Jogo de Particulas

INTRODUÇÃO

Na elaboração deste projecto consideram-se os princípios organizadores do nível de aprofundamento da componente de 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 admissível 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 perseguidos outros objectivos, implementando sempre que possível novos tipos de aprendizagem.

ÍNDICE

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

ESTRUTURA DO PROJECTO

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 organizados por subtemas de acordo com o Programa, podendo cada um deles, em princípio, ser tratado numa aula. Cabe ao Professor 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 das aprendizagens, organizadas por grau crescente de dificuldade. Algumas destas actividades poderão executar-se na aula, outras como trabalho de casa, podendo ainda algumas delas, conjuntamente com as fichas formativas incluídas neste Caderno de Apoio, ser seleccionadas pelo Professor para uma avaliação formativa, dado que esta avaliação deverá recolher informações constantemente acerca da evolução 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 metodologia adequada 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.… ©2007

JOGO DE PARTÍCULAS A – QUÍMICA – 10. o / 11. o ANO

5

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 instrumentos/aparelhos; • protocolos das actividades com vista à organização/planificação da actividade experimental, que incluem os seguintes 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 aprendidos nas aulas teóricas, surgindo como um complemento mais variado aos exercícios disponíveis no manual. Todos estes exercícios 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 destes textos, 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 de materiais 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.

AVALIAÇÃO EM QUÍMICA

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 o respectivo envolvimento na sua própria aprendizagem; • permite ao Professor observar a evolução do aluno e reorientar o seu trabalho.

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JOGO DE PARTÍCULAS A – QUÍMICA – 10. o / 11. o ANO

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 definida em 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/atitudes em 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 de resultados/observações; • cálculos; • análise dos resultados/observações; • conclusão e crítica. Dependendo do tipo de trabalho experimental efectuado, o Professor poderá valorizar alguns itens em detrimento de 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 relatório dependerá, 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. ©2007

JOGO DE PARTÍCULAS A – QUÍMICA – 10. o / 11. o ANO

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OBJECTIVOS DA APRENDIZAGEM

1. Módulo inicial – Materiais: Diversidade e Constituição INTRODUÇÃO Neste Módulo Inicial, pretende fazer-se uma sistematização dos aspectos fundamentais necessários para as unidades 1 e 2 do 10.o / 11.o Ano de Escolaridade, garantindo que os Alunos tenham adquirido competências no domínio 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 falhas que possam surgir. OBJECTIVOS Materiais Objectivos de aprendizagem Explicitar a origem natural ou sintética de alguns materiais de uso corrente.

8

Página(s) 10

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

10 e 11

Caracterizar uma mistura pela combinação das substâncias constituintes e pelo aspecto 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 química da 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 natureza e que mantém a sua unidade estrutural, relevando, no entanto, que nem todas as substâncias têm ponto de fusão e de ebulição.

16

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

17

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

17

Interpretar a carga de um ião como a diferença entre o número de electrões que possui 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 experimentalmente.

A.L. 0.0 Caderno de Actividades Laboratoriais – Págs. 6 a 16 2 aulas

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JOGO DE PARTÍCULAS A – QUÍMICA – 10. o / 11. o ANO

Soluções Objectivos de aprendizagem

Página(s)

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

24

Interpretar solvente como a fase dispersante, que tem como características apresentar o mesmo estado físico da solução ou ser o componente presente em maior quantidade de substância.

24

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

24

Explicitar a composição quantitativa de uma solução em termos de concentração mássica 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 algumas misturas

A.L. 0.1 Caderno de Actividades Laboratoriais – Págs. 18 a 20 2 aulas

Elementos químicos Objectivos de aprendizagem

Página(s)

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

28

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

28

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

28 e 29

Caracterizar um elemento químico através da massa atómica relativa, para a qual contribuem as massas isotópicas relativas e respectivas abundâncias dos seus isótopos naturais.

29 e 30

Descrever a disposição dos elementos químicos por ordem crescente do número atómico, na Tabela Periódica assumindo que o conjunto de elementos dispostos na mesma linha pertencem ao mesmo período e que o conjunto de elementos dispostos na mesma coluna pertencem ao mesmo grupo.

31

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

32 a 34

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

32 a 34

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JOGO DE PARTÍCULAS A – QUÍMICA – 10. o / 11. o ANO

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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 estrelas e da formação dos elementos. Frisa-se o papel importante do hidrogénio, primeiro elemento a ser formado, que servirá 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 abordagem dos espectros. Será ainda o estudo do espectro do hidrogénio que servirá de base para a elaboração do modelo quântico do átomo que, por sua vez, vai fundamentar a organização dos elementos.

OBJECTIVOS

1. ARQUITECTURA DO UNIVERSO

Nascimento e estrutura do Universo Objectivos de aprendizagem

Página(s)

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

42 a 44

Posicionar a Terra relativamente à complexidade do Universo. Referir aspectos simples da teoria do Big Bang, nomeadamente, em que consiste e suas limitações; referir a existência de outras teorias.

46 a 50

Tomar consciência da necessidade da utilização de unidades de medida especiais para 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.

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

10

45

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JOGO DE PARTÍCULAS A – QUÍMICA – 10. o / 11. o ANO

53 A.L. 0.0 e A.L. 0.1 Caderno de Actividades Laboratoriais – Págs. 21 a 23 1 aula

A origem dos elementos químicos Objectivos de aprendizagem

Página(s)

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

57 e 58

Distinguir reacção de fissão nuclear de reacção de fusão nuclear.

58

Descrever o processo de formação de alguns elementos no Universo, através de reacções de fusão nuclear e por colisões de partículas de massas, energias e origens 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 processos nucleares no interior das estrelas.

64

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

68

Associar fenómenos nucleares a diferentes contextos de utilização.

70 a 72

2. ESPECTROS, RADIAÇÕES E ENERGIA

Radiações electromagnéticas; os espectros Objectivos de aprendizagem

Página(s)

Interpretar o espectro electromagnético das radiações, associando cada radiação a um determinado valor de energia (sem referência à sua frequência e ao seu comprimento 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 térmico.

