2. Interferenţă pe suprafaţa apei
Modelul atomic a lui DaltonModelul atomic a lui Dalton
►cel mai simplu model atomic este cel al sferei
rigide.
►atomii au formă sferică, sunt omogeni şi identici
pentru o substanţă, nu sunt încărcaţi electric.
►modelul este suficient pentru a explica structura şi unele proprietăţi
simple ale substanţei, fenomene simple: difuzia, schimbarea stării de
agregare.
3. Modelul atomic a lui ThomsonModelul atomic a lui Thomson
►în 1897 fizicianul englez J.J.Thomson a
pus în evidenţă, prin experienţe de
descărcare electrică în gaze rarefiate,
existenţa electronului, ca particulă cu
sarcină electrică negativă.
►în urma experienţelor efectuate
Thomson a imaginat un model al
atomului
►atomii sunt sfere uniform încărcate cu sarcină
pozitivă, iar electronii sunt încorporaţi în interiorul
sferei ( ca stafidele într-o plăcintă )
4. Experimentul lui RutherfordExperimentul lui Rutherford
Dispozitivul experimental
►o sursă radioactivă emite
particule α ( nuclee de He cu
sarcina pozitivă 2e şi masa
4u )
►particulele α trec printr-o foiţă
de aur.
►după ce străbat foiţa de aur particulele α cicnesc o placă acoperită cu
sulfură de zinc pe care se poate observa mici scântei luminoase.
5. ►se determină astfel unghiurile sub care au
fost deviate particulele α.
►dacă sarcina pozitivă este uniform distribuită în
atom (modelul lui Thomson) particulele α sunt
deviate cu câteva grade la trecerea prin metal
datorită forţelor electrostatice.
►în experienţele de împrăştiere apar şi particule deviate sub unghiuri
mari , aceste deviaţii nu pot fi explicate decât dacă se admite că sarcina
pozitivă este concentrată în centrul atomului.
6. Modelul atomic Rutherford (planetar)Modelul atomic Rutherford (planetar)
►Rutherford presupune atomul ca având o
structură asemănătoare sistemului solar.
►întrega masă şi sarcina pozitivă a atomului sunt
concentrate într-un nucleu cu dimensiuni mult mai
mici (~10-14
m) decât cele ale atomului (~10-10
m)
►electronii se rotesc în jurul nucleului pe orbite
circulare.
7. Modelul planetar al atomului de hidrogenModelul planetar al atomului de hidrogen
►atomul de hidrogen este format dintr-un nucleu cu masă mare şi cu
sarcină pozitivă +e şi un electron cu sarcina negativă –e.
+e
►nucleul exercită asupra electronului o forţă
electrostatică de atracţie:
2
0
2
4 r
e
Fe
πε
=
►energia potenţială a sistemului electron-nucleu
este:
r
e
Ep
0
2
4πε
−=
►energia cinetică a sistemului este:
2
2
0vm
Ec =
+e
r
e-
Fe
8. Energia totală a atomuluiEnergia totală a atomului
►dacă Ec < | Ep |, electronul se deplasează pe o orbită închisă, iar
sistemul electron-nucleu este în stare legată
►energia totală sistemului este:
24
2
0
0
2
vm
r
e
EEE cp +−=+=
πε
►orbita circulară este stabilă dacă se îndeplineşte condiţia de echilibru:
forţa centripetă este forţa electrostatică
2
0
22
0
4 r
e
r
vm
πε
=
Energia totală:
r
e
E
0
2
8πε
−=
9. ►conform modelului planetar rotaţia electronului în jurul nucleului ar
trebui să fie însoţită de o emisie de radiaţii electromagnetice care ar
duce la pierderea continuă a energiei electronului
►electronul ar descrie o mişcare în spirală, terminată cu căderea lui pe
nucleu
►datele experimentale nu au confirmat acest model
10. Postulatele lui BohrPostulatele lui Bohr
1. Stările legate ale atomului sunt stări în care atomul nu absoarbe şi nu
emite energie. Aceste stări ale atomului se numesc stări staţionare.
Într-o stare staţionară, energia sistemului este constantă în timp.
