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Hidrógeno

Hidrógeno

El hidrógeno es un elemento químico de número atómico 1. A temperatura ambiente es un gas diatómico inflamable, incoloro e inodoro y es el elemento químico más ligero y más abundante del Universo, estando las estrellas durante la mayor parte de su vida formadas mayormente por este elemento en estado de plasma. Aparece además en multitud de substancias, como por ejemplo el agua y los compuestos orgánicos y es capaz de reaccionar con la mayoría de los elementos. El núcleo del isótopo más abundante está formado por un solo protón. Además existen otros dos isótopos: el deuterio, que tiene un neutrón y el tritio que tiene dos. En laboratorio se obtiene mediante la reacción de ácidos con metales como el zinc e industrialmente mediante la electrólisis del agua, aunque se están investigando otros métodos en los que intervienen las algas verdes. El hidrógeno se emplea en la producción de amoniaco, como combustible alternativo y recientemente para el suministro de energía en las pilas de combustible.

Características principales

El hidrógeno es el elemento químico más ligero, estando su isótopo más abundante constituido por un único par protón-electrón. En condiciones normales de presión y temperatura forma un gas diatómico, H2 con un punto de ebullición de tan sólo 20,27 K (-252,88 ºC) y un punto de fusión de 14,02 K (-259,13 ºC). A muy alta presión, tal como la que se produce en el núcleo de las estrellas gigantes de gas, las moléculas mudan su naturaleza y el hidrógeno se convierte en un líquido metálico (ver hidrógeno metálico). A muy baja presión, como la del espacio, el hidrógeno tiende a existir en átomos individuales, simplemente porque es muy baja la probabilidad de que se combinen, sin embargo, cuando esto sucede pueden llegar a formarse nubes de H2 que se asocian a la génesis de las estrellas. Este elemento tiene una función fundamental en el universo, ya que mediante la fusión estelar (combinación de átomos de hidrógeno del que resulta un átomo de helio) proporciona ingentes cantidades de energía.

Aplicaciones

Industrialmente se precisan grandes cantidades de hidrógeno, principalmente en el proceso de Haber para la obtención de amoniaco, en la hidrogenación de grasas y aceites y en la obtendión de metanol. Otros usos que pueden citarse son:
- Producción de ácido clorhídrico, combustible para cohetes, y reducción de minerales metálicos.
- El hidrógeno líquido se emplea en aplicaciones criogénicas, incluyendo la investigación de la superconductividad.
- Empleado antaño por su ligereza como gas de relleno en globos y zepelines, tras el desastre del Hindenburg se abandonó su uso por su gran inflamabilidad.
- El tritio se produce en las reacciones nucleares y se emplea en la construcción de bombas de hidrógeno. También se emplea como fuente de radiación en pinturas luminosas y como marcador en las ciencias biológicas.
- El deuterio se emplea en aplicaciones nucleares como moderador, como constituyente del agua pesada. El hidrógeno puede emplearse en motores de combustión interna. Una flota de automóviles con motores de este tipo es mantenida en la actualidad por Chrysler-BMW. Además, las pilas de combustible en desarrollo parece que serán capaces de ofrecer una alternativa limpia y económica a los motores de combustión interna. Ver: Energías renovables en Alemania

Historia

El hidrógeno (del francés Hydrogène, a su vez del griego hydor, agua y gennasin, generar) fue reconocido como un elemento químico en 1776 por Henry Cavendish; más tarde Antoine Lavoisier le daría el nombre por el que lo conocemos.

Abundancia y obtención

El hidrógeno es el elemento más abundante, constituyendo el 75% de la masa y el 90% de los átomos del universo. Se encuentra en abundancia en las estrellas y en los planetas gigantes gaseosos, sin embargo, en la atmósfera terrestre se encuentra tan sólo una fracción de 1 ppm en volumen. La fuente más común de hidrógeno es el agua, compuesta por dos átomos de hidrógeno y uno de oxígeno (H2O). Otras fuentes son la mayor parte de los compuestos orgánicos, incluyendo todas las formas de vida conocidas, los combustibles fósiles y el gas natural. El metano, producto de la descomposición orgánica, está adquiriendo una creciente importancia como fuente de hidrógeno. El hidrógeno se obtiene de distintas formas:
- Electrólisis del agua; actualmente se investiga la fotólisis del agua.
- Reformado de hidrocarburos con vapor de agua.
- Ataque de metales con hidróxido sódico, potásico.
- Ataque de metales (Zn y Al) con ácidos sulfúrico o clorhídrico.

Compuestos

El hidrógeno tiene una electronegatividad intermedia (2,2) por lo que puede formar compuestos en los que sea el elemento con mayor o menor carácter metálico. Tanto con los elementos metálicos de los grupos 1 y 2 como con los no metales de los grupos 15, 16 y 17 forma hidruros. Con los primeros está presente en forma de H- mientras que en los segundos está presente como ión H+, por lo que éstos últimos tienen carácter ácido. Algunos compuestos binarios son amoniaco (NH3), hidracina (N2H4), agua (H2O), agua oxigenada (H2O2), sulfuro de hidrógeno (H2S), etc. Con el carbono (elemento del grupo 14) forma una inmensa cantidad de compuestos, los hidrocarburos y derivados que son el objeto de estudio de la química orgánica.

Formas

En condiciones normales, el gas hidrógeno es una mezcla de dos tipos de hidrógeno diferentes en función de la dirección del espín de sus electrones y núcleos. Estas formas se conocen como orto- y para-hidrógeno. El hidrógeno normal está compuesto por un 25% de la forma para- y un 75% de la forma orto-, la considerada "normal", aunque no pueda obtenerse en estado puro. Ambas formas tienen energías ligeramente diferentes, lo que provoca que sus propiedades físicas no sean idénticas; así por ejemplo, la forma para- tiene puntos de fusión y ebullicicón 0,1 K más bajos que la forma orto-.

Isótopos

El isótopo más común del hidrógeno, también llamado protio, no posee neutrones, existiendo otros dos, el deuterio (D) con uno y el tritio (T), radiactivo con dos. El deuterio tiene una abundancia natural comprendida entre 0,0184 y el 0,0082% (IUPAC). El hidrógeno es el único elemento químico que tiene nombres, y símbolos químicos, distintos para sus diferentes isótopos.

Precauciones

El hidrógeno es un gas extremadamente inflamable. Reacciona violentamente con el flúor y el cloro, especialmente con el primero, con el que la reacción es tan rápida e imprevisible que no se puede controlar. También es peligrosa su despresurización rápida, ya que a diferencia del resto de gases, al expandirse por encima de -40ºC se calienta, puediendo inflamarse. El agua pesada es tóxica para la mayoría de las especies, aunque la dosis mortal es muy grande.

Enlaces externos


- [http://www.webelements.com/webelements/elements/text/H/index.html WebElements.com]
- [http://environmentalchemistry.com/yogi/periodic/H.html EnvironmentalChemistry.com]
- [http://education.jlab.org/itselemental/ele001.html Es Elemental]
- [http://www.hforo.org/ El hidrógeno como combustible] Categoría:Elementos químicos ja:水素 ko:수소 ms:Hidrogen simple:Hydrogen th:ไฮโดรเจน

Tabla periódica de los elementos


- Lista de elementos por símbolo
- Listado alfabético de elementos químicos
- Dmitri Mendeleyev, el inventor de la tabla periódica.

