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Oxígeno

Oxígeno

El oxígeno es un elemento químico de número atómico 8 y símbolo O. En su forma molecular, O2, es un gas a temperatura ambiente. Representa aproximadamente el 20% de la composición de la atmósfera terrestre. Es uno de los elementos más importantes de la química orgánica y participa de forma muy importante en el ciclo energético de los seres vivos, esencial en la respiración celular de los organimos aeróbicos. Es un gas incoloro, inodoro e insípido. Existe una forma molecular formada por tres átomos de oxígeno, O3, denominada ozono cuya presencia en la atmósfera protege la Tierra de la inicidencia de radiación ultravioleta procedente del Sol. Un átomo de oxígeno combinado con dos de hidrógeno forman una molécula de agua.

Características principales

En condiciones normales de presión y temperatura, el oxígeno se encuentra en estado gaseoso formando moléculas diatómicas (O2) que a pesar de ser inestables se generan durante la fotosíntesis de las plantas y son posteriormente utilizadas por los animales en la respiración (ver ciclo del oxígeno). El oxígeno líquido y sólido tiene una ligera coloración azulada y en ambos estados es muy paramagnético. El oxígeno líquido se obtiene usualmente mediante la destilación fraccionada del aire líquido junto con el nitrógeno. Reacciona con la práctica totalidad de los metales (exceptuando los metales nobles) provocando la corrosión.

Aplicaciones

La principal utilización del oxígeno es como oxidante ya que tiene una elevada electronegatividad, sólo superada por el flúor, así, por ejemplo, se usa oxígeno líquido en los motores de propulsión de los cohetes, mientras que en los procesos industriales y en el transporte el oxígeno para la combustión se toma directamente del aire. Otras aplicaciones industriales son la soldadura y la fabricación de acero y metanol. La medicina también hace uso del oxígeno suministrándolo como suplemento a pacientes con dificultades respiratorias; y se emplean botellas de oxígeno en diversas prácticas deportivas como el submarinismo o laborales, en el caso de acceder a lugares cerrados, o escasamente ventilados, con atmósferas contaminadas (limpieza interior de depósitos, trabajo en salas de pintura, etc.) El oxígeno provoca una respuesta de euforia en los que lo inhalan, por lo que históricamente se ha usado como divertimento, práctica que persiste hoy día. En el siglo XIX también se utilizó, mezclado con óxido nitroso como analgésico.

Historia

El oxígeno, del griego ὀξύς, ácido, y -geno, de la raíz γεν, generar, —nombre dado por Lavoisier en 1774 que a la postre se ha demostrado inexacto en la medida en que hay numerosos ácidos que no contienen oxígeno— fue descubierto por el farmaceútico sueco Karl Wilhelm Scheele en 1771, pero su trabajo no obtuvo reconocimiento inmediato y en ocasiones se atribuye a Joseph Priestley quien lo descubrió independientemente el 1 de agosto de 1774.

Abundancia y obtención

Es el elemento más abundante de la corteza terrestre (un 46,7% estimado), y de los océanos (en torno al 87% como componente del agua) y el segundo en la atmósfera (cerca del 20%). Los óxidos de metales, silicatos (SiO44-) y carbonatos (CO32-) se encuentran con frecuencia en rocas y suelo. En la atmósfera se encuentra como oxígeno molecular, O2, dióxido de carbono y en menor proporción como monóxido de carbono (CO), ozono (O3), dióxido de nitrógeno (NO2), monóxido de nitrógeno (NO), dióxido de azufre (SO2), etc. En los planetas exteriores (más alejados del Sol) y en cometas se encuentra agua congelada y otros compuestos de oxígeno, por ejemplo, en Marte hay dióxido de carbono congelado. El espectro de este elemento también se aprecia a menudo en las estrellas.

Compuestos

Su alta electronegatividad le hace reaccionar con casi cualquier elemento químico exceptuando los pocos gases nobles. El compuesto más notable del oxígeno es el agua (H2O); otros compuestos bien conocidos son el dióxido de carbono, los alcoholes (R-OH), aldehídos, (R-CHO), y ácidos carboxílicos (R-COOH). Los radicales clorato (ClO3-), perclorato (ClO4-), cromato (CrO42-), dicromato (Cr2O72-), permanganato (MnO4-) y nitrato (NO3-) son fuertes agentes oxidantes. Los Epóxidos son éteres en los que el átomo de oxígeno forma parte de un anillo de tres átomos. El Ozono (O3) se forma mediante descargas eléctricas en presencia de oxígeno molecular (durante las tormentas eléctricas por ejemplo). Se ha encontrado en el oxígeno líquido, en pequeñas cantidades, una doble molécula de oxígeno (O2)2.

Rol biológico

El oxígeno respirado por los organismos aerobios, liberado por la plantas mediante la fotosíntesis, participa en la conversión de nutrientes en energía (ATP). Su disminución provoca hipoxemia y la falta total de él anoxia pudiendo provocar la muerte del organismo.

Isótopos

Oxígeno tiene tres isótopos estables y diez radioactivos. Los radioisótopos todos tienen una vida media de menos de tres minutos.

Precauciones

El oxígeno puede ser tóxico a elevadas presiones parciales. Algunos compuestos como el ozono, el peróxido de hidrógeno y radicales hidroxilo son muy tóxicos. El cuerpo humano ha desarrollado mecanismos de protección contras estas especies tóxicas. Por ejemplo la glutación actúa como antioxidante, al igual que la bilirrubina (un producto derivado del metabolismo de la hemoglobina). Las atmósferas ricas en oxígeno en presencia de materiales combustibles son susceptibles de provocar incendios que se propagan con gran rapidez así como explosiones. Otro tanto sucede si las fuentes de oxígeno son cloratos, percloratos, dicromatos, etc.; estos compuestos con alto poder oxidante, pueden además provocar quemaduras químicas.

Véase también


- Anoxia
- Ciclo del oxígeno

Referencias externas


- [http://enciclopedia.us.es/index.php/Ox%EDgeno Enciclopedia Libre]
- [http://periodic.lanl.gov/elements/8.html Los Alamos National Laboratory - Oxygen]
- [http://www.webelements.com/webelements/elements/text/O/index.html WebElements.com - Oxygen]
- [http://environmentalchemistry.com/yogi/periodic/O.html EnvironmentalChemistry.com - Oxygen]
- [http://education.jlab.org/itselemental/ele008.html It's Elemental - Oxygen]
- [http://www.mtsinai.org/pulmonary/papers/ox-hist/ox-hist-intro.html Oxygen Therapy - The First 150 Years]
- [http://members.tripod.com/tjaartdb0/html/oxygen_toxicity.html Oxygen Toxicity]
- [http://www.mtas.es/insht/ipcsnspn/nspn0138.htm Instituto Nacional de Seguridad e Higiene en el Trabajo de España]: Ficha internacional de seguridad química del oxígeno licuado. Categoría: Elementos químicos als:Sauerstoff ja:酸素 ko:산소 ms:Oksigen simple:Oxygen th:ออกซิเจน

Tabla periódica de los elementos


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

Enlaces externos


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

Atmósfera

Por otros significados véase Atmósfera (desambiguación). La palabra atmósfera (del griego ἀτμός, vapor, aire, y σφαῖρα, esfera) denomina al conjunto de estratos gaseosos que rodean un planeta como, por ejemplo, la Tierra.

