Qumica 10Unidade 1 Das Estrelas ao tomo 1.0 Ver o UniversoO Universo foi formado h cerca de 15 mil milhes de anos e a teoria mais aceite e baseada em maior nmero de factos comprovados para a formao deste, a Teoria do Big Bang.Nos primeiros momentos, num Universo muito quente e recente, pensa-se que se tenham formado, a partir da energia inicial, as partculas elementares - quarks, electres e neutrinos, que so partculas sem carga e praticamente sem massa que abundam no Universo. Ao fim de um milionsimo de segundo, os quarks juntaram-se para formar os protes e os neutres. Quando o Universo tinha 100 segundos, formaram-se os ncleos atmicos (com protes e neutres) de dois dos elementos mais abundantes no Universo: o hidrognio e o hlio. Durante os primeiros 300 mil anos que se seguiram ao Big Bang, o Universo foi uma fervilhante e quente nvoa opaca de plasma e energia. S quando o Universo atingiu uma temperatura de 2727 C, 300 mil anos depois do Big Bang, que foi possvel a formao de tomos eletricamente neutros, pois os eletres foram atrados para o ncleo do hidrognio e do hlio. Foi tambm nesta poca que se criou a luz que conhecemos como radiao csmica de fundo.1.1 Arquitetura do Universo:As trs grandes provas que os cientistas usam a favor do Big Bang so: A existncia da radiao csmica de microondas - usando telescpios, observa-se uma radiao de fundo que igual para onde quer que se olhe, que no proveniente de nenhuma estrela ou galxia particular mas sim da diferena de energia entre os eletres separados e os eletres ligados ao ncleo dos tomos de hidrognio. Esta radiao libertou-se quando os primeiros tomos apareceram, e podemos consider-la como um fssil que ficou do tempo da formao dos primeiros tomos. A abundncia dos elementos qumicos leves no Universo - a abundncia relativa dos elementos do Universo, observada por mtodos cada vez mais precisos, nomeadamente no que diz respeito aos elementos mais leves, esto de acordo com os valores calculados a partir da teoria do Big Bang. O Afastamento das Galxias a fora gravtica entre as galxias atrativa, e no entanto, a maioria das galxias esto a afastar-se umas das outras. Conclumos que o Universo est em expanso a partir de uma prodigiosa concentrao inicial de energia. Existem trs teorias que propem um destino para o Universo: Teoria do Universo Oscilante ou Pulstil verificar-se- um retardamento progressivo da expanso at situao extrema de se inverter o sentido do movimento das galxias, que passaro a aproximar-se. Iniciar-se-, ento, uma contrao do Universo, que culminar com um esmagamento a que os cientistas chamam Big Crunch, a que poder seguir-se um novo Big Bang, recomeando tudo de novo.

Teoria do Estado Estacionrio defende que a expanso se produz porque se cria constantemente nova matria. Enquanto as galxias se afastam umas das outras, formam-se novas galxias nos intervalos, a partir de nova matria em formao contnua, taxa exigida para compensar a diluio provocada pela expanso

Teoria da Expanso Permanente defende que o Universo expandir-se- para sempre, com as galxias a afastarem-se continuamente umas das outras.

1.1.1 Escalas de Distncia, tempo e temperaturaEscalas de Distncia:O metro a unidade S.I. de distncia, mas, para facilitar as medies, criaram-se submltiplos do metro e outras unidades de medida, maiores, utilizadas para medir distncias no Universo.UnidadeNotaoValor em metros (m)

