uv 4.1. què ens aporta la informació de les...

____________________________________Centre de Documentació i Experimentació en Ciències

Univers i vida 1 Química en context

UV 4.1. Què ens aporta la informació de les estrelles?

Una bona font d’informació que ens arriba de les estrelles és la radiació que emeten. D’aquesta radiació nosaltres només veiem la llum visible, tot i que podem detectar les altres radiacions.

En aquesta activitat, veureu què han fet els químics i els astrònoms per arribar a conèixer aspectes importants de la matèria.

Animació: http://download.esa.int/mpeg/current_c2.mpeg

La radiació solar

Començarem analitzant la llum de l’estel més proper, el Sol. La gràfica següent mostra la major part de les radiacions electromagnètiques que ens envia el Sol i la potència per metre quadrat que ens arriba d’aquestes radiacions.

Radiació solar fora de l'atmosfera

visible IR

Radiació d'un cos negre a 5250ºC

Radiació a nivell del mar

Longitud d'ona / nm

Inte

nsita

t de

la r

adia

ció

/ W

·m-2

·nm

-1

Figura 1. La radiació solar incident a l’estratosfera (en groc) i a la troposfera a nivell del mar (en vermell).



Activitat 1

a. Busqueu informació de l’espectre electromagnètic i indiqueu les radiacions que el conformen, ordenades segons la seva longitud d’ona.

b. Quin tipus de radiació ens envia el Sol? En quina regió es troba la radiació més intensa?

c. Quina diferència hi ha entre la radiació que arriba a les capes altes de l’atmosfera i la que arriba al nivell del mar?

d. Quines substàncies presents a l’atmosfera absorbeixen part de la radiació?

e. Què és la longitud d’ona? Indiqueu les seves unitats en el Sistema Internacional. Què representa un nm?

f. Com es relaciona la longitud d’ona amb la freqüència?

g. Busqueu informació de les longituds d’ona corresponents a la regió visible. La relació de Planck (E=h·f) permet calcular l’energia corresponent a un fotó. Utilitzeu-la per calcular l’energia dels fotons de la llum visible.

Estudiant la llum

La llum es descompon quan la fem passar a través d’un prisma o d´una xarxa de difracció; anomenem espectre a allò que en resulta. Si la llum és blanca, l’espectre està format per tots els colors de l’arc de Sant Martí. Aquest és un exemple d’espectre continu.

Figura 2. Descomposició de la llum blanca

Figura 3. Espectre continu.

Quan la llum del Sol es fa passar per un prisma, les diferents radiacions que la formen se separen i s’obté l’espectre de la radiació solar. Sorprenentment l’espectre obtingut no és continu. Hi apareixen unes línies negres a determinades longituds d’ona.

Figura 4. Espectre de la llum solar



Tot i que el centre del Sol emet llum blanca, la superfície del Sol la modifica i, per això, observem un espectre discontinu. A continuació es mostra, en detall, l’espectre visible de la radiació solar.

Figura 5. Espectre de la llum solar.

La regió brillant de qualsevol estel emet llum de totes les freqüències entre la zona ultraviolada i la infraroja de l’espectre electromagnètic. El Sol emet principalment llum visible. La seva superfície (fotosfera) brilla com si es tractés d’un objecte a 6.000K.

Damunt la fotosfera els estels tenen una regió anomenada cromosfera que conté ions i àtoms, i -en estels més freds- petites molècules. Aquestes partícules absorbeixen una part de la llum emesa per la fotosfera. És per això que quan analitzem la llum que ens arriba d’un estel, constatem que s’han perdut algunes freqüències: les que corresponen a les radiacions que han estat absorbides pels elements que constitueixen la seva cromosfera.

En resum, quan s’analitza la llum que arriba a la Terra procedent d’un estel, observem la llum emesa per la fotosfera de l’estel amb les línies fosques que corresponen radiacions absorbides per la cromosfera de l’estel en qüestió, i de la pols i el gas que travessa la radiació en el seu camí fins arribar a nosaltres.

