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Agrupaciones Galácticas

Agrupaciones galácticas

Los agregados galácticos son super-estructuras cósmicas formadas por miles de galaxias. La materia bariónica del universo visible, se distribuye a lo largo de estructuras colosales que reciben el nombre de filamentos o muros según su forma quedando gran cantidad de regiones huecas sin apenas materia luminosa llamadas vacíos. Dichas estructuras están formadas por miles de agregados de galaxias de diferentes formas y tamaños. Estas colosales macroestructuras son las más recientes en la historia del universo. Dichas estructuras se mantienen cohesionadas por la fuerza de la gravedad pero la expansión acelerada del cosmos podría acabar imponiéndose, si no lo ha hecho ya, y detener la acumulación de materia. Los distintos agregados de galaxias que conforman el universo se llaman grupos, cúmulos y supercúmulos según su tamaño y número de galaxias que contienen. Van desde pequeños grupos con un decena de galaxias hasta grandes cúmulos de miles de galaxias. Los supercúmulos son estructuras más complejas formadas por centenares o miles de cúmulos galácticos interaccionando gravitatoriamente entre sí.

Grupos

Los grupos de galaxias son los menores agregados de dichos objetos. Tienen las siguientes propiedades:
- Contienen menos de 50 galaxias
- Tienen un diámetro de unos 2 megaparsec (Mpc)
- Tienen una masa del orden de 10¹³ masas solares
- La dispersión de velocidades es del orden de 150 km/s El grupo que contiene nuestra galaxia, la Vía Láctea, es el llamado Grupo Local que consta de más de 40 galaxias.

Cúmulos

Características

Los cúmulos de galaxias son más grandes que los grupos, aunque no hay una línea divisoria definida entre ambas categorías. Al ser observados visualmente, los cúmulos aparecen como colecciones de galaxias autosostenidas por la atracción gravitacional. Sin embargo, sus velocidades son demasiado grandes para que sigan gravitacionalmente limitadas por sus fuerzas de atracción mútuas. Esta observación demuestra la implicación de la presencia de un componente adicional invisible. Observaciones en rayos X han revelado la presencia de una gran cantidad de gas intergaláctico o intracúmulo. Este gas es muy caliente, alrededor de 10⁸K, por lo tanto emite en una frecuencia alta, rayos X. La masa total del gas es mayor que la de todas las galaxias del cúmulo por un factor 2. Sin embargo, este gas sigue siendo insuficiente para mantener la cohesión gravitatoria de los cúmulos. Puesto que el gas intracúmulo está en equilibrio aproximado con el campo gravitacional de todo el cúmulo, su distribución en él permite calcular la forma de dicho campo y, por ende, la masa total del cúmulo. Resulta que la masa total deducida es mucho más grande que la masa de las galaxias y del gas caliente juntos. La componente que falta no puede ser otra que la materia oscura cuya naturaleza es aún desconocida. En un cúmulo típico aproximadamente solo el 5% de la masa total se encuentra en forma de galaxias, un 10% en forma de gas caliente intracúmulo y el 85% restante es materia oscura.

Dinámica

La dinámica de los cúmulos galácticos es un tanto peculiar. Se los puede considerar como un gas de galaxias donde las partículas que lo componen en vez de ser átomos o moléculas son galaxias. Ese gas tiene unas condiciones particulares puesto que las galaxias se atraen entre sí con fuerza mientras que las partículas atómicas no lo hacen. Un gas normal tiende a expandirse y ocupar el máximo espacio mientras que los cúmulos galácticos no solo tienden a expandirse sino que también tienden a colapsar por su propia gravedad. Esto hace que se hallen en un delicado equilibrio entre su dispersión de velocidades y su masa. Cuanta más masa tenga el cúmulo más alta será la velocidad de escape. Así mismo, más masa implica mayores fuerzas gravitatorias lo que conlleva mayores aceleraciones y mayores velocidades. Así pues, en los cúmulos más masivos las galaxias que lo componen se mueven más deprisa unas respecto a otras que en los menos masivos. Es el propio campo de gravedad el que confina a las galaxias en un volumen de espacio determinado de la misma manera que las paredes de un recipiente hermético confinan el aire de su interior.

Evolución

La evolución de los cúmulos puede tomar dos rumbos. Unos tienden a concentrar más materia agregando pequeños grupos y otras galaxias individuales lo cual los lleva compactarse cada vez más y a adquirir una forma esferoidal. A la vez que dicho cúmulo fagocita galaxias y grupos el núcleo del cúmulo canibaliza galaxias de éste convirtiendose su centro en una o más galaxias elípticas gigantes que mantiene a las demás orbitando a su alrededor. Otros cúmulos menos ligados gravitatoriamente pueden evolucionar de forma distinta. Estadísticamente siempre hay alguna galaxia capaz de alcanzar la velocidad de escape para salir del cúmulo. Estos cúmulos empiezan a perder galaxias y a medida que pierden masa la velocidad de escape disminuye lo que acelera la perdida de más galaxias provocando la fragmentación del mismo hasta su total dilución. Este proceso puede venir motivado por la presencia de cúmulos mayores en las cercanías los cuales acabarán por engullir al pequeño. Así pues los cúmulos tienen las siguientes propiedades:
- Contienen desde 50 a 1000 galaxias, gas caliente emisor de rayos X y gran cantidad de materia oscura.
- La distribución de estos tres componentes es aproximadamente la misma en cada cúmulo.
- La masa total va desde 10¹⁴ a 10¹⁵ veces la masa solar.
- Típicamente tienen un diámetro de 8 Mpc.
- Las velocidades de las galaxias van desde 800 a 1000 km/s.
- La distancia media entre cúmulos es del oden de 10 Mpc. Algúnos cúmulos galácticos notables en nuestras cercanías son el Cúmulo de Virgo hacia el cual nos dirijimos y el Cúmulo de Coma Nota: los cúmulos de galaxias no deben confundirse con los cúmulos estelares, ya sean cúmulos abiertos o globulares, los cuales son estructuras mucho más pequeñas que se hallan dentro de las galaxias u orbitandolas.

Supercúmulos

Los grupos, cúmulos y algunas galaxias aisladas pueden formar estructuras mayores, los supercúmulos. Estas agrupaciones se comportarían de forma parecida a los cúmulos solo que en ellas las partículas elementales que lo constituyen ya no serían galaxias individuales sino grupos y cúmulos galácticos enteros que se mueven confinados en su colosal campo gravitatorio. Nuestro grupo de galaxias, el Grupo Local, se halla dentro del Supercúmulo de Virgo el cual también contiene al extenso Cúmulo de Virgo el cual actúa como centro de gravedad del mismo. El Supercúmulo de Virgo al ser el nuestro también recibe el nombre de Supercúmulo Local.

Estructuras a gran escala

En las escalas más grandes del universo visible, la materia se agrupa en filamentos y extensas paredes o muros rodeadas de vacíos a modo de enormes burbujas huecas con los supercúmulos en forma de nodos. La estructura parece asemejarse a la de a una esponja.

