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O átomo
Uma abordagem didático-pedagógica sobre a origem e evolução do Universo, a partir da teoria do Big
Bang; além de uma descrição cronológica sobre a evolução dos modelos atômicos, desde os primórdios
(modelos atômicos filosóficos) até o mais moderno (modelo atômico quântico). Por fim, uma descrição
detalhada sobre a estrutura do átomo, como composição, dimensões, valores de carga e massa, tanto
para o núcleo atômico quanto para a eletrosfera.
Profa. Nilséia A. Barbosa
1. Itens iniciais
Propósito
Conhecer e compreender a origem, história, evolução e o futuro do nosso Universo, bem como todo o
processo histórico da constituição da matéria em sua essência - os átomos. Ampliaremos o conhecimento do
aluno e sua visão acerca da evolução do Universo, suas origens e a estrutura atômica, oferecendo motivação
e subsídios para que ele compreenda as evoluções científicas e tecnológicas em todas as áreas da Ciência.
Objetivos
Analisar a origem do Universo, bem como sua evolução, a partir da teoria mais bem fundamentada e
aceita pela comunidade científica: o Big Bang.
 
Reconhecer, a partir de uma sequência cronológica dos modelos atômicos, como nossa compreensão
moderna do átomo evoluiu ao longo do tempo.
 
Avaliar a importância do empirismo para a construção da Ciência no que diz respeito à estrutura
atômica, a partir da descrição das várias evidências experimentais de suas partículas constituintes.
Introdução
Para nós, seres humanos, descobrir a origem do Universo significa compreender melhor sua natureza e
nossas origens. Possuímos uma necessidade intrínseca de explorar o mundo, de questionar nosso lugar no
Universo. Através da exploração, descobrimos novos continentes, encontramos curas para doenças,
avançamos em tecnologia, comunicação e muito mais.
 
A teoria mais bem fundamentada da origem do nosso Universo está centrada em um evento conhecido como 
Big Bang: A expansão do Universo a partir de um estado inicial. Essa teoria considera que o Universo se
formou após uma grande explosão e que as partículas atômicas foram as primeiras a existirem, dando origem
a tudo que conhecemos hoje.
 
As primeiras evidências experimentais sobre a formação e estrutura do Universo, como as principais partículas
constituintes, impulsionaram a teoria do Big Bang, a necessidade de conhecer os principais ingredientes, e
como eles compõem o átomo. 
 
A descoberta das partículas subatômicas (como prótons, nêutrons e elétrons) refutou a suposição da teoria
atômica de Dalton, em que o átomo era considerado indivisível e a menor porção da matéria.
 
Isso levou à necessidade de um modelo atômico que fosse capaz de explicar a estabilidade de todos os
átomos e moléculas, bem como proporcionar uma comparação entre as diferenças nas propriedades físicas e
químicas de diferentes elementos. Além disso, os modelos atômicos foram muito importantes para explicar a
formação de compostos de dois ou mais átomos, bem como a emissão da radiação eletromagnética pelos
átomos. 
 
É importante perceber que muito do que sabemos sobre a estrutura dos átomos foi desenvolvido ao longo de
um longo período, através de diversos modelos. Muitos destes não se sustentaram por não condizerem com a
realidade da matéria. Frequentemente, é assim que o conhecimento científico ocorre, com um cientista
desenvolvendo e aperfeiçoando as ideias de outro.
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Além da intensa pesquisa em estrutura da matéria/Física atômica, por um expressivo número de cientistas, as
aplicações técnicas evoluíram enormemente a partir do século XIX. Atualmente, os métodos desenvolvidos a
partir da Física atômica são, rotineiramente, utilizados em Química, Biologia, Indústria e, principalmente,
Medicina.
1. Origem do universo
Teoria do Big Bang
Estamos todos girando no espaço em um pequeno planeta; banhados, durante o dia, pela luz e calor de uma
estrela próxima que chamamos de Sol.
 
Estamos viajando 19 milhões de quilômetros por dia ao redor do centro da galáxia, a Via Láctea, que gira em
um Universo de mais de 100 bilhões de galáxias, cada uma abrigando 100 bilhões de estrelas.
Via Láctea.
Este Universo em que giramos começou como um único ponto há aproximadamente 13,8 bilhões de anos;
desde então, tem se expandido, com sua temperatura diminuindo constantemente. Nosso Universo tem pelo
menos quatro dimensões, três de espaço e uma de tempo, o que significa que o tempo e o espaço estão
interligados.
 
Neste momento, o tamanho do nosso Universo observável é de aproximadamente 13,8 bilhões de anos-luz em
cada uma das três dimensões; por 13,8 bilhões de anos na dimensão do tempo, aumentando conforme
escrevemos e você lê.
 
Desde que se desenvolveram, os seres humanos têm olhado para pontos de luz no céu noturno com temor e
respeito, aprendendo o que podiam a partir de observações diretas e usando esse conhecimento para fazer
previsões, viajar por terra e navegar pelo mar.
 
Sem instrumentos especializados, no entanto, as pessoas não poderiam detectar muito sobre a origem de
nosso imenso Universo e a natureza da matéria, porque a escala do Universo e da matéria é muito diferente
da vida cotidiana. No final do século XX, os cientistas inventaram instrumentos que podiam visualizar os céus
macroscópicos e o domínio microscópico.
 
O conhecimento sobre esses mundos recentemente se expandiu exponencialmente. Agora todos podem
entender o Universo incrível que é a nossa casa – se usarmos nossa imaginação e observar as imagens
fotográficas e diagramas disponíveis.
 
Vamos entender a origem do Universo.
Big Bang
Tudo começou com um evento inconcebível: o Big Bang. (Esse nome foi dado pelo astrofísico
britânico Fred Hoyle em uma transmissão de rádio pela BBC em 1952.)
Átomo
O Universo surgiu de um único ponto, talvez do tamanho de um átomo, no qual toda a matéria,
energia, espaço e tempo conhecidos foram comprimidos em uma densidade inimaginável.
Matéria e energia
O espaço comprimido se desenrolou como uma onda gigantesca, expandindo-se e esfriando em
todas as direções, carregando matéria e energia até os dias de hoje.
Galáxias
O poder dessa expansão inicial foi suficiente para lançar cem bilhões de galáxias por 13,8 bilhões de
anos.
Universo
O Universo ondulante estava em andamento.
Onde essa erupção ocorreu? Em todos os lugares, incluindo onde cada um de nós está agora. No início, todos
os locais que vemos como separados eram o mesmo local.
 
Inicialmente, o Universo era composto de “plasma cósmico”, uma substância homogênea tão quente que não
tinha nenhuma estrutura conhecida. Matéria e energia são intercambiáveis, em temperaturas de muitos
trilhões de graus; ninguém sabe o que é energia, mas a matéria é energia em repouso.
 
À medida que o Universo esfriava, os menores constituintes da matéria que conhecemos atualmente,
chamados quarks, começaram a se agrupar em grupos de três, formando prótons e nêutrons.
Os constituintes da matéria. A matéria é composta de átomos, cada um dos quais é
composto de elétrons circulando um núcleo contendo prótons e nêutrons, os quais
são feitos de quarks.
Não sabemos se quarks são compostos por algo menor.
 
Isso ocorreu cerca de cem milésimos de segundo após o Big Bang, quando a temperatura havia esfriado para
cerca de um milhão de vezes mais quente do que o interior do Sol. Um centésimo de segundo depois, esses
prótons e nêutrons começaram a se unir para formar o que mais tarde se tornariam os núcleos dos dois
elementos mais leves, hidrogênio e hélio.
 
Antes de decorrido um segundo, as quatro interações fundamentais que governam a matéria surgiram:
Interação gravitacional ou gravidade
É a mais fraca das quatro. Foi descrita pela teoria da gravitação de Newton e
pela teoria geral da relatividade de Einstein.
Interação eletromagnética
É uma união da força elétrica e da magnética.
Interação nuclear forte
É a mais forte das quatro, responsável por manter os quarks unidos dentro
dos núcleos atômicos.
Interação nuclear fraca
É responsável pela desintegração dos núcleos atômicos dospara identificar os nuclídeos e relacionam-se com o número de nêutrons N de
acordo com a equação (25). A designação de uma espécie nuclear particular é simbolizada pela seguinte
notação:
Em que X é o símbolo químico para o átomo de número átomo Z.
 
Uma outra categoria importante de nuclídeos são aqueles com o mesmo número de massa A, conhecidos
como isóbaros. Dos mais de 3000 nuclídeos conhecidos, existem somente 266 cujos estados fundamentais
são estáveis. Todos os outros são instáveis e podem decair para outros tipos de nuclídeos.
 
Veja, a seguir, um gráfico do número de nêutrons N em função do número de prótons Z para nuclídeos
estáveis e instáveis.
Conteúdo interativo
Acesse a versão digital para ver mais detalhes da imagem
abaixo.
Comportamento do número de nêutrons N em função do número de prótons Z
para os nuclídeos conhecidos.
Os pontos coloridos no gráfico indicam os 266 nuclídeos estáveis, e a região em azul entre as linhas
irregulares representa os nuclídeos instáveis. A linha que passa pelo meio dos nuclídeos estáveis é
denominada de linha de estabilidade.
Raio atômico
Todos os métodos utilizados para medir raios atômicos mostram que são proporcionais à raiz cúbica do
número de massa A . Depois de vários experimentos, concluiu-se que o raio r do núcleo atômico pode ser
estimado a partir de: , em que a0 é uma constante (~ 1,1 fm).
O valor do raio depende da força de atração entre o núcleo e os elétrons. 
Assim, aumentando-se Z, o raio diminui; aumentando-se o número de camadas eletrônicas, o raio aumenta.
Para átomos com a última camada de elétrons completa, o raio tende a ser menor devido à alta energia de
ligação das partículas.
 
A densidade nuclear tem um valor em torno de 1015 g/cm3.
Configuração eletrônica
A configuração eletrônica, ou estrutura de um átomo, representa o modo como seus estados estão ocupados
e o número de elétrons que cada orbital contém da seguinte maneira:
 
No estado fundamental de átomos com muitos elétrons, os elétrons ocupam orbitais atômicos de modo
que a energia total do átomo seja a mínima possível.
 
Dois elétrons só podem ocupar a mesma região no espaço se tiverem características magnéticas (spin)
opostas; essa restrição é conhecida como “Princípio de exclusão de Pauli”.
 
As subcamadas s, p, d e f podem acomodar, cada uma, um número total de 2, 6, 10 e 14 elétrons,
respectivamente.
 
A coluna da direita na tabela das relações entre os números quânticos resume o número máximo de
elétrons que pode ocupar cada orbital para as quatro primeiras camadas eletrônicas.
 
