¿De qué está formado el cuerpo humano?

Lo primero que nos viene a la mente son los átomos. 

Podemos empezar diciendo que nuestro cuerpo está formado por átomos.

Los átomos y el vacío

Nuestros cuerpo está formado básicamente por cuatro tipos de átomos: hidrógeno, oxígeno, carbono y nitrógeno.

Los átomos están formados por los electrones. Los electrones se encuentran alrededor del núcleo. 

Un núcleo está formado por protones y neutrones. Un protón está formado por cuatro quarks, un neutrón está formado por dos quarks. Los quarks están undos por un «pegamento»: los gluones.

Pero... nos olvidamos de un aspecto mucho más importante: la nada.

De lejos, el mayor constituyente de ti es la nada, el vacío.

Veamos: el átomo más simple de nuestro cuerpo: el átomo de hidrógeno. 

Este átomo tiene un núcleo, y a su alrededor hay un electrón. Entre el núcleo y el electrón hay grandes cantidades de nada. El átomo de hidrógeno es un 99,9999999999996% de espacio vacío.

Si el átomo de hidrógeno tuviera el tamaño de la Tierra el núcleo tendría unos 200 metros de diámetro y el resto sería todo espacio vacío: el núcleo sería como el tamaño de un colegio nacional... ¡nada más!, ¿y el resto? El resto sería espacio vacío.

Si tu peso fuera de 70 kilos el número de átomos en tu cuerpo sería de 7.000 cuatrillones (se escribe un 7 seguido de 27 ceros).

Y aún así el 99% de tu peso estaría compuesto por solo seis clases de átomos: tenemos 65% de oxígeno, 18% de carbono y 10,2% de hidrógeno.

Podemos añadir una pequeña cantidad de nitrógeno (3,1%), una pizca de calcio para esos huesos (1,6%), y algo de fósforo (1,2%).

Agregamos 0,25% de potasio y sulfuro y porcentajes más ínfimos de sodio, magnesio y cloro, y ya llegamos al 99,95%.

La historia de nuestros átomos

Cada átomo en ti vino de otra parte. 

Los átomos de tu cuerpo se reemplazan constantemente en diferentes ritmos. Algunos permanecen horas, otros años. Pero al cabo de 10 años la mayoría ya han sido sustituidos.

Y solo hay dos formas en que los átomos pueden entrar a tu cuerpo: a) a través del aire que respiras, y b) de la comida y bebidas que consumes.

En otras palabras: los átomos que llegaron a tu cuerpo vienen del aire, las plantas, los animales y los minerales.

Si pudiéramos seguir la trayectoria de un átomo a través de la historia, este habría estado incorporado muchas veces en otros animales y plantas. De hecho, tus átomos han estado en todo tipo de vida, desde árboles hasta el césped, perros e insectos, dinosaurios y bacterias, hasta personajes históricos.

Con la excepción de algunos átomos producidos por la desintegración radioactiva, cada átomo de tu cuerpo existía cuando la Tierra se formó hace 4.500 millones de año.

Pero, si tus átomos ya existían cuando se formó la Tierra, ¿de dónde vienes?

El Sistema Solar se formó a partir de gas y polvo espaciales que, a su vez, solo podrían haber tenido dos fuentes.

El primero de ellos es, efectivamente, el Big Bang de hace unos 13.800 millones de años, responsable de la producción de hidrógeno.

El resto de los átomos se produjeron en estrellas, que luego explotaron en vastas convulsiones cósmicas conocidas como supernovas.

Con información de BBC Mundo

Cómo filmar un electrón: la química de lo improbable

Esta es una historia improbable. Porque hasta hace menos de una década parecía imposible poder llegar a ver cómo se mueven los electrones en una molécula, rompiendo y formando sus enlaces, es decir, moviendo los hilos de la química. En ese mundo subatómico todo sucede increíblemente rápido: exactamente en cuestión de attosegundos, la trillonésima parte de un segundo (10^-18). Y a esa escala, un segundo es un tiempo infinito.

Improbable también porque para ver y grabar el movimiento de algo tan pequeño y rápido se necesitan instalaciones enormes y superordenadores calculando durante años. Improbable, en definitiva, porque pocas veces sucede que un descubrimiento pueda cambiar la forma de practicar la química. Esta es, por tanto, una historia que requiere una profunda imaginación.

En 2001 se produjo un avance tecnológico que alteró ese improbable. Investigadores del Instituto Max Planck de Óptica Cuántica, en la ciudad alemana de Gotinga, generaron los primeros pulsos de luz de duración de attosegundos con láseres superrápidos. Para nosotros es un intervalo de tiempo irrelevante, pero en esos brevísimos instantes es cuando los electrones despliegan su ritmo natural. Por primera vez se disponía de la fuente de luz necesaria para verlos, y quizá, grabarlos.

La primera cámara de attosegundos

Ocho años después, un equipo liderado por los investigadores Fernando Martín, de la Universidad Autónoma de Madrid, Marcus Vrakking, del Instituto Max Born en Berlín y Mauro Nisoli, del Politécnico de Milán, diseñó la primera cámara de attosegundos capaz de ver el movimiento de los electrones en las moléculas. La primera película mostraba la intimidad a tiempo real de la molécula de hidrógeno, la más sencilla del universo.

Una mirada al interior de las moléculas. Crédito: UAM

El experimento se inspiraba en la cámara que el Nobel egipcio Ahmed Zewail había diseñado para ver el movimiento de los núcleos, pero con mayor resolución. En ella, un pulso de luz de attosegundos irradia una molécula e induce el movimiento de los electrones. En intervalos también de attosegundos, otro pulso ultraveloz toma fotografías que finalmente se proyectan de forma concatenada creando la ilusión del movimiento —como el del tren llegando a una estación, que tanto asombró a los espectadores de las primeras películas de los hermanos Lumière en 1896. 


