クエリ: おならの体積のうち、もっとも多くを占める気体は何でしょう?
文章: 気体 ボイルの法則は気体の状態を表した最初の公式である。1662年、ロバート・ボイルは一端が閉じてあるJの字形の試験官を使った一連の実験を行った。一定量の空気を閉じてある短いほうの端に詰め、水銀で蓋をする。閉じ込めた気体の体積を注意深く計測し、さらに水銀を追加する。気体の圧力は水銀の両端の水位の差から計測できる。このような実験からボイルは「気体の体積は圧力と反比例する」と結論付けた。ボイルの実験装置の図には、ボイルが気体の研究に使った珍しい器具が描かれている。 1787年、フランスの物理学者で気球で知られるジャック・シャルルは、酸素、窒素、水素、二酸化炭素、空気といった気体が80ケルビンの温度差で体積が等しく膨張することを発見した。 1802年、ジョセフ・ルイ・ゲイ=リュサックはより広範囲の実験を行って同様の結果を得、気体の体積と温度に正比例の関係があることを発表した。ゲイ=リュサックはシャルルの業績を引用し、その法則にシャルルの名を付けた。なお、その前年にジョン・ドルトンが分圧に関するドルトンの法則を発表している。
文章: 屁 腸内のガスの9割は体外から口と鼻を通って入ってくるもので、残りの1割は体内の微生物により造られる。主成分を以下に示す。 口臭が腸内ガスに近い臭いを発することがある。これは便秘している腸から腸内ガスが吸収され血管内を運ばれ、肺から放出され口腔に至る為である。 屁には水素、メタン、硫化水素など可燃性ガスが含まれるため、ライターやマッチで火を近づけると燃えることがある。これは体質、食したものなどによる成分によって、よく燃える場合と燃えない場合がある。面白半分に行うと、二酸化硫黄(SO2)を発生したり、火炎による火傷を起こしたりする恐れがある。 文章: 飲尿 飲尿(いんにょう)とは、尿を飲むことである。 文章: 空気嚥下症 空気嚥下症(くうきえんげしょう、英: aerophagia)とは、空気を大量に飲み込んでしまうことによって、げっぷやおならがたくさん出たり、腹部膨満感を覚えたりする症状のことである。呑気症(どんきしょう)とも呼ばれる。 文章: 火星の大気 火星の大気の主要な組成は二酸化炭素である。両極は、その半球の冬の期間は常に暗く、大気中の二酸化炭素の25%程度は固体の二酸化炭素(ドライアイス)になって極冠を形成している。夏になって極が再び日光に晒されると、二酸化炭素の氷は昇華して再び大気中に戻る。この過程は、年間の大気圧の変動と極周辺の大気組成に寄与している。火星の大気には、太陽系の他の天体と比べて希ガスのアルゴンがかなり多く含まれる。二酸化炭素とは異なり、大気中のアルゴンは凝固せず、そのため大気中のアルゴンの合計量は一定である。しかし、場所ごとの相対的な存在比は、二酸化炭素が大気中から出入りするために変化しうる。最近の人工衛星のデータから、秋になると南極周辺の大気中のアルゴンの濃度が増加し、春になると減少することが示されている。火星の大気のその他の側面は、かなり変化する。夏に二酸化炭素が昇華して大気中に戻ると、水の痕跡を残す。 文章: 定積過程 Δ F = Δ U - T B Δ S - S A Δ T = n ( C V , m - S m ( T A , V m ) ) Δ T - n C V , m T B ln T B T A {\displaystyle \Delta F=\Delta U-T_{\text{B}}\Delta S-S_{\text{A}}\Delta T=n\left(C_{V,{\text{m}}}-S_{\text{m}}(T_{\text{A}},V_{\text{m}})\right)\Delta T-nC_{V,{\text{m}}}T_{\text{B}}\ln {\frac {T_{\text{B}}}{T_{\text{A}}}}}となる。ただし Sm(T,Vm) は、温度 T、モル体積 Vm = V/n におけるこの理想気体のモルエントロピーである。 