La rotación diferencial se ve cuando diferentes partes de un objeto giratorio se mueven con diferentes velocidades angulares (o tasas de rotación ) en diferentes latitudes y/o profundidades del cuerpo y/o en el tiempo. Esto indica que el objeto no es rígido . En objetos fluidos , como los discos de acreción , esto provoca cizallamiento . Las galaxias y protoestrellas suelen mostrar rotación diferencial; ejemplos en el Sistema Solar incluyen el Sol , Júpiter y Saturno . [ cita necesaria ]
Hacia el 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, lo que concordaba con los valores modernos. [ cita necesaria ]
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 movimiento giratorio 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 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 debido a los vientos estelares . Por tanto, la rotación diferencial depende de las diferencias de temperatura en las regiones adyacentes.
Hay muchas formas de medir y calcular la rotación diferencial de las estrellas para ver si diferentes latitudes tienen diferentes velocidades angulares. El más obvio es el seguimiento de manchas en la superficie estelar.
Al realizar 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 tanto con la profundidad como (especialmente) con 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 del 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) siguiente para v rot en el ecuador y los polos. Véase también el gráfico 2. La rotación diferencial solar también se ve en magnetogramas, imágenes que muestran la fuerza y la ubicación de los campos magnéticos solares.
Quizás sea posible medir el diferencial de estrellas que emiten regularmente llamaradas de emisión de radio. Utilizando 7 años de observaciones de la enana ultrafría 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 entre 1 y 2 segundos en el futuro de forma 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 las regiones activas que emergen y desaparecen en diferentes latitudes, como ocurre durante el ciclo de las manchas solares . [1]
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 el principal impulsor para generar el campo magnético a gran escala, a través de mecanismos magnetohidrodinámicos (dinamo) 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 dinamo 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 líneas de absorción óptica estelar a través del ensanchamiento de líneas causado por líneas que se desplazan de manera diferente mediante Doppler a través 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 rotación casi de cuerpo sólido en el interior, a 0,71 radios solares del centro.
Para las manchas solares observadas, la rotación diferencial se puede calcular como:
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 al aumentar la latitud. Los polos realizan una rotación cada 34,3 días y el ecuador cada 25,05 días, medidos en relación con 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 del 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 involucrar algunas aproximaciones con respecto al momento y al transporte de calor por movimientos turbulentos que no se calculan explícitamente. Por lo tanto, los enfoques de modelado pueden clasificarse como modelos de campo medio o simulaciones de grandes remolinos según las aproximaciones.
Las galaxias de disco no giran como los cuerpos sólidos, sino que giran de manera 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:
