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Galaxia Seyfert

Galaxia Seyfert

Las galaxias Seyfert son galaxias espirales o irregulares que contienen un núcleo galáctico extremadamente brillante, normalmente causado por un agujero negro supermasivo, que a veces puede eclipsar a la propia galaxia. La luz del núcleo varía en menos de un año, lo cual implica que la región de emisión debe tener menos de un año luz de tamaño. Fueron nombradas por el astrónomo Carl Seyfert, quien las estudió extensamente entre los años 1940 y 1950. Se trata de una subclase dentro de las galaxias de núcleo activo. Las galaxias Seyfert se caracterizan por un núcleo muy brillante y por tener un espectro electromagnético donde las líneas de emisión de hidrógeno, helio, nitrógeno y oxígeno destacan por su brillo. Estas líneas de emisión muestran efecto Doppler, lo cual implica velocidades de 500 a 4000 km/s, y se creen originadas en un disco de acreción que rodea el agujero negro central. Cada parte del disco de acreción tiene una velocidad relativa diferente desde nuestra línea de visión, y cuanto más rápido gire el gas en torno al agujero negro, mas ancha será la línea. Las líneas estrechas se creen originadas desde la parte más externa del disco donde la velocidad rotacional es menor, mientras las líneas anchas son originadas en la cercanía del agujero negro. Esto se confirma por el hecho de que no se detecta variación en las líneas estrechas, lo que conlleva que la región de emisión es amplia, en contraste con las líneas anchas cuya variación se produce en escalas de tiempo cortas. Las galaxias Seyfert también muestran una fuerte emisión de ondas de radio, infrarrojo, ultravioleta, y rayos X. Estas galaxias se clasificaron inicialmente como Tipo 1 ó 2, dependiendo de si el espectro muestra líneas de emisión estrechas y anchas, o solamente estrechas. Ahora poseen una clasificación fraccionaria dependiendo de las fuerzas relativas de las componentes estrechas o anchas (p.e. Tipo 1,5 o Tipo 1,9). En las Seyfert de Tipo 2, las componentes anchas se creen oscurecidas por el polvo y/o por el ángulo de visión de la galaxia. En algunas galaxias de Tipo 2, la componente ancha puede ser observada en luz polarizada porque la luz es dispersada por un caliente y gaseoso halo que rodea al núcleo, permitiendo observarla indirectamente. Este efecto fue descubierto en la NGC 1068, una Seyfert de Tipo 2. Categoría:Astrofísica galáctica ja:セイファート銀河

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

Agujero negro supermasivo

Un agujero negro supermasivo es un agujero negro con una masa del orden de millones o miles de millones de masas solares. Se cree que la Vía Láctea tiene un agujero negro supermasivo en el centro galáctico. Se cree que muchas, si no todas, galaxias albergan un agujero negro supermasivo en su centro. Un agujero negro supermasivo tiene algunas propiedades interesantes que lo diferencian de otros de menor masa:
- La densidad media de un agujero negro supermasivo puede ser muy baja, de hecho puede ser menor que la densidad del agua. Esto ocurre porque el radio del agujero negro se incrementa linealmente con la masa, por lo que la densidad decae con el cuadrado de la masa.
- Las fuerzas de marea en la vecindad del Horizonte de sucesos son sensiblemente menores. Dado que el centro de la singularidad esta muy alejado del horizonte, un hipotético astronauta viajando hacia el centro del agujero negro no experimentaría fuerzas de marea significativas hasta adentrarse mucho en el agujero negro. Los agujeros negros de este tamaño pueden formarse solo de dos formas: por una lenta accreción de materia (a partir de un tamaño estelar), o directamente por presión externa en los primeros instantes del Big Bang. El primer método requiere un largo periodo de tiempo y grandes cantidades de materia disponibles para el crecimiento del agujero negro. Mediciones Doppler de la materia que rodea el núcleo de galaxias vecinas revela un movimiento muy rápido, que sólo es posible con una gran concentración de materia en el centro. Actualmente, el único objeto conocido que puede contener sufiente materia en tan reducido espacio es un agujero negro. En galaxias activas más alejadas, se piensa que el ancho de las líneas espectrales está relacionado con la masa del agujero negro que genera la actividad de la galaxia. Estos agujeros negros supermasivos en el centro de muchas galaxias se piensa que son el "motor" de objetos activos tales como galaxias Seyfert y quasars. Se cree que Sagitario A
- es el agujero negro supermasivo central de la Vía Láctea. En mayo de 2004, Paolo Padovani y otros astrónomos punteros anunciaron el descubrimiento de 30 agujeros negros supermasivos fuera de la Vía Láctea. Su descubrimiento sugiere que hay al menos el doble de estos agujeros negros de los que se pensaba previamente.