Na notação convencional, o número de elétrons em cada subcamada é indicado por um índice
sobrescrito após a designação da camada e da subcamada. Por exemplo, as configurações eletrônicas
para hidrogênio, hélio e sódio são, respectivamente, 1s1, 1s2 e 1s22s22p63s1.
Energia de ligação eletrônica
Cada elétron está vinculado ao átomo pela atração entre a sua carga negativa e a carga positiva do núcleo, e
pelo acoplamento atrativo do seu momento magnético (spin) com elétrons da mesma camada. A força atrativa
sofre uma pequena atenuação devido à repulsão elétrica dos demais elétrons. A energia consumida nesse
acoplamento se denomina energia de ligação.
Atenção
Para elementos de número atômico elevado, a energia de ligação dos elétrons próximos ao núcleo é
bastante grande, atingindo a faixa de 100keV, enquanto a dos elétrons mais externos é da ordem de
alguns eV. Os elétrons pertencentes às camadas fechadas possuem energia de ligação com valores bem
mais elevados do que os das camadas incompletas e, portanto, são os mais estáveis. 
Quanto maior o raio atômico, mais distante os elétrons estarão do núcleo e, portanto, mais fraca será a
atração sobre eles. Assim, quanto maior o raio atômico, menor o potencial de ionização.
Átomos: um pouco mais sobre o modelo atômico atual 
Neste vídeo, você conhecerá um pouco sobre o modelo atômico atual.
Conteúdo interativo
Acesse a versão digital para assistir ao vídeo.
Verificando o aprendizado
Questão 1
Alguns estudantes de Radiologia, avaliando seus conhecimentos sobre o conceito do átomo, analisam as
seguintes afirmativas:
 
1. 
2. 
3. 
4. 
5. 
I. Isótopos são aqueles átomos que possuem mesmo número atômico e números de massa diferentes.
II. A soma do número de prótons com o de nêutrons corresponde ao número atômico de um elemento.
III. A soma do número de prótons com o de elétrons corresponde ao número de massa de um átomo.
IV. Isóbaros são aqueles átomos que possuem números atômicos diferentes e mesmo número de massa.
V. Isótonos são aqueles átomos que apresentam números atômicos diferentes, número de massas diferentes e
mesmo número de nêutrons.
 
Esses estudantes concluem, corretamente, que as afirmativas verdadeiras são as indicadas por:
A
I, III e V
B
I, IV e V
C
II e III
D
II, III e V
E
II e V
A alternativa B está correta.
As afirmativas II e III estão incorretas. II: O número atômico de um elemento corresponde apenas ao número
de prótons; e III: O número de massa de um átomo é resultante da soma do número de prótons e nêutrons,
dado pela fórmula A = N + Z.
Questão 2
Em 1913, F. Soddy, um dos colegas de Rutherford, propôs os conceitos de isótopos. Isótopos de substâncias
químicas são utilizados para diagnósticos, tratamentos e detecção de drogas e hormônios no organismo. A
seguir, são definidas quatro espécies de átomos neutros em termos de partículas nucleares:
B= 19 prótons e 21 nêutrons. 
 
C = 19 prótons e 20 nêutrons. 
 
D = 20 prótons e 19 nêutrons. 
 
E = 20 prótons e 20 nêutrons.
 
Com base nessas afirmações, assinale a alternativa correta.
A
D e E são isótonos.
B
C e D são isoeletrônicos.
C
C e E são isótopos.
D
B e C apresentam o mesmo número de massa.
E
C e D são isóbaros.
A alternativa E está correta.
Isóbaros são aqueles nuclídeos que possuem o mesmo número de massa A. 
Número de massa = A, nêutrons = N e prótons = Z => N + Z = A.
4. Conclusão
Considerações finais
Fazendo uma retrospectiva a partir do estado atual do Universo, os cientistas teorizaram que ele deve ter se
originado em um único ponto de densidade infinita e tempo finito que começou a se expandir.
 
Após a expansão inicial, a teoria sustenta que o Universo esfriou o suficiente para permitir a formação de
partículas subatômicas e, posteriormente, de átomos simples. Nuvens gigantes desses elementos primordiais
mais tarde coalesceram por meio da gravidade para formar estrelas e galáxias.
 
Tudo isso começou há cerca de 13,8 bilhões de anos, considerada a idade do Universo. Por meio de testes de
princípios teóricos, experimentos envolvendo aceleradores de partículas de alta energia e estudos
astronômicos que observaram o Universo profundo, os cientistas construíram uma linha do tempo de eventos
que começou com o Big Bang, levando ao estado atual de evolução cósmica.
 
Atualmente, os cosmologistas têm medidas bastante precisas de muitos dos parâmetros do modelo do Big
Bang, sem mencionar a idade do próprio Universo. E tudo começou com a observação notável de que objetos
estelares massivos, a muitos anos-luz de distância, estavam se afastando lentamente de nós.
 
Embora ainda não tenhamos certeza de quando e como tudo isso vai acabar, sabemos que, em uma escala
cosmológica, isso não ocorrerá por muito, muito tempo.
 
Sabemos hoje que os primeiros átomos foram formados há aproximadamente 13,8 bilhões de anos, pouco
depois do Big Bang. E sabemos também que não são os últimos corpos indivisíveis da matéria, mas, sim,
formados por outros menores. Os antigos filósofos começaram a construir modelos na tentativa de explicar os
menores constituintes da matéria, que fossem indivisíveis, há mais de 2.000 anos.
 
Em 440 a.C., o grego Leucipo e seu pupilo Demócrito criaram o termo “átomos” para descrever a menor
partícula de matéria. Isso significa algo que é indivisível. No século XVIII, o químico John Dalton reviveu o
termo quando sugeriu que cada elemento era composto de átomos únicose que os átomos de um elemento
são todos iguais. Esse modelo simples poderia explicar os milhões de materiais diferentes ao nosso redor.
 
As diferenças entre os átomos dão aos elementos suas diferentes propriedades químicas. Por um tempo,
parecia que os átomos eram fundamentais. Como o nome sugere, eles não poderiam ser divididos em algo
mais simples. No entanto, no final do século XIX, tornou-se claro que os átomos não são fundamentais – e sim
constituídos de partículas menores ainda.
 
Uma dessas partículas atômicas é o elétron (possui massa e carga negativa), que agora consideramos
fundamental. É um membro da família dos léptons, uma das duas famílias de partículas fundamentais.
 
A outra família é a família dos quarks, a constituição de prótons e nêutrons. Os prótons são partículas
positivamente carregadas e possuem massa; o nêutron possui massa aproximadamente igual ao do próton,
mas não tem carga. O Universo é feito de combinações dessas partículas, e toda a matéria normal é feita de
apenas três dessas partículas.
Podcast
Para encerrar, ouça sobre o átomo.
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Para aprofundar os seus conhecimentos no assunto estudado neste conteúdo:
 
Assista ao vídeo Modelos atômicos. O professor Agnaldo Arroio do canal UNIVESP no YouTube faz uma
síntese sobres os modelos atômicos.
 
Assista ao vídeo Núcleo atômico, videoaula da USP. O professor Vanderlei Salvador Bagnato faz uma
síntese sobre as principais descobertas do núcleo atômico. Disponível no site da USP.
 
Leia o texto Modelo de Bohr, do professor Peter Schulz da Unicamp, que faz uma análise bastante
reflexiva sobre o modelo de Bohr. Disponível no site da UNICAMP.
 
Assista ao vídeo Quarks e léptons, um curta de animação disponível no YouTube superinteressante
para entender sobre os quarks e léptons.
 
Assista ao vídeo Big Bang, videoaula da USP disponível no YouTube. O professor João Steiner ensina
sobre a origem do Universo a partir da teoria do Big Bang.
Referências
EISBERG, R.; RESNICK, R. Física quântica: átomos, moléculas, sólidos, partículas. 9. ed. Rio de Janeiro:
Campus, 1994. 
 
WOLFGANG, D. Atoms, molecules and photons. An introduction to atomic-, molecular- and quantum-physics.
Springer, v. 2, 2017. 
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	O átomo
	1. Itens iniciais
	Propósito
	Objetivos
	Introdução
	1. Origem do universo
	Teoria do Big Bang
	Big Bang
	Átomo
	Matéria e energia
	Galáxias
	Universo
	Interação gravitacional ou gravidade
	Interação eletromagnética
	Interação nuclear forte
	Interação nuclear fraca
	Atenção
	Origem dos primeiros elementos
	Radiação Cósmica de Fundo em Micro-ondas
	Formação das estrelas
	Anã branca
	Anã negra
	Nós somos literalmente feitos de poeira estelar
	Sol
	Atenção
	A origem do Universo: teoria do Big Bang
	Conteúdo interativo
	Verificando o aprendizado
	2. Evolução do átomo
	Modelos atômicos
	Atenção
	Modelos atômicos filosóficos
	Fogo
	Ar
	Água
	Terra
	Comentário
	Modelos atômicos científicos
	John Dalton (1766-1844)
	Joseph John Thompson (1856-1940)
	Experiência de Faraday sobre eletrólise
	Emissão de radiação pela matéria
	Fenômenos radioativos
	Ernest Rutherford (1871-1937)
	Comentário
	Comentário
	Niels Bohr (1885-1962)
	Comentário
	Comentário
	Comentário
	Comentário
	Modelos atômicos filosóficos e científicos
	Conteúdo interativo
	Verificando o aprendizado
	3. Estrutura atômica
	Modelo atômico atual
	Comentário
	Erwin Schrodinger (1887-1961)
	Conteúdo interativo
	Modelo clássico
	Modelo quântico
	Números quânticos
	Primeiro número quântico
	Segundo número quântico
	Conteúdo interativo
	Terceiro número quântico
	Quarto número quântico
	Composição dos núcleos
	Comentário
	Comentário
	Conteúdo interativo
	Raio atômico
	Configuração eletrônica
	Energia de ligação eletrônica
	Atenção
	Átomos: um pouco mais sobre o modelo atômico atual
	Conteúdo interativo
	Verificando o aprendizado
	4. Conclusão
	Considerações finais
	Podcast
	Conteúdo interativo
	Explore +
	Referênciaselementos
radioativos.
Essas quatro forças trabalham em perfeito equilíbrio para permitir que o Universo exista e se expanda a uma
taxa sustentável. Se a força gravitacional fosse um pouquinho mais forte, toda a matéria provavelmente
implodiria em si mesma. Se a gravidade fosse um pouco mais fraca, as estrelas não poderiam se formar.
 
