Articulo de referencia

Presión dinámica

Desprendimiento por presión de ariete en NGC 4402 mientras cae hacia el Supercúmulo de Virgo (fuera de la imagen, hacia la parte inferior izquierda). Nótese el polvo (marrón) qu...

Desprendimiento por presión de ariete en NGC 4402 mientras cae hacia el Supercúmulo de Virgo (fuera de la imagen, hacia la parte inferior izquierda). Nótese el polvo (marrón) que se extiende detrás de la galaxia (hacia la parte superior derecha), en contraste con el borde frontal libre de polvo (azul blanquecino).

La presión dinámica es una presión ejercida sobre un cuerpo que se mueve a través de un medio fluido , causada por el movimiento relativo global del fluido en lugar del movimiento térmico aleatorio. [ 1 ] Provoca que se ejerza una fuerza de arrastre sobre el cuerpo. La presión dinámica se expresa en forma tensorial como

PAGRAM=ρij{\displaystyle P_{\text{ram}}=\rho u_{i}u_{j}}, [ 2 ]

dóndeρ{\displaystyle \rho }es la densidad del fluido;PAGRAM{\displaystyle P_{\text{ram}}} es el flujo de momento por segundo en eli{\displaystyle i}dirección a través de una superficie con normal en elj{\displaystyle j}dirección.i,j{\displaystyle u_{i},u_{j}}son los componentes de la velocidad del fluido en estas direcciones. El tensor de tensión de Cauchy totalσij{\displaystyle \sigma _{ij}}es la suma de esta presión dinámica y la presión térmica isotrópica (en ausencia de viscosidad ).

En el caso simple en que la velocidad relativa es normal a la superficie y el momento se transfiere completamente al objeto, la presión dinámica se convierte en

PAGRAM=1/2ρ2{\displaystyle P_{\text{ram}}=1/2\rho u^{2}}.

Derivación

Un ejemplo de turbina de aire dinámico (RAT). Las RAT generan energía mediante la rotación de la turbina a través de la presión dinámica.

La forma euleriana de la ecuación de momento de Cauchy para un fluido es [ 1 ]

ρt=pagρ()+ρgramo{\displaystyle \rho {\frac {\partial {\vec {u}}}{\partial t}}=-{\vec {\nabla }}p-\rho ({\vec {u}}\cdot {\vec {\nabla }}){\vec {u}}+\rho {\vec {g}}}

para presión isotrópicapag{\displaystyle p}, dónde{\displaystyle {\vec {u}}}es la velocidad del fluido,ρ{\displaystyle \rho }la densidad del fluido ygramo{\displaystyle {\vec {g}}}la aceleración gravitatoria. La tasa euleriana de cambio de momento en direccióni{\displaystyle i}en un punto es, por lo tanto (usando la notación de Einstein ):

t(ρi)=iρt+ρit=iρtpagincógnitaiρjiincógnitaj+ρgramoi.{\displaystyle {\begin{aligned}{\frac {\partial }{\partial t}}(\rho u_{i})&=u_{i}{\frac {\partial \rho }{\partial t}}+\rho {\frac {\partial u_{i}}{\partial t}}\\&=u_{i}{\frac {\partial \rho }{\partial t}}-{\frac {\partial p}{\partial x_{i}}}-\rho u_{j}{\frac {\partial u_{i}}{\partial x_{j}}}+\rho g_{i}.\end{aligned}}}

Sustituyendo la conservación de la masa, expresada como

ρt=(ρ)=(ρj)incógnitaj{\displaystyle {\frac {\partial \rho }{\partial t}}=-{\vec {\nabla }}\cdot (\rho {\vec {u}})=-{\frac {\partial (\rho u_{j})}{\partial x_{j}}}},

esto es equivalente a

t(ρi)=pagincógnitai+ρgramoiincógnitaj(ρij)=incógnitaj[δijpag+ρij]+ρgramoi{\displaystyle {\begin{aligned}{\frac {\partial }{\partial t}}(\rho u_{i})&=-{\frac {\partial p}{\partial x_{i}}}+\rho g_{i}-{\frac {\partial }{\partial x_{j}}}(\rho u_{i}u_{j})\\&=-{\frac {\partial }{\partial x_{j}}}\left[\delta _{ij}p+\rho u_{i}u_{j}\right]+\rho g_{i}\end{aligned}}}

utilizando la regla del producto y la delta de Kroneckerδij{\displaystyle \delta _{ij}}El primer término entre paréntesis es la presión térmica isotrópica y el segundo es la presión dinámica.

