¿Qué es la energía?

Energía: capacidad de un cuerpo o sistema para ejercer fuerzas sobre otros cuerpos o sistemas o entre sus propios subsistemas.
Si las fuerzas ocasionan variaciones temporales microscópicas y desordenadas, hay transmisión de energía en forma de calor. Si las variaciones son macroscópicas o microscópicas ordenadas (fenómenos eléctricos y magnéticos) hay transmisión de energía en forma de trabajo.

Existe una gran diferencia entre lo que se considera “energía” en el habla popular y el significado que se le atribuye en las ciencias físicas. Contrariamente a lo que ocurre en el campo de las ciencias, en lo popular el concepto “energía” usualmente no está asociado a alguna magnitud. Desde el punto de vista de la de las ciencias físicas, la noción intuitiva y popular es incompleta y totalmente inaceptable, pues falta incluir un aspecto esencial para la actividad científica: el cómo se mide esa energía. En lo que sigue se analiza brevemente la evolución reciente del concepto “energía” en las ciencias físicas y su relación con otras magnitudes físicas y con las mediciones. Esta última dependencia resulta ser primordial para la correcta comprensión del concepto; se muestran ejemplos de cómo el obviar esta relación conduce usualmente a serios errores. De ahí que se recomiende extremo cuidado al analizar la posible introducción en los cursos de definiciones simplificadas o “novedosas” de las magnitudes físicas.

También existe una doble acepción del término energía; se puede utilizar tanto para: a) designar un tipo específico de energía (cinética, magnética) como para: b) indicar el lugar de donde provienen o se almacenan los diferentes tipos de energía (eólica, solar). En las ciencias físicas no tiene mucho sentido hablar de “energía” a secas, término que, aislado de algún otro que especifique el tipo de energía, no es una magnitud mensurable y carece de una definición concluyente.
Via/ Universidad de La Habana / Facultad de Física

Enlaces:
Energía eléctrica
Energía eólica
Energía geotérmica
Energía nuclear
Energía solar térmica

Radiación

Energía que se propaga en forma de ondas electromagnéticas o partículas subatómicas. Los tipos de radiación más comunes son el calor, la luz, las ondas radioeléctricas y las microondas. La radiación ionizante es una forma muy energética de radiación electromagnética.

La radiación propagada en forma de ondas electromagnéticas (Rayos X, Rayos UV, etc.) se llama radiación electromagnética, mientras que la radiación corpuscular es la radiación transmitida en forma de partículas subatómicas (partículas α, neutrones, etc.) que se mueven a gran velocidad en un medio o el vacío, con apreciable transporte de energía.
Si la radiación transporta energía suficiente como para provocar ionización en el medio que atraviesa, se dice que es una radiación ionizante. En caso contrario se habla de radiación no ionizante. El carácter ionizante o no ionizante de la radiación es independiente de su naturaleza corpuscular u ondulatoria.
Son radiaciones ionizantes los Rayos X, Rayos γ, y Partículas α, entre otros. Por otro lado, radiaciones como los Rayos UV y las ondas de radio, TV o de telefonía móvil, son algunos ejemplos de radiaciones no ionizantes.

Los condensados de Bose-Einstein

(BECs por sus siglas en inglés) son ondas de materia que se forman cuando átomos muy fríos se unen para formar una sola "burbuja mecánica cuántica". Contienen cerca de diez millones de átomos en una gota de 0,1 mm de largo. Los físicos Eric Cornell (NIST), Carl Wieman (Universidad de Colorado) y Wolfgang Ketterle (MIT) -- que compartieron el Premio Nobel 2001 en Física -- crearon los primeros, a partir de vapores gaseosos, en 1995.

