Espectro de emissão e absorção atômica

Espectro de emissão e absorção atômica

UNIVERSIDADE FEDERAL DO VALE DO SÃO FRANCISCO – UNIVASF

CAMPUS CIÊNCIAS AGRÁRIAS – CURSO CIÊNCIAS BIOLÓGICAS

DISCIPLINA DE FÍSICA GERAL

ESPECTRO DE EMISSÃO E DE ABSORÇÃO ATÔMICA

ALUNA CATIANE OLIVEIRA DE SOUZA

1º PERÍODO 2010.1

PROFESSOR BRAULIRO GONÇALVES

23, ABRIL DE 2010

1.INTRODUÇÃO

Esse trabalho consiste em estudar os espectros atômicos, sendo eles de emissão ou de absorção, procurando compreender suas diferenças. Saber de que forma o avanço da espectroscopia contribui para o a ciência e seus estudos. saber da importreender suas diferenças s de emissmental ou em estados excitados de energia relativamente baixa, os espectros d

Hoje se sabe que os átomos são compostos por um núcleo pesado e positivo situado no seu centro e elétrons negativos, leves e distribuídos ao redor do núcleo. Os elétrons não podem ter quantidades de energia quaisquer, mas estão obrigados a ficarem em níveis bem definidos. Desta forma, uma dada substância possui níveis de energia que são permitidos e outros que são proibidos. A radiação emitida por uma substância depende a nível atômico, entre outros fatores, da transição dos elétrons de um estado energético a outro. Como estes estados dependem da configuração de cada substância, a emissão é diferente para cada material. O conjunto da radiação emitida é chamado de espectro de emissão da substância e pode ser usado para caracterizar e determinar a composição da mesma. Esta maneira de identificar elementos é usada, por exemplo, para determinar a composição do Sol e das estrelas.

2. ESPECTROS ATÔMICOS

2.1. História:

Newton em 1666 foi o primeiro a perceber que a luz branca é uma mistura de luzes de todas as cores em proporções aproximadamente iguais. Ele demonstrou este fato fazendo a luz incidir em um prisma de vidro e observando o espectro da luz refratada.

Foi descoberto no início do século XIX que cada elemento em sua forma gasosa possui um espectro de linhas com um conjunto de comprimentos de onda que caracteriza o respectivo elemento. Os cientistas verificaram que a análise dos espectros é uma ferramenta de grande valor para a identificação dos elementos e dos compostos. Por exemplo, analisando espectros, os astrônomos identificaram mais de 100 moléculas diferentes no espaço interestelar, incluindo algumas que não existem na natureza aqui na Terra. O espectro característico de um átomo era presumivelmente relacionado com sua estrutura interna, porém as tentativas para explicar essa relação somente baseadas na mecânica clássica e no eletromagnetismo - a física resumida pelas três leis de Newton e pelas quatro equações de Maxwell - não tiveram êxito.

A primeira evidência experimental significativa sobre espectros atômicos estava contida na descoberta, feita por Fraunhofer em 1814, de uma série de linhas escuras no espectro solar (“raias de Fraunhofer”).

Em 1859, Kirchhoff e Bunsen descobriram que o espectro de emissão de um elemento, formado por uma série de freqüências bem definidas (linhas espectrais:as linhas obtidas são imagens da fenda do espectroscópio), é característico desse elemento. Assim, a emissão do vapor de sódio (obtida, por exemplo, lançando sal de cozinha na chama de um bico de Bunsen) contém duas linhas muito próximas no amarelo, responsáveis pela cor amarela da luz emitida. Os dois mesmos comprimentos de onda aparecem como linhas escuras entre as raias de Fraunhofer. Esse último fato foi interpretado como significando que as linhas escuras formam o espectro de absorção. A radiação térmica solar, que tem um espectro contínuo, é parcialmente absorvida ao atravessar a atmosfera do sol, e as linhas escuras sinalizam a presença do elemento ao qual estão associadas (sódio, por exemplo) nessa atmosfera. Essa descoberta de Kirchhoff e Bunsen serviu de base à análise da composição química das estrelas em astrofísica, através do seu espectro de absorção – em particular, permitiu identificar o desvio Doppler para o vermelho e descobrir a expansão do Universo.

2.2. ESPECTROS

Espectros é o conjunto de radiações emitidas por uma fonte de luz. O estudo dos espectros de radiações emitidas pelas estrelas permite conhecer os valores da massa, da temperaturae da composição química das estrelas:

  • Relativamente aos elementos que as constituem;

  • Identificar o elemento mais abundante em cada uma delas;

  • Relacionar o elemento mais abundante com a cor da estrela, que por sua vez está relacionada com a temperatura da estrela.

