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terça-feira, 26 de novembro de 2013

Avaliação do bim. 1º ano - quimica - entregar quarta feira dia 27

1 O dióxido de carbono (CO2) é um gás essencial no globo terrestre. Sem a presença desse gás, o globo seria gelado e vazio. Porém, quando ele é inalado em concentração superior a 10%, pode levar o indivíduo à morte por asfixia. Esse gás apresenta em sua molécula um número de ligações covalentes igual a:
a) 4
b) 1
c) 2
d) 3
e) 0
 
2 As unidades constituintes dos sólidos: óxido de magnésio (MgO), iodo (I2) e platina (Pt) são, respectivamente:
a) átomos, íons e moléculas;
b) íons, átomos e moléculas;
c) íons, moléculas e átomos
d) moléculas, átomos e íons;
e) moléculas, íons e átomos.
 

3  Um elemento químico A de número atômico 16, combina-se com um elemento B, de número atômico   A fórmula molecular do composto e o tipo da ligação são:
a) AB2 - covalente
b) A2B - molecular
c) AB2 – eletrovalente ou iônica
d) AB – eletrovalente ou iônica
e) A2B – eletrovalente ou iônica
c) iônicas, covalentes e iônicas
4) Qual das propriedades abaixo é representativa dos compostos iônicos?

a) Não conduzem a corrente elétrica quando fundidos
b) São líquidos à temperatura ambiente
c) São gasosos à temperatura ambiente
d) Apresentam baixos pontos de fusão
e) Não conduzem a corrente elétrica quando se encontram no estado sólido
d) covalentes, iônicas e iônicas
e) iônicas, iônicas e iônicas

 05) (PUC-Campinas-SP) Os átomos de certo elemento químico metálico possuem, cada um, 3 prótons,
4 nêutrons e 3 elétrons. A energia de ionização desse elemento está entre as mais baixas dos
elementos da Tabela Periódica. Ao interagir com halogênio, esses átomos têm alterado o seu número
de:

a) prótons, transformando-se em cátions.
b) elétrons, transformando-se em ânions.
c) nêutrons, mantendo-se eletricamente neutros.
d) prótons, transformando-se em ânions.
e) elétrons, transformando-se em cátions.

6 A camada mais externa de um elemento X possui 3 elétrons, enquanto a camada mais externa de outro elemento Y tem 7 elétrons. Uma provável fórmula de um composto, formado por esses elementos é:

a) XY3.
b) X5Y.
c) X3Y.
d) X7Y3.
e) XY.

7(Rumo-2004) As moléculas de CCl4, H2O, SO2 e CO2 são respectivamente:
 Dados: H (Z = 1); O (Z = 8); Cl (Z = 17); C (Z = 6); S (Z = 16).

a) polar, apolar, apolar e polar.
b) apolar, polar, apolar e apolar.
c) polar, apolar, polar e polar.
d) apolar, polar, polar e apolar.
e) apolar, polar, polar e polar
8 Considere um mecânico com as mãos sujas de graxa (derivado do petróleo). O melhor
solvente para a remoção da graxa é:

a) água.
b) gasolina.
c) vinagre.
d) água com sal.
e) álcool comum


domingo, 3 de novembro de 2013

MATERIAL PARA O GRUPO DO SOL



O Sol, nossa fonte de luz e de vida, é a estrela mais próxima de nós e a que melhor conhecemos. Basicamente, é uma enorme esfera de gás incandescente, em cujo núcleo acontece a geração de energia através de reações termo-nucleares. O estudo do Sol serve de base para o conhecimento das outras estrelas, que de tão distantes aparecem para nós como meros pontos de luz.

Apesar de parecer tão grande e brilhante (seu brilho aparente é 200 bilhões de vezes maior do que o de Sírius, a estrela mais brilhante do céu noturno), na verdade o Sol é uma estrela bastante comum. Suas principais características são:

Massa
M = 1,989 x 1030 kg
Raio
R = 695 500 km = 109 RTerra
Densidade média
= 1409 kg/m3
Densidade central
= 160 000 kg/m3
Distância
1 UA = 149 600 000 km
Luminosidade
L=3,9×1026 watts=3,9×1033 ergs/s
Temperatura efetiva
Tef = 5785 K
Temperatura central
Tc = 15 000 000 K
Magnitude absoluta bolométrica
Mbol = 4,72
Magnitude absoluta visual
MV = 4,79
Tipo espectral e classe de luminosidade
G2 V
Índices de cor
B-V=0,62

U-B=0,10
Composição química principal (No)
Hidrogênio = 91,2 %

Hélio = 8,7%

Oxigênio = 0,078 %

Carbono = 0,043 %
Período rotacional no equador
25,67 d
                na latitude 75°
33,40 d

