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Eposode 139: Building the periodic table|Eposodio 139: Construyendo la tabla periódica|Eposodio 139: Construire le tableau périodique|Eposodio 139: Costruendo la tavola periodica

Monday, April 9th, 2012
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Comic Transcript

Panel 1.
Alkina: Once deuterium has been created, it can fuse with a proton to create an isotope of helium.

Panel 2.
Epo: Correct, the reaction releases about 5.4 MeV of binding energy in the form of a gamma ray.
Alkina: That is the energy it would take to break apart the helium isotope back into a deuterium and a hydrogen nucleus.

Panel 3.
Epo: Naturally. In this manner lighter elements fuse together to make heavier ones.
Alkina: Right, but the process cannot go on forever.

Panel 4.
Epo: Correct. The temperature and pressure at a star’s core changes as the star evolves. As such, creation of elements heavier than iron is not possible in the processes that makes a star shine. Elements heavier than iron are created in supernovae.

Panel 5.
Alkina: Without stars planets, people and starships couldn’t exist. It is true that we are all stardust.

What does it mean?

MeV – Mega Electron Volts. The electron volt (eV) is a measurement of energy; One eV is the energy gained by an electron (or proton) dropping through an electrical potential of one volt. This is a tiny amount of energy, appropriate for describing the energies of atomic and subatomic processes. To give an example, the energy of visible light photons is about 1 eV, as is the typical energy of outer electrons in atoms. Adding the prefix “Mega” means we are talking about one million electron volts (MeV).

Binding energy – the energy it takes to break apart the nucleus of an atom into its constituent parts. Since energy is conserved, this amount of energy is also released when those parts fuse together to form a heavy nucleus. The graph below is called the curve of binding energy. It is a plot of the binding energy of all atomic nuclei (vertical axis) vs. their mass (horizontal axis). Notice that the curve rises steeply to a peak value, then drops slowly as mass increases. The peak of the curve is at Fe56 (Iron with mass 56). Stars produce energy by combining light elements, to the left of the iron peak, into heavier elements. This process is called nuclear fusion. The difference in binding energy between the initial and final nuclei is released as heat. Fusion beyond the iron peak does not release energy. Instead it requires that energy be input. That is why stars are not able to continue stable nuclear fusion of elements heavier than iron. Those elements are produced by different processes, typically accompanying supernova explosions.

Binding energy curve

Supernova (plural: supernovae) – The explosion of a star at the end of its lifetime, when it runs out of nuclear fuel in its core. Supernovae come in two types. One is called core collapse, and only massive stars can become core collapse supernovae. The other type of supernova is due to an exploding white dwarf. White dwarfs are low-mass stars, but if they acquire mass from a binary companion, they too can explode. Supernova explosions are so bright they can be easily observed in other galaxies.

In human speak please!

Each element is determined by the number of protons in its nucleus. This must match the number of electrons the atoms has, and it is the number of electrons that determines the chemistry, which in turn is how we identify atoms. The neutrons that appear in elements heavier than hydrogen help to offset the repulsive electrical forces between the positive charges of protons, but they do not affect the basic chemistry of the atom. Thus, while an element may have different number of neutrons in its nucleus, it has to have a specific number of protons to have the properties of that element. Given these two bits of information, you can make your own “recipes” for creating different types of elements. For example, below is the recipe for making an isotope of helium.

The number on the top left of the chemical symbol signifies the total number of nucleons (protons and neutrons) in the nucleus of an atom. The number of the bottom left is known as the atomic number, which is also the number of protons in the nucleus. Here is another example in which nitrogen (N) and hydrogen (H) creates two different types of elements, carbon (C) and helium (He):

To create heavier elements requires higher temperatures and pressures than are present when a star is young. Therefore, heavier elements are created later in the evolution of the star, when its center is hotter. This goes on until the star can no longer sustain fusing the heavy elements at its core.

Is that all?

Binding Energy – What does Einstein’s E = mc2 have to do with binding energy.

Nuclear binding energy – A more technical discussion of binding energy.

Periodic Table of Elements – An interactive periodic table for students.

Multimedia? Yep, we’ve got it right here!

The Periodic Table of Videos – A series of videos about all the elements in the periodic table.

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¡Un episodio nuevo cada lunes!

Transcripción de Comic

Pánel 1.
Alkina: Una vez que el deuterio ha sido creado, puede fusionarse con un protón para crear un isótopo de helio.

Pánel 2:
Epo: Correcto, la reacción libera aproximadamente 5.4 MeV de la energía de enlace en la forma de un rayo Gamma.
Alkina: Esa es la energía que se necesitaría para destruir el isótopo de helio en uno de deuterio y un núcleo de hidrógeno.

