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I N T R O D U Ç Ã O

Na elaboração deste projecto consideram-se os princípios organizadores do nível de aprofundamento da componentede Química da disciplina de Física e Química A, que são os seguintes:

• Ensinar menos para ensinar melhor.Ensinar menos, não necessariamente em número de conceitos e princípios, mas antes em profundidade;ensinar melhor o que é essencial, central e verdadeiramente importante;ensinar melhor a pensar;

ensinar melhor a aprender.

• Valorizar a aprendizagem anterior dos alunos; ajudar na integração de conceitos prévios; partir do que é admis-sível que os alunos já saibam, mas evitar a frustração por nada de novo acrescentar.

• Escolher situações-problema do quotidiano.

• Envolver o aluno na sua própria aprendizagem.

• Partir de um conjunto de objectivos essenciais, cabendo ao Professor decidir em que situação poderão ser per-

seguidos outros objectivos, implementando sempre que possível novos tipos de aprendizagem.

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ESTRUTURA DO PROJECTO JOGO DE PARTÍCULAS A – QUÍMICA – 10.0 / 11.0 ANO . . . . . . . . . . 5

AVALIAÇÃO EM QUÍMICA . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6

OBJECTIVOS DE APRENDIZAGEM . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8

1. Módulo Inicial – Materiais: diversidade e constituição . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8

2. Unidade 1 – Das estrelas aos átomos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10

3. Unidade 2 – Na atmosfera da Terra: radiação, matéria e estrutura . . . . . . . . . . . . . . 14

TRABALHO DE PESQUISA – ÁREA DE PROJECTO . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19

Documento 1 – Cronologia da teoria do Big Bang  . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20

Documento 2 – A radiação do corpo negro e os espectros térmicos das estrelas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28

Documento 3 – Breve resumo da evolução do Universo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33

Documento 4 – Da atmosfera primitiva à atmosfera actual . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36

ANEXOS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39

GUIÃO DE UTILIZAÇÃO DE TRANSPARÊNCIAS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42

FICHAS FORMATIVAS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47

SOLUÇÕES DAS FICHAS DE CONTROLO DO CADERNO DE ACTIVIDADES LABORATORIAIS . . . 76

Í N D I C E

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E S T R U T U R A D O P R O J E C T O

Jogo de Partículas A – Química – 10.o /11.o ano

O projecto Jogo de Partículas A inclui:

• Manual (com Desdobrável)

• Caderno de Actividades Laboratoriais

• Caderno de Exercícios e Problemas

• Caderno de Apoio ao Professor

• Transparências

No Manual, empregando uma linguagem simples, mas cientificamente correcta, os conteúdos estão organiza-

dos por subtemas de acordo com o Programa, podendo cada um deles, em princípio, ser tratado numa aula. Cabe aoProfessor esta decisão, tendo em conta a especificidade dos alunos da sua turma.

Ao longo da exploração de cada subtema estão assinalados os tópicos essenciais, acompanhados de diagramas,fotos e esquemas que apoiam a respectiva concretização.

No final de cada subtema são propostas actividades/exercícios, destinados à consolidação e verificação dasaprendizagens, organizadas por grau crescente de dificuldade.

Algumas destas actividades poderão executar-se na aula, outras como trabalho de casa, podendo ainda algumasdelas, conjuntamente com as fichas formativas incluídas neste Caderno de Apoio, ser seleccionadas pelo Professorpara uma avaliação formativa, dado que esta avaliação deverá recolher informações constantemente acerca da evo-

lução da aprendizagem do aluno.

As actividades propostas constarão essencialmente de:

• questões / problemas de aplicação;

• demonstração experimental;

• trabalhos de pesquisa.

Faz-se, uma globalização final, através de um fluxograma, numa perspectiva de inter-relação entre os conceitos

tratados, ou para um dado subtema ou para um conjunto de dois ou mais subtemas.

O Caderno de Actividades Laboratoriais foi elaborado de modo a que nas aulas se aplique uma metodologiaadequada que pode envolver várias etapas, tais como:

• discussão e compreensão do problema;

• recolha de informação;

• planificação de um procedimento experimental que conduza à resolução do problema;

• execução dessa actividade (procedimento experimental);

• análise crítica sobre a metodologia seguida e os resultados obtidos.…

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Nesta perspectiva, cada aula prático-laboratorial foi estruturada de modo a conter:

• pequenas introduções teóricas às actividades laboratoriais, que podem incluir técnicas de utilização de ins-trumentos/aparelhos;

• protocolos das actividades com vista à organização/planificação da actividade experimental, que incluem osseguintes aspectos:

– indicação do problema a resolver;– passos a dar na resolução do problema;

– sugestões de avaliação/fichas de controlo.

O Caderno de Exercícios e Problemas inclui exercícios para os alunos aplicarem os conhecimentos aprendidosnas aulas teóricas, surgindo como um complemento mais variado aos exercícios disponíveis no manual. Todos estesexercícios têm respostas detalhadas, que estão incluídas no final do livro.

O Caderno de Apoio ao Professor inclui:

• objectivos de aprendizagem por cada tema e com a indicação das páginas do manual onde eles são tratados.São, também, indicadas as sugestões metodológicas propostas quanto às actividades prático-laboratoriais,referenciadas com o número da actividade proposto nesta reforma curricular;

• textos de apoio, onde se aprofundam alguns dos temas programáticos. Poderá aproveitar-se parte destestextos, com base na consecução de objectivos, numa perspectiva de aprendizagem diferenciada;

• sugestão de temas para trabalhos de pesquisa a realizar pelos alunos, tanto na aula, quando se dispõe demateriais de apoio/consulta, como em casa;

• respostas às fichas de controlo das aulas prático-laboratoriais;

• sugestões para a utilização das Transparências (página 42).•propostas de actividades complementares às incluídas no manual.

Neste Programa salienta-se o papel da avaliação formativa, que:

• deverá permitir a regulação do ensino/aprendizagem por parte do Professor e dos Alunos;

• deve ser adequada a cada uma das tarefas e incidir sobre todas elas;

• deve ser fomentada como elemento de auto-avaliação do Aluno, constituindo um factor determinante para orespectivo envolvimento na sua própria aprendizagem;

• permite ao Professor observar a evolução do aluno e reorientar o seu trabalho.

A V A L I A Ç Ã O E M Q U Í M I C A

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Poderão constar como elementos de avaliação:

• testes;

• trabalhos de casa (controlados por grelhas – ver Anexo 1);

• participação na aula;

• construção de pequenos fluxogramas de conceitos;

• elaboração de trabalhos de pesquisa.

O peso de cada um destes itens na avaliação teórico-prática será definido em reunião de grupo disciplinar.Quanto à avaliação das actividades experimentais, ela pode subdividir-se em dois aspectos:

• um, respeitante à realização propriamente dita da actividade experimental;

• outro, respeitante ao nível de concretização dos objectivos subjacentes à realização da actividade experimental.

A importância de cada um destes aspectos na avaliação da componente experimental deverá, também, ser definidaem reunião de grupo disciplinar.

Quanto ao primeiro aspecto, serão avaliados, entre outros, os seguintes itens:

• cumprimento das regras de segurança;

• utilização correcta do material e/ou dos aparelhos de medida;

• cumprimento do protocolo experimental;

• discussão/debate com os colegas de grupo acerca da evolução da actividade experimental;

• execução das tarefas a seu cargo;

• registos das medições/resultados obtidos e das observações efectuadas.

Esta avaliação será feita a partir do preenchimento de uma grelha de observação de comportamentos/atitudesem aula experimental – ver Anexo 2.

A avaliação do nível de concretização dos objectivos da aula experimental será efectuada com base em relatórios,cuja estrutura pressupõe os seguintes itens:

• objectivo do trabalho;

• introdução teórica;

• técnica experimental com referência a materiais e reagentes, modo de proceder, registos deresultados/observações;

• cálculos;

• análise dos resultados/observações;

• conclusão e crítica.

Dependendo do tipo de trabalho experimental efectuado, o Professor poderá valorizar alguns itens em detrimentode outros, podendo o relatório incluir apenas alguns deles.

O Anexo 3 é um exemplo de uma grelha de avaliação de relatórios. O peso de cada um dos itens do relatóriodependerá, portanto, do tipo de relatório efectuado, podendo ser redefinido pelo professor, turma a turma (tendo em

conta a especificidade dos alunos a avaliar), ou pelo grupo disciplinar.

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1. Módulo inicial – Materiais: Diversidade e Constituição

INTRODUÇÃO

Neste Módulo Inicial, pretende fazer-se uma sistematização dos aspectos fundamentais necessários para asunidades 1 e 2 do 10.o / 11.o Ano de Escolaridade, garantindo que os Alunos tenham adquirido competências nodomínio dos conceitos, processos e atitudes.

A aplicação de um teste, simultaneamente de diagnóstico para o Professor e de auto-avaliação para o Aluno,juntamente com as actividades experimentais A.L. 0.0 e A.L. 0.1, será adequado aos objectivos propostos.

A correcção do teste, com recurso ao manual e ao auxílio do Professor, servirá para combater as eventuais falhasque possam surgir.

OBJECTIVOS

Materiais

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Objectivos de aprendizagem Página(s)

Explicitar a origem natural ou sintética de alguns materiais de uso corrente. 10

Descrever a constituição dos materiais, que fazem parte de organismos vivos e nãovivos, em termos de substâncias que podem existir isoladas umas das outras ouformando misturas.

10 e 11

Caracterizar uma mistura pela combinação das substâncias constituintes e peloaspecto macroscópico uniforme ou não uniforme que podem apresentar.

10 e 11

Classificar as substâncias como simples ou compostas. 12

Reconhecer que a representação da unidade estrutural é a representação químicada substância e que as unidades estruturais podem ser átomos, moléculas ou iões.

14

Explicitar que a mudança de estado físico de uma substância não altera a sua natu-reza e que mantém a sua unidade estrutural, relevando, no entanto, que nem todasas substâncias têm ponto de fusão e de ebulição.

16

Assumir o conceito de átomo como central para a explicação da existência dasmoléculas e dos iões.

17

Descrever o modelo actual para o átomo como aquele que admite ser este consti- tuído por um núcleo e electrões girando em torno do núcleo, e que, no conjunto, oátomo é electricamente neutro.

17

Interpretar a carga de um ião como a diferença entre o número de electrões que pos-sui e o número de electrões correspondentes ao total dos átomos que o constituem.

18

• Descrever percursos a seguir para dar resposta a problemas a resolver experi-mentalmente.

A.L. 0.0Caderno de Actividades

Laboratoriais – Págs. 6 a 162 aulas

O B J E C T I V O S D A A P R E N D I Z A G E M

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Soluções

Elementos químicos

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Objectivos de aprendizagem Página(s)

Associar o termo solução à mistura homogénea, de duas ou mais substâncias, emque uma se designa por solvente e a outra por soluto.

24

Interpretar solvente como a fase dispersante, que tem como características apre-sentar o mesmo estado físico da solução ou ser o componente presente em maiorquantidade de substância.

24

Interpretar soluto como a fase dispersa que não apresenta o mesmo estado físicoque a solução ou que existe em menor quantidade.

24

Explicitar a composição quantitativa de uma solução em termos de concentraçãomássica cuja unidade SI é quilograma de soluto por metro cúbico de solução (kg m–3)embora vulgarmente se utilize g dm–3.

25

• Fundamentar o uso correcto de equipamento de segurança e manipular com rigor

alguns reagentes.

• Interpretar os princípios subjacentes à separação de componentes de algumasmisturas

A.L. 0.1Caderno de Actividades

Laboratoriais – Págs. 18 a 202 aulas

Objectivos de aprendizagem Página(s)

Reconhecer que a diversidade das substâncias existentes ou a existir no futuro sãoformadas por mais de 115 elementos químicos, dos quais 25 são obtidos artificialmente. 28

Caracterizar um elemento químico pelo número atómico, que se representa pelorespectivo símbolo químico.

28

Referir que existem átomos diferentes do mesmo elemento, que são designadospor isótopos e que a maioria dos elementos químicos os possui.

28 e 29

Caracterizar um elemento químico através da massa atómica relativa, para a qualcontribuem as massas isotópicas relativas e respectivas abundâncias dos seusisótopos naturais.

29 e 30

Descrever a disposição dos elementos químicos por ordem crescente do númeroatómico, na Tabela Periódica assumindo que o conjunto de elementos dispostos namesma linha pertencem ao mesmo período e que o conjunto de elementos dispos-

 tos na mesma coluna pertencem ao mesmo grupo.

31

Associar a fórmula química de uma substância à natureza dos elementos químicosque a compõem e à relação em que os átomos de cada elemento químico se asso-ciam entre si para formar a unidade estrutural.

32 a 34

Indicar algumas regras para a escrita das fórmulas químicas, quer quanto à orde-nação dos elementos químicos quer quanto à sequência dos iões.

32 a 34

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2. Unidade 1 – Das Estrelas ao Átomo

INTRODUÇÃO

Nesta unidade, percorre-se a história empolgante que vai desde a origem do Universo até à formação dos

elementos.Nesse caminho, o aluno irá defrontar-se com teorias e modelos sobre a origem do Universo, a história das estre-

las e da formação dos elementos. Frisa-se o papel importante do hidrogénio, primeiro elemento a ser formado, queservirá de combustível para todos os outros, através de sucessivas reacções nucleares.

Reconhece-se a importância da análise da radiação que nos chega das estrelas, o que vai implicar uma aborda-gem dos espectros.

Será ainda o estudo do espectro do hidrogénio que servirá de base para a elaboração do modelo quântico do áto-mo que, por sua vez, vai fundamentar a organização dos elementos.

OBJECTIVOS

1. ARQUITECTURA DO UNIVERSO

Objectivos de aprendizagem Página(s)

Explicitar a organização do Universo em termos de galáxias, nebulosas, poeirasinterestelares e aglomerados de estrelas.

42 a 44

Posicionar a Terra relativamente à complexidade do Universo. 45

Referir aspectos simples da teoria do Big Bang , nomeadamente, em que consistee suas limitações; referir a existência de outras teorias.

46 a 50

Tomar consciência da necessidade da utilização de unidades de medida especiaispara descrever o Universo.

51 a 53

Analisar escalas de temperatura, de tempo e de comprimento. 51 a 53

Efectuar conversões de valores medidos de umas unidades, noutras. 53

• Relacionar o processo de medição com o seu resultado – a medida – tendo emconta os tipos de erros cometidos.

A.L. 0.0 e A.L. 0.1Caderno de Actividades

Laboratoriais – Págs. 21 a 231 aula

Nascimento e estrutura do Universo

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A origem dos elementos químicos

Objectivos de aprendizagem Página(s)

Distinguir reacção nuclear de reacção química, dando ênfase às partículas eordens de grandeza das energias envolvidas.

5 7 e5 8

Distinguir reacção de fissão nuclear de reacção de fusão nuclear. 58Descrever o processo de formação de alguns elementos no Universo, através dereacções de fusão nuclear e por colisões de partículas de massas, energias e ori-gens diferentes.

58

Caracterizar as reacções nucleares de fusão para a formação do He, do C e do O. 60 a 62

Referir, de forma simplificada, a evolução de uma estrela em função da sua massa. 61 a 67 e 69

Interpretar a formação de elementos mais pesados à custa de processosnucleares no interior das estrelas.

64

Analisar um gráfico de distribuição dos elementos no Universo e concluir sobre asua abundância relativa.

68

Associar fenómenos nucleares a diferentes contextos de utilização. 70 a 72

Radiações electromagnéticas; os espectros

Objectivos de aprendizagem Página(s)

Interpretar o espectro electromagnético das radiações, associando cada radiaçãoa um determinado valor de energia (sem referência à sua frequência e ao seucomprimento de onda).

76 e 77

Situar a zona visível do espectro, no espectro electromagnético. 77

Relacionar as radiações de maior energia com o respectivo efeito térmico (UV/IV). 77

Caracterizar diferentes tipos de espectros (de riscas/descontínuos, de absorção e

de emissão). 78 a 81

Associar as cores de corpos incandescentes à sua temperatura – espectro tér-mico.

78 e 79

Interpretar o espectro de um elemento como a sua «impressão digital». 80 e 81

• Interpretar espectros atómicos simples e identificar elementos presentes numaamostra.

A.L. 0.0 e A.L. 0.1Caderno de Actividades

Laboratoriais – Págs. 34 a 371 aula

2. ESPECTROS, RADIAÇÕES E ENERGIA

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Aplicações das radiações

Objectivos de aprendizagem Página(s)

Identificar equipamentos diversos que utilizem diferentes radiações. 82 a 84

Relacionar as radiações emitidas pelas estrelas com a sua composição química ea sua temperatura superficial.

