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Física IV
2020
Professor: Valdir Guimarães
E-mail: valdir.guimaraes@usp.br
Aula-13: Atomo de Bohr e linhas do hidrogenio
Aula
Fótons e Atomos
Radiação do corpo negro – constante de Planck
Efeito fotoelétrico – idéia dos fótons
Raio-X emissão e absorção
Espalhamento compton
Criação de pares
Espectro Atomico e níveis de energia
O núcleo atomico
O Modelo de Rutherford e de Bohr
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Espectro Atomico e níveis de energia
O núcleo atomico
O Modelo de Rutherford e de Bohr
Adicione uma
substância química no
fogo (gás)
Envie a luz através
de uma fenda fina e
depois por um
prisma
De onde vem e porque aparecem as linhas brilhantes?
A mecânica clássica não podia responder.
As linhas brilhantes
observadas
correspondem a
emissão de radiação
em comprimentos de
ondas específicos
❑ Um gás transparente aquecido produz um espectro de linhas brilhantes (linhas de
emissão).
❑ Se um espectro contínuo passar por um gás frio observamos a presença de linhas
escuras (linhas de absorção).
❑ O número e a posição destas linhas depende dos elementos químicos
aula 13 atomo Bohr, e comparação com outros modelos
aula 13 atomo Bohr, e comparação com outros modelos
Linhas (absorção) de Frauhofer do Sol
Big bang
Abundância dos elementos
Fe
Ni
Ge
Sr
Xe Ba
Pt Pb
Céu noturno a olho nu
Como cientistas veem o céu
11
Linhas das Estrelas
O
estrelas azuis, Tef=20 000 a 35 000 K, apresentam linhas de HeII
(hélio uma vez ionizado) e ultravioleta forte. (Orion, uma das Três Marias).
B estrelas branco-azuladas , Tef=15 000 K, com linhas de HeI.
A estrelas brancas, Tef=9000 K, com linhas de HI forte; Sírius e Vega
F
estrelas branco-amareladas, Tef=7000 K, com linhas de metais observadas.
Exemplos: Canopus
G
estrelas amarelas, Tef=5500 K, como o Sol, com fortes linhas de metais
e HI fraco. CaI (H e K) fortes.
K
estrelas alaranjadas, Tef=4000 K, com linhas metálicas dominantes.
Contínuo azul fraco. Exemplos: Aldebarã e Arcturus
M
estrelas vermelhas, com Tef=3000 K, com bandas moleculares (TiO) muito
fortes. Exemplos: Betelgeuse e Antares.
Classificação espectral das estrelas
https://courses.lumenlearning.com/astronomy/chapter/formation-of-spectral-lines/
❑ Como explicar essas linhas ?
❑ A Mecânica clássica não tinha nenhuma explicação
❑ Tudo indicava que a explicação deveria estar relacionada com a estrutura interna dos
átomos.
❑ Espectro discreto átomico
λ
𝐼(λ)
Raio-X
continuo
Raio-X
Linhas
características
Produção e espectro de raio-X
❑ A matéria é descontínua e
formada por partículas
indivisíveis.
A= não + Tomo = partes
= Atomo = não divísivel
Modelo atômico de Demócrito e Leucipo (400 AC)
Leucipo
(480 a.C. – 420 a.C.)
Modelo Atômico de Dalton (1803)
❑ John Dalton foi o criador da primeira teoria Atômica moderna.
❑ Propôs uma teoria, baseada em observações empíricas que explicava as leis da
conservação de massa e da composição definida.
❑ Dalton acreditava que o átomo era uma esfera maciça, homogênea, indestrutível,
indivisível e de carga elétrica neutra. Os átomos seriam semelhantes a bolinhas de
gude: maciças e esféricas.
John Dalton
(1766 – 1844)
Dimitri Mendeleev organizou uma tabela
periódica pela massa atômica.
Primeira Tabela periódica dos elementos Medeleev (1869)
Dmitri Mendeleev
(1834 – 1907)
❑ O físico inglês Joseph John Thomson, realizou experimentos
científicos com descargas elétricas de gases e com a radioatividade.