Véase también


- Atmósfera terrestre
- Presión atmosférica Categoría:Meteorología Categoría:Atmósfera

Elemento químico

Un elemento químico, o solamente elemento, es una sustancia formada por átomos con el mismo número de protones en el núcleo. Este número se conoce como el número atómico del elemento. Por ejemplo, todos los átomos con 6 protones en sus núcleos son átomos del elemento químico carbono, mientras que todos los átomos con 92 protones en sus núcleos son átomos del elemento uranio. Actualmente se conocen en el mundo millones de compuestos que se encuentran de manera espontanea en la Naturaleza o que han sido creados por el hombre. Cada uno de estos compuestos es el resultado de la combinación de dos o más de estos elementos químicos. Se conocen más de 112 elementos. Algunos son muy comunes y necesarios, como el carbono, el oxígeno o el hidrógeno. Otros, creados artificialmente en aceleradores de partículas o en reactores atómicos, son tan raros que sólo existen durante milésimas de segundo. La ordenación de estos elementos en función de sus propiedades físicas y químicas, da lugar a la llamada tabla periódica. Fue ideada por un químico ruso, Mendeleiev el año 1869. Desde aquella primera tabla que contenía tan sólo 63 elementos hasta la actual que tiene más de 112, se han publicado más de setecientas. La mayoría mantienen el formato clásico, pero también las hay con representaciones bien curiosas, según que incidan en algún aspecto concreto como, por ejemplo, los elementos necesarios para la vida. Existe incluso una tabla futurista que prevé, con todas las reservas, los nuevos elementos que se pueden llegar a crear. Rusos, alemanes y norteamericanos, compiten en la carrera por conseguirlos, una competencia que a menudo genera polémica Categoría:Química ja:元素 ko:화학 원소 ms:Unsur kimia simple:Element th:ธาตุเคมี

Ser vivo

Un ser vivo, también llamado organismo es un conjunto de átomos y moléculas que forman una estructura material muy organizada y compleja, en la que intervienen sistemas de comunicación molecular, que se relaciona con el medio ambiente con un intercambio de materia y energía de una forma ordenada y que desempeña las funciones básicas de la vida que son la nutrición, la relación y la reproducción, de tal manera que los seres vivos actúan y funcionan por sí mismos sin perder su nivel estructural. La materia que compone los seres vivos está formada en un 95% por cuatro átomos que son el carbono, hidrógeno, oxígeno y nitrógeno, a partir de los cuales se forman las moléculas:
- Moléculas orgánicas o biomoléculas: ácidos nucleicos, las proteínas, los glúcidos y los lípidos.
- Moléculas inorgánicas: Agua, Sales minerales y gases.
Estas moléculas se repiten constantemente dentro de los seres vivos, por lo que el origen de la vida procede de un antecesor común hace muchos millones de años sobre la Tierra. Todos los seres vivos están constituidos por células. En el interior de estas se realizan las secuencias de reacciones químicas necesarias para la vida.

Clasificación de los seres vivos

Los seres vivos se clasifican en reinos. La clasificación más extendida es la de cinco reinos con unos dos millones de especies:
- Monera, son los organismos más sencillos, con células procariotas. Están descritas unas 25.000 especies
- Protistas. Unicelulares, pero con núcleo diferenciado. Células eucariotas. Con unas 150.000 especies descritas.
- Hongos con 100.000 especies.
- Plantas con unas 350.000 especies.
- Animales el más numeroso con 1.200.000 especies.

Propiedades de los seres vivos

La vida puede definirse según 7 propiedades básicas de los seres vivos, que nos permiten diferenciarlos del resto de la materia inorgánica:
- Se componen de células
- Crecen y se desarrollan
- Regulan sus procesos metabólicos y de desarrollo
- Presentan movimiento
- Reaccionan a estímulos
- Se reproducen
- Las poblaciones evolucionan y se adaptan al ambiente

Los virus, un caso especial

Los virus cumplen con tres de estas características, pero no tienen metabolismo. Sin embargo, si consideramos que la característica básica de un ser vivo es la evolución biológica, también los virus podrían considerarse seres vivos. Hay cierto consenso, sin embargo, en no considerarlo formas vidas aunque aún hay quien discrepa sobre la cuestión. Como se ve todo depende de qué se considera a la hora de definir la vida. Para már información ver: definiciones de vida

Árbol filogenético

El siguiente diagrama muestra el árbol filogénetico en reinos de los seres vivos teniendo en cuenta los últimos datos moleculares. ,_____________ Proteobacterias alfa ,___| | | ,__________ Proteobacterias beta | |__| ,_____| |_________ Proteobacterias gamma | | | | ,____________ Proteobacterias delta ,___| |___| | | |__________ Proteobacterias epsilon | | | | ,_______________ Planctomices y Chlamydiae | |__| | | ,_________________________ Spirochaetes | |__| | | ,______ Bacteroides y Flavobacterias | |__| | |_______ Bacterias verdes del azufre ,____| | | ,____ Bacterias Gram-positivas con G-C alto ,___| |_____| | | |____ Bacterias Gram-positivas con G-C bajo | | ,___| |_______________________ Cianobacterias y cloroplastos | | ,__| |__________________________ Bacterias verdes no del azufre Bacteria | | ,______| |_______________________________________________ Thermotogales | | | |________________________________________ Hydrogenobacter/Aquifex | | ,_______ Euryarchaeota _____| Archaea ,_______| | ,_____________________________________| |_______ Crenarchaeota | | | | | |_______________ Koryarchaeota | | |___| ,__________________________________________________ Diplomónadas | | | | ,_____________________________________________ Microsporidia | | | |___| | ,_________________________________________ Parabasálidos | | | Eukarya | | | ,________________________________________ Mixomycota | | | | |___| | |_______________________________________ Euglonozoos | |___| | | |_________________________________________ Naegleria | | | | | |_________________________________________ Entamoeba |___| | ,_________________________________ Acrasiomycota | | | | ,________________________________ Rhodophyta | | | | | | ,__________________ Ciliados | | | | |_______| |_______________|_____________ Dinoflagelata | | | | | |_______________ Apicomplexa | | | | ,____________ Laberintúlidos | | | |___| |__________________ Oomicota | | | |________________ Xantophyta |_______________| | |_______________ Chrysophyta | | | |________________ Phaeophyta | | | |_________________ Diatomeas | | ,___________________ Plantae | | |_______________| ,__________ Fungi |__________| |_______ Animalia ?__________________________________________________________ Virus Categoría:Biología

Aeróbico

Un organismo aeróbico es un organismo que basa su metabolismo en el oxígeno. Aerobiosis, en un proceso conocido como respiración celular, usa el oxígeno para oxidación del sustrato (por ejemplo azucares y grasas para obtener energía). Un buen ejemplo podría ser la oxidación de la glucosa (un monosacárido en la respiración aeróbica). :C6H12O6 + 6 O2 -> 6 CO2 + 6 H2O + 38 ATP Dando alrededor de 2880 kJmol-1 El oxígeno es usado durante la oxidación de la glucosa y produce agua. Esta reacción es resumida de los que normalmente pasa en la serie bioquímica conocida como ciclo de Krebs. categoría:Biología

Ozono

El ozono es el estado del oxígeno en el que cada molécula se compone de tres átomos del mismo (O3). A temperatura y presión ambientales el ozono es un gas de olor acre e incoloro, que en grandes concentracciones puede volverse azulado. El ozono tiene un interesante uso industrial como precursor en la síntesis de algunos compuestos orgánicos, y sobre todo, como desinfectante (depuradoras). Su principal propiedad es que es un fortísimo oxidante. Es, sin embargo, conocido por el importante papel que desempeña en la atmósfera. A este nivel es necesario distinguir entre el ozono presente en la estratosfera y el de la troposfera. En ambos casos su formación y destrucción son fenómenos fotoquímicos.