Enlaces externos

- [http://www.universetoday.com/am/publish/early_black_holes_grew_quickly.html Early Black Holes Grew Up Quickly] Categoría:Agujeros negros

Año luz

Un año luz es la distancia que recorre la luz en un año. Más específicamente, la distancia que recorrería un fotón en el vacío a una distancia infinita de cualquier campo gravitacional o campo magnético, en un año Juliano (365,25 días de 86400 segundos). Equivale aproximadamente a 9,46 × 10¹² kilómetros (unos 10 billones de kilómetros), ya que la velocidad de la luz en el vacío es de 299 792 458 metros por segundo. Debe remarcarse que un año luz no es una unidad de tiempo, sino de longitud. En Astrofísica, el parsec es actualmente la unidad preferida para grandes distancias. También hay unidades de otros periodos de tiempo. Segundo luz es uno de estos. Datos interesantes:
- La luz tarda 8 minutos en viajar desde el Sol hasta la Tierra.
- La Vía Láctea, galaxia a la que pertenece el Sistema Solar, tiene 100.000 años luz de diámetro.
- Según la Teoría de la Relatividad, ningún objeto material (masa > 0) puede viajar más rápido que la luz. Tiempo luz: Tiempo que tarda un haz de luz en llegar a la Tierra desde un cuerpo celeste

Véase también

- Unidad astronómica Categoría:Unidades de longitud ja:光年 ko:광년 ms:Tahun cahaya simple:Light year th:ปีแสง

Astrónomo

y por ser el primero en estudiar la superficie de la Luna.]] Un astrónomo o astrofísico es un científico cuya área de investigación es la astronomía o la astrofísica. Se considera el comienzo de la astronomía en la antigua Babilonia por sus sacerdotes. Estudios recientes de los grabados babilonios han mostrado el conocimiento extremadamente preciso que poseían de su cielo nocturno. Siguiendo a los babilonios, los egipcios también hacían especial hincapié en la observación del cielo. La combinación de las interpretaciones religiosas del cielo, como leyendas y mitos, conducen a una dualidad que hoy nosotros identificamos como astrología. Es importante tener en cuenta que antes de 1750 aproximadamente no se hacía distinción entre astronomía y astrología. A diferencia de la mayoría de científicos, los astrónomos no pueden manipular directamente los objetos que estudian, y deben hacer uso de detalladas observaciones para sus descubrimientos. Generalmente, los astrónomos usan telescopios y otros instrumentos ópticos para sus observaciones.

Astrónomos famosos

Véase también

- Astronomía amateur
- Lista de astrónomos categoría:Astronomía y astrofísica

1940

Siglo: Tabla anual siglo XX (Siglo XIX - Siglo XX - Siglo XXI) Década: Años 1910 - Años 1920 - Años 1930 - Años 1940 - Años 1950 - Años 1960 - Años 1970 Años: 1935 1936 1937 1938 1939 - 1940 - 1941 1942 1943 1944 1945

Acontecimientos

- 9 de abril - Alemania invade Dinamarca y Noruega.
- 10 de mayo - Alemania invade Bélgica, los Países Bajos y Luxemburgo.
- 13 de mayo - Alemania invade Francia al cruzar sus ejercitos el rio Mosa.
- 14 de mayo - La ciudad danesa de Rotterdam es bombardeada por la Luftwaffe, la fuerza aérea nazi alemana.
- 14 de mayo - Los Países Bajos se rinden a Alemania.
- 10 de junio - Italia declara la guerra a Francia y al Reino Unido .
- 14 de junio - Ocupación de París por las fuerzas alemanas.
- 17 de junio - Anexión de Letonia a la Unión Soviética.
- 27 de octubre - Pacto Tripartito Eje Roma-Berlín-Tokio entre Alemania, Italia y Japón.
- 28 de octubre - Grecia entra en la Segunda Guerra Mundial.
- Asesinato de de Trotski en Coyoacán México.

Arte y literatura

- Ernest Hemingway - ¿Por quién doblan las campanas?.