85 a 88

Estabelecer a relação entre a energia de radiação incidente, a energia mínima deremoção de um electrão e a energia cinética do electrão emitido quando há in-

 teracção entre a radiação e um metal.89 e 90

Identificar algumas aplicações tecnológicas da interacção radiação-matéria,nomeadamente o efeito fotoeléctrico.

90

Orbitais e números quânticos

Objectivos de aprendizagem Página(s)

Referir os contributos de vários cientistas e das suas propostas de modelo atómi-co, para a formalização do modelo atómico actual.

105 a 107

Descrever o modelo quântico do átomo em termos de números quânticos (n , , m e m s), orbitais e níveis de energia.

107 a 111

As configurações electrónicas dos átomos

Objectivos de aprendizagem Página(s)

Estabelecer as configurações electrónicas dos átomos dos elementos (Z   23) aten-dendo aos princípios de Energia Mínima, de Exclusão de Pauli e à Regra de Hund.

114 e 115

Interpretar o efeito fotoeléctrico em termos de energia de radiação incidente,energia mínima de remoção de um electrão e energia cinética do electrão emitido.

116 e 117

Identificar algumas aplicações tecnológicas do efeito fotoeléctrico. 117

Objectivos de aprendizagem Página(s)

Explicar a existência de níveis de energia quantificados. 96 a 98

Explicar o espectro de emissão de riscas do hidrogénio. 98 e 99

Associar cada risca espectral (Lyman, Balmer e Paschen) a transições electróni-cas e respectivas radiações (UV, Visível e IV).

99

Explicar a existência de níveis de energia quantizados. 100 a 102

3. ÁTOMO DE HIDROGÉNIO E ESTRUTURA ATÓMICA

Do espectro do hidrogénio ao modelo de Bohr

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Comportamento químico dos elementos de um mesmo grupo da Tabela Periódica

Relação entre a estrutura da Tabela Periódica e a estrutura electrónica dos elementos

Variação das propriedades periódicas

4. TABELA PERIÓDICA – ORGANIZAÇÃO DOS ELEMENTOS QUÍMICOS

Objectivos de aprendizagem Página(s)

Referir a contribuição do trabalho de vários cientistas para a construção da TabelaPeriódica até à organização actual.

121 e 122

Interpretar a organização da Tabela Periódica em termos de Períodos, Grupos (1 a18) e elementos representativos (Blocos s e p) e não representativos.

123 e 124

Relacionar as posições dos elementos representativos na Tabela Periódica com ascaracterísticas das suas configurações electrónicas.

124

Identificar a posição de cada elemento na Tabela Periódica, segundo o Grupo e operíodo.

124

Objectivos de aprendizagem Página(s)

Interpretar duas importantes propriedades periódicas dos elementos represen- tativos – raio atómico e energia de ionização – em termos das distribuiçõeselectrónicas.

130 a 133

Distinguir entre propriedades do elemento e propriedades da(s) substância(s) ele-mentar(es) correspondente(s). 134

Interpretar informações contidas na Tabela Periódica, nomeadamente, as que sereferem aos elementos e as respeitantes às substâncias elementares correspon-dentes.

134

• Fundamentar, de forma simplificada, técnicas laboratoriais para a determinaçãode grandezas físicas (densidade, ponto de fusão, ponto de ebulição, ...).

• Aplicar procedimentos (experimentais, consulta de documentos, ...) que visem a tomada de decisão sobre a natureza de uma amostra (substância ou mistura).

A.L. 1.3Caderno de Actividades

Laboratoriais – Págs. 38 a 533 aulas

Objectivos de aprendizagem Página(s)

Verificar, para os elementos representativos da Tabela Periódica, a periodicidadede algumas propriedades físicas e químicas das respectivas substâncias ele-mentares.

126 a 128

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14 © 2 0 0 7 JOGO DE PARTÍCULAS A – QUÍMICA – 10 .o  / 11 .o AN O

3. Unidade 2 – Na Atmosfera da Terra: Radiação, Matéria e Estrutura

INTRODUÇÃO

Nesta unidade, a atmosfera é o «actor principal». A sua formação, evolução e constituição actual, a influência daradiação solar, o papel do ozono e de outros componentes, fazem parte desta unidade.

Porque a atmosfera é uma solução gasosa onde se encontram outras dispersões, retoma-se o estudo das mistu-ras, dando-se especial relevo à concentração de soluções.

Para caracterizar as moléculas dos constituintes da atmosfera, introduz-se o estudo da ligação química.Inclui-se ainda o estudo de algumas grandezas relacionadas com o estado gasoso.

OBJECTIVOS

1. EVOLUÇÃO DA ATMOSFERA: BREVE HISTÓRIA

Alteração da concentração dos componentes vestigiais da atmosfera. Dose letal de um produto químico

Da atmosfera primitiva à atmosfera actual

Objectivos de aprendizagem Página(s)

Relacionar a evolução da atmosfera com os gases nela existentes. 142 a 144

Comparar a composição provável da atmosfera primitiva com a composição médiaactual da Troposfera.

144

Indicar a composição média da Troposfera em termos de componentes principais

(O2, N2, H2O e C O2) e vestigiais (óxidos de azoto, metano, amoníaco, monóxido decarbono, hidrogénio, …). 144

Justificar a importância de alguns gases da atmosfera (O2, N2, H2O e C O2) face àexistência de vida na Terra.

145 e 146

Objectivos de aprendizagem Página(s)

Explicar como alguns agentes naturais e a actividade humana provocam altera-ções na concentração dos constituintes vestigiais da troposfera, fazendo referên-cias a situações particulares de atmosferas tóxicas para o ser humano.

149 a 151

Exprimir o significado de dose letal (DL50), como a dose de um produto químico quemata 50% dos animais de uma população testada e que se expressa em mg doproduto químico por kg de massa corporal do animal.

152

Comparar valores de DL50 para diferentes substâncias. 153

Comparar os efeitos de doses iguais de uma substância em organismos diferentes. 153

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Objectivos de aprendizagem Página(s)

Quantificar o número de partículas numa amostra de substância; mole e Número

de Avogadro.

157 e 158

Conhecer o conceito de massa molar. 159

Calcular massas molares de substâncias. 159

Objectivos de aprendizagem Página(s)

Caracterizar o estado gasoso. 162 a 164

Definir volume molar. 164

Definir densidade de um gás. 165

Relacionar a densidade de uma substância gasosa com a sua massa molar. 165

2. ATMOSFERA: TEMPERATURA, PRESSÃO E DENSIDADE EM FUNÇÃO DA ALTITUDE

Mole. Número de Avogadro. Massa Molar

Volume molar e densidade de um gás

Objectivos de aprendizagem Página(s)

Reconhecer que a atmosfera é formada por uma solução gasosa na qual seencontram outras dispersões como os colóides e suspensões, na forma de mate-rial formado por partículas.

167 a 168

Indicar o significado de solução, colóide e suspensão e distingui-los uns dos outros. 167 a 168

Identificar soluções, colóides e suspensões em situações do quotidiano. 168

Explicitar a composição quantitativa de uma solução em termos de concentração,concentração mássica, percentagem em massa, percentagem em volume, fracçãomolar, molalidade e partes por milhão.

169 a 171

Exprimir a composição quantitativa média da atmosfera de diversas formas e esta-belecer a correspondência adequada.

169 a 171

Diluir soluções aplicando o factor de diluição. 171

• Preparar, experimentalmente, soluções de concentração conhecida.• Atribuir o significado adequado ao termo factor de diluição.• Preparar soluções coloidais experimentalmente.• Distinguir colóides de diferentes tipos, com base nos estados físicos do disperso

e do dispersante.• Criar situações em que se observem suspensões.

A.L. 2.1Caderno de Actividades

Laboratoriais – Págs. 55 a 642 aulas

Misturas na atmosfera. Concentração de soluções

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3. INTERACÇÃO RADIAÇÃO MATÉRIA. ESTRUTURA DA ATMOSFERA TERRESTRE

Objectivos de aprendizagem Página(s)

Explicar que, na ausência de qualquer reacção química, a temperatura da atmos-fera diminui com a altitude até um certo valor e depois aumenta como resultado daactividade solar.

178

Associar a divisão da atmosfera em camadas, aos pontos de inflexão da variaçãode temperatura, em função da altitude.

179

Interpretar a formação dos radicais livres HO•, Br• e C• na atmosfera (estratosferae troposfera), como resultado da interacção entre radiação e matéria.

180

Interpretar a formação dos iões O+2 , O•+ e NO+ como resultado da interacção entre

radiação e matéria.

181

Explicar o resultado da interacção da radiação de energia mais elevada naIonosfera e Mesosfera, em termos de ionização, atomização (ruptura de ligações)e aceleração das partículas.

181 a 183

Interpretar a atmosfera como filtro solar (em termos de absorção de várias ener-gias nas várias camadas da atmosfera).

182 a 183

Enumerar alguns dos efeitos da acção de radicais livres na atmosfera sobre osseres vivos.

183

Objectivos de aprendizagem Página(s)

Compreender o efeito da radiação na produção de ozono estratosférico. 187

Explicar o balanço O2 / O3 na atmosfera em termos da fotodissociação. 187

Explicar a importância do equilíbrio anterior para a vida na Terra. 188

Conhecer formas de caracterizar a radiação incidente numa superfície – filtrosmecânicos, filtros químicos.

188

Interpretar o modo como actua um filtro solar. 188

Indicar o significado de «índice de protecção solar». 188

Interpretar o significado de «camada de ozono». 188

4. O OZONO NA ESTRATOSFERA

Formação e decomposição do ozono na Estratosfera

Estrutura da atmosfera terrestre

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A degradação da camada de ozono. O «buraco de ozono»

Objectivos de aprendizagem Página(s)

Explicar por que razão os CFC foram produzidos em larga escala, referindo as suaspropriedades e aplicações.

191 e 192

Discutir os resultados da medição da concentração do ozono ao longo do tempo,como indicador do problema da degradação da «camada de ozono». 192

Interpretar o significado da frase «buraco da camada de ozono» em termos dediminuição da concentração daquele gás.

192

Compreender algumas razões para que essa diminuição não seja uniforme. 192 e 193

Indicar alguns dos agentes (naturais e antropogénicos) que podem provocar adestruição do ozono.

192 e 193

Indicar alguns dos substitutos dos CFC e as suas limitações. 192

Indicar algumas consequências da diminuição do ozono estratosférico, para a vidana Terra.

193

5. MOLÉCULAS NA TROPOSFERA – ESPÉCIES MAIORITÁRIAS E ESPÉCIES VESTIGIAIS

Objectivos de aprendizagem Página(s)

Explicar a estrutura da molécula de O2 , utilizando o modelo da ligação covalente. 201 a 204

Comparar a estrutura da molécula de O2 com a estrutura de outras moléculas daatmosfera, tais como H2 e N2 (ligações simples, dupla e tripla).

205

Interpretar os parâmetros de ligação – energia e comprimento – para as molécu-las H2 , O2 e N2.

206 e 207

Relacionar a energia de ligação com a reactividade das mesmas moléculas. 206 e 207

Interpretar o facto de os gases raros não formarem moléculas. 207

Regras de nomenclatura dos alcanos e de alguns dos seus derivados

Ligação covalente em moléculas diatómicas

Objectivos de aprendizagem Página(s)

Aplicar a nomenclatura IUPAC a alguns alcanos e seus derivados halogenados. 195 a 199

Indicar o significado da sigla CFC, identificando os compostos a que ela se referepelo nome e fórmula, como derivados do etano e do metano.

199

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Objectivos de aprendizagem Página(s)

Explicar a estrutura das moléculas de H2O , utilizando o modelo da ligaçãocovalente.

210

Explicar a estrutura das moléculas de NH3 , CH4 e CO2 , utilizando o modelo da liga-ção covalente.

211 a 213

Representar as moléculas de H2 , O2 , N2 , H2O , N H3 , CH4 e CO2 na notação deLewis.

210 a 213

Ligações químicas em moléculas poliatómicas: H2O , N H3 , CH4 e CO2

Objectivos de aprendizagem Página(s)

Interpretar a geometria das moléculas H2O , N H3 , CH4 e CO2. 215 a 217

Interpretar o parâmetro ângulo de ligação nas moléculas H2O , N H3 , CH4 e CO2. 217

Geometria espacial de algumas moléculas

Objectivos de aprendizagem Página(s)

Aplicar a nomenclatura IUPAC a algumas substâncias inorgânicas simples (ácidos,hidróxidos, sais, óxidos e hidretos).

219 a 223

Nomenclatura dos compostos inorgânicos

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Propostas de trabalho para os alunos, de realização individual ou em grupo

• Desde o Big Bang (t = 0 s) até aos nossos dias, houve etapas importantes da história do Universo que possibili-

taram a sua estrutura tal como a conhecemos hoje.

Faça uma síntese dessas etapas, indicando os seus aspectos fundamentais.

Refira, também, os cientistas que mais contribuíram para a teoria do Big Bang .

• Com a evolução da Ciência e o progresso tecnológico, é possível, nos nossos dias e cada vez mais, utilizar aradioactividade nos vários ramos da Ciência.

Efectue uma pesquisa sobre essas diferentes aplicações e elabore um cartaz, onde sejam apontadas as aplica-ções mais importantes para o desenvolvimento da sociedade em geral e bem-estar de todos nós.

• Redija um documento que explicite a importância da espectroscopia no conhecimento em geral, desde o infini-tamente pequeno (o átomo) ao infinitamente grande (o Universo).

• Antes de ser admitido o modelo actual do átomo, foram propostos e rejeitados outros modelos, com a contribui-ção de vários cientistas.

Elabore uma síntese dos sucessivos modelos atómicos assinalando:

– as respectivas características;

– os cientistas que as propuseram;

– as razões por que foram abandonadas.

«Como sensibilizar a comunidade para os problemas ambientais»

Este tema tem várias vertentes, desde a detecção dos problemas, das causas e dos efeitos de alguns mecanismosquímicos, até às soluções a serem encaradas pela comunidade internacional.

• Promova uma conferência sobre este tema, a ser realizada numa semana de actividades na escola, que tenha porgrande objectivo a sensibilização da comunidade escolar para os problemas ambientais.

Ou, como trabalho alternativo...

• Com a colaboração de outras áreas disciplinares, nomeadamente a Educação Visual e Tecnológica, elabore car-tazes a distribuir pela escola e não só, com o objectivo de sensibilizar a sua comunidade para os problemasambientais, nomeadamente a diminuição do ozono estratosférico.

T R A B A L H O D E P E S Q U I S A – Á R E A D E P R O J E C T O

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Documento 1 – Cronologia da teoria do  Big Bang

A ideia de que o Universo surgiu de um estado primordial em expansão explosiva, a que se chamou Big Bang , foi--se construindo pouco a pouco, à medida que as observações e descobertas se foram sucedendo e que a teoria daRelatividade foi sendo interpretada e aplicada ao Universo, apontando para as mesmas conclusões das descobertasobservadas.

Exactamente porque houve vários momentos distintos e vários cientistas envolvidos, tentamos neste documentoreferir os acontecimentos, observações e teorias que conduziram à construção, de uma forma mais decisiva, da teoriado Big Bang .

Até princípios do século XX, o Universo era considerado estático e invariável . As estrelas pareciam não evoluir (1), asdistâncias entre elas pareciam não se alterar: o Universo parecia ter sempre existido desta maneira.

Nessa época, o tamanho da Via Láctea ainda não era bem conhecido e as «nebulosas espirais» ainda não esta-vam identificadas como galáxias idênticas à Via Láctea.

1914 – O astrónomo americano Vesto Slipher, num congresso norte-americano de Astronomia, revela que asestrelas parecem afastar-se do Sistema Solar e que algumas se deslocam a velocidades dez vezes maiores do que asoutras.

Estas suas revelações baseavam-se nas suas observações de que as riscas espectrais dos espectros das estrelasapresentavam um desvio para o vermelho , que era tanto maior quanto mais afastada de nós se encontrava a estrelaobservada.

1917 – Albert Einstein publica a sua Teoria da Relatividade Geral.Uma das soluções das equações da relatividade leva-o a considerar o Universo como estático, isotrópico e homo-

géneo. Isotrópico, porque tem o mesmo aspecto qualquer que seja a direcção em que se olhe; homogéneo, porque oUniverso parece sempre o mesmo, qualquer que seja o observador que o observe e seja qual for a posição em queeste observador se encontre. Para que a solução da sua equação da relatividade conduzisse a um universo estático,introduziu um termo suplementar – a constante cosmológica .

Ainda nesse ano, o astrónomo holandês Willem de Sitter encontra outra solução para as equações daRelatividade Geral, aplicadas ao Universo, considerando este vazio de matéria. Nestas condições, o Universo seriaestático. No entanto, introduzindo o termo relativo à matéria, as equações da relatividade apontam para um universoem expansão.

