físico-química a 10ºano - teste intermédio
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Não contém nomenclatura de alcanos e derivados nem ligações covalentes.TRANSCRIPT
Físico-‐Química A – Teste intermédio (3/3/2011) 10º Ano
Matéria para o teste intermédio: 1. Da estrela ao átomo 2. Na atmosfera da Terra: radiação, matéria e estrutura.
Devido às dificuldades representativas este guia não aborda a nomenclatura de alcanos e derivados nem ligações covalentes.
1. Da estrela ao átomo (breve resumo) Breve história do universo O universo foi criado há cerca de 4600 m.a. e desde então tem sofrido muitas modificações. Os primeiros cientistas a formular teorias sobre a origem do universo e a observação dos astros celestes foram os Gregos. A teoria mais aceite para a criação do universo é o Big Bang. Segundo esta teoria o universo é resultante da expansão de uma bola de matéria com o tamanho aproximado de um caroço de cereja. Esta bola estava sob muita pressão e quando se libertou deu-‐se uma grande explosão, daí o nome “Grande explosão”. Actualmente o universo está em expansão e isto é um facto aceite por todos os cientistas. A espécie humana surgiu há apenas 2 m.a.. Escalas de comprimento, temperatura e tempo no Universo Unidades básicas de comprimento como o metro e o quilómetro que utilizamos todos os dias na Terra seriam muito pouco práticas no Universo, visto que distâncias entre dois pontos relevantes no universo dariam distâncias na ordem dos 1015 Km. Assim existem três medidas criadas para facilitar estes valores: -‐ Unidade astronómica (UA) – distância da Terra ao Sol – 1,5 x 1011 m;
-‐ Ano-‐luz – distância percorrida pela luz à velocidade de 3 x 108 m/s durante um ano – 9,4 x 1015 m;
-‐ Parsec (Pc) – convenção para obter resultados mais precisos – 3,1 x 1016 m; A unidade do Sistema Internacional para a medição de temperaturas é o Kelvin, no entanto existem outras unidades. -‐ Celsius; -‐ Fahrenheit; A unidade do SI para o tempo é o s (segundo). As estrelas e as reacções nucleares Durante a vida de uma estrela ela passa por várias “fases” de acordo com o seu tamanho. O esquema seguinte mostra este processo resumidamente.
Nas estrelas dão-‐se reacções nucleares entre os núcleos de vários elementos existentes nas suas composições. Assim, de acordo com o tamanho e fase da vida de uma estrela temos vários dois tipos de reacções nucleares que ocorrem ao nível das estrelas:
-‐ Fusão – quando dois núcleos menores de unem para formar um núcleo maior. Ex.: H + H = He. -‐ Fissão – quando os núcleos dos elementos são bombardeados com neutrões e resulta a divisão desses núcleos em elementos mais pequenos. Ex.: U = Kr + Ba + n.
Espectros, radiação e energia Através da espectroscopia podemos descobrir os elementos que constituem as estrelas. A espectroscopia consiste na análise dos espectros de emissão e de absorção de um corpo. Como cada elemento possuí um espectro único, podemos analisar e comparando espectros descobrir se esse elemento existe ou não nessa estrela. Mas o que é um espectro? E que tipo de espectros existem? Um espectro consiste na reunião de todas ou apenas algumas cores por frequência ou por energia. Ex.: espectro electromagnético. Um espectro pode ser de vários tipos: -‐ Contínuo – não podemos observar interrupções no espectro; -‐ Descontínuo – podemos observar interrupções:
-‐ Absorção – indica as frequências das radiações que um elemento absorveu quando na passagem para o estado exitado; fundo colorido e riscas pretas; -‐ Emissão – indica as frequências das radiações emitidas por um elemento durante a passagem para o estado fundamental; fundo preto e riscas coloridas. (para se dar a existência deste espectro tem de primeiro existir um espectro de emissão)
O espectro electromagnético é o espectro contínuo que possuí todas as radiações emissíveis, desde a infravermelha até à UV. Efeito fotoeléctrico O famoso cientista Einstein é que descobriu como é que ocorria o efeito fotoeléctrico. O efeito fotoeléctrico consiste na incidência de partículas de luz, chamadas fotões, num metal que vão fazer ou não remover um ou mais electrões do mesmo, ionizando-‐o. Quando as partículas são suficientes e a energia da radiação é suficientes dizemos que ocorre efeito fotoeléctrico. Este fenómeno pode ser traduzido na equação:
EnergiaIncidente = EnergiaRemoção + EnergiaCinética
Considerando que a energia de remoção é característica do metal, o que Einstein veio dizer com isto foi que quanto maior a energia incidente, maior a energia cinética e o número de electrões libertados, por isso aumentando a energia incidente e a sua frequência aumentamos a quantidade de electrões libertados e a sua velocidade. Este processo é muito comum, por exemplo, nas portas automáticas dos centros comerciais, portas de garagem e até nos sensores de fumo. O átomo de Hidrogénio – Estudo de caso O número atómico do Hidrogénio é 1, logo apenas possui 1 electrão que se pode movimentar livremente nos níveis de energia. Antes de analisarmos a afirmação anterior vamos analisar o espectro do átomo de hidrogénio.