Ozono estratosférico

El ozono se encuentra de forma natural en la estratosfera, formando la denominada capa de ozono. El ozono estratosférico se forma por acción de la radiación ultravioleta, que disocia las moléculas de oxígeno molecular (O2) en dos átomos, los cuales son altamente reactivos, pudiendo reaccionar estos con otra molécula de O2 formándose el ozono. El ozono estratosférico se destruye a su vez por acción de la propia radiación ultravioleta, ya que la radiación con longitud de onda menor de 290 nm hace que se desprenda un átomo de oxígeno de la molécula de ozono. Se forma así un equilibrio dinámico en el que se forma y destruye ozono, consumiéndose de esta forma la mayoría de la radiación de longitud de onda menor de dichos 290 nm. Así, el ozono actúa como un filtro que no deja pasar dicha radiación perjudicial hasta la superficie de la Tierra. El equilibrio del ozono en la estratosfera se ve afectado por la presencia de contaminantes, como pueden ser los compuestos clorofluorocarbonados (CFCs), que reaccionan con el ozono y hacen que se destruya más rápidamente de lo que se regenera. El daño que causan cada uno de estos contaminantes es función de su potencial de agotamiento del ozono.

Ozono troposférico

Sin embargo, también podemos encontrar ozono en la zona más baja de la atmósfera, convirtiéndose en un problema, puesto que el ozono, en concentración suficiente puede provocar daños en la vegetación (a partir de unos 60 microgramos por metro cúbico) o en la salud humana (a partir de unos 150 microgramos por metro cúbico). El mecanismo mediante el cual se genera el ozono en la troposfera es completamente distinto, ya que a esta altura no llegan las radiaciones ultravioletas. El ozono en este caso, se forma a partir de ciertos precursores (NOx - óxidos de nitrógeno; y VOCs - compuestos orgánicos volátiles, como el formaldehido), contaminantes provenientes de la actividad humana. Estos contaminantes se disocian formando radicales con radiación menos energética, y dichos radicales pueden formar ozono con el oxígeno molecular. El conjunto del ozono, NOx y VOCs forma una neblina visible en zonas muy contaminadas denominada smog fotoquímico. Categoría:Medio ambiente Categoría:Compuestos químicos ja:オゾン ko:오존 ms:Ozon

Atmósfera

Por otros significados véase Atmósfera (desambiguación). La palabra atmósfera (del griego ἀτμός, vapor, aire, y σφαῖρα, esfera) denomina al conjunto de estratos gaseosos que rodean un planeta como, por ejemplo, la Tierra.

Véase también


- Atmósfera terrestre
- Presión atmosférica Categoría:Meteorología Categoría:Atmósfera

Radiación ultravioleta

La radiación ultravioleta (UV) es la radiación electromagnética con una longitud de onda menor a la luz visible y mayor a la de los rayos X. El nombre significa más allá del violeta (del latín ultra), dado que el violeta es el color visible con la longitud de onda más corta. La radiación ultravioleta, cuyas longitudes de onda van aproximadamente desde los 400 nm, hasta los 15 nm, es emitida por el Sol en las formas UV-A, UV-B y UV-C pero a causa de la absorción por parte de la atmósfera terrestre, el 99% de los rayos ultravioletas que llegan a la superficie de la Tierra son del tipo UV-A. Estos rangos están relacionados con el daño que producen en el ser humano. La radiación UV-C no llega a la tierra porque es absorbida por el oxígeno y el ozono de la atmósfera, por lo tanto no produce daño. La radiación UV-B es parcialmente aborbida por el ozono y llega a la superficie de la tierra, produciendo daño en la piel. Además de tener daños al ser humano, esta tiene ventajas, puesto que se utilizan para generar espacios estériles, dependiendo de la longitud de onda a utilizar, sera el rango de esterilidad.

Usos

La luz ultravioleta tiene diversas aplicaciones.

Luz ultravioleta (también llamada "luz negra")

ser humano Como luz negra conocemos a las lámparas que emiten casi únicamente radiación UV de onda larga, y poca luz visible. Los fluorescentes ultravioleta son fabricados de la misma manera que los normales, excepto que se usa sólo un fósforo en lugar de los 2 ó 3 usados para producir luz que cubra todo el espectro visible. También se reemplaza el vidrio claro por uno de color azul-violeta, llamado vidrio de Wood. Dicho vidrio contiene óxido de níquel, y óxido de cobalto, y bloquea casi toda la luz visible que supere los 400 nanómetros. El fósforo normalmente usado para un pico de emisión de 368nm a 371nm puede ser tanto una mezcla de europio y estroncio (SrB4O7F:Eu2+), o una mezcla de europio y borato de estroncio (SrB4O7:Eu2+), mientras que el fósforo usado para el pico de 350nm a 353nm nanometers es plomo asociado con silicato de bario (BaSi2O5:Pb+). La radiación ultravioleta, por sí misma, es invisible al ojo humano, pero al iluminar ciertos materiales, la fluorescencia se hace visible. Éste método es usado comúnmente para autenticar antigüedades y billetes, pues es un método no invasivo y no destructivo de examinación. Líquidos fluorescentes se aplican a estructuras metálicas iluminadas con una luz negra. De este modo, rajaduras y otros defectos pueden ser fácilmente identificados. También se usa para iluminar pinturas sensibles a la luz UV. Esto se usa como efecto recreativo, en posters y otros. En ciencia forense, la luz negra se usa para detectar rastros de sangre, orina, semen y saliva (entre otros), causando que estos líquidos adquieran fluorescencia. Usando esta misma técnica, reporteros han revelado pobre higiene en ropa de cama de hoteles, o manchas en ropa que de otra manera serían indetectables.

Lámparas fluorescentes

Producen radiación UV a través de la emisión de gas de mercurio a baja presión. Un recubrimiento fosforescente en el interior de los tubos absorbe el UV y lo hace visible. La longitud de onda de la emisión de mercurio está en el rango UVC. La exposición sin protección de la piel y ojos a lámparas de mercurio que no tienen un fósforo de conversión es sumamente peligrosa.

Control de plagas

Las trampas de moscas ultravioleta se usan para eliminar pequeños insectos voladores. Dichas criaturas son atraídas a la luz UV para luego ser muertas por shock eléctrico, o atrapadas luego de tocar la trampa.

Espectrofotometría

El espectroscopio UV/VIS es ampliamente usado en química para analizar estructuras químicas. Categoría: física ja:紫外線 ms:Ultraungu simple:Ultraviolet

Sol

El Sol es la estrella más cercana a la Tierra, por lo que también es el astro más brillante. Su presencia o su ausencia en el cielo determinan, respectivamente, el día o la noche. La energía radiada por el Sol es aprovechada por los seres fotosintéticos, que constituyen la base de la cadena trófica, siendo así la principal fuente de energía de la vida. También aporta la energía que mantiene en funcionamiento los procesos climáticos. El Sol es una estrella de la secuencia principal con un tipo espectral G2 que se formó hace unos 5 mil millones de años y permanecerá en la secuencia principal aproximadamente otros 5 mil millones de años más. A pesar de ser una estrella mediana, es la única que se resuelve a simple vista, con un diámetro angular de 32' 35" minutos de arco en el perihelio y 31' 31" en el afelio. Lo que da un diámetro medio de 32' 03". Por una extraña coincidencia, la combinación de tamaños y distancias del Sol y la Luna son tales que se ven, aproximadamente, con el mismo tamaño aparente en el cielo. Esto permite una amplia gama de eclipses solares distintos (totales, anulares o parciales).