En este contexto, la presión dinámica es la transferencia de momento por advección (flujo de materia que transporta momento a través de una superficie hacia un cuerpo). La masa por unidad de segundo que fluye hacia un volumenV{\displaystyle V}delimitado por una superficieS{\displaystyle S}es

SρdS{\displaystyle -\oint _{S}\rho {\vec {u}}\cdot \mathrm {d} {\vec {S}}}

y el impulso por segundo que transporta al cuerpo es

SρdS=Vincógnitaj[iρj]dV,{\displaystyle -\oint _{S}{\vec {u}}\rho {\vec {u}}\cdot \mathrm {d} {\vec {S}}=-\int _{V}{\frac {\partial }{\partial x_{j}}}\left[u_{i}\rho u_{j}\right]\mathrm {d} V,}

igual al término de presión dinámica. Esta discusión puede extenderse a las fuerzas de arrastre; si toda la materia incidente sobre una superficie transfiere todo su momento al volumen, esto es equivalente (en términos de transferencia de momento) a la materia que entra en el volumen (el contexto anterior). Por otro lado, si solo se transfiere la velocidad perpendicular a la superficie, no hay fuerzas de corte y la presión efectiva sobre esa superficie aumenta en

PAGRAM=1/2ρnorte2{\displaystyle P_{\text{ram}}=1/2\rho u_{n}^{2}},

dóndenorte{\displaystyle u_{n}}es la componente de velocidad perpendicular a la superficie.

Ejemplo: presión dinámica del aire a nivel del mar

¿Cuál es la presión dinámica del aire a nivel del mar a 100  mph ?

Unidades imperiales

  • ρ =0,002 3769 densidad del aire a nivel del mar ( slugs / ft³ )
  • v 2 = 147 2 (100  mph = 147  pies/seg)
  • P = 0,5 × ρ × v 2
  • P = 25,68 (presión en lbf/ ft² )

Unidades del SI

  • ρ =1,2250 densidad del aire a nivel del mar (kg/ )
  • v 2 = 44,7 2 (100  mph = 44,7  m/s)
  • P = 0,5 × ρ × v 2
  • P = 1224 (presión en Pa = N/ )

Ejemplos astrofísicos de presión dinámica

despojamiento de presión de ariete galáctico

Las colas en la galaxia espiral D100, que se encuentra en el cúmulo de Coma , se crean por desprendimiento de presión de ariete. [ 3 ] [ 4 ]

Dentro de la astronomía y la astrofísica, James E. Gunn y J. Richard Gott sugirieron por primera vez que las galaxias en un cúmulo de galaxias que se mueven a través de un medio intracúmulo caliente experimentarían una presión de

PAGr1/2ρmiv2{\displaystyle P_{r}\approx 1/2\rho _{e}v^{2}}

dóndePAGr{\displaystyle P_{r}}es la presión del ariete,ρmi{\displaystyle \rho _{e}}la densidad de gas intraclúster yv{\displaystyle v}la velocidad de la galaxia en relación con el medio. [ 5 ] Esta presión puede arrancar gas de la galaxia donde, esencialmente, el gas está ligado gravitacionalmente a la galaxia con menos fuerza que la fuerza del "viento" del medio intracúmulo debido a la presión de ariete. [ 6 ] [ 5 ] La evidencia de este desprendimiento por presión de ariete se puede ver en la imagen de NGC 4402. [ 7 ] Estas galaxias desprendidas por presión de ariete a menudo tendrán una gran cola de arrastre y por eso se las llama comúnmente "galaxias medusa". [ 8 ]

Se cree que el desprendimiento por presión de ariete tiene efectos profundos en la evolución de las galaxias. A medida que las galaxias caen hacia el centro de un cúmulo, se les extrae cada vez más gas, incluido el gas frío y denso que es la fuente de la formación estelar continua . Las galaxias espirales que han caído al menos hasta el núcleo de los cúmulos de Virgo y Coma han visto agotado su gas (hidrógeno neutro) de esta manera [ 9 ] y las simulaciones sugieren que este proceso puede ocurrir con relativa rapidez, con un agotamiento del 100% en 100  millones de años [ 10 ] o de forma más gradual en unos pocos miles de millones de años. [ 11 ]

Observaciones recientes de radio de la emisión de monóxido de carbono (CO) de tres galaxias ( NGC 4330 , NGC 4402 y NGC 4522 ) en el cúmulo de Virgo indican que el gas molecular no se está desprendiendo, sino que se está comprimiendo por la presión dinámica. El aumento de la emisión , un signo de formación estelar, corresponde a la región de CO comprimido, lo que sugiere que la formación estelar puede acelerarse, al menos temporalmente, mientras continúa el desprendimiento de hidrógeno neutro por la presión dinámica. [ 12 ]