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 numa amostra.

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A.L. 0.0 e A.L. 0.1 Caderno de Actividades Laboratoriais – Págs. 34 a 37 1 aula

JOGO DE PARTÍCULAS A – QUÍMICA – 10. o / 11. o ANO

11

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 e a sua temperatura superficial.

85 a 88

Estabelecer a relação entre a energia de radiação incidente, a energia mínima de remoção de um electrão e a energia cinética do electrão emitido quando há interacção entre a radiação e um metal.

89 e 90

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

90

3. ÁTOMO DE HIDROGÉNIO E ESTRUTURA ATÓMICA

Do espectro do hidrogénio ao modelo de Bohr 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 electrónicas e respectivas radiações (UV, Visível e IV). Explicar a existência de níveis de energia quantizados.

99 100 a 102

Orbitais e números quânticos Objectivos de aprendizagem

Página(s)

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

105 a 107

Descrever o modelo quântico do átomo em termos de números quânticos (n, ,, m, e ms ), 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) atendendo 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.

12

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JOGO DE PARTÍCULAS A – QUÍMICA – 10. o / 11. o ANO

117

4. TABELA PERIÓDICA – ORGANIZAÇÃO DOS ELEMENTOS QUÍMICOS

Relação entre a estrutura da Tabela Periódica e a estrutura electrónica dos elementos Objectivos de aprendizagem

Página(s)

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

121 e 122

Interpretar a organização da Tabela Periódica em termos de Períodos, Grupos (1 a 18) e elementos representativos (Blocos s e p) e não representativos.

123 e 124

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

124

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

124

Comportamento químico dos elementos de um mesmo grupo da Tabela Periódica Objectivos de aprendizagem

Página(s)

Verificar, para os elementos representativos da Tabela Periódica, a periodicidade de algumas propriedades físicas e químicas das respectivas substâncias elementares.

126 a 128

Variação das propriedades periódicas Objectivos de aprendizagem

Página(s)

Interpretar duas importantes propriedades periódicas dos elementos representativos – raio atómico e energia de ionização – em termos das distribuições electrónicas.

130 a 133

Distinguir entre propriedades do elemento e propriedades da(s) substância(s) elementar(es) correspondente(s).

134

Interpretar informações contidas na Tabela Periódica, nomeadamente, as que se referem aos elementos e as respeitantes às substâncias elementares correspondentes.

134

• Fundamentar, de forma simplificada, técnicas laboratoriais para a determinação de 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).

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A.L. 1.3 Caderno de Actividades Laboratoriais – Págs. 38 a 53 3 aulas

JOGO DE PARTÍCULAS A – QUÍMICA – 10. o / 11. o ANO

13

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 da radiação 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 misturas, 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

Da atmosfera primitiva à atmosfera actual Objectivos de aprendizagem Relacionar a evolução da atmosfera com os gases nela existentes.

Página(s) 142 a 144

Comparar a composição provável da atmosfera primitiva com a composição média actual da Troposfera.

144

Indicar a composição média da Troposfera em termos de componentes principais (O2, N2, H2O e CO2) e vestigiais (óxidos de azoto, metano, amoníaco, monóxido de carbono, hidrogénio, …).

144

Justificar a importância de alguns gases da atmosfera (O2, N2, H2O e CO2) face à existência de vida na Terra.

145 e 146

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

14

Objectivos de aprendizagem

Página(s)

Explicar como alguns agentes naturais e a actividade humana provocam alterações na concentração dos constituintes vestigiais da troposfera, fazendo referências 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 que mata 50% dos animais de uma população testada e que se expressa em mg do produto 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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JOGO DE PARTÍCULAS A – QUÍMICA – 10. o / 11. o ANO

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

Mole. Número de Avogadro. Massa Molar 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

Volume molar e densidade de um gás 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

Misturas na atmosfera. Concentração de soluções Objectivos de aprendizagem

Página(s)

Reconhecer que a atmosfera é formada por uma solução gasosa na qual se encontram outras dispersões como os colóides e suspensões, na forma de material 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, fracção molar, molalidade e partes por milhão.

169 a 171

Exprimir a composição quantitativa média da atmosfera de diversas formas e estabelecer 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.

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A.L. 2.1 Caderno de Actividades Laboratoriais – Págs. 55 a 64 2 aulas

JOGO DE PARTÍCULAS A – QUÍMICA – 10. o / 11. o ANO

15

3. INTERACÇÃO RADIAÇÃO MATÉRIA. ESTRUTURA DA ATMOSFERA TERRESTRE

Estrutura da atmosfera terrestre Objectivos de aprendizagem

Página(s)

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

178

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

179

Interpretar a formação dos radicais livres HO•, Br• e C,• na atmosfera (estratosfera e 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 na Ionosfera 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 energias nas várias camadas da atmosfera).

182 a 183

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

183

4. O OZONO NA ESTRATOSFERA

Formação e decomposição do ozono na Estratosfera Objectivos de aprendizagem

16

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 – filtros mecânicos, 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

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JOGO DE PARTÍCULAS A – QUÍMICA – 10. o / 11. o ANO

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 suas propriedades 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 de diminuição 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 a destruição 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 vida na Terra.

193

Regras de nomenclatura dos alcanos e de alguns dos seus derivados Objectivos de aprendizagem

Página(s)

Aplicar a nomenclatura IUPAC a alguns alcanos e seus derivados halogenados. Indicar o significado da sigla CFC, identificando os compostos a que ela se refere pelo nome e fórmula, como derivados do etano e do metano.

195 a 199 199

5. MOLÉCULAS NA TROPOSFERA – ESPÉCIES MAIORITÁRIAS E ESPÉCIES VESTIGIAIS

Ligação covalente em moléculas diatómicas 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 da atmosfera, tais como H2 e N2 (ligações simples, dupla e tripla).

205

Interpretar os parâmetros de ligação – energia e comprimento – para as moléculas 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.

