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Fusión Nuclear

Fusión nuclear

En física, la fusión nuclear es el proceso mediante el cual dos núcleos atómicos se unen para formar uno de mayor peso atómico. El nuevo núcleo tiene una masa inferior a la suma de las masas de los dos núcleos que se han fusionado para formarlo. Esta diferencia de masa es liberada en forma de energía. La energía que se libera varía en función de los núcleos que se unen y del producto de la reacción. La cantidad de energía liberada corresponde a la fórmula E = mc² donde m es la diferencia de masa observada en el sistema entre antes y después de la fusión. Los núcleos atómicos tienden a repelerse debido a que están cargados positivamente. Esto hace que la fusión solo pueda darse en condiciones de temperatura y presión muy elevadas que permitan compensar la fuerza de repulsión. La temperatura elevada hace que aumente la agitación térmica de los núcleos y esto los puede llevar a fusionarse, debido al efecto túnel. Para que esto ocurra son necesarias temperaturas del orden de millones de grados. El mismo efecto se puede producir si la presión sobre los núcleos es muy grande, obligandolos a estar muy próximos. Las necesidades mínimas para producir la fusión se llaman Criterios de Lawson, y son criterios de densidad iónica y tiempo mínimo de confinamiento necesario. La reacción de fusión más sencilla (esto es, la que requiere menos energía) es la del deuterio y el tritio formando helio. La fusión nuclear es el proceso que se produce en las estrellas y que hace que brillen. También es uno de los procesos de la bomba de hidrógeno. Al contrario que la fisión nuclear, no se ha logrado utilizar la fusión nuclear como medio rentable (o sea, la energía aplicada al proceso es mayor que la obtenida por la fusión) de obtener energía, aunque hay numerosas investigaciones en esa dirección. Hasta el momento, la fusión nuclear controlada es utilizada solo en la investigación de futuros reactores de fusión aunque aún no se han logrado reacciones de fusión que sirvan para generar energía de forma útil, algo que se espera lograr con la construcción del ITER en Francia.

Véase también

- Procesos nucleares
- Reactor de fusión nuclear

Enlace externo

- [http://www.ciemat.es Ciemat] Categoría:Física nuclear y de partículas ja:原子核融合

Física

La física [<griego φύσισ (phusis), «naturaleza»] es la ciencia de la naturaleza en el sentido más amplio. Estudia las propiedades de la materia, la energía, el tiempo, el espacio y sus interacciones. La física estudia por lo tanto un amplio rango de campos y fenómenos naturales, desde las partículas subatómicas hasta la formación y evolución del Universo así como multitud de fenómenos naturales cotidianos. El año 2005 ha sido proclamado por la UNESCO como Año mundial de la física en conmemoración de la publicación de Albert Einstein en 1905 de sus famosos artículos sobre el efecto fotoeléctrico y la teoría de la relatividad especial.

Ramas principales de la Física

Para su estudio la fisica se puede dividir en dos grandes ramas, la Física Clásica y la Física Moderna. La primera se encarga del estudio de aquellos fenomenos que tienen una velocidad relativamente pequeña comparada con la velocidad de la luz y cuyas escalas espaciales son muy superiores al tamaño de átomos y moléculas. La segunda se encarga de los fenomenos que se producen a la velocidad de la luz o valores cercanos a ella o cuyas escalas espaciales son del orden del tamaño del átomo o inferiores y fue desarrollada a partir del siglo XX. Dentro del campo de estudio de la Física Clásica se encuentran la: :
- Mecánica :
- Termodinámica :
- Ondas mecánicas :
- Óptica :
- Electromagnetismo: Electricidad | Magnetismo Dentro del campo de estudio de la Física Moderna se encuentran: :
- Relatividad :
- Mecánica cuántica: Átomo | Núcleo | Física química | Física del estado sólido :
- Física de partículas

Historia

Desde la antiguedad las personas han tratado de comprender la naturaleza y los fenómenos que en ella se observan: el paso de las estaciones, el movimiento de los cuerpos y de los astros, etc. Las primeras explicaciones se basaron en consideraciones filosóficas y sin realizar verificaciones experimentales, concepto este inexistente en aquel entonces. Por tal motivo algunas interpretaciones falsas, como la hecha por Ptolomeo - "La Tierra está en el centro del Universo y alrededor de ella giran los astros" - perduraron cientos de años. En el Siglo XVI Galileo fue pionero en el uso de experimentos para validar las teorías de la física. Se interesó en el movimiento de los astros y de los cuerpos. Usando el plano inclinado descubrió la ley de la inercia de la dinámica y con el telescopio observó que Júpiter tenía satélites girando a su alrededor. En el Siglo XVII Newton (1687) formuló las leyes clásicas de la dinámica (Leyes de Newton) y la Ley de la gravitación universal de Newton. A partir del Siglo XVIII se produce el desarrollo de otras disciplinas tales como la termodinámica, la mecánica estadística y la física de fluídos. En el Siglo XIX se producen avances fundamentales en electricidad y magnetismo. En 1855 Maxwell unificó ambos fenómenos y las respectivas teorías vigentes hasta entonces en la Teoría del electromagnetismo, descrita a través de las Ecuaciones de Maxwell. Una de las predicciones de esta teoría es que la luz es una onda electromagnética. A finales de este siglo se producen los primeros descubrimientos sobre radiactividad dando comienzo el campo de la física nuclear. En 1897 Thomson descubrió el electrón. Durante el Siglo XX la Física se desarrolló plenamente. En 1904 se propuso el primer modelo del átomo. En 1905 Einstein formuló la Teoría de la Relatividad especial, la cual coincide con las Leyes de Newton cuando los fenómenos se desarrollan a velocidades pequeñas comparadas con la velocidad de la luz. En 1915 Einstein extendió la Teoría de la Relatividad especial formulando la Teoría de la Relatividad general, la cual sustituye a la Ley de gravitación de Newton y la comprende en los casos de masas pequeñas. Planck, Einstein, Bohr y otros desarrollaron la Teoría cuántica a fin de explicar resultados experimentales anómalos sobre la radiación de los cuerpos. En 1911 Rutherford dedujo la existencia de un núcleo atómico cargado positivamente a partir de experiencias de dispersión de partículas. En 1925 Heisenberg y en 1926 Schrödinger y Dirac formularon la Mecánica cuántica, la cual comprende las teorías cuánticas precedentes y suministra las herramientas teóricas para la Física de la materia condensada. Posteriormente se formuló la Teoría cuántica de campos para extender la Mecánica cuántica de manera consistente con la Teoría de la Relatividad especial, alcanzando su forma moderna a finales de los 1940s gracias al trabajo de Feynman, Schwinger, Tomonaga y Dyson, quienes formularon la Teoría de la Electrodinámica cuántica. Asimismo, esta teoría suministró las bases para el desarrollo de la Física de partículas. En 1954 Yang y Mills desarrollaron las bases del Modelo estándar. Este modelo se completó en los años 1970 y con él fue posible predecir las propiedades de partículas no observadas previamente pero que fueron descubiertas sucesivamente siendo la última de ellas el quark top. En la actualidad el modelo estándar describe todas las partículas elementales observadas así como la naturaleza de su interacción.

Estructura de la física

Otros

:Lista de instrumentos de medición También se habla de Física teórica y Física experimental en función de si la Física está más orientada al desarrollo de teorías o a la comprobación experimental de los resultados predichos por las teorías.

