masa de jeans

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Inestabilidad de Jeans - Wikipedia, la enciclopedia libre

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La inestabilidad de Jeans causa el colapso de nubes de gas interestelares y la subsecuente formacion de una estrella. La misma ocurre cuando la presion interna en la nube no es lo suficientemente alta como para evitar que se produzca un colapso gravitatorio de una region que contiene materia. Para que exista estabilidad, la nube debe estar en equilibrio hidrostatico,

El equilibrio es estable si las perturbaciones menores son amortiguadas e inestable si son amplificadas. En general, la nube es inestable si o bien es muy masiva a una dada temperatura o muy fria para una dada masa para que la gravedad pueda compensar la presion del gas.

Masa de Jeans[editar]

La masa de Jeans debe su nombre al fisico britanico sir James Jeans, quien analizo el proceso de colapso gravitatorio dentro de una nube gaseosa. Jeans fue capaz de demostrar, que bajo condiciones apropiadas, una nube cosmica o una parte de la misma, podria volverse inestable. El proceso comienza cuando no posee suficiente presion gaseosa para contraarrestar la fuerza de gravedad. Sin embargo, la nube seria estable para una masa suficientemente pequena, fijados la temperatura y el radio, pero una vez rebasa cierta masa critica, empezaria un proceso de contraccion hasta que alguna otra fuerza impidiera el colapso. Jeans derivo una formula para calcular la masa critica como funcion de su densidad y temperatura. Cuanto mayor sea la masa de la nube, menor sea su tamano y menor la temperatura de la misma, mas inestable sera ante un colapso gravitatorio.

El valor aproximado de la masa de Jeans se puede obtener mediante una simple deduccion fisica. Se comienza con una region esferica gaseosa de radio R {\displaystyle R} , masa M {\displaystyle M} , y velocidad del sonido en el gas c s {\displaystyle c_{s}} . Si nos imaginamos que se comprime dicha region un tanto. Las ondas de sonido tendran un tiempo de transito:

en cruzar la region, e intentaran compensar la fuerza ejercida y restablecer al sistema en una presion de equilibrio. Al mismo tiempo, la gravedad intentara comprimir al sistema todavia mas, lo cual tendra lugar durante el tiempo de caida libre:

donde G {\displaystyle G} es la constante gravitatoria universal, y ρ {\displaystyle \rho } es la densidad de gas en la region. Cuando el tiempo de transporte del sonido es menor que el tiempo de caida libre, las fuerzas de presion prevalecen y restablecen el equilibrio. Si en cambio el tiempo de caida libre es menor que el tiempo de transito del sonido, entonces la gravedad prevalece, y la region sufre colapso gravitatorio. La condicion para un colapso gravitatorio es por lo tanto:

Mediante algunas manipulaciones algebraicas, se puede demostrar que la masa de Jeans M J {\displaystyle M_{J}} es aproximadamente:

El criterio de estabilidad puede ser expresado tambien en forma equivalente en funcion de una longitud en vez de una masa. Dicha longitud es conocida como la longitud de Jeans. Todas las dimensiones menores que la longitud de Jeans son estables ante el colapso gravitatorio, mientras que dimensiones mayores son inestables. Se puede utilizar el mismo razonamiento previo para demostrar que la longitud de Jeans R J {\displaystyle R_{J}} es aproximadamente:

Condicion necesaria para su ocurrencia[editar]

La inestabilidad de Jeans tiene lugar una vez que la masa contenida es mayor que el valor de la masa de Jeans o la zona crece hasta tener una dimension mayor que la longitud de Jeans. Si la inestabilidad gravitatoria esta gobernada por ondas del tipo:

que representa un crecimiento exponencialmente inestable. λ J {\displaystyle \lambda _{J}} es la longitud de Jeans y ρ 0 {\displaystyle \rho _{0}} es la densidad de masa.

La escala de tiempo para que ocurra es:

La inestabilidad de Jeans es muy importante para los procesos de formacion estelar en nubes moleculares.

Referencias[editar]


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Inestabilidad de Jeans | Astropedia | Fandom

La inestabilidad de Jeans causa el colapso de nubes de gas interestelares y la subsecuente formacion de una estrella. La misma ocurre cuando la presion interna en la nube no es lo suficientemente alta como para evitar que se produzca un colapso gravitacional de una region que contiene materia….
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La inestabilidad de Jeans causa el colapso de nubes de gas interestelares y la subsecuente formacion de una estrella. La misma ocurre cuando la presion interna en la nube no es lo suficientemente alta como para evitar que se produzca un colapso gravitacional de una region que contiene materia. Para que exista estabilidad, la nube debe estar en equilibrio hidrostatico, Plantilla:Ecuacion donde:

El equilibrio es estable si las perturbaciones menores son amortiguadas e inestable si son amplificadas. En general, la nube es inestable si o bien es muy masiva a una dada temperatura o muy fria para una dada masa para que la gravedad pueda compensar la presion del gas.

Masa de Jeans

La masa de Jeans debe su nombre a el fisico britanico Sir James Jeans,quien analizo el proceso de colapso gravitacional dentro de una nube gaseosa. Jeans fue capaz de demostrar, que bajo condiciones apropiadas, una nube cosmica o una parte de la misma, podria volverse inestable. El proceso comienza a cuando no posee suficiente presion gaseosa para contraarrestar la fuerza de gravedad. Sin embargo, la nube seria estable para una masa suficientemente pequena, fijados la temperatura y el radio, pero una vez rebasa cierta masa critica, empezaria un proceso de contraccion hasta que alguna otra fuerza impidiera el colapso. Jeans derivo una formula para calcular la masa critica como funcion de su densidad y temperatura. Cuanto mayor sea la masa de la nube, menor sera su tamano, y menor la temperatura de la misma, mas inestable sera ante un colapso gravitacional.

El valor aproximado de la masa de Jeans se puede obtener mediante una simple deduccion fisica. Se comienza con una region esferica gaseosa de radio , masa , y velocidad del sonido en el gas . Si nos imaginamos que se comprime dicha region un tanto. Las ondas de sonido tendran un tiempo de transito:

en cruzar la region, e intentaran compensar la fuerza ejercida y restablecer al sistema en una presion de equilibrio. Al mismo tiempo, la gravedad intentara comprimir al sistema todavia mas, lo cual tendra lugar durante el tiempo de caida libre:

donde es la constante gravitacional universal, y es la densidad de gas en la region. Cuando el tiempo de transporte del sonido es menor que el tiempo de caida libre, las fuerzas de presion prevalecen y restablecen el equilibrio. Si en cambio el tiempo de caida libre es menor que el tiempo de transito del sonido, entonces la gravedad prevalece, y la region sufre colapso gravitacional. La condicion para un colapso gravitacional es por lo tanto:

Mediante algunas manipulaciones algebraicas, se puede demostrar que la masa de Jeans es aproximadamente:


El criterio de estabilidad puede ser expresado tambien en forma equivalente en funcion de una longitud en vez de una masa. Dicha longitud es conocida como la longitud de Jeans. Todas las dimensiones menores que la longitud de Jeans son estables ante el colapso gravitacional, mientras que dimensiones mayores son inestables. Se puede utilizar el mismo razonamiento previo para demostrar que la longitud de Jeans es aproximadamente:

Referencias

bn:জিনস্ ভর he:אי יציבות ג'ינס id:Instabilitas Jeans it:Instabilita di Jeans ja:ジーンズ不安定性 lt:Dzinso nestabilumas sv:Jeans-instabilitet tr:Jeans Kararsizligi zh:金斯不稳定性


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La masa de Jeans debe su nombre al físico británico sir James Jeans, quien analizó el proceso de colapso gravitatorio dentro de una nube gaseosa. Jeans fue capaz de demostrar, que bajo condiciones apropiadas, una nube cósmica o una parte de la misma, podría volverse inestable..
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Inestabilidad de Jeans

La inestabilidad de Jeans causa el colapso de nubes de gas interestelares y la subsecuente formacion de una estrella. La misma ocurre cuando la presion interna en la nube no es lo suficientemente alta como para evitar que se produzca un colapso gravitatorio de una region que contiene materia. Para que exista estabilidad, la nube debe estar en equilibrio hidrostatico,

El equilibrio es estable si las perturbaciones menores son amortiguadas e inestable si son amplificadas. En general, la nube es inestable si o bien es muy masiva a una dada temperatura o muy fria para una dada masa para que la gravedad pueda compensar la presion del gas.

Masa de Jeans

La masa de Jeans debe su nombre al fisico britanico sir James Jeans, quien analizo el proceso de colapso gravitatorio dentro de una nube gaseosa. Jeans fue capaz de demostrar, que bajo condiciones apropiadas, una nube cosmica o una parte de la misma, podria volverse inestable. El proceso comienza cuando no posee suficiente presion gaseosa para contraarrestar la fuerza de gravedad. Sin embargo, la nube seria estable para una masa suficientemente pequena, fijados la temperatura y el radio, pero una vez rebasa cierta masa critica, empezaria un proceso de contraccion hasta que alguna otra fuerza impidiera el colapso. Jeans derivo una formula para calcular la masa critica como funcion de su densidad y temperatura. Cuanto mayor sea la masa de la nube, menor sea su tamano y menor la temperatura de la misma, mas inestable sera ante un colapso gravitatorio.

