Legge di Boyle - Legge Isoterma - Gas Perfetti - Contiene Video

I gas come i liquidi sono forme fluide della materia che hanno la tendenza a riempire qualsiasi recipiente. Vi è una bassa forza di coesione delle particelle che non sono unite le une alle altre, ma si muovono liberamente in tutto lo spazio disponibile.

Per poter definire con esattezza un gas dobbiamo indicare contemporaneamente il volume (V), che viene indicato in metri cubi, la pressione (P) indicata in Pa (pascal) 1 pascal = 1 Newton diviso 1 metro quadro, il cui valore è dato dal rapporto tra forza e superficie P = F/S, e temperatura indicata con T per la scala Kelvin o t per i gradi centigradi.

Queste grandezze sono connesse tra loro da relazioni matematiche, le leggi dei gas. In tutti i gas a pressioni non molto elevate, le molecole sono libere le une dalle altre, infatti sono molto sensibili alle variazioni di temperatura, pressione e volume.

Il comportamento appena descritto si può spiegare facendo riferimento alla teoria cinetico-molecolare che utilizza il modello di gas ideale o perfetto, le cui particelle presentano precise caratteristiche. Queste cioè devono essere:
puntiformi, quindi avere un volume trascurabile rispetto a quello occupato da tutto il gas,
capaci di non attrarsi reciprocamente perché distanti tra loro,
capaci di movimento caotico spostandosi in tutte le direzioni, entrando in collisione elastica con le altre particelle del gas e con le pareti del contenitore senza disperdere energia, 

Un simile modello di gas descrive il comportamento anche dei gas reali, quando questi si trovano a temperatura superiore a quella di liquefazione e risultano rarefatti.

Legge di Boyle (legge isoterma)

Questa legge risulta valida per i gas a comportamento ideale e a temperatura costante.
Robert Boyle (1662) dimostrò che il volume occupato da un gas è inversamente proporzionale alla pressione cui è sottoposto, se la temperatura è costante.

Rappresentazione grafica della legge di Boyle a varie temperature

La legge si esprime così:

P x V = Kostante   se t = costante

Animazione che spiega la legge di Boyle

Questa legge si può verificare sperimentalmente usando un cilindro munito di un pistone mobile, nel quale è contenuto il gas. Vedi animazione e video sopra. Il pistone permette di variare il volume: se il pistone scende lungo il cilindro il volume diminuisce e la pressione del gas aumenta. Dimezzando o riducendo ad un terzo il volume del gas la pressione di questo raddoppia o triplica.
Riportando in un diagramma i valori di pressione e volume si otterrà una curva che è caratteristica della proporzionalità inversa.

Coefficiente di Poisson e Velocità onde sismiche in alcuni litotipi

Tratto da: Metodi di prospezione sismica per la stima delle velocità delle onde sismiche nel sottosuolo, Università del Sannio, Corso di laurea magistrale in Scienze e Tecnologie Geologiche, Insegnamento di Geofisica Applicata – modulo B. Pdf completo scaricabile.

Coefficiente di Poisson

Vp medie di alcuni litotipi

La Placca del Pacifico - Tettonica delle Placche

La placca pacifica o placca del Pacifico, è una delle dodici grandi zolle che costituiscono la crosta terrestre; comprende buona parte della zona di crosta oceanica al di sotto dell'oceano Pacifico.

I suoi confini geologici sono:
a nordest è delimitata da un margine divergente con le piccole placche di Juan de Fuca,Gorda ed Explorer dove vengono formate le dorsali omonime;
ad est, una faglia trascorrente (la faglia di Sant'Andrea) la separa dalla placca nordamericana, mentre un margine divergente (dove ha sede la dorsale del Pacifico orientale) la separa dalla placca delle Cocos e dalla placca di Nazca;
a sud, un altro margine divergente, segnato dalla dorsale pacifico-antartica, la separa dalla placca antartica;
a nord, la placca pacifica subduce sotto la placca nordamericana tramite un lungo margine convergente, segnato dall'importante arco insulare delle Aleutine, dalla fossa oceanica omonima e dalla fossa delle Curili;
il confine occidentale consiste in un margine convergente nel quale la placca pacifica si incunea in subduzione sotto la piccola placca delle Filippine, formando fosse oceaniche fra le quali le più importanti sono la fossa delle Marianne, la fossa del Giappone (che corre parallela all'ampio arco insulare che costituisce l'arcipelago giapponese) e la fossa delle Bonin;
a sudovest la placca pacifica è separata dalla placca indo-australiana da un margine convergente dove hanno sede la fossa delle Salomone, la fossa delle Nuove Ebridi, la fossa di Tonga e la fossa delle Kermadec. La placca indo-australiana subduce sotto la placca pacifica; una parte del confine geologico fra queste due placche passa in corrispondenza dell'Isola del Sud, Nuova Zelanda, lungo un'importante faglia trascorrente chiamata faglia alpina.