Físicos famosos

- Galileo Galilei
- Isaac Newton
- Charles-Augustin de Coulomb
- James Clerk Maxwell
- Niels Bohr
- Louis-Victor de Broglie
- Marie Curie
- Max Planck
- Guglielmo Marconi
- Henri Poincaré
- Albert Einstein
- Werner Heisenberg
- Erwin Schrödinger
- Lev Davidovich Landau
- Richard Feynman
- Enrico Fermi
- Stephen Hawking

Wikiportal de Física

Enlaces externos

- [http://www.fisicaysociedad.es Física y Sociedad]
- [http://www.cofis.es Colegio oficial de físicos]
- [http://www.ucm.es/info/rsef/ Real Sociedad española de física]
- [http://www.fisimur.org/fisica-es Fisica-es]
- [http://www.fisimur.org Fisimur]
- [http://foro.migui.com Foros de migui.com]
- [http://www.fisicahoy.com Fisicahoy] categoría:Física als:Physik ja:物理学 ko:물리학 ms:Fizik simple:Physics th:ฟิสิกส์ zh-min-nan:Bu̍t-lí-ha̍k

Peso atómico

Masa de un átomo correspondiente a un determinado elemento químico. Se suele utilizar la uma (u) como unidad de medida. Donde u.m.a son siglas que significan "unidad de masa atómica". Esta unidad también suele denominarse Dalton (Da) en honor al químico inglés John Dalton. Equivale a una doceava parte de la masa del núcleo del isótopo más abundante del carbono, el carbono-12. Se corresponde aproximadamente con la masa de un protón (o un átomo de hidrógeno). Se abrevia como "uma", aunque también puede encontrarse por su acrónimo inglés "amu" (Atomic Mass Unit). Las masas atómicas de los elementos químicos se suelen calcular con la media ponderada de las masas de los distintos isótopos de cada elemento teniendo en cuenta la abundancia relativa de cada uno de ellos, lo que explica la no correspondencia entre la masa atómica en umas, de un elemento, y el número de nucleones que alberga el núcleo de su isótopo más común. En cambio, la masa atómica de un isótopo sí coincide aproximadamente con la masa de sus nucleones. Esta diferencia es debida a que los elementos no están formados por un solo isótopo si no por una mezcla con unas ciertas abundancias para cada uno de ellos. Mientras que cuando medimos la masa de un isótopo en concreto no tenemos en cuenta las abundancias. De todas formas ni siquiera la masa atómica de los isótopos equivale a la suma de las masas de los nucleones. Esto es debido al defecto de masa. Ejemplo: Para calcular la masa atómica del litio haremos lo siguiente: :El litio consta de dos isótopos estables el Li-6 (7,59%) y el Li-7 (92,41%). Así pues los cálculos serán como siguen:

M = \frac = 6,94

:El valor resultante, como era de esperar, está entre los dos anteriores aunque más cerca del Li-7, más abundante. categoría:Propiedades químicas categoría:Física nuclear y de partículas ko:원자 질량 th:มวลอะตอม

Energía

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

Transferencia de la energía entre sistemas físicos

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

Formas en las que se puede observar la energía

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

Véase también

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

Reacción

Puede referirse a:
- En física, se llama reacción a la fuerza igual y en sentido opuesto que experimenta un cuerpo al ejercer una fuerza sobre otro. Ver: reacción_(física), Leyes_de_Newton
- En química, se llama reacción a la transformación de diversas substancias (reactivos) en otras substancias diferentes (productos). Ver: reacción_química.

Temperatura

La temperatura es una magnitud física descriptiva de un sistema que caracteriza la transferencia de energía térmica, o calor, entre ese sistema y otros. Desde un punto de vista microscópico, es una medida de la energía cinética asociada al movimiento aleatorio de las partículas que componen el sistema. Concretamente, dado un sistema en el cual su hamiltoniano se pueda expresar como suma de energías cinéticas de todas las partículas, y suma de energías potenciales de partículas tomadas por pares (es decir, H=T+V donde V = Σ_{i V(r_ij)), entonces tendremos que se cumple 3/2 N K_BT = 1/n
- Σ_{i1/2 m_iv_i². Siendo K_B la constante de Boltzmann.

Para medir la temperatura se utiliza el termómetro.

Cuando dos sistemas en contacto están a la misma temperatura, se dice que están en equilibrio térmico y no se producirá transferencia de calor. Cuando existe una diferencia de temperatura, el calor tiende a transferirse del sistema de mayor temperatura al de menor temperatura hasta alcanzar el equilibrio térmico.

Multitud de propiedades fisicoquímicas de los materiales o las sustancias dependen de la temperatura, como por ejemplo su estado (gaseoso, líquido, sólido, plasma...), la densidad, la solubilidad, la presión de vapor o la conductividad eléctrica. Así mismo determina la velocidad a la que tienen lugar las reacciones químicas.

En el Sistema Internacional de Unidades, la unidad de temperatura es el kelvin. Sin embargo, está muy generalizado el uso de otras escalas de temperatura, concretamente la escala Celsius (o centígrada), y, en los países anglosajones, la escala Fahrenheit. Una diferencia de temperatura de un kelvin equivale a una diferencia de un grado centígrado.

Efecto en la comodidad o la sensación termica
La temperatura adecuada para estar comodos es un poco compleja de medir, ya que el calor aportado no solo puede venir del aire que nos rodea, si tambien de la radiación de objetos como las paredes o una sofa al que le ha dado el Sol. Para tener una idea más aproximada de la sensación se puede tomar la temperatura de varias formas.

Temperatura seca
Se llama Temperatura seca del aire, o más sencillamente temperatura seca, a la del aire, prescindiendo de la radiación calorífica de los objetos que rodean ese ambiente y de los efectos de la humedad relativa y de la velocidad del aire.

Se puede obtener con el termómetro de mercurio, cuyo bulbo, reflectante y de color blanco brillante, se supone razonablemente que no absorbe la radiación.

Temperatura radiante
La temperatura radiante tiene en cuenta el calor emitido por radiación de los elementos del entorno.

Se toma con un termómetro de bulbo, que tiene el depósito de mercurio encerrado en una esfera o bulbo metálico de color negro, para asemejarlo lo más posible a un cuerpo negro y que absorba la máxima radiación. Para anular lo más posible el efecto de la temperatura del aire, el bulbo negro se aísla mediante otro bulbo en el que se ha hecho el vacío.

La medidas se pueden tomar bajo el sol o a la sombra. En el primer caso tendrá en cuenta la radiación solar y dará una temperatura bastante más elevada

También sirve para dar una idea de la sensación térmica.

La temperatura de bulbo negro hace una función parecida, dando la combinación de la temperatura radiante y la ambiental

Temperatura humeda
Temperatura de bulbo húmedo o Temperatura húmeda es la temperatura que da un termómetro a la sombra con el bulbo envuelto en una mecha de algodón húmeda bajo una corriente de aire.

La corriente de aire se produce mediante un pequeño ventilador o poniendo en termómetro en un molinete y haciéndolo girar.

Al evaporarse el agua, absorbe calor, rebajando la temperatura, cosa que reflejará el termómetro. Cuanto menor sea la humedad relativa ambiente, más rápidamente se evapora el agua que empapa el paño.

Se utiliza para dar una idea de la sensación térmica o en los psicrómetros para calcular la humedad relativa.

Unidades de temperatura

- Kelvin (unidad del SI)

- Grados Celsius (o centígrados) (unidades habituales)

- Grados Fahrenheit (unidades anglosajonas)

- Grados Rankine (rara)

- Grados Réaumur (rara)

Categoría:Magnitudes físicas
Categoría:Calorimetría
Categoría:Climatización

ja:温度
ko:온도

th:อุณหภูมิ

Efecto túnel
El efecto túnel es un efecto mecanocuántico que consiste en que una partícula atraviese una barrera de potencial sin tener energía suficiente para rebasarla por encima (en el sentido clásico), debido a que la probabilidad de que la partícula se encuentre al otro lado de la barrera es no nula.

Es un fenómeno que no tiene analogía fuera de la mecánica cuántica. Se debe a la propiedad dual mecánica cuántica otorga a la materia de comportarse como onda o como partícula (dualidad onda-corpúsculo) que impide establecerse con exactitud la posición y el momento de una partícula al mismo tiempo (principio de indeterminación de Heisenberg).

Aprovechando este efecto, se diseñaron el microscopio de efecto túnel de barrido y el microscopio de fuerza atómica, que logran la determinación de las posiciones atómicas en una superficie.

