma dos números de massa e atómico dever ser igual nos dois membros da
equação.
Nucleossíntese estelar
3
As reações nucleares podem ser de dois tipos:
. Fusão nuclear – consiste na junção de dois núcleos pequenos com a obtenção de um núcleo maior.
Exemplo: 4 1H → 4He + 20e+ + Energia
. Fissão ou cisão nuclear – consiste na divisão de um núcleo grande, em dois mais pequenos.
Exemplo: 235U + 1n → 90Sr + 143Xe + 31n
Em primeiro lugar, dois protões originam deutério, libertando um positrão e neutrinos:
2p → 2H + e+ + v
Depois um deutério capta um protão e origina hélio-3, libertando radiação gama;
2
H + p → 3He + γ
Seguidamente dois núcleos de hélio-3 juntam-se e formam hélio-4 e dois protões:
3
He + 3He → 4He+ 2p
No total (no ciclo do hidrogénio), quatro protões dão origem a hélio-4, dois positrões, dois neutrinos e
radiação gama:
4p → 4He + 2e+ + 2ν
Fig.2 – Ciclo do hidrogénio, no qual 4 protões dão origem a hélio-4.
Nas estrela também ocorre a formação do carbono-12 a partir da junção de três átomos de hélio:
4
He + 4He + 4He → 12C
Nucleossíntese estelar
4
Nucleossíntese estelar
(Nascimento, vida e morte das estrelas)
À medida que o universo se foi expandindo e arrefecendo, após o Big Bang, os átomos formados pela
nucleossíntese primordial (formação dos primeiros átomos no Big Bang) aglutinam-se em nuvens de gás.
Por ação da força gravitacional, verifica-se a contração das nuvens de gás, o que originou grumos de
matéria – as protoestrelas.
Nuvem de
gás
Protoestrela
Estrela
Compressão
Compressão
e
arrefecimento
e
arrefecimento
T =10 a 15
milhões de
kelvin*
(inicia-se a
fusão nuclear)
(ainda não há fusão
nuclear)
* Esta temperatura regista-se no interior da estrela onde ocorre a fusão do hidrogénio. A energia é
libertada desde o coração da estrela até à superfície – a estrela começa a brilhar.
Fase principal da vida da estrela – a energia libertada faz aumentar a agitação das partículas e fazem-na
expandir-se, equilibrando a força gravítica. Esta fase depende da massa inicial da estrela.
As estrelas mais maciças queimam mais rapidamente o hidrogénio porque necessitam de maior
quantidade de energia para equilibrar a contração gravitacional e por isso a temperatura é mais elevada –
duram menos tempo mas brilham mais.
4 11H → 42He + energia
Quando o hidrogénio se gasta e se transforma em hélio, então as forças que contrariam a força gravítica
desaparecem e a estrela contrai-se, aparecem assim novas reações nucleares, o hélio transforma-se em
carbono ou oxigénio.
4
2He
4
2He
+ 126C →
16
8O
12
6C
+ energia
+ energia
Coração ou núcleo
da estrela
(fusão do hélio)
Nucleossíntese estelar
→
Fotoesfera
(camada exterior
expandida – não
ocorre nenhuma
fusão)
Camada envolvente
do coração da
estrela
(fusão do
hidrogénio)
5
Nota: A camada exterior expandida cresce de tal forma que arrefece e a estrela apresenta um aspeto
avermelhado até se transformar numa gigante vermelha.
Gigante vermelha:
Núcleo ou coração – fusão do hélio em carbono e oxigénio.
Camada fina que envolve o núcleo – fusão do hidrogénio em hélio.
Camada exterior expandida – cor avermelhada – não há fusão nuclear.
Nota: após a estrela se ter convertido numa gigante vermelha, a sua evolução vai depender da sua massa
inicial.
Estrelas como o Sol ou com massa até 8 vezes menor que a massa do Sol:
Transformam-se em nebulosas planetárias
A estrela entra em agonia (acabam as reações
nucleares), o núcleo da estrela contrai-se por ação da
gravidade aumentando a temperatura e densidade.
A estrela transforma-se numa anã branca, que irá
arrefecer, emitindo pouca luz.
Por último transforma-se num resíduo estelar frio.
Nucleossíntese estelar
6
Estrelas muito pesadas (com massa 8 vezes maior que a massa do Sol):
A estrela expande-se porque em camadas exteriores continuam a dar-se outras reações
nucleares, a estrela transforma-se numa Supergigante vermelha.
A estrela não tem energia suficiente para fundir o ferro, logo colapsa e liberta energia,
emperrando as camadas exteriores dá-se uma grande explosão – Supernova.
Originam estrelas de neutrões ou pulsares – são muito pequenas e por isso desagregamse. No núcleo os protões transformam-se em neutrões. A densidade é de centenas de
toneladas por cm3.
Estrelas muito leves (com massa 25 vezes maior que a massa do Sol):
A estrela expande-se porque em camadas exteriores
continuam a dar-se outras reações nucleares, a estrela
transforma-se numa Supergigante vermelha.