Nacimiento y muerte del Sol

Más información en: Evolución estelar | Nebulosa protosolar El Sol se formó hace unos 4.500 millones de años a partir de nubes de gas y polvo que ya contenían residuos de generaciones anteriores de estrellas. Gracias a la metalicidad de dicho gas, de su disco circumstelar surgieron, más tarde, los planetas, asteroides y cometas del sistema solar. En el interior del Sol se producen reacciones de fusión en las que los átomos de hidrógeno se transforman en helio produciéndose la energía que irradia nuestra estrella. Actualmente, el Sol se encuentra en plena secuencia principal, fase en la que seguirá unos 5.000 millones de años más quemando hidrógeno de manera estable. Cuando el hidrógeno de su núcleo sea mucho menos abundante éste se contraerá y se encenderá la capa de hidrógeno adyacente, pero esto no bastará para retener el colapso. Seguirá compactándose hasta que su temperatura sea lo suficientemente elevada como para fusionar el helio del núcleo (unos 100 millones de grados). Al mismo tiempo, las capas exteriores de la envoltura se irán expandiendo paulatinamente. Se expandirán tanto que, a pesar del aumento de brillo de la estrella, su temperatura efectiva disminuirá, situando su luz en la región roja del espectro. El Sol se habrá convertido en una gigante roja. El radio del Sol, para entonces, será tan grande que habrá engullido a Mercurio, Venus y, posiblemente, a la Tierra. Durante su etapa como gigante roja (unos 1.000 millones de años) el Sol irá expulsando gas cada vez con mayor intensidad. En los últimos momentos de su vida el viento solar se intensificará y el Sol se desprenderá de toda su envoltura, la cual, formará, con el tiempo, una nebulosa planetaria. El núcleo y sus regiones más próximas se comprimirán más hasta formar un estado de la materia muy concentrado en el que las repulsiones de tipo cuántico entre los electrones extremadamente cercanos (degenerados) frenarán el colapso. Quedará entonces, como remanente estelar, una enana blanca de carbono y oxígeno que se irá enfriando paulatinamente.

Estructura del Sol

Como todas los cuerpos de suficiente masa el Sol posee una forma esférica y a causa de su lento movimiento de rotación, tiene también un leve achatamiento polar. Como en cualquier cuerpo de suficiente masa todas las partículas que lo constituyen son atraídas hacia el centro del objeto por la fuerza de gravedad. Sin embargo, el plasma que forma el Sol se encuentra en equilibrio ya que la creciente presión en el interior solar compensa la atracción gravitatoria produciéndose un equilibrio hidrostático. Ahora bien la presión que sustenta la masa de cualquier estrella está causada tanto por la densidad y temperatura creciente de material en el interior de la estrella como por la presión de radiación causada por el flujo de fotones emitidos. El Sol presenta una estructura en capas esféricas o en "capas de cebolla". La frontera física y las diferencias químicas entre las distintas capas son difíciles de establecer. Sí se puede sin embargo establecer una función física que es diferente para cada una de las capas. En la actualidad, la astrofísica dispone de un modelo de estructura solar que explica satisfactoriamente la mayoría de los fenómenos observados. Según este modelo, el Sol está formado por: 1) núcleo, 2) zona radiante, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona y 7) viento solar.

Núcleo


- Más información en: Nucleosíntesis estelar | Cadenas PP | Ciclo CNO Ocupa unos 139.000 km del radio solar, 1/5 del mismo, y es en esta zona donde se verifican las reacciones termonucleares que proporcionan toda la energía que el Sol produce. Nuestra estrella está constituida por un 81 % de hidrógeno, 18 % de helio y el 1 % restante que se reparte entre otros elementos. En su centro se calcula que existe un 49 % de hidrógeno, 49 % de helio y el 2 % restante en otros elementos que sirven como catalizadores en las reacciones termonucleares. A comienzos de la década de los 30 el físico austríaco Fritz Houtermans (1903-1966) y el astrónomo inglés Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) unieron sus esfuerzos para averiguar si la producción de energía en el interior del Sol y en las estrellas se podía explicar por las transformaciones nucleares. En 1938 Hans Albrecht Bethe (1906- ) en Estados Unidos y Carl Friedrich von Weizsäker (1912-), en Alemania, simultánea e independientemente, encontraron el hecho notable de que un grupo de reacciones en las que intervienen el carbono y el nitrógeno como catalizadores constituyen un ciclo, que se repite una y otra vez, mientras dura el hidrógeno. A este grupo de reacciones se las conoce como "ciclo de Bethe o del carbono", y es equivalente a la fusión de cuatro protones en un núcleo de helio. En estas reacciones de fusión hay una pérdida de masa, esto es, el hidrógeno consumido pesa más que el helio producido. Esa diferencia de masa se transforma en energía según la ecuación de Einstein. E = mc², donde E es la energía, m la masa y c la velocidad de la luz. Estas reacciones nucleares transforman el 0,7 % de la masa afectada en fotones, con una longitud de onda cortísima y por lo tanto muy energéticos y penetrantes. La energía producida calienta el núcleo solar hasta temperaturas de 10 a 20 millones de grados. El ciclo ocurre en las siguientes etapas: 1H¹ + 6C12 → 7N13; 7N13 → 6C13 + e+ + neutrino; 1H¹ + 6C13 → 7N14; 1H¹ + 7N14 → 8O15; 6O15 → 7N15 + e+ + neutrino, y por último 1H¹ + 7N15 → 6C12 + 2He4. Sumando todas las reacciones y cancelando los términos comunes, tenemos 4 1H¹ → 2He4 + 2e+ + 2 neutrinos + 26,7 MeV. La energía neta liberada en el proceso es 26,7 MeV, o sea cerca de 6,7 x 1014 Julios por kg de protones consumidos. El carbono actúa como catalizador, pues al final del ciclo se regenera. Otra reacción de fusión que ocurre en el Sol y en las estrellas, es el ciclo de Critchfiel o protón-protón. Charles Critchfield (1910-1994) en 1938 era un joven físico alumno de George Gamow (1904-1968) en la Universidad de George Washington, tuvo una idea completamente diferente, al darse cuenta de que en el choque entre dos protones muy rápidos puede ocurrir que uno de los protones pierda su carga positiva y se convierta en un neutrón que permanece unido al otro protón constituyendo un deuterón, es decir, un núcleo de hidrógeno pesado. La reacción puede producirse de dos maneras algo distintas: 1H¹ + 1H¹ → 2H² + e+ + neutrino 1H¹ + 1H² → 2He³; 2He³ + 2He³ → 2He4 + 2 1H¹. El primer ciclo se da en estrellas más calientes y con mayor masa que el Sol y la cadena protón-protón en las similares al Sol. En cuanto al Sol, hasta el año 1953 se creyó que su energía era producida exclusivamente por el ciclo de Bethe, pero se ha demostrado en estos últimos años que el calor solar procede en un 99 % del ciclo protón-protón. Llegará un día en que el Sol agote todo el hidrógeno en la región central al transformarlo en helio. La presión será incapaz de sostener las capas superiores y la región central tenderá a contraerse gravitacionalmente, calentándo progresivamente las capas adyacentes. El exceso de energía producida hará que las capas exteriores del Sol tiendan a expandirse y enfriarse y nuestro astro rey se convertirá en una estrella gigante roja. El diámetro del Sol puede llegar a alcanzar y sobrepasar al de la órbita de la Tierra, con lo cual, cualquier forma de vida se habrá extinguido. Cuando la temperatura de la región central alcance aproximadamente 100 millones de grados, comenzará a producirse la reacción del helio en carbono, hasta que el primero se agote, iniciándose una nueva contracción de la estrella al perder su fuente de energía. De este modo nuestro Sol se transformará en una enana blanca y, mucho más tarde, al enfriarse totalmente, en una enana negra.

Zona radiante

En la zona exterior al núcleo el transporte de la energía generada en el interior se produce por radiación hasta el límite exterior de la zona radiativa. Esta zona está compuesta de plasma, es decir, grandes cantidades de hidrógeno y helio ionizado. Como la temperatura del Sol decrece del centro (10-20 millones de grados) a la periferia (6000 grados en la fotosfera), es más fácil que un fotón cualquiera se mueva del centro a la periferia que al revés. Sin embargo, los fotones deben avanzar por un medio ionizado tremendamente denso siendo absorbidos y reemitidos infinidad de veces en su camino. Se calcula que un fotón cualquiera invierte un millón de años, en alcanzar la superficie y manifestarse como luz visible.