Ciencia y tecnología

Nacimientos

- 17 de enero - Tabaré Vázquez, político uruguayo.
- 6 de abril -Chicho Sánchez Ferlosio, cantautor español.
- 19 de abril-José Luis Gómez, actor español.
- 23 de abril - Dietrich Schwanitz, escritor alemán.
- 5 de mayo - Michael Lindsay-Hogg, cineasta y documentalista.
- 7 de julio - Richard Starkey, mejor conocido como Ringo Starr, músico de rock, batería de The Beatles.
- 13 de julio - Patrick Stewart, actor británico.
- 9 de octubre - John Lennon, músico de rock, fundador del grupo The Beatles.
- 23 de octubre - Pelé, futbolista brasileño.
- 21 de diciembre - Frank Zappa, músico de rock.
- 26 de diciembre - Phil Spector, productor y músico estadounidense.
- Angela Carter. Periodista y novelista británica.

Fallecimientos

- 16 de marzo - Selma Lagerlöf, escritora sueca, premio Nobel de Literatura en 1909.
- 26 de abril - Carl Bosch, químico e industrial alemán, premio Nobel de Química en 1931.
- 20 de mayo - Verner von Heidenstam, escritor sueco, premio Nobel de Literatura en 1916.
- 17 de junio - Arthur Harden, bioquímico inglés, premio Nobel de Química en 1929.
- 29 de junio - Paul Klee, pintor suizo.
- 22 de agosto - Oliver Joseph Lodge, físico y escritor.
- 30 de agosto - Joseph John Thomson, físico británico, Premio Nobel de Física.
- 27 de septiembre - ::Julius Wagner-Jauregg, médico austríaco, premio Nobel de Medicina en 1927. ::Walter Benjamin, filósofo y escritor alemán.
- 4 de noviembre - Manuel Azaña, Presidente de la II República española (1936-1939).

Deporte

Cine

The Philadelphia Story (Historias de Philadelfia) de George Cukor con Cary Grant, James Stewart, Katharine Hepburn.
- Charles Chaplin: "Ador". "El gran dictador".

Música

- Joaquín Rodrigo: "El concierto de Aranjuez".

Premios Nóbel

- Física - 1/3 destinado al Fondo Principal y 2/3 al Fondo Especial de esta sección del premio
- Química - 1/3 destinado al Fondo Principal y 2/3 al Fondo Especial de esta sección del premio
- Medicina - 1/3 destinado al Fondo Principal y 2/3 al Fondo Especial de esta sección del premio
- Literatura - 1/3 destinado al Fondo Principal y 2/3 al Fondo Especial de esta sección del premio
- Paz - 1/3 destinado al Fondo Principal y 2/3 al Fondo Especial de esta sección del premio Categoría: Siglo XX ja:1940年 ko:1940년 ms:1940 simple:1940 th:พ.ศ. 2483

Espectro electromagnético

Se denomina espectro electromagnético al conjunto de ondas electromagnéticas. Van desde las de menor longitud de onda, como son los rayos cósmicos, los rayos gamma y los rayos X, pasando por la luz ultravioleta, la luz visible y los rayos infrarrojos, hasta las ondas electromagnéticas de mayor longitud de onda, como son las ondas de radio. En cualquier caso, cada una de las categorías son de ondas de variación de campo electromagnético. La tabla siguiente muestra el espectro electromagnético, con sus longitudes de onda, frecuencias y energías de fotón: Categoría:Electromagnetismo Categoría:Mecánica ondulatoria

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

Nitrógeno

Elemento químico de número atómico 7, con símbolo N, también llamado ázoe —antiguamente se usó también Az como símbolo del nitrógeno— y que en condiciones normales forma un gas diatómico que constituye del orden del 78% del aire atmosférico.

Características principales

Es un gas inerte, [[no metal]], incoloro, inodoro e insípido que constituye aproximadamente las cuatro quintas partes del [[aire atmosférico, si bien no interviene en la combustión ni en la respiración. Tiene una elevada electronegatividad (3 en la escala de Pauling) y 5 electrones en el nivel más externo comportándose como trivalente en la mayoría de los compuestos que forma. Condensa a 77 K y solidifica a 63 K empleándose comúnmente en aplicaciones criogénicas.