Fentmetrofm1 10

Picmetropm1 10

Nanmetronm1 10

Micrmetrom1 10

MilmetroMm1 10

CentmetroCm1 10

Decmetrodm1 10

Metrom1 10

Decmetrodam1 10

Hectmetrohm1 10

Quilmetrokm1 10

Unidade AstronmicaUA1,496 10

Ano-luza.l.9,5 10

Parsecpc3,086 10

Escalas de TemperaturaA unidade SI para medir temperaturas o Kelvin, no entanto a mais utilizada para o efeito o grau Celsius. Um intervalo de temperatura de 1C equivalente a 1K, mas as duas escalas usam zeros diferentes: o 0C corresponde ao ponto de fuso da gua, enquanto o 0K corresponde ao zero absoluto, ou seja, a temperatura mais fria que se conhece atualmente (equivale a -273,15C). Nos Estados Unidos usa-se uma outra unidade de temperatura, chamada grau Fahrenheit (F).TK = TC + 273,15TF = TC X 1.1.2 Dos tomos s estrelas: Formao dos primeiros elementos qumicosTodos os elementos qumicos existentes no Universo foram originados logo aps o Big Bang ou no interior das estrelas, atravs de reaes nucleares, que so reaes que envolvem ncleos, protes e neutres. As reaes nucleares descrevem a converso de ncleos atmicos envolvendo rearranjo de protes e neutres e transformam elementos qumicos noutros diferentes. H dois tipos de reaes nucleares: Fuso nuclear: quando pequenos ncleos se juntam, produzindo ncleos atmicos com maior massa. Estas reaes necessitam de uma grande quantidade de energia inicial s se iniciando, portanto, a temperaturas muito elevadas (nas estrelas) Fisso ou ciso nuclear: quando ncleos muito pesados se dividem, originando ncleos mais pequenos. Estas reaes do-se nas centrais nucleares e serviram de base bomba atmica. Os neutres libertados nestas reaes bombardeiam outros ncleos, mantendo a reao em cadeia. Escrita da equao nas reaes nucleares:

Nas reaes nucleares, a soma dos nmeros de massa das partculas reagentes tem de ser igual soma dos nmeros de massa das partculas dos produtos e a soma dos nmeros atmicos das partculas reagentes tem de ser igual soma dos nmeros atmicos das partculas dos produtosNucleossnteseA Nucleossntese o processo pelo qual foram formados os elementos qumicos. Existem 3 formas de Nucleossntese: Nucleossntese Primordial: conjunto de reaes termonucleares que ocorreram no Universo primordial e que foram responsveis pela criao dos elementos leves no Universo. Foi a primeira sntese de elementos e ocorreu imediatamente aps o Big Bang. Os ncleos atmicos formados na Nucleossntese primordial foram os ncleos de prtio, deutrio, trtio, hlio-3, hlio-4, ltio-7 e berlio-7. Nucleossntese estelar: conjunto de reaes termonucleares que ocorrem na regio central das estrelas e que so responsveis pela transformao dos elementos qumicos. Hidrognio Hlio

Nucleossntese interestelar: raios csmicos, protes e/ou eletres de grande energia cintica, provenientes de supernovas e outros fenmenos csmicos, colidem com elementos existentes no espao interestelar, dividindo e originando elementos leves, inexistentes na Nucleossntese primordial e na Nucleossntese estelas, o ltio-6, o berlio e o boro, completando a formao dos elementos qumicos.Como que as estrelas se mantm vivas? Devido gravidade a matria estelar comprimida ao mximo. Para contrariar este esmagamento surgem as reaes de fuso nuclear que libertam imensa energia. As estrelas mantm este equilbrio durante milhes de anos.Evoluo das Estrelas:Todas as estrelas se formam a partir da contrao e consequente aquecimento de uma nuvem de gases e poeiras as nebulosas. Enquanto a estrela tem combustvel (hidrognio), permanece estvel, realizando reaes nucleares. Assim que o hidrognio se esgota, a estrela transforma-se numa Gigante Vermelha (M 8 Msol) ou numa Supergigante Vermelha (M 8 Msol). A partir da a estrela pode seguir 2 caminhos:1. Se M 8 Msol: Quando o hidrognio se esgota, a estrela transforma-se numa Gigante Vermelha. A, ocorre a fuso de hlio em carbono-12 e algum oxignio. No estado final, a estrela torna-se muito instvel, ejetando as suas camadas externas para o espao interestelar. No caso do Sol, este dilatar-se- at chegar alm da rbita de Marte. Torna-se numa nebulosa planetria. No seu centro fica o resduo estelar, onde j no ocorrem reaes nucleares uma An Branca. A luz da An Branca diminuir pouco a pouco at a estrela se tornar numa An Castanha.2. Se M 8 Msol: No corao da estrela vo-se esgotando os sucessivos combustveis nucleares: Hidrognio, Hlio, Azoto, Non, Carbono, Oxignio, Mgnsio, Silicio, Enxofre e Ferro, tornando-se numa Supergigante Vermelha. A supergigante vermelha expande-se e entra em exploso, tornando-se numa supernova e lanando a maior parte do material para o espao, numa violenta exploso. So produzidos os elementos mais pesados, desde o ferro ao urnio. A Supernova pode evoluir para: Estrela de Neutres O corao da estrela agora um cadver estelar muitssimo denso, constitudo maioritariamente por neutres. Buraco Negro Devido sua extrema densidade e no havendo nada que trave a contrao gravitacional, o resduo estelar transforma-se num buraco negro que engole tudo sua volta.1.2 Radiao, Energia e Espectros:O estudo da luz visvel e no visvel emitida pelas estrelas permite aos astrnomos conhecer a distncia a que as estrelas se encontram, a sua massa, temperatura e composio qumica. A espectroscopia uma tcnica que recorre disperso da luz, produzindo um espectro, para permitir a sua anlise.O espectro eletromagntico o espectro total da luz e constitudo por vrias radiaes eletromagnticas