❑ Estudando os raios catódicos, descobriu o elétron e sugeriu um
modelo atômico:
❑ Segundo ele: a tendência da matéria é ficar neutra, o número de
cargas positivas teria que ser igual aa número de cargas negativas.
❑ O modelo atômico de Thomson consiste em uma esfera carrega da
positivamente e que elétrons de carga negativa ficam incrustados.
Modelo Atômico de Thompson (1898)
Modelo de Pudim de passas
Joseph J. Thompson
(1856 – 1940)
Rutherford bombardeou uma finíssima lamina de ouro (de
aproximadamente 0,0001cm) com pequenas partículas de carga
positivas, denominada partículas alfa, emitidas por um material
radioativo (Polonio).
Biografia oficial por John Campbell
www.rutherford.org.nz
livro Rutherford Scientist Supreme
Modelo Atômico de Rutherford (1911)
❑ Rutherford foi considerado um dos maiores cientistas que já existiu.
❑ Em seu obituário (ao lado de Newton).
“Poucos homens atingiram em vida a imortalidade, e menos ainda o
Olimpo. Rutherford conseguiu ambos”
❑ Iniciou a Física Nuclear.
❑ Foi conhecido como senhor radioatividade e ganhador do premio Nobel.
Ernest Rutherford
(1871 – 1937)
Figura extraída do livro Fisica-IV 14e
Young & Freedman Sears & Zemansky
Experiência de Rutherford
Experiência de Rutherford - observações
❑ Grande parte das partículas alfa atravessa a lâmina sem desviar o curso.
❑ Poucas partículas alfa (1 em 20000) não atravessam a lâmina e voltavam.
❑ Algumas partículas alfa sofriam desvios de trajetória ao atravessar a lâmina
“The scattering of a and b particles by’ Matter and the Structure of the Atom.
E. Rutherford
Philosophical Magazine, Series 6, vol. 21 (May 1911), p. 669-688
Influenciado pelo modelo atômico saturniano
de Nagaoka propoe o modelo solar.
1911 – Início da Física Nuclear
10-10 m
Átomo
Angstron
elétrons
10-15 m
Núcleo
fentometro
Experiência de Rutherford - conclusões
❑ Boa parte do átomo é vazio.
❑ No espaço vazio (eletrosfera) provavelmente estão localizados os elétrons.
❑ Deve existir no átomo uma pequena região onde esta concentrada sua massa (o núcleo).
❑ O núcleo do átomo deve ser positivo, o que provoca repulsão nas partículas alfa (positivas).
As partículas presentes no núcleo, chamadas prótons, apresentam carga
positiva. A partícula conhecida como nêutron foi isolada em 1932 por
Chadwick, embora sua existência já fosse prevista por Rutherford.
O Núcleo
10,000 vezes menor que o átomo,
99,9% do peso do átomo
da ordem de fento-metros (fm)
1fm = 10-15m
A idéia de se lançar partículas contra um alvo foi tão espetacular
que continua sendo até hoje a base para experimentos de
investigação da Física Nuclear (interior do átomo).
Rutherford - Legado
❑ Radioatividade (1904), 2nd ed. (1905)
❑ Transformações Radioativas (1906)
❑ Radiações de substâncias radioativas, com James Chadwick e CD Ellis (1919)
❑ A estrutura elétrica da matéria (1926)
❑ As transmutações artificiais dos Elementos (1933)
❑ A Nova Alquimia (1937)
Tabela periódica dos elementos
Superpesados:
Z=113 Nh Nihonium
Z=114 Fl Flerovium
Z=115 Mc Moscovium
Z=116 Lv Livermorium
Z=117 Ts Tennessine
Z=118 Og Oganesson
Henry Moseley descobriu que o número de prótons de um determinado
núcleo era sempre o mesmo e com isso reorganizou a tabela periódica.
Dezembro 2018
Tabela periódica
O modelo de Rutherford não explica as linhas observadas para alguns elementos
Espectro emissão
Espectro absorção
Voltando as linhas atomicas
aula 13 atomo Bohr, e comparação com outros modelos
28
Em 1885 Joham Balmer apresentou uma fórmula que ele havia obtido empiricamente, e
que fornecia com precisão os valores dos comprimentos de onda correspondentes as
quatro raias visíveis do hidrogênio.