El valor aproximado de la masa de Jeans se puede obtener mediante una simple deduccion fisica. Se comienza con una region esferica gaseosa de radio \({\displaystyle R}\), masa \({\displaystyle M}\), y velocidad del sonido en el gas \({\displaystyle c_{s}}\). Si nos imaginamos que se comprime dicha region un tanto. Las ondas de sonido tendran un tiempo de transito:

en cruzar la region, e intentaran compensar la fuerza ejercida y restablecer al sistema en una presion de equilibrio. Al mismo tiempo, la gravedad intentara comprimir al sistema todavia mas, lo cual tendra lugar durante el tiempo de caida libre:

donde \({\displaystyle G}\) es la constante gravitatoria universal, y \({\displaystyle \rho }\) es la densidad de gas en la region. Cuando el tiempo de transporte del sonido es menor que el tiempo de caida libre, las fuerzas de presion prevalecen y restablecen el equilibrio. Si en cambio el tiempo de caida libre es menor que el tiempo de transito del sonido, entonces la gravedad prevalece, y la region sufre colapso gravitatorio. La condicion para un colapso gravitatorio es por lo tanto:

Mediante algunas manipulaciones algebraicas, se puede demostrar que la masa de Jeans \({\displaystyle M_{J}}\) es aproximadamente:

El criterio de estabilidad puede ser expresado tambien en forma equivalente en funcion de una longitud en vez de una masa. Dicha longitud es conocida como la longitud de Jeans. Todas las dimensiones menores que la longitud de Jeans son estables ante el colapso gravitatorio, mientras que dimensiones mayores son inestables. Se puede utilizar el mismo razonamiento previo para demostrar que la longitud de Jeans \({\displaystyle R_{J}}\) es aproximadamente:

Condicion necesaria para su ocurrencia

La inestabilidad de Jeans tiene lugar una vez que la masa contenida es mayor que el valor de la masa de Jeans o la zona crece hasta tener una dimension mayor que la longitud de Jeans. Si la inestabilidad gravitatoria esta gobernada por ondas del tipo:

que representa un crecimiento exponencialmente inestable. \({\displaystyle \lambda _{J}}\) es la longitud de Jeans y \({\displaystyle \rho _{0}}\) es la densidad de masa.

La escala de tiempo para que ocurra es:

La inestabilidad de Jeans es muy importante para los procesos de formacion estelar en nubes moleculares.

Referencias


image of Jeans instability - Wikipedia

Jeans instability - Wikipedia

Jeans mass. The Jeans mass is named after the British physicist Sir James Jeans, who considered the process of gravitational collapse within a gaseous cloud..
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Mechanism by which the collapse of interstellar gas clouds causes star formation

In stellar physics, the Jeans instability causes the collapse of interstellar gas clouds and subsequent star formation, named after James Jeans. It occurs when the internal gas pressure is not strong enough to prevent gravitational collapse of a region filled with matter. For stability, the cloud must be in hydrostatic equilibrium, which in case of a spherical cloud translates to:

where M enc ( r ) {\textstyle M_{\text{enc}}(r)} is the enclosed mass, p {\textstyle p} is the pressure, ρ ( r ) {\textstyle \rho (r)} is the density of the gas (at radius r {\textstyle r} ), G {\textstyle G} is the gravitational constant, and r {\textstyle r} is the radius. The equilibrium is stable if small perturbations are damped and unstable if they are amplified. In general, the cloud is unstable if it is either very massive at a given temperature or very cool at a given mass; under these circumstances, the gas pressure cannot overcome gravity, and the cloud will collapse.

Jeans mass[edit]

The Jeans mass is named after the British physicist Sir James Jeans, who considered the process of gravitational collapse within a gaseous cloud. He was able to show that, under appropriate conditions, a cloud, or part of one, would become unstable and begin to collapse when it lacked sufficient gaseous pressure support to balance the force of gravity. The cloud is stable for sufficiently small mass (at a given temperature and radius), but once this critical mass is exceeded, it will begin a process of runaway contraction until some other force can impede the collapse. He derived a formula for calculating this critical mass as a function of its density and temperature. The greater the mass of the cloud, the smaller its size, and the colder its temperature, the less stable it will be against gravitational collapse.

The approximate value of the Jeans mass may be derived through a simple physical argument. One begins with a spherical gaseous region of radius R {\textstyle R} , mass M {\textstyle M} , and with a gaseous sound speed c s {\textstyle c_{s}} . The gas is compressed slightly and it takes a time

for sound waves to cross the region and attempt to push back and re-establish the system in pressure balance. At the same time, gravity will attempt to contract the system even further, and will do so on a free-fall time,

where G {\textstyle G} is the universal gravitational constant, ρ {\textstyle \rho } is the gas density within the region, and n = ρ / μ {\textstyle n=\rho /\mu } is the gas number density for mean mass per particle (μ = 3.9×10−24 g is appropriate for molecular hydrogen with 20% helium by number). When the sound-crossing time is less than the free-fall time, pressure forces temporarily overcome gravity, and the system returns to a stable equilibrium. However, when the free-fall time is less than the sound-crossing time, gravity overcomes pressure forces, and the region undergoes gravitational collapse. The condition for gravitational collapse is therefore:

The resultant Jeans length λ J {\textstyle \lambda _{\text{J}}} is approximately:

This length scale is known as the Jeans length. All scales larger than the Jeans length are unstable to gravitational collapse, whereas smaller scales are stable. The Jeans mass M J {\textstyle M_{\text{J}}} is just the mass contained in a sphere of radius R J {\textstyle R_{\text{J}}} ( R J = 1 2 λ J {\textstyle R_{\text{J}}={\frac {1}{2}}\lambda _{\text{J}}} is half the Jeans length):

It was later pointed out by other astrophysicists that in fact, the original analysis used by Jeans was flawed, for the following reason. In his formal analysis, Jeans assumed that the collapsing region of the cloud was surrounded by an infinite, static medium. In fact, because all scales greater than the Jeans length are also unstable to collapse, any initially static medium surrounding a collapsing region will also be collapsing. As a result, the growth rate of the gravitational instability relative to the density of the collapsing background is slower than that predicted by Jeans' original analysis. This flaw has come to be known as the "Jeans swindle".

The Jeans instability likely determines when star formation occurs in molecular clouds.

An alternative, arguably even simpler, derivation can be found using energy considerations. In the interstellar cloud, two opposing forces are at work. The gas pressure, caused by the thermal movement of the atoms or molecules comprising the cloud, tries to make the cloud expand, whereas gravitation tries to make the cloud collapse. The Jeans mass is the critical mass where both forces are in equilibrium with each other. In the following derivation numerical constants (such as π) and constants of nature (such as the gravitational constant) will be ignored. They will be reintroduced in the result.

Consider a homogenous spherical gas cloud with radius R. In order to compress this sphere to a radius R – dR, work must be done against the gas pressure. During the compression, gravitational energy is released. When this energy equals the amount of work to be done on the gas, the critical mass is attained. Let M be the mass of the cloud, T the (absolute) temperature, n the particle density, and p the gas pressure. The work to be done equals p dV. Using the ideal gas law, according to which p = nT, one arrives at the following expression for the work:

The gravitational potential energy of a sphere with mass M and radius R is, apart from constants, given by the following expression:

The amount of energy released when the sphere contracts from radius R to radius R – dR is obtained by differentiation this expression to R, so

The critical mass is attained as soon as the released gravitational energy is equal to the work done on the gas:

Next, the radius R must be expressed in terms of the particle density n and the mass M. This can be done using the relation

A little algebra leads to the following expression for the critical mass.

If during the derivation all constants are taken along, the resulting expression is

where k is Boltzmann's constant, G the gravitational constant, and m the mass of a particle comprising the gas. Assuming the cloud to consist of atomic hydrogen, the prefactor can be calculated. If we take the solar mass as the unit of mass, the result is

Jeans' length[edit]

Jeans' length is the critical radius of a cloud (typically a cloud of interstellar molecular gas and dust) where thermal energy, which causes the cloud to expand, is counteracted by gravity, which causes the cloud to collapse. It is named after the British astronomer Sir James Jeans, who concerned himself with the stability of spherical nebulae in the early 1900s.[1]

The formula for Jeans length is:

where k B {\textstyle k_{\text{B}}} is Boltzmann's constant, T {\textstyle T} is the temperature of the cloud, μ {\textstyle \mu } is the mean molecular weight of the particles, G {\textstyle G} is the gravitational constant, m p {\textstyle m_{p}} is the mass of a proton, and ρ {\textstyle \rho } is the cloud's mass density (i.e. the cloud's mass divided by the cloud's volume).[2][3]

Perhaps the easiest way to conceptualize Jeans' length is in terms of a close approximation, in which we discard the factors 15 {\textstyle 15} and 4 π {\textstyle 4\pi } and in which we rephrase ρ {\textstyle \rho } as M r 3 {\textstyle {\frac {M}{r^{3}}}} . The formula for Jeans' length then becomes:

where r {\textstyle r} is the radius of the cloud.