Pánel 3:
Epo: Así es. De esta forma, los elementos más ligeros se fusionan entre sí para formar elementos más pesados.
Alkina: Sí, pero el proceso no puede continuar para siempre.

Pánel 4.
Epo: No. Eventualmente las estrellas masivas crean hierro en sus centros. Más energía que la que es liberada se requiere para fusionar elementos más pesados que el hierro. Los elementos más pesados que el hierro por lo tanto no pueden ser creados por fusión termonuclear.

Pánel 5:
Epo: Los elementos más pesados son creados principalmente en las explosiones de supernovas.

¿Qué significa eso?

MeV – Significa mega electronvoltio. El electronvoltio (eV) es una medida de energía; un eV es la energía adquirida por un electrón (o un protón) que recorre una diferencia de potencial de un voltio en el vacío. Esto es una pequeña cantidad de energía, y es apropiada para describir las energías de los procesos atómicos y subatómicos. Por ejemplo, la energía de la luz visible es de aproximadamente 1 eV, igual que la típica energía de los electrones de valencia en los átomos. Al agregar el prefijo “Mega” estamos hablando de un millón de electronvoltios (MeV).

Energía de enlace – Es la energía que se requiere para destruir un núcleo de un átomo en sus componentes. Ya que la energía es conservada, esa misma cantidad de energía es liberada cuando los componentes se fusionan para formar el núcleo pesado. La gráfica a continuación se llama curva de energía de enlace. Ésta es una gráfica de la energía de enlace de todos los núcleos atómicos (eje vertical) contra su masa (eje horizontal). Se puede notar que la curva incrementa rápidamente hasta alcanzar su valor más alto, y baja lentamente conforme la masa aumenta. El punto más alto de la curva corresponde al Fe56 (hierro con masa 56). Las estrellas producen energía al combinar elementos ligeros, a la izquierda del pico del hierro, en elementos más pesados. Este proceso se conoce como fusión nuclear. La diferencia entre la energía de enlace del núcleo inicial y del núcleo final es liberada como calor. La fusión de elementos más allá del pico del hierro no libera energía. En su lugar, requiere que energía sea introducida de entrada. Es por eso que las estrellas no pueden seguir la fusión nuclear estable de elementos más pesados que el hierro. Estos elementos pesados son producidos por diferentes procesos, típicamente acompañan explosiones de supernova.

Binding energy curve

Supernova – Es la explosión de una estrella al final de su vida, la cual sucede al terminarse el combustible nuclear en su centro. Las supernovas se clasifican en dos tipos. El primero llamado de colapso nuclear, y solo las estrellas masivas pueden convertirse en supernovas de colapso nuclear. El otro tipo de supernova ocurre cunado una enana blanca explota. Las enanas blancas son estrellas de baja masa, pero que si adquieren masa de su acompañante binario también pueden explotar. Las explosiones de supernova son tan brillantes que pueden ser observadas en otras galaxias.

¡En nuestra lengua por favor!

Cada elemento es definido por el número de protones dentro de su núcleo Este debe igualar el número de electrones dentro del átomo, y es el número de electrones que define su química y que a su vez es como identificamos los átomos. Los neutrones que hay en elementos más pesados que el hidrógeno ayudan a compensar la repulsión de las fuerzas eléctricas entre las cargas positivas de los protones, pero no afectan la química del átomo. Así que, mientras un elemento puede tener números distintos de neutrones en su núcleo, tiene que tener un número específico de protones para tener las propiedades de dado elemento. Con estos dos datos, puedes hacer tus propias “recetas” para crear diferentes elementos. Por ejemplo, a continuación es la receta para crear un isótopo de helio.

El número en la esquina superior izquierda del símbolo químico representa el número total de nucleones (protones y neutrones) en el núcleo de un átomo. El número de la esquina inferior izquiera es conocido como el número atómico, que da el número de protones en el núcleo. A continuación hay otro ejemplo, en el cual nitrógeno (N) e hidrógeno (H) crean dos tipos distintos de elementos, carbón (C) y helio (He):

Para crear elementos más pesados se requieren temperaturas y presiones más elevadas de las que están presentes cuando una estrellas es joven. Así que los elementos más pesados son creados más adelante en la evolución de la estrella, cuando su centro está más caliente. Esto continúa hasta que la estrella no puede sostener la fusión de elementos pesados en su interior.

¿Eso es todo?

Binding Energy – ¿Qué tiene que ver la ecuación de Einstein E = mc2 con la energía de enlace?

Nuclear binding energy – Esta página presenta una discusión más técnica sobre la energía de enlace.

Periodic Table of Elements – Esta página contiene una tabla periódica interactiva para estudiantes.

¿Multimedia? Sí, ¡aquí la tenemos!

The Periodic Table of Videos – Ésta es una serie de videos sobre todos los elementos de la tabla periódica.