Se a temperatura do Universo tivesse caído mais lentamente, os prótons e nêutrons poderiam não ter parado
no hélio e no lítio, mas continuado a se ligar até formarem ferro, pesado demais para formar galáxias e
estrelas. O equilíbrio primoroso fornecido pelas quatro forças parece ser a única maneira pela qual o Universo
pode se manter.
Atenção
Os cientistas se perguntam se talvez muitos outros Universos tenham existido, mas tenham
desaparecido antes que este sobrevivesse. 
O Universo recém-nascido evoluiu com velocidade fenomenal, estabelecendo em uma pequena fração de
segundo as propriedades fundamentais que permaneceram estáveis desde então.
Origem dos primeiros elementos
Durante cerca de 300.000 anos de expansão e resfriamento, o fluxo descontrolado de elétrons, com carga
negativa, desacelerou. Os núcleos atômicos, prótons e nêutrons, estavam carregados positivamente.
 
Quando os elétrons desaceleraram o suficiente, os núcleos poderiam atraí-los por sua carga elétrica e formar
os primeiros átomos eletricamente neutros: Hidrogênio (H) e hélio (He), os elementos mais leves, a primeira
matéria. O hidrogênio consiste em um próton e um elétron; o hélio consiste em dois prótons e dois elétrons.
Ilustração do H e He.
Esse se tornou um momento crucial na história do Universo. Antes da formação de átomos estáveis, o
Universo estava cheio de tantas partículas em zigue-zague, algumas negativas, outras positivas, que a luz
(consistindo em partículas subatômicas chamadas fótons) não podia se mover através do banho de partículas
carregadas.
 
Isso acontecia porque os fótons interagem com partículas eletricamente carregadas e são defletidos ou
absorvidos. Se alguém estivesse lá para ver, o Universo teria aparecido como uma névoa densa ou uma
tempestade de neve cegante.
Assim que os átomos se formaram, ligando os elétrons negativos e os prótons positivos, os fótons
de luz poderiam viajar livremente. A densa névoa de radiação se dissipou. A matéria se formou e o
Universo tornou-se transparente.
Toda a sua extensão apareceu, consistindo principalmente de um vasto espaço vazio cheio de enormes
nuvens de hidrogênio (H) e hélio (He), com imensas quantidades de energia fluindo através deles.
 
Hoje podemos ver alguns dos fótons que sobraram do Big Bang – como “Neve” em nossas telas de televisão.
Para fazer isso, devemos desconectar o cabo de alimentação e sintonizar um canal que o aparelho não
recebe. Cerca de 1% da "neve" que vemos é luz/calor residual deixado pelo Big Bang, que forma um mar
cósmico de radiação de fundo, em forma de micro-ondas.
 
Se nossos olhos fossem sensíveis às micro-ondas, veríamos um brilho difuso no mundo ao nosso redor.
Radiação Cósmica de Fundo em Micro-ondas
Nas décadas de 1950 e 1960, os físicos perceberam, pelo que já sabiam sobre o Universo, que o Universo
atual deveria ser preenchido com fótons primordiais, resfriados ao longo de 13,5 bilhões de anos a alguns
graus acima do zero absoluto.
 
Na primavera de 1965, dois radio-astrônomos, Arno A. Penzias e Robert W. Wilson, trabalhando para Bell
Laboratories em Nova Jersey, detectaram acidentalmente esse brilho como um ruído sibilante de fundo
enquanto testavam uma nova antena de micro-ondas para ser usada em satélites de comunicação.
 
Em 1989, a NASA enviou o satélite Cosmic Background Explorer (COBE), que coletou informações que
confirmaram com alta precisão que existem cerca de 400 milhões de fótons em cada metro cúbico do
Universo – um mar cósmico invisível de radiação de micro-ondas, a 3K (3 graus acima do valor absoluto),
exatamente como previsto pela teoria do Big Bang.
COBE.
Em 2002, a NASA enviou uma sonda de 16 pés chamada Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, ou WMAP, a
um milhão de milhas da Terra.
WMAP.
Durante um ano, o WMAP fez exposições temporais de todo o céu, mostrando em alta resolução o mapa da
radiação cósmica de fundo (RCF) de 380.000 anos após o Big Bang, confirmando novamente a teoria do Big
Bang para a origem do Universo.
Imagem da nave WMAP da NASA da RCF de 2003.
Felizmente para os astrônomos, na escala do Universo, a distância é uma máquina do tempo. Quanto mais
longe está algo, mais jovem o vemos; isso porque, quanto mais distante algo está, mais tempo leva para
chegar até nós sua radiação. Nunca poderemos ver o Universo como ele é hoje, apenas como era antes,
porque leva milhões e bilhões de anos para que a luz de galáxias e estrelas distantes, viajando a quase 1,1
milhões de Km/h, chegue até nós.
 
Portanto, podemos ver muito no passado. Ao captar a radiação de micro-ondas, podemos "ver" quase até o
início do Universo.
Nossa visão do Universo.
Pense assim: a luz da estrela mais próxima, o Sol, leva oito minutos e vinte segundos para chegar até nós. A
luz de Júpiter leva cerca de 35 minutos quando está mais perto de nós, cerca de uma hora quando está mais
longe, em sua órbita. A luz da estrela mais brilhante do céu noturno, Sirius, leva 8,6 anos para chegar até nós
(a distância que a luz viaja é de 8,6 anos-luz).
 
A luz das estrelas que podemos ver sem auxílio óptico leva de quatro a 4.000 anos para chegar até nós. Se
víssemos uma estrela explodindo a 3.000 anos-luz de distância, então essa explosão teria ocorrido há 3.000
anos – tempo que leva para a luz chegar até nós.
Formação das estrelas
Conforme descrito acima, o Universo tornou-se transparente cerca de 300.000 anos após o Big Bang.
Imensas nuvens de hidrogênio e hélio flutuaram até se dividirem em cerca de um trilhão de nuvens separadas,
cada uma com sua própria dinâmica, cada uma escapando da expansão do Universo. O diâmetro de cada
nuvem permaneceu o mesmo, enquanto o espaço entre elas aumentou.
 
À medida que o Universo esfriava e se acalmava, cada nuvem separada de hidrogênio e hélio se tornava uma
galáxia separada de estrelas unidas pela gravidade. Isso aconteceu quando os átomos de hidrogênio e hélio
colidiram uns com os outros.
Aglomerado de estrelas.
À medida que colidiam, o atrito gerava temperaturas tão elevadas que os átomos “perdiam” seus elétrons. Os
núcleos de hidrogênio começaram a se fundir, formando íons de hélio. Essas reações de fusão liberaram uma
grande quantidade de calor/energia, de acordo com a equação de Einstein E = mc2, em que a perda de um
pouquinho de massa resulta em energia multiplicada pelo quadrado da velocidade da luz.
 
Conforme o hidrogênio começa a queimar, milhões de toneladas de matéria são transformadas em energia a
cada segundo, e uma estrela nasce. As primeiras estrelas se formaram apenas cerca de 200.000 anos após o 
Big Bang.
 
O Universo está repleto de uma enorme variedade de objetos medidos por sua massa. Os maiores objetos são
estrelas, que produzem sua própria energia.
 
As maiores estrelas têm até 20 vezes mais massa do que o Sol. Os menores objetos do Universo são
partículas de poeira visíveis apenas sob um microscópio, e caem na atmosfera da Terra a uma taxa de cem
toneladas por dia.
 
O lodo nos beirais de qualquer casa provavelmente contém uma pequena quantidade de material interestelar.
Os planetas são objetos de médio alcance; sua massa não é suficiente para produzir sua própria energia por
meio de reações de fusão de hidrogênio. As estrelas vêm em uma vasta gama de tamanhos e densidades, e
evoluem com o tempo de um tipo para outro. A maioria das estrelas mais próximas de nós é vermelha, mas
aquela que conhecemos melhor, o Sol, é uma estrela amarela estável queimando hidrogênio (chamada de
fusão de hidrogênio, conforme descrito anteriormente).
Gigante vermelha.
Quando seu hidrogênio se esgotar, em cerca de
5 bilhões de anos, nosso Sol passará a queimar
hélio (a chamada fusão de hélio). 
 
Comoa fusão do hélio é um processo mais
quente, com uma maior produção de energia, a
pressão da energia extra expandirá o Sol até
que ele se torne o que é chamado de gigante
vermelha.
 
Quando o combustível de hélio acabar, a
gigante vermelha se transformará em uma anã
branca.
 
Então, o Sol irá esfriar lentamente até se tornar uma estrela cinza chamada anã negra, do tamanho da Terra, e
com 200.000 vezes sua massa. Nenhuma anã negra foi encontrada ainda porque o Universo não é velho o
suficiente para que se tenha concluído o lento processo de resfriamento.
Anã branca Anã negra
Algumas estrelas amarelas, aquelas que são maiores do que o nosso Sol no início, tornam-se gigantes
vermelhas maiores do que ele. Quando seu estágio de gigante vermelha termina, elas não encolhem em anãs
brancas. Nelas, elementos mais pesados são criados e queimados: carbono, nitrogênio, oxigênio, magnésio e,
finalmente, ferro.
 
O ferro, porém, não pode ser usado como combustível estelar. A produção de energia para e a gravidade
assume. O núcleo da estrela implode e desencadeia uma imensa explosão das camadas externas que
estilhaça a maior parte da estrela em pedacinhos.
 
Apenas o núcleo sobrevive como uma anã branca, uma estrela de nêutrons (minúscula e incrivelmente densa)
ou um buraco negro, que é um objeto tão denso que a luz não consegue escapar de seu campo gravitacional.
Buraco negro. Estágios iniciais de ruptura de uma estrela enquanto aproxima do
buraco negro de uma galáxia distante.
Essa autoaniquilação explosiva de uma estrela é chamada de supernova; apenas estrelas pelo menos seis
vezes mais massivas do que nosso Sol podem se tornar supernovas.
Supernova.
Essas supernovas desempenham um papel imenso na criatividade do Universo. São as fornalhas cósmicas a
partir das quais novos elementos são formados e, como vimos, iniciam a formação de buracos negros. Quando
uma estrela com mais de dez vezes a massa do nosso Sol explode, o núcleo implodido que resta pode ser
maior do que quatro vezes a massa do Sol.
 
Se isso ocorrer, então a gravidade é tão imensa que toda a matéria desaparece e um buraco negro
permanece, deixando apenas um campo gravitacional tão forte que impede a luz de escapar. O centro de um
buraco negro é denominado singularidade; um buraco negro criado por uma estrela de dez massas solares
tem um diâmetro de apenas 40 milhas.
 
Em torno da singularidade, está um campo de força gravitacional tão poderoso que tudo o que entra no
campo desaparece no buraco.
 
Os astrônomos suspeitam que buracos negros massivos existem no centro da maioria das galáxias, como
parece ser no centro da Via Láctea. Nosso buraco negro, com alguns milhões de massas solares, é chamado
(Sagitários A ) SgA porque parece estar na constelação de Sagitário do hemisfério sul. Cientistas,
trabalhando por mais de dez anos no Very Large Telescope no deserto do Atacama, no Chile, confirmaram em
2002 a presença de SgA.
Enormes supernovas tornam-se buracos negros. As menores, aquelas entre três e seis massas
solares, explodem para fora em vez de implodir para dentro.
Em seus núcleos de combustão, o hidrogênio é transformado em hélio e, em seguida, hélio em carbono;
núcleos são fundidos em núcleos cada vez maiores, como oxigênio, cálcio e assim por diante, por meio da
tabela periódica dos elementos. Em algum ponto, ocorre uma explosão, expelindo a maior parte da estrela de
volta ao espaço como gás, mas agora contendo átomos complexos que sustentam a vida, não apenas
hidrogênio e hélio.
 