Linhas do hidrogênio – serie de Balmer
Johann Jacob Balmer
(1825 – 1898)
R é uma constante
Em 1890, Rydberg generalizou esse estudo criando uma
expressão mais geral para várias séries observadas
Constante de Rydberg
Mas existem outras linhas do hidrogênio ....
aula 13 atomo Bohr, e comparação com outros modelos
aula 13 atomo Bohr, e comparação com outros modelos
Como os modelos atômicos interpretam essas equações empíricas ?
Da teoria clássica do eletromagnetismo, uma carga elétrica acelerada irradia
energia. Sua energia total deve diminuir e com isso o raio da orbita deve diminuir.
❑ Planck já tinha proposto uma mudança radical para a estrutura do átomo com
um comportamento quântico (energia discreta para explicar corpo negro).
❑ Bohr aperfeiçoou essa idéia
Problema com o modelo de Rutherford
• Níveis eletrônicos de energia discretos (quantizados)
• Momentos angulares (quantizados)
Nobel 1922
Modelo Atomico de Bohr
Niels Bohr
(1885-1962)
ℎν = 𝐸𝑖 − 𝐸𝑓
❑ Eletrons só ganham ou perdem energia transitando
entre os níveis discretos de energia
❑ Emissão e absorção de fótons
❑ As orbitas seriam dadas por momentos angulares dos
elétrons que seriam quantizados
Energia dos fótons
𝐿 = 𝑛ℎ/2π = 𝑛ℏ
Momento angular
Emissão de fótons
Absorção de fótons
aula 13 atomo Bohr, e comparação com outros modelos
❑ Diagrama de nível de energia para o átomo hipotético, mostrando as transições possíveis
para emissão a partir dos níveis excitados e para absorção a partir do nível básico.
❑ Espectro de emissão desse átomo hipotético
Diagrama de energia
❑ Como determinar os valores de energia a partir do modelo de Bohr
❑ A partir da quantização do momento angular
𝐿𝑛 = 𝑛ℎ/2π = 𝑛ℏ
𝐿𝑛 = 𝑚𝑣𝑛𝑟𝑛 = 𝑛ℏ
Momento angular quantizado
𝐹𝑒 =
1
4π𝜀0
𝑒2
𝑟𝑛
2 = 𝐹𝑐 =
𝑚𝑣𝑛
2
𝑟𝑛
𝑣𝑛 =
𝑛ℏ
𝑚𝑟𝑛
1
4π𝜀0
𝑒2
𝑟𝑛
2 =
𝑚𝑣𝑛
2
𝑟𝑛
𝑟𝑛 =
4π𝜀0ℏ2
𝑚𝑒2
𝑛2
𝑟𝑛 = 𝑎0𝑛2
𝑎0
É chamado de raio de Bohr. É o raio do átomo de hidrogênio no
seu estado de mais baixa energia, ou estado fundamental.
Raio dos átomos de Bohr
Força elétrica
Energia Potencial
Energia Cinética
Energia Total
r = raio da orbita
r
Modelo atômico clássico (Rutherford)
As energias das linhas de hidrogênio pelo modelo de Bohr
Constante de Rydberg
𝐸 =
𝑚𝑒4
4π𝜀0
2
2ℏ2
(
1
𝑛𝑓
2
−
1
𝑛𝑖
2
)
❑ Energia a partir do modelo de Bohr
Energia de transição
entre níveis
Ionização nf = infinito
𝐸𝑛 = −
𝑚𝑒4
4π𝜀0
2
2ℏ2
1
𝑛2
𝐸𝑛 = −13,60
1
𝑛2
Como determinar as energias do espectro de hidrogênio
❑ A contribuição principal do modelo de Bohr são as equações de energia e do número de
onda.
❑ O estado normal de um átomo é quando o elétron tem menor energia ou n=1 (estado
fundamental).
❑ Em uma descarga elétrica, ou algum outro processo, o átomo recebe energia devido a
colisões, etc. O elétron deve sofrer uma transição para um estado de maior energia, ou
estado excitado n>1.
❑ Obedecendo a lei natural dos sistemas físicos, o átomo tenderá a voltar ao seu estado
de menor energia (estado fundamental).
❑ Explicou os processos de excitação e desexcitação, e diagrama de nível de energia
para os átomos.