Estrella de Neutrones

Tienen aproximadamente el tamaño de la Isla de Manhattan y sin embargo, son más masivas que el Sol. Una cucharada de té del material de una de ellas pesaría cerca de mil millones de toneladas. Por fuera las estrellas de neutrones son frágiles. Están cubiertas por una corteza rica en hierro. En su interior son fluidas. Cada una contiene un océano de neutrones -- los restos de los átomos destrozados por una explosión de supernova. Todo el conjunto gira cientos de veces por segundo, generando poderosos huracanes cuánticos dentro de la estrella.
Las estrellas de neutrones y sus parientes, las enanas blancas y los agujeros negros, son formas extremas de la materia a las que muchos científicos quisieran dar una mirada -- si sólo pudiesen poner una en su laboratorio. ¿Pero cómo? Investigadores que experimentan con una nueva clase de materia llamada condensados de Bose-Einstein, podrían haber encontrado la forma.
Los BECs y las estrellas de neutrones son diferentes. Los BECs son 100 mil veces menos densos que el aire, y son más fríos que el espacio interestelar. Mientras que por su lado, las estrellas de neutrones pesan cerca de 100 millones de toneladas por centímetro cúbico, y sus interiores son 100 veces más calientes que el núcleo del Sol. ¿Qué pueden tener en común entonces? Ambos son superfluidos -- esto es, líquidos que fluyen sin fricción o viscosidad.
Tal vez el mejor ejemplo de un superfluido es el helio-4 enfriado a temperaturas de menos de 2,2o K (-271o C). Si sostuviera en su mano una taza, bien aislada, de este tipo de helio, e hiciera girar lentamente la taza, el resbaladizo helio del interior no giraría con la taza .
Sin embargo, los superfluidos si pueden girar. Y cuando lo hacen, ocurren cosas extrañas. "Los superfluidos no pueden girar como un cuerpo rígido -- para girar, deben arremolinarse", explica Ketterle. Hablando entre físicos él diría que "el bucle del campo de velocidad debe ser cero". Este principio físico básico, es válido tanto para los BECs como para las estrellas de neutrones.
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Pulsar

Un púlsar es una estrella de neutrones que emite radiación periódica. Los púlsares poseen un intenso campo magnético que induce la emisión de estos pulsos de radiación electromagnética a intervalos regulares relacionados con el periodo de rotación del objeto.
Las estrellas de neutrones pueden girar sobre sí mismas hasta varios cientos de veces por segundo; un punto de su superficie puede estar moviéndose a velocidades de hasta 70.000 km/s. De hecho, las estrellas de neutrones que giran muy rápidamente se expanden en su ecuador debido a esta velocidad vertiginosa. El efecto combinado de la enorme densidad de estas estrellas con su intensísimo campo magnético (generado por los protones y electrones de la superficie girando alrededor del centro a semejantes velocidades) causa que las partículas que se acercan a la estrella desde el exterior (como, por ejemplo, moléculas de gas o polvo interestelar), se aceleren a velocidades extremas y realicen espirales cerradísimas hacia los polos magnéticos de la estrella.
Por ello, los polos magnéticos de una estrella de neutrones son lugares de actividad muy intensa: emiten chorros de radiación en el rango del radio, rayos X o rayos gamma, como si fueran cañones de radiación electromagnética muy intensa y muy colimada.
Por razones aún no muy bien entendidas, los polos magnéticos de muchas estrellas de neutrones no están sobre el eje de rotación. El resultado es que los "cañones de radiación" de los polos magnéticos no apuntan siempre en la misma dirección, sino que rotan con la estrella.
Es posible entonces que, mirando hacia un punto determinado del firmamento, recibamos un "chorro" de rayos X durante un instante. El chorro aparece cuando el polo magnético de la estrella mira hacia la Tierra, deja de apuntarnos una milésima de segundo después debido a la rotación, y aparece de nuevo cuando el mismo polo vuelve a apuntar hacia la Tierra. Lo que percibimos entonces desde ese punto del cielo son pulsos de radiación con un periodo muy exacto, que se repiten una y otra vez (lo que se conoce como "efecto faro") cuando el chorro se orienta hacia nuestro planeta. Por eso, este tipo de estrellas de neutrones "pulsantes" se denominan púlsares (del inglés pulsating star, "estrella pulsante").
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La velocidad de la luz