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Nouvel épisode chaque lundi!

Transcription comique

Panel 1.
Alkina: Une fois que le deutérium a été créé, il peut fusionner avec un proton pour créer un isotope de l’hélium.

Panel 2.
Epo: Correct, la réaction produit environ des rayons gamma de 5.4 MeV correspondant à l’énergie de liaison.
Alkina: C’est l’énergie qu’il faudrait pour casser l’isotope de l’hélium en noyaux de deutérium et d’hydrogène.

Panel 3.
Epo: Exactement. De cette manière les éléments fusionnent ensemble pour en former de plus lourds.
Alkina: Oui, mais ce processus ne peut se poursuivre indéfiniment.

Panel 4.
Epo: Non. Plus tard les étoiles massives créent du fer dans leur noyau. Plus d’énergie est nécessaire pour la fusion d’élément plus lourd que le fer qui n’est produite. Les éléments plus lourds que le fer ne peuvent pas être créés par fusion thermonucléaire.

Panel 5.
Epo: Les éléments les plus lourds sont créés principalement dans l’explosion des supernovae.
Alkina: Sans étoiles, les planètes, les personnes et les vaisseaux ne pourraient exister. Il est vrai que nous sommes tous poussières d’étoiles.

Qu’est ce que cela signifie?

MeV – Mega électron-Volts. L’électron-Volt (eV) est une unité de mesure d’énergie; c’est l’énergie gagnée par un électron (ou proton) qui est accéléré par une différence de potentiel d’un volt. C’est une quantité minuscule d’énergie, unité appropriée pour décrire les énergies des particules atomiques et subatomiques. Pour donner un exemple, l’énergie des photons de lumière visible est d’environ 1 eV. En ajoutant le préfixe « Mega » nous parlons de million d’électron-volts (MeV).

Binding energy curve

Énergie de liaison – l’énergie qu’il faut pour briser le noyau d’un atome en ses parties constituantes. Puisque l’énergie est conservée, cette quantité d’énergie est également libérée lorsque ces pièces fusionnent pour former un noyau lourd. Le graphe ci-dessous représente la courbe d’énergie de liaison. Il s’agit d’un graphe de l’énergie de liaison de tous les noyaux atomiques (axe vertical) vs leur masse (axe horizontal). Notez que la courbe monte rapidement à une valeur très élevée, puis descend lentement lorsque la masse augmente. Le pic de la courbe est à fe56 (Fer avec une masse 56). Les étoiles produisent de l’énergie en combinant des éléments légers, à la gauche du fer, en éléments lourds. Ce processus est appelé la fusion nucléaire. La différence d’énergie de liaison entre les noyaux est libérée sous forme de chaleur. La fusion au-delà du pic du fer ne libère pas d’énergie. Au contraire, il faut que l’énergie soit fournie. C’est pourquoi les étoiles ne sont pas en mesure de continuer une fusion nucléaire stable des éléments plus lourds que le fer. Ces éléments sont produits par différents procédés, généralement accompagnant les explosions de supernovae.

Supernova – est l’explosion d’une étoile en fin de vie, car son noyau perd petit à petit son carburant nucléaire. Seules les étoiles massives peuvent devenir des supernovae. Les explosions de supernovas sont si lumineuses qu’elles peuvent être facilement observées d’une autre galaxie.

En langage courant!

Chaque élément est déterminé par le nombre de protons dans son noyau. Cela doit correspondre au nombre d’électrons qu’ont les atomes, et c’est le nombre d’électrons qui détermine la composition chimique, qui à son tour sert à identifier les atomes. Les neutrons qui apparaissent dans les éléments plus lourds que l’hydrogène permettront de compenser les forces de répulsion électrique entre les charges positives des protons, mais ils n’affectent pas la composition chimique de base de l’atome. Ainsi, alors qu’un élément peut avoir un nombre différent de neutrons dans son noyau, il doit avoir un certain nombre de protons pour avoir les propriétés de cet élément. Compte tenu de ces deux informations, vous pouvez faire votre propre “recettes” pour créer différents types d’éléments. Par exemple, ci-dessous, la recette pour faire un isotope d’hélium.

Le nombre en haut à gauche du symbole chimique signifie le nombre total de nucléons (protons et neutrons) dans le noyau d’un atome. Le nombre de la partie inférieure gauche est connu sous le nom de numéro atomique, qui est aussi le nombre de protons dans le noyau. Voici un autre exemple dans lequel l’azote (N) et l’hydrogène (H) créent deux types d’éléments, le carbone (C) et l’hélium (He):

La création d’éléments plus lourds nécessite des températures et des pressions plus élevées qui sont présentes dans une jeune étoile. Par conséquent, les éléments plus lourds sont créés plus tard lors de l’évolution de l’étoile, lorsque son centre est plus chaud. Cela continue jusqu’à ce que l’étoile ne puisse plus soutenir la fusion des éléments lourds dans son centre.