❑ Sucesso para explicar as linhas do hidrogênio
❑ Teoria de Bohr não conseguia explicar as intensidades relativas das linhas espectrais,
não conseguia explicar as linhas espectrais de átomos mais complexos.
❑ Dificuldades começaram a ser superadas na década de 20 do século passado com de
Broglie, Schroedinger, Heisenberg, Pauli, Dirac e vários outros cientistas.
Considerações sobre modelo de Bohr
aula 13 atomo Bohr, e comparação com outros modelos
Orbitais mecânica quantica
aula 13 atomo Bohr, e comparação com outros modelos
❑ Hidrogênio (1 proton)
❑ neutron deuteron 2H
❑ 2 neutrons triton 3H
❑ Lítio (3 protons)
❑ usualmente 3 or 4 neutrons
(6Li, 7Li)
❑ Mas também existe com
❑ 5, 6 e 8 neutrons (8Li, 9Li, 11Li)
❑ Mas não com 2 ou 7. Porque ?
Isótopos Mesmo número atômico (protons) mas
diferente número de neutrons
Massa Total = neutrons + protons
Isotopos
49
Drip-line de prótons
Drip-line de neutrons
(núcleos instáveis por
decaimento de neutrons)
Z: no. de prótons
(no. atômico)
N: no. de nêutrons
A: no. de massa A=Z+N
AX ou XA
Carta de nuclideos – núcleos leves
50
Z=50
Carta de nuclídeos
Linha N=Z
Linha de
estabilidade
300 núcleos estáveis
3000 núcleos instáveis
(radioativos)
Superpesados
Z=50
Núcleos radioativos
Núcleos radioativos
Carta de nuclídeos
Asymptotic Giant Branch
Red giant Star
Supermassive stars
Origem dos elementos no Universo
52
Mass known
Half-life known
nothing known
s process
stellar burning
Big Bang
p process
H(1)
Fe (26)
Sn (50)
Pb (82)
Tabela de nuclídeos e a Astrofísica
@AGB estrelas gigantes
@ supernova
@nova
@X-ray Burst
@estrelas pequenas
@Big Bang Inhomogeneus
s-process:
captura lenta de neutrons
r-process:
captura rápida de neutrons (explosiva)
p-process:
captura lenta de prótons
rp-process:
captura rápida de prótons (explosiva)
300 núcleos estáveis
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aula 13 atomo Bohr, e comparação com outros modelos

  • 1. Física IV 2020 Professor: Valdir Guimarães E-mail: valdir.guimaraes@usp.br Aula-13: Atomo de Bohr e linhas do hidrogenio
  • 2. Aula Fótons e Atomos Radiação do corpo negro – constante de Planck Efeito fotoelétrico – idéia dos fótons Raio-X emissão e absorção Espalhamento compton Criação de pares Espectro Atomico e níveis de energia O núcleo atomico O Modelo de Rutherford e de Bohr Aula Fótons e Atomos Radiação do corpo negro – constante de Planck Efeito fotoelétrico – idéia dos fótons Raio-X emissão e absorção Espalhamento compton Criação de pares Espectro Atomico e níveis de energia O núcleo atomico O Modelo de Rutherford e de Bohr
  • 3. Adicione uma substância química no fogo (gás) Envie a luz através de uma fenda fina e depois por um prisma De onde vem e porque aparecem as linhas brilhantes? A mecânica clássica não podia responder. As linhas brilhantes observadas correspondem a emissão de radiação em comprimentos de ondas específicos
  • 4. ❑ Um gás transparente aquecido produz um espectro de linhas brilhantes (linhas de emissão). ❑ Se um espectro contínuo passar por um gás frio observamos a presença de linhas escuras (linhas de absorção). ❑ O número e a posição destas linhas depende dos elementos químicos
  • 7. Linhas (absorção) de Frauhofer do Sol
  • 8. Big bang Abundância dos elementos Fe Ni Ge Sr Xe Ba Pt Pb
  • 9. Céu noturno a olho nu