Como podemos observar na figura o espectro do Hidrogénio indica-‐nos que este elemento emite radiação a nível do Infravermelho, Visível e Ultravioleta. Mas como podemos explicar isso? Niels Bohr, um famoso físico, respondeu ao problema, enunciando que cada átomo é composto por níveis de energia onde se dispõem os electrões. Cada nível suporta apenas 2 electrões e um electrão só pode avançar para o nível seguinte se o anterior estiver totalmente preenchido. Estes níveis são chamados “órbitas”. No caso do Hidrogénio, como só tem um electrão, é natural que este fique na primeira órbita. Quando este, devido ao fornecimento de energia, passa para níveis de energia superiores, dizemos que este está no estado excitado. Para passar para o estado excitado ele tem que absorver radiação, daí é que surgem os espectros de absorção. A expressão que permite calcular a energia de ionização de cada nível (energia para que o electrão passe para o nível infinito e deixe de sofrer a atração ao núcleo) é determinada pela expressão:
E = -‐2,18 x 10-‐18/n2 J Assim podemos concluir que para ionizar o átomo de hidrogénio são necessários 2,18 x 10-‐18 J, sendo esta a energia necessária para ionizar qualquer ião no nível 1. No entanto quando um electrão é excitado ele tende a ficar instável naquele lugar, porque as camadas anteriores não estão preenchidas, logo este tende a voltar ao nível inicial (estado fundamental), quando isto acontece dá-‐se emissão de radiação, logo estamos perante os espectros de emissão. Podemos considerar que um é o negativo do outro porque a radiação emitida tem sempre a mesma
frequência que a absorvida. Assim, numa deseixitação, dependendo do nível inicial onde se encontra o electrão, as riscas vão ser em locais diferentes do espectro porque a quantidade de energia libertada também vai ser diferente. Basicamente temos três séries principais de acordo com o local do espectro e com o nível final: -‐ Lyman – UV, nível 1; -‐ Balmer – visível, nível 2; -‐ Paschen – IV, nível 3; O modelo quântico No entanto descobertas mais recentes revelaram que nem tudo era como o Sr. Bohr tinha indicado. Não existem “órbitas” fixas em relação ao núcleo, mas sim “orbitais” de probabilidades que nos dizem onde é mais provável encontrar um electrão. Surgiram três números quânticos que visam caracterizar melhor uma orbital e mais um que pretende caracterizar um electrão:
-‐ n – número quântico principal – pretende indicar o nível onde o electrão se encontra – até infinito; -‐ l – número quântico de modelo angular – designa a forma da orbital – até n-‐1; -‐ ml – número quântico magnético – indica a orientação da orbital no espaço – -‐l ... 0 ... +l; -‐ ms – número quântico spin (exclusivo do electrão) – indica o a direcção do movimento de orientação do electrão -‐ -‐1/2 ou +½;
Dependendo do l temos várias formas de orbitais designadas por letras: Número quântico de modelo angular (I) Designação da orbital 0 S – orbital esférica 1 P 2 D 3 F
Ex.: 1H: 1s1 – apenas tem um electrão que pode ser descrito pelos números quânticos (1,0,0, +½) ou (1,0,0, -‐½) 2He: 1s2 – tem dois electrões que podem ser descritos pelos números quânticos (1,0,0, +½) e (1,0,0, -‐½)
Mas vamos tentar um mais difícil: 7N: 1s2 2s2 2p3 ou 7N: 1s2 2s2 2px1 2py1 2pz1 Porque é que temos duas configurações electrónicas possíveis? Porque nós
sabemos que o P corresponde ao l = 1, logo o ml= -‐1,0,1, logo temos três subcamadas dentro desta orbital, px, py e pz de acordo com a orientação dos eixos num referencial.