1921 – Vesto Slipher, com base no deslocamento para o vermelho das riscas espectrais das nebulosas espirais,conclui que o Universo tem de estar em expansão.

1922 – O matemático russo Alexandre Friedman demonstra que as equações da relatividade de Einstein, aplica-das ao Universo, admitem soluções que levam à existência de matéria, sem necessidade de introduzir a constantecosmológica, desde que se considere o Universo em expansão.

Essas situações (modelos) correspondem a distribuições de matéria homogéneas e isotrópicas.

(1) À escala da duração da vida humana, não só as posições relativas das estrelas mudam muito lentamente, como parecem ter

sempre o mesmo aspecto.

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1925 – A norte-americana Sylvia Paine refere, com base em observações astronómicas e espectrais, que o hidro-génio é o elemento mais abundante do Universo.

1927 – O belga Georges Lemaître (padre e engenheiro civil) publica nos Annales de la Societé Scientifique de 

Bruxelles  que as soluções das equações relativistas conduzem a um Universo em expansão em que as nebulosasextragalácticas são também galáxias, cuja luz deverá apresentar um desvio espectral para o vermelho, directamente

proporcional à sua velocidade de afastamento. Apesar de Lemaître ser o primeiro cientista a admitir que a velocidadede afastamento das galáxias distantes é directamente proporcional ao desvio espectral para o vermelho, a sua publi-cação não é divulgada, pois a revista é praticamente desconhecida dos leitores anglo-saxónicos.

1928 – Edwin Hubble, com base nos dados espectrais de Slipher e nos seus próprios estudos, bem como nosdo seu assistente Milton Humason, constrói um diagrama relacionando as distâncias das estrelas e galáxias dis-tantes com a sua velocidade de afastamento (calculada a partir do desvio para o vermelho das riscas espectrais).O gráfico obtido mostra a proporcionalidade directa entre estas duas grandezas que ficou conhecida como a «Leide Hubble».

Esta lei é a confirmação experimental da proposta teórica deduzida da Teoria da Relatividade Geral de que oUniverso está em expansão.

1928 – O físico nuclear russo George Gamow estuda a radioactividade α e explica a emissão de partículas α pela«fuga» destas à barreira de potencial a que estão sujeitas no núcleo, fenómeno quântico chamado de efeito de túnel .No mesmo ano, Fritz Houtermans, amigo de Gamow, explica o processo inverso pelo mesmo efeito de túnel.

1931 – A publicação de Hubble é conhecida mundialmente e Arthur Eddington dá a conhecer a publicação deLemaître.

Lemaître sugere que no passado, e dado que o Universo estaria em expansão, a «matéria» do Universo estaria

concentrada num «superátomo», muito denso e altamente radioactivo.Esse «átomo primitivo» ter-se-ia desintegrado, explodindo violentamente (Big Bang ) e iniciando a sua expansão.

Apesar desta ideia de Big Bang não corresponder à ideia actual de um Big Bang não localizado, Lemaître foi o primei-ro cientista a adiantá-la.

Todas estas ideias não podiam, contudo, ser testadas na prática, pois as energias calculadas para estes proces-sos eram elevadíssimas.

No prosseguimento destes estudos sobre radioactividade, Gamow, Houtermans e o astrónomo britânico RobertAtkinson publicam um artigo sugerindo que, para densidades e temperaturas elevadas nas estrelas, seria possível

produzir 4He a partir da captura sucessiva de 4 protões por um núcleo, que seriam, em seguida, ejectados na formade uma partícula α.

1932 – O inglês James Chadwick descobre o neutrão e o italiano Enrico Fermi, naturalizado norte-americano,estuda as reacções nucleares provocadas pelas colisões de neutrões altamente energéticos com átomos.

Torna-se possível, a partir desta altura, o estudo experimental da nucleossíntese dos elementos.

1936-1937 – George Gamow tenta desenvolver uma teoria que explique a criação dos elementos no Universoa partir dos protões, neutrões e electrões, de modo a explicar a abundância relativa dos diferentes elementos no

Universo.

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Gamow sugere que os elementos podem ser produzidos no coração das estrelas, sendo o primeiro físico a referir--se à nucleossíntese estelar . Essas reacções deviam provocar a emissão de quantidades colossais de energia, sufi-cientes para provocar a radiação luminosa das estrelas , facto até à altura ainda não interpretado.

Nasce o primeiro modelo de Gamow para a formação dos diferentes elementos nas estrelas, a partir da absorção 

de neutrões por nuclidos mais leves .A primeira reacção seria a formação do deutério (21H).

11H + 1

1H → 21H + 0

1 e + +    

positrão neutrino

A formação do deutério levaria à formação do hélio (32 He) e à libertação de neutrões.

21H + 2

1H → 32He + 1

0 n 

Estes neutrões seriam absorvidos pelos núcleos formados, produzindo-se elementos mais pesados.

AZ X + 1

0 n → A+1Z X* +  

A+1Z X* → A+1

Z+1 Y + 0–1 e +  

Faltava, contudo, provar experimentalmente este mecanismo.

1940 – Cabe a Hans Bethe, físico alemão naturalizado norte-americano, explicar em definitivo como é que asestrelas como o Sol sintetizam o hélio a partir do hidrogénio.

11H + 1

1H → 21H+ 0

1 e + +    

21H + 1

1H → 32He +  

32He + 3

2He → 42He + 1

1H + 11H

Este mecanismo pode ser representado pela seguinte equação global:

4 11H → 4

2He + 2 01e + +  +  

que corresponde a uma temperatura no coração das estrelas de cerca de 15 milhões de kelvin. Continua, no entanto, em

aberto a resposta ao problema da síntese dos elementos mais pesados do que o hélio.

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1947 – George Gamow escreve que nem mesmo as estrelas são suficientemente quentes para induzir, por capturade neutrões, as reacções termonucleares capazes de produzir a maior parte dos elementos da Tabela Periódica.

Teriam sido os elementos pesados produzidos nos instantes iniciais do Universo?Para explorar esta ideia, Gamow imaginou um universo primitivo muito quente e denso, formado por neu-

trões e radiação  . Dada a instabilidade dos neutrões, estes desintegrar-se-iam em protões, electrões e neutri-nos (1).

Havendo, então, protões e neutrões, das interacções entre eles nasceria o deutério e a radiação  (2).As interacções deutério-deutério, por seu turno, levariam à formação do hélio (3).

10n → 1

1H + 01e + +   (1)

11H + 1

0n → 21H +   (2)

21H + 1

1H → 32He +   e 2

1H + 21H → 3

2He + 10n  (3)

O hélio formado poderia «capturar» neutrões produzindo um elemento mais pesado e por aí adiante. Formar--se-iam, assim, os elementos mais pesados.Para verificar se este modelo era aceitável, Gamow e um dos seus alunos, Ralph Alpher, calcularam as secções

eficazes para as reacções termonucleares de captura de neutrões.A secção eficaz de uma reacção nuclear é a grandeza física que exprime a probabilidade de interacção entre duas

partículas. Quanto maior for a secção eficaz para a captura de um neutrão por um dado nuclido, mais facilmente esteinterage, capturando neutrões, e menor é a sua abundância relativa no Universo. Por outras palavras, quanto maisestável é um dado nuclido, menor é a sua secção eficaz.

Por outro lado, como o final da II Guerra Mundial ocorrera recentemente, foi possível medir experimentalmente assecções eficazes nas condições correspondentes ao início do Universo, em reactores entretanto construídos.

1948 – Alpher, Bethe e Gamow escrevem um artigo na Physical Review intitulado «,  e  » (2) dando conta dosresultados destas investigações.

Nele é indicado que nas condições iniciais do Universo não se formam nuclidos estáveis com número de mas-sa igual a 5 e 8, pelo que a síntese dos elementos mais pesados no Universo inicial, por este modelo, não é pos-sível.

Além disso, já nessa altura existiam dados observacionais que indicavam que as estrelas tinham quantidadespequenas de elementos pesados. Ora, se todos os elementos tivessem sido produzidos no Universo inicial seria deesperar igual distribuição destes nas estrelas.

Apesar do insucesso deste modelo quanto à nucleossíntese dos elementos pesados, teve contudo o mérito deapontar pela primeira vez para a nucleossíntese dos elementos, no Universo inicial; a nucleossíntese primordial.

No mesmo ano, Gamow escreve um outro artigo para a mesma revista Physical Review . Neste artigo defende queo processo crucial para a nucleossíntese primordial dos elementos leves é a formação do deutério a partir da reacçãode fusão entre protões (11H) e neutrões (10n ).

(2) Hans Bethe não participou verdadeiramente nestes trabalhos. O seu nome foi inscrito como autor, por Gamow, para que o títu-

lo do artigo fosse « (Alpher),   (Bethe) e   (Gamow)».

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No início, esta reacção estaria em equilíbrio com o processo segundo o esquema:

11H + 1

0n  →←21H +  

A dada altura, com a expansão do Universo e o consequente arrefecimento, a energia dos fotões existentes seriainferior à energia de ligação protão-neutrão no deutério, pelo que a reacção inversa deixou de ser possível.

Assim, e uma vez formado o deutério, seriam sintetizados os elementos leves, nomeadamente o hélio.Ainda em 1948, Ralph Alpher e Robert Herman, jovens colaboradores de Gamow, calculam a densidade de equilí-

brio dos nucleões no universo primordial e confirmam os valores de Gamow, apoiando-se em cálculos existentessobre a variação da densidade da energia radiante em função do raio do Universo. Com base nesses cálculos, con-cluem que o desacoplamento entre matéria e radiação ocorreu quando o Universo atingiu a temperatura de 3000 K. Apartir desse momento, os nucleões existentes combinaram-se com os electrões, originando os átomos primordiais,enquanto que a radiação  , agora menos energética devido à expansão do Universo, evoluiria isoladamente da maté-ria uma vez que não era absorvida por esta.

Assim, as temperaturas da matéria e da radiação existente seriam diferentes e teriam, também, uma evolução

diferente.

Alpher e Herman calcularam a temperatura que essa radiação teria no Universo actual, chegando ao valor de 5 K.Gamow, Alpher e Herman foram assim os primeiros cientistas a prever a existência de uma radiação cósmica de

fundo de microondas.Apesar desta «previsão teórica» da existência de uma radiação cósmica de microondas, ela foi completamente

ignorada pela comunidade científica. Primeiro, porque na época não existiam instrumentos capazes de a detectar.Segundo, porque a própria teoria do Big Bang assumida por estes cientistas partia de pressupostos errados: o univer-so inicial só continha neutrões (falso: o número de protões era igual ao número de neutrões); os núcleos complexos

eram produzidos na nucleossíntese primordial por adições rápidas de neutrões (falso: houve adições rápidas quer deprotões quer de neutrões).

1950 – Fred Hoyle, numa conferência na BBC, para explicar aos ouvintes a diferença entre um universo estacioná-rio em criação de matéria e um universo em expansão, utiliza pela primeira vez e de forma irónica o termo Big Bang ,termo esse imediatamente adoptado pela comunidade científica e pelo público, em geral.

1957 – Fred Hoyle, o casal inglês Burbidge e o norte-americano Willy Fowler publicam um dos mais famosos arti-gos sobre cosmologia e astrofísica, artigo que ficou conhecido como BBFH (de Burbidge, Burbidge, Fowler e Hoyle).

Este artigo era a síntese de um trabalho de dez anos sobre a nucleossíntese dos elementos nas estrelas e expli-

cava, com base em dados experimentais recolhidos em reacções nucleares, a nucleossíntese estelar dos elementosde número atómico próximo do ferro, dos elementos como o carbono, oxigénio, néon, magnésio e outros de númeroatómico próximo.

Neste artigo, estes cientistas consideravam que todos os elementos, incluindo os elementos leves do Universo,eram sintetizados nas estrelas por processos nucleares.

Os núcleos leves como o hélio, o lítio, o deutério, o boro ou o berílio ter-se-iam produzido aquando da formaçãodo Sistema Solar, devido ao bombardeamento dos núcleos pesados da nebulosa protossolar por protões a alta velo-cidade (vento solar). Estes núcleos pesados cindir-se-iam originando vários fragmentos, entre eles os elementos

leves.

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Na realidade, dados astronómicos e espectroscópicos mostram que a abundância de hélio nas estrelas é superiorà abundância de hélio no Universo e que a quantidade de hélio nas estrelas (variável entre 22 % a 30 % em massa) éincompatível com a quantidade de hélio gerado nos processos de fusão nuclear, bastante inferior. Portanto, grandeparte do hélio teria sido sintetizado no universo inicial (nucleossíntese primordial).

1964 – Os norte-americanos Arno Penzias e Robert Wilson ao tentarem medir a intensidade das ondas de rádio

emitidas pela nossa galáxia, com a antena de rádio da companhia Bell, descobrem, por acaso, um «ruído de rádio» pro-veniente de todas as direcções do cosmos correspondente a um comprimento de onda de 7,35 cm e temperatura de2,5 K. Esta radiação de microondas é a radiação cósmica de microondas prevista teoricamente em 1948 por Gamow,Alpher e Herman.

Penzias e Wilson não entenderam logo a importância da sua descoberta. Foi o físico Robert Dicke e seus cole-gas, interpelados por Penzias e Wilson, que perceberam que eles tinham detectado a radiação cósmica de micro-ondas.

1964 em diante – O estudo experimental das reacções nucleares, em que núcleos pesados foram bombardeadoscom núcleos leves, nomeadamente a sua reacção eficaz e a constatação da abundância dos diferentes elementos noUniverso vieram mostrar:

• a impossibilidade de núcleos leves como o deutério, o hélio, o berílio e o boro terem sido sintetizados nasestrelas ou pelo bombardeamento da nuvem protossolar pelos protões acelerados provenientes do Sol;

• que o hélio existente não é, na sua totalidade, produzido nas estrelas.

Aliás, o próprio Fred Hoyle e seus colaboradores chegaram posteriormente à conclusão que o hélio teria sido, emparte, produzido no universo inicial.

Hoje é ponto assente que os elementos cosmológicos, nascidos pouco após o Big Bang , são o 11H , 2

1H , 32He , 4

2He

e

7

3Li, através das seguintes reacções:11H + 1

1H → 21H +  

21H + 2

1H → 32He + 1

0n ou 21H + 1

1H → 32He +  

21H + 2

1H → 31H* + 1

1p 

31H* + 2

1H → 42He + 1

0n 

31H + 42He → 73Li +  

32He + 1

0n → 31H + 1

1p  e 32He + 2

1H → 42He + 1

1H

32He + 4

2He → 74Be* +  

Por desintegração de 74Be, que é instável, obtém-se o 7

3Li:

7

4Be* → 7

3Li + 0

1e + ou 7

4Be* + 1

0n → 7

3Li + 1

1H

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A nucleossíntese primordial pára aqui, pois os nuclidos de número de massa 5 e 8 formados pela colisão destesnúcleos com protões ou neutrões desintegram-se facilmente porque são instáveis.

Por outro lado, confirmou-se o papel da radiação cósmica na síntese de alguns núcleos leves, nomeadamente,o berílio e o boro. O Espaço é percorrido por protões de alta velocidade (radiação cósmica) que ao colidirem comoutros núcleos, como os de carbono ou oxigénio, levam à formação de 6

3Li, 94Be, 10

5 B e 115 B.

Todos os restantes nuclidos de número de massa superior a 11 são produzidos nas estrelas – nucleossíntese 

estelar.

A teoria do Big Bang evoluiu à medida que foi evoluindo o conhecimento do Universo e é hoje aceite pela grandemaioria dos astrofísicos e cosmólogos.

A versão actual da teoria do Big Bang aponta para um período de inflação rápido, logo no início do Universo, oqual seria muito quente e muito denso aquando e logo após a sua origem.

Ainda é impossível para a Física explicar esse instante inicial (t = 0 s e E = ), pelo que há uma fronteira temporalque corresponde a t = 10–43 s (chamado tempo de Planck ), abaixo do qual nada se sabe.