Zona convectiva

Esta región se extiende por encima de la zona radiativa y en ella los gases solares dejan de estar ionizados y los fotones son absorbidos con facilidad volviéndose el material opaco al transporte de radiación. Por lo tanto, el transporte de energía se realiza por convección, de modo que el calor se transporta de manera no homogénea y turbulenta por el propio fluido. Los fluidos se dilatan al ser calentados y disminuyen su densidad. Por lo tanto, se forman corrientes ascendentes de material desde la zona caliente hasta la zona superior, y simultáneamente se producen movimientos descendentes de material desde las zonas exteriores frías. Así a unos 200.000 km bajo la fotosfera del Sol, el gas se vuelve opaco por efecto de la disminución de la temperatura; en consecuencia, absorbe los fotones procedentes de las zonas inferiores y se calienta a expensas de su energía. Se forman así secciones convectivas turbulentas, en las que las parcelas de gas caliente y ligero suben hasta la fotosfera, donde nuevamente la atmósfera solar se vuelve transparente a la radiación y el gas caliente cede su energía en forma de luz visible, enfriándose antes de volver a descender a las profundidades. El análisis de las oscilaciones solares ha permitido establecer que esta zona se extiende hasta estratos de gas situados a la profundidad indicada anteriormente. La observación y estudio de estas oscilaciones solares constituye el sujeto de estudio de la heliosismología.

Fotosfera

heliosismología La fotosfera es la zona desde la que se emite la mayor parte de luz visible del Sol. La fotosfera se considera como la «superficie» solar y, vista a través de un telescopio, se presenta formada por gránulos brillantes que se proyectan sobre un fondo mas oscuro. A causa de la agitación de nuestra atmósfera, estos gránulos parecen estar siempre en agitación. Puesto que el Sol es gaseoso, su fotosfera es algo transparente: puede ser observada hasta una profundidad de unos cientos de kilómetros antes de volverse completamente opaca. Normalmente se considera que la fotosfera solar tiene unos 100 o 200 km de profundidad. Aunque el borde o limbo del Sol aparece bastante nítido en una fotografía o en la imagen solar proyectada con un telescopio, se aprecia fácilmente que el brillo del disco solar disminuye hacia el borde. Este fenómeno de oscurecimiento del centro al limbo es consecuencia de que el Sol es un cuerpo gaseoso con una temperatura que disminuye con la distancia al centro. La luz que se ve en el centro procede en la mayor parte de las capas inferiores de la fotosfera, más caliente y por tanto más luminosa. Al mirar hacia el limbo, la dirección visual del observador es casi tangente al borde del disco solar por lo que llega radiación procedente sobre todo de las capas superiores de la fotosfera, más frías y emitiendo con menor intensidad que las capas profundas en la base de la fotosfera. Un fotón tarda en promedio un millón de años en atravesar la zona radiante y un mes en recorrer los 200.000 km de la zona convectiva, empleando tan sólo 499,0047818 segundos en cruzar la distancia que separa la Tierra del Sol. No se trata de que los fotones viajen más rápidamente ahora, sino que en el exterior del Sol el camino de los fotones no se ve obstaculizado por los continuos cambios, choques, quiebros y turbulencias que experimentaban en el interior del Sol. Los gránulos brillantes de la fotosfera tienen muchas veces forma hexagonal y están separados por finas líneas oscuras. Los gránulos son la evidencia del movimiento convectivo y burbujeante de los gases calientes en la parte exterior del Sol. En efecto, la fotosfera es una masa en continua ebullición en el que las células convectivas se aprecian como gránulos en movimiento cuya vida media es tan solo de unos nueve minutos. El diámetro medio de los gránulos individuales es de unos 700 a 1000 km y resultan particularmente notorios en los períodos de mínima actividad solar. Hay también movimientos turbulentos a una escala mayor, la llamada "supergranulación", con diámetros típicos de unos 35.000 km. Cada supergranulación contiene cientos de gránulos individuales y sobrevive entre 12 a 20 horas. Fue Richard Christopher Carrington (1826-1875), cervecero y astrónomo aficionado, el primero en observar la granulación fotosférica en el siglo XIX. En 1896 el francés Pierre Jules César Janssen (1824-1907) consiguió fotografiar por primera vez la granulación fotosférica. 1907 El signo mas evidente de actividad en la fotosfera son las manchas solares. En los tiempos antiguos se consideraba al Sol como un fuego divino y, por consiguiente, perfecto e infalible. Del mismo modo se sabía que la brillante cara del Sol estaba a veces nublada con unas manchas oscuras, pero se imaginaban que eras debidas a objetos que pasaban en el espacio entre el Sol y la Tierra. Cuando Galileo (1564-1642) construyó el primer telescopio astronómico, dando origen a una nueva etapa en el estudio del universo, hizo la siguiente afirmación "Repetidas observaciones me han convencido, de que estas manchas son sustancias en la superficie del Sol, en la que se producen contínuamente y en la que también se disuelven, unas más pronto y otras más tarde". Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada "umbra", rodeada por una "penumbra" más clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12.000 km (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120.000 km de extensión e incluso algunas veces más. La penumbra está constituida por una estructura de filamentos claros y oscuros que se extienden más o menos radialmente desde la umbra. Ambas (umbra y penumbra) parece oscuras por contraste con la fotosfera, simplemente porque están más frías que la temperatura media de la fotosfera. Así, la umbra tiene una temperatura de 4.000º K, mientras que la penumbra alcanza los 5.600º K, inferiores en ambos casos a los 6.000º K que tienen los gránulos de la fotosfera. Por la ley de Stefan-Boltzmann, en que la energía total radiada por un cuerpo negro (como una estrella) es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura efectiva (E = σT4 , donde σ = 5.67051 x 10-8 W/m²/K4 ), la umbra emite aproximadamente un 32 % de la luz emitida por un área igual de la fotosfera y análogamente la penumbra tiene un brillo de un 71 % de la fotosfera. La oscuridad de una mancha solar está causada únicamente por un efecto de contraste; si pudiéramos ver a una mancha tipo, con una umbra del tamaño de la Tierra, aislada y a la misma distancia que el Sol, brillaría una 50 veces más que la Luna llena. Las manchas están relativamente inmóviles con respecto a la fotosfera y participan de la rotación solar. El área de la superficie solar cubierta por las manchas se mide en términos de millonésima del disco visible.

Cromosfera

:Artículo principal: Cromosfera La cromosfera es una capa exterior a la fotosfera visualmente mucho más transparente. Su tamaño es de aproximadamente unos 10.000 km y es imposible observarla sin filtros especiales al ser eclipsada por el mayor brillo de la fotosfera. La cromosfera puede observarse sin embargo en un eclipse solar en un tono rojizo característico y en longitudes de onda específicas, notablemente en Hα, una longitud de onda característica de la emisión por hidrógeno a muy alta temperatura. Las prominencias solares ascienden ocasionalmente desde la fotosfera alcanzando alturas de hasta 150.000 km produciendo erupciones solares espectaculares.

Corona solar

prominencias solares La corona solar está formada por las capas más ténues de la atmósfera superior solar. Su temperatura alcanza los millones de grados, una cifra muy superior a la de la capa que le sigue, la fotosfera, siendo esta inversión térmica uno de los principales enigmas de la ciencia solar reciente. Esta elevadísimas temperaturas son un dato engañoso y consecuencia de la alta velocidad de las pocas partículas que componen la atmósfera solar. Sus grandes velocidades son debidas a la baja densidad del material coronal, a los intensos campos magnéticos emitidos por el Sol y a las ondas de choque que rompen en la superficie solar estimuladas por las células convectivas. Como resultado de su elevada temperatura, desde la corona se emitie gran cantidad de energía en rayos X. En realidad, estas temperaturas no son más que un indicador de las altas velocidades que alcanza el material coronal que se acelera en las líneas de campo magnético y en dramáticas eyecciones de material coronal (EMCs). Lo cierto es que esa capa es demasiado poca denso como para poder hablar de temperatura en el sentido usual de agitación térmica. La corona solar solamente es observable desde el espacio con instrumentos adecuados que anteponen un disco opaco para eclipsar artificialmente al Sol o durante un eclipse solar natural desde la Tierra. El material ténue de la corona es continuamente expulsado por la fuerte radiación solar dando lugar a un viento solar. Así pues, se cree que las estructuras observadas en la corona están modeladas en gran medida por el campo magnético solar y las células de transporte convectivo.