“La diferencia con una película normal es que para filmar algo que se mueve en tiempos tan cortos como los attosegundos, hay que tomar fotografías con unos tiempos de exposición que sean del mismo orden. De lo contrario saldrían movidas”, explica Martín.

Superar la complejidad técnica —estos láseres ocupan la planta entera de un edificio y tienen miles de piezas y dispositivos ópticos— fue posible por la combinación de las aportaciones de los tres científicos: Nisoli es pionero en el desarrollo de uno de los primeros pulsos de luz de attosegundos, Vrakking es experto en espectroscopía molecular y Martín lidera uno de los dos únicos grupos del mundo capaces de desarrollar herramientas de visualización, porque las películas que salen de estas cámaras no se entienden en absoluto, son solo manchas borrosas.

“Es un poco más complicado, pero la idea de base es la misma que en las películas en 3D: si no te pones las gafas que te dan en el cine, la imagen se ve borrosa. Tenemos que desarrollar el equivalente de unas gafas para traducir las imágenes en algo que entendamos”, continúa Martín. Estas herramientas se obtienen resolviendo la ecuación de Schrödinger, que gobierna el mundo atómico y subatómico de igual forma que las de Newton rigen en el macroscópico. Sin embargo son mucho más difíciles de resolver, especialmente en el caso de moléculas, y necesitan de supercomputadores. El equipo de Martín utilizó el Mare Nostrum, del Centro Nacional de Supercomputación en Barcelona. Los cálculos tardaron un año.

Controlar reacciones químicas

Cuatro años después, en 2014, Martín y Nisoli obtuvieron la primera película de una molécula con interés biológico, la fenilalanina, un aminoácido esencial. En el experimento apareció otro efecto improbable: además de ver el movimiento de los electrones en una molécula más compleja, los científicos comprobaron que con estos pulsos de luz podían, digamos, modificarlo a voluntad. Y ahora es cuando esta historia se adentra en un terreno que solo podemos imaginar. Porque como los enlaces entre distintos átomos se rompen o forman en función de lo que dicen los electrones, si estos se movieran de otra manera podrían romperse o formarse otros enlaces; es decir, la química resultante podría ser completamente distinta a la que conocemos.

“El objetivo es intentar controlar las reacciones químicas a voluntad; por ejemplo, forzar que algo reaccione porque un pulso de luz va a cambiar el movimiento de sus electrones, o lo contrario, que moléculas que reaccionan de manera espontánea dejen de hacerlo”, concluye Martín.

Estos descubrimientos están dando lugar a una nueva manera de hacer química basada en la utilización de láseres de attosegundos y supercomputación, para la que ya se ha acuñado un término: attoquímica. Aún queda mucho por avanzar hasta que se traduzca en técnicas que lleguen a los laboratorios. Mientras tanto, varios grupos investigan su aplicación en el grafeno, el nuevo material del que se dice que cambiará el mundo.

Tomado de: Open Mind

Agua oxigenda... ¡nos han estado mintiendo todo el tiempo!

¡Ah el agua oxigenada! Esa sustancia llamada químicamente peróxido de hidrógeno cuyo recipiente reposaba en las vitrinas/botiquines de nuestros padres, haciendo juego con el alcohol; el alcohol y el agua oxigenada eran omnipresentes.

Hoy el mundo se me ha hecho un poco más cuesta arriba, y todo por leer que la utilidad desinfectante del agua oxigenada ha quedado en entredicho. Parece ser que aparte de servir para hacer un volcán en tu clase de ciencia vertiéndola sobre levadura (el bicarbonato y el vinagre también cumplían) o para teñir de rubio a tu hermano pequeño cuando entrabas en fase experimentadora, los poderes curativos del agua oxigenada eran casi un bluf, un timo, un engaño en el que participaban inadvertidamente nuestros pobres padres.

De niños todos la teníamos por una sustancia mágica indolora. Preferíamos un bote entero de agua oxigenada sobre la herida recién abierta a unas gotitas de alcohol, que eso si que escocía que daba gusto. Suponíamos que cuando comenzaba a surgir sobre la herida esa espumilla (acompañada de su sonido reactivo peculiar), eso significaba que las huestes de gérmenes que intentaban adentrarse en nuestro cuerpo eran barridas por aquella mortífera sustancia que – sin embargo – era inocua para nosotros. ¡Grave error!

La espumilla se forma por una reacción química que se da entre el peróxido de hidrógeno y una enzima llamada catalasa que se encuentra en nuestras células y sangre. Sin embargo esta reacción no es particularmente “buena” combatiendo a las infecciones. Es probable que tanto el agua oxigenada como el alcohol maten algunas bacterias, sí, pero también matan e irritan a los tejidos sanos en la base de la herida.

¿Entonces qué? ¿Cómo curar los cortes y heridas abiertas? Bien, según puedo leer en el LA Times las reglas han cambiado y los médicos aconsejan: “no echar sobre una herida nada que no te echases en los ojos”.

Lo sentimos mucho. ¿Sigues guardando los botecitos de alcohol y agua oxigenada por si acaso? Pues me temo que – al igual que yo – estás más desactualizado que la casa de Winona Ryder en Stranger Things. Toma nota y apúntate el nuevo protocolo:

Para una herida abierta, por ejemplo un corte o una rozadura profunda, se debe limpiar la herida inmediatamente con agua corriente o con una solución salina durante unos minutos. También puede usarse jabón para limpiar el área circundante. Una vez que la herida esté lo suficientemente limpia, hay que aplicar presión directa y firme con una gasa o una toalla limpia durante unos minutos. A no ser que uno esté tratándose con un anticoagulante, esto debería ser suficiente para detener el sangrado. Tras eso la herida abierta debe cubrirse y mantenerse húmeda, para lo cual puede emplearse vaselina.