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207

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Ligações químicas em moléculas poliatómicas: H2O , NH3 , CH4 e CO2 Objectivos de aprendizagem

Página(s)

Explicar a estrutura das moléculas de H 2O , utilizando o modelo da ligação covalente.

210

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

211 a 213

Representar as moléculas de H2 , O2 , N2 , H2O , NH3 , CH4 e CO2 na notação de Lewis.

210 a 213

Geometria espacial de algumas moléculas Objectivos de aprendizagem Interpretar a geometria das moléculas H2O , NH3 , CH4 e CO2. Interpretar o parâmetro ângulo de ligação nas moléculas H2O , NH3 , CH4 e CO2.

Página(s) 215 a 217 217

Nomenclatura dos compostos inorgânicos

18

Objectivos de aprendizagem

Página(s)

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

219 a 223

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TRABALHO DE PESQUISA – ÁREA DE PROJECTO

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 possibilitaram 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 a radioactividade nos vários ramos da Ciência. Efectue uma pesquisa sobre essas diferentes aplicações e elabore um cartaz, onde sejam apontadas as aplicações 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 infinitamente 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 contribuição 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 mecanismos químicos, 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 por grande 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 cartazes a distribuir pela escola e não só, com o objectivo de sensibilizar a sua comunidade para os problemas ambientais, nomeadamente a diminuição do ozono estratosférico. ©2007

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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 da Relatividade foi sendo interpretada e aplicada ao Universo, apontando para as mesmas conclusões das descobertas observadas. Exactamente porque houve vários momentos distintos e vários cientistas envolvidos, tentamos neste documento referir os acontecimentos, observações e teorias que conduziram à construção, de uma forma mais decisiva, da teoria do Big Bang. Até princípios do século XX, o Universo era considerado estático e invariável. As estrelas pareciam não evoluir (1), as distâncias 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 estavam identificadas como galáxias idênticas à Via Láctea. 1914 – O astrónomo americano Vesto Slipher, num congresso norte-americano de Astronomia, revela que as estrelas parecem afastar-se do Sistema Solar e que algumas se deslocam a velocidades dez vezes maiores do que as outras. Estas suas revelações baseavam-se nas suas observações de que as riscas espectrais dos espectros das estrelas apresentavam um desvio para o vermelho, que era tanto maior quanto mais afastada de nós se encontrava a estrela observada. 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 homogéneo. Isotrópico, porque tem o mesmo aspecto qualquer que seja a direcção em que se olhe; homogéneo, porque o Universo parece sempre o mesmo, qualquer que seja o observador que o observe e seja qual for a posição em que este 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 da Relatividade Geral, aplicadas ao Universo, considerando este vazio de matéria. Nestas condições, o Universo seria estático. No entanto, introduzindo o termo relativo à matéria, as equações da relatividade apontam para um universo em 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, aplicadas ao Universo, admitem soluções que levam à existência de matéria, sem necessidade de introduzir a constante cosmológica, 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 hidrogénio 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 nebulosas extragalácticas 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 velocidade de afastamento das galáxias distantes é directamente proporcional ao desvio espectral para o vermelho, a sua publicação 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 nos do seu assistente Milton Humason, constrói um diagrama relacionando as distâncias das estrelas e galáxias distantes 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 «Lei de Hubble». Esta lei é a confirmação experimental da proposta teórica deduzida da Teoria da Relatividade Geral de que o Universo 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 de Lemaître. 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 primeiro cientista a adiantá-la. Todas estas ideias não podiam, contudo, ser testadas na prática, pois as energias calculadas para estes processos eram elevadíssimas. No prosseguimento destes estudos sobre radioactividade, Gamow, Houtermans e o astrónomo britânico Robert Atkinson 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 forma de 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 Universo a partir dos protões, neutrões e electrões, de modo a explicar a abundância relativa dos diferentes elementos no Universo. ©2007

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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, suficientes 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 (21 H). 1 1H

+ 11H → 21H + 01 e + + n positrão neutrino

A formação do deutério levaria à formação do hélio (32 He) e à libertação de neutrões. 2 1H

+ 21H → 32He + 10 n

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

+ 10 n → A+1Z X* + g

A+1 Z X*

0 → A+1 Z+1 Y + –1 e + n

Faltava, contudo, provar experimentalmente este mecanismo. 1940 – Cabe a Hans Bethe, físico alemão naturalizado norte-americano, explicar em definitivo como é que as estrelas como o Sol sintetizam o hélio a partir do hidrogénio. 1 1H

+ 11H → 21H+ 01 e + + n 2 1H

3 2He

+ 11H → 32He + g

+ 32He → 42He + 11H + 11H

Este mecanismo pode ser representado pela seguinte equação global: 4 11H → 42He + 2 01e + + n + g

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. 22

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1947 – George Gamow escreve que nem mesmo as estrelas são suficientemente quentes para induzir, por captura de 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 neutrões e radiação g. Dada a instabilidade dos neutrões, estes desintegrar-se-iam em protões, electrões e neutrinos (1). Havendo, então, protões e neutrões, das interacções entre eles nasceria o deutério e a radiação g (2). As interacções deutério-deutério, por seu turno, levariam à formação do hélio (3).

