c04:la_formazione_di_strutture_autogravitanti
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Linea 1: | Linea 1: | ||
====== 4.1 La formazione di strutture autogravitanti ====== | ====== 4.1 La formazione di strutture autogravitanti ====== | ||
+ | <WRAP justify> | ||
Le considerazioni svolte | Le considerazioni svolte | ||
quadro generale dei meccanismi fisici che riteniamo operare nelle | quadro generale dei meccanismi fisici che riteniamo operare nelle | ||
strutture stellari determinandone le proprietà. Inserendo | strutture stellari determinandone le proprietà. Inserendo | ||
adeguate valutazioni dell' | adeguate valutazioni dell' | ||
- | equazioni dell' | + | equazioni dell' |
utilizzando i sistemi di calcolo numerico ivi presentati sarà | utilizzando i sistemi di calcolo numerico ivi presentati sarà | ||
possibile operare previsioni teoriche sul comportamento nel tempo | possibile operare previsioni teoriche sul comportamento nel tempo | ||
Linea 16: | Linea 17: | ||
stanno svolgendo nell' | stanno svolgendo nell' | ||
dell' | dell' | ||
+ | |||
Prima di entrare | Prima di entrare | ||
Linea 25: | Linea 27: | ||
sia il risultato della contrazione di una massa di gas | sia il risultato della contrazione di una massa di gas | ||
interstellare nel quale il campo gravitazionale abbia finito col | interstellare nel quale il campo gravitazionale abbia finito col | ||
- | prevelere | + | prevalere |
ottenere una stima dei rapporti tra le grandezze in gioco | ottenere una stima dei rapporti tra le grandezze in gioco | ||
richiedendo che alla periferia di una nube di massa M e raggio R | richiedendo che alla periferia di una nube di massa M e raggio R | ||
l' | l' | ||
energia di agitazione termica | energia di agitazione termica | ||
+ | </ | ||
\\ | \\ | ||
- | \\ | ||
- | <tex> | ||
$$G\frac {MH}{R} > kT$$ | $$G\frac {MH}{R} > kT$$ | ||
- | </ | ||
\\ | \\ | ||
\\ | \\ | ||
Collegando la massa alla densità media della nube, | Collegando la massa alla densità media della nube, | ||
- | <tex>$$M = \frac{4}{3}\pi R^3 \rho$$</ | + | $$M = \frac{4}{3}\pi R^3 \rho$$, si può esprimere R< |
- | <tex>$M, \rho$</ | + | $M, \rho$, |
\\ | \\ | ||
\\ | \\ | ||
- | <tex> | ||
$$\frac {M^2\rho}{T^3} > \frac{3}{4\pi} (\frac{k}{GH})^3$$ | $$\frac {M^2\rho}{T^3} > \frac{3}{4\pi} (\frac{k}{GH})^3$$ | ||
- | </ | ||
\\ | \\ | ||
- | \\ | + | <WRAP justify> |
- | che mostra come per ogni prefissata coppia di valori | + | che mostra come per ogni prefissata coppia di valori $\rho$ e T |
della nube protostellare esista una massa minima in grado di | della nube protostellare esista una massa minima in grado di | ||
contrarre (//Massa di Jeans//). Come era da attendersi, la massa | contrarre (//Massa di Jeans//). Come era da attendersi, la massa | ||
di Jeans risulta tanto minore quanto minore è la temperatura o | di Jeans risulta tanto minore quanto minore è la temperatura o | ||
quanto maggiore è la densità. | quanto maggiore è la densità. | ||
- | interstellare assumiamo una temperatura | + | interstellare assumiamo una temperatura $T\sim 100 ∞K$ ed una |
- | densità di <tex>$\sim 20$</ | + | densità di $\sim 20$ atomi $\rm {cm^{-3}}$ si trova una massa |
minima | minima | ||
di quella osservata per gli ammassi stellari di disco. | di quella osservata per gli ammassi stellari di disco. | ||
- | {{ : | + | {{ : |
- | + | ||
- | //Una bella immagine dell' | + | |
Ciò suggerisce un semplice schema che giustifica, sia pur | Ciò suggerisce un semplice schema che giustifica, sia pur | ||
Linea 80: | Linea 76: | ||
La formazione delle strutture stellari è peraltro processo | La formazione delle strutture stellari è peraltro processo | ||
estremamente complesso che coinvolge il [[wp.it> | estremamente complesso che coinvolge il [[wp.it> | ||
- | del gas in contrazione, | + | del gas in contrazione, |
- | magnetici, e che esula dai limiti della presente trattazione. E' | + | [[wp.it> |
nondimeno istruttivo | nondimeno istruttivo | ||
per valutare la densità minima corrispondente a masse di Jeans | per valutare la densità minima corrispondente a masse di Jeans | ||
Linea 88: | Linea 84: | ||
\\ | \\ | ||
\\ | \\ | ||
- | <tex> | ||
$$\rho \geq 4 \ 10^{44} \ T^3/M^2$$ | $$\rho \geq 4 \ 10^{44} \ T^3/M^2$$ | ||
- | </ | ||
\\ | \\ | ||
\\ | \\ | ||
Ponendo come limite | Ponendo come limite | ||
- | valore della [[wp.it> | + | valore della [[wp.it> |
- | <tex>$M = 1M_{\odot}$</ | + | $M = 1M_{\odot}$ si ottiene così ad esempio |
- | <tex>$\rho \geq 10^{-18} \ gr \ cm^{-3}$</ | + | $\rho \geq 10^{-18} \ gr \ cm^{-3}$, corrispondente a circa $10^6$ |
atomi di idrogeno per centimetro cubo. | atomi di idrogeno per centimetro cubo. | ||
- | \\ | + | </WRAP> |
- | \\ | + | |
- | <fbl> | + | //**Foto**: una bella immagine dell' |
- | \\ | + | |
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~~DISQUS~~ | ~~DISQUS~~ | ||
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c04/la_formazione_di_strutture_autogravitanti.1424438421.txt · Ultima modifica: 14/06/2021 14:05 (modifica esterna)