1. ARQUITECTURA DO UNIVERSO

APOIO INTERNET www.projectos.TE.pt/links

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.

Aristóteles (séc. IV a.C.) e Ptolomeu (séc. III a.C.).

Ptolomeu

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).

Copérnico

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

> Por que ocorreu o Big Bang?

> Como ocorreu?

> Havia algo antes do Big Bang?

> Qual o destino do Universo?

(questões sem resposta) :

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 × 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.

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 (E e fica parado.

c = 0 J)

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 (E c ), porque move-se à volta do núcleo, e energia potencial eléctrica (E p ), 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 (E c positiva) com a energia potencial (E p 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 (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 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 (E p e fica num estado infinito de energia: = 0 J) 

E e = E



= E p + 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 (E c = 0 J).

Quando isto acontece, a energia do electrão é igual a zero:  E

e

= E  = E p + E c = 0 J

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

E n = - E i

i = 0   E = E radiação = E final - E inicial

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

Energia do Electrão no Átomo de Hidrogénio  A energia do electrão no nível n = 2 será:  A energia do electrão no átomo (E fora do átomo (E  ).

n ) é negativa e inferior à energia do electrão

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 rad = E i + E c = E final - E inicial

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.