文章: 星間ガス 星間ガス(せいかんガス、Interstellar gas)は、宇宙空間に漂う水素やヘリウムを主体とした気体のことである。その密度は、平均的には1立方センチメートルあたり水素原子が数個程度という希薄なものであるが、高密度に集積すれば、星雲として恒星が生まれる母胎にもなる。 宇宙空間は、まったく物質の存在しない真空状態のように思われるが、実際には、全体にわずかながら「星間物質」と呼ばれる物質が漂っている。地上の実験室で達成できる真空よりもはるかに高度な、ほぼ絶対真空に等しいほどの非常に希薄なものであるが、星々の間の空間に存在する星間物質の総量は、目に見える恒星や惑星などの天体にも匹敵する。 星間ガスも、宇宙塵とともに星間物質の一種であるが、重元素から成る固体の微粒子である宇宙塵とは区別される。星間物質の質量比は、水素が約70%、ヘリウムが約30%で、残りが珪素・炭素・鉄などの重元素となっている。これらの重元素が宇宙塵となり、したがって存在比は星間ガスの方が圧倒的に多い。星間ガスは、中性水素ガスや電離水素領域(HII領域)、超新星残骸や惑星状星雲、暗黒星雲、散光星雲、分子雲などとして観測される。 文章: 体積効率 体積効率(たいせきこうりつ)とは、4ストロークエンジンにおいて燃焼済みの排気と未燃焼の吸気を交換する能力を表す指標で、新気体積が当該気筒の排気量に対する比率を示す。大気圧や大気温度に依存しない指標である為、エンジン性能(能力)を示す指標として使用される。記号は、ηv (イータブイと発音)。似た概念として充填効率ηc があるが、実際の吸入空気質量を示す指標である為、同じエンジンでも環境条件により変わり、意味が異なる。標準大気状態(1013[hPa], 20°C, 相対湿度60%)とでは、両者は同等となる。 文章: 気体 熱力学ではこの因子 (Z ) を使って理想気体の方程式を圧縮率を考慮した実在気体のそれに変換する。この因子は現実の比体積と理想気体の比体積の比で表される。「ファッジ係数」の一種ともされ、理想気体の法則を実際の設計などに応用できる範囲を広げる役目を持つ。通常(常温、常圧)、Z の値はほぼ1である。Z 線図は、極低温の範囲でのZ の変化を示したグラフである。 流体力学では、レイノルズ数は慣性力 (vsρ) と粘性力 (μ/L ) の比である。流体力学における重要な無次元数の1つであり、他の無次元数と組み合わせて使い、力学的類似性を決定する基準を提供する。そのため、設計の際の模型での結果と実物大の実際の条件との関係をレイノルズ数だけで表すことができる。また、流れの特性値としても使うことができる。 粘度は流れにくさを示す流体の物性の一つであり、せん断変形速度に依存する。液体はせん断力を加えられたとき常に流動するが、その速度に応じて抗力が生じる。気体は液体に比べて粘性が低く、粘性なしとして扱われることも少なくない。気体が全く粘度も持たないとすると翼の表面に固着することはなく、境界層は形成されない。デルタ翼の研究においてシュリーレン写真を使い、気体粒子が互いにくっつきあう現象があることが確認された。 文章: 元素 元素の分布には偏りがあり、その存在比は範囲によって大きく異なる。この比率構成は元素構成比と呼ばれる。宇宙の元素構成比は、宇宙論により推定され、隕石分析や星の光のフラウンホーファー線解析および宇宙線調査など天文学的観測により裏付けられる。ただし宇宙の大きさが確定していない現在では、各元素の絶対量を決定できず、存在比のみが推計されている。これは1956年にスース・ユーリー図表として発表され、1968年にデータの更新を受けている。これによると、ビッグバンで生成された水素に次いでヘリウムの存在比が多く、それに比べてリチウム、ベリリウム、ホウ素の比率は極端に低い。炭素以下はほぼ原子番号の増加とともに比率が下がってゆく傾向を持つが、特徴的な部分は原子番号偶数の元素が隣り合う奇数の元素よりも存在比が多いところにある。 文章: 酸素の同位体 酸素には3種類の安定同位体O、O、Oが存在する。主要核種はOで、天然存在比は99.762 atom%である。 Oの存在比が大きいのは、恒星進化論によって説明できる。