Por otro lado, el efecto tunel es esencial para explicar el hecho de que, en las estrellas se produzca la fusión del hidrógeno a temperaturas, en teoría, demasiado bajas.

category:Mecánica cuántica

ja:トンネル効果

Tritio
El tritio es el tercer isótopo del hidrógeno, es el menos común. Su núcleo consta un protón y dos neutrones. Es un isótopo radiactivo que tiene una vida media de 12,3 años.

Al tener su núcleo tres nucleones que participan en la interacción fuerte, y sólo un protón cargado eléctricamente, con el tritio se puede realizar fusión nuclear más fácilmente que con el isótopo más común del hidrógeno.

El tritio(Hidrógeno-3) es un isótopo de gas hidrógeno. Puede ser hecho por el hombre, pero también es una sustancia que se produce naturalmente por la acción de rayos cósmicos y la degradación del núclido radioactivo natural en rocas y en la tierra. Es un gas incoloro e inodoro, más liviano que el aire. Está presente en el aire y en el agua en todo el mundo y es habitualmente ingerido y respirado por todos. Todos los seres humanos tenemos trazas de tritio así como otros isótopos radioactivos que ocurren naturalmente.

Muchos isótopos son estables y retienen su estructura indefinidamente. Sin embargo, algunos isótopos, incluído el tritio, no son estables y se dice que son radioactivos. A medida que el núcleo del tritio se degrada, emite un electron, causando una liberación de energía en forma de radiación beta. Se forma entonces un nuevo núcleo con dos protones y un neutron, de forma tal que se convierte en una forma no radioactiva de helio.

Las emisiones de tritio beta son muy débiles. No se emite ninguna otra radiación primaria. En efecto, el tritio emite el nivel más bajo de energía por radiación beta que todos los isótopos. Las partículas beta son fácilmente detenidas por finas capas de cualquier material sólido

Categoría:Química

ja:三重水素
ms:Tritium

Estrella
es una de las agrupaciones de estrellas jóvenes más conocida.]]
Una estrella es una esfera de plasma autogravitante, en equilibrio hidrostático, que genera energía en su interior mediante reacciones termonucleares. La energía generada se emite al espacio en forma de radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar.

Se observan en el cielo nocturno como puntos luminosos, titilantes debido al efecto de la atmósfera terrestre. El Sol, al estar tan cerca, se observa no como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en nuestro cielo provoca el día o la noche respectivamente.

Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08 y 120 masas solares (M_sol). Su luminosidad también tiene un rango muy amplio yendo desde una diez milésima a un millón de veces la luminosidad del Sol. Radio, temperatura y luminosidad de la estrella se pueden relacionar mediante su aproximación a cuerpo negro con la siguiente ecuación: $L = 4 \pi R^2 \sigma T_^4$

:Donde L es la luminosidad, $\sigma$ la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y T_e la temperatura efectiva.

Formación y evolución de las estrellas

- Más información en: Formación estelar | Evolución estelar | Diagrama de Hertzsprung-Russell
Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H₂) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria. Su densidad, aumenta progresivamente siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusión del hidrógeno, se considera que la estrella está en la llamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% de su vida. Cuando el hidrógeno del núcleo se agota, su evolución dependerá de la masa (detalles en evolución estelar), pudiendo convertirse en una enana blanca, o explotando como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro.

Así pues, la vida de una estrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regidas por la escala de tiempo nuclear separadas por breves etapas de transición dominadas por la escala de tiempo dinámico. (ver: Escalas de tiempo estelar).

Una estrella típica como el Sol tendrá simetría esférica y perderá a lo largo de su vida una cantidad de masa despreciable con respecto al total. En el sistema solar unos 10²⁰ gramos de materia estelar son expulsados por el viento solar cada año. Las perdidas de masa solo serán significativas en las estrellas de más de 10 masas solares mucho más escasas.

En las fases finales de la vida de una estrella, ya sea mediante supernovas o por la acción de intensísimos vientos estelares, devuelve parte del material que la forma al espacio interestelar. Esto incluye elementos pesados producidos en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y planetas aumentando así la metalicidad del Universo.

Agrupaciones y distribución estelar

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

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

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

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

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

Estructura estelar

- Más información en: Estructura estelar | Sol
Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según como la transporte ya sea por convección o radiación se dividirá en dos zonas, radiante y convectiva. Finalmente la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible y se divide en cromosfera, fotosfera y corona solar. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Empero, la corona supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo magnético de la estrella. Su grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas.

A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambios en el tamaño de las capas e incluso en el orden en que se disponen. En algunas la zona radiante se situará antes que la convectiva y en otrás al revés y eso dependerá tanto de la masa del astro como de la fase de fusión en que se encuentre. Así mismo el núcleo también puede modificar sus características y su tamaño a lo largo de la evolución de la estrella.

Generación de energía en las estrellas

- Más información en: Nucleosíntesis estelar | Producción de energía en las estrellas | Pico de Gamow | Evolución estelar
A principios del siglo XX la ciencia se preguntaba cual era la fuente de la increible energía que alimentaba las estrellas. Ninguna de las soluciones conocidas en la época resultaba viable. Ninguna reacción química alcanzaba el rendimiento necesario para mantener la luminosidad que despedía el Sol. Asimismo, la contracción gravitatoria, si bien resultaba una fuente energética más, no podía explicar el aporte de calor a lo largo de miles de millones de años. Cuando se descubrió la interacción fuerte, aparecieron dos nuevos candidatos. La fisión y la fusión nuclear. La fisión quedó rápidamente descartada, ya que en las estrellas apenas se detectaba presencia alguna de elementos más pesados que el hierro. En seguida quedó claro que solo la fusión nuclear podía proveer a las estrellas de esas ingentes cantidades de energía que precisaban para mantener su estabilidad.

Aún así, resultó que las temperaturas que se alcanzan en los núcleos de las estrellas son demasiado bajas como para fusionar los iones. Ocurre que el efecto túnel permite que dos partículas con energías insuficientes para traspasar la barrera de potencial que las separa tengan una probabilidad de saltar esa barrera y poderse unir. Al haber tantas colisiones estadísticamente se dan suficientes reacciones de fusión como para que se sostenga la estrella pero no tantas reacciones como para hacerla estallar. Existe un óptimo de energía para el cual se dan la mayoría de reacciones que resulta del cruce de la probabilidad de que dos partículas tengan una energía determinada E a una temperatura T y de la probabilidad de que esas partículas se salten la barrera por efecto túnel. Es el llamado pico de Gamow.

Una gran variedad de reacciones diferentes de fusión tienen lugar dentro de los núcleos de las estrellas las cuales dependen de la masa y composición de las mismas.

Normalmente las estrellas inician su combustión nuclear con alrededor de un 75% de hidrógeno y un 25% de helio junto con pequeñas trazas de otros elementos. En el núcleo del Sol con unos 10⁷ K el hidrógeno se fusiona para formar helio mediante la cadena protón-protón:

:4¹H → 2²H + 2e⁺ + 2ν_e (4.0 MeV + 1.0 MeV)
:2¹H + 2²H → 2³He + 2γ (5.5 MeV)
:2³He → ⁴He + 2¹H (12.9 MeV)

Estas reacciones quedan reducidas en la reacción global:

:4¹H → ⁴He + 2e⁺ + 2γ + 2ν_e (26.7 MeV)

En estrellas más masivas el helio se produce en un ciclo de reacciones catalizadas por el carbono, es el ciclo del carbono-nitrógeno-oxígeno. Esto es representado ejemplarmente en el caso de una estrella con 18 masas solares:

En las estrellas cuyos núcleos se encuentran a 10⁸ K y cuyas masas van desde las 0.5 a las 10 masas solares el helio resultante de las primeras reacciones puede transformarse en carbono a través del proceso triple-alfa:

:⁴He + ⁴He + 92 keV → ^{8
-}Be
:⁴He + ^{8
-}Be + 67 keV → ^{12
-}C
:^{12
-}C → ¹²C + γ + 7.4 MeV

La reacción global es:

:3⁴He → ¹²C + γ + 7.2 MeV

Composición

- Más información en: Metalicidad

La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca. Cuanto más antigua sea más baja será su metalicidad. Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente 75% de hidrógeno y 23% de helio. El 2% restante lo forman elementos más pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella. Estos porcentajes son en masa; en volumen, la relación es 90% de hidrógeno y 10% de helio.