Véase también

- Estructura a gran escala del universo
- Cosmología
- Objeto astronómico categoría:astrofísica galáctica ja:銀河団

Galaxia

en su centro. Imagen compuesta, tomada por el Telescopio espacial Hubble.]] Telescopio espacial Hubble Una galaxia es un conjunto de estrellas, nubes de gas y polvo, materia oscura, y quizás energía oscura unidos gravitacionalmente. La cantidad de estrellas que la forman es variable, de 10⁷ a 10¹². En varios tipos de galaxias, el componente principal es la materia oscura, componente no observado directamente, sino por sus efectos gravitatorios. Las subestructuras existentes dentro de las galaxias son las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples. Según la Teoría de la formación de galaxias, es la materia oscura la que se aglomera inicialmente, arrastrando la materia normal, la que forma estrellas y da lugar finalmente a las galaxias visibles. Galaxia procede de la palabra griega galax, que significa leche. El origen del nombre es que la primera galaxia identificada, la nuestra, se llama la Vía Láctea, por su apariencia lechosa en el cielo. Las galaxias se alejan las unas de las otras, y la velocidad de expansión es proporcional a la distancia. Este hecho es conocido como la ley de Hubble, debido a su descubridor, Edwin Hubble, y es una de las pruebas de la expansión del Universo. En el Universo hay varios miles de millones de galaxias. Nuestra galaxia, la Vía Láctea, pertenece a un Grupo Local de unas treinta galaxias dominadas por la Vía Láctea y la galaxia de Andrómeda. Este grupo se encuentra en el límite de un súper conglomerado que comprende casi cinco mil galaxias. El súper conglomerado, a su vez, pertenece a otra enorme concentración de galaxias reunidas en masas compactas. Entre las concentraciones de galaxias hay unos vacíos inmensos. Los telescopios actuales distinguen galaxias hasta una distancia de 10 mil millones de años luz. De nuestro grupo local, la galaxia de Andrómeda es una de las que se pueden observar a simple vista y la más cercana. Es la más grande de las galaxias del grupo local, con una masa igual a 300.000 millones de masas solares, el doble de nuestra galaxia. Los astrónomos la conocen con el nombre de M31 y se la califica de gigante. La primera clasificación la propuso Edwin Hubble en el año 1926 y distingue tres grandes tipos de galaxias:
- Galaxias elípticas
- Galaxias espirales
- Galaxias irregulares

Véase también

- Galaxia activa
- Galaxia Seyfert
- Blazar
- Quásar
- Objeto astronómico

Enlaces externos

- [http://www.anzwers.org/free/universe/ Un atlas del universo] Categoría:Astrofísica galáctica
- ja:銀河 ko:은하 ms:Galaksi simple:Galaxy th:กาแล็กซี

Universo

El Universo es el continuo espacio-tiempo en que nos encontramos, junto con toda la materia y energía existentes en él. Su estudio, en las mayores escalas, es el objeto de la cosmología, disciplina basada en la astronomía y la física.
- Edad: El Universo tiene 13.700 millones de años (margen de error cercano al 1%).
- Forma Geométrica: Plana
- .
- Destino final: La evidencia apoya la Teoría de la expansión permanente del Universo. (
- ) En este caso no significa un universo bidimensional, sino plano en el sentido de no-curvo, de geometría euclídea. Hay muchas teorías sobre su origen y destino final:

Véase también

- Big Bang
- Big Crunch
- Big Rip
- Destino último del universo
- Astronomía ---- Otros conceptos de universo: Universo (matemáticas), en informática Universo (software) y en narrativa Universo de ficción. categoría:Cosmología special_irv@hotmail.com ja:宇宙 ko:우주 ms:Alam Semesta simple:Universe

Gravedad

La gravedad es la fuerza de atracción mutua que experimentan dos objetos con masa. Se trata de una de las cuatro fuerzas fundamentales observadas hasta el momento y está presente de manera cotidiana, bajo el nombre de peso. La interacción gravitatoria es la responsable de los movimientos a gran escala en todo el Universo, ya que es la que hace que los planetas sigan órbitas predeterminadas alrededor del Sol. Isaac Newton fue la primera persona en darse cuenta de que la fuerza que hace que los objetos caigan con aceleración constante en la Tierra y la fuerza que mantiene en movimiento los planetas y las estrellas era la misma, y a él se debe la primera teoría general de la gravitación, expuesta en su obra Philosophiae Naturalis Principia Mathematica.

Ley de la Gravitación Universal de Newton

La Ley de la Gravitación Universal de Newton establece que la fuerza de atracción mutua entre dos objetos con masa es directamente proporcional al producto de las masas de cada uno, e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa: :

F = G \frac

donde G es la Constante de gravitación universal, siendo su valor 6,67 × 10^-11 Nm²/kg²

Aceleración de la gravedad

Según las leyes de Newton, toda fuerza ejercida sobre un cuerpo imprime a éste una aceleración. En presencia de un campo gravitatorio todo cuerpo se ve sometido a la fuerza de la gravedad, y la aceleración que esta fuerza imprime se conoce como aceleración de la gravedad y se representa por la letra g. De este modo, todo cuerpo que se somete a la libre influencia del campo gravitatorio (es decir, sin otras fuerzas que interfieran, como el rozamiento) caerá con velocidad creciente. El valor de g depende de la fuerza gravitatoria en cada punto del campo, y coincide con la intensidad del campo gravitatorio en dicho punto. En la superficie de la Tierra g tiene un valor de 9,8 m/seg2. Este valor de g es considerado como el valor de referencia, y así se habla de naves o vehículos que aceleran a varios g. En virtud del principio de equivalencia, un cuerpo bajo una aceleración dada sufre los mismos efectos que si estuviese sometido a un campo gravitatorio cuya aceleración gravitatoria fuese la misma. Antes de Galileo Galilei se creía que un cuerpo pesado cae más de prisa que otro de menos peso. Galileo subió a la Torre inclinada de Pisa y arrojó dos objetos de masa diferente para demostrar que el tiempo de caída libre era, virtualmente, el mismo para ambos.

Variación de la gravedad en la Tierra

La gravedad es máxima en la superficie. Disminuye al alejarse del planeta, por aumentar la distancia r entre las masas implicadas. Sin embargo, también disminuye al adentrarse en el interior de la Tierra, ya que cada vez una porción mayor de planeta queda por "encima", y cada vez es menos la masa que queda por "debajo". En el centro de la Tierra, hay una enorme presión por el peso de todo el planeta, pero la gravedad es nula, como en el espacio exterior. Así mismo aumenta con la latitud debido a dos efectos. El achatamiento de la tierra en los polos hace que la distancia r se reduzca a medida que nos acercamos a ellos. Además la velocidad de rotación terrestre genera una aceleración centrífuga que es máxima en el ecuador y nula en los polos. Los valores de g en el ecuador y en los polos son respectivamente: :g_ec = 9,7303 m/s² :g_polo = 9,8322 m/s²

Teoría gravitacional de Einstein

Einstein revisó la teoría newtoniana, describiendo la gravedad como una deformación de la geometría del espacio-tiempo en su Relatividad general. Las teorías actuales, apuntan a una "unidad de medida de la gravedad" (el gravitón), como partícula que ejerce dicha fuerza.

La gravedad como fuerza fundamental

La gravedad es una de las cuatro fuerzas fundamentales de la Naturaleza, junto con el electromagnetismo, la interacción nuclear fuerte y la interacción nuclear débil. A diferencia de las interacciones nucleares (y a semejanza del electromagnetismo), actúa a grandes distancias. Sin embargo, al contrario que el electromagnetismo, la gravedad siempre es acumulativa. Este es el motivo de que la gravedad sea la fuerza más importante a la hora de explicar los movimientos celestes.

La gravedad en la teoría cuántica

La gravedad aparece como fuerza fundamental que liga a todas las partículas con masa con otras a través de otra partícula, un bosón transmisor del campo gravitatorio denominado gravitón. La unificación de la fuerza gravitatoria con las otras fuerzas fundamentales sigue resistiéndose a los físicos. La aparición en el universo de materia oscura o una aceleración de la expansión del universo hace pensar que todavía falta una teoría satisfactoria de las interacciones gravitatorias completas de las partículas con masa.

Véase también

- Teoría de supercuerdas
- Gravedad escalar -------------- Gravedad: en Medicina, es la escala de importancia de una enfermedad. categoría:Física Categoría:Mecánica celeste ja:重力

Supercúmulo

:Vea Supercúmulo (genética) para el uso de esa palabra en genética. Los supercúmulos son grandes agrupaciones de pequeños cúmulos de galaxias, y se cuentan entre las estructuras más grandes del Universo. La existencia de supercúmulos indica que las galaxias en nuestro Universo no están uniformemente distribuidas; la mayoría de ellas se agrupa en grupos y cúmulos, cada grupo contieniendo hasta 50 galaxias y cada cúmulo varios miles de galaxias. Dichos grupos y cúmulos, al igual que otras galaxias aisladas, a su vez forman estructuras más grandes llamadas supercúmulos. Los supercúmulos varían en tamaño, hasta unos 10⁸ años luz. No se conoce que existan cúmulos de supercúmulos, pero se debate sobre la existencia de estructuras mayores. Entremezclados entre los supercúmulos hay grandes espacios vacíos en los cuales existen pocas galaxias. A pesar de que los supercúmulos son las mayores estructuras confirmadas, el número total de supercúmulos deja aún posibilidades sobre la distribución estructural; el total de supercúmulos en el universo es estima que ronde los 10 millones. Frecuentemente, los supercúmulos son subdivididos en grupos de cúmulos llamados nubes de galaxias.