0s factos em que a teoria do Big Bang se apoia são pois, e em síntese, os seguintes:

– a descoberta da radiação cósmica de microondas, prevista por Gamow, Alpher e Herman, e descoberta, por aca-so, por Penzias e Wilson.Ela é a radiação existente no universo primitivo que, após os electrões se unirem aos núcleos existentes paraformar os primeiros átomos, ficou a vaguear livremente pelo Universo fora. Com a expansão do Universo, ocomprimento de onda dessa radiação foi aumentando e a sua temperatura diminuindo, em consequência. Em1990, o satélite COBE mediu com maior exactidão a temperatura de radiação cósmica de microondas: 2,725 K;

– a abundância de elementos leves no Universo.A descoberta da radiação cósmica de microondas permitiu o cálculo da produção cosmológica de hélio, combase no modelo do Big Bang , apontando para valores entre 22 % a 28 % de hélio (em massa). O restante é pra-ticamente hidrogénio.Fizeram-se também cálculos sobre a produção dos outros núcleos leves na nucleossíntese primordial.Os resultados foram, também, confirmados por Hoyle e pelos seus colaboradores.Os valores obtidos estão de acordo com os dados observacionais, o que constitui um dos grandes triunfos dateoria do Big Bang ;

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– a expansão do Universo e a explicação do paradoxo de Olbers.Segundo este paradoxo, se o Universo fosse estático, as estrelas e galáxias deviam brilhar de forma regularao longo do tempo e o céu nocturno devia ser brilhante e não negro. Ora, considerando a teoria do Big 

Bang , devido à expansão do Universo, a luz emitida pelas galáxias mais longínquas apresentará um tal des-vio para o vermelho que estas saem do nosso «campo visual». Deste modo, o paradoxo de Olbers deixa deter sentido.

Um outro facto que viria também a comprovar o Big Bang seria a detecção dos neutrinos e anti-neutrinos desaco-plados dos electrões e positrões, ao fim de 1 segundo, quando a temperatura do Universo baixou para 10 000 milhõesde graus Kelvin (1,0 × 1010 K). Devido à expansão do Universo, o comprimento de onda associado a esses neutrinos eanti-neutrinos terá aumentado e os astrofísicos calculam que a sua temperatura seja, hoje, cerca de 2 K.

Porém, como os neutrinos e anti-neutrinos interactuam muito pouco com a matéria, será muito difícil detectá-los.

BibliografiaGribbrin, J., Génesis, A origem do Homem e do Universo , Publicações Europa-América.

Hawking, S., Breve História do Tempo Ilustrada , Gradiva.

Reeves, H., Últimas Notícias do Cosmos , Gradiva.

Weinberg, S., Os Três Primeiros Minutos , Gradiva.

La Recherche, hors série, Naissance et Histoire du Cosmos – Abril 1998.

Science & Vie, hors série, La Naissance de L’Universe: Le Big Bang en Questions – Dezembro 1994.

Science et Avenir, hors série, Naissance de la Matière , n.o 99.

Scientific American, Life in the Universe – Outubro 1994.

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Documento 2 – A radiação do corpo negro e os espectros térmicos das estrelas

O que é a radiação de corpo negro?

Todo o corpo troca calor com o meio ambiente, mesmo quando os corpos se encontram no vácuo. Neste caso, ape-

nas há trocas por emissão ou absorção de radiação que, conforme a temperatura do corpo, contém preferencialmenteluz infravermelha, visível ou ultravioleta. Por isso se englobam estas radiações sob o nome genérico de radiação tér- 

mica .

Ao contrário da convecção e condução térmica, a radiação térmica dá-se independentemente da temperatura domeio ambiente e não apenas enquanto esta é menos elevada que a do corpo radiador.

Essa radiação térmica depende da natureza do corpo radiador, nomeadamente da sua superfície, bem como dasua temperatura.

Define-se poder emissivo (E) de um corpo como a energia radiada por unidade de área de superfície exterior epor unidade de tempo.

Define-se capacidade de absorção (A) como a razão entre a radiação absorvida e a radiação incidente, numdado intervalo de tempo.

Quanto maior é a capacidade de absorção de um corpo tanto maior é o seu poder emissivo. Corpos que possuemcapacidade de absorção igual a 1 (A = 1), o que significa que absorvem toda a radiação incidente e a transformamcompletamente em calor, são designados corpos absolutamente negros .

Para satisfazer esta condição tem de se ter um corpo oco, com uma abertura pequena quando comparada com asuperfície total.

Um cilindro oco de material não combustível, que se aquece electricamente e que está envolto por uma ou maiscamadas de ar, cujo efeito é o isolamento térmico, pode funcionar como um corpo negro.

No entanto, o modelo mais simples que se pode imaginar para um corpo negro é o de um corpo com uma peque-na abertura numa cavidade.

As radiações que entram pelo orifício são reflectidas em várias direcções, no interior da cavidade. Como em cadareflexão parte dessas radiações é absorvida, a probabilidade de uma fracção razoável dessas radiações saír pelo ori-fício é pequena.

A radiação que é emitida pela abertura – radiação do corpo negro – já não tem «memória» da radiação incidente,

e traduz o equilíbrio entre a matéria e a radiação encontrada no interior da cavidade.

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Características da radiação do corpo negro

Verifica-se experimentalmente que:

• o corpo negro emite energia em todos os comprimentosde onda, originando um espectro de emissão contínuo 

(espectro térmico) , e segundo um tipo de curva, como oque é indicado na figura;

– Planck deduziu a fórmula universal que permite, parauma dada temperatura do corpo negro, conhecer adistribuição da energia irradiada pelos diferentescomprimentos de onda — lei da radiação do corpo 

negro 

I ( )∆  =

2h 

c 

 

2

3

e

e

(

(

h 

h 

 

 

 /

 /

k 

k 

T 

T 

)

)

– 1  ∆ 

em que:

I – é a intensidade da radiação numa gama de frequências ∆ ;

h – é a constante de Planck;

k – é a constante de Boltzmann;

c – é a velocidade da luz no vácuo.

• um corpo negro quente emite, em todos os comprimentos de onda, mais energia por unidade de área e por uni-dade de tempo do que um corpo negro frio.A lei de Stephen relaciona a potência total irradiada por unidade de área de um corpo negro (W rad) com a tem-peratura a que ele se encontra, verificando-se que a potência irradiada depende da quarta potência de tempe-ratura

W rad = 5,669 × 10–8 T 4 W m–2

• um corpo negro quente emite uma grande parte de energia para comprimentos de onda pequenos, enquanto que ocorpo negro frio emite grande parte de energia para comprimentos de onda maiores.Consoante a temperatura do corpo negro, existe uma distribuição desigual da energia emitida para os diferen-tes comprimentos de onda, verificando-se que o comprimento de onda a que corresponde o máximo de energiaemitida (máx) é tanto menor quanto maior é a temperatura a que o corpo se encontra.Esta relação está expressa na lei de Wien que estabelece o valor de máx em função da temperatura.

máx 

= 2,898 × 10–3

T 

1

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Curvas de radiação do corpo negro para o corpo humano (T   37°C), para

um corpo a cerca de 5000 K e para um corpo a 10 000 K.

A interpretação de Planck para a radiação de corpo negro

Ao estudar a radiação emitida pelo corpo negro, Planck considerou que os átomos constituintes das paredes docorpo se comportavam como osciladores electromagnéticos com uma frequência de oscilação característica. Tais osci-ladores absorviam a energia electromagnética da cavidade. Portanto, seria possível deduzir-se as características daradiação da cavidade a partir das propriedades dos osciladores, com os quais a radiação está em equilíbrio.

Planck considerou duas hipóteses sobre os osciladores atómicos:

1 – Um oscilador não pode ter uma energia qualquer, mas apenas aquela cujo valor satisfaz a expressão E = nh ,em que:

 – representa a frequência do oscilador;h – é uma constante (hoje conhecida como constante de Planck);n – é um número que só admite valores inteiros (hoje chamado número quântico principal).

2 – Os osciladores não irradiam energia continuamente, mas apenas por meio de pulsos ou quanta  (quantum nosingular). Esses quanta de energia, os fotões, são emitidos quando um oscilador transita de um estado de ener-gia quantizado para outro, ou seja, quando n varia de uma ou mais unidades, sendo ∆E = h  . Um oscilador

não emite nem absorve energia enquanto permanecer num dos seus estados estacionários (quantizados).

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Estas hipóteses de Planck foram adoptadas por Bohr na sua interpretação da estrutura atómica da matéria, emque os electrões (os osciladores de Planck) absorvem ou emitem energia de valor quantizado ao transitar entre doisestados de energia diferentes.

Ora, num espectro contínuo todos os comprimentos de onda estão representados.De acordo com os princípios de Bohr, tal significa que electrões de diferentes átomos do corpo negro podem ter

estados de energia muito próximos, o que leva à possibilidade de transições de energia muito próximas, provocando

a emissão de fotões de comprimentos de onda vizinhos e originando um espectro contínuo de emissão.A lei de Planck está em perfeito acordo com as medições expe-

rimentais que relacionam a radiação electromagnética com a tem-peratura.

Um dos resultados mais espectaculares desta lei de Planck foiobtido em 1964, pelos norte-americanos Arno Penzias e RobertWilson. Medindo a radiação electromagnética de fundo que preenche oespaço que nos rodeia, encontraram um espectro de Planck corres-pondente a uma temperatura de 3 K.

O Universo, que na sua origem esteve a temperaturas extrema-mente elevadas, encontra-se hoje, e devido à sua expansão, a umatemperatura de apenas 3 K.

Esta descoberta constitui um dos mais importantes argumentos afavor da Teoria do Big Bang e da expansão do Universo.

Os espectros contínuos (espectros térmicos) das estrelas

A fotosfera das estrelas é uma camada delgada gasosa que protege o interior de uma estrela da nossa obser-vação.

Na realidade, os gases no interior das estrelas são opacos a todas as radiações, isto é, absorvem-nas, caso con-trário nós veríamos esse interior.

Assim, o interior da estrela comporta-se como um corpo negro em que a fotosfera tem o papel da cavidade ondeeste está encerrado, até porque a radiação escoa por ela muito lentamente.

Essa radiação dá origem ao espectro de emissão contínuo da estrela.

Mas como é um espectro contínuo?

Na fotosfera da estrela, a densidade de partículas é muito elevada o que provoca numerosas colisões entre áto-mos, iões e electrões livres aí existentes.

As colisões violentas entre essas partículas provocam, em alguns casos, alterações energéticas nos níveis deenergia atómicos, originando uma gama sucessiva de comprimentos de onda das radiações emitidas ou absorvidasem transições semelhantes.

Por outro lado, as colisões entre electrões livres e átomos neutros pode levar à formação de iões mononegativos,com a consequente libertação de radiações. Essas radiações podem ter uma vasta gama de valores energéticossucessivos, pois correspondem à diferença entre a energia cinética do electrão e a energia de ligação desse electrão

ao átomo. Não esqueçamos que a energia cinética do electrão pode ter um valor qualquer!

Curva de radiação do corpo negro obtida para a radia-

ção cósmica de microondas.

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Bibliografia

Dias de Deus, J., Pimenta M., e outros, Introdução à Física , Colecção Ciência e Técnica, McGraw–Hill.Gerthsen, C., Kneser, H. O., Física , Fundação Calouste Gulbenkian.Halliday, D., Resnick, R., Física , Livros técnicos e científicos Editora.

Dossier pour la science, Vie et Mort des Étoiles – Janeiro 2001.Science & Vie hors série, La Naissance de L’Universe: Le Big Bang en Questions – Dezembro 1994.

As curvas de energia emitida pelas diferentes estrelas para os vários c.d.o. são idênti-

cas às curvas de radiação do corpo negro.

Curva de radiação do corpo negro obtido para a estrela Vega. A tem-

peratura da sua superfície ronda os 10 000 K.

Obtém-se, assim, uma gama de radiações de comprimentos de onda muito próximos, originando o espectro contí-nuo de emissão(3).

A radiação emitida pela fotosfera das estrelas, apresenta em aproximação, as características da radiação do corponegro, o que nos permite inferir a temperatura da sua superfície.

É, pois, de esperar que as estrelas mais quentes emitam mais energia do que as estrelas mais frias e que o máx

seja tanto menor quanto maior for a temperatura da superfície da estrela.

Estes factos vão reflectir-se na cor com que vemos as estrelas: as mais quentes, mais azuladas ou esbranquiça-das; as mais frias, mais avermelhadas.

(3) Por exemplo, o espectro solar contínuo, na região dos infravermelhos e visível, é largamente produzido devido à reacção

H + e–

→ H–

+  , dada a elevada densidade de electrões livres e de átomos de hidrogénio neutros na fostosfera solar.

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Documento 3 – Breve resumo da evolução do Universo

1 – Para t < 10 – 43 s (tempo de Planck) e T > 1032 K

• O Universo é extraordinariamente quente e denso.• As leis da Física não são aplicáveis.

• Domínio da gravidade quântica: as quatro interacções fundamentais estão unificadas.

2– D e t = 10 – 43 s a   t = 10 – 35 s e 1032 K >  T > 1027 K

• Reina o equilíbrio entre a energia e as partículas e antipartículas.• Os pares partícula-antipartícula aparecem gerados devido à energia colossal e logo desaparecem – são partícu-

las virtuais.• A interacção gravitacional separa-se das interacções electromagnéticas (nuclear forte e nuclear fraca) que se man-

têm unificadas. Deste modo, os quarks e os leptões (electrões, por exemplo) interconvertem-se uns nos outros.

3– D e t = 10 – 35 s a   t = 10 – 32 s e 1027 K >  T  > 1026 K

• Época da inflação: a elevada energia do Universo liberta-se, imprimindo ao Universo uma expansão extraordi-nária a que os físicos chamaram «inflação».

• Dá-se a separação da interacção nuclear forte das interacções nuclear fraca e electromagnética. Como resulta-do, os quarks já não interactuam com os leptões. Os físicos pensam que talvez tenha sido esta quebra de sime-tria que tenha originado o período da «inflação».

4– D e t = 10 – 32 s a   t ≅ 10 – 5 s e 1026 K >  T  > 1013 K

• A expansão do Universo e consequente arrefecimento permite que as partículas virtuais passem a ter existên-cia real: quarks , electrões, neutrinos e respectivas antipartículas.

• Matéria e energia continuam em equilíbrio, pelo que os pares partícula-antipartícula aniquilam-se originandoradiação e vice-versa: e – + e + ←→  .

• No entanto, existe um pouco mais de partículas que de antipartículas (uma partícula por cada 30 milhares demilhão de pares partícula-antipartícula). Graças a este excesso da matéria sobre a antimatéria, formar-se-ão,mais tarde, as estrelas, as galáxias e os seres vivos.

5– D e t ≅ 10 – 5 s a   t = 10 – 4 s e 1013 K > T  > 1012 K

• A temperatura baixa o suficiente para que a força nuclear vença a agitação corpuscular e se formem os pro-tões, neutrões e respectivas antipartículas, a partir dos quarks existentes.

• Continuam a existir os electrões, neutrinos e respectivas antipartículas, bem como o equilíbrio entre a radiaçãoe a matéria: e – + e + ←→ γ ; p – + p + ←→ γ ;   – +  ←→ γ ; n – + n + ←→ γ .

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6– D e t = 10– 4 s a   t = 10– 2 (0,01) s e 1012 K >  T > 1011 K

• Devido à expansão e arrefecimento, os fotões, cada vez menos energéticos, começam a não ter energia sufi-ciente para formar pares partícula-antipartícula.

• Inicia-se a aniquilação de matéria e antimatéria.

De t = 0,01 s a t = 0,1 s e 1011 K >  T > 3 × 1010 K

• Apesar do arrefecimento, a energia dos fotões ainda é demasiado elevada para permitir que os protões e neu-trões que restavam do período anterior se unam para formar os núcleos.

• As colisões entre neutrões, protões e outras partículas permitem as transições neutrão → protão ou protão →neutrão:  + n →← e – + p 

 – + p →← e + + n 

• O processo de aniquilação de matéria e antimatéria acelera-se.

Det 

= 0,1 s at 

= 1 s e 3 × 1010

K > T 

> 1010

K

• Quebra-se o equilíbrio entre o número de protões e neutrões.Parte dos neutrões, mais instáveis, transforma-se em protões: n → p + e – + .Passa a haver cerca de 62% de protões para cerca de 38% de neutrões.

7– D e t = 1 s a   t = 14 s e 1010 K >  T > 3 × 109 K

• Com a expansão e sucessivo arrefecimento do Universo, os neutrinos deixam de interagir com as outras partí-culas, isto é, dá-se o desacoplamento da interacção fraca. Como tal, os neutrinos, agora libertos, partem

Universo fora.• Continua a desintegração dos neutrões com formação de protões, havendo agora cerca de 76% de protões e

24% de neutrões.• Estes neutrinos, se fossem detectados (o que seria outra prova a favor da teoria do Big Bang ), teriam agora

uma temperatura da ordem dos 2 K.

De t = 14 s a t = 3 min e 3 × 10 9 K >  T > 109 K

• Começa a nucleossíntese primordial, uma vez que a esta temperatura, o protão e o neutrão conseguem juntar-

-se para formar um núcleo de deutério: p + n  → 21H +  . Contudo, como a estas temperaturas os núcleos dedeutério são instáveis, a nucleossíntese primordial não progride.