Apenas supernovas podem criar elementos superiores ao ferro. Gradualmente, acabou há cerca de 9 bilhões
de anos, todos os elementos da tabela periódica foram construídos dessa maneira. Cada pedaço de ouro em
nosso planeta se originou de estrelas gigantes que explodiram antes de o Sol nascer. O ouro no anel do seu
dedo deve ter mais de 4,5 bilhões de anos. Assim, as explosões de estrelas criaram os elementos que tornam
possível a vida na Terra.
Nós somos literalmente feitos de poeira estelar
Voltando à nossa história, várias centenas de milhares de anos após o Big Bang, as galáxias se consolidaram à
medida que ondas de densidade se moviam pelo espaço, levando as nuvens de hidrogênio e hélio à formação
de estrelas. O espaço começou a piscar, com bilhões de estrelas fluindo em filamentos de aranha de espirais
giratórias.
 
A maioria das galáxias assumia a forma de espirais, mas no início do Universo a matéria estava aglomerada e
as galáxias frequentemente esbarravam umas nas outras. Quando o fizeram, o grande absorveu o menor, mas
o grande nunca conseguiu recuperar sua forma espiral. Em vez disso, tornou-se uma esfera ou elipse (oval),
chamada de galáxia elíptica.
 
As galáxias elípticas não produzem novas estrelas, já que as ondas de densidade não se movem por meio
delas para chocar as nuvens de gases e formar novas estrelas. Nossa galáxia, a Via Láctea, é uma espiral
perfeita, o feliz acidente de estar em uma área não congestionada do Universo primitivo, cerca de 12 bilhões
anos atrás.
Via Láctea.
Por cerca de 9 bilhões de anos, os primeiros dois terços de sua vida até agora, o Universo consistiu em fogos
de artifício celestes inimagináveis. Galáxias giraram e colidiram. Ondas de densidade surgiram através das
galáxias, causando a formação de novas estrelas.
 
Supernovas explodiram, espalhando novos elementos gasosos prontos para serem chocados em novas
estrelas por outras supernovas ou implodindo em buracos negros, perdendo sua matéria para quem sabe
onde. O tempo todo, o espaço foi se expandindo e a temperatura esfriando. O Universo era uma dança
cintilante de morte e ressurreição, ruína e elegância, violência avassaladora e destruição em um ciclo de
beleza e criatividade estonteante.
Sol
Cerca de 4,6 bilhões de anos atrás, na Via Láctea, uma supernova explodiu e uma nova estrela - nosso Sol -
emergiu dos escombros. Sabemos disso porque as rochas lunares e os meteoritos, todos originários dessa
supernova, datam consistentemente de cerca de 4,56 bilhões de anos atrás.
 
Esse Sol era uma estrela de tamanho médio, que se distinguia por não ter uma estrela companheira (cerca de
dois terços das estrelas em nossa seção da Via Láctea são sistemas de estrelas múltiplas).
 
O Sol está localizado a dois quintos da saída em um dos braços espirais, a cerca de 30.000 anos-luz do centro
da Via Láctea. Demora cerca de 225 a 250 milhões de anos para circular em torno do centro da galáxia em
uma órbita elíptica ou oval, viajando cerca de 320.000 quilômetros por dia.
O Sol na Via Láctea.
Acompanhado por seu sistema de planetas e outros corpos, o Sol orbitou o centro da Via Láctea cerca de 20
vezes desde sua origem. Seu tamanho indica que queimará por cerca de 10 bilhões de anos, já tendo
queimado por cerca de 4,6 bilhões desses anos.
 
Em torno de nosso Sol primitivo girou um disco de sobras de materiais – poeira nebulosa e gases de muitos
elementos criados por nossa supernova em explosão. Quando todos esses elementos gasosos colidiram, eles
formaram pequenos grãos cujas instabilidades moldaram o disco em faixas.
 
À medida que os centros de concentração se desenvolveram nessas faixas, os planetas surgiram, com a
gravidade do Sol tornando os quatro internos (Mercúrio, Vênus, Terra e Marte) mais pesados e rochosos,
enquanto os externos (Júpiter, Saturno, Urano e Netuno) são mais leves e mais gasosos.
 
Plutão, menor do que nossa lua, foi declarado não grande o suficiente para ser considerado um planeta.
Júpiter, que tem cerca de 300 vezes a massa da Terra, é quase, mas não totalmente, grande o suficiente para
se tornar uma estrela.
 
Não há maneira prática de desenhar o sistema solar em escala sem usar distâncias do tamanho dos
quarteirões da cidade.
Sistema solar.
Os planetas em seu estado inicial eram fundidos ou gasosos. Cada planeta se organizou por interação
gravitacional; os elementos mais pesados, como ferro e níquel, afundaram no núcleo, enquanto os elementos
mais leves, como hidrogênio e hélio, formaram as camadasexternas.
 
A ordem gravitacional estática foi quebrada pelos elementos radioativos instáveis. Quando esses elementos
se quebraram, sua energia manteve os planetas em ebulição, trazendo materiais das profundezas para a
superfície.
Atenção
Nos três planetas menores – Mercúrio, Vênus e Marte –, todas as atividades pararam dentro de um
bilhão de anos com a formação de rochas. Nos quatro maiores planetas – Júpiter, Saturno, Urano e
Netuno –, a atividade gasosa em ebulição continua atualmente, semelhante ao que era no início do
sistema solar. 
Apenas a Terra tem um tamanho que produz um equilíbrio gravitacional e eletromagnético, o que permite que
uma crosta sólida de rocha se forme em torno de um núcleo em chamas.
 
Também apenas a Terra tem uma posição em relação ao Sol, uma distância média de 93 milhões de milhas,
que estabelece uma faixa de temperatura na qual moléculas complexas podem se formar. Dentro de nosso
sistema solar, somente aqui na Terra a atividade química continua em constante transformação.
 
Medimos o tempo que a Terra demora para percorrer toda a órbita ao redor do Sol, chamado de um ano,
aproximadamente 365 dias. A Terra gira em torno do seu próprio eixo enquanto gira em torno do Sol. Esse
eixo é um pouco inclinado, cerca de 23,5 graus, de modo que os polos magnéticos da Terra não são
perpendiculares ao Sol.
 
Nosso eixo inclinado significa que, enquanto a Terra está de um lado do Sol, um hemisfério se inclina em
direção a ele e recebe mais luz solar; e enquanto a Terra está do outro lado do Sol, o outro hemisfério o faz.
 
Essa inclinação de nosso eixo conforme giramos cria as estações aqui na Terra, pois, se girássemos em um
eixo vertical, os dois hemisférios receberiam a mesma quantidade de luz solar durante todo o ano. Todos os
outros planetas giram em um eixo vertical, exceto Urano, que gira em um eixo quase horizontal. 
 
A imagem a seguir ilustra a inclinação do eixo da Terra em relação ao Sol.
Ilustração do eixo da Terra em relação ao Sol.
Durante seu primeiro meio bilhão de anos, a Terra primitiva sofreu o choque de colisões com meteoros,
asteroides e planetoides. Precisamos apenas olhar para a superfície de nossa lua para ver uma paisagem
rochosa com as marcas dessas primeiras colisões; a lua é tão pequena que rapidamente perdeu seu calor
interno e preservou sua superfície original.
 
A Terra era grande o suficiente – com um núcleo quente o suficiente para que o calor daqueles primeiros
impactos a mantivesse fervendo dia e noite – para que nenhuma marca das colisões pudesse se formar.
 
Quando a Terra esfriou o suficiente para que as rochas se formassem, plumas de lava derretida subiram,
trazendo produtos químicos forjados do interior para a superfície, mudando continuamente sua atmosfera,
composta principalmente de metano, hidrogênio, amônia e carbono. Tempestades elétricas gigantescas, com
imensos raios e trovões, agitaram a panela química.
 
Após cerca de meio bilhão de anos de gestação, a Mãe Terra estava pronta para produzir moléculas vivas. E
assim a nossa História começou.
A origem do Universo: teoria do Big Bang
Neste vídeo, você conhecerá um pouco sobre a origem do Universo através da teoria do Big Bang.
Conteúdo interativo
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Verificando o aprendizado
Questão 1
Quais das seguintes afirmações sobre nosso sistema solar está incorreta?
A
A distância entre corpos celestes é medida em anos-luz.
B
Todos os planetas foram formados no mesmo período em algum momento.
C
Nosso sistema solar consiste em nove planetas.
D
Nosso sistema solar consiste em oito planetas.
E
O Sol estava rodeado por nebulosa solar contendo principalmente hidrogênio e hélio junto com o que pode ser
denominado como poeira.
A alternativa C está correta.
Nosso sistema solar consiste em oito planetas. A nebulosa da qual nosso sistema solar supostamente foi
formado começou seu colapso e formação do núcleo há cerca de 5 a 5,6 bilhões de anos, e os planetas
foram formados há cerca de 4,6 bilhões de anos. Nosso sistema solar consiste no Sol (a estrela), 8
planetas, 63 luas, milhões de corpos menores como asteroides e cometas, e uma grande quantidade de
grãos de poeira e gases.
Todos os planetas foram formados no mesmo período, cerca de 4,6 bilhões de anos atrás. Até
recentemente (agosto de 2006), Plutão também era considerado um planeta. No entanto, em uma reunião
da União Astronômica Internacional, foi decidido que Plutão, assim como outros objetos celestes
descobertos recentemente, pode ser chamado de "planeta anão".
Questão 2
A Teoria do Big Bang é a mais bem fundamentada que busca explicar a origem e a evolução do Universo. De
acordo com essa teoria, em algum momento entre dez e vinte bilhões de anos atrás, toda a matéria e energia
foram comprimidas em uma pequena bola com apenas alguns quilômetros de diâmetro. Então, em um
momento no tempo, a bola explodiu, lançando energia no espaço.
Nesse contexto, analise as afirmativas a seguir.
I. No momento da explosão, todas as partículas da matéria se encontravam em um estado de dissociação
completa e permanente, em função do calor extremo. Esse momento pode ser considerado como o “caos
primordial”.
II. Cerca de 1 milhão de anos depois da grande explosão formaram-se os primeiros átomos.
III. Logo após a ocorrência do Big Bang o Universo se expandiu e, como consequência, a temperatura
começou a baixar.
 