  • 12. O estrelas azuis, Tef=20 000 a 35 000 K, apresentam linhas de HeII (hélio uma vez ionizado) e ultravioleta forte. (Orion, uma das Três Marias). B estrelas branco-azuladas , Tef=15 000 K, com linhas de HeI. A estrelas brancas, Tef=9000 K, com linhas de HI forte; Sírius e Vega F estrelas branco-amareladas, Tef=7000 K, com linhas de metais observadas. Exemplos: Canopus G estrelas amarelas, Tef=5500 K, como o Sol, com fortes linhas de metais e HI fraco. CaI (H e K) fortes. K estrelas alaranjadas, Tef=4000 K, com linhas metálicas dominantes. Contínuo azul fraco. Exemplos: Aldebarã e Arcturus M estrelas vermelhas, com Tef=3000 K, com bandas moleculares (TiO) muito fortes. Exemplos: Betelgeuse e Antares. Classificação espectral das estrelas
  • 13. https://courses.lumenlearning.com/astronomy/chapter/formation-of-spectral-lines/ ❑ Como explicar essas linhas ? ❑ A Mecânica clássica não tinha nenhuma explicação ❑ Tudo indicava que a explicação deveria estar relacionada com a estrutura interna dos átomos. ❑ Espectro discreto átomico
  • 15. ❑ A matéria é descontínua e formada por partículas indivisíveis. A= não + Tomo = partes = Atomo = não divísivel Modelo atômico de Demócrito e Leucipo (400 AC) Leucipo (480 a.C. – 420 a.C.)
  • 16. Modelo Atômico de Dalton (1803) ❑ John Dalton foi o criador da primeira teoria Atômica moderna. ❑ Propôs uma teoria, baseada em observações empíricas que explicava as leis da conservação de massa e da composição definida. ❑ Dalton acreditava que o átomo era uma esfera maciça, homogênea, indestrutível, indivisível e de carga elétrica neutra. Os átomos seriam semelhantes a bolinhas de gude: maciças e esféricas. John Dalton (1766 – 1844)
  • 17. Dimitri Mendeleev organizou uma tabela periódica pela massa atômica. Primeira Tabela periódica dos elementos Medeleev (1869) Dmitri Mendeleev (1834 – 1907)
  • 18. ❑ O físico inglês Joseph John Thomson, realizou experimentos científicos com descargas elétricas de gases e com a radioatividade. ❑ Estudando os raios catódicos, descobriu o elétron e sugeriu um modelo atômico: ❑ Segundo ele: a tendência da matéria é ficar neutra, o número de cargas positivas teria que ser igual aa número de cargas negativas. ❑ O modelo atômico de Thomson consiste em uma esfera carrega da positivamente e que elétrons de carga negativa ficam incrustados. Modelo Atômico de Thompson (1898) Modelo de Pudim de passas Joseph J. Thompson (1856 – 1940)
  • 19. Rutherford bombardeou uma finíssima lamina de ouro (de aproximadamente 0,0001cm) com pequenas partículas de carga positivas, denominada partículas alfa, emitidas por um material radioativo (Polonio). Biografia oficial por John Campbell www.rutherford.org.nz livro Rutherford Scientist Supreme Modelo Atômico de Rutherford (1911) ❑ Rutherford foi considerado um dos maiores cientistas que já existiu. ❑ Em seu obituário (ao lado de Newton). “Poucos homens atingiram em vida a imortalidade, e menos ainda o Olimpo. Rutherford conseguiu ambos” ❑ Iniciou a Física Nuclear. ❑ Foi conhecido como senhor radioatividade e ganhador do premio Nobel. Ernest Rutherford (1871 – 1937)
  • 20. Figura extraída do livro Fisica-IV 14e Young & Freedman Sears & Zemansky Experiência de Rutherford
  • 21. Experiência de Rutherford - observações ❑ Grande parte das partículas alfa atravessa a lâmina sem desviar o curso. ❑ Poucas partículas alfa (1 em 20000) não atravessam a lâmina e voltavam. ❑ Algumas partículas alfa sofriam desvios de trajetória ao atravessar a lâmina