Supercúmulos cercanos

- Supercúmulo Local: contiene el Grupo Local, con nuestra galaxia, la Vía Láctea. También incluye el Cúmulo de Virgo cerca de su centro; suele llamársele el Supercúmulo de Virgo.
- Supercúmulo de Hydra
- Supercúmulo del Centauro
- Supercúmulo de Perseo-Pisces
- Supercúmulo de Pavo-Indus
- Supercúmulo de Coma
- Supercúmulo del Escultor
- Supercúmulo de Hércules
- Supercúmulo de Leo
- Supercúmulo de Shapley
- Supercúmulo de Pisces-Cetus
- Supercúmulo de Boötes
- Supercúmulo de Horologium
- Supercúmulo de Corona Borealis

Véase también

- filamento galáctico
- nube de galaxias
- cúmulo de galaxias
- subcúmulo de galaxias
- Galaxia

Enlace externo

- [http://www.astro.uu.nl/~strous/AA/en/boom/supercluster.html Universe family tree: Supercluster] Categoría:Astrofísica galáctica ja:超銀河団

Diámetro

"Un diámetro de un círculo es una recta cualquiera que pasa por el centro y que acaba en ambas direcciones en la circunferencia del círculo; esta línea recta también divide el círculo en dos partes iguales" Esta definición fue dada por Euclides de Alejandría en sus Elementos, libro I, definición 17. La relación entre la longitud de la circunferencia y su diámetro es una constante que se conoce como π, y vale alrededor de 3,14. En una circunferencia común el diámetro equivale a dos veces su radio. La relación con su perímetro es 2πr donde r es el radio de la circunferencia. El concepto de diámetro es análogo para las esferas.

Símbolo de diámetro

El símbolo o variable para el diámetro es similar en tamaño y diseño a ø. Unicode ofrece el carácter 8960 (hexadecimal 2300) para el símbolo, el cual puede ser codificado en páginas web HTML como ⌀ o ⌀. Sin embargo, una adecuada presentación de dicho carácter es improbable en casi todas las situaciones ya que la mayoría de tipos de letra no lo tienen incluido. (El navegador muestra ⌀ y ⌀ en el tipo de letra actual). Casi siempre ø es aceptable, obtenido en Windows presionando la tecla [Alt] mientras se ingresa 0 2 4 8 en el teclado numérico. Es importante no confundir el símbolo de diámetro (ø) con el símbolo de conjunto vacío, similar pero en mayúsculas (Ø). El diámetro es a veces llamado también phi (pronunciado "fi"), aunque esto parece provenir del hecho que Ø y ø se parecen a Φ y φ, la letra phi en el alfabeto griego. Véase también: diámetro angular, diámetro hidráulico Categoría:Geometría ja:径

Masa

La masa es una propiedad de los objetos físicos que, básicamente, mide la cantidad de materia. Es un concepto central en la mecánica clásica y disciplinas afines. En el Sistema Internacional de Unidades se mide en kilogramos.

Concepto de masa

Estrictamente, la masa se refiere a dos conceptos: # La masa inercial es una medida de la inercia de un objeto, que es la resistencia que ofrece a cambiar su estado de movimiento cuando se le aplica una fuerza. Un objeto con una masa inercial pequeña puede cambiar su movimiento con facilidad, mientras que un objeto con una masa inercial grande lo hace con dificultad. # La masa gravitacional es una medida de la fuerza de la interacción gravitatoria del objeto. Dentro del mismo campo gravitacional, un objeto con menor masa gravitacional experimenta una fuerza menor que un objeto con mayor masa gravitacional. Esta cantidad no debe confundirse con el peso. Se ha demostrado experimentalmente que la masa inercial y la masa gravitatoria son equivalentes (con toda la precisión que podemos llegar a conseguir), si bien son conceptualmente muy distintas.

Masa inercial

La masa inercial viene determinada por la Segunda y Tercera Ley de Newton (véase Mecánica Clásica). Dado un objeto con una masa inercial conocida, se puede obtener la masa inercial de cualquier otro haciendo que ejerzan una fuerza entre sí. Conforme a la Tercera Ley de Newton, la fuerza experimentada por cada uno será de igual magnitud y sentido opuesto. Esto permite estudiar qué resistencia presenta cada objeto a fuerzas aplicadas de forma similar. Dados dos cuerpos, A y B, con masas inerciales m_A (conocida) y m_B (que se desea determinar), en la hipótesis que las masas son constantes y que ambos cuerpos están aislados de otras influencias físicas, de forma que la única fuerza presente sobre A es la que ejerce B, denominada F_AB, y la única fuerza presente sobre B es la que ejerce A, denominada F_BA, de acuerdo con la Segunda Ley de Newton: :

F_ = m_A a_A

F_ = m_B a_B

. donde a_A y a_B son las aceleraciones de A y B, respectivamente. Es necesario que estas aceleraciones no sean nulas, es decir, que las fuerzas entre los dos objetos no sean iguales a cero. Una forma de lograrlo es, por ejemplo, hacer colisionar los dos cuerpos y efectuar las mediciones durante el choque. La Tercera Ley de Newton afirma que las dos fuerzas son iguales y opuestas: :

F_ = - F_

. Sustituyendo en las ecuaciones anteriores, se obtiene la masa de B como :

m_B =  m_A

. Así, el medir a_A y a_B permite determinar m_A en términos m_B, que era lo buscado. Obsérvese que el requisito que a_B sea distinto de cero hace que esta ecuación quede bien definida. En el razonamiento anterior se ha supuesto que las masas de A y B son constantes. Se trata de una suposición fundamental, conocida como la conservación de la masa, y se basa en la hipótesis de que la materia no puede ser creada ni destruida, sólo transformada (dividida o recombinada). Es a veces útil, sin embargo, considerar la variación de la masa del cuerpo en el tiempo: por ejemplo la masa de un cohete decrece durante su lanzamiento. Esta aproximación se hace ignorando la materia que entra y sale del sistema. En el caso del cohete, esta materia se corresponde con el combustible que es expulsado; si tuviéramos que medir la masa conjunta del cohete y del combustible, comprobaríamos que es constante.

Masa gravitacional

Considérense dos cuerpos A y B con masas gravitacionales M_A y M_B, separados por una distancia |r_AB|. La Ley de la Gravitación de Newton dice que la magnitud de la fuerza gravitatoria que cada cuerpo ejerce sobre el otro es :

|F| =

Donde G es la constante de gravitación universal. La sentencia anterior se puede reformular de la siguiente manera: dada la aceleración g de una masa de referencia en un campo gravitacional (como el campo gravitatorio de la Tierra), la fuerza de la gravedad en un objeto con masa gravitacional M es de la magnitud :

|F| = Mg

. Esta es la base según la cual las masas se determinan en las balanzas. En las balanzas de baño, por ejemplo, la fuerza |F| es proporcional al desplazamiento del muelle debajo de la plataforma de pesado (véase Ley de Hooke), y la escala está calibrada para tener en cuenta g de forma que se pueda leer la masa M

Equivalencia de la masa inercial y la masa gravitatoria

Se demuestra experimentalmente que la masa inercial y la masa gravitacional son iguales -con un grado de precisión muy alto-. Estos experimentos son esencialmente pruebas del fenómeno ya observado por Galileo de que los objetos caen con una aceleración independiente de sus masas (en ausencia de factores externos como el rozamiento). Supóngase un objeto con masas inercial y gravitacional m y M, respectivamente. Si la gravedad es la única fuerza que actúa sobre el cuerpo, la combinación de la segunda ley de Newton y la ley de la gravedad proporciona su aceleración como :

a = g

Por tanto, todos los objetos situados en el mismo campo gravitatorio caen con la misma aceleración si y sólo si la proporción entre masa gravitacional e inercial es igual a una constante. Por definición, se puede tomar esta proporción como 1.