Valorile energiilor stărilor staţionare formează un şir discontinuu: E1,E2,
…En
2. Atomii absorb sau emit radiaţie
electromagnetică numai la trecerea
dintr-o stare staţionară în altă stare
staţionară
Energia emisă sau absorbită
sub forma unei cuante este
egală cu diferenţa dintre energia
finală şi iniţială a sistemului:
nkkn EEh −=ν
Foton absorbit
Foton emis
k
n
11. Modelul cuantificat al atomuluiModelul cuantificat al atomului
►primul model de natură cuantică al atomului
►modelul preia modelul planetar a lui Rutherford şi
îi aplică teoria cuantelor
►modelul atomic cuantificat a lui Bohr explică bine
efectele de emisie şi absorbţie ale atomului de
hidrogen şi ale atomilor hidrogenoizi ( atomi formaţi
dintr-un nucleu cu sarcina Ze şi un electron
Exemple : atomii ionizaţi He+
(Z=2), Li2+
(Z=3),
Be3+
(Z=4)
12. Condiţii de cuantificareCondiţii de cuantificare
Cuantificarea momentului cineticCuantificarea momentului cinetic
Momentul cinetic: L = r x p
►mărimea: L = r p sin( r, p )
►unda asociată electronului aflat în mişcare pe orbită este o undă
staţionară
p
h
nnr == λπ2
π2
h
nrpL ==
n = 1,2,3,……număr cuantic principal
+e
r
p = mv
e-
L
13. Cuantificarea razelor orbitelor electronilorCuantificarea razelor orbitelor electronilor
Fe
+e
r
e-
Condiţia de echilibru a orbitei:
2
0
22
0
4 r
e
r
vm
πε
=
sau ( )
0
2
02
4πε
em
rrp =
2
0
2
02
em
h
nrn
π
ε
=
Raza primei orbite Bohr: r1 = 0,53·10-10
m rn = n2
r1
14. Cuantificarea energiei stărilor staţionareCuantificarea energiei stărilor staţionare
Energia totală a electronului în modelul planeter:
r
e
E
0
2
8πε
−=
Condiţia de cuantificare a razelor orbitelor Bohr:
2
0
2
02
em
h
nr
π
ε
=
2
0
2
4
0
2
8
1
εh
em
n
En −=
Energia primei orbite:
E1 = - 13,6 eV
2
1
n
E
En =
15. Diagrama nivelelor energeticeDiagrama nivelelor energetice
E1=-13,6eV n = 1
n = 2
n = 3
n = 4
n →∞
E2=-3,4eV
E3=-1,51eV
E4=-0,85eV
E∞= 0
E (eV)
n = 1, stare fundamentală, de energie E1
n = 2,3,4,…, stări excitate, de energii E2, E3, E4, …
Spectru continuu
16. Absorbţia şi emisia de radiaţie electromagneticăAbsorbţia şi emisia de radiaţie electromagnetică
hν31
n =1E1
n =2E2
n =3E3
hν31
hν32
hν21
►trecerea electronului din starea fundamentală într-o stare excitată
(excitare) se face prin absorbţia unui foton
►trecerea electronului dintr-o starea excitată în starea fundamentală
(dezexcitare) se face prin emisia unui foton
►dezexcitarea se poate face: - direct pe starea fundamentală
- în trepte, prin stări intermediare
17. Liniile spectrului de emisie al hidrogenuluiLiniile spectrului de emisie al hidrogenului
►atomul de hidrogen aflat în stare excitată revine pe nivelul fundamental
sau pe nivele intermediare
►fiecare tranziţie, între nivele k şi n, are loc cu emisia unui foton
−=−== 2222
0
4
0 11
8 knh
em
EE
hc
h nk
kn
kn
ελ
ν
17
32
0
4
0
10097,1
8
−
⋅== m
ch
em
R
ε
Constanta lui Rydberg:
−= 22
111
kn
R
knλ
Lungimea de undă a liniilor spectrale emise
18. Seriile spectrale ale hidrogenuluiSeriile spectrale ale hidrogenului
►pentru n = 1, se obţine seria Lyman, cu liniile în ultraviolet, descoperită
în anul 1906,
−= 22
1
1
1
11
k
R
kλ
k = 2,3,4,…,∞
►pentru n = 2, se obţine seria Balmer, cu liniile în vizibil, descoperită în
anul 1885,
−= 22
2
1
2
11
k
R
kλ
Hα (roşu), pentru k = 3
Hβ (verde-albastru), pentru k = 4
Hγ (violet), pentru k = 5
Hδ (indigo), pentru k = 6
k = 3,4,5,…,∞
n=2
n=3
n=4
n=5
n=6
19. ►pentru n = 3, se obţine seria Paschen, cu liniile în infraroşu apropiat,
descoperită în anul 1908,
−= 22
3
1
3
11
k
R
kλ
k = 4,5,6,…,∞
►pentru n = 4, se obţine seria Brackett, cu liniile în infraroşu îndepărtat,
descoperită în anul 1922,
−= 22
4
1
4
11
k
R
kλ
k = 5,6,7,…,∞
►pentru n = 5, se obţine seria Pfund, cu liniile în infraroşu îndepărtat,
descoperită în anul 1924,
−= 22
5
1
5
11
k
R
kλ
k = 6,7,8,…,∞
►pentru n = 6, se obţine seria Humphry, cu liniile în infraroşu îndepărtat,
descoperită în anul 1925,
−= 22
6
1
6
11
k
R
kλ
k = 7,8,9…,∞
20. Evoluţia modelelor atomiceEvoluţia modelelor atomice
Modelul lui Dalton
1803
Modelul lui Thomson
1904 Modelul planetar
1911
Modelul cuantificat 1913
Modelul nori de
electroni 1926
