Energia certa significa: quando a energia do fóton corresponde à diferença nos níveis de energia entre as duas órbitas permitidas do átomo de H.

Transcrição

1 ESPECTROSCOPIA II

2 A relação da luz com as linhas espectrais O que acontece se átomos de H forem bombardeados por fótons? R. Existem três possibilidades: 1) a maioria dos fótons passa sem nenhuma interação 2) os fótons com as energias certas serão absorvidos pelos átomos Energia certa significa: quando a energia do fóton corresponde à diferença nos níveis de energia entre as duas órbitas permitidas do átomo de H. Absorvidos significa : o elétron subirá a um nível de energia superior (átomo estará num nível mais alto usando a energia do fóton para isso)

3 A relação da luz com as linhas espectrais 3) O átomo tende a voltar ao estado fundamental (estado de mínima energia) e poderá emitir um fóton de mesma energia do fóton original absorvido se voltar diretamente ao estado fundamental.

4 A relação da luz com as linhas espectrais Fóton com energia maior do que a energia do estado fundamental = ionização ÁTOMO ÍON (perde um e-) E n = 13, 6 Z2 n 2 ev n = 1: E 1 = 13, 6 ev

5 Lei básica da natureza: qualquer sistema naturalmente busca o estado de mínima energia estado fundamental

6 A relação da luz com as linhas espectrais Um átomo excitado poderá não voltar diretamente ao estado fundamental e sim passar por outros níveis de energia na sequência, emitindo vários fótons (efeito cascata). A soma das energias dos fótons é = a energia do fóton original absorvido.

7 As transições entre os diferentes níveis de energia do átomo de H originam as diferentes séries do espectro de emissão. Série de Lyman (absorção) As transições do estado fundamental até os outros níveis são também chamadas de série de Lyman (espectro de absorção)

8 Simulador da absorção/emissão de fótons pelo átomo de hidrogênio

9 Espectro de absorção Linhas do Hidrogênio H 389 nm H 397 nm H 410nm H 434nm H 486nm H 657nm Aqui estão representadas algumas linhas de absorção do H, cada uma assinalada com a denominação correspondente a transição da série de Balmer. Neste caso, cada linha tem um nome e um comprimento de onda correspondentes às transições relativas ao primeiro estado excitado n=2.

10 MAS ATENÇÃO: O fato dos fótons de energias certas serem absorvidos pelos átomos de um gás e logo depois emitidos de volta, não quer dizer que nunca se observaria linhas de absorção num espectro. Observam-se as linhas de absorção por duas razões básicas: 1) Os fótons emitidos de volta o são em qualquer direção. Logo, se o espetrógrafo estiver apontando na direção da fonte de luz+gás o instrumento estará medindo na maior parte das vezes os fótons que foram tirados do feixe original, ou seja os absorvidos. 2) Um fóton absorvido pode ser re-emitido em cascata, ou seja, pode ser emitido através de vários fótons de energia menor e portanto diferentes da energia do fóton original que foi absorvido diferentes ou.

11 (a) Decaimento direto (b) Cascata

12 FORMAÇÃO DE LINHAS ESPECTRAIS UM GÁS VAI PRODUZIR: (1) um espectro contínuo: se o gás for denso e de alta T

13 FORMAÇÃO DE LINHAS ESPECTRAIS (2) um espectro de linha de absorção se ele estiver entre o espectrógrafo e a fonte de luz contínua (gás frio e baixa densidade)

14 FORMAÇÃO DE LINHAS ESPECTRAIS (3) um espectro de linha de emissão, se visto de um ângulo diferente (sem ver a fonte de luz, só a nuvem). (gás de baixa densidade aquecido pela fonte)

15 Fotosfera das estrelas : espectro de absorção Nuvem de gás quente: espectro de emissão

16 ESPECTROS MAIS COMPLEXOS DO QUE O H O número de prótons no núcleo define um átomo de um elemento químico H=1p, O 8p, Fe 26p... Elemento mais simples depois do H é o He (2p+2n) com dois e- orbitando seu núcleo 4 He 2 n o atômico = p n o de massa = p+n Carbono 12 C 6

17 ESPECTROS MAIS COMPLEXOS DO QUE O H Um número maior de transições possíveis Fe tem 26 prótons

18 Por exemplo: o Fe contribui com quase 800 linhas no espectro solar) por duas razões: 1) átomos com mais elétrons = mais transições possíveis 2) o Fe está na maior parte ionizado (alguns dos seus 26 e- fora do átomo). NÍVEIS DE ENERGIA DO ÁTOMO IONIZADO NÍVEIS DO ÁTOMO NEUTRO = mais possibilidades diferentes de transições = conjunto diferente de linhas espectrais

19 Espectro de uma estrela/nuvem = toda a soma de transições de diferentes elementos (íons e átomos)

20 Linhas espectrais ocorrem em todo o espectro eletromagnético (rádio gama) O que se vê de mais frequente nos espectros da maior parte dos objetos celestes? Transições eletrônicas nos níveis de energia mais baixos de elementos mais leves produzem radiação VISÍVEL e UV.