De acordo com a teoria do Big Bang, assinale:
A
Somente a afirmativa I está correta.
B
As afirmativas I e III estão corretas.
C
Somente a afirmativa II está correta.
D
As afirmativas II e III estão corretas.
E
Todas as afirmativas estão corretas.
A alternativa B está correta.
À medida que o Universo esfriava, os menores constituintes da matéria que conhecemos atualmente,
chamados quarks, começaram a se agrupar em grupos de três, formando prótons e nêutrons.
Isso ocorreu cerca de cem milésimos de segundo após o Big Bang, quando a temperatura havia esfriado
para cerca de um milhão de vezes mais quente do que o interior do Sol. Um centésimo de segundo depois,
esses prótons e nêutrons começaram a se unir para formar o que mais tarde se tornariam os núcleos dos
dois elementos mais leves, hidrogênio e hélio.
2. Evolução do átomo
Modelos atômicos
A existência dos átomos foi proposta há mais de 2.000 anos pelos filósofos gregos, mas se tornou parte da
Física e da Química apenas no século XIX.
Durante séculos, a teoria atômica esteve quase completamente obscurecida pela ideia dominante da
matéria como um continuum.
Até mesmo grandes físicos e químicos como Lord Kelvin, Helmholtz e Lavoisier tiveram dificuldade em
acreditar que os átomos eram uma verdadeira realidade física, continuando a considerá-los no máximo como
um conceito metafísico puro, sem interesse prático para sua atividade científica.
 
Mesmo quando a ideia aristotélica da matéria se estabeleceu como um continuum, limites e dificuldades
começaram a surgir. A oposição à teoria atômica tinha, no entanto, também profundos fundamentos religiosos
e filosóficos conceituais, que tornavam extremamente difícil aceitar a existência real de entidades invisíveis
como os átomos, já que isso destruiria automaticamente algumas teorias bem estabelecidas da época. 
 
As razões fundamentais para recusar a existência dos átomos podem ser resumidas da seguinte maneira:
 
O contraste entre o discreto e contínuo nas teorias físicas.
 
A transferência da divisibilidade infinita da geometria para o mundo físico.
 
A discussão sobre a existência do vazio.
 
A dificuldade em aceitar a ação a distância.
Atenção
Na história do desenvolvimento do conceito da estrutura atômica da matéria, os argumentos contra a
existência de entidades microscópicas foram frequentemente inter-relacionados e contaminados por
crenças religiosas e por problemas pessoais. Sua eliminação foi um processo lento, mas constante, que
eventualmente leva ao crescimento da ciência moderna. 
A civilização ocidental se originou na Grécia,mas muitas das ideias desenvolvidas pelos filósofos gregos
tiveram suas raízes nas antigas civilizações do Extremo Oriente. No entanto, os filósofos gregos foram os
primeiros a fazer perguntas lógicas sobre as ciências naturais e a buscar explicações racionais para os
fenômenos físicos.
 
Na sequência serão descritos, de forma cronológica, os principais filósofos e cientistas que contribuíram de
modo determinante para o desenvolvimento da estrutura atômica atual.
1. 
2. 
3. 
4. 
Demócrito (460-370 a.C.).
Modelos atômicos filosóficos
Historicamente, o primeiro conceito da estrutura atômica da matéria foi desenvolvido pelo filósofo grego
Leucipo (cerca de 440 a.C.) e seu discípulo Demócrito (460-370 a.C.), que propuseram que a matéria fosse
formada por “partículas indivisíveis”, infinitamente pequenas. Esses filósofos deram o nome a essa partícula de
"átomo" (do grego: átomos = indivisível).
 
Fora dos átomos existe apenas o espaço vazio (um vácuo). Diferentes átomos diferem em tamanho e forma e
as propriedades características da matéria são, de acordo com esse modelo, devido a diferentes arranjos de
iguais ou diferentes átomos. Todas as mudanças observáveis no mundo macroscópico são causadas por
mudanças correspondentes na composição atômica. Movimentos atômicos e colisões entre átomos criam e
modificam a matéria.
 
Encontramos aqui pela primeira vez a ideia de que as propriedades de corpos macroscópicos podem ser
explicadas pelas características de seus constituintes. Essa hipótese foi uma extensão e refinamento de ideias
anteriores por Empédocles (490-430 a.C.), que acreditava que tudo é composto de quatro constituintes
elementares: fogo, água, terra e ar.
O conceito de Demócrito representa de certo
modo uma simbiose das diferentes doutrinas
dos filósofos pré-socráticos.
 
Primeiro, a hipótese estática de Parmênides
(por volta de 480 a.C.) sobre a imutável
existência eterna do mundo e, em segundo
lugar, a doutrina dinâmica de Heráclito (cerca
de 480 a.C.), que destaca como o ponto mais
importante a evolução em vez da natureza
estática das coisas, uma vez que tudo muda
com o tempo (ninguém pode mergulhar duas
vezes no mesmo rio como mesmo homem, pois
o rio, assim como o homem, está mudando com
o tempo).
 
De acordo com Demócrito, os átomos representam a natureza estática enquanto seus movimentos e sua
composição em mudança explicam a diversidade da matéria e sua evolução no tempo.
 
O famoso filósofo grego Platão (427-347 a.C.) levou a abstração do conceito ainda mais longe. Ele usou a
hipótese dos quatro "elementos" fogo, ar, água e terra, mas atribuiu a esses elementos quatro estruturas
geométricas regulares tridimensionais, formadas por estruturas simétricas, triangulares ou quadradas.
Sólidos de Platão.
A seguir, conheça mais detalhes sobre cada elemento!
Aristóteles (384-322 a.C.).
Fogo
Relacionado com o tetraedro (quatro triângulos equiláteros).
Ar
O octaedro (oito triângulos equiláteros).
Água
O icosaedro (20 triângulos equiláteros).
Terra
Particularmente importante para a humanidade, cubo (seis quadrados ou 12 triângulos isósceles).
As ideias de Platão reduziram, no entanto, os átomos às estruturas matemáticas que não são necessariamente
baseadas na existência real da matéria.
 
Esses "átomos matemáticos" podem mudar suas características modificando a disposição dos triângulos
elementares. Isso é, de acordo com Platão, equivalente à evolução observável de matéria (WOLFGANG, 2017).
Aristóteles, um estudante de Platão, não
aceitava esse conceito de átomos, uma vez que
contradiz com sua ideia de um espaço contínuo
preenchido com matéria. Tampouco acreditava
na existência de espaço vazio entre os átomos.
Sua influência foi tão grande que a hipótese de
Demócrito foi quase abandonada e esquecida.
 
Um pouco mais tarde, a hipótese de Aristóteles
foi revivida e modificada por Epicuro (341-271
a.C.), que atribuiu aos átomos não só tamanho,
mas também uma massa para explicar por que
os corpos caem.
 
Depois de Epicuro, a teoria atômica foi esquecida por muitos séculos devido à influência da igreja cristã, que
não aceitava a visão materialista de que tudo, mesmo os seres humanos, deve ser composto de átomos, o que
parecia estar em contradição com a crença em Deus como o criador dos corpos e da alma.
 
Havia, ocasionalmente, tentativas de reviver a ideia atômica, em parte, induzida por cientistas árabes, mas
esses não tiveram sucesso. Um exemplo foi Prior Nikolaus de Autrecourt, na França, que foi forçado em 1348
a "retirar-se" com seu recém-desenvolvido conceito atômico.
Átomo de Dalton.
Comentário
A grande lacuna de todas essas hipóteses filosóficas foi, principalmente, a falta de prova experimental.
As hipóteses eram mais especulativas. 
O modelo da matéria contínua de Aristóteles foi adotado pelos filósofos e pensadores até o final do séc. XVI
d.C. (WOLFGANG, 2017).
Modelos atômicos científicos
Nessa etapa do conteúdo, iremos discutir as provas experimentais mais importantes para a existência real de
átomos. Além disso, algumas medidas que permitiram a determinação quantitativa de todas as características
atômicas serão detalhadas, como: tamanho, massa, distribuição de carga e estrutura interna.
 
Esses experimentos provam sem dúvida que os átomos existem, mesmo que ninguém nunca tenha visto
diretamente por causa de seu pequeno tamanho.
John Dalton (1766-1844)
As primeiras investigações experimentais básicas que levaram a um modelo atômico mais concreto, além das
especulativas hipóteses dos filósofos gregos, foram realizadas durante o início do século XIX. O químico e
físico inglês John Dalton propôs o primeiro modelo atômico da era moderna.
 
Mais precisamente em 1803, Dalton publicou um trabalho intitulado Absorption of gases by water and other
liguids (Absorção de gases pela água e outros líquidos), em que enunciava a lei das pressões parciais, ou lei
de Dalton, e reintroduzia o conceito de átomos como partículas indivisíveis.
A partir dos resultados experimentais, Dalton
desenvolveu seu modelo atômico em 1803, em
que o átomo seria uma minúscula esfera
maciça, contínua, indivisível e neutra, que ficou
conhecida como “modelo de bola de bilhar”.
Para Dalton, todos os átomos de um mesmo
elemento químico são idênticos.
 
Em 1810, foram publicados testes de
comprovação da lei das pressões parciais de
Dalton. Apesar da simplicidade, foi o modelo
atômico de Dalton que inspirou os cientistas a
considerar novamente o átomo como uma
possível estrutura elementar da natureza
(WOLFGANG, 2017).
Joseph John Thompson (1856-1940)
Mesmo antes da estrutura atômica ter sido confirmada por experiências, suspeitava-se que os átomos tinham
uma estrutura interna formada por partículas carregadas.
 
Várias foram as evidências, observadas antes de 1900, que levaram a essa convicção, como:
Experiência de Faraday sobre eletrólise
Detectava a presença de partículas carregadas, ou íons em soluções.
Emissão de radiação pela matéria
Indicava a existência de alguns tipos de oscilações de cargas no interior de sistemas atômicos.
Fenômenos radioativos
Demonstravam a habilidade de alguns elementos emitirem partículas carregadas.
O elétron é a partícula carregada mais importante na formação da estrutura da matéria. Essa partícula foi
identificada em 1897 por Joseph John Thomson por meio de medições precisas da razão entre a carga (e) e a
massa (m) do elétron (e/m). Thomson identificou o elétron observando feixes de partículas carregadas,
submetidas a campos elétricos e magnéticos, em um tubo de raios catódicos.
Experimento de Thomson Sharon.
A carga negativa do elétron foi identificada observando a deflexão do feixe quando submetido aos campos
elétricos e magnéticos transversais. Thomson determinou a razão e/m atuando no valor do campo elétrico
aplicado, até que as forças elétrica e magnética ficassem iguais. Essa condição é alcançada quando a
deflexão do feixe deixa de ser observada em uma tela fosforescente.
 