Así que ya lo saben, a deshacerse del agua oxigenada en todos nuestros botiquines.

Fuente:

Mailkelnais Blog

Mi nombre es Bond... Hydrogen Bond

Te contamos la historia de un átomo "desesperado" por captar electrones y que acaba formando una de las uniones químicas fundamentales para la vida.

Podría decirse que un enlace por puente de hidrógeno, hydrogen bond en inglés, es una fuerza dipolo-dipolo resultado de la fuerza atractiva de un átomo muy electronegativo y un átomo de hidrógeno unido covalentemente a otro átomo electronegativo. Puede ser tanto intra como intermolecular… blablablá, blablablá, blablablá… pero así expresado ni los químicos se enteran.

Primeramente debe indicarse que la capa de valencia de los átomos es una especie de vitrina en la que cada elemento tiene capacidad para un determinado número de electrones. Sólo algunos privilegiados, los gases nobles, la tienen llena -por eso no se unen a nadie- mientras el resto intentan llenarla con mayor o menor energía. Los más impetuosos –electronegativos- de todos los elementos a la hora de llenar su capa de valencia son, por orden y con diferencia, el flúor, el oxígeno y el nitrógeno. Estos elementos tienen mucha, muchísima, tendencia a captar electrones de otros átomos para completar los ocho electrones que entran en su vitrina. Es un tesoro que quieren obtener casi a cualquier precio. Para ello, en muchas ocasiones se asocian, mediante enlace covalente, para prestarse electrones con otros átomos, de tal forma que ambos puedan lucir su vitrina llena.

El hidrógeno en busca de sus electrones 

Por otro lado, el átomo de hidrógeno tiene una pequeña vitrina donde nada más caben dos electrones, aunque con un solo electrón. Este electrón único, en el enlace covalente con uno de los citados elementos electronegativos, le es arrebatado por el átomo de gran avaricia electrónica, de manera que el pobre hidrógeno se queda en la práctica sin ningún electrón. El hidrógeno que también, aunque menos, es electronegativo, pasa a tener una carga parcial positiva, que para cualquier otro elemento no supondría demasiado, pero dado el diminuto tamaño del hidrógeno supone una elevada carga. Desesperado por tener algún electrón en su vitrina, capa de valencia, para perder su parcial carga positiva, se revela ante el robo sufrido e intenta agarrar electrones en otros átomos electronegativos, bien de la misma molécula –enlace intramolecular-, bien de moléculas adyacentes –enlace intermolecular-. Este intento de captura de electrones es el enlace de hidrógeno, también denominado puente de hidrógeno.

Pero, y ¿esto para qué sirve? Pues aunque parezca simple, casi irrisorio, este enlace se constituye como una unión fundamental para la vida. Por ejemplo, gracias a puentes de hidrógeno intermoleculares se explica el extraordinariamente alto punto de ebullición del agua  (100ºC) en comparación al compuesto más parecido molecularmente que existe, el sulfuro de hidrógeno (-60ºC), el cual es incluso más pesado; o, por otro lado, puentes de hidrógeno intramoleculares son los responsables de las uniones internas en la famosa estructura del ADN, denominada de doble hélice.

Antonio Jesús Jiménez estudia Ciencia y Tecnología de Nuevos Materiales en la Universidad de Sevilla. Artículo escrito en colaboración con la UCC+i de la Universidad de Sevilla. 

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Muy Interesante

¿Cómo nacen las estrellas?

• Nacen a partir de la agregación del gas y polvo frío de las nebulosas
• Viven gracias al tenso equilibrio entre gravedad y reacciones nucleares

Corazón de NGC 604, una nebulosa con unas 200 estrellas nacientes.NASA/Hui Yang

Las estrellas nacen por azar. Se juntan fragmentos de materia de las nubes frías de gas y polvo que flotan en el espacio, las llamadas nebulosas. Estas partículas se van agregando por atracción gravitatoria hasta formar una gran masa.

Este conglomerado, por efecto de la gravedad, se contrae sobre sí mismo y como consecuencia aumenta en su centro, la densidad, presión y calor. De esta manera, los átomos se mueven cada vez más rápido y chocan unos con otros. En esas condiciones, pronto se inician reacciones de fusión nuclear. Cuando comienzan ha nacido la estrella.

Las agrupaciones de masa que no logran iniciar las reacciones nucleares, es decir, las estrellas frustradas, se denominan enanas marrones. Las que sí lo logran continúan un arduo camino cósmico. Las reacciones nucleares liberan presión del centro de la estrella, contrarrestan el efecto de la gravedad, lo que evita que la estrella colapse sobre sí misma.

La estrella vivirá gracias a ese tenso equilibrio entre gravedad y reacciones nucleares. Morirá cuando la gravedad gane la batalla, algo que sucederá sin excepción.

Evolución estelar

Las estrellas evolucionan a medida que van agotando su masa, que es el combustible de las reacciones nucleares. Cuanto más masa tiene una estrella, más combustible tiene para alimentar su ‘motor’ y brilla más, pero vive menos tiempo.

Cuando se agota el combustible de su centro, la estrella vuelve a contraerse y aumenta de nuevo su temperatura, lo que favorece las aparición de nuevas reacciones nucleares. Esta vez se producen en la siguiente capa de masa alrededor de la central, que ya está gastada y contrayéndose. Esta capa circundante se expande y así la estrella se hace más grande.

El aumento de volumen es el responsable del cambio de color de las estrellas. Cuanto más grande, más se enfrían las capas externas y emiten luz visible en un color determinado. Las estrellas más frías son rojas (con unos 2800 ºC), las amarillas rondan los 5500 ºC, las más calientes son azules (aproximadamente 20.000 ºC) y las verdosas (100.000 ºC).