L’espectre solar s’obté quan hi ha un eclipsi solar total. Llavors, la brillantor de la fotosfera del Sol queda totalment amagada per la Lluna, de manera que l’única cosa que podem veure és la llum emesa per la cromosfera, i és quan podem observar més fàcilment en l’espectre les ratlles produïdes per l’heli. Així s’obté l’espectre d’emissió de la cromosfera.

Activitat 2

a. En quina part del Sol s’origina la radiació solar?

b. Quin tipus d’espectre donaria la radiació generada a l’interior del Sol?

c. Què ha passat amb la radiació corresponent a aquestes línies negres?

I els altres estels?

L’anàlisi de la llum que prové de diferents estels proporciona espectres amb línies comunes i d’altres diferents. Aquestes diferències reflecteixen diferències en la composició de les cromosferes dels estels que són el resultat de diferències en la seva temperatura. Això ha permès classificar-los.

Figura 6. Estructura del Sol.



Recreació dels espectres estel·lars

http://sci.esa.int/science-e-media/img/20/stellar_spectra_3.jpg

Tipus d’estrelles

O

B

A

F

G

K

M

Activitat 3

a. Compareu l’espectre solar amb els espectres anteriors, fixeu-vos només en les línies més marcades de l’espectre. Quin tipus d’estrella és el Sol?

b. Quina informació obtenim de la llum que ens arriba dels estels?

Altres fonts de llum

L’emissió de llum no és exclusiva de les estrelles. Molts materials, quan s’escalfen, emeten llum visible. Pots veure’n alguns exemples a

http://qt.nulmedia.northwestern.edu/dvaction/movies/progressive/euc-ui-14.mov

Quan analitzem la radiació que emeten alguns àtoms obtenim els espectres atòmics que també són discontinus.

La figura mostra Gustav Kirchhoff observant l’espectre d’emissió amb l’espectroscopi1. Aquest científic, juntament amb Robert Bunsen, va comprovar que els espectres atòmics són independents del compost del que partim, només varien segons els àtoms que contenen.

Els espectres d’emissió (de llum visible) estan formats per ratlles de colors que corresponen a l’energia emesa per les diferents partícules. S’obtenen quan es subministra energia a una mostra i es transforma en un gas calent.

Els espectres atòmics també es poden obtenir d’una altra manera. Quan s’irradia amb llum blanca una mostra que

1 Pots construir un espectroscopi casolà amb materials molt senzills. El vídeo que trobaràs a http://qt.nulmedia.northwestern.edu/dvaction/movies/progressive/euc-ui-13.mov et mostra tots els passos que cal seguir.

Figura 7. Kirchhoff observant a través d'un espectroscopi.



volem analitzar obtenim els espectres d’absorció. Estan formats per una sèrie de ratlles negres sobre el fons de bandes de colors de l’arc de Sant Martí, que corresponen a l’energia absorbida per les diferents partícules dels gasos presents.

Figura 8. Obtenció d'un espectre d'absorció.

Els processos d’absorció i d’emissió d’energia són inversos, de manera que les ratlles de l’espectre d’absorció d’un gas es corresponen amb algunes de les ratlles de l’espectre d’emissió, tot i que existeixen ratlles en l’espectre d’emissió que no presenten correspondències amb les d’absorció.

Activitat 4

a. Consulteu a http://jf-noblet.chez-alice.fr/spectres/index2.htm els espectres de diferents àtoms. Observeu-los i expliqueu quines diferències presenten.

b. Quin és l’àtom que té un espectre més simple?

c. Quina utilitat pot tenir l’espectroscòpia atòmica com a tècnica d’anàlisi?

d. Els espectres solars són d’absorció o d’emissió?

Buscant una explicació ...