Más recientemente, se ha demostrado que la presión dinámica también puede conducir a la eliminación de gas en galaxias enanas aisladas que se precipitan a través de la red cósmica (el llamado proceso de despojamiento de la red cósmica). [ 13 ] Aunque la sobredensidad típica dentro de la red cósmica es significativamente menor que la que se encuentra en el entorno de los cúmulos de galaxias , la alta velocidad relativa entre una galaxia enana y la red cósmica hace que la presión dinámica sea eficiente. Este es un mecanismo atractivo para explicar no solo la presencia de galaxias enanas aisladas lejos de los cúmulos de galaxias con una relación particularmente baja entre la abundancia de hidrógeno y la masa estelar , [ 14 ] [ 15 ] sino también la compresión de gas en el centro de una galaxia enana y la posterior reactivación de la formación estelar. [ 16 ]

Presión dinámica y entrada/reentrada atmosférica

En meteoroides

Los meteoroides entran en la atmósfera terrestre desde el espacio exterior viajando a velocidades hipersónicas de al menos 11  km/s (7  mi/s) y, a menudo, mucho más rápido. A pesar de moverse a través de las capas superiores enrarecidas de la atmósfera terrestre, la inmensa velocidad a la que viaja un meteoro comprime rápidamente el aire a su paso, creando una onda de choque . El meteoroide experimenta entonces lo que se conoce como presión dinámica. A medida que el aire delante del meteoroide se comprime, su temperatura aumenta rápidamente. Esto no se debe a la fricción , sino que es simplemente una consecuencia de que muchas moléculas y átomos se ven obligados a ocupar un espacio menor que antes. La presión dinámica y las altísimas temperaturas que provoca son la razón por la que pocos meteoros llegan hasta el suelo y la mayoría simplemente se queman o se ablacionan en pequeños fragmentos . Los meteoritos más grandes o sólidos pueden explotar en una explosión atmosférica . [ 17 ] [ 18 ]

explosiones aéreas

El uso del término explosión es algo impreciso en este contexto y puede resultar confuso. Esta confusión se ve agravada por la tendencia a expresar las energías de las explosiones aéreas en términos de potencias de armas nucleares , como cuando la explosión aérea de Tunguska se clasifica en megatones de TNT . Los meteoroides grandes no explotan en el sentido de explosivos químicos o nucleares. Más bien, en un momento crítico de su entrada atmosférica, la enorme presión dinámica que experimenta la cara frontal del meteoroide convierte el inmenso impulso del cuerpo en una fuerza que lo desintegra en un lapso de tiempo casi instantáneo. [ 18 ]

En esencia, el meteoroide se desintegra por su propia velocidad. Esto ocurre cuando finas volutas de aire sobrecalentado se abren paso a través de grietas y fallas en la superficie de la cara frontal. Una vez que este plasma a alta presión ingresa al interior del meteoroide, ejerce una fuerza tremenda sobre su estructura interna. Esto sucede porque el aire sobrecalentado ahora ejerce su fuerza sobre una superficie mucho mayor, como cuando el viento infla repentinamente una vela . Este aumento repentino en la fuerza ejercida sobre el meteoroide supera la integridad estructural del cuerpo y este comienza a fragmentarse. La fragmentación del meteoroide produce una superficie total aún mayor sobre la cual actúa el aire sobrecalentado y se produce rápidamente un ciclo de amplificación. Esta es la explosión, y causa que el meteoroide se desintegre a velocidad hipersónica , una velocidad comparable a la de una detonación explosiva . [ 18 ]

En naves espaciales

Módulo de mando del Apolo 7

Harry Julian Allen y Alfred J. Eggers de la NACA utilizaron una idea sobre la presión dinámica para proponer el concepto de cuerpo romo : un cuerpo grande y romo que entra en la atmósfera crea una capa límite de aire comprimido que actúa como amortiguador entre la superficie del cuerpo y el aire calentado por la compresión. En otras palabras, la energía cinética se convierte en aire caliente mediante la presión dinámica, y ese aire caliente se aleja rápidamente de la superficie del objeto con una interacción física mínima y, por lo tanto, un calentamiento mínimo del cuerpo. Esto era contraintuitivo en aquel momento, cuando se asumía que los perfiles afilados y aerodinámicos eran mejores. [ 19 ] [ 20 ] Este concepto de cuerpo romo se utilizó en las cápsulas de la era Apolo .

Véase también

  • Admisión de aire forzado : un sistema de admisión de aire que ayuda al rendimiento y la refrigeración del motor, comúnmente utilizado en aeronaves y otros vehículos de alto rendimiento.
  • Turbina de aire de impacto : una hélice utilizada por las aeronaves para generar energía.
  • Parapente – un paracaídas con perfil aerodinámico no rígido que se infla con el viento, también conocido como paracaídas de aire dinámico.
  • Mancha azul : desprendimiento de gas de las galaxias por presión dinámica.