Nas condições de equilíbrio, os átomossão neutros e, nesse caso, o número de cargas negativas é igual ao
número de cargas positivas. Como a massa do elétron é muito menor do que a massa do átomo, praticamente
toda a massa do átomo deveria estar associada à massa das cargas positivas.
Com essas considerações, Thomson propôs o seu modelo atômico, segundo o qual os elétrons
estariam localizados no interior de uma distribuição contínua de carga positiva. Para ele, a forma da
distribuição da carga positiva deveria ser esférica, de diâmetro da ordem de 10-10 metros, obtido a
partir da densidade de um sólido e do número de Avogadro.
Por causa de repulsões mútuas, os elétrons estariam uniformemente distribuídos na esfera de carga positiva,
em uma configuração conhecida como “pudim de ameixas”.
Modelo atômico de “pudim de ameixas” de Thomson.
Thomson esperava que as frequências observadas da luz poderiam ser explicadas a partir dos movimentos
periódicos dos elétrons no interior da esfera carregada positivamente. Entretanto, essa concepção não estava
correta, como ficaria demonstrado em experimentos posteriores (WOLFGANG, 2017).
Ernest Rutherford (1871-1937)
Nascido em Nova Zelândia, Ernest Rutherford, ex-aluno de Thomson, demonstrou definitivamente a
inviabilidade do modelo atômico de Thomson. Rutherford já tinha recebido o Nobel de Química em 1908 pela
investigação do decaimento de substâncias radioativas. Entretanto, seu maior sonho como um físico era dar
contribuições relevantes para a Física.
 
Rutherford sabia que as partículas alfa (a) eram átomos de hélio duplamente ionizados, ou seja, átomos de He
com dois elétrons retirados. Rutherford estudou o espalhamento de partículas a por películas metálicas
delgadas usando uma montagem experimental.
Montagem experimental de Rutherford para estudar o espalhamento de partículas
alfa por películas metálicas delgadas.
As partículas a são emitidas por uma fonte radioativa e colimadas por um par de diafragmas de chumbo. Com
esse procedimento, forma-se um feixe com N0 partículas a por unidade de tempo que, ao atingir
perpendicularmente a superfície metálica delgada, passa por meio dela sem grandes dificuldades.
 
Por causa de forças coulombianas, as particulas sofrem diversas deflexõ̃es no interior da pelicula e
emergem como um feixe divergente. As particulas emergentes sẫo detectadas por um cristal de sulfeto de
zinco (ZnS), que tem a propriedade de produzir cintilações quando atingido por essas particulas. Utilizando
um microscópio, conta-se o número N de cintilações, ou particulas , por unidade de tempo, para vários
ângulos de espalhamento .
Contagem do número N de partículas alfa, por unidade de tempo, espalhadas em
funçāo do ângulo de espalhamento \(\Phi\).
O modelo atômico de Thomson pode ser analisado teoricamente por meio de uma formulação estatística do
espalhamento de partículas em átomos de Thomson. Pode-se supor o espalhamento de uma partícula 
de um ângulo , por um único átomo de Thomson, como mostra a imagem a seguir.
Espalhamento de uma partícula alfa por um átomo de Thomson.
Ao longo de toda espessura I da película metálica, o ângulo de espalhamento pode variar de zero a .
Utilizando a teoria estatística, conhecida como "caminhada aleatória" ("random walk'), é possível fazer
previsões sobre a distribuição dos ângulos de espalhamento das partículas , em uma película metálica
formada por átomos de Thomson.
 
De acordo com essa teoria, o número de partículas a , por unidade de tempo, espalhadas no intervalo angular
entre e , é:
Nessa última equação, é o número total de átomos espalhados e , é o valor efetivo do ângulo
de espalhamento por um único átomo espalhado, correspondente a , onde é o valor
máximo de Ne ( ) representa o valor médio.
 
O gráfico anterior, da contagem do número N de partículas alfa, mostra o comportamento de N em função 
de acordo com essa equação.
 
Valores de ângulos de espalhamento podem ser calculados hipoteticamente incidindo partículas , uma a
uma, em um átomo de Thomson. De posse de um conjunto grande desses valores, é possível determinar o
valor máximo de e o valor efetivo de .
Comentário
Sabe-se que a massa da particula a é muito maior do que a massa do elétron, e que sua repulsäo
coulombiana na distribuiçäo continua de cargas do átomo de Thomson deve ser pequena por causa da
pequena dimensão atômica ( ). 
Com o objetivo de comparar os resultados teóricos obtidos com o modelo de Thomson, Rutherford realizou
uma série de experimentos de espalhamento de particulas utilizando uma película de ouro de espessura de 1
micrometro.
 
Os experimentos de Rutherford consistiam na contagem do número N de partículas , por unidade de tempo,
para vários ângulos de espalhamento. De posse de um grande número de medidas, Rutherford concluiu que o
ângulo efetivo é .
 
Mas, por outro lado, concluiu que o número de partículas espalhadas em ângulos, maiores do que é 
, o que está em total desacordo com a previsão teórica, próxima de zero, obtida do modelo atômico
de Thomson.
Átomo de Rutherford.
Comentário
A probabilidade pequena, porém, não nula, para o espalhamento de partículas α em grandes ângulos,
não poderia ser aplicada em termos de modelo atômico de Thomson. Rutherford observou que algumas
partículas α eram espalhadas por ângulos muito grandes, até 180°. Para Rutherford, isso era tão incrível
como atirar uma pedra contra um papel de seda e a pedra retornar na direção do atirador. 
Baseado no fato de que algumas partículas α poderiam ser espalhadas por ângulos maiores do que 90°, em
1911, Rutherford propôs um novo modelo atômico. Nesse modelo, toda a carga positiva do átomo e, portanto,
praticamente toda a sua massa, estaria concentrada em uma pequena região denominada núcleo atômico.
Seu modelo ficou conhecido e famoso como “modelo planetário dos átomos”.
Se a partícula passasse suficientemente
próxima ao núcleo, devido a uma forte repulsão
coulombiana, poderia ser espalhada por um
ângulo grande, mesmo que atravessasse um
único átomo.
 
Rutherford utilizou seu modelo atômico para
calcular a distribuição angular esperada no
espalhamento de partículas para o caso de
ângulos grandes. Assim, o espalhamento
poderia ser atribuído somente à força
coulombiana repulsiva com o núcleo atômico.
 
Além disso, os cálculos de Rutherford
consideravam somente espalhamentos por átomos pesados, de modo que o núcleo não recuasse e nem fosse
penetrado durante o espalhamento (WOLFGANG, 2017).
Niels Bohr (1885-1962)
Antes de apresentar o modelo atômico de Niels Bohr, vamos fazer uma rápida passagem por algumas
observações experimentais que antecederam os argumentos e postulados de Bohr, bem como o
desenvolvimento do seu modelo.
 
O sucesso do modelo atômico de Rutherford inspirou Niels Bohr a imaginar uma separação no domínio físico
dos átomos, em que os elétrons estariam associados às propriedades químicas dos elementos, enquanto o
núcleo seria responsável por comportamentos radioativos.
 
Essa proposta revelava uma correlação entre o número de elétrons no átomo e sua localização em uma tabela
periódica de elementos.
Comentário
Evidências do comportamento quântico da matéria já tinham sido observados bem antes da época de
Bohr e Rutherford. Uma das mais notáveis evidências desse comportamento era a emissão do espectro
eletromagnético por átomos. 
Vejamos a seguir o esquema de um espectrógrafo utilizado para observação do espectro atômico.
Espectrógrafo usado para observação do espectro eletromagnético emitido por
átomos.
A fonte consiste em uma descarga elétrica em um meio que contém um gás monoatômico. Os átomos são
colocados fora do equilíbrio por colisões com elétrons da descarga. Ao voltar ao estado normal, os átomos
liberam o excesso de energia emitindo radiação eletromagnética.
 
A radiação é colimada por uma fenda e atravessa um prisma, que separa as linhas espectrais que compõem a
radiação. Uma rede de difração poderia também ser usada no lugar do prisma. O espectro é registrado em
uma simples chapa fotográfica.Diferentemente do espectro contínuo da radiação eletromagnética emitida por um corpo negro (corpo ideal
que absorve toda a radiação térmica incidente), a radiação eletromagnética emitida por um átomo livre está
concentrada em números discretos de comprimentos de onda.
Comentário
Observa-se que cada espécie de átomo tem o seu próprio espectro característico, isto é, tem um
conjunto específico de linhas espectrais que o identifica. Em geral, os espectros atômicos são
extremamente complexos, pois podem conter centenas de linhas. Entretanto, por conter somente um
elétron, o espectro do átomo de hidrogênio é relativamente simples. 
No final do século XIX, vários espectros do átomo de hidrogênio foram observados sem que nenhuma
explicação satisfatória fosse realizada.
 
A imagem a seguir mostra as linhas emitidas pelo átomo de hidrogênio na região visível do espectro
eletromagnético. A primeira interpretação empírica bem-sucedida desse espectro foi realizada por John Jakob
Balmer em 1885.
Região visível do espectro de hidrogênio.
A regularidade óbvia na sequência das linhas espectrais do hidrogênio, na região do visível, induziu Balmer a
propor o seguinte comportamento para os comprimentos de onda observados:
Em que , correspondem, respectivamente, às linhas . do espectro. A partir da
equação 3 , Balmer conseguiu reproduzir, com uma precisão de , os comprimentos de onda das noves
linhas da única série do átomo de hidrogênio conhecida na época.
 
Após a descoberta de Balmer, várias tentativas foram realizadas para explicar outras séries de linhas
observadas em outros elementos. O resultado para o átomo de hidrogênio foi generalizado em 1890 por
Johannes Robert Rydberg, quando observou que a equação 3 poderia ser escrita como:
Em que é denominado constante de Rydberg para o hidrogênio. De acordo com os dados
espectroscópicos recentes, .
 
Rydberg interpretou a equação 4 como sendo um caso particular de uma expressão mais geral para o átomo
de hidrogênio dada por:
A introdução do novo índice permitiria descrever outras possiveis séries de linhas espectrais do
hidrogênio, além do espectro visivel observado por Balmer.
 