Aplicaciones

La más importante aplicación comercial del nitrógeno es la obtención de amoníaco por el proceso de Haber. El amoníaco se emplea con posterioridad en la fabricación de fertilizantes y ácido nítrico. También se usa, por su baja reactividad, como atmósfera inerte en tanques de almacenamiento de líquidos explosivos, durante la fabricación de componentes electrónicos (transistores, diodos, circuitos integrados, etc.) y en la fabricación del acero inoxidable. El nitrógeno líquido, producido por destilación del aire líquido, se usa en criogenia, ya que a presión atmosférica condensa a -195,8 ºC; aplicación importante es también la de refrigerante, para la congelación y el transporte de comida y la conservación de cuerpos y células reproductivas (semen y óvulos) o cualesquiera otras muestras biológicas. Las sales del ácido nítrico incluyen importantes compuestos como el nitrato de potasio (nitro o salitre empleado en la fabricación de pólvora) y el nitrato de amonio fertilizante. Los compuestos orgánicos de nitrógeno como la nitroglicerina y el trinitrotolueno son a menudo explosivos. La hidracina y sus derivados se usan como combustible en cohetes.

Historia

El nitrógeno (del latín nitrum y éste del griego νίτρον, nitro, y -geno, de la raíz griega γεν generar) se considera que fue descubierto formalmente por Daniel Rutherford en 1772 al dar a conocer algunas de sus propiedades, sin embargo, por la misma época también se dedicaron a su estudio Scheele que lo aisló, Cavendish, y Priestley. El nitrógeno es una gas tan inerte que Lavoisier se refería a él como azote (ázoe) que significa sin vida. Se clasificó entre los gases permanentes, sobre todo desde que Faraday no consiguiera verlo líquido a 50 atm y -110ºC, hasta los experimentos de Pictet y Cailletet que en 1877 consiguieron licuarlo. Los compuestos de nitrógeno ya se conocían en la Edad Media; así, los alquimistas llamaban aqua fortis al ácido nítrico y aqua regia a la mezcla de ácido nítrico y clorhídrico, conocida por su capacidad de disolver el oro.

Abundancia y obtención

El nitrógeno es el componente principal de la atmósfera terrestre (78,1% en volumen) y se obtiene para usos industriales de la destilación del aire líquido. Está presente también en los restos de animales, por ejemplo el guano, usualmente en la forma de urea, ácido úrico y compuestos de ambos. Se han observado compuestos que contienen nitrógeno en el espacio exterior y el isótopo Nitrógeno-14 se crea en los procesos de fusión nuclear de las estrellas.

Compuestos

Con el hidrógeno forma el amoníaco (NH₃) la hidracina (N₂H₄) y el aziduro de hidrógeno (N₃H) también conocido como azida de hidrógeno o ácido hidrazoico. El amoníaco líquido —anfótero como el agua— actúa como una base en una disolución acuosa formando iones amonio (NH₄⁺) y se comporta como un ácido en ausencia de agua cediendo un protón a una base y dando lugar al anión amida (NH₂^-). También se conocen largas cadenas y compuestos cíclicos de nitrógeno, pero son muy inestables. Con el oxígeno forma varios óxidos como el nitroso (N₂O) o gas de la risa, el óxido nítrico (NO) y el dióxido de nitrógeno (NO₂), estos dos últimos se conocen conjuntamente como NO_x y son producto de procesos de combustión contribuyendo a la aparición de episodios contaminantes de smog fotoquímico. Otros óxidos son el trióxido de dinitrógeno (N₂O₃) y el pentóxido de dinitrógeno (N₂O₅), ambos muy inestables y explosivos y cuyos ácidos respectivos son el ácido nitroso (HNO₂) y el ácido nítrico (HNO₃) que forman, a su vez, nitritos y nitratos.

Rol biológico

El nitrógeno es componente esencial de los aminoácidos y los ácidos nucleicos, vitales para la vida. Las legumbres son capaces de absorber el nitrógeno directamente del aire, siendo éste transformado en amoníaco y luego en nitrato por bacterias que viven en sombiosis con la planta en sus raíces. El nitrato es posteriormente utilizado por la planta para formar el grupo amino de los aminoácido de las proteínas que finalmente se incorporan a la cadena trófica (veáse ciclo del nitrógeno).

Isótopos

Existen dos isótopos estables del nitrógeno, N-14 y N-15, siendo el primero —que se produce en el ciclo carbono-nitrógeno de las estrellas— el más común sin lugar a dudas (99,634%). De los diez isótopos que se han sintetizado uno tiene una vida media de nueve minutos y el resto de segundos o menos. Las reacciones biológicas de nitrificación y desnitrificación influyen de manera determinante en la dinámica del nitrógeno en el suelo, casi siempre produciendo un enriquecimiento en N-15 del sustrato.