Enlaces externos


- [http://www.enodisoft.tk/ EQTabla] Tabla periódica con datos, gráficas y recursos relacionados.
- [http://www.juntadeandalucia.es/averroes/~jpccec/tablap/ Los elementos químicos]
- [http://www.geocities.com/tablaperiodica88/ Tabla periódica 8×8] y otras variantes.
- [http://www.fincher.org/Misc/mayan.shtml Tabla periódica estilo "calendario maya"], organizada de acuerdo a los orbitales atómicos (configuración electrónica); en inglés.
- [http://www.librys.com/sistemaperiodico/ Relación de tablas periódicas] Categoría:Elementos químicos als:Periodensystem ja:周期表 ko:주기율표 ms:Jadual berkala simple:Periodic table th:ตารางธาตุ

Gas

Se denomina gas a un estado de agregación de la materia en el cual las fuerzas interatómicas o intermoleculares de una sustancia son tan pequeñas que no adopta ni forma un volumen fijo, tendiendo a expandirse todo lo posible para ocupar todo el volumen del recipiente que la contiene.

Leyes de proporcionalidad en los gases

Existen diversas leyes que relacionaban la presión, el volumen y la temperatura de un gas.

Ley de Boyle-Mariot

A una temperatura dada, el volumen de un gas es inversamente proporcional a la presión. De acuerdo a esto, es posible calcular la variación de presión o volumen de un gas al hacer variar una de estas variables, usando la ecuación: :V1P1=V2P2 \,\! donde V1 y P1 corresponden respectivamente al volumen y presión iniciales del gas y V2 y P2, volumen y presión del mismo gas una vez que se ha hecho variar una de esas dos condiciones.

Ley de Charles

A una presión dada, el volumen ocupado por un gas es directamente proporcional a su temperatura. Matemáticamente la expresión es :V1/T1=V2/T2 \,\!

Ley de Gay-Lussac

La presión de un gas que se mantine a volumen constante es directamente proporcional a la temperatura: :P1/T1=P2/T2 \,\! Es por esto que para poder envasar gas como gas licuado, primero se ha de enfriar el volumen de gas deseado hasta una temperatura característica de cada gas, a fin de poder someterlo a la presión requerida para licuarlo sin que se sobrecaliente y eventualmente explote.

Ley de los gases ideales

Las tres leyes mencionadas pueden combinarse matemáticamente en la llamada ley general de los gases. Su expresión matemática es: : PV=nRT \,\! siendo P la presión, V el volumen, n el número de moles y R la constante universal de los gases ideales. El valor de R depende de las unidades que se estén utilizando:
- R = 0,082 (atm·L)/(K·mol) si se trabaja con atmósferas y litros
- R = 8,31451 J/(g·mol·K) si se trabaja en Sistema Internacional de Unidades . De esta ley se deduce que un mol de gas ocupa un volumen igual a 22,4 litros 0 ºC y 1 atmósfera.

Gases reales

Si se quiere afinar más o si se quiere medir el comportamiento de algún gas que escapa al comportamiento ideal habrá que recurrir a las ecuaciones de los gases reales las cuales son variadas y más complicadas cuanto más precisas. Los gases reales no se expanden infinitamente, sino que llegaría un momento en el que no ocuparían más volumen. Esto se debe a que entre sus átomos/moléculas se establecen unas fuerzas bastante pequeñas, debido a los cambios aleatorios de sus cargas electrostáticas, a las que se llama fuerzas de Van der Waals.

Comportamiento de los gases

Para el comportamiento térmico de la materia existen cuatro cantidades medibles que son de gran interés: presión, volumen, temperatura y masa de la muestra del material. Cualquier gas se considera como un fluido, porque tiene las propiedades que le permiten comportarse como tal. Sus moléculas, en continuo movimiento, logran colisionar las paredes que los contiene y casi todo el tiempo ejercen una presión permanente. Como el gas se expande, la energía intermolecular (entre molécula y molécula) hace que un gas, al ir añadiéndole energía calorífica, tienda a aumentar su volumen. Un gas tiende a ser activo químicamente debido a que su superficie molecular es también grande, es decir entre cada partícula se realiza mayor contacto, haciendo mas fácil una o varias reacciones entre las sustancias. Para entender mejor el comportamiento de un gas siempre se realizan estudios con respecto al gas ideal aunque este en realidad nunca existe y las propiedades de este son:
- Un gas está constituido por moléculas de igual tamaño y masa, pero una mezcla de gases diferentes, no.
- Se le supone con un número pequeño de moléculas, así su densidad es baja y su atracción molecular es nula.
- El volumen que ocupa el gas es mínimo, en comparación con el volumen total del recipiente.
- Las moléculas de un gas contenidas en un recipiente, se encuentran en constante movimiento, por lo que chocan, ya entre sí o contra las paredes del recipiente que las contiene.

Véase también


- Amedeo Avogadro
- Número de Avogadro
- Presión parcial
- Gases combustibles
  - Gas licuado del petróleo
  - Gas natural
  - Biogas
- Gas noble
- Conceptos generales
- Estado de agregación de la materia
- Cambio de estado Categoría:Estados de la materia ja:気体 ko:기체 ms:Gas simple:Gas th:แก๊ส

Inodoro

Puede referirse a:
- Inodoro: aparato sanitario
- Inodoro también es un adjetivo que se utiliza para referirse a compuestos que no tienen olor, como el agua.

Estrella

es una de las agrupaciones de estrellas jóvenes más conocida.]] Una estrella es una esfera de plasma autogravitante, en equilibrio hidrostático, que genera energía en su interior mediante reacciones termonucleares. La energía generada se emite al espacio en forma de radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar. Se observan en el cielo nocturno como puntos luminosos, titilantes debido al efecto de la atmósfera terrestre. El Sol, al estar tan cerca, se observa no como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en nuestro cielo provoca el día o la noche respectivamente. Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08 y 120 masas solares (Msol). Su luminosidad también tiene un rango muy amplio yendo desde una diez milésima a un millón de veces la luminosidad del Sol. Radio, temperatura y luminosidad de la estrella se pueden relacionar mediante su aproximación a cuerpo negro con la siguiente ecuación: L = 4 \pi R^2 \sigma T_^4 :Donde L es la luminosidad, \sigma la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y Te la temperatura efectiva.

