Rotación diferencial

La rotación diferencial se observa cuando diferentes partes de un objeto giratorio se mueven con diferentes velocidades angulares (tasas de rotación) en diferentes latitudes y/o profundidades del cuerpo y/o en el tiempo. Esto indica que el objeto no es sólido. En objetos fluidos, como los discos de acreción, esto conduce al cizallamiento. Las galaxias y las protoestrellas suelen mostrar una rotación diferencial; los ejemplos en el Sistema Solar incluyen el Sol, Júpiter y Saturno.

Alrededor del año 1610, Galileo Galilei observó las manchas solares y calculó la rotación del Sol. En 1630, Christoph Scheiner informó que el Sol tenía diferentes períodos de rotación en los polos y en el ecuador, de acuerdo con los valores modernos.

La causa de la rotación diferencial

Las estrellas y los planetas giran en primer lugar porque la conservación del momento angular convierte la deriva aleatoria de partes de la nube molecular de la que forman en un movimiento giratorio a medida que se unen. Dada esta rotación promedio de todo el cuerpo, la rotación diferencial interna es causada por la convección en las estrellas, que es un movimiento de masa, debido a los fuertes gradientes de temperatura desde el núcleo hacia el exterior. Esta masa transporta una parte del momento angular de la estrella, redistribuyendo así la velocidad angular, posiblemente incluso lo suficientemente lejos como para que la estrella pierda velocidad angular en los vientos estelares. Por lo tanto, la rotación diferencial depende de las diferencias de temperatura en las regiones adyacentes.

Medición de rotación diferencial

Hay muchas formas de medir y calcular la rotación diferencial en estrellas para ver si las diferentes latitudes tienen diferentes velocidades angulares. El más obvio es el seguimiento de puntos en la superficie estelar.

Al hacer mediciones heliosismológicas de los "modos p" es posible deducir la rotación diferencial. El Sol tiene muchísimos modos acústicos que oscilan en el interior simultáneamente, y la inversión de sus frecuencias puede producir la rotación del interior solar. Esto varía tanto con la profundidad como (especialmente) con la latitud.

Las formas ampliadas de las líneas de absorción en el espectro óptico dependen de v_rotsin(i), donde i es el ángulo entre la línea de visión y el eje de rotación, lo que permite el estudio de la componente de la línea de visión de la velocidad de rotación v_rot. Esto se calcula a partir de las transformadas de Fourier de las formas de las líneas, usando la ecuación (2) a continuación para v_rot en el ecuador y los polos. Véase también la trama 2. La rotación solar diferencial también se ve en los magnetogramas, imágenes que muestran la fuerza y la ubicación de los campos magnéticos solares.

Puede ser posible medir el diferencial de estrellas que emiten destellos de emisión de radio regularmente. Usando 7 años de observaciones de la enana ultrafría M9 TVLM 513-46546, los astrónomos pudieron medir cambios sutiles en los tiempos de llegada de las ondas de radio. Estas mediciones demuestran que las ondas de radio pueden llegar 1 o 2 segundos tarde o temprano de manera sistemática durante varios años. En el Sol, las regiones activas son fuentes comunes de destellos de radio. Los investigadores concluyeron que este efecto se explica mejor por las regiones activas que emergen y desaparecen en diferentes latitudes, como ocurre durante el ciclo de las manchas solares.

Efectos de la rotación diferencial

Se espera que los gradientes en la rotación angular causados por la redistribución del momento angular dentro de las capas convectivas de una estrella sean un factor principal para generar el campo magnético a gran escala, a través de mecanismos magnetohidrodinámicos (dínamo) en las envolturas exteriores. La interfaz entre estas dos regiones es donde los gradientes de rotación angular son más fuertes y, por lo tanto, donde se espera que los procesos de dínamo sean más eficientes.

La rotación diferencial interna es una parte de los procesos de mezcla en las estrellas, mezclando los materiales y el calor/energía de las estrellas.

La rotación diferencial afecta a los espectros de línea de absorción óptica estelar a través del ensanchamiento de la línea causado por el desplazamiento Doppler diferente de las líneas a lo largo de la superficie estelar.

