Oreka hidrostatiko

Oreka hidrostatikoapresioaren gradientebertikalaren indarra etagrabitateaorekan daudeneanfluidobatek duen egoera da.

Matematikoki oreka hidrostatikoa honela adierazten da:

{\frac {\partial P}{\partial z}}=-\rho g

non $P$ fluidoaren presioa den, $z$ koordenatu bertikala, $\rho$ fluidoarendentsitateaeta $g$ grabitatearenazelerazioa.

Oreka hidrostatikoa planetak definitzeko

Gorputzarengrabitazioakeragindako barne-presio nahikoa izanez gero, gorputzaplastikobihurtuko da, eta plastikotasun nahikoa izanez gero, goragune altuak hondoratu eta baoak beteko dira, grabitazio-erlaxazioa deritzon prozesu bat. Kilometro gutxi batzuetatik beherako gorputzetan grabitaziokoak ez diren indarrak dira nagusi, forma irregularra dute eta hondakin piloak izan daitezke. Objektu handienek, non grabitazioa garrantzitsua den, baina ez dominatzailea, "patata"itxura dute; gorputza zenbat eta masiboagoa izan, orduan eta barne-presio handiagoa, orduan eta sendoagoa eta biribilagoa dute forma, harik eta presioa nahikoa den arte barne-konpresioko indarra gainditzeko etaoreka hidrostatikoalortzen duen arte. Puntu honetan, gorputz bat ahalik eta biribilena da, bere errotazioa eta mareen efektuak kontuan hartuta, etaelipsoideforma du. Hau da planeta nano bat definitzen duen muga^[1].

Objektu bat oreka hidrostatikoan dagoenean, bere azalera estaltzen duen likido-geruza global batek azalera likidoa osatuko luke, gorputzaren modu berean, eskala txikiko gainazal-ezaugarriez gain, hala nolakraterraketa pitzadurak. Gorputza biratzen ez bada, esfera bat izango da, baina zenbat eta azkarrago biratu, orduan eta oblato edo eskalenoa handiagoa izango da. Biratzen ari den mota horretako gorputz bat urtu arte berotuko balitz, haren forma orokorra ez litzateke aldatuko. Bere errotazio azkarraren ondorioz eskalenoa izan daitekeen gorputz baten muturreko adibideaHaumeada, bere ardatz nagusian poloetan baino bi aldiz luzeagoa dena. Gorputzak hurbileko kide masibo bat badu, marea-indarren ondorioz, pixkanaka moteldu egiten da haren errotazioa, pixkanaka blokeatu arte, kideari beti aurpegi bera izan diezaion. Muturreko adibide bat Pluton-Karonte sistema da, non gorputz bakoitza blokeatuta dagoen mareen ondorioz. Mareen blokeoa duten gorputzak ere eskalenoak dira, nahiz eta batzuetan apur bat besterik ez izan. Lurraren Ilargia mareek blokeatzen dute, erraldoi gaseosoen satelite biribil guztiek bezala.

Ez dago planeta nanoen tamaina- edo masa-muga espezifikorik, ez baitira ezaugarri definitzaileak. Ez dago goiko muga argirik:Eguzki Sistemarenmugetan Merkurio planeta baino handiagoa edo masiboagoa den objektu batek ez zezakeen behar adina denbora izan bere orbitaren auzotasuna garbitzeko; horrelako gorputz bat planeta nanoaren definizioan sartuko litzateke planetaren ordez. Beheko muga oreka hidrostatikoa lortzeko eta mantentzeko baldintzek zehazten dute, baina objektu batek oreka lortzen duen eta bertan mantentzen den tamaina edo masa bere konposizioaren eta historia termikoaren araberakoa da, ez soilik bere masaren araberakoa. 2006ko IAUren prentsa-ohar baten arabera, 0,5 × 10²¹kg-tik gorako masa eta 400 km-tik gorako erradioa (800 km-ko diametroa) duten objektuak oreka hidrostatikoan egongo lirateke "normalean" ( "forma... autograbitateak zehaztuko luke normalean" ), baina "muga-kasu guztiak behaketak zehaztuko lituzke." Hau, 2019tik aurrera,Neptunoz haraindiko objektuentzakogutxi gorabeherako muga dela uste denetik hurbil dago, gorputz solido erabat trinkoak baitira,Salaziarekin(r = 423 ± 11 km, m = (0,492 ± 0,007) × 10²¹km) eta, ziur aski,2002 MS4rekin(r = 400 ± 12 km, m ezezaguna), eta muga-kasuak dira,Orkusizan daitekeena bezala^[2].Masa neurtua duen beste gorputz bat ere ez da espero den masa-mugara hurbiltzen, nahiz eta masa neurturik gabeko batzuk espero den tamaina-mugara hurbiltzen diren.

Erreferentziak

↑Lineweaver, Charles H.; Norman, Marc. (2010-04-07).«The Potato Radius: a Lower Minimum Size for Dwarf Planets»arXiv:1004.1091 [astro-ph, physics:physics](Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
↑(Ingelesez)Grundy, W. M.; Noll, K. S.; Buie, M. W.; Benecchi, S. D.; Ragozzine, D.; Roe, H. G.. (2019-12-01).«The mutual orbit, mass, and density of transneptunian binary Gǃkúnǁ'hòmdímà (229762 2007 UK126)»Icarus334: 30–38.doi:10.1016/j.icarus.2018.12.037.ISSN 0019-1035.(Noiz kontsultatua: 2022-06-25).

Kanpo estekak

Datuak:Q208641
Multimedia:Hydrostatic equilibrium/Q208641

[1] Lineweaver, Charles H.; Norman, Marc. (2010-04-07).«The Potato Radius: a Lower Minimum Size for Dwarf Planets»arXiv:1004.1091 [astro-ph, physics:physics](Noiz kontsultatua: 2022-06-25).

[2] (Ingelesez)Grundy, W. M.; Noll, K. S.; Buie, M. W.; Benecchi, S. D.; Ragozzine, D.; Roe, H. G.. (2019-12-01).«The mutual orbit, mass, and density of transneptunian binary Gǃkúnǁ'hòmdímà (229762 2007 UK126)»Icarus334: 30–38.doi:10.1016/j.icarus.2018.12.037.ISSN 0019-1035.(Noiz kontsultatua: 2022-06-25).

[1]

[2]