Física
Nuclear
La física nuclear es una
rama de la física que estudia las propiedades y el comportamiento de los
núcleos atómicos. La física nuclear es conocida mayoritariamente por la
sociedad por el aprovechamiento de la energía nuclear en centrales nucleares y
en el desarrollo de armas nucleares, tanto de fisión como de fusión nuclear. En
un contexto más amplio, se define la física nuclear y de partículas como la
rama de la física que estudia la estructura fundamental de la materia y las
interacciones entre las partículas subatómicas.
Primeros experimentos
La radiactividad fue
descubierta en las sales de uranio por el físico francés Henri Becquerel en
1896.
En 1898, los científicos
Marie y Pierre Curie descubrieron dos elementos radiactivos existentes en la
naturaleza, el polonio (84Po) y el radio (88Ra).
En 1913 Niels Bohr publica
su modelo de átomo, consistente en un núcleo central compuesto por partículas
que concentran la práctica mayoría de la masa del átomo (neutrones y protones),
rodeado por varias capas de partículas cargadas casi sin masa (electrones).
Mientras que el tamaño del átomo resulta ser del orden del angstrom (10-10 m),
el núcleo puede medirse en fermis (10-15 m), o sea, el núcleo es 100.000 veces
menor que el átomo.
Ernest Rutherford en el año
1918 definió la existencia de los núcleos de hidrógeno. Rutherford sugirió que
el núcleo de hidrógeno, cuyo número atómico se sabía que era 1, debía ser una
partícula fundamental. Se adoptó para esta nueva partícula el nombre de protón
sugerido en 1886 por Goldstein para definir ciertas partículas que aparecían en
los tubos catódicos.
Durante la década de 1930,
Irène y Jean Frédéric Joliot-Curie obtuvieron los primeros nucleídos
radiactivos artificiales bombardeando boro (5B) y aluminio (13Al) con
partículas α para formar isótopos radiactivos de nitrógeno (7N) y fósforo
(15P). Algunos isótopos de estos elementos presentes en la naturaleza son
estables. Los isótopos inestables se encuentran en proporciones muy bajas.
En 1932 James Chadwick
realizó una serie de experimentos con una radiactividad especial que definió en
términos de corpúsculos, o partículas que formaban esa radiación. Esta nueva
radiación no tenía carga eléctrica y poseía una masa casi idéntica a la del
protón. Inicialmente se postuló que fuera resultado de la unión de un proton y
un electrón formando una especie de dipolo eléctrico. Posteriores experimentos
descartaron esta idea llegando a la conclusión de que era una nueva partícula
procedente del núcleo a la que se llamó neutrones.
Los científicos alemanes
Otto Hahn y Fritz Strassmann descubrieron la fisión nuclear en 1938. Cuando se
irradia uranio con neutrones, algunos núcleos se dividen en dos núcleos con
números atómicos. La fisión libera una cantidad enorme de energía y se utiliza
en armas y reactores de fisión nuclear.
Núcleo
Número atómico Z.- Es el número de protones
que componen el núcleo del átomo. Así, el Hidrógeno (símbolo H), que es el
átomo utilizado en la fusión nuclear, tiene un número Z=1, pues solamente
dispone de un protón en su núcleo. De hecho, el hidrógeno es el elemento
químico más sencillo -y a la vez más abundante en la naturaleza-.
- Masa atómica A. Es la suma
de protones y neutrones. También se llama número másico. Considerando N al
número de neutrones de un átomo, tenemos que A=Z+N.
- Peso atómico. Es el peso
del átomo, tomando como unidad la duodécima parte del peso del átomo de Carbono
(C). Así, el Hidrógeno pesa aproximadamente 1 y el Carbono 12.