Energía solar

La mayor parte de la energía utilizada por los seres vivos procede del Sol, las plantas la absorben directamente y realizan la fotosíntesis, los hervíboros absorben indirectamente una pequeña cantidad de ésta energía comiendo las plantas, y los carnívoros absorben indirectamente una cantidad más pequeña comiendo a los hervíboros. La mayoría de las fuentes de energía usadas por el hombre derivan indirectamente del Sol. Los combustibles fósiles preservan energía solar capturada hace millones de años mediante fotosíntesis, la energía hidroeléctrica usa la energía potencial de agua que se condesó en altura después de haberse evaporado por el calor del Sol, etc. Sin embargo, el uso directo de energía solar para la obtención de energía no está aún muy extendido debido a que los mecanismos actuales no son suficientemente eficaces.

Observación astronómica del Sol

Las primeras observaciones astronómicas de la actividad solar fueron realizadas por Galileo Galilei utilizando el método de proyección. Galileo descubrió así las manchas solares y pudo medir la rotación solar así como percibir la variabilidad de éstas. En la actualidad la actividad solar es monitorizada constantemente por observatorios astronómicos terrestres y observatorios espaciales. Entre los objetivos de estas observaciones se encuentra no solo alcanzar una mayor comprensión de la actividad solar sino también la predicción de sucesos de elevada emisión de partículas potencialmente peligrosas para las actividades en el espacio y las telecomunicaciones terrestres.

Misiones espaciales

El satélite SOHO e imagen de la corona solar capturada por éste.
Para obtener una visión ininterrumpida del Sol en longitudes de onda inaccesibles desde la superficie Terrestre la Agencia Espacial Europea y NASA lanzaron cooperativamente el satélite SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) el 2 de diciembre de 1995. La sonda europea Ulysses realizó estudios de la actividad solar y la sonda norteamericana Genesis se lanzó en un vuelo cercano a la heliosfera para regresar a la Tierra con una muestra directa del material solar. Génesis regresó a la Tierra en el 2004 pero su reentrada en la atmósfera fue acompañada de un fallo en su paracaidas principal que hizo que se estrellara sobre la superficie. El análisis de las muestras obtenidas prosigue en la actualidad.

Precauciones necesarias para observar el Sol


- No mirar nunca directamente al Sol sin la debida protección, puede causar lesiones y quemaduras graves en los ojos e incluso la ceguera permanente.
- Las gafas de sol, filtros hechos con película fotográfica velada, polarizadores, gelatinas, CD's o cristales ahumados NO ofrecen la suficiente protección a los ojos.
- Una buena protección la proporcionan los filtros MYLAR® o equivalentes. Las gafas utilizadas para la soldadura al arco con cristales de densidades 14 a 16, son idóneas para este fin. Las mismas precauciones deben tenerse en cuenta si se utilizan aparatos ópticos. Los filtros deben ir colocados en la parte frontal y nunca en el ocular.

Artículos relacionados


- Eclipse solar
- Variación solar
- Viento solar
- Dios del Sol

Enlaces externos

General:
- [http://www.solarviews.com/span/sun.htm El Sol (solarviews.com)]
- [http://www.astronomiaonline.com/informacion/sistemasolar/sol.asp El Sol (astronomiaonline.com)] Observación del Sol:
- [http://www.spaceweather.com/sunspots/doityourself_sp.html Recomendaciones para observar el Sol]
- [http://www.arcetri.astro.it/~kreardon/EGSO/gbo/ Lista de la mayoría de observatorios solares terrestres]
- [http://sohowww.nascom.nasa.gov/ Página web de SOHO (The Solar and Heliospheric Observatory]
- [http://rredc.nrel.gov/solar/codesandalgorithms/spa/ Solar Position algorithm]

Bibliografía


- Bonanno, A., Schlattl, H., Paternò, L.: The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS, Astronomy and Astrophysics, v. 390, 2002, p. 1115-1118
- Carslaw, K.S., Harrison, R.G., Kirkby, J.: Cosmic Rays, Clouds, and Climate, Science, v. 298, 2002, p. 1732-1737
- Kasting, J.F., Ackerman, T.P.: Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth’s Early Atmosphere, Science, v. 234, 1986, p. 1383-1385
- Priest, E.R.: Solar Magnetohydrodynamics, 1982, p. 206-245 ISBN 902771374X
- Schlattl, H.: Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem, Physical Review D, vol. 64, 2001, Issue 1
- Thompson, M.J.: Solar interior: Helioseismology and the Sun's interior, Astronomy & Geophysics, v. 45, 2004, p. 4.21-4.25 Categoría:Sistema solar
- als:Sonne ja:太陽 ko:태양 ms:Matahari simple:Sun th:ดวงอาทิตย์ zh-min-nan:Ji̍t-thâu

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

Agua

Este artículo trata sobre el agua de la forma en que la tratamos en nuestra vida diaria. El artículo Agua (molécula) describe al agua desde una perspectiva científica y técnica. El "agua" es una abundante sustancia de la Tierra. Existe en varias formas y lugares: principalmente en los océanos y las capas polares de nuestro planeta, pero también en las nubes, lluvia, ríos y banquisas. En el planeta, el agua se mueve constantemente en su ciclo constituido por la evaporación, precipitación y escorrentía. Todas las formas de vida conocidas necesitan agua para vivir. Los humanos consumen agua potable —agua con cualidades compatibles con nuestro cuerpo—. Este recurso natural se ha vuelto escaso con la creciente población mundial y su disponibilidad en varias regiones habitadas es preocupación de muchas organizaciones gubernamentales.

Propiedades particulares

Apariencia cambiante

humano] El agua toma diferentes formas en la Tierra: vapor y nubes en el cielo, olas y témpanos de hielo flotante en el mar, glaciares en las montañas, acuíferos en el suelo, por nombrar algunos. A través de la evaporación, precipitación y escorrentía el agua se encuentra en contínuo movimiento, fluyendo de una forma a otra en lo que es llamado el ciclo del agua. Debido a la gran importancia de la precipitación para la agricultura y la humanidad en general, recibe diferentes nombres en sus diferentes formas: mientras que la lluvia es común en la mayoría de los países del mundo, otros fenómenos resultan sorprendentes al verlos por primera vez: granizo, nieve, neblina o rocío por ejemplo. Cuando se iluminan, las gotas de agua en el aire pueden refractar los colores del arco iris. De manera similar, la escorrentía ha jugado un papel importante en nuestra historia: los ríos y la irrigación acarrea el agua necesaria para la agricultura. Los ríos y los mares ofrecen oportunidades para el viaje y el comercio. Por la erosión, la escorrentía tuvo un rol importante en el moldeo de nuestro entorno, abasteciéndonos de valles de ríos que proveen de tierra rica y suelo nivelado para el establecimiento de lugares poblados. El agua también se infiltra en el suelo hasta los acuíferos. Este agua subterránea después fluye hacia la superficie en bocas de agua y pozos naturales, o más espectacularmente en géiseres. Este agua también se extrae artificialmente con norias y manantiales. Porque el agua puede contener muchas sustancias diferentes, puede saber u oler diferentemente. De hecho, hemos desarrollado nuestros sentidos para poder evaluar la potabilidad del agua: evitamos los salinos mares y los pútridos pantanos, y nos gusta el agua fresca y pura de los manantiales de las montañas.