Precauciones

Los fertilizantes nitrogenados son una importante fuente de contaminación del suelo y de las aguas. Los compuesto que contienen ión cianuro forman sales extremadamente tóxicas y son mortales para numerosos animales, entre ellos los mamíferos.

Referencias Externas

- [http://enciclopedia.us.es/index.php/Nitrógeno Enciclopedia Libre]
- [http://www.webelements.com/webelements/elements/text/N/index.html WebElements.com - Nitrógeno]
- [http://environmentalchemistry.com/yogi/periodic/N.html EnvironmentalChemistry.com - Nitrógeno]
- [http://education.jlab.org/itselemental/ele007.html It's Elemental - Nitrógeno]
- [http://www.sunysccc.edu/academic/mst/ptable/n.html Schenectady County Community College - Nitrógeno]
- [http://www.mtas.es/insht/ipcsnspn/nspn1198.htm Instituto Nacional de Seguridad e Higiene en el Trabajo de España]: Ficha internacional de seguridad química del nitrógeno licuado. Categoría: Elementos químicos ja:窒素 ko:질소 simple:Nitrogen th:ไนโตรเจน

Efecto Doppler

El efecto Doppler, llamado así por Christian Andreas Doppler, consiste en la variación de la longitud de onda de cualquier tipo de onda emitida o recibida por un objeto en movimiento. Doppler propuso este efecto en 1842 en una monografía titulada Über das farbige Licht der Doppelsterne und einige andere Gestirne des Himmels ("Sobre el color de la luz en estrellas binarias y otros astros"). Su hipótesis fue investigada en 1845 para el caso de ondas sonoras por el científico holandés Christoph Hendrik Diederik Buys Ballot, confirmando que el tono de un sonido emitido por una fuente que se aproxima al observador es más agudo que si la fuente se aleja. Hippolyte Fizeau descubrió independientemente el mismo fenómeno en el caso de ondas electromagnéticas en 1848. En Francia este efecto se conoce como "Efecto Doppler-Fizeau". Francia En el caso del espectro visible de la radiación electromagnética, si el objeto se aleja, su luz se desplaza a longitudes de onda más largas, desplazándose hacia el rojo. Si el objeto se acerca, su luz presenta una longitud de onda más corta, desplazándose hacia el azul. Esta desviación hacia el rojo o el azul es muy leve incluso para velocidades elevadas, como las velocidades relativas entre estrellas o entre galaxias, y el ojo humano no puede captarlo, solamente medirlo indirectamente utilizando instrumentos de precisión como espectrómetros. Si el objeto emisor se moviera a fracciones significativas de la velocidad de la luz, entonces sí seria apreciable de forma directa la variación de longitud de onda. Sin embargo hay ejemplos cotidianos de efecto Doppler en los que la velocidad a la que se mueve el objeto que emite las ondas es comparable a la velocidad de propagación de esas ondas. La velocidad de una ambulancia (50 km/h) no es insignificante respecto a la velocidad del sonido al nivel del mar (unos 1.235 km/h), por eso se aprecia claramente el cambio del sonido de la sirena desde un tono más agudo a uno más grave, justo en el momento en que el vehículo pasa al lado del observador.

Véase también

- Efecto Doppler relativista Categoría:Efectos de audio categoría:Mecánica ondulatoria ja:ドップラー効果

Disco de acreción

Un disco de acrecimiento es una estructura en forma de disco alrededor de un objeto central masivo. El disco alimenta el cuerpo central siendo acretado por éste y contribuyendo a su aumento de masa. La dinámica de estos objetos astrofísicos está gobernada principalmente por la ley de conservación del momento angular. El disco puede ser extenso verticalmente dando lugar a una estructura de tipo toroidal. Los discos de acrecimiento pueden encontrarse alrededor de agujeros negros, núcleos de galaxias activos o AGN (Active Galactic Nuclei) o alrededor de estrellas muy jóvenes en proceso de formación. En este último caso se denominan también discos circumestelares. Los sistemas planetarios se originan a partir de discos de este tipo mediante fenómenos de acrecimiento (o agregación) de las partículas originarias, hasta formar los planetas, satélites y los cuerpos menores del sistema. Una estrella u otro astro situado en un sistema binario puede también formar un disco de acrecimiento robando materia de las capas exteriores de su compañera. Esta materia forma un anillo en torno a la estrella captora, pudiendo llegar a caer sobre la superficie de la misma tras describir una trayectoria en espiral. Debido a las enormes velocidades que alcanza la materia en dicha caída se observa una fuerte emisión de rayos X, que ha servido para detectar objetos que no emiten radiación por sí solos, como es el caso de las estrellas de neutrones o los agujeros negros.