Formación y evolución de las estrellas


- Más información en: Formación estelar | Evolución estelar | Diagrama de Hertzsprung-Russell Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H2) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria. Su densidad, aumenta progresivamente siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusión del hidrógeno, se considera que la estrella está en la llamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% de su vida. Cuando el hidrógeno del núcleo se agota, su evolución dependerá de la masa (detalles en evolución estelar), pudiendo convertirse en una enana blanca, o explotando como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro. Así pues, la vida de una estrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regidas por la escala de tiempo nuclear separadas por breves etapas de transición dominadas por la escala de tiempo dinámico. (ver: Escalas de tiempo estelar). Una estrella típica como el Sol tendrá simetría esférica y perderá a lo largo de su vida una cantidad de masa despreciable con respecto al total. En el sistema solar unos 1020 gramos de materia estelar son expulsados por el viento solar cada año. Las perdidas de masa solo serán significativas en las estrellas de más de 10 masas solares mucho más escasas. En las fases finales de la vida de una estrella, ya sea mediante supernovas o por la acción de intensísimos vientos estelares, devuelve parte del material que la forma al espacio interestelar. Esto incluye elementos pesados producidos en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y planetas aumentando así la metalicidad del Universo.

Agrupaciones y distribución estelar


- Más información en: Galaxias | Cúmulo estelar | Estrellas binarias | Planeta extrasolar

Estrellas ligadas

Las estrellas están normalmente ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas binarios, ternarios o agrupaciones mayores. La mayor parte de las estrellas forman parte de sistemas binarios, otras se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas, formando los denominados cúmulos estelares. Estos cúmulos son fruto de brotes de formación estelar y se cree que todas las estrellas se forman en grupo. En la Vía Láctea se distinguen dos tipos. Los cúmulos globulares que se encuentran en el halo y contienen entre 10.000 y 1.000.000 de estrellas y los cúmulos abiertos que están en el disco y són de formación reciente, algunos con abundantes estrellas azules. Estos últimos son notablemente más pequeños e irregulares que los primeros y tienen un intervalo de edades entre sus miembros más amplio.

Estrellas aisladas

No todas mantienen esos lazos gravitatorios, otras como el Sol, viajan solitarias, habiéndose separado hace mucho de la agrupación estelar en la que se formaron. Estas estrellas aisladas obedecen, tan solo, al campo gravitatorio global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia, entre agujeros negros, estrellas, objetos compactos y gas interestelar.

Sistemas extrasolares

gas interestelar En tiempos recientes se han descubierto también otros sistemas planetarios. Se conocen alrededor de 120 estrellas con compañeros subestelares con masas entre una y diez veces la masa de Júpiter. Son conocidos como planetas extrasolares aunque en los más grandes se discute si podrían ser, tal vez, enanas marrones. A pesar de todo la contribución a la masa total de la galaxia de estos cuerpos planetarios es despreciable. También se observan alrededor de algunas estrellas discos de acrecimiento protoplanetarios.

Distribución estelar

Las estrellas no están distribuidas uniformemente en el Universo a pesar de lo que pueda parecer a simple vista. En realidad están agrupadas en galaxias. Una galaxia espiral típica (como la Vía Láctea) contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho plano galáctico. El cielo nocturno terrestre aparece homogéneo a simple vista porque sólo es posible observar una región muy localizada del plano galáctico. Extrapolando de lo observado en la vecindad del Sistema solar, se puede decir que la mayor parte de estrellas se concentran en el disco galáctico y dentro de éste en una región central, el bulbo galáctico, que se sitúa en la constelación de sagitario.

Estructura estelar


- Más información en: Estructura estelar | Sol Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según como la transporte ya sea por convección o radiación se dividirá en dos zonas, radiante y convectiva. Finalmente la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible y se divide en cromosfera, fotosfera y corona solar. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Empero, la corona supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo magnético de la estrella. Su grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas. A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambios en el tamaño de las capas e incluso en el orden en que se disponen. En algunas la zona radiante se situará antes que la convectiva y en otrás al revés y eso dependerá tanto de la masa del astro como de la fase de fusión en que se encuentre. Así mismo el núcleo también puede modificar sus características y su tamaño a lo largo de la evolución de la estrella.

Generación de energía en las estrellas


- Más información en: Nucleosíntesis estelar | Producción de energía en las estrellas | Pico de Gamow | Evolución estelar A principios del siglo XX la ciencia se preguntaba cual era la fuente de la increible energía que alimentaba las estrellas. Ninguna de las soluciones conocidas en la época resultaba viable. Ninguna reacción química alcanzaba el rendimiento necesario para mantener la luminosidad que despedía el Sol. Asimismo, la contracción gravitatoria, si bien resultaba una fuente energética más, no podía explicar el aporte de calor a lo largo de miles de millones de años. Cuando se descubrió la interacción fuerte, aparecieron dos nuevos candidatos. La fisión y la fusión nuclear. La fisión quedó rápidamente descartada, ya que en las estrellas apenas se detectaba presencia alguna de elementos más pesados que el hierro. En seguida quedó claro que solo la fusión nuclear podía proveer a las estrellas de esas ingentes cantidades de energía que precisaban para mantener su estabilidad. Aún así, resultó que las temperaturas que se alcanzan en los núcleos de las estrellas son demasiado bajas como para fusionar los iones. Ocurre que el efecto túnel permite que dos partículas con energías insuficientes para traspasar la barrera de potencial que las separa tengan una probabilidad de saltar esa barrera y poderse unir. Al haber tantas colisiones estadísticamente se dan suficientes reacciones de fusión como para que se sostenga la estrella pero no tantas reacciones como para hacerla estallar. Existe un óptimo de energía para el cual se dan la mayoría de reacciones que resulta del cruce de la probabilidad de que dos partículas tengan una energía determinada E a una temperatura T y de la probabilidad de que esas partículas se salten la barrera por efecto túnel. Es el llamado pico de Gamow. Una gran variedad de reacciones diferentes de fusión tienen lugar dentro de los núcleos de las estrellas las cuales dependen de la masa y composición de las mismas. Normalmente las estrellas inician su combustión nuclear con alrededor de un 75% de hidrógeno y un 25% de helio junto con pequeñas trazas de otros elementos. En el núcleo del Sol con unos 107 K el hidrógeno se fusiona para formar helio mediante la cadena protón-protón: :4¹H → 2²H + 2e+ + 2νe (4.0 MeV + 1.0 MeV) :2¹H + 2²H → 2³He + 2γ (5.5 MeV) :2³He → 4He + 2¹H (12.9 MeV) Estas reacciones quedan reducidas en la reacción global: :4¹H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 MeV) En estrellas más masivas el helio se produce en un ciclo de reacciones catalizadas por el carbono, es el ciclo del carbono-nitrógeno-oxígeno. Esto es representado ejemplarmente en el caso de una estrella con 18 masas solares: En las estrellas cuyos núcleos se encuentran a 108 K y cuyas masas van desde las 0.5 a las 10 masas solares el helio resultante de las primeras reacciones puede transformarse en carbono a través del proceso triple-alfa: :4He + 4He + 92 keV → 8
- Be :4He + 8
- Be + 67 keV → 12
- C :12
- C → 12C + γ + 7.4 MeV La reacción global es: :34He → 12C + γ + 7.2 MeV

Composición


- Más información en: Metalicidad La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca. Cuanto más antigua sea más baja será su metalicidad. Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente 75% de hidrógeno y 23% de helio. El 2% restante lo forman elementos más pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella. Estos porcentajes son en masa; en volumen, la relación es 90% de hidrógeno y 10% de helio. En la Vía Láctea, las estrellas se clasifican en dos grandes grupos según su riqueza en metales. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de la población I, mientras que las estrellas pobres en metales forman parte de la población II. Normalmente la metalicidad va directamente relacionada con la edad de la estrella. A más elementos pesados más joven es la estrella. La composición de una estrella evoluciona a lo largo de su ciclo, aumentando su contenido en elementos pesados en detrimento del hidrógeno, sobre todo. Sin embargo, las estrellas sólo queman un 10% de su masa inicial, por lo que globalmente su metalicidad no aumenta mucho. Además, las reacciones nucleares sólo se dan en las regiones centrales de la estrella. Este es el motivo por el que cuando se analiza el espectro de una estrella lo que se observa es, en la mayoría de los casos, la composición que tenía cuando se formó. En algunas estrellas poco masivas los movimientos de convección penetran mucho en el interior, llegando a mezclar material procesado con el original. Entonces se puede observar incluso en la superficie parte de ese material procesado. La estrella presenta, en esos casos, una composición superficial con más metales.

