Loading presentation...

Present Remotely

Send the link below via email or IM

Copy

Present to your audience

Start remote presentation

  • Invited audience members will follow you as you navigate and present
  • People invited to a presentation do not need a Prezi account
  • This link expires 10 minutes after you close the presentation
  • A maximum of 30 users can follow your presentation
  • Learn more about this feature in our knowledge base article

Do you really want to delete this prezi?

Neither you, nor the coeditors you shared it with will be able to recover it again.

DeleteCancel

Make your likes visible on Facebook?

Connect your Facebook account to Prezi and let your likes appear on your timeline.
You can change this under Settings & Account at any time.

No, thanks

El Sol, horno nuclear.

No description
by

Odin Aguilar Salazar

on 9 April 2013

Comments (0)

Please log in to add your comment.

Report abuse

Transcript of El Sol, horno nuclear.

El Sol, horno nuclear Radiación y desintegración nuclear
Rayos.
Espectro electromagnético.
Planck. La energía y los cuantos.
Espectro del átomo de hidrógeno y teoría atómica de Bohr.
Fusión y fisión.
Ley de interconversión de la materia y de la energía. Radiación y desintegración nuclear Rayos solares Espectro electromagnético Espectro del átomo de hidrógeno y teoría atómica de Bohr Fusión y fisión Ley de Planck Ley de introconversión de la materia y de la energía Radiación El espectro electromagnético se extiende desde la radiación de menor longitud de onda, como los rayos gamma y los rayos X, pasando por la luz ultravioleta, la luz visible y los rayos infrarrojos, hasta las ondas electromagnéticas de mayor longitud de onda, como son las ondas de radio. Se cree que el límite para la longitud de onda más pequeña posible es la longitud de Planck mientras que el límite máximo sería el tamaño del Universo, aunque formalmente el espectro electromagnético es infinito y continuo. El electrón no puede girar en cualquier órbita, sino sólo en un cierto número de órbitas estables. En el modelo de Rutherford se aceptaba un número infinito de órbitas.Cuando el electrón gira en estas órbitas no emite energía.Cuando un átomo estable sufre una interacción, como puede ser el impacto de un electrón o el choque con otro átomo, uno de sus electrones puede pasar a otra órbita estable o ser arrancado del átomo.El átomo de hidrógeno según el modelo atómico de Bohr.
El átomo de hidrógeno tiene un núcleo con un protón.El átomo de hidrógeno tiene un electrón que está girando en la primera órbita alrededor del núcleo. Esta órbita es la de menor energía. Fisión Ley que expresa que existe una dualidad entre la materia y la energía, es decir, una partícula de materia se puede llegar a convertir en una cierta cantidad de energía cuyo valor se puede calcular mediante la fórmula E= m x c 2.
En el trabajo con partículas elementales se puede observar este fenómeno, la partícula se convierte en energía radiante y por otra parte la energía radiante se transforma en partícula elemental. Estos experimentos se realizan en escala subatómica o nuclear. Radiación solar es el conjunto de radiaciones electromagnéticas emitidas por el Sol. El Sol es una estrella que se encuentra a una temperatura media de 2 K en cuyo interior tienen lugar una serie de reacciones de fusión nuclear, que producen una pérdida de masa que se transforma en energía. Esta energía liberada del Sol se transmite al exterior mediante la radiación solar. El Sol se comporta prácticamente como un cuerpo negro el cual emite energía siguiendo la ley de Planck Desintegración nuclear Las desintegraciones nucleares son procesos de reordenamiento de energía ó de configuración de los nucleones (protones y neutrones).
Muchos de los procesos de desintegración nuclear ocurren en forma natural, aunque otros pueden ser producidos artificialmente en laboratorio a partir de la utilización de aceleradores de partículas ó reactores nucleares.
Sabemos que los núcleos atómicos pueden tener una configuración estable ó inestable. Cuando un núcleo es inestable ó radioactivo tiende a aproximarse a una configuración estable liberando ciertas partículas.
Estas partículas, observadas por primera vez a fines del siglo XIX por Becquerel, los esposos Curie y otros, fueron denominadas partículas alfa (α) y beta (β).- Radiación ultravioleta Es la radiación ultravioleta de menor longitud de onda (360 nm), lleva mucha energía e interfiere con los enlaces moleculares. Especialmente las de menos de 300 nm que pueden alterar las moléculas de ADN, muy importantes para la vida. Estas ondas son absorbidas por la parte baja de la hidrosfera, especialmente por la capa de ozono.