Referencias

  1. 1 2 Clarke, Cathie; Carswell, Bob (2007). Principios de la dinámica de fluidos astrofísicos . Cambridge University Press. pág.  18. ISBN 978-0521853316.
  2. Dowling, Timothy E.; Bradley, Mary E. (2023). "Presión de ariete en astronomía e ingeniería" . Actas de la Royal Society A: Ciencias Matemáticas, Físicas y de Ingeniería . 479 (2270) 20220504. Bibcode : 2023RSPSA.47920504D . doi : 10.1098/rspa.2022.0504 .
  3. "Atravesando el agua" . www.spacetelescope.org . Consultado el 28 de enero de 2019 .
  4. Cramer, William J.; et al. (enero de 2019). "Espectaculares observaciones del telescopio espacial Hubble de la galaxia Coma D100 y la formación estelar en su cola despojada por presión de ariete" . The Astrophysical Journal . 870 (2): 2. arXiv : 1811.04916 . Bibcode : 2019ApJ...870...63C . doi : 10.3847/1538-4357/aaefff . S2CID 119218554 .  
  5. 1 2 Gunn, James E.; Richard, J.; Gott, III (1972-08-01). "Sobre la caída de materia en cúmulos de galaxias y algunos efectos en su evolución" . The Astrophysical Journal . 176 : 1. Bibcode : 1972ApJ...176....1G . doi : 10.1086/151605 . ISSN 0004-637X . 
  6. "Procesos de enriquecimiento de metales - S. Schindler y A. Diaferio" . ned.ipac.caltech.edu . Consultado el 25 de febrero de 2017 .
  7. "Ram Pressure Stripping | COSMOS" . astronomy.swin.edu.au . Consultado el 25 de febrero de 2017 .
  8. Poggianti, BM ; Fasano, G.; Omizzolo, A.; Gullieuszik, M.; Bettoni, D.; Moretti, A.; Paccagnella, A.; Jaffe', YL; Vulcano, B.; Fritz, J.; Sofá, W.; D'Onofrio, M. (2015). "Candidatos a galaxias medusas con bajo corrimiento al rojo" . La Revista Astronómica . 151 (3): 78. arXiv : 1504.07105 . doi : 10.3847/0004-6256/151/3/78 . S2CID 118693682 . 
  9. ^ Sparke, L .; Gallagher, III, J. (2007). Galaxias en el Universo . Cambridge: Universidad de Cambridge. págs. 295-296 . ISBN  9780521671866.
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  11. Balogh, Michael L.; Navarro, Julio F.; Morris, Simon L. (2000-09-01). "El origen de los gradientes de formación estelar en cúmulos de galaxias ricos". The Astrophysical Journal . 540 (1): 113– 121. arXiv : astro-ph/0004078 . Bibcode : 2000ApJ...540..113B . doi : 10.1086/309323 . ISSN 0004-637X . S2CID 14938118 .  
  12. Lee, Bumhyun; Chung, Aeree; Tonnesen, Stephanie; Kenney, Jeffrey DP; Wong, O. Ivy; Vollmer, B.; Petitpas, Glen R.; Crowl, Hugh H.; van Gorkom, Jacqueline (2017-04-01). "El efecto de la presión de ariete sobre el gas molecular de las galaxias: tres estudios de caso en el cúmulo de Virgo" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 466 (2): 1382– 1398. arXiv : 1701.02750 . Bibcode : 2017MNRAS.466.1382L . doi : 10.1093/mnras/stw3162 . ISSN 0035-8711 . 
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  17. Lissauer, Jack J.; de Pater, Imke (2013). Ciencia planetaria fundamental: física, química y habitabilidad . Nueva York, NY: Cambridge University Press. pág. 293. ISBN  978-0-521-61855-7.
  18. 1 2 3 Tabetah, ME; Melosh, HJ (marzo de 2018). "La penetración del aire mejora la fragmentación de los meteoroides entrantes" . Meteoritics & Planetary Science . 53 (3): 493– 504. Bibcode : 2018M & PS...53..493T . doi : 10.1111/maps.13034 . ISSN 1086-9379 . S2CID 134398508 .  
  19. ^ Vincenti, Walter G. (2007). "H. Julian Allen: un agradecimiento" (PDF) . Oficina de Historia Ames de la NASA . Consultado el 6 de marzo de 2017 .
  20. Vincenti, Walter G. ; Boyd, John W.; Bugos, Glenn E. (2007-01-01). "H. Julian Allen: Un reconocimiento". Annual Review of Fluid Mechanics . 39 (1): 1– 17. Bibcode : 2007AnRFM..39....1V . doi : 10.1146/annurev.fluid.39.052506.084853 .