Un estrella típica de masa media es nuestro Sol. Es joven, tiene tan solo unos 4.600 millones de años. Es una gigante amarilla y dentro de 7.000 millones de años habrá madurado y se habrá convertido en una gigante roja.

Será unas cien veces más grande de lo que es en la actualidad y habrá engullido a la Tierra. Morirá a la edad de 12.000 millones de años tras perder gran parte de su masa, que habrá lanzado eyectada en todas direcciones formando una nebulosa planetaria. Será entonces una enana blanca, que brillará con debilidad hasta que se agote, se vuelva negra e inerte.

La mayoría de la estrellas mueren como enanas blancas, excepto las estrellas supermasivas, que son de color azul. Ellas tienen un final apoteósico. Su final consiste en una explosión de brillo excepcional llamada supernova. Desprenden en unos pocos segundos tanta energía como la que ha emitido y emitirá nuestro Sol en toda su existencia.

Fuente:

RTVE Ciencia
 

La Bomba del Zar, el arma nuclear más potente de la historia

La bomba de hidrógeno soviética AN602, Bomba del Zar para los amigos, ha sido el dispositivo nuclear más potente de la historia. Fue detonado el 31 de octubre de 1961, sobre la zona de pruebas militares del archipiélago de Nueva Zembla, en el Océano Glacial Ártico.

La explosión fue algo terriblemente legendario (con una potencia diez veces superior a la de todos los explosivos de la Segunda Guerra Mundial juntos), y además nos arroja algunos datos que nos permite estimar su capacidad de destrucción.

Cinco datos sobre la Bomba del Zar

1.

Tenía un rendimiento de 50 megatones. Para que nos hagamos una idea de tal magnitud, nada como leer el siguiente fragmento de 100 analogías científicas de Joel Levy:

para reunir la cantidad equivalente de explosivos convencionales sería necesario un tren de 666.000 vagones de 15 metros de largo, cada uno con 75 toneladas de TNT, que ocuparía una longitud de 10.000 km.

2.

La Bomba del Zar era 1.400 veces más potente que las bombas de Hiroshima y Nagasaki juntas. La presión bajo la explosión fue de 211.000 kilos por metro cuadrado (20,7 bares), más de diez veces la que hay en el neumático de un automóvil.

3.

Durante su explosión, su emisión de potencia fue equivalente a aproximadamente el 1,4 % de la del Sol. La energía luminosa fue tan poderosa que pudo ser vista incluso a una distancia de 1000 km, con cielo nublado. La energía térmica fue tan grande que podría haber causado quemaduras de tercer grado a una persona que se encontrara a 100 km de la explosión.

4.

De explotar bajo tierra, la Bomba del Zar habría sido equivalente a un terremoto de 7,1 en la escala de Richter.

5.

Produjo una nube de hongo de 64 kilómetros de altura. Casi siete veces más alta que el Everest. La onda de choque fue lo bastante potente como para romper vidrios gruesos incluso a más de 900 km de la explosión, y fue grabada girando alrededor de la Tierra tres veces.

En el mundo, a pesar de los tratados de reducción de armamento, se estima que hay 23.360 cabezas nucleares almacenadas en 111 lugares distintos repartidos en 14 países, cuya potencia conjunto ronda los 7.000 megatones. Al menos es una cifra menos aterradora que la existencia en el punto culmen de la Guerra Fría, en 1973, cuando había 27.333 megatones.

Con todo, no es una potencia suficiente para destruir directamente a la civilización humana: sólo para arrasar con todas las ciudades serían necesarias 99.293 cabezas nucleares de alto rendimiento. Para arrasar la superficie terrestre: 1.241.166 cabezas. ¿Y qué tal algo más parecido al rayo de la Estrella de la Muerte?

Para superar la energía de cohesión de la Tierra y destruir el planeta por completo serían necesarios 50.000 billones de megatones.

Con todo, los efectos secundarios de un ataque estratégico con todo lo que tenemos probablemente aniquilaría a la especie humana habida cuenta de los efectos secundarios que se generarían.

Más información | Neoteo

Fuente:

Xakata Ciencia

¿Por qué se pega la piel al metal congelado?

Si uno pone la lengua en un metal congelado, la alta conductividad del metal le quita el calor a la lengua más rápido de lo que el cuerpo lo puede suministrar.

Eso hace que el agua en la saliva se congele muy rápido.

El hielo crea lazos de hidrógeno entre el metal y la piel, como lo hace el agua líquida, sólo que en este caso toda la superficie se pega.

Lo mismo pasa con los dedos pues las puntas proveen algo de aspereza y la piel usualmente tiene una pequeña cantidad de humedad por el sudor.

Pero la piel muy tersa y seca no se pega.

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BBC Ciencia

¿Cómo irrita los ojos el gas lacrimógeno?

Molécula de gas CS

La forma más común de gas lacrimógeno usado por la policía de antidisturbios es el clorobenzilideno malononitrilo, conocido como gas CS en honor a los científicos que lo descubrieron, Ben Corson y Roger Stoughton.

Cuando entra en contacto con la piel húmeda, como la de los ojos, nariz, garganta e incluso la piel sudada, se disuelve y reacciona con los grupos funcionales sulfhidrilo presentes en muchas de las enzimas del cuerpo.

En particular, el gas CS afecta los canales iónicos -proteínas que actúan como compuertas frente a los estímulos- presentes en los nervios sensoriales de la nariz y el rostro.

La estimulación excesiva de esos nervios provoca una producción repentina de lágrimas y mocos, así como dolor urticante.

Fuente:

BBC Ciencia

¿De dónde vino el agua?

El origen de los millones de toneladas de agua que hay en los océanos es todavía un misterio. Las explicaciones se dividen en dos campos: endógeno, que significa que el agua vino de la Tierra misma, o exóneno, de otra parte.