La estrella prototípica


- Más información en: Sol El Sol es tomado como la estrella prototípica, no porque sea especial en ningún sentido, sino porque es la más cercana a la Tierra y por tanto la más estudiada. La mayoría de las características de las estrellas se suelen medir en unidades solares. Las magnitudes solares son usadas en astrofísica estelar como patrones. La masa del Sol es: :Msol = 1.9891 × 1030 kg y las masas de las otras estrellas se miden en masas solares abreviado como Msol.

Clasificación


- Más información en: Clasificación estelar La primera clasificación estelar fue realizada por Hiparco de Nicea y preservada en la Cultura Occidental a través de Ptolomeo, en una obra llamada almagesto. Este sistema clasificaba las estrellas por la intensidad de su brillo aparente visto desde la Tierra. Hiparco definió una escala decreciente de magnitudes, donde las estrellas más brillantes son de primera magnitud y las menos brillantes, casi invisibles con el ojo desnudo, son de sexta magnitud. Aunque ya no se emplea, constituyó la base para la clasificación actual. La clasificación moderna se realiza a través del tipo espectral. Existen dos tipos de clasificación, basados en dos catálogos diferentes: el catálogo de Henry Draper (HD) realizado en Harvard a principios del siglo XX, el cual determina lo que se denomina Tipo espectral, y el catálogo del Observatorio de Yerkes, realizado en 1943, el cual determina lo que se denomina Clase de luminosidad.

Tipos espectrales

Esta clasificación distingue las estrellas de acuerdo a su espectro luminoso y su temperatura superficial. Una medida simple de esta temperatura es el índice de color de la estrella. La clasificación es W, O, B, A, F, G, K, M, L y T yendo de mayor a menor temperatura. Las estrellas de tipo O, B y A son muy calientes, y el tipo M es considerablemente más frío. Los tipos W, L y T se introdujeron recientemente. La temperatura superficial, que determina la clase espectral, también determina el color de la estrella. De esta manera, las estrellas O son azules, mientras que estrellas de menor temperatura superficial (clases K o M) son rojizas, como Betelgeuse o Antares. Una pequeña guía de los diferentes colores y ejemplos de estrellas pertenecientes al grupo se cita a continuación:

Clases de luminosidad

Desafortunadamente la clasificación de Harvard de tipos espectrales no determina unívocamente las características de una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica luminosidades muy diferentes. Para distinguirlas se definieron, en Yerkes, las clases de luminosidad. En este sistema de clasificación se examina nuevamente el espectro estelar y se buscan líneas espectrales sensibles a la gravedad de la estrella. De este modo es posible estimar su tamaño. Ambos sistemas de clasificación son complementarios. Aproximadamente un 10% de todas las estrellas son enanas blancas, un 70% son estrellas de tipo M, un 10% son estrellas de tipo K y un 4% son estrellas tipo G como el Sol. Tan sólo un 1% de las estrellas son de mayor masa y tipos A y F. Las estrellas de Wolf-Rayet son extremadamente infrecuentes. Las enanas marrones, proyectos de estrellas que se quedaron a medias a causa de su pequeña masa, podrían ser muy abundantes pero su débil luminosidad impide realizar un censo apropiado.

Mitología estelar

Tal como ha sucedido con ciertas constelaciones y con el propio sol, las estrellas en general tienen su propia mitología. En estadios precientíficos de la civilización, se las ha observado como entidades vivientes (animismo), dotadas de fuerza sobrenatural. Se las ha identifiado, eventualmente, con el alma de los muertos, o bien con dioses/diosas. La trayectoria de las estrellas y su configuración en el espacio, aún hoy forman parte de algunos constructos culturales ligados al pensamiento mágico.

Bibliografía


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- Gribbin, John y Gribbin, Mary: Stardust, Supernovae and Life — The Cosmic Connection. Yale University Press, 2001 ISBN 0300090978
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- Pickover, Clifford. The Stars of Heaven. Oxford University Press, 2001 ISBN 0195148746
- Prialnik, D.:An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press, 2000 ISBN 0-521-65065-8
- Scheffler, H. y Elsässer, Hans: Physik der Sterne und der Sonne ISBN 3-411-14172-7
- Voigt, H. H.: Abriß der Astronomie ISBN 3-411-03148-4
- Widmann, W. et al. Guía de las estrellas. Ediciones Omega, 1999.

Véase también


- Estructura estelar
- Clasificación estelar
- Diagrama de Hertzsprung-Russell
- Evolución estelar
- Catálogo de estrellas
- Constelaciones
- Listado de estrellas
- Objeto astronómico

Enlaces externos


- [http://www.astrosurf.com/astronosur/estrellas.htm AstronomíaSur] Estrellas
- [http://www.portalciencia.net/mito.html portalciencia.net] Mitología: Estrellas y Planetas
- [http://www.mrao.cam.ac.uk/telescopes/coast/betel.html Imágenes de posiciones estelares en la superficie de Betelgeuse]
- [http://simbad.u-strasbg.fr/sim-fid.pl Descubra qué se conoce de una estrella determinada, ingresando su nombre o posición]
- [http://jumk.de/astronomie/astronomy.shtml Lista de estrellas especiales]
- [http://www.zum.de/Faecher/A/Sa/STERNE/beg_sky.htm www.zum.de] Formación estelar
- [http://www.astronomia.de/sternent.htm www.astronomia.de] Formación estelar (resumen)
- [http://celestia.sourceforge.net/ Celestia] Simulación espacial 3D en tiempo real (OpenGL) categoría:Astronomía y astrofísica categoría:Astrofísica estelar
- ja:恒星 ko:항성 ms:Bintang simple:Star th:ดาวฤกษ์

Substancia

Una sustancia es toda porción de materia que comparte determinadas propiedades intensivas. Se denomina sustancia pura (denominada así para distinguirla de una mezcla) a todo aquel sistema homogéneo que posea un sólo componente. Una sustancia simple es aquella que está formada por un mismo elemento en sus posibles estados alotrópicos. Una sustancia compuesta es aquella formada por más de una sustancia simple. Una sustancia es aquella que está formada por más de un elemento. Sustancia es aquella porcion de materia que hace referencia a un solo compuesto e incluye o puede incluir varios elementos solo si no es una sustancia pura. categoría:Química