En la Vía Láctea, las estrellas se clasifican en dos grandes grupos según su riqueza en metales. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de la población I, mientras que las estrellas pobres en metales forman parte de la población II. Normalmente la metalicidad va directamente relacionada con la edad de la estrella. A más elementos pesados más joven es la estrella.

La composición de una estrella evoluciona a lo largo de su ciclo, aumentando su contenido en elementos pesados en detrimento del hidrógeno, sobre todo. Sin embargo, las estrellas sólo queman un 10% de su masa inicial, por lo que globalmente su metalicidad no aumenta mucho. Además, las reacciones nucleares sólo se dan en las regiones centrales de la estrella. Este es el motivo por el que cuando se analiza el espectro de una estrella lo que se observa es, en la mayoría de los casos, la composición que tenía cuando se formó. En algunas estrellas poco masivas los movimientos de convección penetran mucho en el interior, llegando a mezclar material procesado con el original. Entonces se puede observar incluso en la superficie parte de ese material procesado. La estrella presenta, en esos casos, una composición superficial con más metales.

La estrella prototípica

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

La masa del Sol es:

:M_sol = 1.9891 × 10³⁰ kg

y las masas de las otras estrellas se miden en masas solares abreviado como M_sol.

Clasificación

- Más información en: Clasificación estelar

La primera clasificación estelar fue realizada por Hiparco de Nicea y preservada en la Cultura Occidental a través de Ptolomeo, en una obra llamada almagesto. Este sistema clasificaba las estrellas por la intensidad de su brillo aparente visto desde la Tierra. Hiparco definió una escala decreciente de magnitudes, donde las estrellas más brillantes son de primera magnitud y las menos brillantes, casi invisibles con el ojo desnudo, son de sexta magnitud. Aunque ya no se emplea, constituyó la base para la clasificación actual.

La clasificación moderna se realiza a través del tipo espectral. Existen dos tipos de clasificación, basados en dos catálogos diferentes: el catálogo de Henry Draper (HD) realizado en Harvard a principios del siglo XX, el cual determina lo que se denomina Tipo espectral, y el catálogo del Observatorio de Yerkes, realizado en 1943, el cual determina lo que se denomina Clase de luminosidad.

Tipos espectrales
Esta clasificación distingue las estrellas de acuerdo a su espectro luminoso y su temperatura superficial. Una medida simple de esta temperatura es el índice de color de la estrella.

La clasificación es W, O, B, A, F, G, K, M, L y T yendo de mayor a menor temperatura. Las estrellas de tipo O, B y A son muy calientes, y el tipo M es considerablemente más frío. Los tipos W, L y T se introdujeron recientemente. La temperatura superficial, que determina la clase espectral, también determina el color de la estrella. De esta manera, las estrellas O son azules, mientras que estrellas de menor temperatura superficial (clases K o M) son rojizas, como Betelgeuse o Antares.

Una pequeña guía de los diferentes colores y ejemplos de estrellas pertenecientes al grupo se cita a continuación:

Clases de luminosidad

Desafortunadamente la clasificación de Harvard de tipos espectrales no determina unívocamente las características de una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica luminosidades muy diferentes. Para distinguirlas se definieron, en Yerkes, las clases de luminosidad. En este sistema de clasificación se examina nuevamente el espectro estelar y se buscan líneas espectrales sensibles a la gravedad de la estrella. De este modo es posible estimar su tamaño.

Ambos sistemas de clasificación son complementarios.

Aproximadamente un 10% de todas las estrellas son enanas blancas, un 70% son estrellas de tipo M, un 10% son estrellas de tipo K y un 4% son estrellas tipo G como el Sol. Tan sólo un 1% de las estrellas son de mayor masa y tipos A y F. Las estrellas de Wolf-Rayet son extremadamente infrecuentes. Las enanas marrones, proyectos de estrellas que se quedaron a medias a causa de su pequeña masa, podrían ser muy abundantes pero su débil luminosidad impide realizar un censo apropiado.

Mitología estelar

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

Bibliografía

- Davies, Paul: El universo desbocado. Salvat Editores, 1993. ISBN 84-345-8895-1

- Ekrutt, Joachim: Estrellas y planetas. Everest Pub, 1996 ISBN 8424127463

- Gribbin, John y Gribbin, Mary: Stardust, Supernovae and Life — The Cosmic Connection. Yale University Press, 2001 ISBN 0300090978

- Kippenhahn, R. y Weigert, A.: Stellar structure and evolution. 2a edición corregida ISBN 3-540-50211-4

- Murdin, Pavy y Lesley: Supernovas. Promotora General de Estudios, 1989 ISBN 8486505224

- Langer, N.: Leben und Sterben der Sterne. Munich, 1995 ISBN 3-406-39720-4.

- Pickover, Clifford. The Stars of Heaven. Oxford University Press, 2001 ISBN 0195148746

- Prialnik, D.:An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press, 2000 ISBN 0-521-65065-8

- Scheffler, H. y Elsässer, Hans: Physik der Sterne und der Sonne ISBN 3-411-14172-7

- Voigt, H. H.: Abriß der Astronomie ISBN 3-411-03148-4

- Widmann, W. et al. Guía de las estrellas. Ediciones Omega, 1999.

Véase también

- Estructura estelar

- Clasificación estelar

- Diagrama de Hertzsprung-Russell

- Evolución estelar

- Catálogo de estrellas

- Constelaciones

- Listado de estrellas

- Objeto astronómico

Enlaces externos

- [http://www.astrosurf.com/astronosur/estrellas.htm AstronomíaSur] Estrellas

- [http://www.portalciencia.net/mito.html portalciencia.net] Mitología: Estrellas y Planetas

- [http://www.mrao.cam.ac.uk/telescopes/coast/betel.html Imágenes de posiciones estelares en la superficie de Betelgeuse]

- [http://simbad.u-strasbg.fr/sim-fid.pl Descubra qué se conoce de una estrella determinada, ingresando su nombre o posición]

- [http://jumk.de/astronomie/astronomy.shtml Lista de estrellas especiales]

- [http://www.zum.de/Faecher/A/Sa/STERNE/beg_sky.htm www.zum.de] Formación estelar

- [http://www.astronomia.de/sternent.htm www.astronomia.de] Formación estelar (resumen)

- [http://celestia.sourceforge.net/ Celestia] Simulación espacial 3D en tiempo real (OpenGL)

categoría:Astronomía y astrofísica
categoría:Astrofísica estelar

-

ja:恒星

ko:항성

ms:Bintang

simple:Star

th:ดาวฤกษ์

Bomba de hidrógeno
:bomba atómica

Fisión nuclear
Imagen:Fision_nuclear.png
lento será capturado o escapará, pero no causará fisión.
Debido a su capacidad de producir material fisil a este tipo de materiales se les suele llamar fértiles.

El U-235 se fisiona con una gama mucho más amplia de velocidades de neutrones que el U-238. Puesto que el U-238 afecta a muchos neutrones sin inducir la fisión, tenerlo en la mezcla es malo para promover la fisión. Así pues, si separamos el U-235 del U-238 y desechamos el U-238, promovemos una reacción en cadena. En hecho, la probabilidad de la fisión del U-235 con neutrones de alta velocidad puede ser lo suficientemente alta como para hacer que el uso de un moderador sea innecesario una vez que se haya quitado el U-238.

Desafortunadamente, el U-235 está presente en uranio natural solamente en cantidades muy reducidas (una parte por cada 140). También, la diferencia relativamente pequeña en masa entre los dos isótopos hace que su separación sea difícil. Sin embargo, la posibilidad de separar U-235 fue descubierta prontamente en el proyecto Manhattan como siendo de la importancia más grande para su éxito.