Formación de discos de acrecimiento

El disco es una estructura común en el universo. Tanto galaxias como estrellas se han formado a la vez en discos de acrecimiento de muy diferentes dimensiones. El motivo que origina tan comunes estructuras a partir de informes nubes de gas es sencillo. Casi toda masa de gas posee un cierto momento angular, una mínima cantidad de rotación. Es decir, las inmensas nubes que se colapsan formando estas estructuras giran inicialmente, aunque sea muy lentamente. El sistema de gas en rotación se mantiene en un delicado equilibrio que se puede romper debido, p.ej., a la onda de presión de una supernova o a que alcanza una cantidad de masa crítica. Cuando sobreviene la inestabilidad y la nube se comprime por el efecto creciente de la gravedad ésta empieza a experimentar ciertos cambios que la conducirán a formar un disco. Al comprimirse la nube gira más deprisa por conservación del momento angular. Pero este giro solo ocurre a lo largo de su plano de giro. En las zonas de mayor rotación la fuerza centrífuga adquiere cada vez mayor intensidad. Esta asimetría cada vez más acusada es la que, poco a poco, acaba por dar forma al disco. Las regiones suprayacentes y subyacentes al plano de giro, es decir los polos, caen libres a gran velocidad mientras que el gas que gira a lo largo de dicho plano se ve muy frenado por la creciente fuerza centrífuga. Así pues, la acción combinada de rotación y gravedad es la que, al final, dará la característica forma de disco. Los discos de acrecimiento más activos presentan fuertes chorros de emisión de material a lo largo del eje de rotación. Este fenómeno se denomina comúnmente difusión ambipolar. La estructura y naturaleza de los mecanismos de emisión en chorro no se conocen con precisión aunque se cree que tienen que ver con la presencia de un fuerte campo magnético. El material central fuertemente ionizado escupe una parte de sí a través de las líneas de campo que actúan a modo de guías.

Discos de acrecimiento alrededor de estrellas jóvenes

líneas de campo líneas de campo
- Más información en: Disco circumestelar | Nebulosa protosolar La formación de una estrella a partir de una nube de gas molecular es un proceso que transcurre en escalas de tiempo de 10⁵-10⁶ años. Como el momento angular ha de ser conservado la mayor parte del material cae inicialmente sobre un disco de acrecimiento que lentamente va acrecionando sobre la estrella central. El momento angular es redistribuido hacia las regiones exteriores del disco, es decir, la mayor parte de la masa acreta sobre la estrella central mientras que una pequeña parte del material exterior se extiende alejándose y llevándose el momento angular necesario para producir el acrecimiento interior. Estos discos tienen periodos de vida de 1-10 Myr. Las estrellas jóvenes muestran señales de acrecimiento por medio de excesos de emisión infrarroja (presencia de disco) y ultravioleta (acreción de material). El disco, iluminado y calentado por la estrella central, puede percibirse en algunas imágenes astronómicas en el infrarrojo y en rangos de onda del milimétrico. Los discos que no pueden resolverse ópticamente (extensión espacial inferior a la resolución del instrumento) su presencia puede detectarse por medio de la distribución espectral de energía (SED Spectral Energy Distribution) que presenta un exceso de emisión en el infrarrojo. En el caso de ser sistemas múltiples, se ha comprobado que se pueden dar dos configuraciones distintas de discos de acrecimiento: o se forma un disco alrededor de cada uno de los componentes del sistema y un disco en común alrededor de todos ellos, o directamente se forma un disco en común alrededor de los componentes del sistema, sin discos "individuales". En estrellas jovenes pero dentro ya de la secuencia principal y con edades en torno a 100 millones de años se pueden observar discos secundarios de polvo sin restos importantes de gas orbitando la estrella central. Estos discos de segunda generación se formarían a partir de los impactos destructivos entre planetesimales remanentes de la formación planetaria capaces de producir una gran cantidad de polvo.