Todos os espetros so caracterizados por: Periodo (T) tempo de um ciclo completo. Unidade SI segundo Frequncia (f) nmero de ciclos por unidade de tempo. Unidade SI hertz Hz Comprimento de Onda () distncia entre 2 pontos em idnticas condies. Unidade SI metro

A radiao electromagntica formada por partculas chamadas fotes. Cada foto transporta uma frao muito pequena da energia total da radiao. A energia de um foto depende do tipo de radiao a que pertence. A energia de um foto depende da frequncia de radiao.Efoto= h.fEradiao= n.Efotoh constante de planck 6,6 x 10-34 J.sn n de fotes que constituem a radiao (intensidade)Tipos de espectros:AbsoroEmissoDescontinuosContinuosEspectros

Espectro de Emisso Contnuo aquele que mostra uma gama variada e ininterrupta de cores (no se nota quando acaba uma cor e comea a outra) Espectros Descontnuos: Espectro de Emisso Descontnuo ou de Riscas: quando os tomos de substncias elementares, no estado gasoso a presso reduzida, so sujeitos a descargas eltricas intensas, emitem imediatamente o excesso de energia sob a forma de radiao que pode ser observada na zona do visvel. Observando essas radiaes com um espectroscpio, vem-se espectros de emisso descontnuos, formados por um conjunto de riscas coloridas sobre um fundo negro. Espectro de Absoro Descontnuo ou de Riscas: quando os tomos de um determinado elemento se interpem no caminho da luz branca, algumas radiaes so absorvidas por esses tomos. No espectro da luz branca vo faltar essas radiaes absorvidas, ficando no seu lugar ricas pretas, que so falhas de luz.Os espectros de absoro e de emisso para um elemento qumico so complementares, ou seja, as riscas de emisso surgem nas mesmas posies que as riscas de absoro (o elemento absorve as mesmas radiaes que capaz de emitir). Assim, se juntarmos o espectro de absoro e de emisso de um mesmo elemento qumico obtemos um espectro contnuo.Efeito FotoeltricoAo fornecer energia suficiente a um tomo ou molcula, o eletro pode abandonar o tomo ou a molcula, deixando praticamente de estar sob a atrao do ncleo ou ncleos. Neste caso, d-se a remoo eletrnica. Normalmente, a energia da radiao incidente superior energia de remoo, pelo que o eletro emitido com uma certa energia cintica. Ento:

Einc energia de um foto da raciao incidente no metal Er energia de remoo de um eletro do metal (J/e) Ec energia cintica do eletro removidoAssim: Se Eincidente Eremoo - No h efeito fotoelctrico Se Eincidente > Eremoo - O electro arrancado com energia cintica Se Eincidente = Eremoo - O electro arrancado sem energia cintica1.3 - O tomo de Hidrognio e estrutura qumica O elemento hidrognio tem um espectro de emisso descontnuo ou de riscas porque os eletres s podem estar em nveis especficos de energia, ou seja, s assumem nveis de energia com valores inteiros (1,2,3...).No tomo de Hidrognio, o eletro pode apresentar valores de energia que correspondem a patamares energticos denominados nveis de energia. Como s alguns estados de energia so permitidos para o eletro no tomo dizemos que a energia est quantificada e o eletro s se pode encontrar em dados estados os estados estacionrios de energia.Quando um eletro absorve uma quantidade exata de energia, este transita para um nvel superior sofre excitao. Quando um eletro transita para um nvel inferior, ento emite energia sofre desexcitao. Assim, as sadas dos eletres das rbitas s so permitidas por absoro ou emisso de certas quantidades de energia a energia est quantificada.O estado estacionrio de menor energia (n=1), corresponde ao nvel mais estvel e designa-se por estado fundamental.Os estados estacionrios de energia superiores ao fundamental designam-se por estados excitados (n>1).As energias possveis para o eletro no tomo de hidrognio so dadas por: Quando o eletro, em repouso, est fora da ao do ncleo, a sua energia considera-se nula, E=0. A energia absorvida pelo eletro vai depender das energias correspondentes aos nveis energticos do tomo.