Categoría:Física nuclear y de partículas

Categoría:Energía nuclear

cacs

ja:核分裂反応
ko:핵분열

th:ปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิซชัน

ITER
El ITER (International Thermonuclear Experimental Reactor, en español Reactor Internacional Termonuclear Experimental) es un consorcio internacional formado, en 1986, para demostrar la factibilidad científica y tecnológica de la fusión nuclear. El ITER que se construirá en Cadarache (Francia) es el segundo gran proyecto en importancia a nivel internacional después de la Estación Espacial Internacional.

Estación Espacial Internacional

Su objetivo es probar todos los elementos necesarios para la construcción y funcionamiento de un reactor de fusión nuclear que serviría de demostración comercial. Además de reunir los recursos tecnológicos y científicos de los programas de investigación desarrollados en ese entonces por Unión Soviética (actual Rusia), los Estados Unidos, Europa (a través de EURATOM) y Japón. El ITER cuenta con el auspicio de la IAEA. Así como una forma de compartir los gastos del proyecto. El costo estimado total del proyecto se calcula en unos 10.300 millones de euros en los próximos 10 años.

El reactor experimental de fusión nuclear esta basado en el diseño ruso, llamado tokamak. Éste es la base de la contrucción del modelo de demostración comercial. El reactor se basa en la fusión nuclear (energía que se genera en el Sol), y se perfila como una de las tecnologías para generar energía renovable, limpia y barata.

Los actuales socios del consorcio son: Unión Europea (UE), Rusia (en reemplazo de la Unión Soviética), Estados Unidos (entre 1999-2003 decidió no participar), Japón, China (desde febrero 2003), y Corea del Sur (desde mayo 2003). Entre 1992-2004 participó Canadá.

Selección de la sede
Durante el proceso para definir emplazamiento del centro de investigación y del futuro reactor de fusión se presentaron varios inconvenientes. En diciembre de 2003 los seis miembros no pudieron decidirse entre situarlo en Francia o en Japón. Al parecer, por motivos políticos los Estados Unidos estuvieron en contra de la candidatura de Francia (presumiblemente por su negativa a apoyar la invasión de Irak de 2003), lo cual difilcultó la decisión definitiva.

Se llegó a plantear la posibilidad de que la UE siguiese adelante con el proyecto sin Japón y Estados Unidos. Esto fue sugerido por la Comisión Europea y por Francia, que contaban con que la aportación de estos dos países podría sustituirse con la entrada de nuevos socios y con aumentos de los países de la UE. Se había anunciado que India, Suiza y Brasil estarían dispuestos a participar en el proyecto europeo.

Los sitios candidatos fueron:

- Cadarache (Cerca de Marsella), (contaba con el apoyo de la UE, Rusia y China)

- Rokkasho, Japón (contaba con el apoyo de Estado Unidos, Japón y Corea del Sur)

El 28 de junio de 2005 en Moscú, se llegó finalmente a un acuerdo sobre la localización del reactor, que será ubicado en Cadarache.

La UE asumirá el 40% de los costos de construcción, Francia costeará un 10% adicional mientras que los cinco socios restantes sufragarán 10% cada uno.

El Primer ministro de Francia, Dominique de Villepin, considera que el ITER conllevará la creación de 4.000 puestos de trabajo en su país.

Véase también

- Energías renovables en la Unión Europea

- Investigación e innovación en la Unión Europea

Noticias

Enlaces externos

- [http://www.elmundo.es/elmundo/2003/graficos/nov/s1/iter.html Gráfico interactivo] en español.

- [http://www.iter.org Sitio oficial ITER]

category:física nuclear y de partículas

ja:ITER
ko:국제열핵융합실험로

zh-min-nan:Kok-chè Jia̍t-hu̍t-chú Si̍t-giām Hoán-èng-lô·

Francia

La República Francesa o Francia (en francés: République Française), es un país europeo (ubicado en el centro de Europa Occidental) que forma parte de la Unión Europea (UE) de la cual es uno de sus fundadores.

Limita al sur con España (623 Km), Andorra (56.6 Km), Mónaco (4.4 Km) y el mar Mediterráneo, al norte con el Canal de la Mancha, al oeste con el océano Atlántico, al este con Bélgica (620 Km), Luxemburgo (73 Km), Alemania (451 Km), Suiza (573 Km) e Italia (488 Km).

Origen del Nombre
Etimológicamente Francia deviene en Tierra de los franceses. Su nombre deriva de la tribu de los francos que invadió la Galia durante el siglo V, en tiempos de la desintegración del Imperio Romano de Occidente. Los francos y los galos —germanos y celtas, ambos indoarios— fusionados y junto a diversos grupos importantes dieron origen a los franceses. Aun en la actualidad se suele emplear "franco" o "galo" para designar a lo que es "francés" o a lo que está relacionado con lo francés. La configuración de sus fronteras geográficas en el continente europeo, que con el paso del tiempo ha adquirido el país, ha hecho que se le dé el nombre de el hexágono.

Historia
Artículo principal: Historia de Francia

La historia de Francia se remonta a los orígenes de la Galia, antiguo nombre con que se le designaba. Poblada por tribus Celtas, desde el Mediterráneo, recibió aportes griegos (la comercial Massalia, hoy Marsella, fue fundada por los griegos). Recibió asimismo aportes romanos, inicialmente desde la Galia Cisalpina. La Galia fue descrita por el conquistador romano Cayo Julio César, en un libro sobre aquella guerra donde relata sus triunfos sobre los galos y su adalid Vercingetórix, quien consiguió unificar a todas las tribus galas antes de la derrota final en el sitio de Alesia.

Latinizándose y cristianizándose floreció la Civilización Galorromana participando del mundo clásico. Lugdunum (hoy Lyon), capital de la romana Galia Lugdunense, se convirtió además en un importante centro cristiano. Los francos incursionaron inicialmente en la Galia belga, integrándose gradualmente en todo el resto de la Galia fundan el Regnum Francorum, y con ellos la monarquía francesa es comúnmente datada en el siglo V, con la dinastía merovingia que hubo de detener, en unión con otros pueblos, a los hunos. A esta le siguió la dinastía carolingia, llamada así en honor a Carlos Martel, quien contuvo el avance de los árabes (que conquistando Hispania incursionaron en la Galia Aquitanense), venciéndolos definitivamente en la batalla de Poitiers. Su nieto Carlomagno convirtió el reino en un gran imperio, el Imperio Carolingio, que desde las Galias, llegó a ocupar gran parte de Europa, generando en su gobierno un notable desarrollo y estímulo de la cultura conocido como el Renacimiento Carolingio. Los nietos de Carlomagno se dividieron el imperio en tres partes (siglo IX). La parte occidental, Francia, la parte oriental, considerada el orígen de lo que hoy es Alemania, y la parte central (la Lotaringia) que incluía lo que ahora es Italia, Países Bajos, Bélgica, Luxemburgo, Suiza y las zonas fronterizas entre Francia y Alemania.

Los descendientes de Carlomagno gobernaron Francia hasta el año 987, cuando Hugo Capeto, duque de la Isla de Francia y conde de París, fue coronado rey de Francia. Francia es protagonista principal participando del feudalismo, de las guerras de las cruzadas, de las ferias, de las universidades, del renacimiento, de los descubrimientos geográficos. En el siglo XVI es lugar de enfrentamiento entre católicos y protestantes durante las Guerras de religión de Francia. Una rama importante de esta nueva dinastía son los borbones, cuyo máximo representante es el absolutista Rey Sol, Luis XIV, quien con sus ministros (Richelieu y Mazarino, entre otros) consagró la hegemonía de Francia (en lo político, económico, social, cultural, lingüístico, militar) imponiéndose sobre Europa en el Siglo de Oro Francés. En total la dinastía Capeta reinó sobre Francia hasta 1792, cuando la revolución francesa estableció una república en un período de constantes cambios radicales que comenzaron en 1789 (precedidos por La Ilustración cuyas ideas difundió La enciclopedia). Las potencias extranjeras se aliaron para intervenir en Francia procurando derrotar a la revolución en las llamadas Guerras Revolucionarias Francesas, pero sus ideales continuarían su expansión triunfante gracias a la contraofensiva de Napoleón en las Guerras Napoleónicas.