ビッグバンにより宇宙が誕生した頃には、元素として水素とヘリウムしか合成されなかった。それ以外の酸素を含む大部分の元素は、恒星の燃焼である核融合反応の過程で合成された。恒星内では、まず陽子-陽子連鎖反応とCNOサイクルにより、水素が燃焼されヘリウムが蓄積される。その水素燃焼が恒星の中心核で進むと、核は自己重力で収縮により中心温度が高くなる。その温度が約1億Kを超えるとトリプルアルファ反応が始まり、ヘリウムが燃焼する。これによりCが、さらにヘリウム原子核と反応しOが合成される。この核合成が大部分のOの起源である。 OとOは、天然存在比がそれぞれ0.037%、0.204%と、微量な安定同位体である。Oは主に恒星の燃焼のCNOサイクルにて、水素がヘリウムへと燃焼する過程で合成される。Oは、NにHeが捕らえられることにより主に合成される(NはCNOサイクルにおいて合成される)。そのため、Oは恒星の水素燃焼層で、Oはヘリウムが豊富な層で合成される。 文章: 理想気体 p = n R T V {\displaystyle p={\frac {nRT}{V}}} で表され、モル体積 V/n に反比例し、温度 T に比例する。比例係数 R は気体の種類によらない普遍定数で、モル気体定数と呼ばれる。R は [エネルギー]×[温度]×[物質量] の次元を持ち、その値はボルツマン定数 kB にアボガドロ定数 NA を掛けたものに等しい。また、比気体定数 RM に気体のモル質量 M を掛けたものにも等しい。この状態方程式は、通常は、気体の構成粒子の存在を前提としている。なぜなら国際単位系では、気体の物質量 n は構成粒子数 N を NA で割ったものとして定義されるからである。ただしSIの定義にこだわらなければ、気体の構成粒子の存在を前提しなくても、純粋に巨視的な物理学の範囲内でこの状態方程式に意味を持たせることができる。 文章: ケイ素の同位体 ケイ素には多くの同位体が存在するが、その質量数は22から44の間である。Si(最も豊富な同位体;92.23%)、Si(4.67%)、Si(3.1%)が安定同位体である。Siはアルゴンの崩壊で生じる放射性同位体であり、半減期約132年でβ崩壊によりPに崩壊し、Pは半減期14.28日でβ崩壊してSを生成する。標準原子量は28.0855(3) u。 文章: 気体 気体(きたい、英: gas)とは、物質の状態のひとつであり、一定の形と体積を持たず、自由に流動し圧力の増減で体積が容易に変化する状態のこと。 「ガス体」とも言う。 文章: 星間ガス 星間ガスは、宇宙空間に漂う水素やヘリウムを主体とした気体のことである。その密度は、平均的には1立方センチメートルあたり水素原子が数個程度という希薄なものであるが、高密度に集積すれば、星雲として恒星が生まれる母胎にもなる。 宇宙空間は、まったく物質の存在しない真空状態のように思われるが、実際には、全体にわずかながら「星間物質」と呼ばれる物質が漂っている。地上の実験室で達成できる真空よりもはるかに高度な、ほぼ絶対真空に等しいほどの非常に希薄なものであるが、星々の間の空間に存在する星間物質の総量は、目に見える恒星や惑星などの天体にも匹敵する。 星間ガスも、宇宙塵とともに星間物質の一種であるが、重元素から成る固体の微粒子である宇宙塵とは区別される。星間物質の質量比は、水素が約70%、ヘリウムが約30%で、残りが珪素・炭素・鉄などの重元素となっている。これらの重元素が宇宙塵となり、したがって存在比は星間ガスの方が圧倒的に多い。星間ガスは、中性水素ガスや電離水素領域(HII領域)、超新星残骸や惑星状星雲、暗黒星雲、散光星雲、分子雲などとして観測される。 星間ガスがどのような形態で存在する(観測される)かは、圧力(密度×温度に比例)によって異なり、HII領域や分子雲は周りよりも圧力が高い状態にある。 銀河系のような渦状銀河においては、中心核(バルジ)や円盤(ディスク)の銀河面に集中しており、銀河系全体を球状に取り巻く銀河ハローにもわずかに分布している。 文章: 滑液 滑液(かつえき)とは、関節の関節腔を満たす液体である。