• Continua a conversão de neutrões em protões: 17% de neutrões e 83% de protões.

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8– D e t = 3 min a t = 34 min e 44 s e 109 K >  T  > 3 × 108 K

Dá-se a nucleossíntese primordial com formação de 21H, 3

2He, 42He e 7

3Li.

• Antes da nucleossíntese, a relação protões-neutrões era de 13% de neutrões e de 87% de protões.Os neutrões existentes vão ficar, em grande parte, ligados nos núcleos de 4

2He, pois os outros núcleos formam-se

em quantidades mínimas.• Em números de átomos produziu-se:

– cerca de 1 núcleo de 42He para cada 10 núcleos 1

1H;

– cerca de 1 núcleo de 21H para cada 5000 núcleos de 1

1H;

– cerca de 1 núcleo de 32He para cada 30 000 núcleos de 1

1H;

– cerca de 1 núcleo de 73Li para cada 1,0 × 1010 núcleos de 1

1H.

De t = 34 min e 44 s a t = 300 000 anos e 3 × 108 K >  T  > 3 000 K

• Cessaram os processos nucleares e a aniquilação de electrões e positrões.Contudo, a energia dos fotões ainda é suficiente para interagir com os electrões, evitando a formação dos áto-mos.

• Restam no Universo: os fotões, o excedente de electrões sobre positrões que corresponde ao número total deprotões existente, protões livres e os núcleos formados na nucleossíntese primordial.

Para t > 300 000 anos e 3 000 K > T > 10 K

Dada a grande diminuição de temperatura, os electrões e os núcleos formados associam-se em átomos

estáveis.Os fotões já não interactuam com os electrões (desacoplamento electromagnético) pelo que, agora livres, partem

pelo Universo fora. São esses fotões que agora são detectados como radiação cósmica de microondas.

Para t > mil milhões de anos e T < 10 K

Começam a formar-se as galáxias que se fragmentam em embriões de estrelas.

Para t > 12 mil milhões de anos e T   3 K

Formam-se as moléculas complexas que irão originar a vida na Terra.

Bibliografia

Reeves, H., Últimas Notícias do Cosmos , Gradiva.Weinberg, S., Os Três Primeiros Minutos , Gradiva.

La Recherche, hors-série, Naissance et Histoire du Cosmos – Abril 1998.Science et Avenir, Comment L’Universe Est Né du Vide – Dezembro 1994.Science et Avenir, hors série, Naissance de la Matière , n.o 99.Scientific American, Life in the Universe – Outubro 1994.

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Documento 4 – Da atmosfera primitiva à atmosfera actual

Porque os conhecimentos sobre a evolução da atmosfera terrestre estão em permanente actualização, e porqueeste tema é pela primeira vez introduzido num programa de Física e Química, pensámos que seria útil dar a conheceraos colegas, professores do 4.o Grupo A, artigos interessantes sobre este assunto.

Escolhemos este de 1991, de Daniel Gautier in Science & Vie , n.o 174, de Março.

Outro artigo, mais ou menos recente, que aconselhamos para consulta é «Il y a toujours de l’eau sur Terre » publi-cado na revista Science & Vie de Abril de 2001.

A lenta génese da atmosfera

«Como é formada a atmosfera terrestre? A pergunta permanece, para alguns como enigmática, e quanto à res-posta, várias opiniões (escolas) se defrontam. Existe, no entanto, um grande consenso quanto ao processo global deformação do planeta.

A nebulosa solar primitiva de onde provêm os planetas do sistema solar, continha gases e poeiras.Estas últimas aglomeraram-se e formaram corpos de maior dimensão chamados planetóides que, por sua vez, entra-ram em colisão uns com os outros e formaram os núcleos planetários. Este cenário, inicialmente teorizado pelo ilus-tre astrofísico soviético Safronov, foi depois objecto de numerosos trabalhos de aperfeiçoamento, cada vez maiscomplexos, à medida que se vai aperfeiçoando a descrição física.

Como resultado destes estudos, duas conclusões são dadas como certas: por um lado, as poeiras continhamgases que se combinam quimicamente com os minerais e rochas. Por outro lado, o processo de acreação liberta umagrande quantidade de calor. Este calor originou, em parte, os pequenos corpos planetóides, libertando os elementosvoláteis.

Neste contexto, duas teorias são correntemente invocadas: numa das teorias, uma vez a Terra formada, os gasesque irão constituir a atmosfera, saem dos vulcões, extremamente activos nessa época. Na outra teoria, os cometas eos meteoritos, ao colidirem com a Terra, volatilizam-se à sua superfície e são os responsáveis pela formação daatmosfera.

Em qualquer uma das duas teorias admite-se que os gases da nebulosa primitiva, compostos maioritariamentepor hidrogénio e hélio, se encontram dissipados sob a acção da radiação ultravioleta e do fluxo de partículas emitidasaquando do nascimento do Sol.

De facto, estas duas teorias não são incompatíveis. Por um lado, parece evidente que o aquecimento intenso quese produziu no momento da formação da Terra conduziu, certamente, à evaporação de uma parte dos gases voláteisque os corpos planetóides continham encerrados no seu interior ou quimicamente combinados com os minerais e as

rochas. Por outro lado, o sistema solar encontrava-se repleto de pequenos corpos que podiam continuar a cair sobre asuperfície da jovem Terra. Os abundantes vestígios de impactos de meteoritos, observados à superfície de Marte e deMercúrio vêm confirmar esta teoria.

A análise da composição dos meteoritos e a sua comparação com a história das atmosferas de Marte e deVénus, tal como foi reconstituída a partir da exploração espacial destes planetas, permitiu concluir que a atmosferaprimitiva da Terra era formada maioritariamente por vapor de água, dióxido de carbono em grande quantidade e umpouco de azoto.

Desde o momento em que a Terra arrefeceu o suficiente, a água condensou-se e formaram-se os oceanos. É inte-

ressante verificar que este fenómeno supõe a existência de condições de temperatura apropriadas.

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Numa Terra bastante fria, a água, em vez de absorver a radiação solar como actualmente se verifica, teria geladoe formado imensos bancos de gelo que a teriam reflectido e esta glaciação podia manter-se durante muito tempo ou,até mesmo, senão indefinidamente. Ao inverso, se a Terra se encontrasse muito quente a água não conseguiria con-densar-se e permaneceria no estado de vapor.

Com efeito, a temperatura da superfície da Terra resulta de um equilíbrio entre a radiação solar absorvida (essen-

cialmente no domínio do visível) e a emissão de radiação infravermelha por parte do nosso planeta. Uma grande par-te desta emissão é bloqueada pelos gases que absorvem a radiação infravermelha, principalmente o dióxido decarbono e o vapor de água; este processo, o famoso “efeito de estufa”, tem como consequência o aquecimento dasuperfície terrestre. As teorias da evolução das estrelas indicam que, no momento da formação da Terra, o Sol eramenos luminoso do que agora, isto é, que ele nos devia “aquecer” um pouco menos. Segundo os cientistas, ele seriacerca de 25 a 40 % mais frio. Note-se que estas teorias estão de acordo com as observações feitas em estrelas dotipo solar, em função da sua idade.

Segue-se que, na ausência de um efeito de estufa suficientemente eficaz, a Terra não teria conseguido escapar àglaciação, a partir do momento em que começou a arrefecer. É fácil compreender que a quantidade enorme de dióxi-do de carbono, então presente, funcionou como camada protectora.

Entretanto, a atmosfera evoluiu consideravelmente durante os primeiros mil milhões de anos. Com efeito, o dióxi-do de carbono na presença da água forma os carbonatos que devem precipitar no fundo dos oceanos e formar sedi-mentos. Em seguida, a quantidade de dióxido de carbono na atmosfera diminuiu grandemente o que fez com que oazoto ficasse em maioria. Segundo as previsões dos modelos, este mecanismo deve ter sido muito eficaz e deve pro-cessar-se de uma maneira relativamente rápida. Por outro lado, aproximadamente 700 milhões de anos depois daTerra se ter formado, isto é, há 3800 milhões de anos, manifestou-se um fenómeno único no sistema solar: o apareci-mento da vida. Foi nesta época que apareceram as primeiras formações carbonatadas, chamadas estromatolites , eque se interpretam como sendo um sinal da existência da fotossíntese, ou dito de outro modo, a transformação dodióxido de carbono em oxigénio, através de bactérias.

Com efeito, numerosos micróbios diferentes podem estar associados à produção de estromatolites mas, emregra geral, os seus principais produtores são as algas azuis. Estas algas consomem o hidrogénio que necessitampara produzir a fotossíntese, a partir da decomposição da água. O oxigénio assim formado liberta-se para aatmosfera.

O processo foi bastante lento. O oxigénio que primeiro se produziu, serviu para oxidar diversos elementos, emparticular os elementos que se encontravam à superfície da Terra e para alimentar organismos. Existem provas geoló-gicas desta evolução.

Por exemplo, a uranite e a galena foram encontradas em sedimentos que datam de 2 a 2,5 mil milhões de anos.A sua presença é dificilmente compatível com a do oxigénio porque uma pequena concentração deste gás teria sido

suficiente para os oxidar. Pelo contrário, outros índices baseados na oxidação dos minerais de ferro, sugerem umaabundância notável de oxigénio livre à superfície da Terra, há pouco menos de 2 mil milhões de anos.Tornando-se o oxigénio suficientemente abundante, forma-se o ozono atmosférico que bloqueia a radiação ultra-

violeta solar, permitindo o aparecimento explosivo da vegetação e um aumento na produção do oxigénio.

As modalidades da evolução do oxigénio são ainda controversas, mas os cientistas entendem como verosímil queeste gás tenha atingido a sua abundância atmosférica actual há menos de 500 milhões de anos (4).

(4

) Estudos recentes indicam que há 1500 milhões de anos o teor em oxigénio na atmosfera era igual ao de hoje.

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A composição da atmosfera da Terra tem sido, assim, sujeita a alterações consideráveis no decurso da sua histó-ria. Como é que se pode explicar a relativa estabilidade das condições físicas à sua superfície, quando comparadacom as de Marte e de Vénus, cujas composições iniciais eram semelhantes à atmosfera da Terra primitiva?

Vénus tornou-se num planeta tórrido, sem água, com uma temperatura à sua superfície de cerca de 500 °C, sobrea qual se estende uma atmosfera densa, composta principalmente por dióxido de carbono e um pouco de azoto, auma pressão de 90 atmosferas. Já Marte, pelo contrário, só conseguiu conservar uma atmosfera muito ténue com-

posta igualmente pelo essencial dióxido de carbono; a pressão no solo varia com as estações do ano deste planetamas é, em média, de 7 milésimas de atmosfera. As fotografias da sua superfície indicam que a água, antigamente,fluía em abundância, sem dúvida nos primeiros mil milhões de anos a seguir à formação do planeta, mas que actual-mente ela não existe, salvo eventualmente a grandes profundidades.

A “sorte” da Terra é que o abrandamento do efeito de estufa devido à diminuição considerável de dióxido de car-bono atmosférico foi contrabalançado com o aumento, ao longo do tempo, do aquecimento solar. Além disso, o oxigé-nio molecular não absorve a radiação infravermelha térmica, o que faz com que não contribua para o efeito de estufa.

Há quem refira contudo que os processos ligados à vida têm um papel considerável no balanço radiante e clima-

tológico da Terra.É, pois, necessário ter em conta a vida em toda a pesquisa que tenha uma compreensão completa dos fenómenosclimáticos. Seguindo este raciocínio, um cientista inglês, J. Lovelock, deu audaciosamente um passo, propondo a“Hipótese de Gaia”.

Segundo este autor, a biosfera deve ser considerada como um sistema cibernético capaz de modificar o seu meioambiente, de maneira a adaptar-se às suas necessidades. A vida teria, pois, regulado a evolução da atmosfera. Énecessário sublinhar que esta teoria é bastante controversa.

Em todo o caso, um novo parâmetro deve ser hoje tomado em conta: a acção perturbadora do Homem no meioambiente e, em particular, sobre o efeito de estufa devido ao aumento exponencial da abundância do dióxido de car-

bono após o nascimento da era industrial.»

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39© 2 0 0 7 JOGO DE PARTÍCULAS A – QUÍMICA – 10 .o  / 11 .o AN O

A N E X O 1 – R E G I S T O D O S T R A B A L H O S D E C A S A E F E C T U A D O S

Dia domês

1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31

Turma . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Mês de . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

Número…

F – Fez o trabalho de casa.N – Não fez o trabalho de casa.P – Fez parte do trabalho de casa.

Observações: . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

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40 © 2 0 0 7 JOGO DE PARTÍCULAS A – QUÍMICA – 10 .o  / 11 .o AN O

     A     N     E     X     O

     2

   –

     G     R     E     L     H     A

     D     E

     O     B     S     E     R     V     A     Ç       Ã     O

     D     E

     C     O     M

     P     O     R     T     A     M

     E     N     T     O

     E     M

     A     U     L

     A

     P     R       Á     T     I     C     A

    T   u   r   m   a . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

    M    ê   s    d   e . . . . . . . . . . . . . . .

 . . . . . . . . . . . . . . . . .

      O      b    e      d    e    c    e      à    s

    r    e    g    r    a    s

      d    e    s    e    g    u    r    a    n    ç    a

      N      ú    m    e    r    o

    e    n    o    m    e

      d    o    a      l    u    n    o

      U     t      i      l      i    z    a    c    o    m

    c    o    r    r

    e    c    ç      ã    o    o    m    a     t    e    r      i    a      l

      d    e      l    a      b    o    r    a     t      ó    r      i    o

      U     t      i      l      i    z    a    c    o    m

    c    o    r    r    e    c    ç      ã    o    o    s

    a    p    a    r    e      l      h    o    s      d    e    m    e      d      i      d    a

    D   a   t   a    d   a

   o    b   s   e   r   v   a   ç    ã   o

    D   a   t   a    d   a

   o    b   s   e   r   v   a   ç    ã   o

    D   a   t   a    d   a

   o    b   s   e   r   v   a   ç    ã   o

    D   a   t   a    d   a

   o    b   s   e   r   v   a   ç    ã   o

    D   a   t   a    d   a

   o    b   s   e   r   v   a   ç    ã   o

    D   a   t   a    d   a

   o    b   s   e   r   v   a   ç    ã   o

    D   a   t   a    d   a

   o    b   s   e   r   v   a   ç    ã   o

    D   a   t   a    d   a

   o    b   s   e   r   v   a   ç    ã   o

      S    e    g    u    e    o

    p    r    o     t    o    c    o      l    o

    e    x    p    e    r      i    m    e    n     t    a      l

      D      i    s    c    u     t    e    c    o    m

    o    s

    c    o      l    e    g    a    s    o    e    v    o      l    u      i    r

      d    o     t    r    a      b    a      l      h    o

       É    c    u      i      d    a      d    o    s    o

    n    o    s    e    u

     t    r    a      b    a      l      h    o

      E    x    e    c    u     t    a

    a    s     t    a    r    e      f    a    s

    a    s    e    u    c    a    r    g    o

      R    e    g      i    s     t    a

    o      b    s    e    r    v    a    ç      õ    e    s

    e    r    e    s    u      l     t    a      d    o    s

     S  –

    S   e   m   p   r   e

     N  –

    N   u   n   c   a

     P     V  –

    P   o   r   v   e   z   e   s

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41© 2 0 0 7 JOGO DE PARTÍCULAS A – QUÍMICA – 10 .o  / 11 .o AN O

     A     N     E     X     O

     3

   –

     G     R     E     L     H     A

     D     E

     A     V     A     L     I     A     Ç       Ã     O

     D     E

     R     E     L     A     T

       Ó     R     I     O     S

    T    í   t   u    l   o    d   o   t   r   a    b   a    l    h   o . . . . . . . . . . . .

 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

 . . . . . . . . . . . . . . . . .

    T   u   r   m   a . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

    M    ê   s    d   e . . . . . . . . . . . . . . .

 . . . . . . . . . . . . . . . . .