Consecuencias de la Relatividad

En la teoría especial de la relatividad la "masa" se refiere a la masa inercial de un objeto medida en el sistema de referencia en el que está en reposo (conocido como "sistema de reposo"). El método anterior para obtener la masa inercial sigue siendo válido, siempre que la velocidad del objeto sea mucho menor que la velocidad de la luz, de forma que la mecánica clásica sigue siendo válida.

Históricamente, se ha usado el término "masa" para describir a la magnitud E/c², (que se denominaba "masa relativista") y a m, que se denominaba "masa en reposo". Los físicos no recomiendan seguir esta terminología, porque no es necesario tener dos términos para la energía de una partícula, y porque crea confusión cuando se habla de partículas "sin masa". En este artículo, siempre nos referimos a la "masa en reposo". Para más información, véase el 'Usenet Relativity FAQ' en la sección de Enlaces Externos.

En la mecánica relativista, la masa de una partícula libre está relacionada con su energía y su momento según la siguiente ecuación: :

= m^2 c^2 + p^2

. Que se puede reordenar de la siguiente manera: :

E = mc^2 \sqrt

El límite clásico se corresponde con la situación en la que el momento p es mucho menor que mc, en cuyo caso se puede desarrollar la raíz cuadrada en una serie de Taylor: :

E = mc^2 +  + ...

El término principal, que es el mayor, es la energía en reposo de la partícula. Si la masa es distinta de cero, una partícula siempre tiene como mínimo esta cantidad de energía, independientemente de su momentum. La energía en reposo, normalmente, es inaccesible, pero puede liberarse dividiendo o combinando partículas, como en la fusión y fisión nucleares. El segundo término es, simplemente, la energía cinética clásica, que se demuestra usando la definición clásica de momento cinético. :

p = mv

Y sustituyendo para obtener: :

E = mc^2 +  + ...

La relación relativista entre energía, masa y momento también se cumple para partículas que no tienen masa (que es un concepto mal definido en términos de mecánica clásica). Cuando m = 0, la relación se simplifica en :

E = pc

donde p es el momento relativista. Esta ecuación define la mecánica de las partículas sin masa como el fotón, que son las partículas de la luz.

Enlaces externos

- [http://www.ex.ac.uk/cimt/dictunit/ccmass.htm Calculadora de conversión para unidades de MASA (y peso)]
- [http://math.ucr.edu/home/baez/physics/ Usenet Physics FAQ]
- [http://math.ucr.edu/home/baez/physics/Relativity/SR/mass.html Does mass change with velocity?] Categoría:Magnitudes físicas ja:質量 ko:질량 ms:Jisim simple:Mass th:มวล

Vía Láctea

La Vía Láctea es nuestra galaxia. Según las observaciones posee una masa de 10¹² masas solares y es, muy posiblemente, una espiral barrada. Con un diámetro medio de unos 100.000 años luz se calcula que contiene unos 100.000 millones de estrellas. La distancia desde el Sol al centro de la galaxia es de alrededor de 27.700 años luz (8,5 kpc). El nombre de Vía Láctea proviene del latín y significa camino de leche. Fue denominada así por la apariencia de banda lechosa de luz ténue que atraviesa el cielo nocturno de lado a lado. Esta banda no es más que la luz emitida por el conjunto de estrellas que forman disco galáctico. La Via Láctea forma parte de un conjunto de unas cuarenta galaxias, llamado Grupo Local. Debido a las curvas de rotación que presenta se cree que gran parte de la masa de la Vía Láctea es materia oscura. La galaxia se divide en tres partes bien diferenciadas, halo, disco y bulbo.

Halo

El halo es una estructura esferoidal que envuelve la galaxia, tal y como se ve en el diagrama anterior. En el halo la densidad de estrellas es muy baja y apenas si tiene nubes de gas por lo que carece de regiones con formación estelar. En cambio es en el halo donde se encuentran la mayoría de cúmulos globulares. Estas formaciones antiguas son reliquias de la formación galáctica. Estas agrupaciones de estrellas se debieron formar cuando la galaxia era, aún, una gran nube de gas que colapsaba y se iba aplanando cada vez más. Otra caracteríastica del halo es la presencía de gran cantidad de materia oscura. Su existéncia se dedujo a partir de anomalías en la rotación galáctica. Los objetos contenidos en el halo rotan con una componente perpendicular al plano muy fuerte cruzando en muchos casos el disco galáctico. De hecho, es posible encontrar estrellas u otros cuerpos del halo en el disco. Su procedencia se delata cuando se analiza su velocidad y trayectoria así como su metalicidad. Y es que los cuerpos del halo presentan una componente perpendicular al plano muy acusada además de ser cuerpos formados antes que los del disco. También es muy probable que una estrella de población II (pobre en metales) pertenezca al halo, pues estas son más antiguas que las de población I (ricas en metales).

Disco

El disco se compone, principalmente, por estrellas jóvenes, de población I. Es la parte de la galaxia que más gas contiene y es en él donde aún se dan procesos de formación estelar. Lo más característico del disco son los brazos espirales. Estas formaciones son regiones densas donde se compacta el gas y, por tanto, se da la formación de estrellas. Los brazos son, en realidad, ondas de densidad que se desplazan independientemente de las estrellas contenidas en la galaxia. El brillo de los brazos es mayor que el resto de las zonas porque es allí donde se encuentran los gigantes azules (estrellas de tipo O i B). Estas estrellas de corta vida nacen y mueren en el brazo espiral convirtiéndose así en excelenetes marcadores de su posición. Otros trazadores de los brazos espirales son las regiones HII (nubes de hidrógeno ionizado). Estas nubes reemiten la energía captada haciéndose visibles. Son altamente energéticas pues han sido ionizadas por las potentes gigantes azules que barren extensas areas con sus vientos estelares. Las estrellas de vida más larga saldrán y entrarán repetidas veces en los diferentes brazos espirales de la galaxia. Así como la galaxia se compone de dos partes según su grosor halo y disco el disco también. Disco delgado y disco grueso. El disco grueso se cree que es el resmanente de un segundo proceso de colapso y aplanamiento de la galaxia. Del mismo modo que el halo es el remanente del colapso inicial el disco grueso lo sería de una segunda fase de colapso. Véase también: Formación de discos de acrecimiento

Bulbo

El bulbo o núcleo galáctico se situa, como es lógico, en el centro. Es la zona de la galaxia con mayor densidad media de estrellas. Aunque a nivel local se pueden encontrar algunos cúmulos globulares con densidades superiores. El bulbo tiene una forma esferoidal achatada y gira como un sólido rígido. Por otra parte se sabe que en nuestro centro galáctico hay un gran agujero negro de unas 2,6 millones de masas solares. Su detección fue posible a partir de la observación de unas estrellas que giraban entorno a un punto oscuro a velocidades de más de 1500km/s. Categoría: Astrofísica galáctica Categoría: Galaxias ja:銀河系 ko:우리 은하 simple:Milky Way th:ทางช้างเผือก