Discos de acrecimiento alrededor de objetos compactos

A menudo, en sistemas binarios en los que una de las estrellas es un objeto compacto com un púlsar o un agujero negro las observaciones muestran indicios de material circulando de la estrella brillante hacia el objeto compacto. Esto ocurre cuando la estrella posee sus capas exteriores en el interior del límite de Roche del objeto compacto. El material arrancado fluye sobre dicho objeto formando un disco de acrecimiento a su alrededor. En el caso de los agujeros negros, la materia se llega a acelerar tanto que las emisiones de radiación procedentes del vórtice se dan en la banda de los rayos X. Las fuentes de rayos X suelen ser, de hecho, una pista que delata su presencia.

Nucleos de galaxia activos

Véase también

- Formación estelar
- Formación planetaria
- Agujero negro
- Vórtice
- Estrellas binarias Categoría:Astronomía y astrofísica ja:降着円盤

Infrarrojo

La radiación infrarroja o radiación térmica es un tipo de radiación electromagnética de mayor longitud de onda que la luz visible, pero menor que la de las microondas. Consecuentemente, tiene menor frecuencia que la luz visible y mayor que las microondas. luz El nombre de infrarrojo, que significa por debajo del rojo, proviene de que fue observada por primera vez al dividir la luz solar en diferentes colores por medio de un prisma que separaba la luz en su espectro verticalmente de manera que el rojo era el que estaba mas abajo y el violeta el mas arriba. Aunque estas experiencias habían sido realizadas anteriormente por Isaac Newton, William Herschel observó en el año 1800 que se recibía radiacion debajo del rojo al situar termómetros en las diferentes zonas irradiadas por el espectro. Su longitud de onda, entre 700 nanometros y un milímetro, es la siguiente en longitud al rojo, el color de longitud de onda más larga de la luz visible. Los infrarrojos se subdividen en infrarrojos cortos (0,7-5 µm), infrarrojos medios (5-30 µm) e infrarrojos largos (30-1000 µm). Sin embargo, esta clasificación no es precisa porque en cada área de utilización, se tiene una idea de los límites de los diferentes tipos. Los infrarrojos están asociados al calor debido a que a temperatura normal los objetos emiten espontáneamente radiaciones en el campo de los infrarrojos.

Utilidad de los rayos infrarrojos

Los infrarrojos se utilizan en los equipos de visión nocturna cuando la cantidad de luz visible es insuficiente para ver los objetos. La radiación se recibe y después se refleja en una pantalla. Los objetos más calientes se convierten en los más luminosos. Un uso muy común es el que que hacen los comandos a distancia (telecomandos) que generalmente utilizan los infrarrojos en vez de ondas de radio ya que no interfieren con otras señales electromagnéticas como las señales de televisión. Los infrarrojos también se utilizan para comunicar a corta distancia los ordenadores con sus periféricos. Los aparatos que utilizan este tipo de comunicación cumplen generalmente un estándar publicado por [http://www.irda.org Infrared Data Association]. La luz utilizada en las fibras ópticas es generalmente de infrarrojos.

Historia

Los infrarrojos fueron descubiertos en 1800 por William Herschel, un astrónomo inglés de origen alemán. Hershell colocó un termómetro de mercurio en el espectro obtenido por un prisma de cristal con el fin de medir el calor emitido por cada color. Descubrió que el calor era más fuerte al lado del rojo del espectro y observó que allí no había luz. Esta es la primera experiencia que muestra que el calor puede transmitirse por una forma invisible de luz. Los primeros detectores de radiación infrarroja eran bolómetros, instrumentos que captaban la radiación por el aumento de temperatura producido en un detector absorbente.

Interacción de la radiación térmica con los cuerpos

Todos los cuerpos emiten y absorben radiación de su entorno. Si el cuerpo está más caliente que su entorno, se enfriará, ya que la rapidez con que emite energía excede la rapidez con que la absorbe. Cuando alcanza el equilibrio térmico, la rapidez de emisión y la de absorción son iguales. Del mismo modo, dos cuerpos que se encuentran en el vacío y a distintas temperaturas, tienden a llegar al equilibrio dinámico a través de la radiación.