Fuerzas nucleares
Los protones y neutrones del
núcleo se encuentran en un espacio muy reducido, a distancias muy cortas unos
de otros. A estas distancias tan cortas es muy grande la repulsión
electromagnética entre protones, que de acuerdo a la ley de Coulomb es
inversamente proporcional al cuadrado de la distancia y directamente
proporcional a la magnitud de las cargas. La fuerza que vence a esta repulsión
electromagnética y es capaz de mantener el núcleo unido es otra de las 4
interacciones fundamentales conocidas, la fuerza nuclear fuerte. Es una fuerza
atractiva y muy intensa, por lo que domina a la repulsión culombiana de los
protones, pero tiene un muy corto alcance, sólo del orden de poco más de un
fermi. Las características de este tipo de fuerza son que es una fuerza
saturada (cada partícula sólo es capaz de interaccionar con un pequeño número de
otras partículas), dirigida (depende de la orientación de los espines) e
independiente de la carga (la fuerza entre dos protones es igual que la
existente entre dos neutrones o entre protón y neutrón).
Pese a la interacción
fuerte, un núcleo puede ser inestable y desintegrarse por radiactividad, e
incluso fisionándose, rompiéndose en fragmentos. Núcleos pesados, como por
ejemplo el del Uranio, son capaces de hacerlo naturalmente. Como bien
conocemos, el proceso de fisión también puede darse por la acción de neutrones
sobre núcleos de determinados elementos, lo que produce una gran liberación de
energía, aprovechada en las centrales nucleares de fisión.
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SEMANA13SESIÓN
40
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Física 2
UNIDAD 6: FÍSICA Y
TECNOLOGÍA CONTEMPORÁNEAS
Aplicaciones de Física contemporánea
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contenido
temático
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6.10 Física Nuclear
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Aprendizajes esperados del grupo
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Conceptuales
Procedimentales
·
Elaboración
de indagaciones bibliográficas y resúmenes.
·
Presentación
en equipo.
Actitudinales
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Materiales generales
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Computo:
-
PC, Conexión a internet
De
proyección:
-
Cañón Proyector
Programas:
-
Moodle, Google docs, correo
electronico, Excel, Word, Power Point.
Didáctico:
-
Indagaciones bibliográficas referentes al
tema.
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Desarrollo del proceso
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FASE
DE APERTURA
-
El Profesor solicita a los equipos de trabajo
que contesten las preguntas siguientes:
-
Los alumnos discuten en equipo y presentan sus
respuestas y se lleva a cabo una discusión extensa.
FASE
DE DESARROLLO
Los alumnos desarrollan las
actividades de acuerdo a las indicaciones del Profesor
Con el contador de partículas Geiger,
encontrar la distancia máxima para
detectar las partículas emitidas por cada muestra de material.
Tabular y graficar los datos.
   
-
El Profesor solicita a los alumnos abrir la
página en Internet:
para
realizar las actividades siguientes:
-
El método permitirá a los alumnos, tener un
panorama de los temas que se desarrollaran durante el curso.(Que, cuando,
como y donde)
FASE DE CIERRE
Al final de las presentaciones, se lleva
a cabo una discusión extensa, en la clase, de lo que se aprendió y aclaración de dudas por
parte del Profesor.
Actividad Extra clase:
Los
alumnos llevaran la información a su
casa y los que tengan computadora e internet, indagaran los temas de la
siguiente sesión, de acuerdo al cronograma.
Los alumnos que tengan PC y
Programas elaboraran su informe, empleando el programa Word, para registrar los resultados.
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Evaluación
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Informe
en Power Point de la actividad.
Contenido:
Resumen de la Actividad.
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Radioisótopos
Isótopos
Los Isótopos son átomos de
un mismo elemento que tienen igual número de protones y electrones (igual
número atómico) pero diferente número de neutrones (difieren en su masa
atómica).
Isótopos, protones y
neutrones se mantienen unidos por el núcleo gracias a la llamada interacción
fuerte o fuerza nuclear. Por ello, para formar o destruir un núcleo se requiere
o se libera una gran cantidad de energía.
Radiactividad
La radiactividad o
radioactividad ioniza el medio que atraviesa. Una excepción lo La radiactividad
puede considerarse un fenómeno físico natural por el cual algunos cuerpos o
elementos químicos, llamados radiactivos, emiten radiaciones que tienen la
propiedad de impresionar placas fotográficas, ionizar gases, producir
fluorescencia, atravesar cuerpos opacos a la luz ordinaria, etc. constituye el
neutrón, que no posee carga, pero ioniza la materia en forma indirecta. En las
desintegraciones radiactivas se tienen varios tipos de radiación: alfa, beta,
gamma y neutrones.