It follows immediately that λ J = r {\textstyle \lambda _{\text{J}}=r} when k B T = G M μ r {\textstyle k_{\text{B}}T={\frac {GM\mu }{r}}} ; i.e., the cloud's radius is the Jeans' length when thermal energy per particle equals gravitational work per particle. At this critical length the cloud neither expands nor contracts. It is only when thermal energy is not equal to gravitational work that the cloud either expands and cools or contracts and warms, a process that continues until equilibrium is reached.

Jeans' length as oscillation wavelength[edit]

The Jeans' length is the oscillation wavelength (respectively, Jeans' wavenumber, k J {\textstyle k_{\text{J}}} ) below which stable oscillations rather than gravitational collapse will occur.

where G is the gravitational constant, c s {\textstyle c_{\text{s}}} is the sound speed, and ρ {\textstyle \rho } is the enclosed mass density.

It is also the distance a sound wave would travel in the collapse time.

Fragmentation[edit]

Jeans instability can also give rise to fragmentation in certain conditions. To derive the condition for fragmentation an adiabatic process is assumed in an ideal gas and also a polytropic equation of state is taken. The derivation is shown below through a dimensional analysis:

If the adiabatic index γ > 4 3 {\textstyle \gamma >{\frac {4}{3}}} , the Jeans mass increases with increasing density, while if γ < 4 3 {\textstyle \gamma <{\frac {4}{3}}} the Jeans mass decreases with increasing density. During gravitational collapse density always increases,[4] thus in the second case the Jeans mass will decrease during collapse, allowing smaller overdense regions to collapse, leading to fragmentation of the giant molecular cloud. For an ideal monatomic gas, the adiabatic index is 5/3. However, in astrophysical objects this value is usually close to 1 (for example, in partially ionized gas at temperatures low compared to the ionization energy).[5] More generally, the process is not really adiabatic but involves cooling by radiation that is much faster than the contraction, so that the process can be modeled by an adiabatic index as low as 1 (which corresponds to the polytropic index of an isothermal gas)[citation needed]. So the second case is the rule rather than an exception in stars. This is the reason why stars usually form in clusters.

See also[edit] References[edit]


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Formación estelar - Wikipedia, la enciclopedia libre

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La formacion estelar es el proceso por el cual grandes masas de gas (que se encuentran en galaxias formando extensas nubes moleculares en el medio interestelar), a veces denominadas como "guarderias estelares" o "regiones de formacion estelar", colapsan para formar estrellas. Como rama de la astronomia, la formacion estelar abarca el estudio del medio interestelar y de las nubes moleculares gigantes como precursores para el proceso de formacion de las estrellas, el estudio de protoestrellas, objetos estelares jovenes y asi como sus productos inmediatos. Esta estrechamente relacionada con la formacion planetaria, otra rama de la astronomia. La teoria de la formacion estelar, asi como la contabilidad para la formacion de una sola estrella, debe tambien tener en cuenta las estadisticas de las estrellas binarias y la funcion de la masa inicial.

En junio del 2005 los astronomos aportaron evidencias para estrellas de la Poblacion III en la galaxia Cosmos Redshift 7 en z = 6.60. Es probable que tales estrellas hayan existido en el universo primigenio (es decir, con alto corrimiento hacia el rojo), y pueden haber comenzado la produccion de elementos quimicos mas pesados que el hidrogeno que son necesarios para la posterior formacion de planetas y vida tal como la conocemos.

La mayoria de las estrellas no se forman de forma aislada, sino que forman parte de un grupo de estrellas denominado cumulo estelar o asociacion estelar.[1]

Criaderos estelares[editar] Nubes interestelares[editar]

Una galaxia espiral como la Via Lactea contiene estrellas, estrellas compactas y un medio interestelar difuso (ISM) de gas y polvo. El medio interestelar esta formado por 10-4 a 106 particulas por cm3 y suele estar compuesto por aproximadamente un 70% de hidrogeno en masa, mientras que la mayor parte del gas restante consiste en helio. Este medio se ha enriquecido quimicamente con trazas de elementos mas pesados que fueron producidos y expulsados de las estrellas a traves de la fusion del helio cuando pasaron mas alla del final de su secuencia principal. Las regiones de mayor densidad del medio interestelar forman nubes o nebulosas difusas,[2]​ donde tiene lugar la formacion de estrellas.[3]​ A diferencia de las espirales, una galaxia eliptica pierde el componente frio de su medio interestelar en un plazo aproximado de mil millones de anos, lo que impide que la galaxia forme nebulosas difusas, salvo mediante fusiones con otras galaxias.[4]

Colapso de una nube[editar]

Una nube interestelar de gas permanecera en equilibrio hidrostatico mientras la energia cinetica de la presion del gas este en equilibrio con la energia potencial de la fuerza gravitatoria interna. Matematicamente esto se expresa mediante el teorema del virial, que establece que, para mantener el equilibrio, la energia potencial gravitatoria debe ser igual al doble de la energia termica interna.[5]​ Si una nube es lo suficientemente masiva como para que la presion del gas sea insuficiente para soportarla, la nube sufrira un colapso gravitatorio. La masa por encima de la cual una nube sufrira dicho colapso se denomina masa de Jeans. La masa de Jeans depende de la temperatura y la densidad de la nube, pero suele ser de miles a decenas de miles de masas solares.[3]​ Durante el colapso de la nube se forman entre decenas y decenas de miles de estrellas de forma mas o menos simultanea, lo que es observable en los llamados Cumulos incrustados. El producto final de un colapso del nucleo es un cumulo abierto de estrellas.[6]

En la formacion estelar desencadenada, puede ocurrir uno de varios acontecimientos para comprimir una nube molecular e iniciar su colapso gravitatorio. Las nubes moleculares pueden colisionar entre si, o la explosion de una supernova cercana puede ser el desencadenante, enviando sacudida materia a la nube a velocidades muy altas.[3]​ (Las nuevas estrellas resultantes pueden producir a su vez supernovas, produciendo el formacion estelar autopropagada. Alternativamente, las colisiones galacticas pueden desencadenar starbursts o estallidos masivos de formacion estelar, ya que las nubes de gas de cada galaxia son comprimidas y agitadas por fuerzas de marea.[8]​ Este ultimo mecanismo puede ser el responsable de la formacion de cumulos globulares[9]

Un agujero negro supermasivo en el nucleo de una galaxia puede servir para regular el ritmo de formacion de estrellas en un nucleo galactico. Un agujero negro que esta acumulando materia puede convertirse en un activo, emitiendo un fuerte viento a traves de un chorro relativista colimado. Esto puede limitar la formacion de estrellas. Los agujeros negros masivos que expulsan particulas emisoras de radiofrecuencia a una velocidad cercana a la de la luz tambien pueden bloquear la formacion de nuevas estrellas en galaxias envejecidas.[10]​ Sin embargo, las emisiones de radio alrededor de los chorros tambien pueden desencadenar la formacion de estrellas. Asimismo, un chorro mas debil puede desencadenar la formacion de estrellas cuando colisiona con una nube.[11]

Al colapsar, una nube molecular se rompe en trozos cada vez mas pequenos de forma jerarquica, hasta que los fragmentos alcanzan la masa estelar. En cada uno de estos fragmentos, el gas que colapsa irradia la energia obtenida por la liberacion de energia potencial gravitatoria. A medida que aumenta la densidad, los fragmentos se vuelven opacos y, por tanto, son menos eficientes a la hora de irradiar su energia. Esto eleva la temperatura de la nube e impide una mayor fragmentacion. Los fragmentos se condensan en esferas giratorias de gas que sirven de embriones estelares.[13]

Los efectos de la turbulencia, los flujos macroscopicos, la rotacion, los campos magneticos y la geometria de la nube complican la imagen de una nube en colapso. Tanto la rotacion como los campos magneticos pueden dificultar el colapso de una nube.[14][15]​ La turbulencia es fundamental para provocar la fragmentacion de la nube, y en las escalas mas pequenas promueve el colapso.[16]

Nube molecular[editar]

Articulo principal:

Nube molecular

La teoria actual sobre la formacion estelar, sostiene que la formacion estelar se da en las nubes moleculares gigantes. Estas nubes contienen, basicamente, hidrogeno molecular H2 (90%) y helio (9%), mientras que la abundancia de otros elementos depende fundamentalmente de la historia de la nube, como por ejemplo la explosion de alguna supernova en las cercanias de la nube. Son regiones frias (10-30 K) y densas (103-104 particulas/cm3) con dimensiones que varian entre 10 y 100 parsecs. Las nubes moleculares no son estructuras uniformes y el gas y el polvo dentro de ellas se distribuye a lo largo de estructuras filamentosas muy complejas con zonas de alta densidad que se corresponden con regiones de formacion estelar. La mayor fuente de informacion acerca de las nubes moleculares proviene del analisis de lineas de emision de moleculas como el CO, CS o NH3, a pesar de que el mayor constituyente de las nubes sea el H2. Esto se debe a las altas temperaturas necesarias para excitar esta molecular (~ 510K), mientras que las nubes son muy frias.

Cuanto mas grande es la nube molecular mas corta es su vida. Esto se debe a que en el interior de las nubes moleculares mas grandes se forma estrellas de tipo O y B que emiten fotones de alta energia que destruyen las moleculas.

Se puede describir aproximadamente la compleja estructura de las nubes moleculares en terminos de nubes, clumps y nucleos (cores) protoestelares. Los clumps representan las estructuras dentro de las cuales se forman los cumulos estelares, mientras que los cores protoestelares representan las estructuras mas pequenas dentro de las cuales se forman estrellas individuales o grupos de estrellas. Estas ultimas estructuras se forman por la fragmentacion de los clumps.