A estrela não tem energia suficiente para fundir o
ferro, logo colapsa e liberta energia, emperrando as
camadas exteriores dá-se uma grande explosão –
Supernova.
O resíduo estelar ainda mais denso do que na
estrela de neutrões, produz forças gravíticas de tal
forma que nem a luz se escapa – Buraco Negro.
Nucleossíntese estelar
7
Nota: Os raios cósmicos constituídos por protões e eletrões que vagueiam pelo espaço a grande velocidade
e que provêm das explosões de supernovas e até do Big Bang, colidem com elementos interestelares
originando lítio ( 63Li), berílio e boro. A este processo dá-se o nome de nucleossíntese interestelar.
Se M0 corresponder à massa da Terra
Nebulosa
(As estrelas nascem de nuvens de gás e poeiras em contração)
Protoestrelas
(Formam-se grumos de matéria que se contraem por ação da gravidade, aquecendo)
Estrela tipo Sol – M <= M0
(A temperatura aumenta, permitindo a
fusão do H em He)
Estrela tipo Sol – M > 8M0
(Ocorre a fusão do H em He)
Gigante vermelha
(Esgotamento do hidrogénio. Ocorre a
fusão de He em C. Ocorre a fusão de H
em He)
Supergigante vermelha
(Vão-se esgotando o H, o He, o C, o O e
o Fe. As reações nucleares dão-se nas
camadas externas)
Nebulosa planetária
(A estrela ejeta as suas camadas no
espaço interestelar)
Supernova
(O combustível acaba. As suas camadas
são lançadas no espaço. São produzidos
os elementos mais pesados.)
Anã Branca
(No seu centro fica resíduo estelar)
Anã Castanha
(É uma anã branca sem energia)
Nucleossíntese estelar
Estrelas de
neutrões (pulsar)
– M<=25M0
(Estrela muito
densa, constituída
por neutrões)
Buraco Negro –
M>25M0
(Tem uma grande
contração
gravitacional)
8
Cronograma:
10-5 s
0s
Big
Bang
(T=103 K)
Eletrões
3 min
Caldo
Inicial
3 00 000 anos
Formam-se os
primeiros
átomos de
hidrogénio e
hélio
Morte das
estrelas
Nucleossíntese
interestelar
Quarks
Formação das
estrelas
(Nucleossíntese
estelar)
Nucleossíntese
Primordial
(T=108 K)
2
3
1H; 2He
O universo
torna-se
transparente
H → He
H → He
Fase principal
H → He
He → C e O
na vida da
He → C e O
C → Ne e Mg
estrela
Gigante
O → Si e S
Vermelha
Supergigante
Vermelha
Nucleossíntese estelar
9
Escalas de distância, tempo e temperatura
Grandeza
Símbolo
Unidade SI
Símbolo
Temperatura
Tempo
Comprimento
T
t
d
Kelvin
Segundo
Metro
K
s
m
Temperatura
Escala Kelvin ou escala das
temperaturas absolutas
Escala Celsius
Escala Fahrenheit
T (K)
0K
273 K
373 K
T (oC)
-273 oC
0 oC
100 oC
T (oF)
-460 oF
32 oF
212 oF
T (K) ≠ T (oC);
∆T (K) = ∆T (oC);
∆T (1K) = ∆T (1 oC);
T (K) = T (oC) + 273.
∆T = 1 ºC = 1,8 oF;
∆T (ºF) = 1,8 x ∆T (oC);
T (ºF) = 1,8 x T (oC) + 3
Tempo
No Sistema Internacional a unidade de tempo é o segundo (s). No entanto em astronomia, o tempo é
medido em anos.
Comprimento
Para exprimir distâncias ou comprimentos vulgares usamos a unidade do Sistema Internacional ou os
seus múltiplos e submúltiplos.
Alguns múltiplos do metro
1 dam = 1x101 m
1 hm = 1x102 m
1 hm = 1x103 m
Decâmetro (dam)
Hectómetro (hm)
Quilómetro (km)
Alguns submúltiplos do metro
Decímetro (dm)
Centímetro (cm)
Milímetro (mm)
Micrómetro (μm)
Nanómetro (nm)
Angström (Ǻ)
Picnómetro (pm)
1 dm = 1x10-1 m
1 cm = 1x10-2 m
1 mm = 1x10-3 m
1 μm = 1x10-6 m
1 nm = 1x10-9 m
1 Ǻ = 1x10-10 m
1 pm = 1x10-12 m
No entanto em astronomia, utilizam-se outras unidades de medida, pois as distâncias são muito
grandes para serem exprimidas em metros:
Tabela de conversões de distâncias astronómicas
Unidade Astronómica
(UA)
1
6,31x104
2,06x105
Nucleossíntese estelar
Ano-luz (a.l.)