Experimenta fazer estes para treinar: 10N: 9F: 12Mg:
O diagrama ao lado mostra como é que os electrões se distribuem por camadas e subcamadas. Tabela periódica dos elementos A tabela periódica está organizada em grupos e períodos, em que os grupos são as colunas e os períodos são as linhas. No mesmo grupo estão elementos que possuem o mesmo número de electrões de valência. Ex.: 11Na: 1s2 2s2 2p6 3s1 19K: 1s2 2s2 2p6 3s2 3p6 4s1
Verifica-‐se! E no mesmo período estão elementos que possuem mesmo n (número
quântico principal). Ex.: 12Mg: 1s2 2s2 2p6 3s2 13Al: 1s2 2s2 2p6 3s2 3p1 Verifica-‐se!
Assim, de acordo com os electrões de valência e camadas preenchidas podemos saber onde se localiza determinado elemento representativo. Ex.: 8O: 1s2 2s2 2p4 -‐ 6 electrões de valência – grupo 16; -‐ 2ª camada preenchida – 2º Período. Esta técnica é apenas válida para os elementos representativos!
Solução: 10N: 1s2 2s2 2p6 10N: 1s2 2s2 2p6 9F: 1s2 2s2 2p5
12Mg: 1s2 2s2 2p6 3s2
Tenta aplica-‐las nos elementos seguintes: 6C: 14Si: 16S: Raio atómico e energia de ionização O raio atómico é inverso à energia de ionização. Assim podemos considerar os seguintes esquemas:
Num ião positivo o raio atómico é menor enquanto que num negativo este é maior. 2) Na atmosfera da Terra: Radiação, Matéria e Estrutura Evolução da atmosfera Terrestre Como já deves saber a atmosfera terrestre nem sempre foi como é actualmente. No inicio era essencialmente constituída por H e He. Como o passar do tempo a atmosfera, devido às erupções vulcânicas, foi-‐se alterando passando a ser constituída também por CO2, N2, O2 entre muitos outros gases. Quando a Terra arrefeceu, deram-‐se grandes chuvas e, quando a vida primitiva começou a realizar a fotossíntese, o CO2 começou a transformar-‐se em O2. Actualmente a atomosfera é essencialmente constituída por N2 (78%), O2 (21%) e gases estáveis, nobres, raros ou inertes (1%). Toxicidade aguda e crónica Com a evolução humana, esta espécie passou também a contribuir para a poluição atmosférica. A libertação de CO2, CFC e outros tipos de produtos tóxicos faz com que a saúde humana esteja em risco. Um produto tóxico é algo que cause problemas graves a um ser vivo. Existem dois tipos de toxicidade: -‐ Aguda – provoca a morte em 24 horas em metade da população – exprime-‐se em DL50/Kg;
Solução: 6C: Grupo:14, 2ºP
14Si: Grupo 14, 3º P 16Si: Grupo 16, 3º P
-‐ Crónica – provoca perturbações nos organismos mas não a morte imediata. O tempo de exposição a produtos tóxicos influencia muito a gravidade dos resultados. Variação da temperatura, pressão e densidade na Atmosfera A atmosfera está dividida em quatro camadas: troposfera, estratosfera, mesosfera e termosfera. Observa o esquema seguinte para compreenderes a variação da temperatura com a altitude na atmosfera da Terra. Como podes ver, temos um entrelace entre descidas e subidas de temperatura. Na troposfera desce, na estratosfera sobe, na mesosfera desce e na termosfera sobe até que quando entramos no espaço desce bastante. A pressão desce com a altitude e a densidade também. O conceito de mole Mole é uma unidade do Sistema Internacional que estabelece relação entre a massa (g) e a massa molar (g/mol) de um composto. Assim uma mole, n, é igual a m/M. Dividindo a massa pela massa Molar obtemos o número de moles que existem numa substância. Avogadro em 1811 descobriu que 1 mol de qualquer substância contém 6,02 x 1023 partículas de uma determinada substância. Assim, considerando o número de moles podemos descobrir a quantidade de partículas de uma determinada substância que existe na solução multiplicando pelo número de Avogadro. No entanto Avogadro descobriu outra coisa. Uma mole de qualquer substância gasosa, nas mesmas condições de pressão e temperatura, possuí o mesmo volume. Nas condições PTN (condições normais), uma mol de um gás corresponde sempre a um volume de 22,4 dm3/mol. Densidade e volume molar A fórmula da densidade é a seguinte: p = m/v. Mas podemos avaliá-‐la de outra forma substituindo o m por massa molar, podemos substituir o v por volume molar.
p = M/Vm (sendo Vm constante nas condições PTN)
Assim vem a fórmula que:
V = kn (sendo k constante = Vm)