Una posibilidad endógena es que las moléculas de agua se hayan formado cuando las de hidrógeno y oxígeno se combinaron dentro de la Tierra en sus principios y emergieron como vapor en erupciones volcánicas.

Alternativamente, moléculas de agua ya formadas podrían haber llegado a nuestro planeta en cometas, que se sabe contienen agua-hielo y se cree que bombardearon la Tierra primigenia.

Hasta hace poco, los astrónomos miraban con escepticismo la teoría de los cometas, pues no podía explicar el hecho de que alrededor del 0,3% del agua oceánica contenga una forma inusual de hidrógeno llamada deuterio.

Sin embargo, en 2011 los astrónomos encontraron deuterios en el agua del cometa Harley 2. A pesar de que no es una prueba de que hemos estado bebiendo escombros de cometas, el hallazgo mantiene esta intrigante teoría viva.

Fuente:

BBC Ciencia

La explosión multicolor de la nebulosa de Orión

 
Imagen de la nebulosa desde un observatorio de Alemania. | Reinhold Wittich

Son destellos producidos por emisiones de oxígeno e hidrógeno. Pero su composición química se ve eclipsada por la impresionante belleza estética de la explosión de color que crea. Como si de un cuadro expresionista abstracto se tratara, la nebulosa de Orión se presenta caótica y enigmática en la constelación del mismo nombre.

La fotografía, realizada por el astrofotógrafo Reinhold Wittich desde su observatorio en Alemania, presenta la nebulosa con tal lujo de detalles que no parece estar a 1.500 años luz de distancia. Se consigue incluso distinguir Trapezium, un gran cúmulo de estrellas que contiene varios discos protoplanetarios, discos de acrecimiento alrededor de estrellas jóvenes que nos permiten comprender mejor la formación de una estrella, y por lo tanto, de un posible sistema planetario.

La nebulosa de Orion se puede observar a simple vista, si bien no con la profusión de detalles y vívidos colores que se obtiene con un telescopio. La imagen fue tomada con un telescopio Newton de 12 pulgadas para cielo profundo, entre el 10 de febrero y el 5 de Marzo de 2013.

Fuente:

El Mundo Ciencia

Aerogel de grafeno, el nuevo material más ligero del mundo

Hace unos meses publicamos un post sobre las sorprendentes propiedades del aerografito, hasta hace poco el material más ligero del mundo. En él incluimos vídeos e información de sus sorprendentes propiedades físicas y químicas. 

Ahora científicos de la Universidad de Zhejiang situada en Hangzhou (China) han creado un material aun más ligero. 

En este caso os dejamos dos fotografías del material sobre una flor de cerezo que resume visualmente las propiedades y ligereza del material. Tiene un peso de 0,16 miligramos por centímetro cúbico, sólo el doble de densidad que el hidrógeno y menos denso que el helio.

Via: nature.com; zju.edu.cn

El nacimiento de un planeta gigante

Recreación artística del planeta gigante gaseoso alrededor de la estrella HD 1005460. | ESO

Los planetas gigantes gaseosos, según las teorías actualmente vigentes, se forman tras capturar polvo y gas que permanecen tras la creación de una estrella. Su superficie es indefinida, compuesta principalmente por hidrógeno y metano. Un equipo internacional de investigadores del Observatorio Europeo Austral ha observado el disco de polvo y gas de la estrella joven HD 100546, a unos 335 años luz de distancia de la Tierra, y ha descubierto en su órbita lo que se cree que es un planeta gigante en proceso de formación, un descubrimiento que ofrece una excelente oportunidad de comprender cómo se forman los planetas.

"Si nuestro descubrimiento es ciertamente un planeta en formación, por primera vez los científicos podrán estudiar de forma empírica el proceso de formación planetaria y la interacción de un planeta en formación con su entorno natal en un estadio muy temprano", afirma Sascha Quanz, jefa del proyecto en Zürich, Suiza.

Los científicos que estudiaron durante años la estrella joven HD 100546 descubrieron una débil mancha en su disco circumestelar, su anillo. En un principio pensaron que se podía tratar de un planeta gigante a una distancia seis veces mayor que la que separa a la Tierra del Sol. Gracias al telescopio VLT (Very Large Telescope) del Observatorio Europeo Austral el equipo de investigadores actual ha descubierto que este planeta en formación realiza una órbita mucho mayor, unas 70 veces la distancia que separa la Tierra del Sol, esto es, alrededor de 149.600.000 kilómetros de media. Se halla en las regiones exteriores del sistema, aunque no está claro si ha estado en su posición actual durante todo el tiempo de su formación o si ha podido migrar desde regiones interiores.

Telescopio VLT, en el desierto chileno de Atacama, en plena acción. | ESO

La estrella se descubrió gracias a la combinación del instrumento de óptica adaptativa NACO, que elimina la luz procedente de la estrella en la que orbita el protoplaneta, con técnicas pioneras de análisis de datos, lo que demuestra que "el intercambio de ideas entre diferentes campos puede dar como resultado un extraordinario avance", afirma Adam Amara, miembro del equipo de investigación.

Aunque la teoría de que el objeto detectado se trata de un protoplaneta es la que más se amolda a los resultados de las observaciones, existe la remota posibilidad de que se trate de un planeta totalmente formado eyectado de su órbita original hacia una posición más cercana a la estrella. Si, por el contrario, se confirma que se trata de un protoplaneta, los investigadores tendrán un perfecto laboratorio en el que estudiar de cerca el proceso de formación de un nuevo sistema planetario.

"La investigación exoplanetaria es una de las más nuevas y emocionantes fronteras de la astronomía, y la imagen directa de planetas es todavía un campo emergente que se va a beneficiar mucho de los recientes avances en instrumentación y en métodos de análisis de datos", concluye entusiasmado Amara.

