Química General, 2000 - Victor Manuel Ramírez

UNIDAD 1 La energía, la materia y el cambio
También es posible captarla por medio del calor que
guardan los océanos.
Figura 1.129
1.3 El Sol, horno nuclear
El Sol es una esfera de gases incandescentes, formada
por varias capas principales. La capa principal exterior,
la fotósfera, es la capa visible del Sol, tiene cerca
de 500 km de espesor (el radio del astro es de 695 990
km) y está constituida principalmente de átomos de
hidrógeno neutros.
Tiene una temperatura superficial de 5 770 K y emite
la luz cuando los átomos de hidrógeno capturan
electrones libres que tienen una amplia gama de
energía y provienen de la ionización de átomos metálicos.
Esta energía permite a los electrones libres
formar un orbital con dos electrones en los átomos
de hidrógeno, y éstos adquieren temporalmente la
estructura de iones hidrógeno negativos (H 21 ) (un
ion negativo de hidrógeno tiene una vida promedio de 10 28 s). La energía de los electrones
libres se pierde al ser capturados por otros átomos de hidrógeno, emitiéndose
entonces una serie de fotones.
Son tantos los fotones con diferentes energías producidos
por los electrones libres cuando son capturados,
que las diferentes energías se traslapan y se
produce un espectro continuo de emisión.
Gracias a las PVs (pilas fotovoltaicas) de los satélites, la radiación solar se
puede transformar en electricidad.
Figura 1.130
Arriba de la fotósfera (en lo que podría considerarse
como la atmósfera del Sol), se encuentra una capa
irregular, la cromosfera, de un promedio de 2 500 km
de espesor, formada por gases rarificados. La temperatura
es de 5 700 °C a casi 20 000 °C en la parte
superior. Por último, encima de la cromosfera está la
corona, una zona con gases altamente rarificados (su
densidad promedio es de 10 219 g ? cm 23 . a través de la
cual la temperatura se eleva de 20 000 K en la base,
a 1 millón de grados K. La corona no tiene un límite
definido porque se difunde en el espacio exterior.
1.3.1 Radiactividad y desintegración
nuclear
8 6 4 2 0 2 4 6 8 10 5 km
Estructura del Sol.
La radiación y el modelo atómico de Rutherford
En 1896, el interés del físico francés Henri Becquerel en la fluorescencia que aparece
en las paredes de vidrio del tubo de rayos catódicos, lo llevó a descubrir por
accidente la radiactividad. Olvidó un trozo de mineral de uranio sobre unas placas
fotográficas vírgenes que estaban sobre su escritorio; al examinarlas después vio
que estaban “veladas”, a pesar de que la luz no pudo penetrar a través de sus envolturas
intactas. Becquerel sospechó que el uranio debía emitir rayos capaces de
atravesar el papel y aun el metal.
En el año de 1900, los esposos Pierre y Marie Curie, con base en la hipótesis de
Becquerel, descubrieron el radio, que ha permitido llegar al conocimiento actual
de la radiactividad. Se sabe que los átomos son similares a sistemas planetarios, y
es natural suponer que los más complicados son los más inestables, como los
derivados del uranio (92 electrones), el torio (90 electrones) y el actinio (89 electro-
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