Dorsali medio oceaniche

I suoi confini, in particolare quelli settentrionali e occidentali, sono zone geologicamente molto instabili, e coincidono quasi integralmente con la cintura di fuoco del Pacifico, sede della gran parte dei movimenti tellurici che hanno sede sul pianeta Terra.

Questa è un immagine ad alta risoluzione del Mauna Loa, per apprezzare i dettagli basta ingrandirla

All'interno della placca pacifica ha sede uno dei più importanti hot spot del pianeta, che ha dato origine all'arcipelago delle Hawaii.

La placca pacifica è incisa nella sua sezione orientale da numerose lunghe linee di frattura, tra le maggiori delle quali si ricordano la frattura di Mendocino, Pioneer, di Murray, di Molokai, di Clipperton e, poco a sud dell'Equatore, la frattura delle Marchesi.

I Pilastri della Creazione - Nebulosa Aquila. Contiene Video

 

Il nome Pilastri della Creazione si riferisce ad una fotografia ripresa dal Telescopio spaziale Hubble di colonne di gas interstellare e polveri visibili nella Nebulosa Aquila; è stata scattata il 1º aprile 1995 e viene considerata come una delle dieci migliori fotografie scattate dall'Hubble.
Queste immagini hanno aumentato notevolmente il nostro livello di comprensione dei processi di formazione stellare in atto all'interno della nebulosa. Si pensa che le sue aree oscure siano associate a protostelle o comunque ad oggetti stellari giovani. La struttura a "pilastri" ricorda altre strutture simili, come quella della grande area di formazione stellare in Cassiopea nota con la designazione W5 e soprannominata "Montagne della Creazione".

I Pilastri sono tre strutture molto dense di gas e polveri situate nel bordo sudorientale della nebulosa; sono state create dall'azione del vento stellare delle stelle giganti dell'ammasso aperto centrale. La loro catalogazione segue la numerazione romana crescente, così le singole strutture sono chiamate Colonna I, Colonna II e Colonna III, procedendo da nordest a sudovest. La morfologia e la struttura ionizzata è ben conosciuta grazie all'avvento dei telescopi spaziali: la radiazione ionizzante proveniente dalle stelle dell'ammasso comprime i gas delle nubi molecolari facendone aumentare la pressione in superficie, mentre si genera un flusso fotoevaporante di materiale ionizzato nella parte opposta alla sorgente del vento stellare; è questo fenomeno il responsabile della struttura a "pilastro" delle nubi.

I Pilastri della Creazione nel contesto della nebulosa; le stelle brillanti a destra appartengono all'ammasso aperto incluso nella nebulosa, NGC 6611.

La materia a densità inferiore è la prima ad essere spazzata via, mentre il nucleo più denso, ulteriormente compresso a causa del fronte dell'onda d'urto, sopravvive, resistendo alla forza. Tuttavia, le immagini riprese nel vicino infrarosso mostrano che le prime due colonne possiedono una struttura relativamente poco densa, concentrata da dei nuclei molto più densi che la difendono dall'azione disgregatrice del vento. A sudest dei Pilastri si trova un'ulteriore struttura nebulosa molecolare, catalogata come Colonna IV, situata nei pressi di un notooggetto di Herbig-Haro, HH 216.
La massa totale delle aree dense dei tre Pilastri è stimata sulle 200 M☉. Le stelle ionizzanti le colonne si trovano a 2 parsec di distanza dalle stesse.