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El Mundo Ciencia

La NASA propone tener un reactor nuclear en cada hogar

Los científicos del Centro de Investigación Langley de la NASA estiman que en el futuro sería posible instalar un reactor nuclear en casa en lugar del calentador de agua ya que será suficientemente pequeño y seguro. 

Este tipo de reactor no usa fisión, proceso en el que un núcleo pesado se divide en dos o más núcleos pequeños liberando una enorme cantidad de energía, que se usa en las actuales plantas nucleares. Tampoco se basa en la fusión, proceso de la unión de varios núcleos atómicos de carga similar que forman un núcleo más pesado. Se trata de reactores de reacciones nucleares de baja energía (LENR, por sus siglas en inglés) también conocidos bajo el nombre de reactores de fusión fría. 

La fusión fría es un nombre genérico dado a cualquier reacción nuclear de fusión producida a temperaturas y presiones cercanas al ambiente, muy inferiores a las necesarias normalmente para la producción de reacciones termonucleares (millones de grados Celsius), utilizando equipamiento de relativamente bajo costo y un reducido consumo eléctrico para generarla. Los primeros intentos de conseguirla ascienden a finales de la década de los ochenta, pero a día de hoy no se ha probado definitivamente que la fusión fría sea un proceso físicamente posible. 

Sin embargo el jefe del grupo de investigación, Joseph Zawodny, asegura que su equipo tiene una solución innovadora para conseguir el resultado. Propone procesar el níquel para que pueda contener el hidrógeno de la misma forma que una esponja contiene agua. 

El hidrógeno se ioniza, es decir, cada átomo de hidrógeno se despoja de su electrón y se queda solo con el protón. Luego hacen que los electrones del metal oscilen todos juntos de tal manera que los miles de millones de electrones transfieren la energía electromagnética que tienen almacenada a unos cuantos de ellos. De este modo, el grupo 'privilegiado' de electrones recibe energía suficiente para fusionarse con los protones a su lado (con los iones de hidrógeno) y formar neutrones ultralentos. Los núcleos de los átomos del metal 'capturan' estos neutrones de inmediato (en otras palabras, los absorben) y, gracias a que esta absorción hace extremadamente inestable a los núcleos, se lanza una reacción en cadena que transforma el níquel en cobre y libra la energía útil. 

Los investigadores subrayan que este tipo de energía es más limpia que los combustibles tradicionales. Los reactores de LENR producen energía "sin los peligros de la ionización radioactiva y sin producir basura nuclear" y pueden usarse en los sistemas de transporte e infraestructura. El jefe científico del Centro de Investigación Langley de la NASA, Dennis Bushnell, estima que un 1% del níquel extraído cada año podría cumplir con los requisitos energéticos del mundo con tan solo una cuarta parte del costo del carbón.

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Actualidad RT

Así es la muerte de las estrellas

Supernova. Foto cedida por  NASA's Marshall Space Flight Center

Todos los días, cuando salimos a la calle o miramos por la ventana, somos conscientes del efecto que tiene el astro rey sobre el desarrollo de nuestras vidas. La supervivencia de los seres vivos depende íntegramente de su existencia y como si de una idea platónica se tratara, asumimos que Apolo seguirá arrastrando su carro a lo largo de las bóvedas celestes. Pese a que somos conscientes de que el Sol no es un cuerpo inmutable (un ejemplo aquí), sí es racional considerarlo como eterno. En esta entrada veremos cómo es la vida y muerte de una estrella. En general, puede decirse que la vida de una estrella es inversamente proporcional a su masa. Estrellas masivas dispondrán de vidas cortas e intensas, que concluirán de manera trágica. Sin embargo, las estrellas más pequeñas alargarán su existencia durante períodos mucho más largos y abandonarán este mundo sin pena ni gloria. 

Para comprender cómo acaba la vida de una estrella es necesario conocer cómo es su nacimiento. Una estrella comienza su vida a partir del colapso de una gran nube de materia, compuesta en su mayor parte por hidrógeno. Debido a la gran cantidad presente de materia, los átomos comienzan a acercarse entre sí por la acción de la gravedad. Quiero recalcar que si los átomos se atraen entre sí (sí, átomos pequeñitos) es porque su cantidad es desproporcionada. Por ello, cada vez es mayor  la presión y comienzan a chocar entren sí, aumentando la temperatura. Durante el transcurso de este proceso, los átomos de hidrógeno están tan cerca que comienzan a fundirse, lo cual produce energía, que contrarresta los efectos de la gravedad, haciendo que la estrella se hinche y tome la forma que mantendrá durante la mayor parte de su vida. Esta  fase que se conoce como secuencia principal es en la que se quema el hidrógeno para producir helio y energía.

Esquema del proceso de fusión nuclear. / Wykis

Las estrellas son enormes calderas. Se ven obligadas por la fuerza de la gravedad a convertir el hidrógeno, a 16 millones de grados Celsius, en helio. Afortunadamente, esto es lo único que necesitan durante la mayor parte de sus vidas.
En la figura situada a la izquierda puede verse, de manera esquemática, el proceso de fusión nuclear. A grandes rasgos, en el núcleo del cuerpo celeste, un átomo de deuterio y otro de tritio (isótopos de hidrógeno) se "funden", lo cual produce un átomo de helio y un neutrón, junto con, cómo no: energía.

Las reservas de hidrógeno pueden parecer eternas desde la perspectiva de un ser humano, pero llega un punto en el que no hay más hidrógeno disponible que contrarreste el efecto de la gravedad y la estrella comienza su declive. Esto se traduce en una muerte, larga y violenta. La violencia se traduce en que su volumen aumenta, pasando a ocupar un espacio cientos de veces mayor al que disponían durante su secuencia principal. Agonizante, la estrella es incapaz de mantener la temperatura de su superficie y su color se apaga, de ahí que se denomine a estas estrellas moribundas con el término de gigantes rojas.