Aun hoy en dia no se entiende completamente como se forman las estrellas debido al colapso de densos nucleos de gas. [cita requerida]

Debido a alguna clase de desencadenante, estos nucleos se vuelven inestables gravitacionalmente, fragmentandose y colapsando. Los fragmentos pueden ir desde decenas hasta centenares de masas solares. La causa de la inestabilidad suele ser el frente de choque de alguna explosion de supernova o el paso de la nube por una region densa, como los brazos espirales. Tambien puede ocurrir que una nube suficientemente masiva y fria colapse por si misma. Sea como sea, el resultado siempre es una region colapsante en caida libre. Dicha region es inicialmente transparente a la radiacion por lo que su compresion sera practicamente isoterma. Toda la energia gravitatoria se emitira en forma de radiacion infrarroja. Por otra parte, el centro de la region se contraera mas deprisa que el gas circundante por tener el primero mayor densidad. Asi, se diferenciara un nucleo mas denso llamado protoestrella.

Inestabilidad de Jeans[editar]

Articulo principal:

Inestabilidad de Jeans

La teoria de la fragmentacion y colapso gravitatorio de nubes moleculares por su propia gravedad fue desarrollada por James Jeans alrededor del ano 1902 y aunque en la actualidad los procesos de formacion estelar se conocen con mucha mayor precision[cita requerida] la teoria de Jeans constituye una buena primera aproximacion.

Jeans calculo que bajo determinadas condiciones una nube molecular podia contraerse por atraccion gravitatoria. Solo hacia falta que fuera lo suficientemente masiva y fria. Una nube estable, si se comprime, aumenta su presion mas rapidamente que su gravedad y retorna espontaneamente a su estado original. Pero si la nube supera cierta masa critica entonces se inestabilizara toda y colapsara en todo su volumen. Este es el motivo por el cual las inestabilidades suelen producirse en las nubes mas grandes dando lugar a brotes intensos de formacion estelar.

En este escenario clasico, entonces, una nube comienza a colapsar cuando la energia gravitacional de la nube es mas grande que su energia termica:

Para el caso de una nube homogenea y esferica con masa M, temperatura T y radio R, esta condicion se puede expresar como:

donde, G es la constante de gravitacion universal, k es la constante de Boltzmann, μ {\displaystyle \mu } es el peso molecular medio y m H {\displaystyle m_{H}} es el peso del atomo de hidrogeno. Esta desigualdad se expresa normalmente en funcion de la llamada masa de Jeans, segun la cual el colapso gravitacional comienza cuando:

donde ρ {\displaystyle \rho } es la densidad del gas y n = ρ / μ m H {\displaystyle n=\rho /\mu m_{H}} es la densidad numerica.

En ausencia de un soporte por presion, el colapso por gravedad se da en un tiempo de caida libre:

Para los valores tipicos encontrados en las nubes moleculares ( T = 10 K {\displaystyle T=10K} , n = 50 c m − 3 {\displaystyle n=50cm^{-3}} ), se encuentran valores tipicos para la masa de Jeans de M J ⋍ 200 M ⊙ {\displaystyle M_{J}\backsimeq 200M_{\odot }} y del tiempo de caida libre de t f f ⋍ 10 5 y r {\displaystyle t_{f\!f}\backsimeq 10^{5}yr} .

El tamano de la nube en colapso se obtiene mediante el radio de Jeans: r j = 9 ( T / n ) 1 / 2 {\displaystyle r_{j}=9(T/n)^{1/2}} . Asi, cuando dentro de una nube molecular existe localmente una region de cierto tamano con una masa suficientemente elevada de gas, el colapso gravitatorio de esa region de la nube sera inevitable. Sin embargo, existen otros mecanismos capaces de frenar el colapso de la nube y aumentar la masa de Jeans. Entre ellos, el principal es la presion termica del gas (dado que la nube no se encuentra a densidad o temperatura constantes), aunque existen otros como los movimientos sistematicos en la nube (la rotacion ejerceria una fuerza centrifuga que expandiria el gas), o la turbulencia.

Protoestrella[editar]

La masa, inicialmente homogenea, acaba por formar una esfera de gas en el centro. Dicha esfera se contrae mas deprisa diferenciandose del resto de la nube. Esta estructura es el embrion estelar denominado protoestrella. A pesar de la compresion del gas su densidad es, aun, demasiado baja y la radiacion sigue escapando libremente. Por ello, la esfera apenas aumenta su temperatura hasta al cabo de unos cientos de miles de anos. El cuerpo entonces se torna opaco a la radiacion y empieza a calentarse mientras se contrae. De hecho, la mitad de la energia gravitatoria perdida en el colapso sigue radiandose pero la otra mitad ya se invierte en calentar la protoestrella. La temperatura aumenta hasta que la presion de la esfera compensa la atraccion gravitatoria de esta. Se estabiliza, asi, un nucleo convectivo del tamano de Jupiter, aproximadamente, al cual se le va agregando mas y mas materia procedente de la nube circundante que cae mas lentamente. Al anadirse mas masa el nucleo lo compensa compactandose aun mas. En el el transporte termico por radiacion aun no es eficiente ya que el cuerpo esta formado por material escasamente ionizado que detiene a los fotones.

El proceso prosigue hasta llegar a unos 2000 grados momento en el cual las moleculas de hidrogeno se disocian en el nucleo. Ahora la creciente energia gravitatoria se invierte en transformar el gas molecular en un gas formado por atomos libres. El nucleo se compacta cada vez mas y su radiacion cada vez mas intensa excita el denso gas de la envoltura que cae sobre el. Ahora el medio ya no es transparente a la radiacion y solo se aprecia el gas que rodea a la protoestrella. Este gas ha ido conformando, paulatinamente, un disco de acrecimiento debido a la rotacion inicial de la nube originaria (ver formacion de discos de acrecimiento). La acrecion de materia prosigue, por medio de un disco circunestelar. En dicho disco pueden originarse planetas y asteroides si la metalicidad es lo suficientemente alta. La materia anadida a la protoestrella aumenta la masa y, por lo tanto, su gravedad, por lo que esta reacciona comprimiendose mas, aumentando asi su temperatura. Cuando ha caido gran parte del gas el medio se vuelve transparente a la luz de la protoestrella que empieza, entonces, a ser visible.

El nucleo de la protoestrella no solo acaba por ionizar sus elementos si no que cuando las temperaturas son lo suficientemente altas, comienza la fusion del deuterio. La presion de radiacion resultante hace mas lento el colapso del material restante pero no lo detiene. Su nucleo sigue comprimiendose mas y la protoestrella sigue acretando masa. En esta etapa se producen flujos bipolares, un efecto que se debe, probablemente, al momento angular del material que cae. El proceso sigue asi hasta que se inicia, finalmente, la ignicion del hidrogeno en torno a los 10 millones de grados. Entonces la presion aumenta drasticamente generando fuertes vientos estelares en forma de flujos bipolares (chorros protoestelares, jets protoestelares) que barren y expulsan el resto del material envolvente. La nueva estrella se estabiliza en equilibrio hidrostatico y entra en la secuencia principal en la que transcurrira la mayor parte de su vida.

Pero si el cuerpo esta por debajo de las 0,08 masas solares el proceso se abortara antes de tiempo frenado por la presion de los electrones degenerados sin haber llegado aun a encender el hidrogeno. El objeto detendra su contraccion y se enfriara en un tiempo de Kelvin, unos pocos millones de anos para convertirse, finalmente, en una enana marron.

Formacion de estrellas supermasivas[editar]

Las etapas del proceso estan bien definidas para estrellas cuya masa es aproximadamente igual o menor que la masa del Sol. Para masas mayores, la duracion del proceso de formacion estelar es comparable a las otras escalas de tiempo de su evolucion, mucho mas cortas, y el proceso no esta tan bien definido. De algun modo se cree que la ignicion del hidrogeno empezaria bastante antes de que la estrella llegara a agregar su masa total. Otra gran parte de la masa mas exterior seria no solo barrida e impulsada hacia el espacio interestelar sino tambien fotoionizada por su intensa radiacion dando lugar a las regiones HII. Sea como sea la vida de estas estrellas es tan corta, del orden de cientos o incluso decenas de millones de anos, que en tiempos cosmologicos ni siquiera existen. Su formacion, vida y destruccion son procesos muy dramaticos en los que apenas si hay descanso.

Se sabe que la opacidad aumenta con la metalicidad ya que los elementos cuanto mas pesados absorben mas los fotones. Esto se traduce en un mayor empuje por parte de los vientos estelares de las estrellas supermasivas que, con las metalicidades actuales de la galaxia, no logran concentrar mas de 120-200 MSol. Este empuje impide, a partir de cierto punto, que la estrella siga acretando masa, por eso, las estrellas mas pobres en metales pueden llegar a masas mayores. Se cree que las primeras estrellas del universo, muy pobres en metales, se podrian haber formado con masas de varios cientos de masas solares de hidrogeno y helio.

