Estructura de la materia Temas de Química y su enseñanza III Dr. Víctor Manuel Ugalde Saldívar.

Presentación del tema: "Estructura de la materia Temas de Química y su enseñanza III Dr. Víctor Manuel Ugalde Saldívar."— Transcripción de la presentación:

1 Estructura de la materia Temas de Química y su enseñanza III Dr. Víctor Manuel Ugalde Saldívar

2 Sesión # 1 El origen de los elementos

3 Cuerpo celeste compuesto de gases calientes que emiten radiación electromagnética, en especial luz, como resultado de las reacciones nucleares que tienen lugar en su interior. ESTRELLA

4 Los indicios sugieren que los púlsares son estrellas de neutrones que giran con diámetros de sólo unos 16 km. Es probable que giren una vez por periodo de vibración. Su densidad es tan enorme que si la bola que contiene la punta de un bolígrafo tuviera una densidad semejante, su masa alcanzaría más de 91000 toneladas. PULSARES

5 La Vía Láctea, tiene cientos de miles de millones de estrellas. Solamente de 8 a 10 millones son observables. Existen cientos de millones de galaxias diferentes a la Vía Láctea. Las estrellas se componen principalmente de hidrógeno y helio, con cantidades variables de elementos más pesados. La estrella Alpha Centauri es la más cercana a la Tierra (4.29 años luz). CURIOSIDADES

6 ¿Qué es un año luz?

7 Año luz, unidad de longitud empleada en astronomía para medir grandes distancias. Es igual a la distancia recorrida por la luz en un año solar medio. Tomando para la velocidad de la luz un valor de 300000 km/s, un año luz equivale en números redondos a 9461000000000 km.

8 Supergigantes (400 veces > diámetro del Sol) Temperaturas de  1000000 °C Gigante roja (40 > masa del Sol) EVOLUCIÓN DE LAS ESTRELLAS

9 EL SOL

10 Las estrellas con una masa muchas veces mayor que la del Sol recorren su ciclo de evolución con rapidez según los patrones astronómicos, quizá un lapso de unos pocos millones de años desde su nacimiento hasta la explosión de una supernova. Los restos de la estrella pueden ser una estrella de neutrones. Sin embargo, existe un límite para el tamaño de las estrellas de neutrones, más allá del cual estos cuerpos se ven obligados a contraerse hasta que se convierten en un agujero negro, del que no puede escapar ninguna radiación. AGUJERO NEGRO

11 Relación entre la luminosidad, temperatura y elementos sintetizados en el interior de una estrella.

12 Temperatura (°C) H 2 +He H 2, He Ca H 2, He Ca H 2, He Ca, Fe H 2, He TiO En el centro de una estrella promedio la temperatura es de T  22,000,000 22,200 13,900 10,000 6,600 5,500 3,800 1,700 Temperatura Superficial promedio

13 Fusión nuclear Las reacciones de fusión nuclear pueden dar origen a elementos de mayor masa. En este caso se ejemplifica la fusión de un átomo de tritio (T, isótopo del hidrógeno) con uno de deuterio (D, isótopo del hidrógeno), para generar un átomo de helio (partículas  ) y un neutrón (n).

14 Fisión nuclear En las reacciones de fisión nuclear se forman dos o más elementos de menor masa, a partir de un elemento de masa superior. La reacción de fisión del uranio 235, es un ejemplo práctico empleado en la producción de energía eléctrica en reactores nucleares.