2 1H

1 0n

→ 11H + 01e+ + n

(1)

1 1H

+ 10n → 21H + g

(2)

+ 11H → 32He + g

e

2 1H

+ 21H → 32He + 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 este interage, capturando neutrões, e menor é a sua abundância relativa no Universo. Por outras palavras, quanto mais estável 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 as secções eficazes nas condições correspondentes ao início do Universo, em reactores entretanto construídos. 1948 – Alpher, Bethe e Gamow escrevem um artigo na Physical Review intitulado «a, b e g» (2) dando conta dos resultados destas investigações. Nele é indicado que nas condições iniciais do Universo não se formam nuclidos estáveis com número de massa igual a 5 e 8, pelo que a síntese dos elementos mais pesados no Universo inicial, por este modelo, não é possível. Além disso, já nessa altura existiam dados observacionais que indicavam que as estrelas tinham quantidades pequenas de elementos pesados. Ora, se todos os elementos tivessem sido produzidos no Universo inicial seria de esperar igual distribuição destes nas estrelas. Apesar do insucesso deste modelo quanto à nucleossíntese dos elementos pesados, teve contudo o mérito de apontar 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 que o processo crucial para a nucleossíntese primordial dos elementos leves é a formação do deutério a partir da reacção de fusão entre protões (11H) e neutrões (10 n). (2) Hans Bethe não participou verdadeiramente nestes trabalhos. O seu nome foi inscrito como autor, por Gamow, para que o título do artigo fosse «a (Alpher), b (Bethe) e g (Gamow)». ©2007

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No início, esta reacção estaria em equilíbrio com o processo segundo o esquema: 1 1H

→ 2H + g + 10 n ← 1

A dada altura, com a expansão do Universo e o consequente arrefecimento, a energia dos fotões existentes seria inferior 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 equilíbrio dos nucleões no universo primordial e confirmam os valores de Gamow, apoiando-se em cálculos existentes sobre a variação da densidade da energia radiante em função do raio do Universo. Com base nesses cálculos, concluem que o desacoplamento entre matéria e radiação ocorreu quando o Universo atingiu a temperatura de 3000 K. A partir desse momento, os nucleões existentes combinaram-se com os electrões, originando os átomos primordiais, enquanto que a radiação g, agora menos energética devido à expansão do Universo, evoluiria isoladamente da matéria 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 universo 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 de protões quer de neutrões). 1950 – Fred Hoyle, numa conferência na BBC, para explicar aos ouvintes a diferença entre um universo estacionário 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 artigos 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 explicava, com base em dados experimentais recolhidos em reacções nucleares, a nucleossíntese estelar dos elementos de número atómico próximo do ferro, dos elementos como o carbono, oxigénio, néon, magnésio e outros de número atómico 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 formação do Sistema Solar, devido ao bombardeamento dos núcleos pesados da nebulosa protossolar por protões a alta velocidade (vento solar). Estes núcleos pesados cindir-se-iam originando vários fragmentos, entre eles os elementos leves. 24

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Na realidade, dados astronómicos e espectroscópicos mostram que a abundância de hélio nas estrelas é superior à abundância de hélio no Universo e que a quantidade de hélio nas estrelas (variável entre 22 % a 30 % em massa) é incompatível com a quantidade de hélio gerado nos processos de fusão nuclear, bastante inferior. Portanto, grande parte 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» proveniente de todas as direcções do cosmos correspondente a um comprimento de onda de 7,35 cm e temperatura de 2,5 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 colegas, interpelados por Penzias e Wilson, que perceberam que eles tinham detectado a radiação cósmica de microondas. 1964 em diante – O estudo experimental das reacções nucleares, em que núcleos pesados foram bombardeados com núcleos leves, nomeadamente a sua reacção eficaz e a constatação da abundância dos diferentes elementos no Universo vieram mostrar: • a impossibilidade de núcleos leves como o deutério, o hélio, o berílio e o boro terem sido sintetizados nas estrelas 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, em parte, produzido no universo inicial. Hoje é ponto assente que os elementos cosmológicos, nascidos pouco após o Big Bang, são o 11H , 12H , 32He , 42He e 73Li, através das seguintes reacções: 1 1H 2 1H

+ 21H → 32He + 10n ou 2 1H

3 2He

+ 11H → 21H + g 2 1H

+ 11H → 32He + g

+ 21H → 31H* + 11p

3 1H*

+ 12H → 24He + 01n

3 1H

+ 24He → 37Li + g

+ 01n → 31H + 11p 3 2He

e

3 2He

+ 12H → 24He + 11H

+ 24He → 47Be* + g

Por desintegração de 74Be, que é instável, obtém-se o 73Li: 7 4Be*

→ 37Li + 01e+

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7 4Be*

+ 01n → 37Li + 11H JOGO DE PARTÍCULAS A – QUÍMICA – 10. o / 11. o ANO

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A nucleossíntese primordial pára aqui, pois os nuclidos de número de massa 5 e 8 formados pela colisão destes núcleos 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 com outros núcleos, como os de carbono ou oxigénio, levam à formação de 63 Li, 94 Be, 105 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 grande maioria dos astrofísicos e cosmólogos. A versão actual da teoria do Big Bang aponta para um período de inflação rápido, logo no início do Universo, o qual 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 temporal que 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 acaso, por Penzias e Wilson. Ela é a radiação existente no universo primitivo que, após os electrões se unirem aos núcleos existentes para formar os primeiros átomos, ficou a vaguear livremente pelo Universo fora. Com a expansão do Universo, o comprimento de onda dessa radiação foi aumentando e a sua temperatura diminuindo, em consequência. Em 1990, 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, com base no modelo do Big Bang, apontando para valores entre 22 % a 28 % de hélio (em massa). O restante é praticamente 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 da teoria 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 regular ao 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 desvio para o vermelho que estas saem do nosso «campo visual». Deste modo, o paradoxo de Olbers deixa de ter sentido. Um outro facto que viria também a comprovar o Big Bang seria a detecção dos neutrinos e anti-neutrinos desacoplados dos electrões e positrões, ao fim de 1 segundo, quando a temperatura do Universo baixou para 10 000 milhões de graus Kelvin (1,0 × 1010 K). Devido à expansão do Universo, o comprimento de onda associado a esses neutrinos e anti-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.

Bibliografia Gribbrin, 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, apenas há trocas por emissão ou absorção de radiação que, conforme a temperatura do corpo, contém preferencialmente luz infravermelha, visível ou ultravioleta. Por isso se englobam estas radiações sob o nome genérico de radiação térmica. Ao contrário da convecção e condução térmica, a radiação térmica dá-se independentemente da temperatura do meio 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 da sua temperatura. Define-se poder emissivo (E) de um corpo como a energia radiada por unidade de área de superfície exterior e por unidade de tempo. Define-se capacidade de absorção (A) como a razão entre a radiação absorvida e a radiação incidente, num dado intervalo de tempo. Quanto maior é a capacidade de absorção de um corpo tanto maior é o seu poder emissivo. Corpos que possuem capacidade de absorção igual a 1 (A = 1), o que significa que absorvem toda a radiação incidente e a transformam completamente 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 a superfície total. Um cilindro oco de material não combustível, que se aquece electricamente e que está envolto por uma ou mais camadas 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 pequena abertura numa cavidade.

