dinámica de fluidos astrofísicos

Un ejemplo de problema es la formación estelar. Las estrellas se forman a partir del medio interestelar, y esta formación ocurre principalmente en nubes moleculares gigantes como la Nebulosa Roseta . Una nube interestelar puede colapsar debido a su propia gravedad si es lo suficientemente grande; sin embargo, en el medio interestelar ordinario esto solo puede ocurrir si la nube tiene una masa de varios miles de masas solares, mucho mayor que la de cualquier estrella . No obstante, las estrellas aún pueden formarse a partir de procesos que ocurren cuando la presión magnética es mucho mayor que la presión térmica , como sucede en las nubes moleculares gigantes . Estos procesos dependen de la interacción de ondas magnetohidrodinámicas con una inestabilidad térmica. Una onda magnetohidrodinámica en un medio donde la presión magnética es mucho mayor que la presión térmica puede producir regiones densas, pero no puede por sí sola hacer que la densidad sea lo suficientemente alta como para que actúe la autogravedad. Sin embargo, el gas en las regiones de formación estelar se calienta por los rayos cósmicos y se enfría por procesos radiativos. El resultado final es que un gas en estado de equilibrio térmico, donde el calentamiento compensa el enfriamiento, puede existir en tres fases diferentes a la misma presión : una fase cálida de baja densidad , una fase inestable de densidad intermedia y una fase fría a baja temperatura . Un aumento de presión debido a una supernova o una onda de densidad espiral puede desplazar el gas de la fase cálida a la fase inestable, y una onda magnetohidrodinámica puede entonces producir fragmentos densos en la fase fría cuya autogravedad es lo suficientemente fuerte como para que colapsen y se conviertan en estrellas.

Muchas ecuaciones regulares de dinámica de fluidos se utilizan en la dinámica de fluidos astrofísica. Algunas de estas ecuaciones son: ^{[ 2 ]}

• Ecuaciones de continuidad
• Las ecuaciones de Navier-Stokes
• Ecuaciones de Euler

Conservación de la masa

La ecuación de continuidad es una extensión de la conservación de la masa al flujo de fluidos. Consideremos un fluido que fluye a través de un tanque de volumen fijo con una entrada y una salida. Si el flujo es estacionario (sin acumulación de fluido dentro del tanque), entonces el caudal de fluido a la entrada debe ser igual al caudal de fluido a la salida para la conservación de la masa. Si, en una entrada (o salida) con un área de sección transversal A [m² ^] , una porción de fluido recorre una distancia dL en un tiempo dt , entonces el caudal volumétrico Q [m³ ^· s⁻¹ ^] viene dado por:${\displaystyle Q=A\,{\frac {dL}{dt}}}$Pero desde entonces${\displaystyle {\frac {dL}{dt}}}$es la velocidad del fluido v [m${\displaystyle \cdot }$s ⁻¹ ] podemos escribir:

$${\displaystyle Q=vA}$$

El caudal másico m [kg⋅s ⁻¹ ] viene dado por el producto de la densidad y el caudal volumétrico.

$${\displaystyle m=\rho Q=\rho vA}$$

Debido a la conservación de la masa , entre dos puntos en un fluido en movimiento podemos escribir:${\displaystyle m_{1}=m_{2}}$Esto es equivalente a:

$${\displaystyle \rho _{1}v_{1}A_{1}=\rho _{2}v_{2}A_{2}}$$

Si el fluido es incompresible , (${\displaystyle \rho _{1}=\rho _{2}}$) entonces:

$${\ Displaystyle v_ {1} A_ {1} = v_ {2} A_ {2}}$$

Este resultado puede aplicarse a muchas áreas de la dinámica de fluidos astrofísicos, como las estrellas de neutrones .