En la antiguedad diversos científicos se plantearon el problema de si la luz se propagaba a una velocidad finita o infinita.
En 1675 el astrónomo holandés Olaf Roemer logró dar una respuesta a esta pregunta. Observando los eclipses de Júpiter, Roemer se dio cuenta de que los instantes de desaparición de los satélites detrás de Júpiter, previstos en las tablas astronómicas, se anticipaban o retrasaban con respecto a lo que él podía medir, según Júpiter estuviera más cerca o más lejos de nuestro planeta. Roemer dedujo que la anomalía podía atribuirse a que la luz tiene velocidad finita y por lo tanto emplea menos tiempo en llegar a nosotros cuando Júpiter está más próximo, y viceversa.
Sucesivas mediciones, tanto a través de métodos astronómicos como terrestres (en laboratorio), han llevado al descubrimiento del exacto valor de la velocidad de la luz en el vacío, que es de 299.792, 458 km/seg. (Aprox. 300.000 km por segundo).
Según las teorías físicas modernas, la velocidad de la luz es una constante, se indica con la letra c, y también se la denomina "la constante Einstein".
La velocidad de la luz fue incluida oficialmente en el Sistema Internacional de Unidades como constante el 21 de octubre de 1983.

Supernova

Una supernova (del latín nova, «nueva») es una explosión estelar que puede manifestarse de forma muy notable, incluso a simple vista, en lugares de la esfera celeste donde antes no se había detectado nada en particular. Por esta razón, a eventos de esta naturaleza se los llamó inicialmente stellae novae («estrellas nuevas») o simplemente novae. Con el tiempo se hizo la distinción entre fenómenos aparentemente similares pero de luminosidad intrínseca muy diferente; los menos luminosos continuaron llamándose novae (novas), en tanto que a los más luminosos se les agregó el prefijo «super-».

Las supernovas producen destellos de luz intensísimos que pueden durar desde varias semanas a varios meses. Se caracterizan por un rápido aumento de la intensidad hasta alcanzar un máximo, para luego decrecer en brillo de forma más o menos suave hasta desaparecer completamente.

Se han propuesto varios escenarios para su origen. Uno de ellos puede ser de estrellas masivas que ya no pueden desarrollar reacciones termonucleares en su núcleo, y que son incapaces de sostenerse por la presión de degeneración de los electrones, lo que las lleva a contraerse repentinamente (colapsar) y generar, en el proceso, una fuerte emisión de energía.
Otro proceso más violento aún, capaz de generar destellos incluso mucho más intensos, puede suceder cuando una enana blanca miembro de un sistema binario cerrado, recibe suficiente masa de su compañera como para superar el límite de Chandrasekhar y proceder a la fusión instantánea de todo su núcleo: esto dispara una explosión termonuclear que expulsa casi todo, si no todo, el material que la formaba.

La explosión de supernova provoca la expulsión de las capas externas de la estrella por medio de poderosas ondas de choque, enriqueciendo el espacio que la rodea con elementos pesados. Los restos eventualmente componen nubes de polvo y gas. Cuando el frente de onda de la explosión alcanza otras nubes de gas y polvo cercanas, las comprime y puede desencadenar la formación de nuevas nebulosas solares que originen, después de cierto tiempo, nuevos sistemas estelares (quizá con planetas, al estar las nebulosas enriquecidas con los elementos procedentes de la explosión).

Las supernovas pueden liberar varias veces 1044 J de energía. Esto ha resultado en la adopción del foe (1044 J) como unidad estándar de energía en el estudio de supernovas.

El fenómeno de la explosión de una supernova es similar al de la explosión de una Nova, pero con la diferencia sustancial de que, en el primer caso, las energías en juego son un millón de veces superiores. Cuando se produce un acontecimiento catastrófico de este tipo, los astrónomos ven encenderse de improviso en el cielo una estrella que puede alcanzar magnitudes aparentes de -6m o más.

Ver "Tipos de Supernovas" en Wikipedia