      P    a    r      â    m    e     t    r    o    s

    p    a    r    a

    a    v    a      l      i    a    ç      ã    o

      d    o    s    r    e      l    a     t      ó    r      i    o    s      

      O      b      j    e    c     t      i    v    o      d    o

     t    r    a      b    a      l      h    o

      I    n     t    r    o      d    u    ç      ã    o

     t    e      ó    r      i    c    a

      C      á      l    c    u      l    o    s

      A    n      á      l      i    s    e

      d    e    r    e    s    u      l     t    a      d    o    s

      C    o    n    c      l    u    s      ã    o

    e    c    r      í     t      i    c    a

      P    r    o     t    o    c    o      l    o    e    x    p    e    r      i    m    e    n     t    a      l

      I     t    e    n    s    e    r    e    s    p    e    c     t      i    v    a

    c    o     t    a    ç      ã    o      

    M   a   t   e   r    i   a    l    /

   r   e   a   g   e   n   t   e   s

    M   o    d   o

    d   e   p   r   o   c   e   s   s   a   r

    R   e   g    i   s   t   o   s    /

   o    b   s   e   r   v   a   ç    õ   e   s

      A      l    u    n    o      /      G    r    u    p    o

      

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G U I Ã O D E U T I L I Z A Ç Ã O D E T R A N S P A R Ê N C I A S

Módulo Inicial

Transparência 1 (A)

Utiliza-se esta transparência aquando das revisões da constituição dos materiais (Módulo Inicial).

Como os conteúdos nela inseridos já foram leccionados, a sua exploração pode ser feita através de perguntassucessivas:

– deixar a palavra «Materiais» à vista e fazer perguntas acerca das «fases» seguintes do diagrama;

– ir destapando, sucessivamente, o fluxograma à medida que os alunos vão respondendo às questões colocadas.

Transparência 1 (B)

Exemplificar, através das figuras, as unidades estruturais de algumas substâncias e as respectivas fórmulasquímicas.

Unidade 1

Transparência 2 (A)

Explorar, sob a forma de pergunta, o significado do símbolo ? que se encontra no topo do cone.A resposta será relativa ao desconhecimento acerca do que se passou antes e durante o Big Bang .

Transparência 2 (B)

Informar da existência de várias teorias acerca da formação do Universo, para além da teoria do Big Bang ,nomeadamente a da Expansão Permanente, a do Universo Pulsátil e a do Estado Estacionário.

Referir as provas que confirmam a teoria do Big Bang .

Transparência 3

Especificar a escala do tempo no Universo, referindo os fenómenos que ocorreram ao longo dessa escala.

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Transparência 4

Com o auxílio desta transparência, explicar a formação dos primeiros núcleos e primeiros átomos (nucleossínteseprimordial).

Explicar o diagrama com o auxílio do texto inserido nesta transparência.

Transparência 5

Explicar que à medida que o Universo se foi expandindo e arrefecendo, átomos formados pela nucleossíntese pri-mordial se aglutinaram em nuvens de gás.

Explicar que, em certa altura, devido à força gravitacional, essas nuvens de gás contraíram-se e transformaram-seem proto-estrelas.

Transparência 6 (A)

Explorar a formação, vida e morte das estrelas.

Transparência 6 (B)

Com o apoio desta transparência, explorar a nucleossíntese estelar e interestelar.

Ir explorando a formação do diversos elementos nas estrelas, através dos esquemas.

Transparência 7

Utilizar o esquema para explicar a evolução de uma etrela desde que «nasce» até que «morre».

Transparência 8 (A)

Dar o espectro visível da luz solar como exemplo de um espectro de emissão contínuo.

Transparência 8 (B)

Referir que os gases rarefeitos, quando sujeitos a descargas eléctricas, emitem luz.

Refeir que a luz emitida por esses gases, quando observada através de um espectroscópio, origina um espectro

de emissão de riscas.

Transparência 8 (C)

Com o auxílio do esquema, explicar que nas situações em que os átomos de um determinado elemento se inter-põem no caminho da luz branca, algumas dessas radiações são absorvidas por esses átomos.

Distinguir os espectros de emissão dos espectros de absorção, colocando em evidência que o espectro de absor-ção é o «negativo» do respectivo espectro de emissão, através das figuras presentes no final da transparência.

Dar exemplos de outros espectros da zona do visível.

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Transparência 9

Para explicar a relação entre as radiações emitidas pelas estrelas e a sua composição e temperatura superficial,mostra-se um espectro de uma estrela com as respectivas riscas pretas, correspondentes à absorção por átomos quese encontram à superfície da estrela.

Transparência 10 (A)

Para explicar o efeito fotoeléctrico deve colocar-se em evidência, nas figuras, as situações em que esse efeitoocorre.

Transparência 10 (B)

Para abordar a espectroscopia fotoelectrónica deve explicar-se, em primeiro lugar, o que são energias de remo-ção, colocando em evidência, através do diagrama desta transparência, por que razão existem quatro energias deremoção diferentes para o sódio. Perguntar o valor dessas energias de remoção.

Explicar a técnica da espectroscopia fotoelectrónica através da figura referente ao funcionamento do espectros-cópio fotoelectrónico.

Transparência 11 (A)

Referir que os electrões de um conjunto de átomos de hidrogénio, que se encontram em estados excitados, ao regres-sarem a estados de mais baixa energia emitem energia na forma de radiação (espectro de emissão do hidrogénio).

Transparência 11 (B)

Tapar as legendas dos diagramas de energia da transparência e questionar os alunos acerca do que acontece nas

situações A, B, C e D, levando-os a concluir o que pode acontecer quando uma radiação incide num átomo.

Transparência 12 (A)

Explorar o diagrama (I) para mostrar que a energia de ionização aumenta, em geral, ao longo do segundo período,desde o metal alcalino até ao gás nobre. Questionar os alunos acerca deste facto.

Explorar o diagrama (II) para mostrar que a energia de ionização diminui ao longo do grupo 1. Questionar a razãodesta diminuição.

Analisar o diagrama (III) que mostra como varia a energia de ionização ao longo da Tabela Periódica, quer ao lon-

go do grupo quer ao longo do período.

Transparência 12 (B)

Explorar o diagrama (IV) para mostrar que o raio atómico diminui ao longo do segundo período, desde o metalalcalino até ao gás nobre. Questionar a razão desta diminuição.

Explorar o diagrama (V) para mostrar que o raio atómico aumenta ao longo do grupo 1. Questionar a razão desteaumento.

Analisar o primeiro diagrama que mostra como varia o raio atómico ao longo da Tabela Periódica. Explorar a razão

desta variação, principalmente para os elementos representativos.

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Unidade 2

Transparência 13

Através da figura à direita, explorar a divisão da atmosfera em camadas, as respectivas espessuras e a tempera-tura média a que se encontram.

Explorar o fluxograma pondo em evidência, através da figura à esquerda, a influência da absorção da radiaçãoUV na formação e decomposição da camada de ozono.

Através da última figura à direita, explorar a absorção e reflexão das diferentes radiações na atmosfera e super-fície terrestre, pondo em evidência o efeito de estufa.

Transparência 14 (A)

Com a primeira figura relativa à ligação covalente, pôr em evidência a variação da energia potencial eléctrica dedois átomos que se aproximam para formar uma ligação.

• Situação 1 – átomos afastados – não existe interacção entre eles e por isso, a energia potencial eléctrica énula.

• Situação 2 – à medida que os átomos se aproximam as atracções aumentam em relação às repulsões. Aenergia potencial eléctrica vai diminuindo. As nuvens electrónicas começam a deformar-se.

• Situação 3 – as atracções equilibram as repulsões. A energia potencial eléctrica é mínima. Formação da liga-

ção – situação estável.• Situação 4 – as repulsões aumentam em relação às atracções. A energia potencial eléctrica aumenta.

Situação instável.

Transparência 14 (B)

Analisar a geometria das moléculas, considerando: A – átomo central;

X – átomo ligado ao átomo central;E – par de electrões não-ligante.

• Metano (CH4) – Molécula do tipo AX4: geometria tetraédrica. Referir que o ângulo de ligação é de 109,5o.

• Amoníaco (NH3) – Molécula do tipo AX3E: geometria piramidal trigonal. Colocar em evidência que esta geo-metria deriva da geometria tetraédrica, por transformação de um par ligante em um par não-ligante. Referirque o ângulo de ligação é de 107o, dado que a repulsão par ligante/par não-ligante é superior à repulsão parligante/par ligante. Isto faz com que o ângulo seja ligeiramente inferior a 109,5 o.

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• Água (H2O) – Molécula do tipo AX2E2: geometria angular, derivada da geometria tetraédrica por transformaçãode dois pares ligantes em pares não-ligantes. Referir que o ângulo de ligação é de 104,5o, pelas razões aponta-das para a molécula de amoníaco.

• Dióxido de carbono (CO2) – Molécula do tipo AX2: geometria linear. Referir que o ângulo de ligação éde 180o.

• Trihidreto de boro (BH3) – Molécula do tipo AX3: geometria triangular plana. Referir que o ângulo de ligação éde 120o.

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F I C H A F O R M A T I V A 1

Nome ____________________________________________________________ N.° __________ Tu rma __________

Data ____/___/____ Prof . ___________________________ En c. d e e duca çã o   _________________________________

Materiais: Diversidade e Composição

1. Considere as substâncias referidas de seguida. Caso não as conheça, tente obter informações sobre elas de modoa poder responder às seguintes questões.

{Dióxido de carbono; Azoto da atmosfera; Alumínio; Ozono; Açúcar (glicose); Ferro metálico; Óxido de silício(quartzo); Carbonato de cálcio (principal componente do calcário)}

1.1 Indique pelo menos três misturas em que algumas destas substâncias participem.

1.2 Classifique estas misturas como heterogéneas ou homogéneas.

1.3 Entre as substâncias indicadas em cima …

a) … quais são as substâncias elementares?

b) … quais são as substâncias compostas?

1.4 Quanto às unidades estruturais que as constituem …

a) … quais as substâncias que são formadas por átomos?b) … quais as substâncias que são formadas por moléculas?

c) … quais as substâncias que são formadas por iões?

1.5 Escreva a fórmula química do …

a) … Dióxido de carbono   c) … Ozono (trioxigénio)

b) … Alumínio   d) … Carbonato de cálcio

2. Considere o elemento metálico alumínio. Os átomos deste metal têm 13 protões e ionizam-se facilmente cedendo

três electrões.

2.1 Complete o quadro que se segue.

Partícula Número de protões Carga nuclear Número de electrões Carga eléctrica total

Átomo de alumínio

Ião alumínio

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2.2 Complete a equação de ionização do átomo de alumínio escrevendo a fórmula química do ião formado.

A → __________ + 3e

3. Embora o leite seja uma dispersão coloidal, a análise de rótulos de pacotes de leite permite-nos comparar a suacomposição e determinar a concentração das diferentes fases dispersas.

3.1 Qual a fase dispersante do leite?

3.2 Compare os dois rótulos A e B respeitantes a leites existentes no mercado.a) Exprima a concentração mássica da vitamina B12 no leite B, em g dm–3 e em unidades Sl.

b) Qual o leite que deverá ser preferencialmente escolhido por pessoas que necessitem de cálcio? Justifique.

4. A 100 mL de uma solução 4,0 g dm–3 em hidróxido de sódio, adicionou-se 0,2 g deste hidróxido, não tendo havidovariação de volume da solução.

4.1 Qual a massa de hidróxido existente inicialmente na solução?

4.2 Calcule a nova concentração da solução.

A. B.

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5. Considere as seguintes representações simbólicas de uma amostra de átomos:

168A; 17

8B; 188C; 24

12 D; 2612E; 36

16F; 3517G; 37

17H; 3718I

5.1 Indique:

a) o número de nuclidos diferentes representados;

b) o número de elementos presentes neste conjunto;

c) os átomos que são isótopos entre si, justificando.

5.2 Os átomos A, B e C são isótopos, sendo as suas abundâncias relativas 99,76 %, 0,04 % e 0,20 %, respectiva-mente. As suas massas isotópicas relativas são, respectivamente, 16,0, 17,0, e 18,0.Qual a massa atómica relativa do elemento do qual fazem parte estes átomos?

5.3 Localize na Tabela Periódica o elemento a que pertence o átomo E.

5.4 Qual o número atómico do elemento que se localiza duas casas à frente do elemento E, na Tabela Periódica?A que grupo e período pertence?

5.5 O elemento 17G forma facilmente iões mononegativos que se combinam com os iões E2+ .

a) Qual a representação simbólica do ião proveniente dos átomos G?

b) Qual a fórmula química do composto formado por G e E?

c) Que tipo de unidades estruturais formam esse composto?

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Partícula Número de protões Carga nuclear Número de electrões Carga eléctrica total

Átomo de alumínio 13 +13 13 O

Ião alumínio 13 +13 1O +3

1.

1.1 Ar (dióxido de carbono, azoto atmosférico, ozono); Água açucarada (água + açúcar + glicose); Aço (ferro).

1.2 Todas são homogéneas. Têm apenas uma fase.1.3 a) Azoto, alumínio, ozono, ferro.   b) Dióxido de carbono, glicose, óxido de silício, carbonato de cálcio.

1.4 a) Alumínio e ferro. b) Azoto, ozono, água, óxido de silício. c) Carbonato de cálcio (Ca2+ ; CO32-)

1.5 a) CO2   b) A   c) O3   d) CaCO3

2.

2.1

2.2 A → A3+ + 3e

3.

3.1 Água.3.2 a) m = 0,2 × 10–6 g c m = 

m 

V  ⇔ c m =

0,20×

,110–6 = 2 × 10–6g dm–3

V = 0,1 dm3 c m = = 2 × 10–6 kg m–3

b) A. Porque tem mais concentração em cálcio.4.

4.1 V = 100 mL = 0,1 dm3

c m = 4,0 g dm–3 c m =  

m 

V  ⇔ m = c m × V ⇔ m = 4,0 × 0,1 = 0,4 g

4.2 m = 0,4 + 0,2 = 0,6 g c m =  

m 

V  ⇔ c m =

00

,,61⇔ c m = 6 g d m–3

V = 0,1 dm3

5. 5.1 a) 9 nuclidos.b) 5 elementos: (A, B, C) ; (D, E) ; F ; (G, H) ; I.c) (A, B e C) têm o mesmo número atómico: 8.

(D e E) têm o mesmo número atómico: 12.(G e H) têm o mesmo número atómico: 17.

5.2 Ar = = 16,0.

5.3 Z = 12 ⇒ Mg (2.o grupo; 3.o período) 5.4 Z = 14 ⇒ Si (grupo 14; 3.o período)

5.5 a) G–

b) EG2   c) Iões E2+

e G–

.

(99,76 × 16,0) + (0,04 × 17,0) + (0,20 × 18,0)

100

2 × 10–6 × 10–3 kg

1 × 10–3 dm3

S O L U Ç Õ E S

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4. Sobre um dado metal incide uma luz cujo valor de energia é igual ao triplo da energia mínima de remoção (E r)desse metal. Como tal, são extraídos electrões com energia cinética …(A) … igual a E r  .(B) … simétrica de E r .(C) … igual a 2E r  .

5. Em que fase da vida de uma estrela é possível produzir urânio?

6. Os números de 1 a 6 referem-se a termos que estão directamente relacionados com a génese dos elementos quí-micos.Preencha as colunas verticais e descubra qual o termo (7) que deverá preencher a linha horizontal.

1. Elemento de maior número atómico que é possível produzir-se no coração de uma estrela.2. Elemento formado na nucleossíntese interestelar.3. Explosão de uma estrela onde se forma o elemento urânio.

4. Combustível inicial das estrelas.5. Modelo de formação do Universo segundo o qual a matéria, o espaço e o tempo se expandiram a partir de um

estado inicial de elevada temperatura, pressão e densidade.6. Tipo de reacção nuclear de que resulta a produção de elementos de maior massa.

1 23

4

7

5

6

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7. Classifique cada uma das seguintes frases como verdadeira ou falsa:

(A) O espectro electromagnético é o conjunto de todas as radiações visíveis.(B) As radiações visíveis de maior energia são as de cor vermelha.(C) As radiações ultravioletas são as de maior efeito térmico.(D) O espectro de um elemento quando isolado é igual ao seu espectro quando combinado com outros elementos.

(E) O espectro de absorção de um elemento é o «negativo» do seu espectro de emissão.(F) Só os corpos incandescentes emitem radiações.

8. O gráfico abaixo indicado diz respeito a uma experiência de efeito fotoeléctrico sobre um dado metal.

Com base no gráfico responda às seguintes questões:

8.1 O que significa E 1 ?

8.2 Por que razão não há efeito fotoeléctrico antes de E 1 ?

8.3 O que acontece quando é fornecido ao metal um valor de energia superior a E 1 ?

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1. (A) – 3; (B)– 4; (C) – 1; (D) – 5; (E) – 2.

2.

2.1 Distância percorrida pela luz num ano.

2.2 a) 1 ano = 365,25 d × 24 h × 3600 s = 31 557 600 sd = v × ∆t ⇒ d = 300 000 km/s × 31 557 600 s ⇒ d = 9,467 × 1012 km.

b) 9,467 × 1015 m.

3. (C).

4. (C). E rincidente = E remoção + E cinética

3E r = E r + E cE c = 2E r

5. Explosão da supernova.

6.