Radioisótopos
Se llama radioisótopo a
aquel isotopo que es radiactivo. La palabra isótopo, del griego "en mismo
sitio", se usa para indicar que todos los tipos de átomos de un mismo
elemento se encuentran en el mismo sitio de la tabla periódica. Los átomos que
son isótopos entre sí, son los que tienen igual número atómico (número de
protones en el núcleo), pero diferente número másico (suma del número de
neutrones y el de protones en el núcleo). Los distintos isótopos de un
elemento, difieren pues en el número de neutrones. Hay varios tipos de isotopos
los cuales aún no tienen un nombre fijo ya que cambian constantemente.
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SEMANA13SESIÓN
40
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Física 2
UNIDAD 6: FÍSICA Y
TECNOLOGÍA CONTEMPORÁNEAS
Aplicaciones de Física contemporánea
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contenido
temático
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6.10 Física Nuclear
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Aprendizajes esperados del grupo
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Conceptuales
Procedimentales
·
Elaboración
de indagaciones bibliográficas y resúmenes.
·
Presentación
en equipo.
Actitudinales
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Materiales generales
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Computo:
-
PC, Conexión a internet
De
proyección:
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Cañón Proyector
Programas:
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Moodle, Google docs, correo
electronico, Excel, Word, Power Point.
Didáctico:
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Indagaciones bibliográficas referentes al
tema.
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Desarrollo del proceso
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FASE
DE APERTURA
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El Profesor solicita a los equipos de trabajo
que contesten las preguntas siguientes:
-
Los alumnos discuten en equipo y presentan sus
respuestas y se lleva a cabo una discusión extensa.
FASE
DE DESARROLLO
Los alumnos desarrollan las
actividades de acuerdo a las indicaciones del Profesor
-
El Profesor solicita a los alumnos abrir la
página en Internet:
para realizar las actividades siguientes:
-
El método permitirá a los alumnos, tener un
panorama de los temas que se desarrollaran durante el curso.(Que, cuando,
como y donde)
FASE DE CIERRE
Al final de las presentaciones, se lleva
a cabo una discusión extensa, en la clase, de lo que se aprendió y aclaración de dudas por
parte del Profesor.
Actividad Extra clase:
Los
alumnos llevaran la información a su
casa y los que tengan computadora e internet, indagaran los temas de la
siguiente sesión, de acuerdo al cronograma.
Los alumnos que tengan PC y
Programas elaboraran su informe, empleando el programa Word, para registrar los resultados.
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Evaluación
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Informe
en Power Point de la actividad.
Contenido:
Resumen de la Actividad.
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Física
Solar
Es es la rama de la física que estudia los
fenomenos solares, su importancia y aprovechamiento de la energia solar.
La Tierra está inmersa en la
atmósfera externa ionizada que escapa supersónicamente del Sol. Este ″viento
solar,″ fluye a través del medio interplanetario alcanzando el campo
magnético terrestre dándole forma al
medio-ambiente cercano a la Tierra. La burbuja magnética que se produce,
llamada "magnetosfera," ya que
es modelada básicamente a partir del campo magnético terrestre por el campo
magnético interplanetario, actúa como blindaje que protege su interior (nuestra atmósfera superior junto
a su región ionizada, la ionosfera) de los efectos directos del viento solar.
El Sol, que es la mayor
fuente de energía del Sistema Solar, libera su energía en forma de radiación electromagnética
("luz") y de partículas energéticas. De esta manera, por una parte,
el Sol ilumina constantemente a la Tierra proporcionándole un flujo de energía
de 1367 W/m2, conocida como la constante solar; a la vez que, por otro lado, su
atmósfera (la corona solar, demasiado caliente como para ser retenida por el
campo gravitacional) se proyecta de tal manera que la Tierra es influenciada
por el viento solar a través de un flujo continuo de partículas, como también
de sucampo magnético asociado.
La radiación
electromagnética resulta ser varios órdenes de magnitud mayor que la radiación
de las partículas. La potencia de entrada en la Tierra, debida a la iluminación, considerando una
sección eficaz ðRE 2, donde RE es el radio terrestre medio, es de 1.73x1017 W.