Propiedades importantes para los organismos vivientes

géiser :Véase Agua (molécula) para una discusión más detallada sobre las propiedades del agua El agua tiene propiedades inusuales críticas para la vida: es un buen solvente y tiene alta tensión superficial. El agua fresca tiene su mayor densidad a los 4°C: es menos densa al enfriarse o al calentarse. Como una estable molécula polar prevalente en la atmósfera, tiene un importante rol atmosférico como absorbente de radiación infrarroja, crucial en el efecto invernadero. El agua también tiene un calor específico inusualmente alto, importante en el regulamiento del clima global. El agua es un buen solvente y disuelve muchas sustancias, como las diferentes sales y azúcares, y facilita la interacción de químicos lo que ayuda a metabolismos complejos. Algunas sustancias, sin embargo, no se mezclan bien con el agua, incluyendo aceites y otras sustancias hidrofóbicas. Membranas celulares compuestas de lípidos y proteínas, toman ventaja de esta propiedad para cuidadosamente controlar las interacciones entre sus contenidos y químicos externos. Esto se facilita en parte por la tensión superficial del agua. Las gotas de agua son estables debido a su alta tensión superficial. Esto se puede ver cuando pequeñas cantidades de agua se ponen en superficies no solubles como el vidrio: el agua se queda junta en forma de gotas. Esta propiedad es importante en la transpiración de las plantas. Una propiedad del agua simple pero ambientalmente importante es que su común forma sólida, el hielo, flota en el líquido. Esta fase sólida es menos densa que el agua líquida debido a la geometría de los fuertes enlaces de hidrógeno formados solo a temperaturas bajas. Para casi todas las demás sustancias y para todas las otras 11 fases no comunes del hielo de agua excepto ice-XI, la forma sólida es más densa que la forma líquida. El agua fresca es más densa a 4°C, y se hunde por convección al enfriarse a esa temperatura o flota si se hace más frío. Este revés causa que el agua profunda permanezca más caliente que el ligero agua congelado, por lo que el hielo en un cuerpo de agua se formará primero en la superficie y cada vez más abajo, mientras que la mayoría del agua debajo del hielo permanecerá a 4°C. Esto efectivamente aísla el suelo de un lago del frío. La vida en la tierra ha evolucionado en base a las importantes características del agua. La existencia de esta abundante sustancia en sus formas líquida, gaseosa y sólida ha sido sin duda un importante factor en la abundante colonización de los diferentes ambientes de la Tierra por formas de vida adaptadas a estas variantes y a veces extremas condiciones.

Importancia de la posición astronómica de la Tierra

La coexistencia de las fases sólidas, líquidas y gaseosas del agua en la Tierra es tal vez vital para el origen y la evolución de la vida en la Tierra como la conocemos. Sin embargo, la posición de la Tierra en el sistema solar fuera marginalmente más cercana o lejana al Sol, la existencia de las condiciones que permiten a las formas del agua estar presentes simultáneamente serían menos probables. La masa de la Tierra permite a la gravedad el mantener la atmósfera. El vapor de agua y el dióxido de carbono en la atmósfera causan el efecto invernadero lo que ayuda a mantener la relativamente constante temperatura superficial. Si el planeta tuviera menos masa, una atmósfera más delgada causaría temperaturas extremas no permitiendo la acumulación de agua excepto en las capas polares (como en Marte). De acuerdo con el modelo nébula solar de la formación del sistema solar, la masa de la Tierra se debe en gran parte a su distancia del Sol. La distancia entre el Sol y la Tierra y la combinación de radiación solar recibida y el efecto invernadero en la atmósfera aseguran que su superficie no es demasiado fría o caliente para el agua líquida. Si la Tierra estuviera más retirada del Sol, el agua líquido se congelaría. Si la Tierra estuviera más cercana al Sol su temperatura superficial elevada limitaría la formación de las capas polares o forzaría al agua a existir solo como vapor. En el primer caso, la baja reflectibilidad de los océanos causaría la absorción de más energía solar. En el último caso, la Tierra sería inhabitable y tendría condiciones similares a las del planeta Venus. Las teorías Gaia proponen que la vida se mantiene adecuada a las condiciones por si misma al afectar el ambiente de la Tierra.

El agua en la vida diaria

Todas las formas de vida conocidas dependen del agua. El agua es parte vital de muchos procesos metabólicos en el cuerpo. Cantidades significantes de agua son usadas durante la digestión de la comida. Sin embargo, algunas bacterias y semillas de plantas pueden entrar a un estado criptobiotico por un período de tiempo indefinido cuando se deshidratan, y vuelven a la vida cuando se devuelven a un ambiente húmedo. Cerca del 72% de la masa libre de grasa del cuerpo humano está hecho de agua. Para su adecuado funcionamiento nuestro cuerpo requiere entre uno y siete litros de agua diarios para evitar la deshidratación, la cantidad precisa depende del nivel de actividad, temperatura, humedad y otros factores. El cuerpo pierde agua por medio de la orina y heces, la transpiración y la exhalación del vapor de agua en nuestro aliento. Los humanos requieren agua baja en sales y otras impurezas. Algunas impurezas incluyen químicos o bacterias dañinas. Algunos solutos son aceptables y hasta deseables para un sabor agregado. El agua adecuada para tomar se llama agua potable. Debido al crecimiento de la población humana y otros factores, la disponibilidad del agua potable por persona está disminuyendo. Este problema podría resolverse produciendo más agua, distribuyéndola mejor o desperdiciándola menos.

Un recurso escaso

El agua es un recurso estratégico para muchos países. Se han peleado muchas guerras, como la Guerra de los seis días en el Medio Oriente, para poder obtener un mejor acceso al agua. Se prevé más problemas de este tipo en el futuro por la creciente población humana, contaminación y calentamiento global. El World Water Development Report (Reporte mundial del desarrollo del agua) de la UNESCO (2003) de su World Water Assessment Program (Programa mundial para el asesoramiento del agua) indica que en los próximos 20 años, la cantidad de agua disponible para todos decrecerá en un 30%. El 40% de los habitantes del mundo actualmente no tienen la cantidad mínima necesaria para el mínimo aseo. Mas de 2.2 millones de personas murieron en el año 2000 por enfermedades relacionadas con el consumo de agua contaminada o por ahogamiento. En el 2004 el programa de caridad enfocado al agua WaterAid del Reino Unido reportó que un niño muere cada 15 segundos debido a las enfermedades relacionadas con el agua que podrían fácilmente evitarse.

Posibles soluciones para mejorar la disponibilidad del agua

Tres posibles soluciones para mejorar la disponibilidad del agua son: producirla más, distribuirla mejor y desperdiciarla menos. El agua potable se colecta de diferentes fuentes: pozos naturales y artificiales o norias. Si se hacen más pozos en lugares adecuados se podría producir más agua. Otras fuentes de agua son la lluvia y los mares. Esta agua, sin embargo, no es potable y requiere ser purificada. Algunos métodos populares para la purificación son la filtrarla, hervirla y destilarla. Otras técnicas más avanzadas existen, como la osmosis inversa. La distribución del agua se lleva a cabo por medio de los sistemas de agua municipales o como agua embotellada. Algunos países tienen programas para distribuir el agua a los más necesitados libre de cargos. Cabe también resaltar la preocupación cada vez mayor por sustentar mecanismos de medición del agua que se consume en los países en desarrollo con el fin de tener un mayor control sobre su consumo y sobre el transporte del líquido elemento hacia los consumidores. Reducir el desperdicio del agua es otra opción. En algunas ciudades, como en Hong Kong, el agua de mar se usa extensivamente para limpiar los baños para conservar el agua potable.