Foto cedida por Andrea Dupree

El ejemplo de gigante roja por antonomasia es Betelgeuse. A la derecha de este párrafo podemos ver una foto tomada por el telescopio Hubble. Aunque tal vez no lo parezca, su radio es lo suficientemente grande como para que si el Sol se encontrara en el centro, todo el sistema solar cupiese dentro de esta estrella hinchada y y a punto de morir. Un hecho curioso es que la estrella se encuentra a 600 años luz de nosotros, por lo que podría haber muerto hace tiempo, pero todavía no habernos llegado su funesto destello.

En el interior de estos gigantes moribundos la gravedad empieza a ganar la batalla. Esto es debido a que por falta de hidrógeno, el proceso de fusión se está apagando. Este declive hace que los átomos cedan a la influencia de la gravedad y la distancia entre ellos disminuya. Por tal razón, las reacciones de fusión se reactivan, debido a que aún queda materia en el núcleo. Sin embargo, no se  trata de la misma situación que en la secuencia principal. Ahora ya no queda hidrógeno que fundir, sino helio; y debido a que la presión en el núcleo ha aumentado, las temperaturas son mayores (alrededor de unos 100 millones de grados Celsius). Esta situación hace posible que los átomos de helio se fundan entre sí, y producen la aparición del carbono, del oxígeno y de la energía suficiente para detener el colapso, al menos temporalmente. He aquí una de las ironías del universo. Para que se originen dos de los elementos más importantes para la presencia de la vida, una estrella debe morir. 

En el caso de nuestro Sol, al poseer una masa comedida, cuando el helio se agote, detendrá su proceso de fusión, ya que no quedará suficiente masa en su núcleo para plantarle cara a la gravedad. En ese momento el Sol se desprenderá de sus capas más externas,  y tan sólo quedará su núcleo, el cual  pasará a tomar el nombre de enana blanca, que irá apagándose a lo largo de las eras, hasta convertirse en una enana negra. 

Antes de retomar la muerte de Betelgeuse, debemos hablar de las estrellas menos masivas, es decir, aquellas cuya masa es menor que la mitad que la que posee el Sol. Como decíamos antes, la intensidad de la vida de una estrella depende de su masa. Las estrellas más grandes requieren mayor energía del proceso de fusión nuclear para contrarrestar la gravedad producida por este exceso de materia. Una enana roja, sin embargo, quema su combustible de manera lenta durante toda su vida, por lo que poco se conoce sobre su muerte, pero se espera que no sea muy violenta.

Si la masa de la estrella es superior a la del Sol, pueden darse nuevas fases de colapso y reinicio del proceso de fusión. Es decir, el proceso continúa más allá de la fusión del helio, siempre y cuando quede suficiente materia. De esta manera se consiguen todos los elementos de la tabla periódica hasta llegar al hierro. De hecho, el final de una estrella de menos de nueve masas solares, consiste en que gran parte del volumen de la estrella se estructura como una esfera con capas. Además, su centro está compuesto por hierro y las capas externas de elementos menos pesados, hasta llegar a una superficie de hidrógeno. Una vez se ha alcanzado este estado, mediante una violenta explosión, la estrella muerta esparce al universo todo su contenido en forma de una nebulosa estelar.

Las estrellas más grandes, cuya masa es superior a nueve veces la masa solar, producen el resto de elementos que conocemos. Es tanta la materia que queda en la esfera metálica del final de sus vidas, que tras su colapso, se produce un "rebote" de materia, que choca contra las capas externas, y fuerza a que se alcancen temperaturas de miles de millones de grados Celsius. Durante esta tremenda explosión, denominada supernova, se dan las condiciones necesarias para formar el resto de elementos pesados como el oro, la plata o el uranio. Esta brutal explosión disemina la esencia de la estrella en el espacio, y deja  una densa estrella de neutrones donde anteriormente se encontraba el núcleo, la cual gira frenéticamente hasta el fin de la eternidad.

Con todo lo anterior quiero decir una cosa: nada es eterno, ni siquiera una gloriosa estrella. Lo importante de la muerte de estos cuerpos es  lo que nos enseñan. De las cenizas de algo grande, siempre puede volver a surgir algo nuevo. De cada una de las nebulosas que se producen tras la muerte de cualquier estrella lo suficientemente masiva, hay suficiente materia para que nazcan nuevos astros.

Foto cedida por NASA Goddard Photo and Video

El Sol, los planetas del sistema solar, la vida, 

 se sustentan sobre el cadáver de innumerables astros. 

Nunca mejor dicho, somos polvo de estrellas.

Pepe "Puertas de Acero" Pérez

Fuente:

Mente Enjambre

¡El NaCl no es una molécula!

Veamos, el cloruro sódico es el NaCl. La masa del sodio es 22,9 uma y la del cloro es 35,5 uma, luego la masa molecular del NaCl es 58,4 uma (recuerda que uma es "unidad de masa atómica" y a veces también se abrevia como "u"). ¡Qué fácil! Vaya tontería...

¿Podemos hablar de "masa MOLECULAR" del cloruro sódico si NO ES UNA MOLÉCULA? 

La pregunta debería ser, ¿cuál es la masa fórmula del cloruro sódico?

Casi no se emplea en el lenguaje químico, ni mucho menos en el lenguaje cotidiano, pero en los compuestos iónicos como el NaCl no hablamos de masa molecular sino de masa fórmula.

Puede parecer una cuestión de lenguaje sin más importancia pero lo cierto es que puede inducir a error. Un profesor de Química debe cuidar el lenguaje, pues luego nos alarmaríamos si al corregir un examen leemos "la molécula de cloruro sódico" o  al menos eso pensaba yo hasta hace unos meses, cuando aún no había comenzado el máster... 