Vease tambien[editar] Referencias[editar]


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Formación estelar | Astropedia | Fandom

La formacion estelar es el proceso por el cual grandes masas de gas que se encuentran en galaxias formando extensas nubes moleculares se transforman en estrellas. Estas nubes moleculares pueden ir desde 100.000 masas solares a tan solo unas pocas. Los modelos de formacion establecen un limite….
From: astronomia.fandom.com

La formacion estelar es el proceso por el cual grandes masas de gas que se encuentran en galaxias

formando extensas nubes moleculares se transforman en estrellas. Estas nubes moleculares pueden ir desde 100.000 masas solares a tan solo unas pocas. Los modelos de formacion establecen un limite inferior bien conocido de 0,08 MSol para poder encender el hidrogeno. Por el contrario, el limite superior es mucho mas difuso y viene determinado por un conjunto de factores que frenan el proceso, la fuerza centrifuga creciente al irse comprimiendo la nube, los campos magneticos crecientes al aumentar las velocidades de las particulas cargadas y los vientos solares intensos que surgen cuando se empieza a estabilizar el embrion estelar. Con todo ello, se calcula que la masa maxima para una estrella estaria en torno a 60 o 100 MSol. El proceso de formacion estelar se divide en dos fases uno como nube molecular y otro como protoestrella.

Nube molecular

La teoria actual sobre la formacion estelar, sostiene que la formacion estelar se da en las nubes moleculares gigantes. Estas nubes contienen, basicamente, hidrogeno molecular H2. Son regiones frias (10-30K) y densas (10³-104 cm-3). Debido a alguna clase de desencadenante, se vuelven inestables gravitacionalmente, fragmentandose y colapsando. Los fragmentos pueden ir desde decenas hasta centenares de masas solares. La causa de la inestabilidad suele ser el frente de choque de alguna explosion de supernova o el paso de la nube por una region densa, como los brazos espirales. Tambien puede ocurrir que una nube suficientemente masiva y fria colapse por si misma. Sea como sea, el resultado siempre es una region colapsante en caida libre. Dicha region es inicialmente transparente a la radiacion por lo que su compresion sera practicamente isoterma. Toda la energia gravitatoria se emitira en forma de radiacion infrarroja. Por otra parte, el centro de la region se contraera mas deprisa que el gas circundante por tener el primero mayor densidad. Asi, se diferenciara un nucleo mas denso llamado protoestrella.

Inestabilidad de Jeans

La teoria de la fragmentacion y colapso gravitatorio de nubes moleculares por su propia gravedad fue desarrollada por James Jeans alrededor del ano 1902 y aunque en la actualidad los procesos de formacion estelar se conocen con mucha mayor precision la teoria de Jeans constituye una buena primera aproximacion.

Jeans calculo que bajo determinadas condiciones una nube molecular podia contraerse por atraccion gravitatoria. Solo hacia falta que fuera lo suficientemente masiva y fria. Una nube estable, si se comprime, aumenta su presion mas rapidamente que su gravedad y retorna espontaneamente a su estado original. Pero si la nube supera cierta masa critica entonces se inestabilizara toda y colapsara en todo su volumen. Este es el motivo por el cual las inestabilidades suelen producirse en las nubes mas grandes dando lugar a brotes intensos de formacion estelar. Esta masa critica de Jeans es una funcion dependiente de la densidad y la temperatura y se representa como:

Protoestrella

La masa, inicialmente homogenea, acaba por formar una esfera de gas en el centro. Dicha esfera se contrae mas deprisa diferenciandose del resto de la nube. Esta estructura es el embrion estelar denominado protoestrella. A pesar de la compresion del gas su densidad es, aun, demasiado baja y la radiacion sigue escapando libremente. Por ello, la esfera apenas aumenta su temperatura hasta al cabo de unos cientos de miles de anos. El cuerpo entonces se torna opaco a la radiacion y empieza a calentarse mientras se contrae. De hecho, la mitad de la energia gravitatoria perdida en el colapso sigue radiandose pero la otra mitad ya se invierte en calentar la protoestrella. La temperatura aumenta hasta que la presion de la esfera compensa la atraccion gravitatoria de esta. Se estabiliza, asi, un nucleo convectivo del tamano de Jupiter, aproximadamente, al cual se le va agregando mas y mas materia procedente de la nube circundante que cae mas lentamente. Al anadirse mas masa el nucleo lo compensa compactandose aun mas. En el el transporte termico por radiacion aun no es eficiente ya que el cuerpo esta formado por material escasamente ionizado que detiene a los fotones.

El proceso prosigue hasta llegar a unos 2.000 grados momento en el cual las moleculas de hidrogeno se disocian en el nucleo. Ahora la creciente energia gravitatoria se invierte en transformar el gas molecular en un gas formado por atomos libres. El nucleo se compacta cada vez mas y su radiacion cada vez mas intensa excita el denso gas de la envoltura que cae sobre el. Ahora el medio ya no es transparente a la radiacion y solo se aprecia el gas que rodea a la protoestrella. Este gas ha ido conformando, paulatinamente, un disco de acrecimiento debido a la rotacion inicial de la nube originaria . La acrecion de materia prosigue, por medio de un disco circumestelar. En dicho disco pueden originarse planetas y asteroides si la metalicidad es lo suficientemente alta. La materia anadida a la protoestrella aumenta la masa y, por lo tanto, su gravedad, por lo que esta reacciona comprimiendose mas, aumentando asi su temperatura. Cuando ha caido gran parte del gas el medio se vuelve transparente a la luz de la protoestrella que empieza, entonces, a ser visible.

El nucleo de la protoestrella no solo acaba por ionizar sus elementos si no que cuando las temperaturas son lo suficientemente altas, comienza la fusion del deuterio. La presion de radiacion resultante hace mas lento el colapso del material restante pero no lo detiene. Su nucleo sigue comprimiendose mas y la protoestrella sigue acretando masa. En esta etapa se producen flujos bipolares, un efecto que se debe. probablemente, al momento angular del material que cae. El proceso sigue asi hasta que se inicia, finalmente, la ignicion del hidrogeno en torno a los 10 millones de grados. Entonces la presion aumenta drasticamente generando fuertes vientos estelares que barren y expulsan el resto del material envolvente. La nueva estrella se estabiliza en equilibrio hidrostatico y entra en la secuencia principal en la que transcurrira la mayor parte de su vida.

Pero si el cuerpo esta por debajo de las 0,08 masas solares el proceso se abortara antes de tiempo frenado por la presion de los electrones degenerados sin haber llegado aun a encender el hidrogeno. El objeto detendra su contraccion y se enfriara en un tiempo de Kelvin, unos pocos millones de anos para convertirse, finalmente, en una enana marron.

Formacion de estrellas supermasivas

Las etapas del proceso estan bien definidas para estrellas cuya masa es aproximadamente igual o menor que la masa del Sol. Para masas mayores, la duracion del proceso de formacion estelar es comparable a las otras escalas de tiempo de su evolucion, mucho mas cortas, y el proceso no esta tan bien definido. De algun modo se cree que la ignicion del hidrogeno empezaria bastante antes de que la estrella llegara a agregar su masa total. Otra gran parte de la masa mas exterior seria no solo barrida e impulsada hacia el espacio interestelar sino tambien fotoionizada por su intensa radiacion dando lugar a las regiones HII. Sea como sea la vida de estas estrellas es tan corta, del orden de cientos o incluso decenas de millones de anos, que en tiempos cosmologicos ni siquiera existen. Su formacion, vida y destruccion son procesos muy dramaticos en los que apenas si hay descanso.

Se sabe que la opacidad aumenta con la metalicidad ya que los elementos cuanto mas pesados mas absorben los fotones. Esto se traduce en un mayor empuje por parte de los vientos estelares de las estrellas supermasivas que, con las metalicidades actuales de la galaxia, no logran concentrar mas de 120-200 MSol. Este empuje impide, a partir de cierto punto, que la estrella sigue acretando masa, por eso, las estrellas mas pobres en metales pueden llegar a masas mayores. Se cree que las primeras estrellas del universo, muy pobres en metales, se podrian haber formado con masas de varios cientos de masas solares de hidrogeno y helio.

Vease tambien


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Arce critica el actuar de Jean y reconoce que lo advirtió

Dec 13, 2021 · Cerro Porteño Arce critica el actuar de Jean y reconoce que lo advirtió 12 de diciembre de 2021 Francisco Arce criticó el actuar de Jean Fernandes, reveló que lo advirtió en la previa y exteriorizó su molestia por lo sucedido con la expulsión del portero.Francisco Arce critico el actuar de Jean Fernandes, revelo que lo advirtio en la previa y exteriorizo su molestia por lo sucedido con la expulsion del portero..
From: d10.ultimahora.com

Francisco Arce, entrenador de Cerro Porteno, hablo en conferencia de prensa tras la derrota del Ciclon por 3-1 ante Olimpia por la Supercopa Paraguay.

Arce fue contundente al ser consultado por la expulsion de Jean Fernandes. "Yo hable con el antes e igual el se dejo llevar, creo que cometio un gran error y un pedido de disculpas no soluciona eso, por eso no deje que lo haga en el vestuario", manifesto visiblemente enojado el adiestrador azulgrana.

Siguiendo la linea de lo sucedido con Jean, Francisco Arce dejo entrever que esta mala conducta podria costarle su continuidad en Cerro Porteno. "No le hizo caso a su entrenador y eso me molesto. Vamos a ver como resolvemos eso a futuro", disparo Arce.