  • 22. “The scattering of a and b particles by’ Matter and the Structure of the Atom. E. Rutherford Philosophical Magazine, Series 6, vol. 21 (May 1911), p. 669-688 Influenciado pelo modelo atômico saturniano de Nagaoka propoe o modelo solar. 1911 – Início da Física Nuclear 10-10 m Átomo Angstron elétrons 10-15 m Núcleo fentometro
  • 23. Experiência de Rutherford - conclusões ❑ Boa parte do átomo é vazio. ❑ No espaço vazio (eletrosfera) provavelmente estão localizados os elétrons. ❑ Deve existir no átomo uma pequena região onde esta concentrada sua massa (o núcleo). ❑ O núcleo do átomo deve ser positivo, o que provoca repulsão nas partículas alfa (positivas). As partículas presentes no núcleo, chamadas prótons, apresentam carga positiva. A partícula conhecida como nêutron foi isolada em 1932 por Chadwick, embora sua existência já fosse prevista por Rutherford. O Núcleo 10,000 vezes menor que o átomo, 99,9% do peso do átomo da ordem de fento-metros (fm) 1fm = 10-15m
  • 24. A idéia de se lançar partículas contra um alvo foi tão espetacular que continua sendo até hoje a base para experimentos de investigação da Física Nuclear (interior do átomo). Rutherford - Legado ❑ Radioatividade (1904), 2nd ed. (1905) ❑ Transformações Radioativas (1906) ❑ Radiações de substâncias radioativas, com James Chadwick e CD Ellis (1919) ❑ A estrutura elétrica da matéria (1926) ❑ As transmutações artificiais dos Elementos (1933) ❑ A Nova Alquimia (1937)
  • 25. Tabela periódica dos elementos Superpesados: Z=113 Nh Nihonium Z=114 Fl Flerovium Z=115 Mc Moscovium Z=116 Lv Livermorium Z=117 Ts Tennessine Z=118 Og Oganesson Henry Moseley descobriu que o número de prótons de um determinado núcleo era sempre o mesmo e com isso reorganizou a tabela periódica. Dezembro 2018 Tabela periódica
  • 26. O modelo de Rutherford não explica as linhas observadas para alguns elementos Espectro emissão Espectro absorção Voltando as linhas atomicas
  • 28. 28 Em 1885 Joham Balmer apresentou uma fórmula que ele havia obtido empiricamente, e que fornecia com precisão os valores dos comprimentos de onda correspondentes as quatro raias visíveis do hidrogênio. Linhas do hidrogênio – serie de Balmer Johann Jacob Balmer (1825 – 1898) R é uma constante
  • 29. Em 1890, Rydberg generalizou esse estudo criando uma expressão mais geral para várias séries observadas Constante de Rydberg Mas existem outras linhas do hidrogênio ....
  • 32. Como os modelos atômicos interpretam essas equações empíricas ?
  • 33. Da teoria clássica do eletromagnetismo, uma carga elétrica acelerada irradia energia. Sua energia total deve diminuir e com isso o raio da orbita deve diminuir. ❑ Planck já tinha proposto uma mudança radical para a estrutura do átomo com um comportamento quântico (energia discreta para explicar corpo negro). ❑ Bohr aperfeiçoou essa idéia Problema com o modelo de Rutherford
  • 34. • Níveis eletrônicos de energia discretos (quantizados) • Momentos angulares (quantizados) Nobel 1922 Modelo Atomico de Bohr Niels Bohr (1885-1962) ℎν = 𝐸𝑖 − 𝐸𝑓 ❑ Eletrons só ganham ou perdem energia transitando entre os níveis discretos de energia ❑ Emissão e absorção de fótons ❑ As orbitas seriam dadas por momentos angulares dos elétrons que seriam quantizados Energia dos fótons 𝐿 = 𝑛ℎ/2π = 𝑛ℏ Momento angular