Rayos X

Radiografía de la mano de un niño

La denominación rayos X designa a una radiación descubierta por Wilhelm Röntgen a finales del s. XIX, invisible, capaz de atravesar cuerpos opacos y de impresionar las películas fotográficas. Tal radiación es una radiación electromagnética de la misma naturaleza que las ondas de radio, las microondas, los rayos infrarrojos, la luz visible, los rayos ultravioleta y los rayos gamma. La diferencia fundamental con los rayos gamma es su origen: los rayos gamma son radiaciones de origen nuclear que se producen por la desexcitación de un nucleón de un nivel excitado a otro de menor energía y en la desintegración de isótopos radiactivos, mientras que los rayos X surgen de fenómenos extranucleares, a nivel de la órbita electrónica, fundamentalmente producidos por frenamiento de electrones. La energía de los rayos X en general se encuentra entre la radiación ultravioleta y los rayos gamma producidos naturalmente. Los rayos X también pueden ser utilizados para explorar la estructura de la materia cristalina mediante experimentos de difracción de rayos X por ser su longitud de onda similar a la distancia entre los átomos de la red cristalina. La difracción de rayos X es una de las herramientas más útiles en el campo de la cristalografía. Ley de Bragg Categoría: Diagnósticos en medicina Categoría: Electromagnetismo ja:X線 ko:X선 ms:Sinar-X

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

Campo gravitacional

En física el campo gravitatorio o campo gravitacional es un campo vectorial que origina la fuerza gravitatoria . Se trata de un campo conservativo cuyas líneas de campo son abiertas. El campo gravitatorio puede definirse como la fuerza por unidad de masa que experimentará una partícula puntual situada ante la presencia de una distribución de masa. Sus unidades son por lo tanto las de una aceleración m s^-2. Matemáticamente podemos definir el campo como

\vec = m \vec

donde

\vec

es la fuerza de gravedad experimentada por la partícula de masa

m

en presencia de un campo

\vec

. El campo

\vec

para una distribución de masa esférica y central fuera de la esfera es un vector de módulo g, dirección radial y que apunta hacia la partícula que crea el campo. :

g = \frac

, donde r es el radio del cuerpo central. En el interior de la esfera central el campo crece linearmente desde el centro hasta el radio exterior de la esfera. A partir de este punto decrece inversamente con el cuadrado de la distancia. El interés de realizar una descripción de la interacción gravitatoria por medio de un campo radica en la posibilidad de poder expresar la interacción gravitacional como el producto de dos términos, uno que depende del valor local del campo

\vec

y otro, una propiedad escalar que representa la respuesta del objeto que sufre la acción del campo. La naturaleza conservativa del campo permite definir una energía potencial gravitatoria tal que la suma de la energía potencial y energía cinética del sistema es una cantidad constante. Ejemplo: el movimiento de un planeta se puede describir como el movimiento orbital del planeta en presencia de un campo gravitatorio creado por el Sol. Los campos gravitatorios son aditivos. Es decir el campo gravitatorio creado por una distribución de masa es igual a la suma de los campos creados por sus diferentes elementos. El campo gravitatorio del sistema solar es el creado por el Sol, Júpiter y los demás planetas. Finalmente se puede dar una interpretación geométrica al campo gravitatorio tal y como se hace en la relatividad general de Einstein. Gravedad. Categoría: Física

Materia oscura

Se denomina materia oscura a la materia que no puede ser detectada por la radiación que emite (no es visible en ninguna parte del espectro con los medios técnicos actuales) pero cuya existencia es inferida a partir de los efectos gravitacionales que causa en materia visible como estrellas o galaxias.

Problema de la materia oscura

Estimaciones basadas en los efectos gravitacionales de la cantidad de materia presente en el Universo sugieren, consistentemente, que hay mucha más materia de la que es posible observar directamente. Además, la existencia de materia oscura resolvería varias inconsistencias en la teoría del Big Bang. Se cree que la mayoría de la masa del Universo existe en esta forma. Determinar cuál es la naturaleza de la materia oscura es el llamado ‘’problema de la materia oscura’’ o ‘’problema de la masa desaparecida’’ y es uno de los problemas más importantes de la cosmología moderna. La cuestión de la existencia de la materia oscura puede parecer irrelevante para nuestra existencia en la Tierra pero el hecho de que exista o no afecta el destino final del universo. Sabemos que el universo está, actualmente, expandiéndose, por el corrimiento al rojo que presenta la luz de los distantes cuerpos celestes. Ese la materia oscura para el destino final del universo, sin embargo, se ha relativizado en los últimos años, en que la existencia de una constante cosmológica, y de una energía oscura, parece tener aún mayor importancia. Según las mediciones realizadas en el 2003 por el satélite WMAP la expansión del universo se está acelerando, y se seguirá acelerando debido a la existencia de la energía oscura.

Evidencia de existencia

Gran parte de la evidencia de la existencia de la materia oscura viene del estudio de los grupos galácticos. Muchos de estos parecen estar aproximadamente estáticos y uniformes. Por el teorema virial, la energía cinética total debería ser la mitad de la gravitatoria ejercida entre sí por las galaxias. En cambio, de forma experimental se ha visto que es mucho mayor (alrededor de un orden de magnitud). Asumir que la materia visible es sólo una pequeña parte de toda la materia que forma el grupo galáctico es la manera más sencilla de resolver el problema planteado por estas observaciones. Mediante la teoría gravitacional y nuevos análisis de computadora, los astrónomos han sido capaces de determinar dónde está situada la materia oscura. El resultado es que parece estar agrupada de la misma forma que las galaxias, que estarían compuestas, en parte, de materia oscura. Por ejemplo, la forma de rotar y la misma existencia del disco de nuestra galaxia indica la presencia de un extendido halo de materia oscura. Saber dónde está situada la materia oscura, también revela cuánta existe. Se calcula que sería alrededor de siete veces la cantidad de materia ordinaria (esto es sólo un cuarto de lo necesario para enlentecer la expansión del universo a la mitad).

Composición de la materia oscura

Puesto que no puede ser detectada por medios ópticos, la composición de la materia oscura pertenece al terreno de la especulación. Objetos de masa enorme, como agujeros negros del tamaño de galaxias, pueden ser descartados en función de los datos observados. Se contempla la posibilidad de que sean objetos de materia bariónica que incluiría enanas marrones o, quizás, pequeños y densos pedazos formados por elementos pesados; tales objetos son conocidos como "MACHOs", del inglés "massive compact halo objects", o, en castellano OHCM (Objetos con Halo Compactos y Masivos). En cualquier caso, la posible cantidad de materia bariónica está restringida por la nucleosíntesis primordial. En el momento presente la visión más extendida es que la materia oscura no está formada por partículas elementales normales, electrones, protones y neutrones, sino por otras partículas tales como neutrinos, los hipotéticos axiones o los "WIMPs", del inglés "weakly interacting massive particle". Los neutrinos están casi totalmente descartados pues se comportarían como materia oscura caliente.

Descubrimiento de la materia oscura

La hipótesis de la existencia de la materia oscura fue planteada por primera vez por el astrofísico suizo Fritz Zwicky. En 1933 Zwicky estimó la masa de galaxias en cúmulos (basándose en el número de estrellas y su brillo) y midió las velocidades a las cuales las galaxias se movían. La masa calculada considerando las velocidades de las galaxias era muy superior a la estimada considerando sólo las estrellas. Esto es lo que se conoce como el "problema de la masa perdida". Basándose en estas conclusiones, Zwicky propuso que debía haber alguna otra forma de materia existente en la galaxia que no había sido detectada, la cual proveería suficiente masa y gravedad para mantener la galaxia unida. A partir de ese momento comenzó la búsqueda por la fuente de esa atracción gravitatoria. En el momento presente, la densidad del Universo (excluyendo la materia oscura) está estimada en alrededor de un átomo de hidrógeno por metro cúbico de espacio vacío. Esto no es densidad suficiente para que el universo se colapse sobre sí mismo. Se cree que la materia oscura forma el 90-95 por ciento de toda la materia en el universo. Esto significa que sólo el 5-10 por ciento de toda la materia es observable. La mayoría de cosmólogos (astrónomos que estudian la historia, origen y futuro del universo) creen que hay dos clases de materia oscura: la bariónica ("materia normal" compuesta por bariones: protones, neutrones o electrones) llamada MACHOs (del inglés Massive Astrophysical Compact Halo Objects) y una misteriosa forma de materia compuesta por unas desconocidas partículas subatómicas no-bariónicas llamadas WIMPs (del inglés Weakly Interacting Massive Particles) además de neutrinos y axiones.