Se o eletro absorveu energiaSe o eletro perdeu energia, ou seja, emitiu radiaoEspectro de emisso de riscas do tomo de Hidrognio

Cada risca do espectro deve-se ao salto do eletro de um nvel de energia para outro de menor energia, com emisso de radiao. As riscas desse espectro agrupam-se em sries. H um conjunto de riscas na zona do ultravioleta, uma srie na zona do visvel e outras sries na zona do infravermelho.Quando o eletro passa de um nvel de energia superior para o nvel de energia fundamental, emite radiao ultravioleta srie de Lyman.Quando o eletro passa de um nvel superior para o nvel 2, emite radiao visvel srie de Balmer.Por fim, quando o eletro passa de um nvel superior de energia para 3n, emite radiao infravermelha srie de Paschen (existem tambm outras duas sries que no so aprofundadas a nvel do 10 ano).

Nmeros QunticosPara caracterizar orbitais atmicas so necessrios trs nmeros qunticos: Nmero quntico principal (n) relacionado com a energia e tamanho da orbital. Pode assumir valores inteiros positivos. As orbitais com o mesmo n pertencem ao mesmo nvel de energia. Nmero quntico secundrio ou azimutal (l) relacionado com a forma e energia da orbital. Assume todos os nmeros inteiros de 0 at n1. [0; n 1]

Nmero quntico magntico (ml) Relacionado com a orientao da orbital. Assume todos os nmeros inteiros de l a +l.Para casa n existem n2 orbitais e cada orbital pode ter 2 eletres. Cada eletro definido por quatro nmeros os trs nmeros que definem a orbital e um quarto chamado nmero quntico de spin (ms)Quanto maior for o nmero quntico principal, maior a energia da orbital. Num tomo polieletrnico, para o mesmo n, quanto maior o n quntico secundrio, maior a energia da orbital. Se as orbitais tm o mesmo nmero quntico principal e secundrio, tm a mesmo energia.Os eletres so distribudos por orbitais de acordo com os seguintes princpios: Princpio da energia mnima os eletres no estado fundamental distribuem-se de forma a que o tomo fique com o menor valor de energia. Princpio da excluso de Pauli num tomo no pode haver dois eletres no mesmo estado quntico, ou seja, com o mesmo conjunto dos quatro nmeros qunticos. Como o nmero quntico de spin s pode admitir dois valores, em cada orbital no pode haver mais do que dois eletres. Regra de Hund para as orbitais com a mesma energia (orbitais degeneradas), ou seja, os mesmos valores de n e l, procede-se distribuio de um eletro por cada uma das orbitais e s depois se passa ao seu preenchimento.Para procedermos corretamente ordenao das orbitais por ordem crescente de energia, devemos seguir a seguinte ordem:

1.4 Tabela Peridica Os elementos esto por ordem crescente de nmero atmico (da esquerda para a direita) Os elementos do mesmo grupo tm propriedades qumicas semelhantes (exceto o Hidrognio) Perodos a Tabela Peridica possui 7 perodos numerados de 1 a 7. Os elementos do mesmo perodo possuem o mesmo nmero de nveis de energia ocupados. O nmero de nveis de energia/ nmero quntico do nvel mais perifrico igual ao nmero do perodo da Tabela Peridica a que o elemento pertence. Grupos a Tabela Peridica possui 18 grupos numerados de 1 a 18. Os elementos do mesmo grupo possuem igual nmero de eletres de valncia, distribudos por orbitais do mesmo tipo e tm propriedades qumicas semelhantes. O nmero de eletres de valncia igual ao algarismo das unidades do nmero do grupo da Tabela Peridica a que o elemento pertence. Grupo 1 Metais Alcalinos:As suas configuraes electrnicas terminam todas em ns1 e todos eles tm um nico eletro de valncia numa orbital s, que perdem facilmente originando ies monopositivos.Propriedades fsicas: Slidos temperatura ambiente, moles e maleveis e excelentes condutores do calor e da eletricidadePropriedades qumicas: Expostos ao ar oxidam-se rapidamente (s as superfcies recm-formadas apresentam brilho metlico), tm que se guardar ao abrigo do ar, em petrleo ou tolueno ou numa atmosfera inerte e reagem fortemente com a gua, libertando hidrognio e formando hidrxidos em soluo aquosa (solues bsicas ou alcalinas)A reatividade dos metais alcalinos aumenta ao longo do grupo, porque aumenta o nmero de nveis, logo o eletro de valncia vai ficando cada vez mais longe do ncleo. Grupo 2 Metais Alcalinos-terrosos:As suas configuraes electrnicas terminam todas em ns2 e todos eles tm dois eletres de valncia numa orbital s, que perdem facilmente formando ies dipositivosPropriedades Fsicas: So slidos temperatura ambiente, moles e maleveis e excelentes condutores do calor e da eletricidadePropriedade Qumicas: Expostos ao ar oxidam-se rapidamente (s as superfcies recm-formadas apresentam brilho metlico), reagem com a gua formando hidrxidos (menos bsicos que os do grupo 1).A reatividade aumenta ao longo do grupo e reagem de forma semelhante aos metais alcalinos, mas com menor intensidade. Grupo 17 Halogneos:As suas configuraes electrnicas terminam todas em ns2 np5 e todos eles tm sete eletres de valncia em orbitais s e p, atraindo facilmente mais um, criando ies mononegativos.A reatividade diminui ao longo do grupo porque, aumentando o nmero de nveis, a atrao do ncleo sobre o eletro a captar torna-se cada vez menor Grupo 18 Gases Nobres:As suas configuraes electrnicas terminam todas em ns2 np6 e todos eles tm oito eletres de valncia em orbitais s e p, exceto o Hlio, que tem dois.Os gases nobres so quimicamente inertes, ou seja, quase nunca reagemDe acordo com o tipo de orbitais em preenchimento ou acabadas de preencher, a Tabela Peridica pode ser dividida em quatro grandes blocos: s, p, d, f: Os elementos do grupo 1 e 2 pertencem ao bloco s, porque apresentam apenas uma orbital de valncia do tipo s. Os elementos do grupo 13 ao 18 pertencem ao bloco p (excepto o Hlio, que pertence ao bloco s), porque apresentam a orbital de valncia do tipo s preenchida e as orbitais de valncia do tipo p em preenchimento ou completas. Os elementos do grupo 3 ao 12 pertencem ao bloco d, porque apresentam as orbitais do tipo d em preenchimento ou completas. Os elementos abaixo na Tabela Peridica pertencem ao bloco f, porque apresentam as orbitais do tipo d em preenchimento ou completas.

As principais causas da variao das propriedades dos elementos so: Aumento do Nmero Quntico Principal (n) que faz com que aumente o nmero de orbitais (camadas), ficando alguns eletres mais afastados do ncleo. Aumento da Carga Nuclear (do n de protes) que faz com que os eletres das camadas interiores sejam mais atrados para o ncleo. Aumento do Nmero de Eletres que faz com que a repulso entre eles seja mais e haja um aumento do tamanho da nuvem eletrnica.Raio atmico: O raio atmico aumenta ao longo do grupo porque ao longo do grupo aumenta o nmero de nveis de energia. Assim, como os eletres ficam mais distantes, aumenta a nuvem eletrnica e o tamanho do tomo fica maior. O raio atmico diminui ao longo do perodo porque aumenta a carga nuclear (nmero de protes) sem aumentar o nmero de nveis. Assim aumenta a atrao dos eletres para o ncleo, ficando a nuvem eletrnica mais pequenaRaio Inico: Se um tomo perder eletres (catio), o seu raio diminui, porque a sua nuvem eletrnica ficou com menos eletres. Se um tomo ganhar eletres (anio) o seu raio aumenta, porque a sua nuvem eletrnica ficou com mais eletres. Em ies isoelectrnicos (mesmo nmero de eletres), quanto maior a carga nuclear (n de protes), menor o raio inico, porque maior a atrao ao ncleoEnergia de Ionizao: a energia mnima necessria para remover um eletro de um tomo (ou io), considerando que o tomo se encontra no estado fundamental e em fase gasosa.Ei1 + X (g) X+ (g) + e-Ei1 1 energia de ionizaoEi2 + X+ (g) X2+ (g) + e-Ei2 2 energia de ionizaoEi3 + X2+ (g) X3+ (g) + e-Ei3 3 energia de ionizao

Ei3 > Ei2 > Ei1 Ao longo do grupo h uma diminuio da energia de ionizao, porque aumenta o nmero de nveis de energia, ficando os eletres de valncia mais afastados do ncleo, logo h menor atrao sendo mais fcil de remov-los. Ao longo do perodo, a energia de ionizao aumenta, porque aumenta a carga nuclear sem aumentar o nmero de nveis de energia. Como a atrao maior, ser mais difcil remover eletres