Compuesto orgánico

Los compuestos o moléculas orgánicas son las sustancias químicas basadas en cadenas de Carbono e Hidrógeno. En muchos casos contienen Oxígeno, y también Nitrógeno, Azufre, Fósforo, Boro y Halógenos. No son moléculas orgánicas los carburos, los carbonatos y los óxidos de carbono. Las moléculas orgánicas pueden ser:
- Moléculas orgánicas naturales: Son las sintetizadas por los seres vivos y se llaman biomoléculas, que son estudiadas por la bioquímica.
- Moléculas orgánicas artificiales: Son sustancias que no existen en la naturaleza y han sido fabricadas por el hombre como los plásticos. La mayoría de los compuestos orgánicos puros se producen artificialmente. La línea que divide las moléculas orgánicas de las inorgánicos ha originado polémicas e históricamente ha sido arbitraria, pero generalmente, los compuestos orgánicos tienen carbón con enlaces de hidrógeno, y los compuestos inorgánicos no. Así el ácido carbónico es inorgánico, mientras que el ácido fórmico, el primer ácido graso, es orgánico. El anhídrido carbónico y el monóxido de carbono, son compuestos inorgánicos. Por lo tanto, todas las moléculas orgánicas contienen carbono, pero no todas las moléculas que contienen carbono, son moléculas orgánicas. La etimología de la palabra orgánico significa que procede de órganos, relacionado con la vida, en oposición a inorgánico que sería el calificativo asignado a todo lo que carece de vida. Para los químicos antiguos las sustancias orgánicas procederían de fuentes animales o vegetales, mientras las sustancias inorgánicas serían las de procedencia mineral. Aunque durante muchos años se creyó que entre química orgánica y química inorgánica existía una barrera infranqueable, a principios del siglo XIX, tras conseguir el químico alemán Wöhler sintetizar la urea, un producto orgánico, a partir de substancias inorgánicas, se comprobó que tal división era totalmente artificial, algo que es completamente evidente en la química moderna. ja:有機化合物 simple:Organic compound

Isótopo

Se denominan isótopos a los núcleos atómicos con el mismo número de protones pero con distinto número de neutrones. Dos isótopos por tanto corresponden al mismo elemento químico, pero tienen un peso atómico distinto. El nombre viene del griego isos, mismo, y topos, lugar, debido a que ocupan el mismo lugar en la Tabla periódica de los elementos. Los isótopos están compuestos por átomos de un elemento químico cuyos núcleos tienen el mismo número atómico, Z, pero distinto número másico, A. En la nomenclatura científica, los isótopos se denotan por el nombre del correspondiente elemento, seguido por el número másico, separados habitualmente por un guión, aunque algunos de ellos poseen nombres especiales. Así: hidrógeno-3 o tritio, carbono-12, carbono-14, uranio-238, etc. En forma simbólica, el número de nucleones se añade como superíndice a la izquierda del símbolo químico: 3H, 12C, 14C, 238U. En el lenguaje común es habitual utilizar la palabra isótopo para referirse a cada especie caracterizada por un determinado conjunto del valor Z y A. Estrictamente, tal especie debería ser denominada núclido, y reservarse la palabra isótopo para los núclidos que pertenecen a un mismo elemento. Así, los núclidos carbono-12 y carbono-14 son isótopos del elemento carbono. Si la relación entre el número de protones y de neutrones no es el apropiado para obtener la estabilidad nuclear, el isótopo es radiactivo.

Véase también


- Isótopo radiactivo
- Núclido Categoría:Química Categoría: Física nuclear y de partículas ja:同位体 ko:동위원소 simple:Isotope th:ไอโซโทป

Isótopo

Se denominan isótopos a los núcleos atómicos con el mismo número de protones pero con distinto número de neutrones. Dos isótopos por tanto corresponden al mismo elemento químico, pero tienen un peso atómico distinto. El nombre viene del griego isos, mismo, y topos, lugar, debido a que ocupan el mismo lugar en la Tabla periódica de los elementos. Los isótopos están compuestos por átomos de un elemento químico cuyos núcleos tienen el mismo número atómico, Z, pero distinto número másico, A. En la nomenclatura científica, los isótopos se denotan por el nombre del correspondiente elemento, seguido por el número másico, separados habitualmente por un guión, aunque algunos de ellos poseen nombres especiales. Así: hidrógeno-3 o tritio, carbono-12, carbono-14, uranio-238, etc. En forma simbólica, el número de nucleones se añade como superíndice a la izquierda del símbolo químico: 3H, 12C, 14C, 238U. En el lenguaje común es habitual utilizar la palabra isótopo para referirse a cada especie caracterizada por un determinado conjunto del valor Z y A. Estrictamente, tal especie debería ser denominada núclido, y reservarse la palabra isótopo para los núclidos que pertenecen a un mismo elemento. Así, los núclidos carbono-12 y carbono-14 son isótopos del elemento carbono. Si la relación entre el número de protones y de neutrones no es el apropiado para obtener la estabilidad nuclear, el isótopo es radiactivo.

Véase también


- Isótopo radiactivo
- Núclido Categoría:Química Categoría: Física nuclear y de partículas ja:同位体 ko:동위원소 simple:Isotope th:ไอโซโทป

Neutrón

Un neutrón es un barión neutro formado por dos quarks down y un quark up. Forma, junto con los protones los núcleos atómicos. Fuera del núcleo atómico es inestable y tiene una vida media de unos 15 minutos emitiendo un electrón y un antineutrino para convertirse en un protón. Su masa es muy similar a la del protón. Algunas de sus propiedades:
- Masa: mn = 1.672x10 a la -24 gr
- Vida media: tn = 886.7 ± 1.9 s
- Momento magnético: mn = -1.9130427 ± 0.0000005 mN
- Carga eléctrica: qn = (-0.4 ± 1.1) x 10-21 e El neutrón es necesario para la estabilidad de casi todos los núcleos atómicos (la única excepción es el hidrógeno), ya que interactúa fuertemente atrayéndose con neutrones y protones, pero no se repele con ninguno, como sí lo hacen los protones, que se atraen nuclearmente pero se repelen electrostáticamente.