A luz brancaé uma luz policromática, ou seja, é formada por várias radiações simples que no vazio/ar se propagam todas a uma mesma velocidade (C= 3 x 108 m/s), mas ao propagar-se noutros meios essas radiações simples apresentam velocidades diferentes o que leva à decomposição da luz branca. O espectro da luz branca é constituído não só pelas radiações visíveis, como também pelas radiações infravermelhas (IV) e ultravioletas (UV).

  • A radiação infravermelhasitua-se logo a seguir ao vermelho no espectro da luz branca e é esta radiação que é responsável pelo aquecimento (efeito térmico).

  • A radiação ultravioletasitua-se a seguir ao violeta no espectro da luz branca e é responsável pelo bronze. Quando em excesso pode provocar doenças como o câncer.

2.2.1. ESPECTROS DE EMISSÃO

Os espectros que são emitidos pelas substâncias após absorver determinada radiação são divididos em espectros de emissão contínuos e descontínuos.

-ESPECTROS DE EMISSÃO CONTÍNUOS

Quando os átomos estão muito próximos e interagem fortemente, como acontece nos sólidos, líquidos e gases densos, os níveis de energia dos átomos isolados se transformam em faixas praticamente contínuas. Quando essas faixas se superpõem, o que é frequentemente, o resultado é um espectro contínuo de energias e, portanto um espectro contínuo de emissão. Em material incandescente, como o filamento de uma lâmpada, os elétrons são acelerados aleatoriamente por freqüentes colisões, o que resulta em um largo espectro de radiação térmica. A taxa com que um objeto irradia energia térmica é proporcional à quarta potência da temperatura absoluta. A radiação emitida por um objeto a temperaturas menores do que 600°c está concentrada na faixa do infravermelho e não é visível. Á medida que a temperatura aumenta, os comprimentos de onda da radiação emitida se tornam cada vez menores. Entre 600 e 700ºc, existe radiação suficiente concentrada no espectro visível para que o objeto brilhe com uma cor vermelha escura. Em temperaturas mais altas, o objeto se torna vermelho claro e depois branco. O comprimento de onda para o qual a potência da radiação é máxima varia inversamente com a temperatura, um resultado conhecido como lei de deslocamento de Wien. A radiação emitida pela superfície do sol, que está a uma temperatura de 600 K, é praticamente constante em toda faixa de comprimentos de onda da luz visível.

O espectro de emissão contínuo não apresenta qualquer risca preta, pois todos os comprimentos de onda da luz visível estão presentes.

-ESPECTROS DE EMISSÃO DESCONTÍNUOS

Quando a fonte luminosa é um gás ou uma descarga elétrica (como em um anúncio luminoso de neônio) ou quando existe um sal volátil aquecido em uma chama (quando. Por exemplo, jogamos sal de cozinha em uma fogueira), verificamos que somente linhas brilhantes paralelas e isoladas tornam-se visíveis. (Cada “linha” espectral resulta do desvio produzido pela difração e o ângulo desse desvio depende do comprimento de onda da luz que forma a imagem sobre a tela). Esse tipo de espectro é chamado de espectro de linhas – também conhecido como espectros de raias.

A origem do espectro descontínuo ou de linhas pode ser entendida de modo geral a partir de dois conceitos básicos: o conceito de fóton e o de níveis de energia de um átomo. Esses dois conceitos foram combinados pelo físico dinamarquês Niels Bohr em 1913.

A hipótese de Bohr representou uma idéia marcante decisiva para as idéias do século XX. Seu raciocínio foi parecido com o descrito a seguir. O espectro de linhas de um elemento consiste de fótons com energias específicas emitidos pelo átomo desse elemento. Durante a emissão de um fóton, a energia de um átomo varia de uma quantidade igual á energia do fóton. Portanto, imaginou Bohr, as energias de um átomo devem existir somente com certos valores específicos de sua energia interna. Cada átomo possui um conjunto possível de níveis de energia. Um átomo pode apresentar qualquer quantidade de energia pertencente a esses níveis de energia, porém ele não pode ter nenhuma energia com valor intermediário entre dois níveis de energia consecutivos. Todos os átomos isolados de um elemento possuem os mesmos níveis de energia, mas átomos de outros elementos apresentam conjuntos diferentes. Nos tubos de descarga elétrica, os átomos são excitados para níveis de energia mais elevados principalmente por meio de colisões inelásticas entre elétrons.