Linhas espectrais do hidrogênio para , observadas na região do infravermelho, foram descobertas por
Louis Kare Heinrich Friedrich Paschen em 1908. Em 1914, Theodore Lyman descobre as linhas associadas a 
, observadas na região do ultravioleta. Outras séries foram também reveladas mais tarde no espectro
infravermelho. A Tabela 1 resume as principais séries observadas a partir dos resultados de Rydberg.
A tabela a seguir resume as principais séries observadas a partir dos resultados de Rydberg.
Nome Região Fórmula
Lyman Ultravioleta (UV)
Balmer UV próximo e visível
Paschen Infravermelho
Brackett Infravermelho
PFund Infravermelho
Tabela: Séries de linhas espectrais mais importantes observadas no 
EISBERG, R.; RESNICK, R. Física quântica: átomos, moléculas, sólidos, partículas. 9. ed. Rio de Janeiro: Campus,
1994. p. 137.
Assim, os resultados empíricos de Balmer e Rydberg, além de fornecer uma descrição quantitativa de cada
linha espectral, tornou possível também a abertura de todo o código espectral do átomo de hidrogênio.
Comentário
Um dos resultados mais notáveis observados nos espectros atômicos foi o fato de que as linhas
espectrais são discretas. No modelo atômico de Rutherford, os elétrons se movem em torno do núcleo
sob influência de uma força coulombiana. Nesse modelo, os elétrons poderiam emitir somente radiações
contínuas, resultantes dos seus movimentos acelerados. 
As leis clássicas do eletromagnetismo preveem que o sistema atômico poderia ter perdas radioativas de
energia, levando o átomo a uma instabilidade intrínseca. Assim, o elétron poderia entrar em colapso com o
núcleo enquanto a radiação fosse emitida continuamente. Esse efeito é uma consequência do tratamento
clássico do modelo atômico de Rutherford.
Nils Bohr (1885-1962).
Muitos teóricos tentaram desenvolver modelos
que pudessem explicar os resultados
experimentais descritos acima. No entanto, a
maioria desses modelos poderia descrever
alguns resultados, mas nem todos de forma
consistente e sem quaisquer contradições.
 
Depois de muitos esforços, Nils Bohr, em 1913,
a partir do modelo atômico de Rutherford,
“modelo planetário dos átomos”, resolve o
problema da instabilidade atômica, a exemplo
de Planck e Einstein, rompendo com os
princípios fundamentais da Física clássica
(WOLFGANG, 2017).
 
Sua proposta daria importantes contribuições para o desenvolvimento da teoria quântica. A motivação
principal de Bohr para propor seu ousado modelo atômico foi a regularidade dos espectros atômicos
observados.
 
O modelo atômico de Bohr tem como base os seguintes postulados:
 
Na eletrosfera, os elétrons no átomo podem se mover, somente, em órbitas discretas, as quais definem
os estados estacionários ao redor do núcleo, de onde não emitem e nem absorvem radiação
eletromagnética.
 
A emissão de radiação eletromagnética ocorre somente quando o elétron faz uma transição de um
estado estacionário para outro.
 
Como se vê na imagem a seguir, na transição entre estados estacionários, o átomo pode emitir, ou absorver,
um fóton de energia.
Estados estacionários representados por um sistema de dois níveis de energia no
átomo de Bohr.
1. 
2. 
Assim, temos:
O primeiro postulado elimina o problema da instabilidade atômica assumindo que a emissão de radiação por
cargas aceleradas, simplesmente, não ocorre com elétrons atômicos.
 
Uma consequência imediata do primeiro postulado está associada à quantização do momento angular do
elétron atômico. Tendo como base observações empíricas de espectros do átomo de hidrogênio, Bohr
concluiu que os momentos angulares nas órbitas atômicas são múltiplos inteiros da constante:
Em que:
Em que e a constante , que se lê " cortado", possui dimensões de momento angular e tem
um destaque especial na teoria quântica.
Comentário
A única evidência que havia para justificar os postulados de Bohr, nas quais se baseia o seu modelo
atômico, era a observação experimental do espectro do átomo de hidrogênio. O átomo de hidrogênio faz
parte de um sistema atômico mais geral, denominado de átomos monoeletrônicos, que possuem
somente um elétron na sua constituição. 
Além do hidrogênio ( ), exemplos desses sistemas atômicos são: átomo de Hélio ionizado,
átomo de Lítio ( ) duplamente ionizado etc.
 
Todas as considerações para resolver o problema do átomo de duas partículas foram limitadas a argumentos
puramente clássicos. A primeira consideração quântica do problema está associada a uma das consequências
dos postulados de Bohr que trata da quantização do momento angular e que permite identificar a equação 7
com a equação do momento angular clássico:
Como no modelo atômico de Bohr, o elétron de (carga -ee massa ) e o núcleo de (massa e carga 
) se movem em um círculo de raio r ( distância do núcleo até o elétron). Esse movimento de dois
corpos pode ser descrito a partir do centro de massa do sistema pelo movimento de uma única particula com
massa reduzida .
 
O equilibrio entre as forças coulombiana e centrípeta pode ser escrito da seguinte
maneira:
Em que:
Assim, elevando ambos os lados da equação 11 ao quadrado, temos:
Resolvendo para: 
 
Em que:
Em que é um parâmetro importante, denominado de raio de Bohr. Essa quantidade é utilizada como uma
escala de comprimento em problemas de Física atômica, e representa o diâmetro do átomo de hidrogênio (no
seu estado de mais baixa energia, n=1, ou estado fundamental).
A energia potencial U para o átomo monoeletrônico é dada diretamente em termos da variável relativa r como:
Em que é o número de cargas positivas (prótons) no núcleo do átomo.
 
A energia total do sistema de duas particulas pode ser calculada somando a equação 15 com a energia
cinética , isto é:
Da equação 11, temos que e substituindo na equação da , temos:
A equação 16, da energia total do sistema, fica então:
Deve-seobservar que a energia total E do átomo monoeletrônico é uma quantidade negativa, pois, em
módulo, a energia potencial negativa U é maior do que a energia cinética positiva Ec, resultando em um
sistema de estado ligado. Além disso, a equação 18 mostra que a energia total E do átomo monoeletrônico é
igual, em módulo, à energia cinética Ec das partículas que formam o átomo de Bohr.
 
Assim como o raio orbital é quantizado, tem-se também a quantização na energia E quando se insere a
equação 13 na equação 18 , isto é:
Em que Ry= representa a constante de Rydberg, expressa em unidade de energia (Joule).
Isso mostra que a energia total do átomo no centro de massa do sistema (que é quase igual à energia do
elétron) só pode ter valores discretos para estados de energia estacionários, descritos pelo número quântico 
; tal estado de energia estacionária do átomo é chamado de estado quântico.
Em seu estado mais baixo possivel (estado fundamental), 
 
Portanto, a energia positiva - é a energia necessária para ionizar o átomo em seu estado fundamental,
chamada de energia de ionização. Para o No átomo de hidrogênio, a energia de ionização é .
 
Logo:
O maior valor de n se refere ao estado excitado de maior energia e maior órbita de Bohr, ocorrendo quando se
faz n , isto é:
Nesse caso, as duas partículas têm separação infinita e nenhuma interação. Assim, o valor limite 
n está associado a uma condição limiar para ionização do átomo.
Ilustração das três primeiras órbitas circulares previstas pelo modelo de Bohr para o
átomo de hidrogênio.
Apenas energias que satisfaçam a equação 20 são permitidas. O próximo nível de energia, o primeiro estado
excitado, tem energia . 
 
Veja, a seguir, o diagrama de nível de energia que mostra as energias desses estados discretos e os números
quânticos correspondentes. O nivel mais alto corresponde a e .
Diagrama de nível de energia para o átomo de hidrogênio. As setas verticais
representam as quatro transições de energia mais baixa para cada uma das séries
espectrais mostradas.
A maior credibilidade do modelo atômico de Bohr está nas corretas previsões realizadas, primeiramente, com
o átomo de hidrogênio. Essas previsões podem ser verificadas examinando os comprimentos de onda no
espectro de emissão do átomo de Bohr.
Modelos atômicos filosóficos e científicos
Neste vídeo, você conhecerá um pouco sobre os modelos atômicos filosóficos e científicos.
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Verificando o aprendizado
Questão 1
Qual é a sequência correta dos cientistas que fizeram mudanças importantes no modelo do átomo clássico?
 
1 - J. J. Thomson
2 - John Dalton
 
3 - Niels Bohr
 
4 - Ernest Rutherford
A
2, 1, 3, 4
B
2, 1, 4, 3
C
3, 2, 1, 4
D
4, 3, 2, 1
E
3, 1, 4, 2
A alternativa B está correta.
Dos modelos atômicos científicos, John Dalton foi o primeiro cientista a propor um modelo atômico a partir
de resultados experimentais, nomeando seu modelo de “bola de bilhar”; na sequência, J.J. Thomson
comprovou a existência dos elétrons nos átomos, nomeando seu modelo de “pudim de ameixa”;
posteriormente, por volta de 1911, Ernest Rutherford mostra evidências experimentais da existência do
núcleo atômico, nomeando seu modelo de “modelo planetário dos átomos”.
Niels Bohr, em 1913, propôs um modelo para o átomo de hidrogênio que combinava os trabalhos de Planck,
Einstein e Rutherford, e que permitia prever a posição das linhas do espectro do átomo de hidrogênio. Bohr
afirmou que o momento angular eletrônico era quantizado.
Questão 2
O filósofo grego Leucipo (cerca de 440 a.C.) e seu discípulo Demócrito (460-370 a.C.) defendiam a tese de
que a matéria era constituída de “partículas que seriam indivisíveis”, infinitamente pequenas. Esses filósofos
deram o nome a essa partícula de "átomo" (do grego: átomos = indivisível). A partir desse modelo, surgiram
diversos outros.
Entre eles, houve um modelo que descreve o átomo como um núcleo pequeno e carregado positivamente,
cercado por elétrons em órbita circular, denominado:
A
Modelo atômico grego.
B
Modelo atômico de Bohr.
C
Modelo atômico de Rutherford.
D
Modelo atômico de Schrodinger.
E
Modelo atômico de Thomson.
A alternativa B está correta.
Na Física atômica, o átomo de Bohr é um modelo que descreve o átomo como um núcleo pequeno e
carregado positivamente cercado por elétrons em órbita circular.
Schrodinger (1887-1961).
Representação do modelo ondulatório para o elétron
em torno do núcleo atômico.
3. Estrutura atômica
Modelo atômico atual
Para o hidrogênio, o modelo atômico de Bohr fez corretas previsões, porém foi considerado como tendo
algumas limitações significativas quando se tratava de elementos diferentes do hidrogênio. Isso porque
predições espectrais ruins foram obtidas quando átomos maiores estão em questão.
Comentário
O modelo de Bohr não pode, por exemplo, prever as intensidades relativas das linhas espectrais e não
conseguiu explicar o efeito Zeeman (o desdobramento das linhas espectrais em vários componentes na
presença de um campo magnético). 
O modelo atômico dado pela mecânica quântica é o mais moderno, porém complexo. Esse requereu da
comunidade científica algumas mudanças de paradigmas. A estrutura e os ingredientes necessários que
culminaram no modelo atômico moderno/atual serão descritos a seguir.
Erwin Schrodinger (1887-1961)
Erwin Schrodinger, físico austríaco, levou o
modelo do átomo de Bohr a um passo adiante. 
 
A solução foi obtida com um modelo mecânico-
ondulatório, no qual foi considerado que o
elétron possui características tanto de uma
onda como de uma partícula.
 