Véase también


- Isótopo
- Interacción nuclear fuerte
- Interacción nuclear débil
- Emisión beta
- Dispersión inelástica de neutrones
- Física de partículas Categoría:Física nuclear y de partículas ja:中性子 ko:중성자 th:นิวตรอน

Tritio

El tritio es el tercer isótopo del hidrógeno, es el menos común. Su núcleo consta un protón y dos neutrones. Es un isótopo radiactivo que tiene una vida media de 12,3 años. Al tener su núcleo tres nucleones que participan en la interacción fuerte, y sólo un protón cargado eléctricamente, con el tritio se puede realizar fusión nuclear más fácilmente que con el isótopo más común del hidrógeno. El tritio(Hidrógeno-3) es un isótopo de gas hidrógeno. Puede ser hecho por el hombre, pero también es una sustancia que se produce naturalmente por la acción de rayos cósmicos y la degradación del núclido radioactivo natural en rocas y en la tierra. Es un gas incoloro e inodoro, más liviano que el aire. Está presente en el aire y en el agua en todo el mundo y es habitualmente ingerido y respirado por todos. Todos los seres humanos tenemos trazas de tritio así como otros isótopos radioactivos que ocurren naturalmente. Muchos isótopos son estables y retienen su estructura indefinidamente. Sin embargo, algunos isótopos, incluído el tritio, no son estables y se dice que son radioactivos. A medida que el núcleo del tritio se degrada, emite un electron, causando una liberación de energía en forma de radiación beta. Se forma entonces un nuevo núcleo con dos protones y un neutron, de forma tal que se convierte en una forma no radioactiva de helio. Las emisiones de tritio beta son muy débiles. No se emite ninguna otra radiación primaria. En efecto, el tritio emite el nivel más bajo de energía por radiación beta que todos los isótopos. Las partículas beta son fácilmente detenidas por finas capas de cualquier material sólido Categoría:Química ja:三重水素 ms:Tritium

Laboratorio

Un laboratorio es un lugar equipado con diversos instrumentos de medida o equipos donde se realizan experimentos o investigaciones diversas, según la rama de la ciencia a la que se dedique. Su importancia, sea en investigaciones o a escala industrial y en cualquiera de sus especialidades (química, dimensional, electricidad, biología, etc.) radica en el hecho de que las condiciones ambientales están controladas y normalizadas, de modo que: #Se puede asegurar que no se producen influencias extrañas (a las conocidas o previstas) que alteren el resultado del experimento o medición: Control. #Se garantiza que el experimento o medición es repetible, es decir, cualquier otro laboratorio podría repetir el proceso y obtener el mismo resultado: Normalización.

Condiciones de laboratorio normalizadas

Temperatura

La temperatura ambiente normal es de 20 ºC, variando las tolerancias en función del tipo de medición o experimento a realizar. Además, las variaciones de la temperatura (dentro del intervalo de tolerancia) han de ser suaves, por ejemplo en laboratorios de metrología dimensional, se limita a 2 ºC/h (siendo el intervalo de tolerancia de 4 ºC).

Humedad

Usualmente conviene la humedad sea la menor posible porque acelera la oxidación de los instrumentos (comúnmente de acero); sin embargo, para lograr la habitabilidad del laboratorio no puede ser menor del 50%.

Presión atmosférica

La presión atmosférica normalizada suele ser, en laboratorios industriales, ligeramente superior a la externa (25 Pa) para evitar la entrada de aire sucio de las zonas de producción al abrir las puertas de acceso. En el caso de laboratorios con riesgo biológico (manipulación de agentes infecciosos) la situación es la contraria, ya que debe evitarse la salida de aire del laboratorio que puede estar contaminado, por lo que la presión será ligeramente inferior a la externa.

Alimentación eléctrica

Las variaciones de la tensión de la red deben limitarse cuando se realizan medidas eléctricas que pueden verse alteradas por la variación de la tensión de entrada en los aparatos.

Polvo

Se controla, por ejemplo, en laboratorios de interferometría ya que la presencia de polvo modifica el comportamiento de la luz al atravesar el aire.

Vibración y Ruido

Al margen de la incomodidad que supone su presencia para investigadores y técnicos de laboratorio, pueden falsear mediciones realizadas por procedimientos mecánicos. Es el caso, por ejemplo, de las Máquinas de medir por coordenadas.

Tipos de Laboratorios

Laboratorio de metrología

Los laboratorios de metrología se clasifican jerárquicamente de acuerdo a la calidad de sus patrones. Aunque las estructuras pueden variar en cada país, por regla general existen tres niveles: #Laboratorio nacional: Es el que posee el patrón nacional primario y los nacionales de transferencia (los empleados realmente para evitar el desgaste del primario). #Laboratorio intermedio: Típicamente son laboratorios de Universidades, Centros de Investigación y similares. #Laboratorio industrial: En las propias instalaciones de la empresa, para la realización del control de calidad o el ensayo de prototipos. Las condiciones serán tanto más estrictas cuanto más alto el nivel del laboratorio. En cualquiera de los niveles, los laboratorios se pueden clasificar en función de la naturaleza de las mediciones realizadas: metrología dimensional, metrología eléctrica, ensayo de materiales, etc.

Laboratorio químico

Laboratorio biológico

Evolución histórica del laboratorio

La historia del laboratorio está influida por la historia de la medicina ya que el hombre, al profundizar acerca de como es su organismo, ha requerido de laboratorios más sofisticados.

Técnicas analíticas


- Gravimetría
- Volumetría
- Conductimetría
- Espectrofotometría
- Fotometría de llama
- Absorción atómica
- Espectrometría de masas
- Cromatografía
  - Iónica
  - De gases

Referencias


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Metal

:Esta página se refiere al material. Para otras acepciones, vea Metal (desambiguación), Heavy Metal. Un metal es un material distinguido por su habilidad para conducir calor y electricidad. Están agrupados en la tabla periódica de los elementos. Tienen de 1 a 3 electrones de valencia, siendo sus átomos poco electronegativos y teniendo una baja energía de ionización. Los metales tienen ciertas propiedades físicas características: pueden ser brillantes, tener alta densidad, ser dúctiles y maleables, tener un punto de fusión alto, ser duros, y ser buenos conductores del calor y electricidad. Estas propiedades se deben al hecho de que los electrones exteriores están ligados sólo ligeramente a los átomos, formando una especie de mar que los baña a todos (ver semiconductor), que se conoce como Enlace metálico. Los metales pueden formar aleaciones entre sí y se clasifican en:
- Ultraligeros: Densidad en g/cm³ inferior a 2. Los más comunes de este tipo son el magnesio y el berilio.
- Ligeros: Densidad en g/cm³ inferior a 4,5. Los más comunes de este tipo son el aluminio y el titanio.
- Pesados: Densidad en g/cm³ superior a 4,5. Son la mayoría de los metales.