El siglo XIX estuvo marcado por cuatro importantes periodos. El gobierno de Napoleón Bonaparte o Napoleón I -genio estadista y militar que restauró territorialmente el Imperio que mil años antes Carlomagno formó- que con su Imperio Napoleónico extendió progresivamente los dominios territoriales de Francia hasta la frontera rusa, y que tuvo que enfrentar en guerras sin precedentes a Europa entera. La restauración monárquica entre 1815 y 1848, con las revoluciones de 1830 y 1848 que contagiaron a toda Europa. El Segundo Imperio de Luis Napoleón III, sobrino del anterior Bonaparte, con quien se acentuó el proceso de industrialización y colonización. Y el establecimiento de la Tercera República en las últimas décadas del siglo.

A pesar de su victoria final en las dos guerras mundiales, Francia sufrió extensos daños sobre su imperio colonial, su economía y su población, viendo afectado su rango de nación-estado dominante en la escena mundial.

Francia ha estado siempre en el centro de la construcción de la UE, de que ha sido parte fundamental desde los origenes de ésta a mediados del siglo XX.

Desde 1958, ha construído una democracia presidencial -quinta república- que no ha sucumbido a las inestabilidades experimentadas en los primeros régimenes parlamentarios. Francia es por sus propios medios potencia nuclear y espacial.

En las décadas recientes, Francia ha fortalecido la relación de cooperación mutua con Alemania, lo que le ha garantizado una excelente integración con la economía del resto de Europa.

Véase también: Historia de París.

Gobierno y política
Artículo principal: Gobierno y política de Francia

La actual Constitución de Francia (constitución de la quinta república) fue aprobada por un referendum público el 28 de septiembre de 1958. Desde su implementación ha fortalecido favorablemente la autoridad del poder ejecutivo en relación con el parlamento. Bajo la constitución, el presidente es elegido directamente por un período de 5 años (originalmente eran 7 años). El arbitraje del presidente se asegura el funcionamiento regular de los poderes públicos y la continuidad del estado. El presidente designa al primer ministro, quien preside sobre el Gabinete, comanda a las fuerzas armadas y concluye tratados. El Gabinete o Consejo de Ministros es nombrado por el Presidente a propuesta del Primer Ministro. Esta organización del gobierno se conoce como república semipresidencialista.

La Asamblea Nacional (Assemblée Nationale) es el principal cuerpo legislativo. Sus 577 diputados son electos directamente por un término de 5 años y todos los asientos son votados en cada elección. Los 321 senadores son elegidos por un colegio electoral (es un sufragio indirecto) por términos de 9 años y un tercio del senado es renovado cada 3 años. Los poderes legislativos del senado son limitados, la asamblea nacional es quien posee la palabra final de ocurrir una disputa entre ambas cámaras. El gobierno posee una fuerte influencia sobre la forma de la agenda parlamentaria. Además existe un Consejo Constitucional (9 miembros): Control de la constitucionalidad de las leyes y Contencioso electoral.

Son ciudadanos franceses todos los franceses mayores de 18 años.

Organización político-administrativa
senado
3 Auvernia
4 Baja Normandía
5 Borgoña
6 Bretaña
7 Centro
8 Champaña-Ardenas
9 Córcega
10 Franco Condado
11 Alta Normandía
12 Isla de Francia
13 Languedoc-Rosellón
14 Lemosín
15 Lorena
16 Mediodía-Pirineos
17 Norte-Paso de Calais
18 Países del Loira
19 Picardía
20 Poitou-Charentes
21 Provenza-Alpes-Costa Azul
22 Ródano-Alpes]]
Artículo principal: Organización político-administrativa de Francia

Francia se divide administrativamente en regiones, departamentos, distritos, cantones, y municipios (o comunas). Adicionalmente cuenta con colectividades, territorios y dependencias. El departamento más extenso es la Guayana Francesa con 91.000 km², y el más poblado es París con más de 11 millones de habitantes.

Las 26 regiones y sus correspondientes 100 departamentos son de la metrópoli o de ultramar. Las 22 regiones metropolitanas (v. cuadro adjunto) están constituídas por 96 departamentos metropolitanos, y estos por 329 distritos, los que están conformados por 3.879 cantones, y estos a su vez por 36.568 comunas o municipios. Las 4 regiones de ultramar están constituídas por 4 departamentos de ultramar : Reunión, Guadalupe, Martinica y Guayana Francesa.

Las colectividades son de ultramar o sui géneris. Las 4 colectividades de ultramar son San Pedro y Miquelón, Mayotte, Polinesia Francesa, y Wallis y Futuna. Y 1 colectividad sui géneris : Nueva Caledonia.

1 territorio de ultramar conformado por las Tierras Australes (Kerguelen, Crozet, Nueva Amsterdam y San Paul) y las Tierras Antárticas (Tierra Adelia y Estación Dumont d'Urville), cuya denominación general es Tierras Australes y Antárticas Francesas

6 dependencias son islas francesas dispersas y actualmente deshabitadas: Clipperton, en el nor-oriente del Océano Pacífico (administrada desde la Polinesia Francesa); y Europa, Gloriosa, Saint Cristopher, Tromelin, y Bassas da India, en el sur-occidente del Océano Índico (administradas desde el departamento de la Reunión

Geografía
Artículo principal: Geografía de Francia

El territorio francés tiene una extensión de 675.417 km², lo que representa el 0,50% de las tierras emergidas del planeta (Puesto 40º en el mundo). Esto sin considerar la Tierra Adelia, pues el Tratado Antártico (1959) ha dejado en suspenso el reconocimiento de todas las soberanías en dicha región. La Francia metropolitana, es decir europea, cuenta con 551.695 km² (dato del Instituto Geográfico Nacional francés). Las aguas interiores cubren el 0,26% de la superficie continental francesa.

Fronteras naturales
La demarcación política de la Francia continental europea se apoya en sus "fronteras naturales" siendo estas (en sentido antihorario): el Mar del Norte, el Canal de la Mancha, el Golfo de Gascuña (Océano Atlántico); los Pirineos; el Golfo de León, la Costa Azul (Mar Mediterráneo); los Alpes; los Montes Jura; el río Rin. El Rin es frontera sólo en una parte de su curso, punto desde el cual y hasta el Mar del Norte, no existen accidentes geográficos que delimiten «naturalmente» la frontera con Bélgica, Luxemburgo y Alemania. La isla francesa más importante en Europa es Córcega, ubicada en el mar Mediterráneo. En la Francia metropolitana las fronteras se extienden a lo largo de 2.889 km y la línea costera por otros 3.427 km.

El territorio de Francia no es solamente europeo sino también americano, africano, asiático y oceánico. En África, Asia y Oceanía, se trata de territorio insular. En América también es insular, siendo a la vez continental en la Guayana Francesa. La Guayana Francesa limita al norte con el Océano Atlántico (378 km); al oeste con los ríos Litani-Lawa-Maroni (Surinam: 510 km), al este con el río Oyapoque y al sur con los montes Tumuc Humac (Brasil: 673 km). En la isla San Martín tiene una frontera meridional con las Antillas holandesas (10.2 km).

Relieve
Francia posee una amplia variedad de paisajes, los cuales van desde llanuras costeras hacia el norte y oeste del país, a las cadenas montañosas en el sur (los Pirineos) y el sudeste (los Alpes), de los cuales estos últimos contienen al Mont Blanc con 4808 metros de altura (el más alto de Europa occidental y de toda la UE). Otros macizos montañosos son El Jura (en la frontera con Suiza), las Ardenas, el Macizo Central y la Cordillera de los Vosgos. El punto más bajo está en el delta del río Ródano: -2 m.

Las tierras de Francia son muy fértiles, lo que la convierte en una potencia agropecuaria mundial. Uso de los suelos (en la Francia metropolitana): Producción agropecuaria 56% (tierras de labrantío 33%, cosechas permanentes 3%, pastos permanentes 20%), masa forestal (bosques y arbolado) 26%, otros 18%. Los bosques se extienden sobre la superficie de la Francia metropolitana hasta cubrir más de 140.000 km (en la UE solo Suecia y Finlandia le superan). Las zonas especialmente protegidas conforman el 8% del territorio nacional.

