Rotação diferencial: diferenças entre revisões

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'''Rotação diferencial''' ocorre quando, em um objeto em [[Movimento de rotação|rotação]], as diferentes partes do mesmo se movem com [[velocidade angular|velocidades angulares]] diferentes, indicativo que o objeto em questão não é [[sólido]], mas sim, [[líquido]] ou [[gás|gasoso]], com partes que podem-se considerar independentes. A rotação diferencial assume um papel importante na dinâmica de [[estrela]]s gasosas.<ref>{{citar livro|autor=CHANDRASEKHAR, Subrahmanyan |título=An Introduction to the Study of Stellar Structure|autorlink=Subrahmanyan Chandrasekhar|ano= 1939|editora= Dover Publications, Inc}}</ref>
 
== Cálculo de Rotação diferencial ==
Para manchas solares observadas, a rotação diferencial pode ser calculada como:
:<math>\Omega=\Omega_{0}-\Delta\Omega \sin^{2}\Psi</math>
onde <math>\Omega_{0}</math> é a taxa de rotação no equador, e <math>\Delta\Omega=(\Omega_{0}-\Omega_\mathrm{pole})</math> é a diferença na [[velocidade angular]] entre o pólo e equador, chamada a força de [[Movimento de rotação|corte da rotação]]. <math>\Psi</math> é a latitude heliográfica, medida a partir da linha do equador.
* O recíproco do corte de rotação <math>\frac{2\pi}{\Delta\Omega}</math> é o tempo da volta, ou seja, o tempo que leva para o equador de fazer uma volta completa mais do que os pólos.
* A velocidade de rotação diferencial relativa é a razão de o corte à velocidade de rotação equatorial:
:<math>\alpha=\frac{\Delta\Omega}{\Omega_{0}}</math>
* A taxa de rotação [[Efeito Doppler|Doppler]] no Sol (medido a partir de linhas de absorção de deslocamento Doppler), pode ser aproximado como:
:<math>\frac{\Omega}{2\pi}(451.5-65.3\cos^{2}\theta - 66.7\cos^{4}\theta)</math>
onde <math>{\theta}</math> é a co-latitude (medida a partir dos pólos).
 
{{Referências}}