La energía del viento solar
que incide sobre la magnetosfera terrestre, cavidad formada por la interacción
entre el campo geomagnético aproximadamente dipolar y el viento solar que tiene
asociado el campo magnético interplanetario (ver figura previa), es del orden de 1.3x 1013 W, considerando una
sección eficaz de radio igual a 15 RE [Hill, 1979]. Para una sección eficaz de
un disco de radio terrestre que absorbe toda la energía cinética del viento
solar incidente, esto es en ausencia de campo geomagnético, la potencia sería
del orden de 5.7 x 1010 W.
A pesar de la gran
diferencia entre los valores de las potencias disponibles en las vecindades de
la Tierra a través de las dos formas de radiación, es el viento solar el
encargado de acoplar la atmósfera solar con la magnetosfera y la ionosfera
(región ionizada de la atmósfera) terrestre, y la mayoría de los procesos
magnetosféricos e ionosféricos asistidos por la magnetosfera son debidos a esta
energía.
La fuente del viento solar
es la corona cuya energía proviene de la
zona de convección solar . Debido al
enorme gradiente de temperatura entre la base de la corona y la zona de transición, la mayor parte de la energía}
depositada en la corona es conducida en
dirección a la cromosfera la cual es
energizada de esta manera. Otra parte de
la corona, la cual está estructurada de
campos magnéticos muy intensos, está constantemente escapando del campo
gravitacional del Sol a lo largo de las
líneas de campo abiertas, huecos coronales (coronal holes) y llamaradas (flares), es lo que se conoce como viento solar. Esta parte está constituida principalmente de hidrógeno, 96%,y helio, 3.2%, ionizados.
El 0.8% restante está constituido por elementos altamente ionizados como O, N, C, Si, Fe [Schwenn, 1988].
Un tipo de evento solar es
la llamada llamarada solar "solar flare" debido a que el
abrillantamiento de una pequeña área en el Sol anuncia su ocurrencia.
La magnetosfera terrestre es
la región que más se ha estudiado en Física Espacial, conformando la Física
Magnetosférica la parte central de la Física Solar-Terrestre, donde resulta
crucial el estudio de las tempestades y subtempestades magnéticas. Sin embargo,
aún no se ha establecido un modelo suficientemente consistente para predecir su
comportamiento, y entender los procesos
claves que constituyen las conexiones entre el Sol y la Tierra, esto es del
Clima Espacial.
A medida que estén
disponibles más y más observaciones, los modelos globales del sistema viento
solar - magnetosfera - ionosfera - atmósfera podrán ser desarrollados,
refinados y mejorados cada vez más hasta el punto en que
se podrían realizar predicciones útiles de manera rutinaria.
El Sol es el elemento más
importante en nuestro sistema solar. Es el objeto más grande y contiene
aproximadamente el 98% de la masa total del sistema solar. Se requerirían
ciento nueve Tierras para completar el disco solar, y su interior podría
contener más de 1.3 millones de Tierras. La capa exterior visible del Sol se
llama la fotosfera y tiene una temperatura de 6,000°C (11,000°F). Esta capa
tiene una apariencia manchada debido a las turbulentas erupciones de energía en
la superficie.
La energía solar se crea en
el interior del Sol. Es aquí donde la temperatura (15,000,000° C; 27,000,000°
F) y la presión (340 millardos de veces la presión del aire en la Tierra al
nivel del mar) son tan intensas que se llevan a cabo las reacciones nucleares.
Éstas reacciones causan núcleos de cuatro protones ó hidrógeno para fundirse
juntos y formar una partícula alfa ó núcleo de helio. La partícula alfa tiene
cerca de .7 por ciento menos masa que los cuatro protones. La diferencia en la
masa es expulsada como energía y es llevada a la superficie del Sol, a través
de un proceso conocido como convección, donde se liberan luz y calor. La
energía generada en el centro del Sol tarda un millón de años para alcanzar la
superficie solar. Cada segundo se convierten 700 millones de toneladas de
hidrógeno en cenizas de helio. En el proceso se liberan 5 millones de toneladas
de energía pura; por lo cual, el Sol cada vez se vuelve más ligero.