Explicaciones alternativas

Una explicación alternativa a las incógnitas planteadas por la materia oscura es suponer que, a grandes distancias, las fuerzas gravitacionales son más fuertes de lo que nos indicarían la mecánica newtoniana. Por ejemplo, esto podría ocurrir si asume un valor negativo a la constante cosmológica (el valor de la cual se cree positivo en función de recientes observaciones) o si se asume la teoría de la dinámica newtoniana modificada. Otra aproximación, propuesta por Arrigo Finzi en 1963 y por Robert Sanders en 1984, es reemplazar el potencial gravitacional por la expresión: :

U=\frac

donde B y ρ son parámetros ajustables. En cualquier caso, tales aproximaciones tienen dificultades explicando la diferencia en el comportamiento de las distintas galaxias y clústeres, en cambio, tales discordancias pueden ser fácilmente comprendidas asumiendo diferentes cantidades de materia oscura. Las observaciones sobre la rotación de las galaxias indican que alrededor del 90% de la masa de una galaxia no es visible y sólo puede ser detectada por sus efectos gravitacionales. Se ha postulado la existencia de varios tipos de materia oscura:
- Materia oscura bariónica
- Materia oscura fría
- Materia oscura caliente

Temas relacionados

- Aceleración
- Energía oscura
- Constante cosmológica categoría:Cosmología Categoría:Recursos de la ciencia ficción ja:暗黒物質 ko:암흑물질

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

Átomo

Átomo (Del latín atomum, y éste del griego ατομον, indivisible) es la menor cantidad de un elemento químico que tiene existencia propia, y que no es posible dividir mediante procesos químicos. El concepto de átomo fue ya propuesto por filósofos griegos como Demócrito y los Epicúreos. Sin embargo fue olvidado hasta que el químico inglés John Dalton revisó la idea en su teoría atómica. En el siglo XIX, gracias a los trabajos de Avogadro, se comenzó a distinguir entre átomos y moléculas. La visión moderna de su estructura interna tuvo que esperar hasta el experimento de Rutherford en 1911 y el modelo atómico de Bohr. Posteriores descubrimientos científicos, como la teoría cuántica, y avances tecnológicos, como el microscopio electrónico, han permitido conocer con mayor detalle las propiedades físicas y químicas de los átomos. microscopio electrónicoAunque la mayor parte de un átomo es espacio vacío, los átomos están compuestos de partículas más pequeñas. Por conveniencia se suele dividir en:
- núcleo: en el centro, compuesto por los nucleones (protones y neutrones).
- corteza: la parte más externa consistente en una nube de electrones. El diámetro del núcleo es 100.000 veces más pequeño que el diámetro total del átomo, sin embargo tiene toda la masa atómica concentrada en él, ya que los electrones tienen una masa despreciable. En el caso de átomos en estado neutro el número de electrones es idéntico al de protones que es lo que caracteriza a cada elemento químico. El número de protones de un determinado átomo se denomina numero atómico y determina su posición en la tabla periódica de los elementos. Según la composición del núcleo los atomos se nombran:
- Los átomos que tienen el mismo número de protones y distinto de neutrones se denominan isótopos.
- Los átomos que tienen el mismo número de neutrones y distinto de protones se denominan isótonos.
- Los átomos con el mismo número másico se denominan isóbaros. Las propiedades quimicas de los átomos isótopos son similares, sin embargo las de los isótonos e isóbaros no lo son. Al hablar de los átomos y sus posibles combinaciones, debemos tener en cuenta algunos que aparecen en la tabla pediódica de los elementos. Estos son:
- Número másico Se representa con la letra A, y hace referencia a la suma de protones y neutrones que se hallan en el elemento.
- Número atómico Se representa con la letra Z, e indica la cantidad de protones que presenta el átomo, que es igual a la cantidad de electrones. Atomo Atomo ja:原子 ko:원자 ms:Atom simple:Atom th:อะตอม

Molécula

Una molécula es una partícula formada por un conjunto de átomos ligados por enlaces covalentes, de forma que permanecen unidos el tiempo suficiente como para completar un número considerable de vibraciones moleculares. Las moléculas lábiles pueden perder su consistencia en tiempos relativamente cortos, pero si el tiempo de vida medio es del orden de unas pocas vibraciones, estamos ante un estado de transición que no se puede considerar molécula. Hay moléculas de un mismo elemento, como O₂, O₃, N₂, P₄..., pero la mayoría de ellas son uniones entre diferentes elementos. La química orgánica y gran parte de la química inorgánica se ocupan de la síntesis y reactividad de moléculas y compuestos moleculares. La química física y, especialmente, la química cuántica también estudian, cuantitativamente, en su caso, las propiedades y reactividad de las moléculas. La bioquímica se conoce también como biología molecular, ya que estudia a los seres vivos a nivel molecular.

Tipos de enlaces en las moléculas

En las moléculas, se puede imaginar que los pares electrónicos compartidos mantienen unidos a los átomos entre sí. A este enlace se le llama enlace covalente. Dependiendo de la diferencia de electronegatividad entre los átomos, el enlace será puramente covalente, o presentará cierta polaridad o contribución iónica.

Fuerzas intermoleculares

Las moléculas rara vez se encuentran sin interacción entre ellas, salvo en gases enrarecidos. Así, pueden encontrarse en redes cristalinas, como el caso de las moléculas de H₂O en el hielo o con interacciones intensas pero que cambian rápidamente de direccionalidad, como en el agua líquida. El estudio de las interacciones específicas entre moléculas, incluyendo el reconocimiento molecular es el campo de estudio de la química supramolecular. Estas fuerzas son fundamentales para propiedades como la solubilidad o el punto de ebullición. Algunas de ellas, en orden decreciente de intensidad, son:
- puente de hidrógeno
- interacción dipolo-dipolo
- fuerzas de Van der Waals

Descripción

La estructura molecular puede ser descrita de diferentes formas. La fórmula química es útil para moléculas sencillas, como H₂O para el agua o NH₃ para el amoníaco. Contiene los símbolos de cada elemento que contiene la molécula, así como su proporción por medio de los subíndices. Para moléculas más complejas, como las que se encuentran comúnmente en química orgánica, la fórmula química no es suficiente, y vale la pena usar una fórmula estructural, que indica gráficamente la disposición espacial de los distintos grupos funcionales. Cuando se quieren mostrar otras propiedades moleculares (como el potencial eléctrico en la superficie de la molécula), o se trata de sistemas muy complejos, como proteínas, ADN o polímeros, se utilizan representaciones especiales, como los modelos tridimensionales (físicos o representados por ordenador). En proteínas, por ejemplo, cabe distinguir entre estructura primaria (orden de los aminoácidos), secundaria (primer plegamiento en hélices, hojas, giros...), terciaria (plegamiento de las estructuras tipo hélice/hoja/giro para dar glóbulos) y cuaternaria (organización espacial entre los diferentes glóbulos). polímero, 3D (centro izquierda) y 2D (derecha). En el modelo 3D de la izquierda, los átomos de carbón están representados por esferas grises; las blancas representan a los átomos de hidrógeno y los cilíndros representan los enlaces. El modelo es una representación de la superficies molecular, coloreada por áreas de carga eléctrica positiva (rojo) o negativa (azul). En el modelo 3D del centro, las esferas azul claro representan átomos de carbón, las blancas de hidrógeno y los cilindros entre los átomos son los enlaces simples]].

Véase también

- Estereoquímica
- Número de Avogadro
- Volumen molar categoría:Química als:Molekül ja:分子 ko:분자 simple:Molecule th:โมเลกุล

Velocidad de escape

La velocidad de escape es aquella que necesita cualquier cuerpo, incluida la luz, para escapar de la atracción gravitatoria de la Tierra o cualquier otro objeto de una gran masa; y desplazarse en el espacio siguiendo una trayectoria hiperbólica y conseguir una órbita heliocéntrica. La velocidad de escape en la superfície de la Tierra es de 40.320 km/h, lo que equivale a 11,2 km/s. A velocidades inferiores el vehículo espacial se convertiría en un satélite artificial en órbita elíptica alrededor del objeto que lo atraiga. Para calcular la velocidad de escape, se usa la siguiente fórmula:

Ve = \sqrt

en la cual: Ve = Velocidad de Escape. G = Constante de Gravitación Universal (6,672 x 10^-11 N m²/kg²). M = Masa del cuerpo celeste (planeta, satélite o estrella). R = Radio del cuerpo celeste. Categoría: Astronáutica ja:宇宙速度

Núcleo

# Biología celular / Citología - núcleo celular: Parte central de la célula rodeada de una membrana propia, llamada membrana nuclear, que contiene el ácido desoxirribonucleico (ADN o en inglés DNA) celular, donde se encuentran codificados los genes. # Física atómica / química - núcleo atómico: Parte central del átomo que contiene partículas con masa llamadas nucleones (protones y neutrones). El resto del átomo está constituido por la corteza, donde se sitúan partículas de baja masa (2000 veces menor que el protón y el neutrón) y de carga eléctrica negativa llamadas electrones. # Computación - kernel # Geología - núcleo de la Tierra ko:핵

Cúmulo de Virgo

El cúmulo de Virgo es el más próximo a la Tierra de los grandes cúmulos de galaxias. Se encuentra a 65 millones de años luz en la constelación de Virgo y contiene alrededor de 2.500 miembros conocidos Categoría:astrofísica galáctica categoría:Objetos astronómicos ja:おとめ座銀河団

Cúmulos abiertos

a su alrededor.]] Un cúmulo estelar abierto es un grupo numeroso de estrellas que puede contener varios miles de objetos formados casi simultaneamente a partir de una misma nube molecular y que permanecen todavía ligados gravitacionalmente. Los cúmulos abiertos se encuentran únicamente en galaxias con formación estelar activa, es decir, en galaxias espirales o irregulares. Típicamente tienen edades inferiores a unos pocos centenares de millones de años y se roompen y dispersan en su rotación alrededor del centro galáctico por interacciones gravitacionales con otros cúmulos o por encuentros cercanos entre sus propias estrellas. Los cúmulos más jóvenes contienen todavía gran cantidad de material gaseoso nebular iluminado por las estrellas y constituyendo regiones H II. Con el tiempo, la presión de radiación del cúmulo dispersa el gas de la nube molecular dejando únicamente las estrellas. Aproximadamente un 10% de la masa de la nube molecular puede condensarse en forma de estrellas antes de dispersarse por la presión de radiación. Los cúmulos estelares son objetos importantes en el estudio de la evolución estelar. Dado que todas las estrellas miembro son de edad y composición química similar pueden ser utilizadas para estudiar sus propiedades mucho mejor que en el caso de estrellas aisladas. Todas las estrellas se han formado en brotes de formación estelar pero las de más edad, como nuestro Sol ya hace mucho tiempo que se alejaron de sus compañeras natales.
- ja:散開星団

Grupo Local

Se denomina Grupo Local al grupo de galaxias en el que se encuentra la nuestra, la Vía Láctea. Está dominado por dos galaxias espirales gigantes, Andrómeda y la Vía Láctea. El resto de galaxias, unas 30, son más pequeñas; muchas de ellas son galaxias satélite de una de las mayores. Las galaxias libres giran en torno al centro de masas del grupo, situado entre Andrómeda y la Vía Láctea. Además, nuestro Grupo Local está contenido dentro del supercúmulo de Virgo, cuyo centro gravitatorio es el denominado Gran Atractor, hacia el cual se dirige el Grupo Local. Dentro del Grupo Local, se conocen tres sistemas domindos por una galaxia masiva actuando como centro y varias galaxias actuando como satélites. Sistema de Andromeda (M31): M32, M110, NGC 147, NGC 185, Andrómeda I, Andrómeda II, Andrómeda III y Andrómeda IV Sistema de la Vía Láctea: Enana de Sagitario, Gran Nube de Magallanes, Pequeña Nube de Magallanes, Enana de Ursa Minor, Enana de Draco, Enana de Carina, Enana de Sextans, Enana de Sculptor, Enana de Fornax, Leo I, Leo II y Enana de Tucana. Sistema del Triángulo (M33): Enana de Piscis (LGS 3)

El futuro del Grupo Local

Se ha observado que Andrómeda y nuestra galaxia se acercan rápidamente a una velocidad de unos 500.000 km/h,lo que plantea que existe un alto riesgo de colisión dentro de unos 3.000 ó 5.000 millones de años, según la masa que tengan estas galaxias. Las consecuencias de semejante choque son inciertas, pero se cree que, o bien podrían fusionarse para formar una galaxia elíptica, o bien se atravesarían, arrancándose material una a la otra. Suceda lo que suceda, si hay colisión, la forma actual de ambas galaxias cambiará para siempre. Por lo que respecta al futuro del Grupo Local, éste podría quedar integrado en el cúmulo de Virgo. Dicho cúmulo está situado en el centro de un supercúmulo mucho mayor, el Supercúmulo de Virgo. Así pues, nuestro grupo se halla en el corazón del supercúmulo situado cercano de la región con mayor influencia gravitatoria, a la cual nos aproximamos. Nota: Conviene no confundir el cúmulo de Virgo con el Supercúmulo de Virgo. Éste último contiene a nuestro Grupo Local, al propio cúmulo de Virgo y a otros cúmulos y grupos menores.