  • 37. ❑ Diagrama de nível de energia para o átomo hipotético, mostrando as transições possíveis para emissão a partir dos níveis excitados e para absorção a partir do nível básico. ❑ Espectro de emissão desse átomo hipotético Diagrama de energia
  • 38. ❑ Como determinar os valores de energia a partir do modelo de Bohr ❑ A partir da quantização do momento angular 𝐿𝑛 = 𝑛ℎ/2π = 𝑛ℏ 𝐿𝑛 = 𝑚𝑣𝑛𝑟𝑛 = 𝑛ℏ Momento angular quantizado
  • 39. 𝐹𝑒 = 1 4π𝜀0 𝑒2 𝑟𝑛 2 = 𝐹𝑐 = 𝑚𝑣𝑛 2 𝑟𝑛 𝑣𝑛 = 𝑛ℏ 𝑚𝑟𝑛 1 4π𝜀0 𝑒2 𝑟𝑛 2 = 𝑚𝑣𝑛 2 𝑟𝑛 𝑟𝑛 = 4π𝜀0ℏ2 𝑚𝑒2 𝑛2 𝑟𝑛 = 𝑎0𝑛2 𝑎0 É chamado de raio de Bohr. É o raio do átomo de hidrogênio no seu estado de mais baixa energia, ou estado fundamental. Raio dos átomos de Bohr
  • 40. Força elétrica Energia Potencial Energia Cinética Energia Total r = raio da orbita r Modelo atômico clássico (Rutherford)
  • 41. As energias das linhas de hidrogênio pelo modelo de Bohr
  • 43. 𝐸 = 𝑚𝑒4 4π𝜀0 2 2ℏ2 ( 1 𝑛𝑓 2 − 1 𝑛𝑖 2 ) ❑ Energia a partir do modelo de Bohr Energia de transição entre níveis Ionização nf = infinito 𝐸𝑛 = − 𝑚𝑒4 4π𝜀0 2 2ℏ2 1 𝑛2 𝐸𝑛 = −13,60 1 𝑛2 Como determinar as energias do espectro de hidrogênio
  • 44. ❑ A contribuição principal do modelo de Bohr são as equações de energia e do número de onda. ❑ O estado normal de um átomo é quando o elétron tem menor energia ou n=1 (estado fundamental). ❑ Em uma descarga elétrica, ou algum outro processo, o átomo recebe energia devido a colisões, etc. O elétron deve sofrer uma transição para um estado de maior energia, ou estado excitado n>1. ❑ Obedecendo a lei natural dos sistemas físicos, o átomo tenderá a voltar ao seu estado de menor energia (estado fundamental). ❑ Explicou os processos de excitação e desexcitação, e diagrama de nível de energia para os átomos. ❑ Sucesso para explicar as linhas do hidrogênio ❑ Teoria de Bohr não conseguia explicar as intensidades relativas das linhas espectrais, não conseguia explicar as linhas espectrais de átomos mais complexos. ❑ Dificuldades começaram a ser superadas na década de 20 do século passado com de Broglie, Schroedinger, Heisenberg, Pauli, Dirac e vários outros cientistas. Considerações sobre modelo de Bohr
  • 48. ❑ Hidrogênio (1 proton) ❑ neutron deuteron 2H ❑ 2 neutrons triton 3H ❑ Lítio (3 protons) ❑ usualmente 3 or 4 neutrons (6Li, 7Li) ❑ Mas também existe com ❑ 5, 6 e 8 neutrons (8Li, 9Li, 11Li) ❑ Mas não com 2 ou 7. Porque ? Isótopos Mesmo número atômico (protons) mas diferente número de neutrons Massa Total = neutrons + protons Isotopos
  • 49. 49 Drip-line de prótons Drip-line de neutrons (núcleos instáveis por decaimento de neutrons) Z: no. de prótons (no. atômico) N: no. de nêutrons A: no. de massa A=Z+N AX ou XA Carta de nuclideos – núcleos leves
  • 51. Linha N=Z Linha de estabilidade 300 núcleos estáveis 3000 núcleos instáveis (radioativos) Superpesados Z=50 Núcleos radioativos Núcleos radioativos Carta de nuclídeos
  • 52. Asymptotic Giant Branch Red giant Star Supermassive stars Origem dos elementos no Universo 52
  • 53. Mass known Half-life known nothing known s process stellar burning Big Bang p process H(1) Fe (26) Sn (50) Pb (82) Tabela de nuclídeos e a Astrofísica @AGB estrelas gigantes @ supernova @nova @X-ray Burst @estrelas pequenas @Big Bang Inhomogeneus s-process: captura lenta de neutrons r-process: captura rápida de neutrons (explosiva) p-process: captura lenta de prótons rp-process: captura rápida de prótons (explosiva) 300 núcleos estáveis 3000 núcleos radioativos