Ele foi capaz de incorporar o comportamento
das partículas (massa) e o comportamento das
ondas (uma localização indefinida no espaço)
em uma equação. 
A função de onda matemática para um elétron forneceu
uma maneira de prever a probabilidade de encontrar o
elétron em uma determinada região do espaço (EISBERG;
RESNICK, 1994).
Com esse modelo, um elétron não é mais tratado como uma
partícula que se move em um orbital discreto.
Em lugar disso, a posição do elétron é considerada como a
probabilidade de estar em vários locais ao redor do núcleo. 
Em outras palavras, a posição é descrita por uma distribuição de probabilidades, ou uma nuvem eletrônica.
A probabilidade de encontrar o elétron é maior onde a nuvem é mais densa, ou seja, o elétron tem menor
probabilidade de estar em uma área da nuvem eletrônica menos densa.
 
Esse modelo atômico ficou conhecido como o modelo da mecânica quântica do átomo. Ao contrário do
modelo de Bohr, o modelo da mecânica quântica não define o caminho exato de um elétron, mas, em vez
disso, prevê as chances de localização do elétron.
 
As imagens a seguir comparam os modelos de Bohr e Schrodinger para o átomo de hidrogênio.
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abaixo.
Comparação entre os modelos atômicos de (a) Bohr e (b) Schrodinger.
Representação dos modelos atômicos.
Esses modelos atômicos são classificados como:
Modelo clássico
O modelo atômico de Bohr apresenta trajetórias
geométricas dos diferentes orbitais percorridas
pelos elétrons.
Modelo quântico
O modelo atômico de Schrodinger é ondulatório
em termos da distribuição de probabilidade, em
que os orbitais são representados por nuvens
eletrônicas (distribuição de probabilidades)
envolvendo o núcleo.
Quase ao mesmo tempo em que Schrodinger elaborava a matemática das ondas estacionárias, o físico alemão
Werner Heisenberg (1901-1976) mostrou matematicamente que é impossível determinar simultaneamente a
localização e a velocidade exatas de um elétron, ou de qualquer outra partícula.
 
Em 1927, Heisenberg apresentou um artigo no qual mostrava que “quanto mais precisamente a posição de
uma partícula é determinada, menos precisamente o momento é conhecido neste instante, e vice-versa”. Isso
mais tarde ficou conhecido como o princípio da incerteza de Heisenberg.
Números quânticos
Na mecânica ondulatória,cada elétron em um átomo é caracterizado por quatro parâmetros conhecidos como
números quânticos. O tamanho, a forma e a orientação espacial da densidade de probabilidade de um elétron
(ou orbital) são especificados por três desses números quânticos. Adicionalmente, os níveis energéticos de
Bohr se separam em subcamadas eletrônicas, e os números quânticos definem o número de estados em cada
subcamada.
 
Vamos conhecer esses números quânticos.
Primeiro número quântico
As camadas são especificadas por um número quântico principal, n, que pode assumir valores inteiros a partir
da unidade; às vezes, essas camadas são designadas pelas letras K, L, M, N, O, e assim por diante, que
correspondem, respectivamente, a n = 1, 2, 3, 4, 5, ..., como indicado na tabela a seguir.
 
Além disso, deve ser observado que esse número quântico, e somente ele, também está associado ao modelo
de Bohr. Esse número quântico está relacionado com o tamanho de um orbital eletrônico (ou com sua
distância média até o núcleo).
Valor de
n
Valor
de l
Valores de ml Subcamada Número de
orbitais
Número de
elétrons
1 0 0 1s 1 2
2
0
1
0
-1,0,+1
2s
2p
1
3
2
6
3
0
1
2
0
-1,0,+1
-2,-1,0,+1,+2
3s
3p
3d
1
3
5
2
6
10
4
0
1
2
3
0
-1,0,+1
-2,-1,0,+1,+2
-3,-2,-1,0,+1,+2,+3
4s
4p
4d
4f
1
3
5
7
2
6
10
14
Tabela: Resumo das relações entre os números quânticos: n, l, ml e número de orbitais e elétrons.
Adaptada de: WOLFGANG, D. Atoms, molecules and photons. An introduction to atomic-, molecular- and quantum-
physics. Springer, v. 2, p. 151-152, 2017.
Segundo número quântico
O segundo número quântico (ou azimutal), l, define a subcamada. Os valores de l estão restritos pela
magnitude de n e podem assumir valores inteiros que variam entre l = 0 e l = (n – 1). Cada subcamada é
designada por uma letra minúscula: s, p, d ou f, que está relacionada com os valores de l da seguinte maneira:
Valor de l Designação da letra
0 s
1 p
2 d
3 f
Nilséia A. Barbosa.
Adicionalmente, as formas dos orbitais eletrônicos dependem de l. Por exemplo, os orbitais s são esféricos e
estão centrados no núcleo, conforme mostra a imagem que compara os modelos atômicos de Bohr e
Schrodinger. Existem 3 orbitais para uma subcamada p (como será explicado a seguir); cada um deles possui
uma superfície nodal na forma de um haltere.
 
Os eixos para esses três orbitais estão mutuamente perpendiculares entre si, como aqueles em um sistema de
coordenadas x-y-z; dessa forma, é conveniente identificar esses orbitais como px, py e pz. As configurações
dos orbitais para as subcamadas d são mais complexas e não serão discutidas aqui.
Forma esférica de um orbital eletrônico s.
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abaixo.
Orientações e formas de orbitais eletrônicos (a) px, (b) py e (c) pz.
Terceiro número quântico
O número de orbitais eletrônicos para cada subcamada é determinado pelo terceiro número quântico (ou
magnético), ml; ml pode assumir valores inteiros entre –l e +l, incluindo 0. Quando l = 0, ml pode ter apenas um
valor de 0, pois +0 e –0 são os mesmos. Isso corresponde a uma subcamada s, que pode ter apenas um
orbital.
 
Além disso, para l = 1, ml pode assumir os valores de –1, 0 e +1, e são possíveis três orbitais p. De maneira
semelhante, pode ser mostrado que as subcamadas d possuem cinco orbitais e as subcamadas f têm sete.
 
Na ausência de um campo magnético externo, todos os orbitais dentro de cada subcamada são idênticos em
termos de energia. Contudo, quando é aplicado um campo magnético, esses estados das subcamadas se
dividem, com cada orbital assumindo uma energia ligeiramente diferente. Já vimos anteriormente a tabela que
apresenta um resumo dos valores e das relações entre os números quânticos n, l e ml.
Quarto número quântico
Associado a cada elétron há um momento de spin, que deve estar orientado para cima ou para baixo.
Spin
Na visão geométrica clássica, corresponde ao sentido de rotação do elétron em torno de seu próprio
eixo.
Spin. Visão geométrica clássica.
O quarto número quântico, ms, está relacionado com esse momento de spin, para o qual existem dois valores
possíveis: + 1/2 (spin para cima) e – 1/2 (spin para baixo).
 
Dessa maneira, o modelo de Bohr foi subsequentemente refinado pela mecânica ondulatória, em que a
introdução de três novos números quânticos dá origem às subcamadas eletrônicas dentro de cada camada.
Composição dos núcleos
Como vimos anteriormente, a existência do núcleo atômico foi comprovada por Ernest Rutherford, em 1920,
por meio de experiências de dispersão com partículas alfa. Rutherford propôs, então, a existência de
partículas neutras no núcleo, e as chamou de nêutrons.
 
Porém, antes disso, em 1913, experimentos com espectros de raios X, realizados por H. Moseley, revelaram
que a carga nuclear é o produto da carga de um próton com um número atômico Z, que, por sua vez, é igual a
aproximadamente metade do número de massa A, exceto no caso do hidrogênio, em que Z = A, uma vez que
este é formado por apenas um próton e um elétron.
 
Em 1932, após confirmar experimentalmente a existência dos nêutrons, J. Chadwick propõe que um núcleo
atômico de número de massa A conteria N nêutrons e Z prótons, tal que:
A ideia de que o nêutron pudesse ser uma combinação de um próton e um elétron foi logo descartada, pois
espetros moleculares de algumas substâncias revelaram inconsistência entre o spin total de tais partículas e o
spin nuclear.
 
Por exemplo, o espectro molecular do nitrogênio mostrava que o núcleo do átomo de nitrogênio deveria ter 
spin inteiro (bóson), enquanto o número de massa e o número atômico assumiriam os valores A =14 e Z =7,
respectivamente.
 
Se o núcleo fosse então formado por 14 prótons e 7 elétrons (7 prótons e 7 pares de elétrons-prótons para
compor 7 partículas neutras), ter-se-ia um número ímpar (21) de férmions e a natureza bosônica do núcleo
seria inviabilizada.
 
Para que o núcleo do átomo de nitrogênio tenha spin inteiro, é necessário que, assim como os prótons, os
nêutrons também sejam partículas de spin ½.
 
Valores elevados de energia cinética dos elétrons, combinados com o princípio da incerteza, são também
outro indício importante que impede que essas partículas possam ser encontradas em espaços tão pequenos
como as regiões nucleares.
Comentário
A ideia de que os nêutrons não sejam formados por uma combinação de prótons e elétrons não impede
que os processos nucleares de aniquilação de nêutrons possam criar elétrons. Como se verá
posteriormente, isso é possível e é responsável pela emissão β por núcleos de átomos radioativos. 
Com base na discussão acima, conclui-se que os núcleos atômicos são constituídos por duas partículas
fundamentais, os prótons e os nêutrons. A primeira, carregada positivamente; a segunda, neutra, e ambas as
partículas de spin ½. As massas dessas partículas são praticamente da mesma ordem de grandeza, e dadas
no Sistema Internacional (SI), por:
De fato, a maioria das características de prótons e nêutrons é praticamente idêntica e, por isso,
genericamente denominada de núcleons.
Os nêutrons e os prótons não são partículas elementares, mas sim constituídas de quarks.
A escala natural de comprimento em Física nuclear é o femtômetro (fm), em que 1fm= 10-15 m e lido
frequentemente como 1 fermi. O raio nuclear pode variar de 1 a 10 fm, enquanto o raio atômico pode chegar a
100.000 fm = 0,1 nm.
 
Os diferentes tipos de núcleos são denominados de nuclídeos. Em 1913, F. Soddy, um dos colegas de
Rutherford, propôs os conceitos de isótopos para as variedades de nuclídeos com o mesmo número atômico Z
e diferentes números de massa A.
Comentário
Esses átomos ocupariam o mesmo lugar na tabela periódica e seriam quimicamente idênticos, porém
fisicamente distintos. Soddy propôs o conceito de isótopos 20 anos antes da descoberta do nêutron, em
uma tentativa de explicar por que um mesmo elemento apresentava diferentes comportamentos
radioativos. 
Os números A e Z são utilizados