Véase también

- Espectroscopia infrarroja
- Efecto invernadero
- Radiancia Espectral Categoría: Termodinámica ja:赤外線

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

NGC

El Nuevo Catálogo General (cuyo nombre completo es Nuevo Catálogo General de Nebulosas y Cúmulos de Estrellas, en inglés New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars), en contraposición al antiguo Catálogo General, es el catálogo estelar de objetos de cielo profundo más conocido en la astronomía amateur. Contiene 7.840 objetos difusos tales como nubes estelares, nebulosas planetarias y galaxias, la totalidad de objetos del cielo profundo conocidos a finales del siglo XIX. El catálogo fue compilado en la década de 1880 por Johan Ludvig Emil Dreyer utilizando observaciones realizadas principalmente por William Herschel y su hijo, y expandidas con los dos catálogos conocidos como Catálogos Índice I y II (Index Catalogues, IC I & IC II), añadiendo cerca de 5.000 nuevos objetos. Los objetos difusos del hemisferio sur han sido menos estudiados que los objetos del hemisferio norte, muchos de los cuales fueron observados por John Herschel. El catálogo NGC contenía numerosos errores que han sido corregidos en su edición revisada: RNGC (Revised NGC, en español Nuevo Catálogo General Revisado).

Véase también

- Catálogo General
- Catálogo Messier
- Nuevo Catálogo General Revisado

Enlaces externos

- [http://www.seds.org/~spider/ngc/ngc.html The Interactive NGC Catalog] (Inglés)
- [http://www.ngcic.org/ NGC/IC Project Home Page] (Inglés) Categoría:Catálogos astronómicos ja:ニュージェネラルカタログ

Ruimteafval

Ruimteschroot is door mensen gemaakt afval, dat zich in de ruimte bevindt, buiten de dampkring van de aarde. Het kan variëren van verfschilfertjes of metaaldeeltjes, tot niet meer benodigde dekseltjes van satellietinstrumenten, boutjes of veertjes, tot een complete afgedankte kunstmaan of een rakettrap. Dat een verfschilfertje al een probleem kan zijn, komt door de enorme snelheid die dat kan hebben, wat gemakkelijk enkele kilometers per seconde kan zijn. Buiten de dampkring is er geen luchtweerstand die de snelheid doet afnemen. Een kunstmaan kan daardoor beschadigd raken. Tegenwoordig zijn de meeste kunstmanen daartegen beschermd met een pantser. Ook ruimtewandelingen zijn daardoor gevaarlijk. Zonnepanelen van satellieten worden door de toenemende vraag naar energie steeds groter en de kans dat zo'n paneel door ruimteschroot beschadigd wordt, wordt ook steeds groter. Het is onmogelijk een zonnepaneel van een pantser te voorzien. In plaats daarvan wordt het paneel schadetolerant ontworpen. Dat wil zeggen dat terwijl het beschadigde deel van het paneel uitgevallen is, andere delen van het zonnepaneel gewoon hun werk kunnen blijven doen. Alleen die stukken die in een baan rond de aarde blijven cirkelen vormen een probleem. Het meeste ruimteschroot bevindt zich in een lage baan rond de aarde. Wanneer een stuk ruimteschroot naar de aarde valt, dan wordt het meestal verbrand bij terugkeer in de dampkring, vanwege de snelheid en de wrijving met de lucht. Bij grote satellieten en ruimtestations kan er nog een stuk op aarde terechtkomen. Bij ruimtewandelingen is in het verleden gereedschap verloren, dat nu ook in de ruimte rondzweeft. Zo is er een handschoen die astronaut Ed White verloor bij de eerste Amerikaanse ruimtewandeling. Michael Collins verloor een camera bij het ruimtevaartuig Gemini 10. Verder zijn afvalzakken, een schroevendraaier en een tandenborstel verloren. Er wordt nagedacht over een mogelijkheid om het ruimteschroot op te ruimen. Het eenvoudigste is echter om het te voorkomen, vandaar dat satellieten steeds vaker in een baan gebracht waar ze geen kwaad meer kunnen, als die satellieten niet meer nodig zijn. De defensie van de Verenigde Staten houdt het meeste ruimteschroot bij, omdat er bij een raketaanval onderscheid moet kunnen worden gemaakt tussen een raket en ruimteafval. In 1987 waren waren er 7000 geregistreerde objecten groter dan 10 cm. Verder zijn er ongeveer 50.000 stukjes tussen de 1 en 10 cm, en zo'n 10 tot 100 miljard verfschilfertjes (minder dan 1 cm) in een baan rond de aarde. Wolken van zeer kleine deeltjes zijn niet zo schadelijk, maar kunnen erosie veroorzaken, vergelijkbaar met zandstralen. Categorie:Ruimtevaart Categorie:Afval ja:宇宙のごみ

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