Rotación diferencial
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 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 . [ cita requerida ]
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. [ cita requerida ]
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.
Hay muchas formas de medir y calcular la rotación diferencial en las estrellas para ver si las diferentes latitudes tienen diferentes velocidades angulares. El más obvio es el seguimiento de 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 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 de la componente v rot de la línea de visión de la velocidad de rotación . 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 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.