Galaxias del Grupo Local

Galaxia	Tipo	Magnitud absoluta	Diámetro [años luz]	Velocidad radial [km/s]	Distancia [años luz]	Localización
Vía Láctea	SBbc I-II	-20,6	100.000
Enana Elíptica de Sagitario	dSph(E7)	-14,0	10.000		78.000	18h55m \| -30 - 30' \| Sagitario
Gran Nube de Magallanes	Irr III-IV	-18,1	30.000	+119	179.000	05h19,7m \| -68 - 57' \| Dorado
Pequeña Nube de Magallanes	Irr IV-V	-16,2	16.000	+34	210.000	00h51,7h \| -73 - 14' \| Tucana
Enana de la Osa Menor	dSph	-8,9	2.000	-47	215.000	15h08,8m \| +67 - 12' \| Osa Menor
Enana del Escultor	dSph	-10,7	3.000	+115	260.000	01h00,0m \| -33 - 42' \| Escultor
Enana de Draco	dSph	-8,6	3.000	-87	270.000	17h20,1m \| +57 - 55' \| Draco
Enana del Sextante	dSph	-10,0	4,000		280.000	10h13,2m \| -01 - 37' \| Sextans
Enana de Carina	dSph	-9,92	2.000	+13	330.000	06h14,6m \| -50 - 58' \| Carina
Enana de Fornax	dSph	-13,0	6.000	-41	450.000	02h39,9m \| -34 - 32' \| Fornax
Leo II	dSph	-10,2	3.000	+36	670.000	11h13,5m \| +22 - 10' \| Leo
Leo I	dE3	-12,0	3.000	+60	820.000	10h08,5m \| +12 - 18' \| Leo
Enana del Fénix	dIrr/dSph	-9,9	2.000		1.450.000	01h51,1m \| -44 - 27' \| Fénix
Galaxia de Barnard (NGC 6822)	Irr IV-V	-16,4	8.000	+44	1.600.000	19h44,9m \| -14 - 49' \| Sagitario
Andrómeda II	dSph	-11,7	2.000		1.700.000	01h16,4m \| +33 - 27' \| Andrómeda
NGC 185	dSph/dE3	-15,3	8.000	+39	2.000.000	00h39,0m \| +48 - 20' \| Casiopea
Leo III (Leo A)	dIrr	-11,7	4.000	-19	2.250.000	09h59,4m \| +30 - 45' \| Leo
Andrómeda VII	dSph	-12,0	2.000		2.250.000	23h27,8m \| +50 - 35' \| Andrómeda
IC 1613	Irr V	-14,9	10.000	-152	2.300.000	01h05,1m \| +02 - 08' \| Cetus
NGC 147	dSph/dE5	-14,8	10.000	+28	2.350.000	00h33,2m \| +48 - 31' \| Casiopea
Andrómeda III	dSph	-10,2	3.000		2.500.000	00h35,4m \| +36 - 31' \| Andrómeda
Enana de Cetus	dSph	-10,1	3.000		2.550.000	00h26,1m \| -11 - 02' \| Cetus
Andrómeda VI	dSph	-11,3	3.000		2.550.000	23h51,7m \| +24 - 36' \| Andrómeda
Enana de Acuario	dIrr/dSph 2			-23	2.600.000	20h46,8m \| -12 - 51' \| Acuario
M32	dE2	-16,4	8.000	-28	2.600.000	00h42,7m \| +40 - 52' \| Andrómeda
Andrómeda I	dSph	-11,7	2.000		2,600,000	00h45,7m \| +38 - 00' \| Andrómeda
Andrómeda V	dSph	-9,1			2.650.000	01h10,3m \| +47 - 38' \| Andrómeda
LGS 3 (Enana de Pisces)	dIrr/dSph	-9,7	2.000	-149	2.650.000	01h03,8m \| +21 - 53' \| Pisces
Galaxia de Andrómeda (M31)	Sb I-II	-21,1	140.000	-121	2.650.000	0h42,7m \| +41 - 16' \| Andrómeda
NGC 205 (M110)	dSph/dE5	-16,3	15.000	-60	2.650.000	00h41,3m \| +41 - 41' \| Andrómeda
IC 10	dIrr	-17,6	8.000	-146	2.700.000	00h20,4m \| +59 - 18' \| Casiopea
Galaxia del Triángulo (M33)	Sc II-III	-18,9	55.000	-46	2.850.000	01h33,9m \| +30 - 39' \| Triángulo
Enana del Tucán	dSph	-9,6	2.000		2.850.000	22h41,7m \| -64 - 25' \| Tucana
Wolf-Lundmark-Mellote	Irr IV-V	-14,0	10.000	-61	3.000.000	00h02,0m \| -15 - 28' \| Cetus
Enana del Pegaso	dIrr/dSph	-12,7	2.000	-20	3.100.000	23h28,6m \| +14 - 45' \| Pegasus
Enana Irregular de Sagitario	dIrr	-11,0	3.000	+8	3.450.000	19h30,1m \| -17 - 42' \| Sagitario
Enana de Antlia	dSph	-10,7	3.000		4.000.000	10h04,1m \| -27 - 20' \| Antlia
NGC 3109	Irr IV-V	-15,8	25.000	+194	4.100.000	10h03,1m \| -26 - 09' \| Hydra
UGC-A92	dIrr		3.000	+66	4.200.000	04h27,4m \| +63 - 30' \| Camelopardalis
UKS 2323-326	dIrr	-13,1	3.000	+74	4.300.000	23h26,5m \| -32 - 23' \| Escultor
Sextans B	dIrr	-14,4	8.000	+168	4.400.000	10h00,0m \| +05 - 20' \|Sextans
Sextans A	dIrr	-14,3	10.000	+164	4.700.000	10h11,1m \| -04 - 43' \| Sextans
IC 5152	dIrr		8.000	+80	5.200.000	22h06,1m \| -51 - 17' \| Indus
GR 8	dIrr	-12,5	2.000	+183	5.200.000	12h58,7m \| +14 - 13' \| Virgo

Nota: La localización se da primero en ascensión recta y declinación y luego se cita la constelación Categoría:Astrofísica galáctica ja:局部銀河群 ko:국부은하군

Supercúmulo de Virgo

El Supercúmulo de Virgo, o Supercúmulo Local, es el supercúmulo de galaxias que contiene al Grupo Local y con él, a nuestra galaxia, la Vía Láctea. Tiene la forma de un disco plano, con un diámetro de 200 millones de años luz. El supercúmulo contiene alrededor de 100 grupos y cúmulos de galaxias, y está dominado por el cúmulo de Virgo, localizado cerca de su centro. El Grupo Local está localizada cerca del borde del cúmulo de Virgo, al cual es atraído. Por el efecto gravitatorio que ejerce en el movimiento de las galaxias, se estima que la masa total del Supercúmulo de Virgo es de 10¹⁵ masas solares (2 × 10⁴⁶ kgs; ver Órdenes de magnitud (masa)). Debido a que su luminosidad es demasiado pequeña para dicha cantidad de estrellas, se piensa que una cantidad considerable de su masa está compuesta de materia oscura. Se sospecha que, en la medida que los cúmulos se agrupan en supercúmulos, asimismo los supercúmulos se agrupan en hipercúmulos. Estos últimos debe ser las segundas estructuras más grandes del Universo, después de la Gran Pared. Una anomalía gravitacional conocida como el Gran Atractor existe en alguna parte dentro del supercúmulo local.

Vea también

- Astronomía extragaláctica Categoría:Astrofísica galáctica

Cúmulo de Virgo

Centro de gravedad

El centro de gravedad (C.G o también llamado centro de masas) es el punto de aplicación de la resultante de todas las fuerzas de gravedad que actuán sobre las distintas masas materiales de un cuerpo. En física, el centroide, el centro de gravedad y el centro de masas pueden, bajo ciertas circunstancias, coincidir entre si. En éstos casos esto hace válido utilizar estos términos de manera intercambiable. El centroide es un concepto puramente geométrico mientras que los otros dos términos se relacionan con las propiedades físicas de un cuerpo. Para que el centroide coincida con el centro de masa, el objeto tiene que tener densidad uniforme, o la distribución de materia a través del objeto debe tener ciertas propiedades, tales como simetría. Para que un centroide coincida con el centro de gravedad, el centroide debe coincidir con el centro de masa y el objeto debe estar bajo la influencia de un campo gravitatorio uniforme.

Véase también

- Centroide
- Centro de masas ja:重心

Southbridge

Le southbridge est l'une des deux puces du chipset d'une carte mère. L'autre puce est le northbridge. Un southbridge particulier peut fonctionner avec différents northbridges, mais ces deux puces doivent être conçues pour travailler ensemble ; il n'y a aucune norme pour l'interopérabilité entre différents concepteurs de chipsets. La puce southbridge définit et commande le fonctionnement de tous les bus et dispositifs qui ne sont pas pris en charge par le northbridge. Ceci inclut presque toujours le bus PCI, l'interface PS/2 pour le clavier et la souris, le port série, le port parallèle, et le contrôleur de disquette. Certaines de ces fonctions sont souvent prises en charge par un contrôleur secondaire d'I/O, et dans ce cas, le southbridge fournit une interface à ce contrôleur. De plus, sur des machines récentes, il inclut généralement le support de l'interface parallèle ATA et/ou du Serial ATA (pour connecter les disques durs, les lecteurs de CD-ROMs, etc.), d'une interface Ethernet, USB, et IEEE 1394 (firewire). Quelques southbridges implémentent des dispositifs additionnels tels qu'un contrôleur RAID ou un codec audio intégré (carte son intégrée). Catégorie:Matériel informatique ja:サウスブリッジ

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Percutaneous
In surgery, percutaneous pertains to any medical procedure where access to inner organs or other tissue is done via needle-puncture of the skin, rather than by using an "open" approach where inner organs or tissue are exposed (typically with the use of a scalpel). The percutaneous approach is commonly used in vascular procedures. This involves a needle catheter getting access to a blood vessel, followed by the introduction of a wire through the lumen of the nee

Mehen (game)
In Ancient Egypt, Mehen is both what appears to be a mythological character, and a board game. Mehen simply means (one who is) coiled, and describes both, as they are both a coiled snake. Evidence of the game of Mehen dates from approximately 3000 BC (see [http://www.digitalegypt.ucl.ac.uk/naqada/gameboard.html]) and continues until

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