As radiações que entram pelo orifício são reflectidas em várias direcções, no interior da cavidade. Como em cada reflexão parte dessas radiações é absorvida, a probabilidade de uma fracção razoável dessas radiações saír pelo orifício 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. 28

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Características da radiação do corpo negro Verifica-se experimentalmente que: • o corpo negro emite energia em todos os comprimentos de onda, originando um espectro de emissão contínuo (espectro térmico), e segundo um tipo de curva, como o que é indicado na figura; – Planck deduziu a fórmula universal que permite, para uma dada temperatura do corpo negro, conhecer a distribuição da energia irradiada pelos diferentes comprimentos de onda — lei da radiação do corpo negro

1

e ( h n1/ k T ) } } – 1 ∆n e( h n / k T )

23

2hn 3 } I(n) ∆n = }} c2

4

em que: I – é a intensidade da radiação numa gama de frequências ∆n ; 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 unidade 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 (Wrad) com a temperatura a que ele se encontra, verificando-se que a potência irradiada depende da quarta potência de temperatura Wrad = 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 o corpo 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 diferentes comprimentos de onda, verificando-se que o comprimento de onda a que corresponde o máximo de energia emitida (lmáx) 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 lmáx em função da temperatura. 2,898 × 10–3 lmáx = }} T

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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 do corpo se comportavam como osciladores electromagnéticos com uma frequência de oscilação característica. Tais osciladores absorviam a energia electromagnética da cavidade. Portanto, seria possível deduzir-se as características da radiação 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 = nhn, em que:

n – 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 no singular). Esses quanta de energia, os fotões, são emitidos quando um oscilador transita de um estado de energia quantizado para outro, ou seja, quando n varia de uma ou mais unidades, sendo ∆E = hn. Um oscilador não emite nem absorve energia enquanto permanecer num dos seus estados estacionários (quantizados). 30

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Estas hipóteses de Planck foram adoptadas por Bohr na sua interpretação da estrutura atómica da matéria, em que os electrões (os osciladores de Planck) absorvem ou emitem energia de valor quantizado ao transitar entre dois estados 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 experimentais que relacionam a radiação electromagnética com a temperatura. Um dos resultados mais espectaculares desta lei de Planck foi obtido em 1964, pelos norte-americanos Arno Penzias e Robert Wilson. Medindo a radiação electromagnética de fundo que preenche o espaço que nos rodeia, encontraram um espectro de Planck correspondente a uma temperatura de 3 K. O Universo, que na sua origem esteve a temperaturas extremamente elevadas, encontra-se hoje, e devido à sua expansão, a uma temperatura de apenas 3 K. Esta descoberta constitui um dos mais importantes argumentos a favor da Teoria do Big Bang e da expansão do Universo.

Curva de radiação do corpo negro obtida para a radiação cósmica de microondas.

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 observação. Na realidade, os gases no interior das estrelas são opacos a todas as radiações, isto é, absorvem-nas, caso contrário nós veríamos esse interior. Assim, o interior da estrela comporta-se como um corpo negro em que a fotosfera tem o papel da cavidade onde este 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 átomos, iões e electrões livres aí existentes. As colisões violentas entre essas partículas provocam, em alguns casos, alterações energéticas nos níveis de energia atómicos, originando uma gama sucessiva de comprimentos de onda das radiações emitidas ou absorvidas em 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 energéticos sucessivos, 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! ©2007

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Obtém-se, assim, uma gama de radiações de comprimentos de onda muito próximos, originando o espectro contínuo de emissão(3). A radiação emitida pela fotosfera das estrelas, apresenta em aproximação, as características da radiação do corpo negro, 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 lmáx 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 esbranquiçadas; as mais frias, mais avermelhadas.

As curvas de energia emitida pelas diferentes estrelas para os vários c.d.o. são idênticas às curvas de radiação do corpo negro.

Curva de radiação do corpo negro obtido para a estrela Vega. A temperatura da sua superfície ronda os 10 000 K.

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.

(3)

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Por exemplo, o espectro solar contínuo, na região dos infravermelhos e visível, é largamente produzido devido à reacção H + e– → H– + g, dada a elevada densidade de electrões livres e de átomos de hidrogénio neutros na fostosfera solar. ©2007

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Documento 3 – Breve resumo da evolução do Universo 1 – Para t < 10 – 43 s (tempo de Planck) e T > 10 32 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 – De t = 10 – 43 s a t = 10 – 35 s e 10 32 K > T > 10 27 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 partículas virtuais. • A interacção gravitacional separa-se das interacções electromagnéticas (nuclear forte e nuclear fraca) que se mantêm unificadas. Deste modo, os quarks e os leptões (electrões, por exemplo) interconvertem-se uns nos outros. 3 – De t = 10 – 35 s a t = 10 – 32 s e 10 27 K > T > 10 26 K • Época da inflação: a elevada energia do Universo liberta-se, imprimindo ao Universo uma expansão extraordinária a que os físicos chamaram «inflação». • Dá-se a separação da interacção nuclear forte das interacções nuclear fraca e electromagnética. Como resultado, os quarks já não interactuam com os leptões. Os físicos pensam que talvez tenha sido esta quebra de simetria que tenha originado o período da «inflação». 4 – De t = 10 – 32 s a t ≅ 10 – 5 s e 10 26 K > T > 1013 K • A expansão do Universo e consequente arrefecimento permite que as partículas virtuais passem a ter existência real: quarks, electrões, neutrinos e respectivas antipartículas. • Matéria e energia continuam em equilíbrio, pelo que os pares partícula-antipartícula aniquilam-se originando radiação e vice-versa: e– + e+ ← → g. • No entanto, existe um pouco mais de partículas que de antipartículas (uma partícula por cada 30 milhares de milhão 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 – De 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 protões, neutrões e respectivas antipartículas, a partir dos quarks existentes. • Continuam a existir os electrões, neutrinos e respectivas antipartículas, bem como o equilíbrio entre a radiação – + – – + e a matéria: e – + e + ← → γ; p + p ← → γ; n + n ← → γ; n + n ← → γ.

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6 – De 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 suficiente 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 neutrões 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 → → e– + p neutrão: n + n ← – → e+ + n n +p← • O processo de aniquilação de matéria e antimatéria acelera-se. De t = 0,1 s a t = 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 – + n. Passa a haver cerca de 62% de protões para cerca de 38% de neutrões. 7 – De t = 1 s a t = 14 s e 10 10 K > T > 3 × 10 9 K • Com a expansão e sucessivo arrefecimento do Universo, os neutrinos deixam de interagir com as outras partículas, 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 > 10 9 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 + g. Contudo, como a estas temperaturas os núcleos de deutério 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 – De t = 3 min a t = 34 min e 44 s e 10 9 K > T > 3 × 10 8 K Dá-se a nucleossíntese primordial com formação de 21H, 32He, 42He e 73Li. • 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 24He, 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 11H; – cerca de 1 núcleo de 21H para cada 5000 núcleos de 11H; – cerca de 1 núcleo de 32He para cada 30 000 núcleos de 11H; – cerca de 1 núcleo de 73Li para cada 1,0 × 1010 núcleos de 11H. 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 átomos. • Restam no Universo: os fotões, o excedente de electrões sobre positrões que corresponde ao número total de protões 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. ©2007

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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 porque este tema é pela primeira vez introduzido num programa de Física e Química, pensámos que seria útil dar a conhecer aos 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» publicado 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 resposta, várias opiniões (escolas) se defrontam. Existe, no entanto, um grande consenso quanto ao processo global de formação 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, entraram em colisão uns com os outros e formaram os núcleos planetários. Este cenário, inicialmente teorizado pelo ilustre astrofísico soviético Safronov, foi depois objecto de numerosos trabalhos de aperfeiçoamento, cada vez mais complexos, à medida que se vai aperfeiçoando a descrição física. Como resultado destes estudos, duas conclusões são dadas como certas: por um lado, as poeiras continham gases que se combinam quimicamente com os minerais e rochas. Por outro lado, o processo de acreação liberta uma grande quantidade de calor. Este calor originou, em parte, os pequenos corpos planetóides, libertando os elementos voláteis. Neste contexto, duas teorias são correntemente invocadas: numa das teorias, uma vez a Terra formada, os gases que irão constituir a atmosfera, saem dos vulcões, extremamente activos nessa época. Na outra teoria, os cometas e os meteoritos, ao colidirem com a Terra, volatilizam-se à sua superfície e são os responsáveis pela formação da atmosfera. Em qualquer uma das duas teorias admite-se que os gases da nebulosa primitiva, compostos maioritariamente por hidrogénio e hélio, se encontram dissipados sob a acção da radiação ultravioleta e do fluxo de partículas emitidas aquando do nascimento do Sol. De facto, estas duas teorias não são incompatíveis. Por um lado, parece evidente que o aquecimento intenso que se produziu no momento da formação da Terra conduziu, certamente, à evaporação de uma parte dos gases voláteis que 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 a superfície da jovem Terra. Os abundantes vestígios de impactos de meteoritos, observados à superfície de Marte e de Mercúrio vêm confirmar esta teoria. A análise da composição dos meteoritos e a sua comparação com a história das atmosferas de Marte e de Vénus, tal como foi reconstituída a partir da exploração espacial destes planetas, permitiu concluir que a atmosfera primitiva da Terra era formada maioritariamente por vapor de água, dióxido de carbono em grande quantidade e um pouco de azoto. Desde o momento em que a Terra arrefeceu o suficiente, a água condensou-se e formaram-se os oceanos. É interessante verificar que este fenómeno supõe a existência de condições de temperatura apropriadas. 36

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Numa Terra bastante fria, a água, em vez de absorver a radiação solar como actualmente se verifica, teria gelado e 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 condensar-se e permaneceria no estado de vapor. Com efeito, a temperatura da superfície da Terra resulta de um equilíbrio entre a radiação solar absorvida (essencialmente no domínio do visível) e a emissão de radiação infravermelha por parte do nosso planeta. Uma grande parte desta emissão é bloqueada pelos gases que absorvem a radiação infravermelha, principalmente o dióxido de carbono e o vapor de água; este processo, o famoso “efeito de estufa”, tem como consequência o aquecimento da superfície terrestre. As teorias da evolução das estrelas indicam que, no momento da formação da Terra, o Sol era menos luminoso do que agora, isto é, que ele nos devia “aquecer” um pouco menos. Segundo os cientistas, ele seria cerca de 25 a 40 % mais frio. Note-se que estas teorias estão de acordo com as observações feitas em estrelas do tipo solar, em função da sua idade. Segue-se que, na ausência de um efeito de estufa suficientemente eficaz, a Terra não teria conseguido escapar à glaciação, a partir do momento em que começou a arrefecer. É fácil compreender que a quantidade enorme de dióxido de carbono, então presente, funcionou como camada protectora. Entretanto, a atmosfera evoluiu consideravelmente durante os primeiros mil milhões de anos. Com efeito, o dióxido de carbono na presença da água forma os carbonatos que devem precipitar no fundo dos oceanos e formar sedimentos. Em seguida, a quantidade de dióxido de carbono na atmosfera diminuiu grandemente o que fez com que o azoto ficasse em maioria. Segundo as previsões dos modelos, este mecanismo deve ter sido muito eficaz e deve processar-se de uma maneira relativamente rápida. Por outro lado, aproximadamente 700 milhões de anos depois da Terra se ter formado, isto é, há 3800 milhões de anos, manifestou-se um fenómeno único no sistema solar: o aparecimento da vida. Foi nesta época que apareceram as primeiras formações carbonatadas, chamadas estromatolites, e que se interpretam como sendo um sinal da existência da fotossíntese, ou dito de outro modo, a transformação do dióxido de carbono em oxigénio, através de bactérias. Com efeito, numerosos micróbios diferentes podem estar associados à produção de estromatolites mas, em regra geral, os seus principais produtores são as algas azuis. Estas algas consomem o hidrogénio que necessitam para produzir a fotossíntese, a partir da decomposição da água. O oxigénio assim formado liberta-se para a atmosfera. O processo foi bastante lento. O oxigénio que primeiro se produziu, serviu para oxidar diversos elementos, em particular os elementos que se encontravam à superfície da Terra e para alimentar organismos. Existem provas geológicas 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 uma abundância 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 ultravioleta 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 que este 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. ©2007

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A composição da atmosfera da Terra tem sido, assim, sujeita a alterações consideráveis no decurso da sua história. Como é que se pode explicar a relativa estabilidade das condições físicas à sua superfície, quando comparada com 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, sobre a qual se estende uma atmosfera densa, composta principalmente por dióxido de carbono e um pouco de azoto, a uma pressão de 90 atmosferas. Já Marte, pelo contrário, só conseguiu conservar uma atmosfera muito ténue composta igualmente pelo essencial dióxido de carbono; a pressão no solo varia com as estações do ano deste planeta mas 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 actualmente 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 carbono atmosférico foi contrabalançado com o aumento, ao longo do tempo, do aquecimento solar. Além disso, o oxigénio 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 climatológico da Terra. É, pois, necessário ter em conta a vida em toda a pesquisa que tenha uma compreensão completa dos fenómenos climáticos. 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 meio ambiente, de maneira a adaptar-se às suas necessidades. A vida teria, pois, regulado a evolução da atmosfera. É necessário 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 meio ambiente e, em particular, sobre o efeito de estufa devido ao aumento exponencial da abundância do dióxido de carbono após o nascimento da era industrial.»

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ANEXO 1 – REGISTO DOS TRABALHOS DE CASA EFECTUADOS

Turma . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

Mês de . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Número…

Dia do 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 mês

F – Fez o trabalho de casa. N – Não fez o trabalho de casa. P – Fez parte do trabalho de casa. Observações: . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . ................................................................................................ ©2007

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Número e nome do aluno

Data da observação

Obedece às regras de segurança

S – Sempre

Data da observação

Data da observação

Utiliza com Utiliza com correcção o material correcção os de laboratório aparelhos de medida

Turma . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

Data da observação

Data da observação

N – Nunca

Discute com os colegas o evoluir do trabalho

Segue o protocolo experimental

PV – Por vezes

Data da observação

É cuidadoso no seu trabalho Data da observação

Executa as tarefas a seu cargo

Data da observação

Regista observações e resultados

Mês de . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

A N E X O 2 – G R E L H A D E O B S E R VA Ç Ã O D E C O M P O R TA M E N T O E M A U L A P R Á T I C A

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Aluno/Grupo .

Itens e respectiva cotação c

Parâmetros para avaliação dos relatórios c

Objectivo do trabalho

Introdução teórica

Turma . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

Material/ reagentes Modo de processar

Protocolo experimental Registos/ observações

Cálculos

Análise de resultados

Conclusão e crítica

Mês de . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

Título do trabalho . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

A N E X O 3 – G R E L H A D E AVA L I A Ç Ã O D E R E L AT Ó R I O S

GUIÃO DE UTILIZAÇÃO DE TRANSPARÊNCIAS

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 perguntas sucessivas: – 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 fórmulas químicas.

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. 42

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Transparência 4 Com o auxílio desta transparência, explicar a formação dos primeiros núcleos e primeiros átomos (nucleossíntese primordial). 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 primordial se aglutinaram em nuvens de gás. Explicar que, em certa altura, devido à força gravitacional, essas nuvens de gás contraíram-se e transformaram-se em 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 interpõem 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 absorção 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. ©2007

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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 que se 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 efeito ocorre. Transparência 10 (B) Para abordar a espectroscopia fotoelectrónica deve explicar-se, em primeiro lugar, o que são energias de remoção, colocando em evidência, através do diagrama desta transparência, por que razão existem quatro energias de remoção diferentes para o sódio. Perguntar o valor dessas energias de remoção. Explicar a técnica da espectroscopia fotoelectrónica através da figura referente ao funcionamento do espectroscópio fotoelectrónico. Transparência 11 (A) Referir que os electrões de um conjunto de átomos de hidrogénio, que se encontram em estados excitados, ao regressarem 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 razão desta diminuição. Analisar o diagrama (III) que mostra como varia a energia de ionização ao longo da Tabela Periódica, quer ao longo 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 metal alcalino 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 deste aumento. 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. 44

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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 temperatura média a que se encontram. Explorar o fluxograma pondo em evidência, através da figura à esquerda, a influência da absorção da radiação UV 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 superfície 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 de dois átomos que se aproximam para formar uma ligação. • Situação 1 – átomos afastados – não existe interacção entre eles e por isso, a energia potencial eléctrica é nula. • Situação 2 – à medida que os átomos se aproximam as atracções aumentam em relação às repulsões. A energia 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 ligação – 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 geometria deriva da geometria tetraédrica, por transformação de um par ligante em um par não-ligante. Referir que o ângulo de ligação é de 107o, dado que a repulsão par ligante/par não-ligante é superior à repulsão par ligante/par ligante. Isto faz com que o ângulo seja ligeiramente inferior a 109,5o.

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• Água (H2O) – Molécula do tipo AX2E2: geometria angular, derivada da geometria tetraédrica por transformação de dois pares ligantes em pares não-ligantes. Referir que o ângulo de ligação é de 104,5o, pelas razões apontadas para a molécula de amoníaco. • Dióxido de carbono (CO2) – Molécula do tipo AX2: geometria linear. Referir que o ângulo de ligação é de 180o. • Trihidreto de boro (BH3) – Molécula do tipo AX3: geometria triangular plana. Referir que o ângulo de ligação é de 120o.