La Guayana Francesa, ubicada en Sudamérica, forma parte del Macizo Guayano-venezolano, teniendo el 90% de su territorio cubierto por la selva tropical (principalmente bosques).

Hidrografía
Los ríos más importantes de Francia son, en la vertiente atlántica: Loira, Garona, Dordoña (en el Golfo de Gascuña), y Sena (en el Canal de la Mancha). En la vertiente mediterránea el Ródano (en el Golfo de León), con su afluente el Saona. También tiene parte de las cuencas de los ríos Rin, Mosa, Mosela y Escalda (que desembocan en el Mar del Norte). El río interior más extenso es el Loira, con más de 1.000 km.

El lago más extenso es el Lemán o Ginebra (582 km²), compartido con Suiza.

El suelo francés no solo es regado generosamente por ríos (y lagos o lagunas) sino que además la irrigación se complementa con una extensa red de canales.

Francia en Europa tiene costas en el Mar del Norte, el Canal de La Mancha, el Golfo de Gascuña (Océano Atlántico), el Golfo de León y la Costa Azul (Mar Mediterráneo). Francia tiene 5 500 Km de costas. Las costas francesas son bañadas por los océanos Atlántico, Índico, y Pacífico. La Zona Marítima de Francia es de 12 millas contadas desde la costa, y la Zona Económica Exclusiva se extiende hasta las 200 millas desde la costa (11 millones de km²). Son numerosas sus hermosas playas, verdaderas delicias para los bañistas, en el continente la más famosa es Saint-Tropez.

Francia cuenta con diversos archipiélagos, siendo sus principales islas: Nueva Caledonia (que es la más extensa: 16,372 km²), Córcega (8,722 km²), Kerguelen (6,675 km²), Reunión (2,512 km²), Guadalupe (1,528 km²), Lifou (1,150 km²), Martinica (1,100 km²), Tahití (1,042 km²), Maré (650 km²) y Mayotte (374 km²), entre muchas otras.

Climatología
Francia cuenta con tres climas principales: oceánico (al oeste), mediterráneo (al sureste) y continental (al centro y al este).

Flora y Fauna
En la Francia metropolitana hay 136 especies de árboles, algo excepcional tratándose de un país europeo. Las especies vegetales cultivadas para consumo humano directo y para la producción agro-industrial son de suma importancia ocupando grandes espacios de la superficie francesa, destacándose la vid y el trigo entre muchas otras. Las poblaciones de animales mayores son numerosas en el caso de las especies para uso y consumo humano (debido a la intensiva crianza y explotación), destacándose entre ellas millones de reses, cerdos, ovejas, cabras, además de caballos. La cantidad de venados y ciervos en estado salvaje se está incrementando constantemente gracias a políticas especialmente orientadas con este objetivo. También abundan otras especies menores como conejos y aves de corral. Actualmente se garantiza la protección de las especies autóctonas no domésticas, con la creación de parques nacionales y reservas naturales, así como por la reintroducción de especies que fueron exterminadas en el país (oso pardo, lince, bisonte europeo, buitre leonado y quebrantahuesos, entre otros).

Francia es el primer productor agropecuario (y de sus derivados) de la Unión Europea, siendo sus productos estrella sus vinos y sus quesos, ambos de inmejorable calidad mundial.

Medio Urbano
En Francia existen todas las dimensiones de centros poblados, desde los más pequeños hasta los mayores, incluyendo la moderna megalópolis que es París. En las zonas urbanas viven aproximadamente tres cuartas partes de la población (quienes disfrutan de una excelente infraestructura). Todos los centros urbanos están enlazados por una extensa red de caminos y carreteras (más de 800 mil km). La población goza también del servicio ferroviario más rápido del mundo (los TGV tienen fama mundial). Las comunicaciones y transportes de personas y mercaderías se encuentran favorecidas por numerosos y eficientes canales, puertos y aeropuertos considerados entre los mejores del planeta. Las ciudades combinan arquitectónicamente tradición y modernidad, y entre varios aspectos tienen una belleza magnética y un estilo que atraen a los visitantes. Principalmente la capital es generosamente prolija en monumentos artísticos e históricos, algo que sin embargo no ha sido limitación para que uno en especial se convierta en su símbolo, por encima de los demás: La Torre Eiffel.

Ver: Entorno natural de la Unión Europea, Islas francesas

Economía
Artículo principal: Economía de Francia

La economía de Francia combina un gran número de empresas privadas con la intervención estatal. Amplios campos de tierra fértil, la aplicación de tecnología moderna y subsidios adecuados provenientes principalmente del PAC, han convertido a Francia en el líder en producción agropecuaria de toda Europa occidental.

El gobierno mantiene una influencia considerable sobre sectores clave de infraestructura, siendo dueño mayoritario de firmas de vías férreas, electricidad, aviación y telecomunicaciones, aunque ha disminuído gradualmente su control sobre estos sectores desde el comienzo de los años 1990, cediendo partes de la empresa estatal de telefonía (France Télécom así como de la aerocomercial Air France (el Concorde, que es el avión comercial más veloz que ha surcado los aires, es francés), así como en las industrias de seguros, bancos y defensa. No obstante, la planificación y el entendimiento entre el estado y las empresas privadas está posibilitando la creación de gigantes industriales y comerciales, (como en el sector químico-farmacéutico por ejemplo, o en el de los grandes almacenes como Carrefour). Su gran potencia científica y tecnológica se refleja en su gran poder industrial que abarca diferentes campos entre ellos el aeroespacial, reflejado en la empresa Airbus, y en los cohetes Ariane; y en transportes son afamados sus TGV (Trenes de Gran Velocidad), el puente de Millau (que es el más alto del mundo), y el franco-británico Eurotúnel (cuya mayor extensión se halla por debajo del mar). En televisión y radiodifusión, principalmente Tv5 y Radio Francia Internacional (ambas básicamente estatales) transmiten la señal francesa hasta todos los extremos del planeta. En la actividad industrial los sectores que dominan la economía francesa son principalmente ocho: la industria automotriz, la transformación de materiales, las edificaciones y obras públicas, las telecomunicaciones y tecnología de la información y de la comunicación, la industria aeronáutica y espacial, la industria agroalimenticia, la industria química, y la industria de la moda y el lujo.

Es también una gran potencia comercial. En el sector terciario (es decir de servicios), destaca peculiarmente el turismo, ningún país del mundo recibe más visitantes extranjeros que Francia. Según la Organización Mundial del Turismo, Francia es el país que más turistas extranjeros recibe (75 millones de visitantes extranjeros por año), lo que le da al turismo un lugar destacado dentro de la economía del país.

Francia se unió a la eurozona (de la que es cofundadora), adoptando el euro el 1 de enero de 1999, que reemplazó por completo su moneda, el franco desde comienzos del 2002.

Ver: Economía de la Unión Europea

Demografía
Artículo principal: Demografía de Francia

Francia posee 63.213.894 habitantes (2005), de los cuales 60.656.178 habitan en la Francia metropolitana, es decir europea (con una densidad de 93,59 hab./km²). Alrededor del 75% vive en núcleos urbanos. París con sus más de once millones de habitantes es una de las ciudades más grandes del mundo, y es la más poblada de la Unión Europea. Otras ciudades importantes son Lyon y Marsella (que superan el millón y medio de habitantes) siendo casi igualadas por Lille (que sin embargo, con su conurbación transfronteriza las supera: llega a los dos millones de pobladores). Actualmente Burdeos también ha superado el millón de pobladores.

La esperanza de vida al nacer es de 82,2 años para las mujeres y de 74,6 años para los varones. En la República Francesa las vacaciones pagadas legales suman cinco semanas en cada año laboral.

La población originaria está compuesta por varios grupos étnicos, principalmente descendientes de celtas, fundamentalmente galos, que dieron nombre a la región de la Galia, hoy Francia (que incluía también Bélgica, Luxemburgo y Suiza). En el proceso histórico formativo de la Francia actual son también significativas las poblaciones de origen griego, romano, germano, corso, gitano, judío y árabe.

