Rotación diferencial - Differential rotation

La rotación diferencial se ve 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 discos de acreción , esto conduce al cizallamiento . Las galaxias y 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 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 que forman en un movimiento de rotación a medida que se fusionan. 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 pronunciados gradientes de temperatura desde el núcleo hacia afuera. 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 con los vientos estelares . Por tanto, la rotación diferencial depende de las diferencias de temperatura en las regiones adyacentes.

Medición de la rotación diferencial

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

Haciendo mediciones heliosismológicas de los "modos p" solares 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 con la profundidad y (especialmente) la latitud.

Las formas ampliadas de las líneas de absorción en el espectro óptico dependen de v rot sin (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, utilizando la ecuación (2) a continuación para v rot en el ecuador y los polos. Véase también el gráfico 2. La rotación diferencial solar 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 regularmente llamaradas de emisión de radio. Utilizando 7 años de observaciones del TVLM 513-46546 enano ultrafrío M9, 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 de 1 a 2 segundos tarde o temprano de manera sistemática durante varios años. En el Sol, las regiones activas son fuentes comunes de llamaradas de radio. Los investigadores concluyeron que este efecto se explica mejor por 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 impulsor principal para generar el campo magnético a gran escala, a través de mecanismos magnetohidrodinámicos (dinamo) en las envolventes externas. 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 los espectros de la línea de absorción óptica estelar a través del ensanchamiento de la línea causado por las líneas que se desplazan de manera Doppler de manera diferente a través de la superficie estelar.

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

Rotación diferencial de superficie

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

donde es la tasa de rotación en el ecuador, y es la diferencia en la velocidad angular entre el polo y el ecuador, llamada fuerza de la cizalladura rotacional. es la latitud heliográfica, medida desde el ecuador.

  • El recíproco de la cizalla rotacional es el tiempo de vuelta, es decir, el tiempo que tarda el ecuador en dar una vuelta completa más que los polos.
  • La tasa de rotación diferencial relativa es la relación entre el cizallamiento rotacional y la tasa de rotación en el ecuador:
  • La tasa de rotación Doppler en el Sol (medida a partir de las líneas de absorción desplazadas por Doppler), se puede aproximar como:
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 externa 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 envolvente convectiva. El Sol tiene una velocidad de rotación ecuatorial de ~ 2 km / s; su rotación diferencial implica que la velocidad angular disminuye al aumentar la latitud. Los polos hacen una rotación cada 34,3 días y el ecuador cada 25,05 días, medido en relación con las 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 momento y el transporte de calor 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 grandes remolinos de acuerdo con las aproximaciones.

Rotación diferencial de la Vía Láctea

Las galaxias de disco no giran como cuerpos sólidos, sino que giran diferencialmente. 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:

dónde

  • es la velocidad de rotación en el radio
  • es la masa total encerrada dentro del radio

Ver también

Referencias

  1. ^ Wolszczan, A .; Route, M. (10 de junio de 2014). "Análisis de sincronización de las variaciones periódicas de brillo óptico y de radio de la enana Ultracool, TVLM 513-46546". El diario astrofísico . 788 : 23. arXiv : 1404.4682 . Código bibliográfico : 2014ApJ ... 788 ... 23W . doi : 10.1088 / 0004-637X / 788/1/23 .

Otras lecturas

enlaces externos