El agua en la cultura humana

El agua es considerado purificador en muchas religiones, incluyendo el Cristianismo, el Islam y el Judaísmo. Por ejemplo, el bautizo en las iglesias cristianas se lleva a cabo con agua. También un baño ritual con agua pura se celebra para los muertos en muchas religiones incluyendo el Judaísmo y el Islam. Y en el Islam, el Salah diario solo se puede hacer después de la Ablución que consiste en lavarse partes del cuerpo con agua limpia. En el Shinto, el agua se usa en casi todos los rituales para purificar a una persona o lugar. Al agua se le da poderes espirituales en muchas ocasiones. En la mitología celta, Sulis es la diosa local de las aguas termales; en la cultura hindú, la Ganga es personificada como una diosa. Alternativamente, los dioses pueden ser patrones de algunas aguas, ríos o lagos: en la mitología griega y romana, Peneus era un dios de un río. Empédocles, un filósofo griego sostenía que el agua era uno de los cuatro elementos clásicos junto con el fuego, la tierra y el aire, y era la materia primordial del universo, o ylem. En la teoría de los cuatro húmeros corporales, el agua se asocia con el phlegm. El agua también era uno de los Cinco elementos en el Taoísmo chino, junto con la tierra, el fuego, la madera y el metal,

Véase también


- Desalación
- Sequía
- Agua (molécula)
- Lluvia
- Precipitación
- Riego
- Hidrología

Enlaces externos


- [http://www.unesco.org/water/wwap/index_es.shtml Programa Mundial de Evaluación de los Recursos Hídricos]
- [http://www.gemswater.org/index-es.html Programa GEMS/Agua de la ONU]
- [http://www.greenfacts.org/es/desinfectantes-agua/index.htm Consenso científico sobre los desinfectantes del agua] categoría:agua categoría:Bebidas categoría:Explotación de los recursos naturales als:Wasser ja:水 ko:물 ms:Air simple:Water th:น้ำ zh-min-nan:Chúi

Condiciones normales

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

Planta


- Algas verdes
- Embryophyta
  - Embryophyta no vasculares
    - Hepatophyta
    - Anthocerophyta
    - Bryophyta (musgos)
  - Tracheophyta
    - Tracheophyta sin semillas
      - Lycopodiophyta
      - Equisetophyta
      - Pteridophyta
      - Psilotophyta
      - Ophioglossophyta
    - Spermatophyta
      - †Pteridospermatophyta
      - Pinophyta
      - Cycadophyta
      - Ginkgophyta
      - Gnetophyta
      - Magnoliophyta El reino Plantae (Plantas) incluye a los organismos pluricelulares autótrofos que presentan células con núcleo, paredes celulares engrosadas, estando dichas células agrupadas en tejidos con especialización funcional.

Caracteres diferenciales de las plantas


- Nivel celular: Eucariontes
- Nutrición: Fotosíntesis, respiración y transpiración.
- Metabolismo del oxígeno: Necesario
- Reproducción y desarrollo: Asexual. Sexual, con gametos y zigoto, y con esporas haploides (haplo-diploides)
- Tipo de vida: Pluricelulares con y sin tejidos. Inmóviles.
- Estructura y funciones: Con plasmodesmos. Con tejidos celulares variados. Pared celular con celulosa. Con movimiento intracelular. Se forman compuestos secundarios metabólicos: autocianos, flavionas.

Clasificación de las plantas

Las plantas son eucariotas que evolucionaron a partir de algas verdes del grupo Chlorophyta durante el Paleozoico, estas algas colonizaron las zonas emergidas, gracias a una serie de adaptaciones a la xerofilia que originaron el grupo de los Embriófitos. Los embriófitos presentan alternancia de generaciones heterofásica y heteromorfa, son plantas adaptadas a la vida terrestre con órganos apendiculares, también llamados cormobiontes.
- Protocormófitos o briófitos (división Bryophyta), musgos, licopodios y hepáticas. Los briófitos son pequeñas plantas confinadas a ambientes húmedos, además necesitan agua líquida para la fecundación. En el Silúrico aparecieron nuevas formas de embriófitos, con mejores adaptaciones a la xericidad, lo que les permitió la conquista de amplios espacios. Esta mejora permitió una radiación masiva en el Devónico lo que les hizo dominar el paisaje. Este grupo presenta, típicamente, cutículas resistentes a la desecación y tejidos vasculares, que transportan el agua a través del organismo, lo que da origen al termino plantas vasculares. El esporófito funciona como un individuo separado.
- Cormófitos o plantas vasculares.
  - Pteridófitos (división Pteridophyta). Las plantas vasculares incluyen, como subgrupo, a los espermatófitos o plantas con semillas, que se diversificaron al final del Paleozoico. En estos organismos el gametófito está completamente reducido y el esporófito comienza su vida confinado en una estructura especial: la semilla.
- Plantas con semillas.
- Espermatófitos (división Spermatophyta). ::Progimnospermas (subdivisión Progimnospermophytina). ::Cicadofitinos (subdivisión Cycadice, Cycadophytina es un sinónimo) o gimnospermas de hoja pinnada. ::Coniferofitinos (subdivisión Pinicae, Coniferophytina es un sinónimo) o gimnospermas de hoja dicótoma. ::Gnetofitinos (subdivisión Gneticae, Gnetophytina es un sinónimo). ::Angiospermas (subdivisión Magnoliophytina). Estos grupos también se denominan Gimnospermas, excepto las plantas con flores, que se denominan Angiospermas. Éste, es el grupo más numeroso de plantas, aparecieron durante el Jurásico y han llegado a ser completamente dominantes. ---- Árbol filogenético: ,____________________________________________ Ulvophyceae ,___| | |___________________________________________ Chlorophyeae | __|_________________________________________ Micromonadophyceae | | ,_______________________________________________ Charales |___| | ,_____________________________________ Coleochaetales | | |___| ,____________________________________ Hepatophyta | | | |_________________________________ Anthocerophyta |___| | ,__________________________________ Bryophyta | | |___| ,_________________________ Rhynophyta (†) | | | | ,_________ Zosterophyllophyta (†) |___| | | ,___| ,___________________ Lycopoda | | | | | | |___| ,________ Selaginellaceae | | |___| | | |______________ Isoetales |___| | ,_______________ Trimerophyta (†) | | | |_____________________ Psilophyta | | | |____________________ Sphenophyta |___| |_____________________ Pterophyta | | ,________ Progimnospermas (†) | | | | ,____________ Cycadophyta |___| | | |____________ Ginkgophyta | | |___|______________ Pinophyta | | ,_Cycadeoidophyta (†) | | |___|_________ Gnetophyta | |_______ Angiospermae (†): Grupo extinto.

Crecimiento

Las plantas con flor suelen ser anuales. También existe otro tipo de plantas anuales como, por ejemplo:
- Centeno (Secale cereale)
- Mijo (Panicum miliaceum)
- Trigo (Triticum aestivum) Hay plantas de crecimiento bienal, necesitan dos años para completar su ciclo vital. Son de este tipo:
- Acelgas (Beta vulgaris)
- Rábanos (Raphanus sativus)
- Zanahorias (Daucus carota) Existen plantas que viven más de dos años y, a diferencia de las anuales y las bienales, florecen durante bastantes años. Se encuentran en este grupo: árboles, arbustos, matas, lianas y muchas hierbas. Ejemplos de ello son:
- Abeto (Abies alba)
- Encina (Quercus ilex)
- Melisa (Melissa officinalis)
- Romero (Rosmarinus officinalis)

Órganos de las plantas superiores

Los órganos de las plantas superiores son:
- Raíz
- Tallo
- Hoja
- Flor
- Fruto

Véase también


- Botánica

Enlaces externos


- [http://www.botanical-online.com Estudio de las plantas] Categoría:Botánica ja:植物 ko:식물 ms:Tumbuhan