Parsec (pc)
Metro (m)
1,60x10-5
1
3,26
4,90x10-6
0,31
1
1,50x1011
9,47x1015
3,09x1016
10
Radiação, Energia e Espectros
Radiação
λ (comprimento de onda) → distância de um 1 ciclo (m)
ν (frequência) → número de vezes que 1 ciclo se repete num segundo (Hz ou s-1)
T (tempo)→ tempo de 1 ciclo (s)
Caracterizar uma onda
V→
unidade relativas ao tempo
T→
unidade relativas ao tempo
Λ→
não caracteriza a onda pois v ≠ c, logo o λ vai ser diferente
dependendo do meio.
Fórmulas
𝜈=
1
Hz ou s −1
𝑇
𝜆
𝑐 = 𝑇 <=> 𝑐 = 𝜆 ×
𝑐
𝜈 <=> 𝜈 = 𝜆
Relação de Planck – Einstein:
𝐸rad = 𝑛. ℎ. 𝜈
n – número de fotões
h – constante de Planck 6,63 × 10-34 J.s
𝜈 − frequência da radiação (Hz)
A energia do Sol e de outras estrelas é libertada através de radiações eletromagnética que percorre o
espaço vazio. Existem vários tipos de radiações, umas mais energéticas que outras. Apenas é possível
ver a luz visível à vista desarmada. A luz branca é composta por várias radiações, correspondente a
várias cores, todas as cores do arco-íris. Para visualizar todas estas cores é necessário decompor a luz e
a este resultado chamamos espectro.
Nucleossíntese estelar
11
O espectro electromagnético
A luz tem um espectro muito mais vasto do que a luz visível, havendo um largo conjunto de aplicações.
A este espectro total da luz chamamos espectro eletromagnético.
Fig.3 – Espectro eletromagnético. Os raios gama são os mais energéticos e as ondas de rádio as menos
energéticas.
E é diretamente proporcional ν.
E é inversamente proporcional λ.
Vários tipos de espectros
Espectros Descontínuos:
de absorção – fundo de cor com riscas pretas. É obtido, quando os eletrões transitam de um estado de
energia menor para um estado de energia maior, absorvendo radiações.
de emissão – fundo preto com riscas de cor. É obtido quando os eletrões transitam de um estado de
energia maior para um estado de energia menor, emitindo radiações.
Nucleossíntese estelar
12
Efeito fotoeléctrico
Átomo de Hidrogénio
Espectro do átomo de hidrogénio
Fórmula de Bohr
𝐸𝑛 = −
2,18 × 10−18
𝑛2
Niels Bohr propôs uma interpretação do espectro descontínuo emitido por átomos. Para Bohr, as
riscas deviam-se ao facto de as descargas elétricas terem excitados os eletrões do átomo, deixando-os em
estados de energia (órbitas eletrónicas bem definidas) mais elevados, absorvendo energia. Ao
regressarem a níveis de energia mais baixos emitem essa radiação.
Nucleossíntese estelar
13
Níveis de energia e números quânticos
O conceito de orbita foi substituído pelo conceito de orbital, isto é uma distribuição espacial do eletrão
em volta do núcleo. A cada orbital está associada uma determinada energia.
As orbitais são caracterizadas pelos números quânticos. Existem 4 números quânticos:
— O número quântico principal corresponde ao valor de energia de cada nível. Pode tomar valores
inteiros (n= 1,2,3, etc.);
— O número quântico secundário (l). Está relacionado com a forma da orbital e pode tomar valores
inteiros que vão de 0 até n -1. Quando l=0, as orbitais designam-se por orbitais tipo s,
apresentando forma esférica. Quando l=1, as orbitais dizem-se tipo p e têm uma forma lobular.
Para l=2, as orbitais dizem-se do tipo d.
— O número quântico magnético, designado por ml, que indica a orientação da orbital. Pode assumir
valores inteiros que vão desde –l a +l.
— O número quântico de spin, designado por ms, toma, para o eletrão, os valores -½ ou +½.
Nucleossíntese estelar
14
Tabela – Orbitais e respetivos números quânticos
n
l
ml
Designação
1
0
0
1s
0
1
0
-1
2s
1
0
2px, 2py, 2pz
1
1
0
1
1
1
2
0
-1
0
1
-2
2
-1
2
0
2
1
2
2
0
1
1
1
2
2
2
2
2
3
3
3
3
3
3
3
0
-1
0
1
-2
-1
0
1
2
-3
-2
-1
0
1
2
3
2
3
4
3s
3px, 3py, 3pz
3d
4s
4px, 4py, 4pz
4d
4f
Configurações eletrónicas
Uma orbital só pode conter no máximo, dois eletrões e estes devem ter números quânticos de spin
opostos. Quando preenchemos orbitais da mesma energia (como são as três orbitais de p) devemos
fazer primeiro o semipreenchimento de cada uma, mantendo os eletrões com o mesmo spin, e só
depois proceder ao emparelhamento de spins (colocar eletrões com spins opostos.
Exemplo:
15P
→ 1s2, 2s2, 2p6, 3s2, 3p3 → Distribuição condensada
Diagrama de caixa
1s
↑↓
Nucleossíntese estelar
2s
↑↓
2px
↑↓
2py
↑↓
2pz
↑↓
3s
↑↓
3px
↑↓
3py
↑↓
3pz
↑↓
15