C’est tout?

Binding Energy – Qu’est-ce que l’équation d’Einstein E = mc2 a avoir avec l’énergie de liaison.

Nuclear binding energy – Discussion plus technique sur l’énergie de liaison.

Periodic Table of Elements – Un tableau périodique des éléments interactive pour élèves.

Multimédia? Nous avons ça ici!

The Periodic Table of Videos – Une série de vidéos sur tous les éléments du tableau périodique.

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Un nuovo episodio ogni Lunedi!

Trascrizione del fumetto

Quadro 1.
Alkina: Una volta che il deuterio è stato creato, può fondersi con un protone per creare un isotopo dell’elio.

Quadro 2.
Epo: Esatto, la reazione libera circa 5,4 MeV di energia di legame sotto forma di raggi gamma.
Alkina: Questa è l’energia che ci vuole per rompere un isotopo dell’elio in deuterio e un nucleo di idrogeno.

Quadro 3.
Epo: Naturalmente. In questo modo gli elementi più leggeri si fondono insieme per formare elementi più pesanti.
Alkina: Giusto, ma il processo non può andare avanti all’infinito.

Quadro 4.
Epo: Esatto La temperatura e la pressione nel nucleo di una stella cambiano durante la sua evoluzione. La creazione di elementi più pesanti del ferro non è possibile nei processi che fanno brillare la stella. Gli elementi più pesanti del ferro sono creati nelle supernovae.

Quadro 5.
Epo: Gli elementi più pesanti crs sono principalmente l’esplosione in supernova.
Alkina: Senza le stelle, i pianeti, le persone e le astronavi non potrebbe esistere. E’ vero. siamo tutti polvere di stelle.

Cosa significa?

Kev – Significa kilo electronvoltio. El electronvoltio (eV) es una medida para medir energía; es la energía adquirida por un electrón (o un protón) que recorre una diferencia de potencial de un voltio en el vacío. Esto es una pequeña cantidad de energía, y es apropiada para describir las energías atómicas y subatómicas de las partículas. Para dar un ejemplo, la energía de la luz visible es de aproximadamente1 eV. Al agregar el prefijo “kilo” estamos hablando de mil electronvoltios (keV). Un julio es igual a 6 x 1015 keV.

Supernova – E’ l’esplosione di una stella al termine del suo ciclo evolutivo, quando il combustibile nucleare che la alimenta finisce, il nucleo sprofonda e gli strati esterni sono espulsi nello spazio circostante. Solo le stelle massicce diventano supernovae. L’esplosione di una supernova è così luminosa da splendere più di una intera galassia.

Nella nostra lingua per favore!

Ogni elemento è determinato dal numero di protoni presenti nel suo nucleo. Questo deve corrispondere al numero di elettroni che ha l’atomo ed è questo che determina la chimica dell’elemento, e a sua volta permette di identificare gli atomi. I neutroni che appaiono negli elementi più pesanti dell’idrogeno contribuiscono a compensare la forza elettrica di repulsione tra le cariche positive dei protoni, ma non influenzano la chimica di base dell’atomo. Pertanto, mentre un elemento può avere un diverso numero di neutroni nel nucleo, deve avere un numero ben preciso di protoni per avere le proprietà di quell’elemento. Con queste informazioni potete fare le vostre “ricette” per creare diversi tipi di elementi. Ad esempio, sotto c’è la ricetta per fare un isotopo dell’elio.

Il numero in alto, a sinistra del simbolo chimico, indica il numero totale di nucleoni (protoni e neutroni) nel nucleo di un atomo. Il numero di basso a sinistra è noto come il numero atomico, che è anche il numero di protoni nel nucleo. Ecco un altro esempio in cui l’azoto (N) e l’idrogeno (H) creano due tipi diversi di elementi, il carbonio (C) ed l’elio (He):

Per creare gli elementi più pesanti presenti quando una stella è giovane sono richieste temperature e pressioni elevate. Pertanto, gli elementi più pesanti vengono creati successivamente nell’evoluzione della stella, quando il suo nucleo è più caldo. Il processo va avanti finché la stella non può più sostenere la fusione degli elementi pesanti al suo interno.

E’ tutto?

Binding Energy – Che cosa ha a che fare la formula di Einstein E = mc2 con l’energia di legame.

Nuclear binding energy – Una discussione più tecnica sull’energia di legame.

Periodic Table of Elements – Una tavola periodica degli elementi interattiva.

Multimedia? Certo, l’abbiamo qui!

The Periodic Table of Videos – Video sugli elemnti della tavola periodica.

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