La cromosfera está sobre la
fotosfera. La energía solar pasa a través de ésta región en su trayectoria de
salida del Sol. Las Fáculas y destellos se levantan a la cromosfera. Las
Fáculas son nubes de hidrógeno brillantes y luminosas las cuales se forman
sobre las regiones donde se forman las manchas solares. Los destellos son
filamentos brillantes de gas caliente y emergen de las regiones de manchas
solares. Las manchas solares son depresiones obscuras en la fotosfera con una
temperatura promedio de 4,000°C (7,000°F).
La corona es la parte
exterior de la atmósfera del Sol. Es en ésta región donde aparecen las
erupciones solares. Las erupciones solares son inmensas nubes de gas
resplandeciente que se forman en la parte superior de la cromosfera. Las
regiones externas de la corona se estiran hacia el espacio y consisten en
partículas que viajan lentamente alejándose del Sol. La corona se puede ver
sólo durante los eclipses totales de Sol.
El sol aparentemente ha
estado activo por 4,600 millones de años y tiene suficiente combustible para
permanecer activo por otros cinco mil millones de años más. Al fin de su vida,
el Sol comenzará a fundir helio con sus elementos más pesados y comenzará a
hincharse, por último será tan grande que absorberá a la Tierra. Después de mil
millones de años como gigante rojo, de pronto se colapsará en una enana blanca
-- será el final de una estrella como la conocemos. Puede tomarle un trillón de
años para enfriarse completamente.
Y
la recapitulación de los mismos…
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SEMANA14
SESIÓN
42
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Física 2
UNIDAD 6: FÍSICA Y
TECNOLOGÍA CONTEMPORÁNEAS
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contenido
temático
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RECAPITULACION 14
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Aprendizajes esperados del grupo
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Conceptuales
·
Comprenderá las características de
la Física solar, nuclear y los radioisótopos.
Procedimentales
·
Elaboración
de resúmenes y de conclusiones.
·
Presentación
en equipo
Actitudinales
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Materiales generales
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Computo:
-
PC, Conexión a internet
De
proyección:
-
Cañón Proyector
Programas:
-
Moodle, Google docs, correo
electronico, Excel, Word, Power Point.
Didáctico:
-
Presentación de la información recabada en las
dos sesiones anteriores.
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Desarrollo del proceso
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FASE DE APERTURA
-
Cada equipo realizara una autoevaluación de los temas aprendidos en las dos
sesiones anteriores.
1.
¿Qué temas se abordaron?
2. ¿Que aprendí?
3. ¿Qué dudas tengo?
FASE DE DESARROLLO
- Les solicita que un alumno de cada
equipo lea el resumen elaborado.
- El Profesor pregunta acerca de las dudas
que tengan acerca de los temas vistos en las dos sesiones anteriores, Física
nuclear, Física Solar y Radioisótopos.
FASE DE CIERRE
El Profesor concluye con un repaso de la
importancia de la Física nuclear, Física Solar y Radioisótopos.
Revisa el trabajo a cada alumno y lo
registra en la lista.
Actividad Extra
clase:
Los alumnos llevaran la información a su casa y los que tengan computadora e
internet, indagaran los temas siguientes de acuerdo al cronograma,
solicitándoles que incluyan fotos de los experimentos en el Blog que
contendrá su información, asimismo se les solicitara que los equipos
formados, se comuniquen vía e-mail u otro
programa para comentar y analizar los resultados para presentarla al
Profesor en la siguiente clase.
Los
alumnos que tengan PC y Programas elaboraran su informe, empleando el
programa Word, para registrar los
resultados.
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Evaluación
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Informe
en Power Point de la actividad.
Contenido:
Resumen de la Actividad.
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Referencias
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Visita virtual a:
Planta Nuclear Laguna
Verde Veracruz
Instituto de energía nuclear, IIE
Instituto Nacional de
Investigaciones Nucleares ININ,
Centro de Investigación de Energía CIE
Temixco.
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SEMANA
14
21,
23, 24. 04. 2015
http://fisica-espacial.umag.cl/step.html
http://www.solarviews.com/span/sun.htm
http://www.sociedadelainformacion.com/departfqtobarra/nuclear/nucleo.htm#1.-
Características de los núcleos atómicos. Fuerza que los mantiene unidos.
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