La primera interpretació correcta de l’espectre d’hidrogen la va proporcionar el científic danès Niels Bohr l’any 1913. Niels Bohr va proposar un model atòmic que explicava perquè els àtoms d’hidrogen emetien aquestes radiacions i el seu valor. La idea bàsica del model de Bohr és la següent: els espectres d’emissió dels àtoms són produïts pel moviment dels electrons entre nivells energètics diferents. Quan els àtoms s’exciten, els electrons salten a un nivell superior d’energia. Posteriorment, aquests tornen a caure cap a nivells inferiors i emeten l’energia extra en forma de radiació electromagnètica, que produeix l’espectre d’emissió.

El model de Bohr explicava perquè l’àtom d’hidrogen només emet energia en un conjunt de freqüències molt determinat. Les freqüències predites pel model de Bohr s’ajustaven perfectament a les línies observades experimentalment.

Figura 9. Espectres d'absorció i emissió de l'hidrogen



Activitat 5

Per visualitzar els salts electrònics i l’energia implicada podeu utilitzar la simulació que trobareu a http://www.mhhe.com/physsci/astronomy/applets/Bohr/frame.html. Inicieu la simulació situant l’electró en l’òrbita més propera al nucli. En ella, l’electró té la mínima energia possible. Ara provoqueu diferents salts electrònics.

a. Què es necessita per produir aquests salts?

b. Què succeeix quan l’electró retorna als nivells de menys energia?

Activitat 6

Els espectres següents corresponen als diferents tipus d’estrelles. Observeu la diferència que hi ha entre els espectres i en el tipus d’àtoms presents en la seva fotosfera.

Espectres estelars Àtoms presents a la cromosfera

a) Completeu la taula indicant els àtoms presents en la fotosfera de cada tipus d’estel.

b) Quins elements apareixen en tots els espectres?

c) Quins elements dels indicats en la figura, apareixen en l’espectre solar?

Exercicis i qüestions

1. Les línies espectrals de l’hidrogen estan presents en tots els espectres estel·lars, ja que és un element present en totes les estrelles. L’espectre dels àtoms d’hidrogen va ser un dels primers que es va estudiar exhaustivament. En el seu estudi es van separar les línies obtingudes per regions.



Les línies que apareixen en la zona visible de l’espectre corresponen a la sèrie de Balmer. Es tracta de tots els salts d’electrons excitats fins al segon nivell d’energia.

El model de Bohr permet calcular l’energia que tindria qualsevol electró de l’àtom d’hidrogen. L’energia ve donada per l’expressió En=-2,18·10-18/n2 (expressada en J). Fixeu-vos que l’energia de l’electró no pot tenir qualsevol valor, només pot tenir els valors que surten de substituir el nombre n per 1, 2, 3, ... Es diu que l’energia està quantitzada.

c. El nivell de mínima energia s’anomena estat fonamental. Quin és el nivell de mínima energia per l’electró de l’àtom d’hidrogen?

d. Calculeu les energies que tindria l’electró en els nivells 1, 2, 3, 4, 5 i 6. Comproveu els teus resultats en la simulació que trobareu a http://www.bpreid.com/hel.php

e. La sèrie de Balmer correspon a les transicions electròniques des dels nivells 3, 4, 5, ... fins al segon nivell.

i. Calculeu la diferència d’energia que hi ha entre el nivell 3 i el 2.

ii. A quina longitud d’ona correspon?

iii. Comproveu els teus càlculs marcant el salt en la simulació. Afegiu la línia a l’espectre. Quin tipus de radiació s’obté?

f. Repetiu el procés i els càlculs fent salts des dels nivells 4, 5 i 6 al 2.



2. La sèrie de Lyman correspon a tots els salts electrònics des dels nivells 2, 3, 4, ... fins al primer nivell.

a. Calculeu l’energia corresponent a les tres primeres línies de la sèrie de Lyman (des de n=2, n=3 i n=4).

b. Calculeu la freqüència d’aquestes radiacions.

c. En quina regió de l’espectre electromagnètic estan les radiacions emeses en aquests salts?

3. La figura mostra l’espectre d’absorció de la llum visible que ens arriba de la constel·lació de ß Centaure. De quin tipus d’estrella es tracta? Quina és la temperatura a la superfície de ß Centaure?

uv 4.1. què ens aporta la informació de les...

Documents