1 2

N U C L E O S S I N T E S E

34

7

5

6

B

IG

B

A

G

H

D

R

O

G

E

NI

O

F

R

R

O

B

R

O

F

U

A

O

U

P

E

R

N

OV

A

7. (A) – F ; (B) – F ; (C) – F ; (D) – V ; (E) – V ; (F) – F.

8.8.1 Energia de ionização ou energia de remoção.

8.2 Porque a radiação incidente tem energia inferior à energia de ionização (ou energia de remoção).

8.3 São extraídos electrões com energia cinética.

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Átomo de Hidrogénio. Orbitais e Números Quânticos.

Configurações Electrónicas dos Elementos Químicos

1. Das opções que se seguem, indique qual ou quais podem completar correctamente a expressão seguinte:

«No processo de excitação do átomo de hidrogénio, o electrão transita para o nível 3. Na desexcitação poderáhaver emissão …

(A) … de radiação ultravioleta (UV) seguida de radiação visível».

(B) … de radiação visível seguida de radiação ultravioleta (UV)».

(C) … somente de radiação infravermelha (IV)».

(D) … somente de radiação ultravioleta (UV)».

(E) … de radiação infravermelha (IV) seguida de radiação visível».

2. Nos átomos de hidrogénio, as transições electrónicas n = 3 → n = 2 originam emissão de radiação de maior,

menor ou igual energia do que as transições electrónicas n = 2 → n = 1 ? Justifique.

3. Por que razão o modelo de Rutherford não consegue explicar o espectro de hidrogénio?

4. Indique um conjunto possível de números quânticos que caracterizam a orbital 4d.

5. Considere três electrões em orbitais 3p. Indique os números quânticos que caracterizam esses electrões.

6. Considere as seguintes orbitais: 2p , 1s , 3d.

Indique os valores dos números quânticos associados a estas orbitais.

7. Um electrão de valência num dado átomo ocupa o nível 3 de energia. Escreva os valores possíveis de e de m para esse electrão.

8. Indique qual ou quais dos conjuntos caracterizam uma orbital e identifique essa orbital.

(A) (2, 1, 0)

(B) (3, 2, –1)

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19. Escreva as configurações electrónicas dos seguintes átomos e iões:

a) 2He

b) 9F–

c) 12Mg 2+

d) 22Ti

10. Considere as configurações electrónicas dos átomos A, B, C, D, E e F, no estado fundamental.

Nota: As letras de A a F não correspondem a símbolos químicos.

A –

B – 1s2 2s2 2p6 3s1

C – 1s2 2s2 2p3

D – 1s2 2s2 2p5

E –

F –

a) Identifique as configurações que não estão correctas, corrija-as e indique as regras e princípios que não

foram respeitados.

b) Faça o diagrama de caixas correspondente à configuração electrónica B.

c) Com base na configuração electrónica C, indique quantas e quais são as orbitais de valência.

d) A que elemento pertence o átomo E?

e) Quantas energias de remoção possuem os átomos de D?

11. Os electrões nos átomos de lítio apresentam duas energias: – 8,77 × 10–18 J e – 8,6 × 10–19 J.

a) Qual a energia mínima necessária para remover o electrão 1s do átomo de lítio? Justifique.

b) Qual a energia mínima capaz de provocar o efeito fotoeléctrico do lítio?

12. Com uma mesma radiação incidente e através da técnica de espectroscopia fotoelectrónica, foram extraídos elec-

trões de uma amostra de oxigénio com três valores de energias cinéticas.Com base nesta informação, justifique a razão pela qual a configuração electrónica do oxigénio é1s2 2s2 2p4 e não 1s2 2s2 2p3 3s1 .

↑↓   ↑   ↑

↑↓   ↑↓   ↑↓ ↑ ↑

↑↓ ↑↓ ↑ ↑

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S O L U Ç Õ E S

1. (A) – F ; (B) – V ; (C) ; (D) – V ; (E) – F.

2. Menor, porque a diferença de energia entre os níveis 3 e 2 é menor que a diferença da energia entre os níveis 2 e 1.

3. Porque não admitia que a energia do electrão no átomo era quantificada, isto é não colocava restrições à energiado electrão no átomo.

4. (4, 2, 2) ou (4, 2, -1) ou (4, 2, 0) ou (4, 2, 1) ou (4, 2, 2)

5.

6. 2p – (2, 1, 1) ou (2, 1, 0) ou (2, 1, -1) ; 1s – (1, 0, 0).

7. 3s   = 0 ; 3p   = 0 ;m  = 0 m  = –1 ou 0 ou 1

8. (A) – 2p(B) – 3d

n = 4 = 2m  = -2

n = 4 = 2m  = -1

n = 4 = 2m  = 0

n = 4 = 2m  = 1

n = 4 = 2m  = 2

n = 3 = 1m  = -1

m s = 

12

n = 3 = 1m  = 0

m s = 

12

n = 3 = 1

m  = 1m s = + 

12

n = 3 = 1m  = -1

m s = – 

12

n = 3 = 1m  = 0

m s = – 

12

n = 3 = 1m  = 1

m s = – 

12

ou ou ou ou

3d   = 2m  = –2 ou –1 ou 0 ou –1 ou –2

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9. a) 2He -1s2

b) 9F– -1s2 2s2 2p6

c) 12Mg2+ -1s2 2s2 2p6

d) 22Ti -1s2 2s2 2p6 3s2 3p6 3d2 4s2

10. a) A – PPrincípio da Energia Mínimacípio da energia máxima1s2 2s2

b)

c) Quatro orbitais de valência : 2s, 2px, 2py, 2pz.

d) Carbono.

e) 3.

11. a) 8,77 × 10–18

Jb) 8,6 × 10–19J

12. 1s2 2s2 2p4

Só nesta primeira configuração existem electrões em três estados energéticos diferentes, portanto três energiasde remoção diferentes para a mesma radiação incidente.

↑↓ ↑↓ ↑↓

↑↓   ↑↓

↑↓   ↑↑↓

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Tabela Periódica – Estrutura. Comportamento Químico de Elementosde um mesmo Grupo. Periodicidade das Propriedades

1. A, B, C, D e E representam configurações electrónicas de átomos de elementos representativos.Nota: as letras não correspondem a símbolos químicos.

A –1s2 2s2 2p6 3s1

B –1s2 2s2 2p6 3s2 3p6 4s1

C – 1s

2

2s

2

2p

6

3s

2

3p

5

4s

2

D –1s2 2s2 2p6 3s2 3p6 4s2

E –1s2 2s2 2p6 3s2 3p4

1.1 Qual dos átomos se encontra no estado excitado? Justifique.

1.2 Indique o número atómico dos átomos representados.

1.3 O elemento cujos átomos apresentam a configuração electrónica E pertencem a que grupo e período daTabela Periódica? Justifique.

1.4 Qual dos elementos apresenta menor raio atómico? Porquê?

1.5 De entre os elementos A e E qual apresenta maior energia de ionização? Justifique.

2. Um elemento X está situado no segundo período e no grupo 15 da Tabela Periódica.

2.1 Escreva a configuração electrónica dos átomos deste elemento, no estado fundamental.

2.2 O elemento Y pertence ao mesmo grupo de X mas está situado imediatamente abaixo deste na TabelaPeriódica.

a) Escreva a configuração electrónica dos átomos de Y, no estado fundamental.b) Escreva um conjunto de números quânticos que possa caracterizar um dos electrões de valência de X com

maior energia.c) Os elementos X e Y apresentam propriedades metálicas? Justifique.

2.3 W é um gás raro que pertence ao mesmo período de Y.

a) Escreva a configuração electrónica dos átomos de W, no estado fundamental.b) Entre os elementos W e Y qual é o que apresenta maior raio atómico? Justifique.

c)Entre os elementos X e Y qual é o que apresenta menor energia de ionização? Justifique.

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3. O gráfico representa os valores das energias de ionização em função do número atómico, dos primeiros doze ele-mentos da Tabela Periódica.

3.1 Dos elementos representados anteriormente, indique:

a) o gás raro de maior número atómico;

b) o elemento cujos átomos tenham tendência a formar iões mononegativos;c) o elemento de maior raio atómico;d) dois elementos com comportamento químico semelhante.

3.2 Ainda com base no gráfico, responda às questões que se seguem.

a) Escreva a configuração electrónica dos átomos do elemento com Z = 8.b) Escreva o conjunto de números quânticos que caracterizam o electrão de valência do elemento com Z = 11.c) A que grupo, período e bloco pertence o elemento com Z = 6?

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4. A figura representa um extracto da Tabela Periódica.As letras A e B representam dois elementos químicos.

Nota: A e B não representam símbolos químicos.

4.1 Com os termos superior, inferior e igual, complete de forma correcta as frases que se seguem, justificando

a sua opção.

(A) No estado fundamental, os electrões dos átomos de A distribuem-se por um número de níveis de energia______________ aos níveis de energia dos átomos de B.

(B) No estado fundamental, o número de electrões de valência dos átomos de B é _________________ aonúmero de electrões de valência dos átomos de A.

(C) O raio atómico de B é _________________ ao raio atómico de A.

4.2 Considere agora um elemento C que se situa na casa imediatamente à esquerda da de A.a) Escreva a sua configuração electrónica.b) Que relação existe entre as energias de ionização de A e de C? Porquê?c) O raio atómico de C é maior que o raio atómico de A? Justifique.

15 16 17 18

A

B

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S O L U Ç Õ E S

1.1.1 C.

1.2 (A) – 11; (B) – 19; (C) – 19; (D) – 20; (E) – 16.

1.3 – Grupo 16, porque tem seis electrões de valência.Terceiro Período, porque tem três camadas de energia ou níveis.

1.4 – E.

E, tem o mesmo número de camadas que A e tem maior carga nuclear, logo o electrão de valência está maisatraído para o núcleo.

1.5 E. Pela razão acima apontada, o electrão é mais difícil de extrair.

2.2.1 1s2 2s2 2p3

2.2 a) 1s2 2s2 2p6 3s2 3p3 b) (2, 1, 0) ou (2, 1, –1) ou (2, 1, 1).c) Não. Não têm tendência a ceder electrões (de formar iões positivos).

2.3 a) 18Ar – 1s2 2s2 2p6 3s2 3p6 b) Y; tem menor carga nuclear. c) Y; tem menor carga nuclear.

3.3.1 a) J; b) I; c) L; d) (C e L) ; (B e J) ; (D e M).

3.2 a) 1s2 2s2 2p4

b) 1s2

2s2

2p6

3s1

n = 3 ;  = 0 ; m  = 0c) 1s2 2s2 2p2; segundo Período; Bloco p

4.4.1 (A) inferior; (B) igual; (C) maior.

4.2 a) 1s2 2s2 2p3

b) Eion A > Eion C; A pertence ao mesmo período que C (tem o mesmo número de camadas), mas tem maior car-ga nuclear.

c) rC > rA, pela mesma razão da alínea anterior.

A

B D

E

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F I C H A F O R M A T I V A 5

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Evolução da Atmosfera. Estrutura da Atmosfera Terrestre. Formação eDecomposição do Ozono na Estratosfera e Nomenclatura de alguns Alcanos eDerivados Halogenados

1. Os fósseis dos organismos vivos mais antigos, encontrados até agora, datam de há cerca de 3500 milhões de anos.No entanto, a atmosfera da Terra só começou a ter oxigénio mais tarde, há cerca de 2100 milhões de anos.Como explica o intervalo de tempo entre o aparecimento dos primeiros organismos vivos e a libertação de oxigéniopara a atmosfera?

2. Cada frase que se segue indica uma acção específica de um ou mais gases. Diga de que gases se tratam.

(A) Efeito de estufa(B) Respiração dos seres vivos(C) Formação de escudo contra as radiações ultravioletas (UV)

Para cada uma das frases, indique qual ou quais os gases a que se aplicam.

3. Tenha em atenção as actividades enunciadas de A a G (coluna I) bem como os gases de 1 a 6 (coluna II).

Coluna I Coluna II

(A) Vulcões (1) CO2

(B) Acção de fungos na decomposição da matéria orgânica (2) CO

(C) Aerossóis (3) CH4

(D) Tráfego aéreo (4) CFC

(E) Circulação automóvel (5) NO2

(F) Indústria de extracção de metais (6) SO2

(G) Plantação de extensas zonas de arrozais

3.1 Relacione os gases da coluna II com as actividades da coluna I.

3.2 Quais das actividades / acções são:

a) Naturais?

b) Antropogénicas?

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4. No quadro seguinte indicam-se as doses letais de quatro produtos químicos, para ratazanas.

Produtos químicos DL50 (mg/kg)

Acetona 5800

Ácido sulfúrico a 25 % 2140

Clorofórmio 908

– caroteno 5000

a) Coloque por ordem crescente de toxicidade os produtos químicos referidos.

b) Para que 50 % de uma população-amostra de ratazanas, com cerca de 500 g de massa cada, morra, a quequantidade de clorofórmio esteve sujeito cada elemento desse conjunto?

5. Por que razão as ionizações dos gases da atmosfera ocorrem em menor número na Estratosfera?

6. Que agentes interagem com o ozono na Estratosfera?

7. Selecciona a opção correcta que completa o seguinte pressuposto: «À medida que nos afastamos da Terra, ascamadas da atmosfera sucedem-se pela seguinte ordem …

(A) … Estratosfera, Termosfera, Troposfera, Mesosfera».

(B) … Termosfera, Estratosfera, Mesosfera, Troposfera».

(C) … Troposfera, Estratosfera, Mesosfera, Termosfera».

(D) … Termosfera, Mesosfera, Estratosfera, Troposfera».

8. Explique o que entende por «camada de ozono».

9. Refira a importância da presença do ozono na Estratosfera.

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10. Escolha a opção correcta: «O ‘buraco na camada de ozono’ é originado pela …

(A) … fuga do ozono para a Mesosfera».

(B) … passagem do ozono para a Troposfera».

(C) … destruição do ozono pelo dióxido de carbono».

(D) … destruição do ozono pelos CFC».

11. Indique as fórmulas de estrutura dos alcanos representados nas fórmulas químicas seguintes:

a) Propano c) Etilciclopentano

b) 3-Etil-2-metilpentano d) 1-Cloro-2-fluoretano

12. Escreva os nomes das substâncias representadas pelas seguintes fórmulas de estrutura.

a)

b)

c)

13. Escreva uma fórmula de estrutura possível, bem como o respectivo nome de:

a) um alcano de cadeia linear;

b) um alcano de cadeia aberta e ramificada;

c) um cicloalcano;

d) um alcano halogenado.

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S O L U Ç Õ E S

1. O primeiro oxigénio resultante da rotura de algumas moléculas de água pela radiação ultravioleta, que aparecem àsuperfície da Terra, foi fixado pelo ferro e outros metais e só mais tarde, há cerca de 2100 a 2300 milhões de anos,começou a ser libertado.

2. (A) – CO2 (B) – O2 (C) – O3

3.3.1 (A) – 6 (B) – 5 (C) – 4 (D) – 1, 2, 5 (E) – 6 (F) – 3

3.2 a) A, B.

b) C, D, E, F.

4.

4.1 a) 5800 – 5000 – 2140 – 908Acetona <  – caroteno < Ácido sulfúrico < Clorofórmio

b) 454 g

5. Porque as radiações que chegam à Estratosfera são menos energéticas, não sendo esta energia suficiente paraprovocar a ionização.

6. CFC e óxidos de azoto.

7. (C).

8. Quantidade de ozono na Estratosfera, distribuída irregularmente à volta da Terra. Se todo o ozono da Estratosferafosse agrupado numa única camada gasosa à volta da Terra, nas condições PTN, teria uma expessura de 3 mm.

9. O ozono na Estratosfera «retém» as radiações ultravioletas energéticas que são perigosas para os seres vivos.

10. (D).

11. a) c)

b) d)

12. a) 3–Metilpentano

b) 1,1–Dicloro–2–fluoretano

c) 1–Etil–4–metilciclohexano

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F I C H A F O R M A T I V A 6

Nome ____________________________________________________________ N.o __________ Turma __________

Data ____/___/____ Prof . ___________________________ En c. d e e duca çã o   _________________________________

Mole. Massa molar. Volume Molar. Densidade de um Gás.Concentração de Soluções

1. Num recipiente fechado com a capacidade de 500 mL foram encerradas 34 g de amoníaco, de fórmula químicaNH3.

1.1 Determine a massa molar do amoníaco.

1.2 Que quantidade de amoníaco se encontra dentro do recipiente?

1.3 Quantos átomos de hidrogénio se encontram naquela quantidade de amoníaco?

1.4 Se esta amostra de amoníaco for transferida para um outro recipiente com metade da capacidade do anteriore, mantendo a temperatura constante, que quantidade de amoníaco tem de se retirar para que a pressão semantenha?