Véase también


- Tabla periódica
- Metalurgia
- Siderurgia
- Prueba de tensión categoría:Metales categoría:Metalurgia ja:金属 ko:금속 simple:Metal th:โลหะ

Electrólisis

La electrólisis o electrolisis es un método de separación de los elementos que forman un compuesto aplicando electricidad: se produce en primer lugar la descomposición en iones, seguido de diversos efectos o reacciones secundarios según los casos concretos. Electrólisis procede de dos radicales, electro que hace referencia a electricidad y lisis que quiere decir rotura. electricidadEl proceso electrolítico consiste en lo siguiente. Se disuelve una sustancia en un determinado disolvente, con el fin de que los iones que constituyen dicha sustancia estén presentes en la disolución. Posteriormente se aplica una corriente eléctrica a un par de electrodos conductores colocados en la disolución. El electrodo cargado negativamente se conoce como cátodo, y el cargado positivamente como ánodo. Cada electrodo atrae a los iones de carga opuesta. Así, los iones positivos, o cationes, son atraídos al cátodo, mientras que los iones negativos, o aniones, se desplazan hacia el ánodo. La energía necesaria para separar a los iones e incrementar su concentración en los electrodos, proviene de una fuente de poder eléctrica que mantiene la diferencia de potencial en los electrodos. En los electrodos, los electrones son absorbidos o emitidos por los iones, formando concentraciones de los elementos o compuestos deseados. Por ejemplo, en la electrólisis del agua, se forma hidrógeno en el cátodo, y oxígeno en el ánodo. Esto fue descubierto en 1820 por el físico y químico inglés Michael Faraday. La electrólisis no depende del calor, aunque éste puede ser producido en un proceso electrolítico. Por lo tanto, la electrólisis no está sujeta a los límites termodinámicos de eficiencia, por lo que en un proceso electrolítico, ésta puede ser cercana al 100%. category:Electricidad ja:電気分解 ko:전기분해

Protón

En física, el protón (griego proton = primero) es una partícula subatómica con una carga eléctrica de una unidad fundamental positiva (1,602 x 10-19 culombios) y una masa de 938,3 MeV/c² (1,6726 x 10-27 kg), o, del mismo modo, unas 1836 veces la masa de un electrón. Experimentalmente se observa el protón como estable, con un límite inferior en su vida media de unos 1035 años, aunque algunas teorías predicen que el protón puede desintegrarse. El protón y el neutrón, en conjunto, se conocen como nucleones, ya que conforman el núcleo de los átomos. El núcleo del isótopo más común del átomo de hidrógeno (también el átomo estable más simple posible) es un único protón. Los núcleos de otros átomos están compuestos de nucleones unidos por la fuerza nuclear fuerte. El número de protones en el núcleo determina las propiedades químicas del átomo y qué elemento químico es. Los protones están clasificados como bariones y se componen de dos quarks arriba y un quark abajo, los cuales también están unidos por la fuerza nuclear fuerte, mediados por gluones. El equivalente en antimateria del protón es el antiprotón, el cual tiene la misma magnitud de carga que el protón pero de signo contrario. Debido a que la fuerza electromagnética es muchos órdenes de magnitud más fuerte que la fuerza gravitatoria, la carga del protón debe ser opuesta e igual (en valor absoluto) a la carga del electrón; en caso contrario, la repulsión neta de tener un exceso de carga positiva o negativa causaría un efecto expansivo sensible en el universo, y, asimismo, en cualquier cúmulo de materia (planetas, estrellas, etc.) En química y bioquímica, el término protón puede referirse al ion de hidrógeno, H+. En este contexto, un emisor de protones es un ácido, y un receptor de protones una base.

Historia

El protón fue descubierto en 1918 por Ernest Rutherford. Éste descubrió que si bombardeaba gas nitrógeno con partículas alfa, sus detectores de centelleo mostraban datos de núcleos de hidrógeno. Rutherford determinó que el único lugar del cual este hidrógeno pudo haber venido era del nitrógeno, y, consecuentemente, el nitrógeno debe contener núcleos de hidrógeno. Asimismo, él sugerió que el núcleo de hidrógeno, del cual se sabía que debía tener 1 como número atómico, era una partícula elemental. Lo llamó protón.

Aplicaciones tecnológicas

Los protones pueden existir en estados spin. Esta propiedad se aprovecha en la espectroscopía de resonancia magnética nuclear. En espectroscopía RMN, a una sustancia se le aplica un campo magnético para detectar la corteza alrededor de los protones en los núcleos de esta sustancia, que proporcionan las nubes de electrones colindantes. Se puede usar posteriormente esta información para reconstruir la estructura molecular de una molécula bajo estudio.

Antiprotón

El antiprotón es la antipartícula del protón. Fue descubierto en el año 1955 por Emilio Segre y Owen Chamberlain, por lo cual les fue concedido el Premio Nobel de Física en 1959.

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- Física de partículas -------- Protón es también un lanzador (cohete) ruso, fue el encargado de poner en órbita el primer módulo de la Estación Espacial Internacional (ISS) Categoría:Física nuclear y de partículas ja:陽子 ko:양성자 ms:Proton th:โปรตอน

Condiciones normales de presión y temperatura

En química, el término condiciones normales (o estándar) de presión y temperatura (abreviado CNPT) o presión y temperatura normales (abreviado PTN) implica que la temperatura referenciada es de 0°C (273.15 K) y la presión de 1 atm (definida como 101325 Pa). A partir de 1982 la IUPAC recomendó emplear un valor para la presión estándar de 105 Pa (equivalentes a 1 bar). Categoría:Química ja:標準状態

Grado kelvin

El kelvin es una unidad de temperatura creada por Lord Kelvin sobre la base de la escala centígrada, estableciendo el punto cero en el cero absoluto (-273,15°C) y conservando la misma dimensión para los grados. El kelvin es la unidad de temperatura en el Sistema Internacional de Unidades, correspondiente a una fracción de 1/273,16 partes de la temperatura del punto triple del agua. Se representa con la letra K. Coincidiendo el incremento en un grado Celsius con el de un kelvin, su importancia radica en el 0 de la escala: A la temperatura de 0 K se la denomina cero absoluto y corresponde al punto en el que las moléculas y átomos de un sistema tienen la mínima energía térmica posible. Ningún sistema macroscópico puede tener una temperatura inferior. A la temperatura medida en kelvin se le llama "temperatura absoluta", y es la escala de temperaturas que se usa en ciencia, especialmente en trabajos de física o química.

Factores de conversión

La escala Celsius se define hoy en día en función del kelvin, siendo 0 ºC equivalentes a 273,15 K.
- kelvin a grados Celsius
- :\mathrm = \mathrm - 273.15

Temperatura y energía

En un sistema termodinámico, la energía contenida por las partículas es proporcional a la temperatura absoluta, siendo la constante de proporcionalidad la de Boltzmann. Por eso es posible determinar la temperatura de unas partículas con una determinada energía, o calcular la energía de unas partículas a una determinada temperatura:
- electronvoltios a kelvins :\mathrm = \mathrm \times 11,\!605
- kelvins a electronvoltios :\mathrm = \frac

Enlaces externos


- [http://www.bipm.org/en/si/base_units/kelvin.html Folleto del BIPM sobre el kelvin] Categoría:Unidad básica del SI category:Unidad de temperatura Categoría:Fotografía ja:ケルビン ko:켈빈 simple:Kelvin th:เคลวิน

