Rotación diferencial

Variaciones en las tasas de rotación

La rotación diferencial se observa 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 conduce a un cizallamiento . Las galaxias y las protoestrellas suelen mostrar rotación diferencial; los ejemplos en el Sistema Solar incluyen el Sol , Júpiter y Saturno . ^[1]

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, en buena concordancia con los valores modernos. ^{[ cita requerida ]}

Causa

Las estrellas y los planetas giran en primer lugar porque la conservación del momento angular convierte el desplazamiento aleatorio de partes de la nube molecular de la que se forman en un 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 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 en los vientos estelares . La rotación diferencial depende, por lo tanto, de las diferencias de temperatura en las regiones adyacentes.

Medición

Existen muchas formas de medir y calcular la rotación diferencial de las estrellas para ver si las distintas latitudes tienen distintas velocidades angulares. La más obvia es el seguimiento de puntos en la superficie estelar.

Al realizar mediciones heliosismológicas de los "modos p" solares, es posible deducir la rotación diferencial. El Sol tiene muchos 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 sen(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) a continuación 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.

Es posible medir la diferencia de estrellas que emiten regularmente llamaradas de emisión de radio. Utilizando 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 antes o después de manera sistemática a lo largo de varios años. En el Sol, las regiones activas son fuentes comunes de llamaradas de radio. Los investigadores concluyeron que este efecto se explicaba mejor por las regiones activas que surgen y desaparecen en diferentes latitudes, como ocurre durante el ciclo de manchas solares . ^[2]

Efectos

Se espera que los gradientes de rotación angular causados ​​por la redistribución del momento angular dentro de las capas convectivas de una estrella sean un factor principal que genere el campo magnético a gran escala, a través de mecanismos magnetohidrodinámicos (dinamo) en las capas 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 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 las líneas causado por diferentes desplazamientos Doppler a lo largo de la superficie estelar.

La rotación diferencial solar provoca cizallamiento en la denominada tacoclina, una región en la que la rotación pasa de ser diferencial en la zona de convección a una rotación casi de cuerpo sólido en el interior, a 0,71 radios solares desde el centro.

Nivel 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. $${\displaystyle \Omega =\Omega _{0}-\Delta \Omega \sin ^{2}\Psi }$$ ${\displaystyle \Omega _{0}}$ ${\displaystyle \Delta \Omega =(\Omega _{0}-\Omega _{\mathrm {pole} })}$ ${\displaystyle \Psi }$

• El recíproco de la cizalladura rotacional es el tiempo de vuelta, es decir, el tiempo que tarda el ecuador en dar una vuelta completa más que los polos. ${\displaystyle {\frac {2\pi }{\Delta \Omega }}}$
• La tasa de rotación diferencial relativa es la relación entre la cizalladura rotacional y la tasa de rotación en el ecuador: $${\displaystyle \alpha ={\frac {\Delta \Omega }{\Omega _{0}}}}$$
• La tasa de rotación Doppler en el Sol (medida a partir de líneas de absorción desplazadas por el efecto Doppler) se puede aproximar como: donde θ es la co-latitud (medida desde los polos). $${\displaystyle {\frac {\Omega }{2\pi }}=(451.5-65.3\cos ^{2}\theta -66.7\cos ^{4}\theta )\,\mathrm {nHz} }$$

Ejemplos

Sol

Rotación interna en el Sol, mostrando una rotación diferencial en la región convectiva externa y una 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 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 en el Sol son al menos seis órdenes de magnitud menores 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 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.

Galaxias de disco

Las galaxias de disco no giran como los 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: donde $${\displaystyle v_{c}(R)={\sqrt {\frac {GM(<R)}{R}}}}$$

• ${\displaystyle v_{c}(R),}$es la velocidad de rotación en el radio ${\displaystyle R}$
• ${\displaystyle M(<R),}$es la masa total encerrada dentro del radio ${\displaystyle R}$

Véase también

• Rotación solar
• Giovanni Cassini
• Nebulosa solar
• Rotación estelar
• Mancha solar

Referencias

1. Hathaway, David H. (julio de 1986). «Magnetic reversals of Jupiter and Saturn». Icarus . 67 (1): 88–95. Bibcode :1986Icar...67...88H. doi :10.1016/0019-1035(86)90177-6 . Consultado el 25 de abril de 2024 .
2. Wolszczan, A.; Route, M. (10 de junio de 2014). "Análisis temporal de las variaciones periódicas de radio y brillo óptico de la enana ultrafría, TVLM 513-46546". The Astrophysical Journal . 788 (1): 23. arXiv : 1404.4682 . Código Bibliográfico :2014ApJ...788...23W. doi :10.1088/0004-637X/788/1/23. S2CID  119114679.

Lectura adicional

• Annu. Rev. Astron. Astrophys. 2003. 41:599–643 doi :10.1146/annurev.astro.41.011802.094848 " La rotación interna del Sol "
• David F. Gray, Fotosferas estelares: observaciones y análisis de: tercera edición , capítulo 8, Cambridge University Press, ISBN 978-0-521-85186-2 
• A. Reiners, JHMM Schmitt, (2002), Sobre la viabilidad de la detección de rotación diferencial en perfiles de absorción estelar, A&A 384 (1) 155–162 doi :10.1051/0004-6361:20011801

Enlaces externos

• http://www.astro.physik.uni-goettingen.de/~areiners/DiffRot/interactive.htm Una simulación de los efectos de la rotación diferencial en los perfiles de líneas de absorción estelares por Ansgar Reiners
• Explicación del aumento de la velocidad angular en la latitud ecuatorial debido al exceso de masa que llega desde el núcleo calentado