El Chiqui tambien revelo que vino advirtiendo a Jean hace tiempo sobre su actuar. "Estaba con preaviso", lo liquido.


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Cómo hacer la masa choux para profiteroles

Cómo hacer masa de profiteroles. Hoy tenemos una receta básica de la cocina francesa. Es la receta para que veas como hacer la masa choux, que os servirá para hacer eclaires (pepitos), profiteroles, el propio roscón de reyes y otras tantas cosas.Si eres de las personas con inquietud por la repostería, de verdad te animo a que prestes mucha atención a esta receta.Aprende a preparar masa choux. Es la receta de la masa para hacer profiteroles, eclaires y otros pasteles similares. Ideal para preparar en reuniones..
Keyword: cocina, familiar
From: cocina-familiar.com

Como hacer masa de profiteroles

Hoy tenemos una receta basica de la cocina francesa. Es la receta para que veas como hacer la masa choux, que os servira para hacer eclaires (pepitos), profiteroles, el propio roscon de reyes y otras tantas cosas. Si eres de las personas con inquietud por la reposteria, de verdad te animo a que prestes mucha atencion a esta receta.

La historia a grandes rasgos cuenta que hubo una reina de Francia llamada Catalina de Medici queriendo hacer gala de su poder, contrato a un gran cocinero de la epoca que sabia hacer una masa parecida a la actual y cuyo discipulo mejoro. La receta de aquel discipulo se mantuvo intacta hasta el siglo XVIII, cuando un cocinero llamado Jean Avice transformo la receta hasta convertirla en la que conocemos hoy.

Nos permite hacer tanto platos dulces como salados, ¿que se te ocurre a ti que podriamos hacer?


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Clima Tamaulipas: Pronostican otra masa de aire frío para ...

Nov 29, 2021 · Una nueva masa de aire frío reforzará el frente frío número 11 y se ubica desde el Golfo de México hasta el oriente del país originando lluvias puntuales en los estados de Tamaulipas, Veracruz, Puebla, Oaxaca y Chiapas.. El Servicio Meteorológico Nacional dio a conocer que se prevé también evento de norte con rachas de 60 a 70 km/h en el Istmo y Golfo …Se espera un ambiente frio sobre entidades de la Mesa del Norte y Mesa Central.
Keyword: Clima, Invierno, Servicio,
From: www.elsoldetampico.com.mx

Una nueva masa de aire frio reforzara el frente frio numero 11 y se ubica desde el Golfo de Mexico hasta el oriente del pais originando lluvias puntuales en los estados de Tamaulipas, Veracruz, Puebla, Oaxaca y Chiapas.

El Servicio Meteorologico Nacional dio a conocer que se preve tambien evento de norte con rachas de 60 a 70 km/h en el Istmo y Golfo de Tehuantepec, y con rachas de 50 a 60 km/h en las costas de Tamaulipas y Veracruz.

Recomiendan “minicuarentena” antes de reunirse con la familia en Navidad

De igual forma se pronostica un ambiente frio sobre entidades de la Mesa del Norte y Mesa Central, bancos de niebla en la Sierra Madre Oriental, centro y sureste de Mexico.

Para este lunes, el frente frio numero 11 recorrera el sureste de Mexico y la Peninsula de Yucatan, ocasionara chubascos y lluvias fuertes en las regiones mencionadas, con lluvias puntuales intensas en Oaxaca (oriente) y Veracruz (sur); las lluvias pueden generar deslaves, inundaciones en zonas bajas y posibles inundaciones.

En Chihuahua, Nuevo Leon, Tamaulipas, Zacatecas, San Luis Potosi, Jalisco, Michoacan, Guanajuato, Queretaro, Hidalgo, Estado de Mexico y Guerrero podrian registrarse lluvias aisladas en las siguientes horas.


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Masa: concepto, propiedades, ejemplos, cálculo

La masa es una propiedad fisica que indica la cantidad de materia que posee un cuerpo o una particula. Gracias a ella podemos interaccionar con nuestro entorno, y por pequeno o despreciable que parezcan los atomos o las particulas, la cohesion existente entre ellos multiplica sus efectos hasta volverse tangibles..
From: www.lifeder.com

La masa es una propiedad fisica que indica la cantidad de materia que posee un cuerpo o una particula. Gracias a ella podemos interaccionar con nuestro entorno, y por pequeno o despreciable que parezcan los atomos o las particulas, la cohesion existente entre ellos multiplica sus efectos hasta volverse tangibles.

Todos los objetos tienen una masa asociada; unos son livianos o ingravidos, mientras que otros son macizos o masicos. Fisicamente la masa guarda muchos secretos, a la vez que numerosas y compenetradas definiciones. En cambio, quimicamente no es mas que una medida a tomar en cuenta al momento de realizar sintesis industriales o en los analisis gravimetricos.

Asimismo, varia el modo y las formulas utilizadas para calcular la masa dependiendo del fenomeno considerado (gravitacional, electromagnetico, inercia, cuantico, etc.); pero al final, su valor sera siempre el mismo, pues se trata de una constante en cualquier punto del Universo (a menos que en el proceso una parte se transforme en energia).

Los electrones, protones, neutrones, atomos, moleculas, planetas, estrellas y galaxias presentan un valor de masa compuesto por varios tipos de materia. De donde y como se origino son preguntas que la fisica constantemente se dedica a indagar sus respuestas.

Concepto Quimico

Quimicamente la masa es la cantidad de materia que posee una sustancia o compuesto determinado. No tiene mas relevancia que la concentracion o el reconocimiento molecular en lo que respecta a reacciones cataliticas o en el desarrollo de materiales mesoporosos; pero si en el rendimiento de estos, las interacciones intermoleculares y sus propiedades fisicas. En un laboratorio la masa se mide con una bascula o balanza.

Fisico

Si bien fisicamente el concepto es en principio el mismo, la masa pauta notables caracteristicas en todas sus leyes. Por ejemplo, su definicion de acuerdo a la segunda ley de Newton, consiste en la resistencia que un cuerpo opone de sufrir una aceleracion bajo la accion de una fuerza.

Mientras mas macizo y “pesado” sea este objeto o cuerpo (una ballena), mas dificil sera acelerarlo en una direccion del espacio. Lo contrario ocurre con los cuerpos livianos (un portafolio).

Ademas de esto, se entiende por masa una medida de que tanto interacciona un cuerpo con un campo gravitatorio, y cuanto el primero puede deformar al segundo. Es aqui donde entra lo que se conoce por peso, la diferencia de peso de un mismo objeto en varios planetas o regiones del Cosmos.

La masa tambien es el resultado, mas actualmente, de las interacciones o afinidades que experimentan las particulas por el campo de Higgs que envuelve el Universo entero.

Propiedades de la masa

La masa es una propiedad extensiva, pues depende de la cantidad de materia, la cual se expresa en unidades de gramos (g) o kilogramos (kg). Es constante siempre que no se aproxime a la velocidad de la luz, por lo que no importa cuan grande sea el campo (gravitatorio, electronico, magnetico, etc.) que experimente con ella.

Ademas de esto, es una magnitud escalar y una de las sietes magnitudes fundamentales. La masa permite que la materia exista como tal y exhiba todas sus caracteristicas estudiadas por analisis fisicos o quimicos.

La minima masa conocida en lo que respecta a la quimica es la del electron (9,1·10-31 kg). Todos los atomos debido a su pequenisima masa se prefieren expresar en terminos de unidades de masa atomica (uma), cuyos valores numericos se igualan a gramos utilizando el concepto de numero de Avogadro y los moles.

Las propiedades de la masa en quimica no escapan de lo convencional; mientras que en fisica, los nucleos atomicos de la materia pueden descomponerse liberando cantidades abismales de energia, lo cual conlleva a desobedecer la ley de la conservacion de la masa.

Formula de la masa y como se calcula Fisicamente

Dependiendo del sistema y de las leyes que las rigen, la masa puede calcularse a partir de distintas formulas. Por ejemplo, en lo que concierne a la fisica newtoniana, la masa se calcula midiendo la aceleracion que adquiere un cuerpo ante una fuerza mesurable:

Conociendo el peso y la aceleracion generada por la gravedad:

O la energia cinetica del objeto:

m = 2Ec/v2

Otra alternativa es sencillamente conociendo la densidad del objeto asi como su volumen:

Asi se calcula facilmente la masa de un cuerpo multiplicando su densidad por su volumen, en el caso tal que este no pueda situarse sobre una balanza.

Quimicamente

En lo que respecta a la quimica, las masas siempre se determinan haciendo uso de una balanza despues o antes de los experimentos; incluso cuando estos no sean en esencia gravimetricos.

Sin embargo, es bastante comun calcular cuanto de un reactivo debe pesarse en la balanza para obtener una determinada cantidad de moles o una concentracion del mismo una vez se disuelva en un solvente. Tenemos:

Donde M es la masa molar, m la masa de la especie, y n el numero de moles. Pero tambien se sabe que la molaridad es:

Como se conoce el volumen V de la disolucion que se desea preparar, al igual que su concentracion c, se calcula n y se sustituye en la formula de la masa molar para obtener la masa del reactivo que se desea pesar.

Ejemplos Masa de titanio

Se tiene una muestra de titanio con un volumen de 23.000 cm3. Sabiendo que su densidad es de 4,506 g/cm³, calcule la masa de dicha muestra.

La formula de la densidad es:

Despejando la masa tenemos:

Por lo que solo hace falta calcular sustituyendo las variables por los valores dados:

m = (4,506 g/cm³)(23.000 cm3)

= 103.638 g o 103,64 kg

Masa de dicromato de potasio

Se quiere preparar 250 mL de una solucion de dicromato de potasio, K2Cr2O7, con una concentracion de 0,63 M (mol/L). Calcule cuanto de K2Cr2O7 debe pesarse en la balanza. La masa molar del K2Cr2O7 es 294,185 g/mol.

A partir de la formula

Despejamos los moles:

= (0,63 M)(0,250 L)

= 0,1575 moles K2Cr2O7

Sabiendo ya los moles que debe haber en esos 250 mililitros de solucion, usando la masa molar del K2Cr2O7  se determina cuanta masa corresponde a esta cantidad de materia:

= (294,185 g/mol)(0,1575 moles K2Cr2O7)

= 46,3341 g

Por lo tanto, se pesan en la balanza 46,3341 gramos de K2Cr2O7, se disuelven y se trasvasan en su respectivo solvente a un balon de 250 mL para finalmente aforarse con agua.

Masa de los planetas del sistema solar Masa de algunos satelites del sistema solar Masa de trajes Masa de herramientas de carpinteria Masa de balones Masa de algunas obras arquitectonicas Masa promedio de los seres humanos Masa promedio de instrumentos musicales Masa promedio de aparatos electronicos Masa promedio de medios de transporte Masa promedio de prendas de vestir Masa promedio de algunas frutas Masa promedio de algunos vegetales Masa promedio de algunos perros Referencias


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Historia de la estequiometria I • Notas de química ...

La estequiometria tiene su fundamento en la ley de conservacion de la masa, y gracias a este concepto se pudo cuantificar las reacciones.
From: quimicafacil.net

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La estequiometria es el calculo de reactantes y productos en las reacciones quimicas. A pesar de ser uno de los pilares fundamentales de las ciencias quimicas, el desarrollo del concepto de estequiometria fue un proceso largo y complejo, aunando multiples descubrimientos y esfuerzos de muchos cientificos.

La estequiometria se basa en la ley de conservacion de la masa, segun la cual la masa total de los reactantes es igual a la masa total de los productos, lo que lleva a la idea de que las relaciones entre las cantidades de reactantes y productos suelen formar una relacion de numeros enteros positivos.

Esto significa que, si se conocen las cantidades de los reactantes por separado, se puede calcular la cantidad del producto. A la inversa, si un reactante tiene una cantidad conocida y la cantidad de los productos puede determinarse empiricamente, entonces tambien puede calcularse la cantidad de los otros reactantes.

La conservacion de la masa

En fisica y quimica, la ley de conservacion de la masa o principio de conservacion de la masa establece que, para cualquier sistema cerrado a todas las transferencias de materia y energia, la masa del sistema debe permanecer constante a lo largo del tiempo, ya que la masa del sistema no puede cambiar, por lo que no se puede anadir ni quitar cantidad. Por tanto, la cantidad de masa se conserva en el tiempo.

La ley implica que la masa no puede crearse ni destruirse, aunque pueda reordenarse en el espacio, o las entidades asociadas a ella puedan cambiar de forma. Por ejemplo, en las reacciones quimicas, la masa de los componentes quimicos antes de la reaccion es igual a la masa de los componentes despues de la reaccion. Asi, durante cualquier reaccion quimica y procesos termodinamicos de baja energia en un sistema aislado, la masa total de los reactivos, o materiales de partida, debe ser igual a la masa de los productos.

Antecedentes

Una idea importante de la filosofia griega antigua era que «nada viene de la nada», de modo que lo que existe ahora siempre ha existido: no puede surgir materia nueva donde antes no la habia. Una declaracion explicita de esta idea, junto con el principio adicional de que nada puede pasar a la nada, se encuentra en Empedocles (c. siglo IV a.C.): «Porque es imposible que algo surja de lo que no es, y no se puede producir ni oir que lo que es se destruya por completo».

Otro principio de conservacion fue enunciado por Epicuro hacia el siglo III a.C., quien, al describir la naturaleza del Universo, escribio que «la totalidad de las cosas siempre fue tal como es ahora, y siempre sera».

La filosofia jainista, una filosofia no creacionista basada en las ensenanzas de Mahavira (siglo VI a.C.), afirma que el universo y sus componentes, como la materia, no pueden ser destruidos ni creados. El texto jainista Tattvarthasutra (siglo II d.C.) afirma que una sustancia es permanente, pero sus modos se caracterizan por la creacion y la destruccion. Un principio de conservacion de la materia fue tambien enunciado por Nasir al-Din al-Tusi (alrededor del siglo XIII d.C.). Escribio que «Un cuerpo de materia no puede desaparecer por completo. Solo cambia su forma, estado, composicion, color y otras propiedades y se convierte en un complejo o materia elemental diferente».

Los quimicos interpretan la materia

En el siglo XVIII, el principio de conservacion de la masa durante las reacciones quimicas se utilizaba ampliamente y era una suposicion importante durante los experimentos, incluso antes de que se estableciera formalmente una definicion, como se puede ver en los trabajos de Joseph Black, Henry Cavendish y Jean Rey.

El primero en esbozar el principio fue Mijail Lomonosov en 1756. Es posible que lo demostrara mediante experimentos y ciertamente habia discutido el principio en 1748 en correspondencia con Leonhard Euler, aunque su afirmacion sobre el tema es a veces cuestionada. Segun el fisico sovietico Yakov Dorfman

La ley universal fue formulada por Lomonosov sobre la base de consideraciones filosoficas materialistas generales, nunca fue cuestionada ni puesta a prueba por el, sino que, por el contrario, le sirvio como solida posicion de partida en todas las investigaciones a lo largo de su vida.

Posteriormente, Antoine Lavoisier llevo a cabo una serie de experimentos mas refinados y expreso su conclusion en 1773 y popularizo el principio de conservacion de la masa. Las demostraciones del principio refutaron la entonces popular teoria del flogisto, que afirmaba que la masa podia ganarse o perderse en los procesos de combustion y calor.

La conservacion de la masa fue oscura durante milenios debido al efecto de flotacion de la atmosfera terrestre sobre el peso de los gases. Por ejemplo, un trozo de madera pesa menos despues de quemarse; esto parecia sugerir que parte de su masa desaparece, se transforma o se pierde. Esto no se desmintio hasta que se realizaron cuidadosos experimentos en los que se dejaba que se produjeran reacciones quimicas, como la oxidacion, en ampollas de vidrio selladas; se comprobo que la reaccion quimica no modificaba el peso del recipiente sellado ni de su contenido. El pesaje de los gases mediante balanzas no fue posible hasta la invencion de la bomba de vacio en el siglo XVII.

Una vez comprendida, la conservacion de la masa fue de gran importancia para el progreso de la alquimia a la quimica moderna. Una vez que los primeros quimicos se dieron cuenta de que las sustancias quimicas nunca desaparecian, sino que solo se transformaban en otras sustancias con el mismo peso, estos cientificos pudieron por primera vez embarcarse en estudios cuantitativos de las transformaciones de las sustancias.

La idea de la conservacion de la masa, mas la conjetura de que ciertas «sustancias elementales» tampoco podian transformarse en otras mediante reacciones quimicas, condujo a su vez a la comprension de los elementos quimicos, asi como a la idea de que todos los procesos y transformaciones quimicas (como la combustion y las reacciones metabolicas) son reacciones entre cantidades o pesos invariables de estos elementos quimicos.

Tras los trabajos pioneros de Lavoisier, los exhaustivos experimentos de Jean Stas apoyaron la consistencia de esta ley en las reacciones quimicas, aunque se realizaran con otras intenciones. Sus investigaciones indicaron que en ciertas reacciones la perdida o la ganancia no podian ser mas de 2 a 4 partes por cada 100.000. La diferencia en la exactitud pretendida y alcanzada por Lavoisier, por un lado, y por Morley y Stas, por otro, es enorme.

La conservacion de la masa mas alla de la quimica

La ley de la conservacion de la masa se puso en duda con la llegada de la relatividad especial. En uno de los articulos del Annus Mirabilis de Albert Einstein en 1905, sugirio una equivalencia entre masa y energia. Esta teoria implicaba varias afirmaciones, como la idea de que la energia interna de un sistema podia contribuir a la masa de todo el sistema, o que la masa podia convertirse en radiacion electromagnetica.

Sin embargo, como senalo Max Planck, un cambio en la masa como resultado de la extraccion o adicion de energia quimica, tal y como predice la teoria de Einstein, es tan pequeno que no podria medirse con los instrumentos disponibles y no podria presentarse como una prueba a la relatividad especial. Einstein especulo con que las energias asociadas a la radiactividad recien descubierta eran lo suficientemente significativas, en comparacion con la masa de los sistemas que las producian, como para poder medir su cambio de masa, una vez que la energia de la reaccion habia sido eliminada del sistema. Mas tarde se demostro que esto era posible, aunque finalmente fue la primera reaccion de transmutacion nuclear artificial en 1932, demostrada por Cockcroft y Walton, la que probo con exito la teoria de Einstein sobre la perdida de masa con la perdida de energia.

La ley de conservacion de la masa y la ley analoga de conservacion de la energia fueron finalmente absorbidas por un principio mas general conocido como la equivalencia masa-energia. La relatividad especial tambien redefine el concepto de masa y energia, que pueden utilizarse indistintamente y son relativos al marco de referencia.

Para mantener la coherencia hubo que definir varias definiciones, como masa en reposo de una particula (masa en el marco de reposo de la particula) y masa relativista (en otro marco). Este ultimo termino suele utilizarse con menos frecuencia.

La ley de conservacion de la masa y la estequiometria

Sin el principio basico de la conservacion de la masa no hubiera sido posible cuantificar la cantidad de materia procedente de una reaccion quimica ni comprender la estructura y propiedades de la materia, aunque este solo era el paso inicial para la cuantificacion en las ciencias quimicas. Para lograr estimar la cantidad de producto en una reaccion es necesario conocer como se relacionan los reactivos con los productos y sus cantidades, esto es definido por la ley de proporciones definidas.

Para mas informacion The Law of Conservation of Mass


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¿Cómo calcular el costo de producción de los jeans?

Así, obtiene el costo de producción mensual de los pantalones igual a 14.386,92 dólares. Después, determina el costo unitario (para cada jeans), dividiendo el costo total mensual entre el número de unidades confeccionadas en ese período (14.386,92 dólares/1.280 unidades). Finalmente, alcanza un costo unitario de 11,24 dólares por cada ...TE ENSENO a calcular el costo de produccion de los jeans. Conoce sus elementos, plantillas y ejemplos para fijar el precio..
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Inestabilidad de Jeans : definición de Inestabilidad de ...

La masa de Jeans debe su nombre al físico británico Sir James Jeans, quien analizo el proceso de colapso gravitatorio dentro de una nube gaseosa. Jeans fue capaz de demostrar, que bajo condiciones apropiadas, una nube cósmica o una parte de la misma, podría volverse inestable.definicion de Inestabilidad de Jeans y sinonimos de Inestabilidad de Jeans (espanol), antonimos y red semantica multilingue (traductores por 37 lenguas).
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Inestabilidad de los pantalones vaqueros - La masa de ...

La masa de Jeans M J {\displaystyle M_ {J}} por lo tanto, es la masa contenida en una esfera de radio igual a la longitud de los pantalones vaqueros, que se calcula de acuerdo con el informe astrofísicos posteriores notaron errores en el análisis de los pantalones vaqueros: de hecho, asumió que la región en la fase de colapso estaba rodeada ...La inestabilidad Jeans es un tipo de inestabilidad que esta en el origen del colapso gravitacional de las nubes de gas interestelar y la formacion estelar resul....
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MASA Y LONGITUD DE JEANS A TRAVES DE UNA …

Masa y Longitud de Jeans con IYF249 donde c s= c s(T) es la velocidad adiab atica del sonido del medio, Ges la constante de gravitaci on universal y ˆes ….
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Colapso Gravitacional y Masa de Jeans - Scribd

Determinar la masa de Jeans de una nube interestelar. de composicin solar con una densidad y una. temperatura T. fC. Demuestre que si la nube colapsa isotrmicamente, se. hace ms inestable a medida que se contrae. fD. Demuestre que si la nube retiene energa del colapso. en forma de calor, se hace ms estable a medida que.Scribd es red social de lectura y publicacion mas importante del mundo..
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SERENEDE® Jeans

SERENEDE® is a premium denim brand specializing in skinny fitted jeans with forward design, superior comfort and quality fabrication. The ultimate blend of comfort and style at a great price. Free Shipping on U.S. orders over $150+SERENEDE® premium stretch mens jeans specializing in quality denim fabrication. The perfect blend of comfort and style. Free Shipping on domestic orders $150+..
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UNIDADES DE MASA CONVERSIONES JEANS MURILLO - YouTube

UNIDADES DE MASA CONVERSIONES +JEANS MURILLO+Estas unidades de masa son muy utilizadas al comprar en el supermercado normalmente siempre hablamos de libras y....
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James Jeans - Tayabeixo

James Jeans (Ormskisk, Inglaterra, 11 de septiembre, 1877 - Dorking, Inglaterra, 16 de septiembre, 1946)Por Edward García. Asociación Larense de Astronomía; ALDA. Club de Astronomía “Humberto Fernández Moran”. IUETAEB . Los matemáticos ingleses de la primera mitad del siglo XIX, solo estudiaban lo que les interesaba particular y personalmente, como ….
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Un savant american anunță catastrofa globală: Începe ...

Dec 12, 2021 · Daniel Rothman, un geofizician celebru de la Institutul de Tehnologie Massachusetts (MIT) din Statele Unite, a tras un semnal de alarmă întregii omeniri, într-un interviu acordat publicației The Times of Israel. El a spus că Pământul se află în pragul extincției în masă, al șaselea astfel de eveniment catastrofal din istorie.Daniel Rothman, un geofizician celebru de la Institutul de Tehnologie Massachusetts (MIT) din Statele Unite, a tras un semnal de alarma intregii omeniri, intr-un interviu acordat publicatiei The Times of Israel. El a spus ca Pamantul se afla in pragul extinctiei in masa, al saselea astfel de eveniment catastrofal din istorie..
Keyword: extinctie masa, extinctie masa Pamant, catastrofe naturale, dezastre naturale, extinctii masa Pamant, schimbari climatice
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Aumentar masa muscular: 3 alimentos para lograrlo en poco ...

Aumentar masa muscular es una de las metas más perseguidas por muchas personas no sólo por ese anhelado físico con tono y forma, sino también por el hecho de que, a mayor cantidad de músculo, hay una mayor quema calórica por la energía que gasta el tono muscular para mantenerse. ¡Beneficio doble! Así que si te interesa construirla, además de hacer ejercicios …¿Como aumentar masa muscular? Te compartimos los alimentos mas efectivos y deliciosos para lograrlo en poco tiempo y consigas el tono de tus suenos..
Keyword: dietas, alimentación
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Fenomenul care uluiește Pământul: Oamenii au împovărat ...

Dec 08, 2021 · Astfel, masa antropică totală de pe Pământ, în 2020, a ajuns la 1.154 de gigatone, în ultimii o sută douăzeci de ani, întrecând valoarea de 1.120 de gigatone, cât reprezintă ”biomasa globală” (care nu include apa și fluidele), care include oamenii, plantele, animalele, bacteriile și alte organisme vii, potrivit publicației ...O cercetare atrage atentia asupra unui fenomen iesit din comun produs pe Pamant, ce naste intrebarea: cat mai rezista Terra la masa pe care omenirea i-a pus-o ”in spinare”? Visual Capitalist a constatat ca, ceea ce au creat fiintele umane pe planeta noastra din 1900 si pana astazi a depasit cantitativ totalitatea organismelor..
Keyword: biomasa, masa antropica, masa Pamant, biomasa globala, beton, caramizi, materii prime, omenire, omenire consumat resurse
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Cum alegem cel mai bun pește pentru masa de Revelion ...

Rețetă de crap cu roșii la cuptor. 500 g mușchi de crap 2 roșii 6 căței mari de usturoi condimente pentru peste sare ulei. Mai întâi se spală bucata de mușchi de crap, se șterge și se porționează. Ea se unge apoi cu ulei și se presară peste ea un pic de sare, condimente.Cum alegi cel mai bun peste pentru masa de Revelion. Chiar daca vedeta la masa de sarbatoare este porcul, traditia spune ca nici pestele nu trebuie sa lipseasca, intrucat se spune ca, in noul an, treci peste probleme ca pestele prin apa. Unde mai pui ca este gustos si sanatos. Insa cum procedezi ca sa ai un peste proaspat si de calitate la masa de Revelion..
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Leguma care ucide toate toxinele. Nu trebuie să lipsească ...

Leguma care ucide toate toxinele. Nu trebuie să lipsească de pe masa de Crăciun. O legumă face minuni împotriva toxinelor din organism. Și cum masa de Crăciun este, de regulă, grea, ...O leguma face minuni impotriva toxinelor din organism. Si cum masa de Craciun este, de regula, grea, iar in aceasta perioada rece facem prea putina miscare si sport, este indicat sa punem in meniu si leguma-minune de care ne vorbesc nutritionistii. .
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Personalización en masa: qué es y sus impactos en el mundo ...

¡Descubra ahora mismo en este articulo como funciona la personalizacion en masa y cuales son los beneficios de aplicar esta estrategia en su industria!.
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RECETA DE LOS PAYS DE FRUTILLA DE LARA JEAN (VERSIÓN ...

La protagonista Lara Jean de “A todos los chicos de los que me enamore” nos ha sorprendido con los diversos postres que ha realizado en el transcurso de sus dos películas, comenzando por las galletas hasta los Pays de cereza que realizo durante la trama de ‘P.D. Todavía te quiero’.Haremos la receta de Pays de frutilla (version saludable) de Lara Jean de "A todos los chicos de los que me enamore P. D.Todavia te quiero".
Keyword: Estilo de vida, alimentacion saludable, autosuperacion, blog, moda, recetas
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