Líquido

El líquido es uno de los cinco estados de agregación de la materia, un líquido es un fluido cuyo volumen es constante en condiciones de temperatura y presión constante y su forma es definida por su contenedor. Un líquido ejerce presión en el contenedor con igual magnitud hacia todos los lados. Si un líquido se encuentra en reposo, la presión que ejerce esta dada por: :p = \rho g z \, Donde \rho es la densidad del líquido y z es la distancia del punto debajo de la superficie. Los líquidos presentan tensión superficial y capilaridad, generalmente se expanden cuando se incrementa su temperatura y se comprimen cuando se enfrían. Los objetos inmersos en algún líquido son sujetos a un fenómeno conocido como flotabilidad. Las moléculas en el estado líquido ocupan posiciones al azar que varían con el tiempo. Las distancias intermoleculares son constantes dentro de un estrecho margen. Cuando un líquido sobrepasa su punto de ebullición cambia su estado a gaseoso, y cuando alcanza su punto de congelación cambia a sólido. Por medio de la destilación fraccionada, los líquidos pueden separarse de entre sí al evaporarse cada uno al alcanzar sus respectivos puntos de ebullición. La cohesión entre las moléculas de un líquido no es lo suficientemente fuerte por lo que las moléculas superficiales se pueden evaporar. Es importante mencionar que el vidrio a temperaturas normales no es un sólido sino un líquido supercongelado. Líquidos, sustancias en un estado de la materia intermedio entre los estados sólido y gaseoso. Las moléculas de los líquidos no están tan próximas como las de los sólidos, pero están menos separadas que las de los gases. En algunos líquidos, las moléculas tienen una orientación preferente, lo que hace que el líquido presente propiedades anisotrópicas (propiedades, como el índice de refracción, que varían según la dirección dentro del material). En condiciones apropiadas de temperatura y presión, la mayoría de las sustancias puede existir en estado líquido. A presión atmosférica, sin embargo, algunos sólidos se subliman al calentarse; es decir, pasan directamente del estado sólido al estado gaseoso (véase Evaporación). La densidad de los líquidos suele ser algo menor que la densidad de la misma sustancia en estado sólido. Algunas sustancias, como el agua, son más densas en estado líquido.

Viscosidad

Los líquidos se caracterizan por una resistencia al flujo llamada viscosidad. La viscosidad de un líquido disminuye al aumentar la temperatura y aumenta al crecer la presión. La viscosidad también está relacionada con la complejidad de las moléculas que constituyen el líquido: es baja en los gases inertes licuados y alta en los aceites pesados.

Presión de vapor y otros parámetros

La presión de un vapor en equilibrio con su forma líquida, la llamada presión de vapor, sólo depende de la temperatura; su valor a una temperatura dada es una propiedad característica de cada líquido. También lo son el punto de ebullición, el punto de solidificación y el calor de vaporización (esencialmente, el calor necesario para transformar en vapor una determinada cantidad de líquido). En ciertas condiciones, un líquido puede calentarse por encima de su punto de ebullición; los líquidos en ese estado se denominan supercalentados. También es posible enfriar un líquido por debajo de su punto de congelación.

Véase también


- Estado de agregación de la materia
- Cambio de estado Categoría:Estados de la materia ja:液体 ko:액체 ms:Cecair simple:Liquid

Energía

En física la energía puede definirse como una cantidad globalmente constante en un sistema. Durante la evolución de un sistema la energía toma formas diversas por intermedio del trabajo de las fuerzas involucradas. La energía puede materializarse en masa y la masa transformarse en energía en ciertos procesos físicos y quimicos. Energía también es definida como la capacidad para realizar un trabajo. En el Sistema Internacional de Unidades se mide en julios. Se suele representar por la letra E. Cualquier forma de energía asociada a un sistema físico se puede expresar como la combinación de dos formas básicas de energía: la energía cinética y la energía potencial de sus partículas. Todos los sistemas físicos tienen energía, que se manifiesta en la capacidad de producir transformaciones en sí mismos o en otros sistemas.

Transferencia de la energía entre sistemas físicos

Se denomina sistema físico a cualquier parte del Universo que puede ser objeto de estudio de forma individualizada. Todos los sistemas tienen energía, aunque no esté produciéndose ninguna transformación. Por ejemplo, la energía que tiene un muelle comprimido se puede usar posteriormente. Los procesos de transformación o cambio tienen lugar cuando la energía se transfiere de un sistema a otro. Siempre que dos sistemas interactúan se producen cambios debido a que la energía se transfiere de un sistema a otro. Ejemplo: cuando se calienta agua en una cacerola, se transfiere energía de la llama al recipiente y de este al contenido. Los sistemas físicos pueden transferirse energía por dos métodos: mediante el trabajo o mediante el calor.

Formas en las que se puede observar la energía


- Energía eléctrica.
- Energía sonora: Es la energía contenida en las ondas sonoras.
- Energía atómica o nuclear: La obtenida por la fusión o fisión de los núcleos atómicos
- Energía cinética: La que posee un cuerpo por razón de su movimiento
- Energía de ionización: La mínima necesaria para ionizar una molécula o átomo
- Energía potencial: Capacidad de un cuerpo para realizar trabajo en razón de su posición en un campo de fuerzas
- Energía radiante: La existente en un medio físico, causada por ondas electromagnéticas, mediante las cuales se propaga directamente sin desplazamiento de la materia
- Energías renovables:
  - Energía eólica
  - Energía geotérmica
  - Energía hidráulica
  - Energía mareomotriz
  - Energía solar
- Fuentes de Energías no renovables (o nuclear-fósil):
  - Carbón
  - Centrales nucleares
  - Gas Natural
  - Petróleo

Véase también


- Vatio
- Energía de una señal Categoría:Magnitudes físicas Categoría:Energía ja:エネルギー ko:에너지 ms:Tenaga simple:Energy th:พลังงาน

Proceso de Haber

El proceso de Haber es la reacción del nitrógeno y el hidrógeno para producir amoníaco. El nitrógeno e hidrógeno son catalizados con una hierro catálisis bajo condiciones de 200 atmósferas, 450ºC: :N2(g) + 3H2(g) <--> 2NH3(g) + ΔH ...(1)

Grasa

En bioquímica, grasa es el término genérico para una clase de lípidos. Las grasas son producidas por procesos orgánicos en animales y plantas. Se forman por la unión de tres ácidos grasos con la glicerina (1-2-3 Propanotriol). Por ello también son llamadas triglicéridos o triacilglicéridos. Todas las grasas son insolubles en agua teniendo una densidad sigificativamente inferior (flotan en el agua).Además existen dos tipos de grasas:

Tipos de grasas


- Grasas saturadas: Son aquellas grasas que están formadas por ácidos grasos saturados. Aparecen por ejemplo en el tocino, en el sebo, etcétera. Este tipo de grasas es sólido a temperatura ambiente. Son las grasas más perjudiciales para el organismo.
- Grasas insaturadas: Son grasas formadas por ácidos grasos insaturados como el oleico o el palmitoleico. Son líquidas a temperatura ambiente y comunmente se les conoce como aceites. Pueden ser por ejemplo el aceite de oliva o el de girasol. Son las más beneficiosas para el cuerpo humano.

Funciones de las grasas


- Producción de energía: Un gramo de cualquier grasa produce unas 9 kilocalorías de energía.
- Forman el panículo adiposo que protege a los mamíferos contra el frío.
- Sujetan algunos órganos como el corazón. category:Aceites y grasas Categoría:Lípidos ja:脂肪 th:ไขมัน

Wolsztyn

Wolsztyn este un oraş în Polonia.

Vezi şi


- Listă de oraşe din Polonia
- http://www.wolsztyn.pl/ Categorie:Oraşe în Polonia

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