"Cuando los átomos se unen forman moléculas" o "las moléculas son partículas formadas por la unión de átomos"  son definiciones comunes en numerosos textos de Ciencias de la Naturaleza o incluso de de los primeros cursos de Física y Química. Cuando el alumno ya ha estudiado el enlace químico ya incluso se definen las moléculas como "conjunto de átomos unidos por enlace covalente". Pero lo cierto es que ninguna de estas definiciones son correctas desde el punto de vista de la Química. 

Algunos pedagogos y profesionales de la didáctica de la Química sostienen que considerar moléculas como sinónimo de "átomos unidos" en los primeros cursos de Física y Química (3ºESO) o de Ciencias de la Naturaleza (1º-2º ESO) no supone algo grave, de hecho se sugiere. Conozco esta realidad porque actualmente soy alumno del Máster en Formación del Profesorado de ESO y Bachillerato en la especialidad de Física y Química. Aparentemente, el fin pedagógico de la "ciencia escolar" prevalecería sobre el rigor de la "ciencia del experto" pero en mi opinión, esa simplificación con fines didácticos es, además de falsa (yo como profesor jamás diré que llamamos moléculas a las uniones de los átomos, así sin más); no es tan útil como puede parecer. Ahora veremos por qué. 

Las moléculas son átomos unidos por enlace químico. 

Empezamos mal... Esto puede servirnos para especies como el dióxido de carbono o el oxígeno; pero no para otras especies químicas como el cloruro sódico. La sal común, que añadimos a nuestras comidas y ensaladas, presenta una fórmula química NaCl. Los átomos de sodio, en forma de cationes sodio (Na+) y los átomos de cloro, en forma de aniones cloruro (Cl-) forman una red tridimensional. Los cationes y los aniones se unen entre sí por atracción electrostática a la que denominamos enlace iónico. ¿Cuántos aniones y cationes forman la red de NaCl? ¡No lo sabemos! La fórmula NaCl (también llamada unidad fórmula)  no indica que sea una molécula formada por un átomo de Na y un átomo de Cl, lo que nos indica es que por cada átomo de Na (en forma catiónica) tendremos un átomo de cloro (en forma aniónica) en la red cristalina. El NaCl es un compuesto iónico, ¡no forma moléculas! En cambio, de acuerdo a la definición planteada, el NaCl sí sería una molécula. Nada más lejos de la realidad. 

Parece que hemos olvidado tener en cuenta la naturaleza del enlace químico. 

Las moléculas son átomos unidos por enlace covalente. 

Parece que con esta definición "afinamos un poco más" y excluimos a los compuestos iónicos. ¿Pero podemos tener átomos unidos por enlace covalente sin tener una molécula? Lo cierto es que sí. Son los sólidos de red covalente como la sílice o el diamante. En este último tenemos una red tridimensional de átomos de carbono unidos por enlaces covalentes. ¿Qué ocurre entonces? ¿Por qué el diamante no es una molécula? Para responder a esta pregunta hemos de preguntarnos cuántos átomos de carbono forman el diamante. ¡Muchísimos! Pero no podemos decir, el diamante está formado por X átomos de carbono. Cada muestra de diamante tendrá un número de átomos de carbono diferente. 

Parece que sí tenemos que considerar el número y tipo de átomos...

Llamamos molécula a la unión por enlace covalente de un determinado tipo y número de átomos. 

Ésta es la definición completa de molécula. La molécula de agua está formada siempre por dos átomos de hidrógeno y un átomo de oxígeno unidos por enlace covalente. ¡El agua sí es una molécula! 

El concepto de molécula es un concepto básico de Química y que por tanto el alumno debe conocer a la perfección. Si este concepto no queda claro, todo lo que se aprenda después tendrá una dudosa fiabilidad. Podríamos pensar que en los primeros cursos, hablar de enlace covalente es excesivo. Cierto es que la definición puede presentar matices que a los alumnos "más pequeños", por ejemplo, los alumnos de Ciencias Naturales; pueden desconocer. Pero ello no implica que tengamos que dar una definición errónea de molécula y hacerles pensar que "molécula" equivale a "átomos unidos". Si hacemos esto, cuando lleguen a cursos superiores y comiencen a estudiar Física y Química dirán sin miedo que el NaCl es una molécula. ¿Qué alternativa proponemos? 

Los átomos pueden unirse formando moléculas y  otras estructuras.

Ese "y otras estructuras" (también podríamos usar "otros sistemas" o también "otras asociaciones")  hace pensar al alumno que los átomos pueden originar "más cosas" cuando se unen pero que todavía no es el momento de estudiarlas. Puede parecer una trivialidad pero es un matiz fundamental. No es necesario indicar ni la naturaleza del enlace ni el matiz del "número y tipo fijo determinado de átomos" a los benjamines que acaben de incorporarse al instituto,  pero así no "engañamos" al alumno y al mismo tiempo le preparamos para comenzar a estudiar Física y Química. ¿Pero Luis, son demasiado "pequeños"? Si cuando iba al colegio no me hubiesen enseñado a leer bien y no me hubiesen corregido errores "pese a ser pequeño", ¿cómo podría hoy leer libros de ciencia? Si pretendemos que nuestros alumnos resuelvan problemas de equilibrio químico y reacciones ácido-báse, ¿vamos a enseñarles mal nosotros mismos el lenguaje de la Química? 

Pese a discrepar con algunos de mis profesores del máster, para quien escribe, el rigor de la Química no puede perderse cuando se explica. Hemos visto que podemos dar una definición clara y sencilla de molécula sin necesidad de "grandes complicaciones" al mismo tiempo que no "adulteramos" la verdad científica. Puede que mi postura sea poco pedagógica o no esté avalada por las investigaciones de la didáctica de la Química (conviene recordar que la Química sí es una ciencia, no así su didáctica) pero jamás hablaré en clase de la molécula de cloruro sódico. 

  

Fuente:

El Cuaderno de Calpurnia Tate