La rotación diferencial solar provoca cizallamiento en la llamada tacoclina. Esta es una región donde la rotación cambia de diferencial en la zona de convección a casi una rotación de cuerpo sólido en el interior, a 0,71 radios solares del centro.

Rotación diferencial de superficie

Para las manchas solares observadas, la rotación diferencial se puede calcular como:

Ω Ω =Ω Ω 0− − Δ Δ Ω Ω pecado2⁡ ⁡ Ψ Ψ {displaystyle Omega =Omega Delta Omega sin ^{2}Psi }

Donde Ω Ω 0{displaystyle Omega ¿Qué? es la tasa de rotación en el ecuador, y Δ Δ Ω Ω =()Ω Ω 0− − Ω Ω pole){displaystyle Delta Omega =(Omega _{0}- Omega... es la diferencia en la velocidad angular entre el polo y el ecuador, llamada la fuerza del tinte rotacional. Ψ Ψ {displaystyle Psi } es la latitud heliográfica, medida desde el Ecuador.

• El recíproco de la tijera rotatoria 2π π Δ Δ Ω Ω {displaystyle {frac {2fnMicroc} }{Delta Omega } es el tiempo de vuelta, es decir, el tiempo que se necesita para que el Ecuador haga una vuelta completa más que los polos.
• La tasa de rotación diferencial relativa es la relación de la cizalla de rotación con la tasa de rotación del ecuador:

α α =Δ Δ Ω Ω Ω Ω 0{displaystyle alpha ={frac {DeltaOmega }{Omega ♪♪

• La tasa de rotación Doppler en el Sol (medida desde líneas de absorción rotas por Doppler), se puede aproximar como:

Ω Ω 2π π =()451,5− − 65.3#2⁡ ⁡ Silencio Silencio − − 66,7#4⁡ ⁡ Silencio Silencio ){fnMicroc} {Omega }{2pi}=(451.5-65.3cos ^{2}theta -66.7cos ^{4}theta)} nHz

donde θ es la co-latitud (medida desde los polos).

Rotación diferencial del Sol

Rotación interna en el Sol, mostrando rotación diferencial en la región convectiva exterior y rotación casi uniforme en la región radiativa central.

En el Sol, el estudio de las oscilaciones reveló que la rotación es aproximadamente constante dentro de todo el interior radiativo y variable con el radio y la latitud dentro de la envoltura convectiva. El Sol tiene una velocidad de rotación ecuatorial de ~2 km/s; su rotación diferencial implica que la velocidad angular disminuye con el aumento de la latitud. Los polos realizan una rotación cada 34,3 días y el ecuador cada 25,05 días, medidos con relación a estrellas distantes (rotación sideral).

La naturaleza altamente turbulenta de la convección solar y las anisotropías inducidas por la rotación complican la dinámica del modelado. Las escalas de disipación molecular en el Sol son al menos seis órdenes de magnitud más pequeñas que la profundidad de la envoltura convectiva. Una simulación numérica directa de la convección solar tendría que resolver todo este rango de escalas en cada una de las tres dimensiones. En consecuencia, todos los modelos de rotación diferencial solar deben incluir algunas aproximaciones con respecto al transporte de calor y cantidad de movimiento por movimientos turbulentos que no se calculan explícitamente. Por lo tanto, los enfoques de modelado se pueden clasificar como modelos de campo medio o simulaciones de remolinos grandes según las aproximaciones.

Rotación diferencial de la Vía Láctea

Las galaxias de disco no giran como cuerpos sólidos, sino que giran de forma diferencial. La velocidad de rotación en función del radio se denomina curva de rotación y, a menudo, se interpreta como una medida del perfil de masa de una galaxia, como:

<math alttext="{displaystyle v_{c}(R)={sqrt {frac {GM(vc()R)=GM().R)R{displaystyle v_{c}(R)={sqrt {frac {GM(traducido)}{R}}}}}<img alt="{displaystyle v_{c}(R)={sqrt {frac {GM(

dónde

• vc()R),{displaystyle v_{c}(R),} es la velocidad de rotación en el radio R{displaystyle R.
• <math alttext="{displaystyle M(M().R),{displaystyle M(traducido)}<img alt="M( es la masa total encerrada dentro del radio R{displaystyle R.