De acordo com Bohr, um átomo pode fazer uma transição de um nível de energia para outro mais baixo emitindo um fóton com energia igual à diferença de energia entre o nível inicial e o nível final. Sendo Ei a energia inicial do átomo antes da transição, Ef é sua energia final depois da transição e a energia do fóton é dada por:

Ei – Ef = hf = hc /λ

(energia do fóton emitido)

Um exemplo de espectro descontínuo é o espectro do átomo de hidrogênio – o átomo mais simples e de menor massa – já havia sido estudado exaustivamente por volta de 1913. Em um tubo de descarga elétrica o hidrogênio atômico emite uma série de linhas. A linha visível com maior comprimento de onda, ou menor freqüência, está na região vermelha e é chamada de linha Hα; a linha seguinte, na região entre o azul e o verde, é chamada de linha Hβ; e assim por diante.

Em 1885 o professor suíço Johanm Balmer (1825-1898) achou (pelo método de tentativas) uma fórmula que fornece os comprimentos de onda dessas linhas, hoje denominada série de Balmer na forma:

1/λ = R (1/2² - 1/n²)

onde λ é o comprimento de onda, R é uma constante chamada de constante de Rydberg e n pode ter os valores inteiros 3,4,5,... Quando λ é dado em metros, o valor de R e dado por:

R = 1,097 x 107 m1

A série de Balmer possui uma relação direta com a hipótese de Bohr sobre os níveis de energia. Usando a relação E= hc /λ, é possível determinar as energias dos fótons correspondentes aos comprimentos de onda da série de Balmer. Multiplicando a equação por hc, encontramos:

E= hc /λ = hcR (1/2² - 1/n²) = hcR/2² - hcR/n²

A série de Balmer (além de outras) sugere que o átomo de hidrogênio possui uma série de níveis de energia que chamaremos de Em dado por:

Em = hcR/n², n = 1,2,3,4, ... (níveis de energia do átomo de hidrogênio)

Outras séries espectrais para o hidrogênio foram descobertas, como a série de Lyman, Paschen, Brackett e Pfund. Seus comprimentos de onda podem ser determinados mediante fórmula semelhante ás da série de Balmer:

Série de Lyman

1/λ = R (1/1² - 1/n²), n = 2, 3, 4,...

Série de Paschen

1/λ = R (1/3² - 1/n²), n = 4, 5, 6,...

Série de Brackett

1/λ = R (1/4² - 1/n²), n = 5, 6, 7,...

Série de Pfund

1/λ = R (1/5² - 1/n²), n = 6, 7, 8,...

Assim diante dos argumentos acima citados podemos concluir que os espectros de emissão descontínuos são espectros com fundo preto e riscas coloridas (são emitidos pelos átomos de substâncias elementares, no estado gasoso e a pressão reduzida, quando sujeitos a descarga elétrica de alta voltagem). Cada risca indica um dado comprimento de onda e uma freqüência correspondente.

2.2.3. ESPECTROS DE ABSORÇÃO

Da mesma forma que um átomo emite um fóton ao passar de um estado de maior energia para um estado de menor energia, ele pode absorver um fóton e passar de um estado de menor energia para um estado de maior energia. Quando um gás é irradiado com um espectro contínuo de radiação, o espectro transmitido apresenta linhas escuras, que correspondem à absorção de certos comprimentos de onda pelos átomos do material. Os espectros de absorção dos átomos foram os primeiros espectros observados pelos pesquisadores. Como os átomos e moléculas à temperatura ambiente se encontram no estado fundamental ou em estados excitados de energia relativamente baixa, os espectros de absorção são geralmente mais simples que os espectros de emissão.

Assim, é notório que os espectros de absorção são espectros que se observam quando parte da radiação emitida por uma fonte luminosa é absorvida por determinado elemento, sendo espectros com fundo colorido e riscas pretas, que correspondem às radiações absorvidas pelo elemento. Se compararmos o espectro de emissão de um elemento com o espectro de absorção, verificamos que as radiações emitidas no espectro de emissão são as que faltam no espectro de absorção.

3. CONCLUSÃO

Nesse trabalho notou-ser a importância dos estudos de espectros, pois tudo que se sabe sobre a composição química dos astros se deve aos avanços da espectroscopia, cujas contribuições à Ciência são inúmeras.

4. REFERÊNCIAS BIBLIOGRÁFICAS

  • .Nussenzveig, Curso de Física Básica – 1ªed.

  • .Tipler, Física para Cientistas e Engenheiros -4ª ed., 2000.

  • .Young, Ótica e Física Moderna-10ª ed. 2004.

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