21 O que se vê de mais frequente nos espectros da maior parte dos objetos celestes? Transições entre estados altamente excitados do H e outros elementos podem produzir linhas no IR e RÁDIO. (impossíveis de se medir em lab na Terra, mas medidas usando radiotelescópios) EXERCÍCIO 5 DA LISTA

22 O que se vê de mais frequente nos espectros da maior parte dos objetos celestes? Transições entre níveis mais baixos de energia em elementos mais pesados produzem linha espectrais de RAIOS-X (algumas observadas em laboratórios e outras em estrelas e outros objetos cósmicos). Mais comum : Fe e O

23 TRANSIÇÕES MOLECULARES Moléculas podem rotar e vibrar, além de ter níveis de energia. Rotação vibração Molécula de CO Transições eletrônicas produzem linhas no visível e UV.

24 TRANSIÇÕES MOLECULARES Molécula de CO Transições vibracionais produzem linhas IR. Transições rotacionais produzem linhas em rádio.

25 Espectro molecular é bem mais complexo, mesmo para o H. H molecular (H 2 ) H atômico

26 INFORMAÇÕES ESPECTRAIS Intensidade de uma linha(emissão ou absorção): depende não só do número dos átomos absorvedores/emissores mas também da T. Ex. Se na fotosfera de uma estrela todo o H tivesse no estado fundamental (indicativo de T baixa) somente a série de Lyman seria observada (linhas UV). H no primeiro estado excitado (T + alta) : série de Balmer (linhas visíveis)

27 MEDIDA DA VELOCIDADE RADIAL EFEITO DOPPLER v c = λ λ lab Componente de velocidade na linha de visada.

28 Aproxima: velocidade negativa (blueshift) Afasta: velocidade positiva (redshift) v c = λ obs λ lab λ lab

29 intensidade ALARGAMENTO DAS LINHAS ESPECTRAIS frequencia

30 ALARGAMENTO NATURAL Princípio da incerteza: não se pode determinar exatamente a posição ou nível de energia onde o elétron está e sim qual a probabilidade de encontrá-lo numa dada posição na nuvem. Considerando o princípio da incerteza, a energia de um elétron, que se encontra num determinado nível atômico pode ser considerada como inversamente proporcional ao tempo de vida naquele nível. ΔE h 1 Δt

31 intensidade ALARGAMENTO NATURAL Um grupo de átomos produz linhas espectrais dentro de uma faixa mínima de variação de frequência ou comprimento de onda ν = ΔE h 1 Δt Lorentziana frequencia

32 ALARGAMENTO TÉRMICO O movimento do gás na linha de visada causa o alargamento térmico das linhas espectrais (efeito Doppler = partículas se afastam e se aproximam) Gaussiana Dependente da T

33 ALARGAMENTO COLISIONAL Gás suficientemente denso: Se os e- estão se movendo através dos níveis de energia (emitindo/absorvendo radiação) e ao mesmo tempo ocorrem colisões entre átomos a energia dos fótons emitidos ou absorvidos muda ligeiramente linha espectral borrada = linha espectral alargada Dependente de T e ou P

34 Rotação causa também o alargamento das linhas através do efeito Doppler Gaussiana

35 Ex. suponha que a linha 656,3 nm (H ) do hidrogênio em alguma estrela é observada tendo uma largura de 0,06 nm (bem maior do que o alargamento natural). Pode-se estimar e velocidade média (rotacional ou térmica) das partículas na atmosfera da estrela usando a fórmula do efeito Doppler: λ(alargamento) λ lab = 2 v c Onde 2 refere-se ao fato de que o alargamento em é causado por uma combinação de movimentos na nossa direção e em direção contrária. V=14 km/s

36 Se os átomos emitem em linhas espectrais, de onde vem o espectro contínuo? Quando átomos interagem com outros, as linhas espectrais são alargadas, já que os átomos têm velocidades diferentes e os comprimentos de onda se deslocam pelo efeito Doppler (depende de T). Quando um agregado de átomos interage fortemente, como em um sólido, líquido, ou gás denso, todas as linhas são tão alargadas, que produzem um contínuo térmico.

37 EFEITO ZEEMAN (independe do efeito Doppler) Quando um átomo se desloca sob a ação de um campo magnético, cada nível atômico de energia se divide em três ou mais subníveis. Tal processo é chamado efeito Zeeman. Se as separações (components Zeeman) entre subníveis não são resolvidas(são tão pequenas que não se pode distingui-las) nos espectros observados,vemos somente uma linha spectral alargada. Mas se são resolvidas: Ex. : linhas do sódio nm e nm Na 5889,5896 Å