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Materiais: Diversidade e Composição 1. Considere as substâncias referidas de seguida. Caso não as conheça, tente obter informações sobre elas de modo a 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 b) … Alumínio

c) … Ozono (trioxigénio) 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 sua composição e determinar a concentração das diferentes fases dispersas.

A.

B.

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 havido variação de volume da solução. 4.1 Qual a massa de hidróxido existente inicialmente na solução? 4.2 Calcule a nova concentração da solução.

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5. Considere as seguintes representações simbólicas de uma amostra de átomos: 16 A; 8

17 B; 8

18 C; 8

24 D; 12

26 E; 12

36 F; 16

35 G; 17

37 H; 17

37 I 18

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 %, respectivamente. 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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SOLUÇÕES

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. 1.4 a) Alumínio e ferro. 1.5 a) CO2

b) A<

b) Dióxido de carbono, glicose, óxido de silício, carbonato de cálcio.

b) Azoto, ozono, água, óxido de silício. c) O3

c) Carbonato de cálcio (Ca2+ ; CO32-)

d) CaCO3

2. 2.1 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

2.2 A< → A Eion C; A pertence ao mesmo período que C (tem o mesmo número de camadas), mas tem maior carga nuclear. c) rC > rA, pela mesma razão da alínea anterior. ©2007

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Evolução da Atmosfera. Estrutura da Atmosfera Terrestre. Formação e Decomposição do Ozono na Estratosfera e Nomenclatura de alguns Alcanos e Derivados 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 oxigénio para 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? ©2007

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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

b – 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 que quantidade 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, as camadas 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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SOLUÇÕES

1. O primeiro oxigénio resultante da rotura de algumas moléculas de água pela radiação ultravioleta, que aparecem à superfície 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 – 908 Acetona < b – caroteno < Ácido sulfúrico < Clorofórmio b) 454 g 5. Porque as radiações que chegam à Estratosfera são menos energéticas, não sendo esta energia suficiente para provocar 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 Estratosfera fosse 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 ©2007

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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 química NH3. 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 anterior e, mantendo a temperatura constante, que quantidade de amoníaco tem de se retirar para que a pressão se mantenha? 2. Considere uma massa de 11 g de dióxido de carbono, que se encontra encerrada num recipiente fechado, nas condições 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 com 10 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?

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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 solução 0,10 mol dm–3 em sulfato de sódio? 4. Misturaram-se 250 g de água com 250 g de acetona. Dados: ρH 0 = 1,0 g cm–3 ; ρacetona = 0,79 g cm–3 2

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 cm–3, exprime a concentração dos iões Ca2+ em: a) percentagem (m/m); b) concentração molar.

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SOLUÇÕES

1. 1.1 M (NH3) = 14,0 + 3 × 1,0 = 17,0 g mol–1 m 1.2 n = }}} ⇔ n = }3}4} = 2 mol M 17 1.3 3 × (2 × 6 × 1023) = 36 × 1023 átomos de H. 1.4 1 mol. 2. 2.1 CO2. 2.2 n = }1}7} = 0,25 mol. 44 2.3 V = n × Vm ⇔ V = 0,25 × 22,4 = 5,6 dm3 11 g 44 m 2.4 r = }M }} ⇔ r = }}} ⇔ r = 1,96 g dm–3 ou r = }}} ⇔ r = }}3 ⇔ r = 1,96 g dm–3 5,6 dm 2 2,4 2 2,4 V 2.5 ii) diminui. 11 2.6 r = }m }} ⇔ r = }} ⇔ r = 0,1 g dm–3 V 10 3. 3.1 Na2SO4. 3.2 M (Na2SO4) = 124 g mol–1 n=c×V n = 0,25 × 0,4 = 0,1 mol m = n × M ⇔ m = 0,1 × 142 = 14,2 g 0 ,1 3.3 c = }m }} ⇔ c = }}} = 0,4 mol dm–3 V 0,2 5 1 4,2 cm = }m }} ⇔ cm = }}} = 56,8 g dm–3 0,2 5 V 3.4 cNa+ = 0,8 mol dm–3 cSO 2– = 0,4 mol dm–3 4

3.5 ni = nf ci Vi = cf Vf 0,25 × 4 = 0,1 × Vf ⇔ Vf = 1 dm3 Volume a adicionar = 1 – 0,25 = 0,75 dm3

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4. 0 4.1 r = }m} ⇔ V = }m} ⇔ Vágua = }25} } = 250 cm3 V r 1 2 50 = 316 cm3 Vacetona = }} } 0 ,7 9 V % (V/V ) = } }} × 100 Vt otal 250 × 100 = 44,2 % % (V/V ) de água = } }} 566 316 × 100 = 55,8 % % (V/V ) de acetona = }} } 56 6 V 5. % (V/V ) = } }} × 100 Vt otal Válcool × 100 ⇔ V 3 0,95 = } álcool = 0,71 dm 0,75 6. 100 g de solução m M

25 40

n = } ⇔ n NaOH = } = 0,625 mol 75 = 4,2 mol n H2O = }} } 18 n NaOH 0, 625 = 0,13 xNaOH = } ⇔ xNaOH = } }} nt 4 ,825

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 M 16 r = }}} ⇔ r = }} = 0,7 g dm-3 Vm 22,4 9. 9.1 mg L–1 9.2 a) r = 1 g cm–3 0,60 × 10–3 [Ca2+] = }}}} × 100 = 0,60 × 10–4 % 1000 m = 0,60 × 10–3 = 1,5 × 10–5 mol 9.3 b) n = }}}} }}}} M 40 n ⇔ c = 1,5 × 10–5 = 1,5 × 10–5 mol dm–3 c = }}}} }}}} V 1 ©2007

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Ligação Covalente em Moléculas Diatómicas e Poliatómicas. Geometria Espacial de 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 Tabela Periódica. 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, moléculas diatómicas: C