Más del 90% de la población ha nacido dentro del país. Entre los extranjeros que se van integrando a la nueva Francia predominan los magrebíes, italianos, españoles, portugueses, polacos y subsaharianos. El mayor número de inmigrantes en los últimos años proviene del magreb.

Ver: Demografía de la Unión Europea

Lengua
La lengua oficial es el francés, el cual es hablado por la totalidad de la población. Además co-existen lenguas regionales como el provenzal, el bretón, el corso, el alsaciano, el vasco y el catalán. También un porcentaje de la población es bilingüe o trilingüe del francés con idiomas extranjeros tales como el inglés, el español, el alemán, el italiano y el árabe. El francés es la segunda lengua extranjera más estudiada en Europa (solo superada por el inglés). Francia es el país con más francófonos del mundo, seguido por Canadá, Bélgica, Suiza, Argelia, entre otros. Francia pertenece a la organización internacional de la Francofonía, cuyo Alto Consejo de la Francofonía, cifra en el mundo (1998) más de 173 millones de francófonos, más otros 110 millones de "francisants" (personas que usan el francés con diferentes grados de dominio) y adicionalmente otros millones de estudiantes que en todo el mundo aprenden el francés como lengua extranjera.

Religión
La República Francesa oficialmente es un estado laico. En su población están representadas las principales confesiones religiosas: Católica 81%, musulmana 7%, protestante 2%, judía 1,5%, budista 1%, ortodoxa 0,5%, otras 7%.

Cultura
Artículo principal: Cultura de Francia

En Francia la educación es gratuita en todos sus niveles, tanto para los estudiantes franceses como para los extranjeros (el Gobierno subvenciona el 94% de los costos de los estudios superiores en Francia). La Universidad de La Sorbona (o Universidad de París) es una de las más antiguas y prestigiosas del mundo.
El porcentaje del Presupuesto Nacional destinado a la Educación y la Cultura alcanza al 22% del presupuesto del Estado (adicionalmente los presupuestos locales asignan una partida).

Literatura
Grandes son los aportes con que la literatura de Francia a enriquecido la literatura universal. La literatura francesa incluye tanto a los ciudadanos franceses (siendo numerosísimos los destacados escritores de Francia), como a los francógrafos de otros países (por ejemplo el poeta y escritor belga Maurice Maeterlinck, o el poeta senegalés Léopold Sedar Senghor). Su influencia ha marcado notoriamente la literatura de muchos importantes autores, países y lenguas (un ejemplo es el cubano Alejo Carpentier, grande de la literatura hispanoamericana). La influencia francesa marca su impronta evidente en la irrupción del denominado "boom latinoamericano". En las letras francesas hay brillantes mujeres, cultas, intelectuales, tal es el caso de Christine de Pisan (1364-1430), Madame de La Fayette (1634-1692), Madame de Stäel (1766-1817), Flora Tristán (1803-1844), George Sand (Amandine Aurore Lucie Dupin, 1804-1876), y también las del grupo del "Nouveau Roman" (Simone de Beauvoir, 1908-1986; Margarite Yourcenar, 1903-1987; Marguerite Duras, 1914-1996; y Nathalie Sarraute, 1900-1999), luego también Marie Etienne (1938) y Elisabeth Quin, entre otras. Once escritores franceses han sido galardonados con el Premio Nobel de Literatura desde el siglo XX: Frédéric Mistral, Romain Rolland, Anatole France, Henri Bergson, Roger Martin du Gard, André Gide, François Mauriac, Albert Camus, Alexis Saint-Léger Léger, Jean-Paul Sartre, y Claude Simon.

Música
Francia ha brindado los compositores más notables en la historia de la humanidad (con Italia y Alemania). Tiene representantes en las distintas épocas. Desde antes del año 1000 se destaca el canto gregoriano empleado en las liturgias. En Francia se creó la polifonía (superposición de líneas melódicas). En la denominada Ars Antiqua, se le atribuye a Carlomagno el "Scholae Cantorum" (783 d.C.). Es el "Juramento de Estrasburgo" (842) la obra lírica francesa más importante del medioevo, en el s. XI sobresalieron los Cantares de Gesta (entre ellos el "Cantar de Roldán"), y destacan de la edad media Léonin (n.1142) y Adam de la Halle ("Adam le Bossu"), siendo especialmente notorio el que Francia sea la cuna en la que nacieron los "Trovadores" (s. XII) y el "Ars Nova" (s. XIV). Del renacimiento sobresalen Guillaume Dufay y Champion de Chambonnières, y de las etapas clásica y barroca Louis Couperin, Jean Baptiste Lully, Jean-Philippe Rameau, François Couperin, y Etienne Méhul. Sería en el romanticismo cuando la música de Francia haría de París el centro musical del mundo. Destacaron Jacques Aubert, Hector Berlioz, Charles Gounoud, César Franck, Edouard Lalo, Georges Bizet y Jules Massenet, y también se incluyen en este grupo Jacques Offenbach, Franz Liszt y Federico Chopin. Sobresalieron en el modernismo Gabriel Fauré, Claude Debussy, Paul Dukas, Jean Roger-Ducasse y Maurice Ravel. En los tiempos contemporáneos surgen nuevas generaciones de compositores con los que Francia mantiene un lugar privilegiado en la creación musical.

Arquitectura
Los aportes de Francia a la arquitectura mundial son de primerísimo orden. Los celtas dejaron su huella también en la erección de grandes monolitos o megalitos, y la presencia griega desde el siglo VI a.C. se recuerda hoy en la herencia clásica de Massalia (Marsella). El estilo romano tiene bellos ejemplos en la Maison Carrée ("Casa Cuadrada"), templo romano edificado entre 138-161 a.C., o en el Pont du Gard construido entre los años 40 y 60 d.C., en Nimes, sur de Francia (majestuoso vestigio de la era romana, declarado patrimonio universal en 1985). Es símbolo del arte romanesco la Catedral de Arlés construida en Provenza en el s. XII. Francia inventó el estilo gótico, cuyos productos se aprecian en las Catedrales de Chartres, Amiens, Estrasburgo, y muchísimas más. El renacimiento surgido en Italia, tiene su estilo arquitectónico representado magistralmente en el Castillo de Blois o en el Palacio de Fontainebleau entre otros. El arte barroco (también de origen italiano), y el rococó (invención francesa) tienen obras extraordinarias en Francia. Tal es el caso del Palacio del Louvre (Construido por Claudio Perrault, decorado por Lebrun), la Iglesia de Santa Genoveva (conocida como "el Panteón", edificada por Soufflot), entre tantos otros. El modernismo o arte moderno en arquitectura abarca todo el s. XIX y la mitad del XX, y en él Gustave Eiffel revolucionó la teoría y práctica arquitectónica de su tiempo en la construcción de gigantescos puentes y en el empleo de materiales como el acero. Su obra más famosa es la llamada Torre Eiffel. Otro grande de la arquitectura universal es Le Corbusier, un innovador y funcionalista celebrado especialmente por sus aportes urbanísticos en las edificaciones de viviendas y conjuntos habitacionales.

Escultura
En Francia la escultura ha evolucionado desde antiguo por diversos estilos, sobresaliendo en todos ellos: Prehistórico, romano, cristiano, románico, gótico, renacentista, barroco y rococó (Houdon, el escultor más grande del s. XVIII: Voltaire), neoclásico (Frederic Auguste Bartholdi: Estatua de la Libertad), romántico (Auguste Rodin, el más grande de todos los tiempos: El pensador, El beso), y los contemporáneos.

Deportes

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Véase también

- Títulos Nobiliarios en Francia

- Unión Europea

- Relaciones franco-alemanas

- Francofonía

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- [http://www.france.diplomatie.fr/france/es/histoire/ Historia de Francia]

- [http://http://www.conseil-constitutionnel.fr/langues/espagnol/inde}}

Fusión nuclear

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