2. Considere uma massa de 11 g de dióxido de carbono, que se encontra encerrada num recipiente fechado, nas con-dições PTN.

2.1 Escreva a fórmula química do dióxido de carbono.

2.2 Que quantidade de dióxido de carbono se encontra no recipiente?

2.3 Determine o volume ocupado por este gás nas condições referidas.

2.4 Qual é a densidade do dióxido de carbono nestas condições?

2.5 Suponha que esta mesma quantidade de dióxido de carbono é agora encerrada num outro recipiente com10 dm3 de capacidade, e que a temperatura se mantém.

a) A pressão que agora o gás exerce sobre as paredes do recipiente, …i) … mantém-se.ii) … diminui.

iii) … aumenta.

b) Qual é agora, nestas condições, a densidade do dióxido de carbono?

8/9/2019 Jogo de Particulas

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3. Pretende-se preparar 250 mL de uma solução aquosa 0,40 mol dm–3 em sulfato de sódio.

3.1 Escreva a fórmula química do sulfato de sódio.

3.2 Que massa de soluto existe neste volume de solução?

3.3 Determine a concentração molar e a concentração mássica desta solução.

3.4 Calcule a concentração molar em iões sódio na solução de sulfato de sódio.

3.5 Que volume de água desionizada se deve adicionar à solução inicial para se obter uma solução0,10 mol dm–3 em sulfato de sódio?

4. Misturaram-se 250 g de água com 250 g de acetona.

Dados: ρH20 = 1,0 g cm–3

;  ρacetona = 0,79 g cm–3

4.1 Que volumes de água e de acetona se misturaram?

4.2 Calcule a percentagem % (V  /V ) de cada uma destas substâncias na solução resultante.

5. Determine o volume de álcool etílico puro existente num frasco de concentração 0,75 g dm -3 a 95 % (V  /V ).

6. Qual é a fracção molar de hidróxido de sódio numa solução a 25 % em (m  /m )?

7. Como se explica a grande compressibilidade de um gás em comparação com a de um líquido ou de um sólido?

8. Qual a densidade do metano (CH4) nas condições PTN?

9. Analise o rótulo de uma água mineral natural.

9.1 Em que unidades se exprime a composição dessa água?

9.2 Considerando que a densidade dessa água é ρ = 1 g c m–3, exprime a

concentração dos iões Ca2+ em:

a) percentagem (m  /m );b) concentração molar.

8/9/2019 Jogo de Particulas

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S O L U Ç Õ E S

1.1.1 M (NH3) = 14,0 + 3 × 1,0 = 17,0 g mol–1

1.2 n = 

M m  ⇔ n = 3

1

47 =2mol

1.3 3 × (2 × 6 × 1023) =36 × 1023 átomos de H.

1.4 1 mol.

2.2.1 CO2.

2.2 n = 1474 = 0,25 mol.

2.3 V = n × V m ⇔ V = 0,25 × 22,4 = 5,6 dm3

2.4  =2M 

2,4  ⇔  =

24

24,4⇔  = 1,96 g dm–3 ou  = 

m 

V  ⇔  =   ⇔  = 1,96 g dm–3

2.5 ii) diminui.

2.6  = 

m 

V  ⇔  =11

10⇔  = 0,1 g dm–3

3.3.1 Na2SO4.

3.2 M (Na2SO4) = 124 g mol–1

n = c × V 

n = 0,25 × 0,4 = 0,1 molm = n × M ⇔ m = 0,1 × 142 = 14,2 g

3.3 c = 

m 

V 

⇔ c =

0

0

,

2

,1

5

= 0,4 mol dm–3

c m = 

m 

V  ⇔ c m =1

0

4,2

,25 = 56,8 g dm–3

3.4 c Na+ = 0,8 mol dm–3

c SO42– = 0,4 mol dm–3

3.5 n i = n fc i V i = c f V f0,25 × 4=0,1 × V f ⇔ V f = 1 d m3

Volume a adicionar = 1 – 0,25 = 0,75 dm3

11 g

5,6 dm3

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4.4.1  = 

m 

V  ⇔ V = 

m 

  ⇔ V água =25

10 = 250 cm3

V acetona =0

2,5709 = 316 cm3

% (V  /V ) =

V t

V 

otal

× 100

% (V  /V ) de água =255606 × 100 = 44,2 %

% (V  /V ) de acetona =53616

6 × 100 = 55,8 %

5. % (V  /V ) =V t

V 

otal× 100

0,95 = × 100 ⇔ V álcool = 0,71 dm3

6. 100 g de solução

n =   ⇔ n NaOH = = 0,625 mol

n H2O = 71

58 = 4,2 mol

x NaOH =   ⇔ x NaOH =04

,,6822

55 = 0,13

7. Pequeno tamanho das moléculas em relação ao volume total ocupado.Poucas moléculas em grande volume.Grande distância entre as moléculas.

8. M (CH4) = 16 g mol–1

 =

V 

M 

m

⇔  =2126,4 = 0,7 g dm-3

9.

9.1 mg L

–1

9.2 a)  = 1 g c m–3

[Ca2+] =   × 100 = 0,60 × 10–4 %

9.3 b) n = = = 1,5 × 10–5 mol

c =   ⇔ c = = 1,5 × 10–5 mol dm–31,5 × 10–5

1

n 

V 

0,60 × 10–3

40m 

M 

0,60 × 10–3

1000

n NaOH

n t

25

40m 

M 

V álcool

0,75

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Nome ____________________________________________________________ N.o __________ Turma __________

Data ____/___/____ Prof . ___________________________ En c. d e e duca çã o   _________________________________

Ligação Covalente em Moléculas Diatómicas e Poliatómicas. Geometria Espacialde algumas Moléculas e Nomenclatura dos Compostos Inorgânicos

1. Dois átomos de bromo ligam-se para formar moléculas de Br2. O bromo é um elemento do grupo 17 da TabelaPeriódica.

1.1 De entre os electrões de valência dos átomos de bromo, quantos vão, efectivamente, participar na ligação?

1.2 Quantos electrões de valência são não-ligantes?

1.3 Escolha a opção correcta: «A ligação covalente estabelecida é uma …

(A) … ligação covalente simples».(B) … ligação covalente dupla».(C) … ligação covalente tripla».

1.4 Escreva a fórmula de estrutura do Br2 , segundo a notação de Lewis.

2. O cloro, o bromo e o iodo pertencem, tal como o flúor, ao grupo 17 da Tabela Periódica e todos formam, moléculasdiatómicas: C2 , Br2 e I2 .

2.1 Quantos electrões de valência existem em cada uma destas moléculas?

2.2 Escreva as fórmulas de estrutura das moléculas C2 , Br2 e I2 .

2.3 Os comprimentos de ligação destas moléculas são os seguintes:

r e (C2) = 199 pm ; r e (Br2) = 228 pm ; r e (I2) = 267 pm

A que se deve a diferença nos comprimentos de ligação?

2.4 Destas moléculas qual terá menor energia de ligação?

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3. A fórmula de estrutura da acetona é a seguinte:

3.1 Que tipo de ligação se estabeleceu na ligação carbono-oxigénio do grupo carbonilo C O ?

3.2 Quantos pares de electrões partilhados existem em cada molécula de acetona?

3.3 Quantos pares de electrões de valência não contribuem para a ligação química, em cada molécula?

4. As moléculas do cianeto de hidrogénio têm a seguinte fórmula de estrutura:

H – C  NI

Dados: Z (H) = 1 ; Z (C) = 6 ; Z (N) = 7

4.1 Quantos electrões de valência existem em cada molécula?

4.2 Quantos pares electrónicos são partilhados?

4.3 Que tipos de ligações covalentes existem nestas moléculas?

4.4 Quantos pares de electrões não partilhados existem por molécula?

4.5 A energia de dissociação da ligação C – H vale 412 kJ/mol e da ligação C N vale 890 kJ/mol. Que energiaserá necessária para conseguir atomizar (dissociar completamente) duas moles de cianeto de hidrogénio.

5. Considere a molécula de amoníaco (NH3).

5.1 Descreva a molécula de amoníaco, indicando:a) a estrutura da molécula;b) a geometria da molécula;c) o ângulo de ligação.

5.2 Porque é que o ângulo de ligação na molécula de amoníaco é aproximadamente igual ao da molécula demetano (CH4).

   \ \     

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6. Considere as seguintes fórmulas químicas:

H3PO4 (aq) ; Ca(OH)2 ; Na2S ; H C (g) ; CaC2 ; Na2O ; KOH (aq) ; K2O2 ; HCH3COO(aq)

6.1 Escreva, a partir das fórmulas químicas escritas, os subconjuntos formados por:

a) Sais.

b) Óxidos.c) Ácidos.

d) Hidróxidos.

e) Peróxidos.

6.2 Escreva o nome dos ácidos e indique os aniões que originam em solução aquosa.

7. Qual é o nome das substâncias representadas pelas seguintes fórmulas químicas:

a) CuC2.2H

2O

b) NaH2PO4

c) PC5

8. Escreva as fórmulas químicas das seguintes substâncias:

a) Peróxido de cálcio.

b) Ácido clórico.

c) Hidróxido de alumínio.

d) Sulfato de potássio.

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1.1.1 2 (um de cada átomo).

1.2 12 (seis de cada átomo).

1.3 A.

1.4

2.2.1 7 × 2=14 .

2.2 ; ;

2.3 Tamanho dos átomos: rI > rBr > rC

2.4 C2.

3.3.1 Covalente dupla.

3.2 10.

3.3 2.

4.4.1 10.

4.2 4.

4.3 Covalente tripla C N; Covalente simples C – H

4.4 1.

4.5 412 + 890 = 1302 kJ/mol2 × 1302 = 2604 kJ

S O L U Ç Õ E S

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5.5.1 a)

b) Geometria piramidal:

c) 107°.

5.2 Porque os quatro pares electrónicos (três ligantes e um não-ligante) se dispõem à volta do átomo central numarranjo tetraédrico.

6.6.1 a) Na2S;CaC2

b) Na2Oc) H3PO4 ; HC ; CH3 COOd) Ca(OH)2 ; KOHe) K2O2

6.2 Ácido fosfórico ; PO43–

Ácido clorídrico; C–

Ácido acético; CH3COO–

7. a) Cloreto de cobre (II) dihidratado.b) Dihidrogenofosfato de sódio.c) Pentacloreto de fósforo.

8. a) CaO2

b) HCO4

c) A(OH)3

d) K2SO4

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N – esguicho com água desionizadaG – funilY – papel de filtroO – suporte de funilQ – balão erlenmeyer 

5.2 (A) 1.o – Homogeneizar e verter a mistura para a âmpolade decantação.

2.o – Deixar repousar a mistura até que os líquidos seseparem.

3.o – Abrir a torneira da âmpola e deixar cair a águapara um copo de precipitação. Fechar a torneiraquando toda a água tiver saído.

4.o – Trocar de copo e recolher o azeite.

(B) 1.o – Deitar o vinho para o balão de destilação.2.o – Colocar o balão de destilação no tripé e prendê-lo

ao suporte.3.o – Introduzir o termómetro na rolha do balão de des-

tilação.4.o – Adaptar o condensador ao balão de destilação e

prendê-lo com outro suporte, tendo o cuidado dainstalação estar próxima de uma torneira e lava-tório.

5.o – Introduzir água corrente no condensador de modoa que entre na abertura inferior e saia na abertu-

ra superior. Colocar um copo de precipitação sobo extremo do condensador.

6.o – Finalmente, acender o bico de Bunsen e aquecero vinho de modo a obter-se o álcool no copo deprecipitação.

(C) 1.o – Colocar a mistura num vidro de relógio e sobreela uma placa de vidro.

2.o – Por cima da placa de vidro aproximar o íman. Alimalha de ferro é, de imediato, atraída ficando

presa à placa de vidro. Levar a placa e a limalhajunto a um recipiente e afastar o íman.

3.o – A limalha cai sendo recolhida nesse recipiente.

(D) 1.o – Deitar a mistura num copo de precipitação e dei-tar água desionizada com o esguicho.

2.o – Com a vareta mexer a mistura para dissolver oaçúcar.

3.o – Montar o funil com o filtro no respectivo suportee sobre o balão erlenmeyer.

4.o – Com uma vareta ir transferindo a mistura de fari-nha com água açucarada para o filtro. A farinhafica retida no filtro sendo recolhida no erlenmeyera solução açucarada. Para recolher o açúcar bas-ta deixar evaporar a água.

(E) Na mistura E o procedimento é idêntico ao da misturaD. No final, obtém-se logo água no erlenmeyer.

7.7.1 Destilação simples e destilação fraccionada.

7.2 a) A destilação fraccionada requer todo o material de des-tilação simples mais a coluna de fraccionamento.

b) A destilação fraccionada (mais complexa) só é usadaquando os componentes da mistura têm temperaturasde ebulição muito próximas.

Ficha de controlo A.L. 1.1

1. Verdadeiras – (B); (D)Falsas – (A); (C); (E)

2. A – 4; B – 1; C – 2; D – 3

3. Quadro seguinte:

MedidasNúmero dealgarismos

significativos

Algarismoaproximado

Algarismoaproximado

Sensibilidadedo aparelhode medida

Notaçãocientífica

Notaçãocientífica

28,45 mL 4 2, 8 e 4 5 0,1 mL 2,845 × 10 10

0,0042 g 2 4 2 0,001 g 4,2 × 10–3 10–3

563,00 g 6 5, 6, 3 e 0 0 0,1 g 5,6300 × 102 103

3,00 mL 2 3 e 0 0 0,1 mL 3,0 × 10° 10° = 1

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9.3A, porque tem menor pondo de embulição; passa maisfacilmente ao estado gasoso.

Ficha de controlo A.L. 2.1

1. 1 – C – I I2 – A – I I I3 – B – I

2. a) Sabonete líquido; leite; iogurte.b) Farinha em água.c) Água de uma nascente; vinagre.

3. a) Estado sólido. b) O ar.c) Por exemplo as lacas, os aerossóis para perfumar o

ambiente, etc.4.4.1 Balança, espátula e copo de precipitação, esguicho com

água desionizada, vareta, funil e respectivo suporte, balãode diluição de 250 cm3, conta-gotas.

4.2 Terá de calcular a massa de hidróxido de sódio que devepesar para de seguida dissolver em água.

c = n n 

V   ⇒ 0,25 =

0,2

n 

50⇒ n = 0,625 moles

m = n × M sendo M NaOH = 40,0 g/mol

m = 0,625 × 40,0 = 25,0 g

4.3 Corrosivo. Deve usar bata, luvas, máscara e óculos de pro-tecção.

4.4 1 – Após calcular a massa de NaOH a pesar, pesar essamassa na balança num copo de precipitação com a

ajuda da espátula.2 – Diluir com água desionizada o sólido.3 – Transvasar com o auxílio da vareta para o balão de

diluição que deve ter um funil e respectivo suporte.4 – Repetir a operação 2 e 3, por mais 3 vezes.

5 – Adicionar água desionizada ao balão até ao traço dereferência e por fim, homogeneizar a solução.

5.5.1 (C).5.2 (A).5.3 (B).5.4 É a solução I, porque é a que tem menor factor de diluição.5.5 Solução III

f = 5 =   ∴ 5 =

c f =0

5,5 = 0,10 mol/dm3

5.6 a) V f = 500 mL – (100 mL + 50 mL + 25 mL) = = 325 mL

n = c × V ∴ n = 0,5 × 0,325 = 0,162 mol

b) i) c f = V 

n 

f 

∴ c f =00,,15

60

20 = 0,325 mol dm–3

ii) c m = c × M = 0,325 × 58,5 = 19,0 g dm–3

5.7 1.o – Com uma pipeta volumétrica de 100 mL e respectivapompete retira-se 100 mL da solução inicial.

2.o – Transfere-se este volume de líquido para um balãovolumétrico de 250 mL.

3.o – Adiciona-se água desionizada, cuidadosamente, até

ao traço de referência.4.o – Rolhar o balão e homogeneizar.

6.

6.1 n soluto = ⇔ n soluto = ⇔ n = 0,82 mol HC

V solução = ⇔ V solução = ⇔ V solução = 8,7 cm3

e = n n 

V 

 ⇔ c = ⇔ C solução = 9,4 mol dm–3

6.2 V = 40 mL6.3.1 V = 106 mL6.3.2 f = 1,88

0,82

87x10–3

100

1,15m 

30

36,5m soluto

M soluto

0,5

c f

c i

c f

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a   r   t    í   c   u    l

   a   s    A   •

    Q   u    í   m    i   c   a   •

    1    0 .   o

    /    1    1 .   o

    A   n   o   •

    9    7    8  -    9

    7    2  -    4

    7  -    3    3    7

    1  -    5