Algumas das características listadas acima são obtidas mais ou menos diretamente. Por exemplo, a distância do Sol, chamada Unidade Astronômica, é medida por ondas de radar direcionadas a um planeta em uma posição favorável de sua órbita (por exemplo Vênus, quando Terra e Vênus estão do mesmo lado do Sol e alinhados com ele). O tamanho do Sol é obtido a partir de seu tamanho angular e da sua distância. A massa do Sol pode ser medida a partir do movimento orbital da Terra (ou de qualquer outro planeta) usando a terceira lei de Kepler. Sabendo então sua massa e seu raio temos a densidade média do Sol.

Outras características são determinadas a partir de modelos. Por exemplo, a equação de equilíbrio hidrostático, permite determinar a pressão e a temperatura no centro do Sol, supondo que elas têm que ser extremamente altas para suportar o peso das camadas mais externas.

A primeira determinação quantitativa da composição química da atmosfera solar foi obtida em 1929 por Henry Norris Russel (1877-1957), publicada no Astrophysical Journal, 70, 11, baseada em estimativas a olho das intensidades das linhas no espectro solar.

O modelo representado na figura mostra as principais regiões do Sol. A fotosfera, com cerca de 330 km de espessura e temperatura de 5785 K, é a camada visível do Sol. A palavra vem do grego: photo = luz. Logo abaixo da fotosfera se localiza a zona convectiva, se estendendo por cerca de 15% do raio solar. Na zona convectiva o transporte de energia é pelo movimento das parcelas de gás (transporte mecânico). Abaixo dessa camada está a zona radiativa, onde a energia flui por radiação, isto é, não há movimento das parcelas de gás, só transporte de fótons. O núcleo, com temperatura de cerca de 15 milhões de graus Kelvin, é a região onde a energia é produzida, por reações termo-nucleares. A cromosfera é a camada da atmosfera solar logo acima da fotosfera e tem baixa densidade. A palavra vem do grego: cromo = cor. Ela tem cor avermelhada e é visível durante os eclipses solares, logo antes e após a totalidade. Estende-se por 10 mil km acima da fotosfera e a temperatura cresce da base para o topo, tendo um valor médio de 15 mil K. Ainda acima da cromosfera se encontra a coroa, também visível durante os eclipses totais. A coroa se estende por cerca de dois raios solares e temdensidade ainda mais baixa que a cromosfera.

 A fotosfera do Sol tem a aparência da superfície de um líquido em ebulição, cheia de bolhas, ou grânulos. Este fenômeno é chamado de granulação fotosférica. Os grânulos têm em torno de 5000 km de diâmetro e duram cerca de 10 min cada. Eles marcam os topos das colunas convectivas de gás quente, que se forma na zona convectiva, logo abaixo da fotosfera. Nestas colunas, o gás quente das camadas interiores sobe e deposita a energia térmica nas camadas superiores. Ao perder o calor, aumO fenômeno fotosférico mais notável é o das manchas solares, regiões irregulares que aparecem mais escuras do que a fotosfera circundante e que muitas vezes podem ser observadas mesmo a olho nu, embora olhar diretamente para o Sol só não é perigoso quando ele está no horizonte. As manchas foram registradas na China já no ano 28 a.C., mas seu estudo científico começou com o uso do telescópio, sendo observadas (por projeção da imagem do Sol) por Galileo, Thomas Harriot (1560-1621) já em 1610, por Johannes (1587-1616) e David Fabricius (1564-1617) e por Christoph Scheiner (1575-1650) em 1611. São constituídas de duas partes: a umbra, parte central mais escura, com temperaturas em torno de 3800 K, e a penumbra, região um pouco mais clara e com estrutura radial em torno da umbra. As manchas são mais frias porque o campo magnético local impede a convecção e, portanto, que o calor das partes mais internas suba à fotosfera. As manchas solares tendem a se formar em grupos e estão associadas a intensos campos magnéticos no Sol. enta de densidade e desce para as camadas mais internas. 
 

Espículas, produzidas pelo campo magnético e energia mecânica na fotosfera, aquecem a cromosfera. Elas são aproximadamente cilíndricas, com cerca de 700 km de extensão e 7000 km de altura, e duram entre 5 e 15 minutos.

A cromosfera do Sol normalmente não é visível, porque sua radiação é muito mais fraca do que a da fotosfera. Ela pode ser observada, no entanto, durante os eclipses, quando a Lua esconde o disco da fotosfera. 



Foto do Sol obtida pela estação espacial Skylab da NASA em 19 de dezembro de 1973, com um dos mais espectacular flares solares já gravados. A proeminência abrange mais de 588 000 km. Os pólos solares apresentam pouca super-granulação e um tom mais escuro do que o centro do disco.

A cromosfera gradualmente se funde na coroa, a camada mais externa e mais rarefeita da atmosfera do Sol. A coroa também é melhor observada durante eclipses, pois apesar de ter um brilho equivalente ao da lua cheia, ela fica obscurecida quando a fotosfera é visível.

O espectro da coroa mostra linhas muito brilhantes que, até 1940, não eram conhecidas. Atualmente sabemos que elas são produzidas por átomos de ferro, níquel, neônio e cálcio altamente ionizados e não por algum elemento estranho, como anteriormente foi pensado. O fato de existirem esses elementos várias vezes ionizados na coroa implica que sua temperatura deve ser muito alta, pois é necessária muita energia para arrancar muitos elétrons de um átomo. A coroa deve ter uma temperatura em torno de 1 milhão de graus Kelvin. 
          
Imagem obtida pelo satélite Transition Region and Coronal Explorer (TRACE), da NASA, mostrando que o gás nos arcos se move balisticamente e é aquecido a partir da base dos mesmos.



A elevação da temperatura na coroa deve ter origem no mesmo processo físico que aquece a cromosfera: transporte de energia por correntes elétricas induzidas por campos magnéticos variáveis.

Da coroa emana o vento solar, um fluxo contínuo de partículas emitidas da coroa que acarretam uma perda de massa por parte do sol em torno de por ano. O vento solar que atinge a Terra (aproximadamente 7 prótons/cm3 viajando a cerca de 400 km/s) é capturado pelo campo magnético da Terra, formando o cinturão de Van Allen, na magnetosfera terrestre.

s ejeções coronais de massas são bolhas de gás quente (plasma), de cerca de 1 a 10 bilhões de toneladas, aquecidas pelos campos magnéticos do Sol. Os campos magnéticos do Sol se enrolam devido ao movimento turbulento de convecção mas também devido à rotação diferencial, que faz com que o equador solar complete uma volta em 25 dias, enquanto que as regiões próximas aos pólos completam uma volta em 36 dias. A desconexão do campo magnético solar pode ocorrer em alguns minutos e tem uma energia equivalente a milhares de bombas atômicas.

O vento solar, composto de partículas carregadas desprendidas da coroa solar, viaja a aproximadente 250 a 1000 km/s, provocando as auroras, normalmente entre 60 e 80° de latitude. Entretanto as auroras podem ocorrer também em baixas latitudes, como por exemplo a observada em 1909 em Singapura, no equador geomagnético.

As auroras foram observadas na antiguidade pelos gregos e chineses, mas somente em 1896 o físico norueguês Kristian Birkeland (1867-1917) deduziu que fluxos de elétrons provenientes do Sol eram canalizados pelo campo geomagnético aos pólos e, quando colidiam com a alta atmosfera, estimulavam os átomos de oxigênio e nitrogênio. As auroras são causadas pela interação de partículas de alta energia, principalmente elétrons, com os átomos neutros da alta atmosfera da Terra. Estas partículas de alta energia podem excitar, através de colisões, os elétrons de valença que estão ligados aos átomos neutros. Estes elétrons excitados então se desexcitam, retornando ao estado inicial, de mais baixa energia. Aos se desexcitar, eles emitem um fóton, isto é luz. A combinação destes fótons, emitidos por muitos átomos, resulta na aurora que vemos. As auroras acontecem a alturas acima de 60 km, têm correntes acima de 100 000 volts e geram energia acima de 1 milhão de megawatts.


Tão logo foi conhecida a distância do Sol, em 1673, por Jean Richer (1630-1696) e Giovanni Domenico Cassini (1625-1712) que determinaram a distância (paralaxe) de Marte e com esta estimaram a unidade astronômica como 140 milhões de km (cerca de 150 milhões de km é o valor atual), foi possível determinar a sua luminosidade, que é a potência que ele produz. As medidas mostram que cada metro quadrado na Terra recebe do Sol uma potência (energia/segundo) de cerca de 1400 watts [James Watt (1736-1819)], ou seja, a potência de 14 lâmpadas de 100 watts/m2. O valor mais preciso da constante solar é 1367,5 W/m2, e varia 0,3% durante o ciclo solar de 11 anos. Multiplicando-se essa potência recebida na Terra pela área da esfera compreendida pela órbita da Terra em torno do Sol, determina-se a luminosidade do Sol em 3,9×1026 watts = 3,9×1033 ergs/s.