Es importante protegerse de este tipo de radiación ya que por su acción sobre el ADN está asociada con el cáncer de piel. Sólo las nubes tipo cúmulos de gran desarrollo vertical atenúan éstas radiaciones prácticamente a cero. El resto de las formaciones tales como cirrus, estratos y cúmulos de poco desarrollo vertical no las atenúan, por lo cual es importante la protección aún en días nublados. Es importante tener especial cuidado cuando se desarrollan nubes cúmulos, ya que éstas pueden llegar a actuar como espejos y difusores e incrementar las intensidades de los rayos ultravioleta y por consiguiente el riesgo solar. Algunas nubes tenues pueden tener el efecto de lupa. Luz visible La radiación correspondiente a la zona visible cuya longitud de onda está entre 360 nm (violeta) y 760 nm (rojo), por la energía que lleva, tiene gran influencia en los seres vivos. La luz visible atraviesa con bastante eficacia la atmósfera limpia, pero cuando hay nubes o masas de polvo parte de ella es absorbida o reflejada. Radiación infrarroja La radiación infrarroja de más de 760 nm, es la que corresponde a longitudes de onda más largas y lleva poca energía asociada. Su efecto aumenta la agitación de las moléculas, provocando el aumento de la temperatura. El CO2, el vapor de agua y las pequeñas gotas de agua que forman las nubes absorben con mucha intensidad las radiaciones infrarrojas.
La atmósfera se desempeña como un filtro ya que mediante sus diferentes capas distribuyen la energía solar para que a la superficie terrestre sólo llegue una pequeña parte de esa energía. La parte externa de la atmósfera absorbe parte de las radiaciones reflejando el resto directamente al espacio exterior, mientras que otras pasarán a la Tierra y luego serán irradiadas. Esto produce el denominado balance térmico, cuyo resultado es el ciclo del equilibrio radiante.
Según el tipo de radiación se conoce que de los 324 W.m -2 que llegan a la Tierra, en la parte alta de la atmósfera (1400 W.m -2 es la constante solar); 236 W.m -2 son reemitidos al espacio en forma de radiación infrarroja, 86 W.m -2 son reflejados por las nubes y 20 W.m -2 son reflejados por el suelo en forma de radiaciones de onda corta. Pero el reenvío de energía no se hace directamente, sino que parte de la energía reemitida es absorbida por la atmósfera originándose el "efecto invernadero". En el año 1900 Planck formuló que la energía asociada a la radiación electromagnética viene en pequeñas unidades indivisibles llamadas cuantos.Avanzando en el desarrollo de esta teoría, descubrió una constante de naturaleza universal que se conoce como la constante de Planck. La ley de Planck establece que la energía de cada cuanto es igual a la frecuencia de la radiación multiplicada por la constante universal. Se trata de una ley fundamental de la teoría quántica,ya que con ella se describe la cuantificación de la radiación electromagnética. Es el proceso utilizado actualmente en las centrales nucleares. Cuando un átomo pesado (como por ejemplo el Uranio o el Plutonio) se divide o rompe en dos átomos más ligeros, la suma de las masas de estos últimos átomos obtenidos, más la de los neutrones desprendidos es menor que la masa del átomo original, y de acuerdo con la teoría de Albert Einstein se desprende una cantidad de Energía que se puede calcular mediante la expresión E = m C2
Para romper un átomo, se emplea un neutrón porque es neutro eléctricamente y por tanto, al contrario que el protón o las partículas alfa, no es repelido por el núcleo. Fusión La fusión nuclear, está actualmente en líneas de investigación, debido a que todavía hoy no es un proceso viable, ya que se invierte más energía en el proceso para que se produzca la fusión, que la energía obtenida mediante este método.
La fusión, es un proceso natural en las estrellas, produciéndose reacciones nucleares por fusión debido a su elevadísima temperatura interior.
Las estrellas están compuestas principalmente por Hidrógeno y Helio. El hidrógeno, en condiciones normales de temperatura, se repele entre sí cuando intentas unirlo (fusionarlo) a otro átomo de hidrógeno, debido a su repulsión electrostática. Para vencer esta repulsión electrostática, el átomo de hidrógeno debe chocar violentamente contra otro átomo de hidrógeno, fusionándose, y dando lugar a Helio, que no es fusionable. La diferencia de masa entre productos y reactivos es mayor que en la fisión, liberándose así una gran cantidad de energía (muchísimo mayor que en la fisión). Estos choques violentos, se consiguen con una elevada temperatura, que hace aumentar la velocidad de los átomos.
Full transcript