◙ ROTAÇÃO DIFERENCIAL DO SOL

Rotação Diferencial / Differential Rotation

A rotação diferencial do Sol significa que ele não gira como um corpo rígido, mas de forma desigual, pois sua natureza de gás e plasma permite que diferentes partes girem em velocidades diferentes. A região equatorial completa uma rotação mais rapidamente (cerca de 24,5 dias) do que as regiões polares (cerca de 38 dias). Esse movimento assimétrico estica e distorce as linhas do campo magnético solar, o que está relacionado à atividade solar, como manchas solares, erupções solares e ejeções de massa coronal. 

Pela sua composição gasosa, o Sol gira como corpo fluído (não rígido). O período de rotação varia com a latitude: mínimo no equador (onde a velocidade de rotação é máxima); máximo nos polos (onde a velocidade de rotação é mínima).

A rotação diferencial é observada quando diferentes partes de um objeto em rotação se movem com diferentes velocidades angulares (ou taxas de rotação) em diferentes latitudes e/ou profundidades do corpo e/ou ao longo do tempo. Isso indica que o objeto não é rígido. Em objetos fluidos, como discos de acreção, isso leva ao cisalhamento. Galáxias e protoestrelas geralmente apresentam rotação diferencial; exemplos no Sistema Solar incluem o Sol, Júpiter e Saturno.

Por volta do ano de 1610, Galileu Galilei observou manchas solares e calculou a rotação do Sol. Em 1630, Christoph Scheiner relatou que o Sol tinha diferentes períodos de rotação nos polos e no equador, em boa concordância com os valores modernos.

Causa

Estrelas e planetas giram, em primeiro lugar, porque a conservação do momento angular transforma a deriva aleatória de partes da nuvem molecular da qual se formam em movimento rotacional à medida que se aglutinam. Dada essa rotação média de todo o corpo, a rotação diferencial interna é causada pela convecção em estrelas, que é um movimento de massa devido a gradientes acentuados de temperatura do núcleo para fora. Essa massa carrega uma parte do momento angular da estrela, redistribuindo assim a velocidade angular, possivelmente até mesmo para longe o suficiente para que a estrela perca velocidade angular em ventos estelares. A rotação diferencial, portanto, depende das diferenças de temperatura em regiões adjacentes.

Medição

Existem muitas maneiras de medir e calcular a rotação diferencial em estrelas para verificar se diferentes latitudes têm velocidades angulares diferentes. A mais óbvia é rastrear pontos na superfície estelar.

O alargamento das linhas de absorção no espectro óptico é uma manifestação do efeito Doppler, que permite medir a velocidade de rotação do Sol. A rotação diferencial solar, onde diferentes latitudes giram em velocidades diferentes, também é observada e confirmada através do movimento de estruturas magnéticas, como as manchas solares, em magnetogramas. 

Alargamento das Linhas de Absorção e Rotação

• Princípio do Efeito Doppler: Devido à rotação do Sol, o lado que se aproxima do observador tem sua luz deslocada para comprimentos de onda mais curtos (azul), enquanto o lado que se afasta tem sua luz deslocada para comprimentos de onda mais longos (vermelho).

• Alargamento da Linha: Como a superfície visível do Sol (fotosfera) tem partes se movendo em diferentes velocidades relativas à linha de visada, a superposição de todos esses deslocamentos Doppler resulta em um alargamento das linhas de absorção no espectro óptico.

• Componente da Velocidade de Rotação (Vrot . sin(i)): Apenas a componente da velocidade de rotação na direção da linha de visada, dada por Vrot . sin(i) [onde (i) é o ângulo entre a linha de visada e o eixo de rotação], pode ser medida diretamente.

Rotação Diferencial em Magnetogramas

• Magnetogramas: São imagens especializadas que mapeiam a intensidade e a polaridade dos campos magnéticos na superfície do Sol (fotosfera).

• Observação da Rotação Diferencial: Estruturas magnéticas, como manchas solares e regiões ativas, estão presas ao plasma solar. Ao rastrear essas estruturas nos magnetogramas ao longo de vários dias, observa-se que as feições próximas ao equador (baixas latitudes) movem-se mais rapidamente do que as feições em latitudes mais altas (próximas aos polos).

• Períodos de Rotação: O período de rotação no equador solar é de aproximadamente 25 dias terrestres, enquanto perto dos polos é de cerca de 36 dias.

Portanto, tanto a análise espectroscópica do alargamento das linhas de absorção quanto o rastreamento de feições em magnetogramas são métodos complementares que confirmam a natureza da rotação diferencial do Sol.

Efeitos

Espera-se que os gradientes na rotação angular causados ​​pela redistribuição do momento angular dentro das camadas convectivas de uma estrela sejam o principal fator na geração do campo magnético em larga escala, por meio de mecanismos magneto-hidrodinâmicos (dínamo) nos envelopes externos. A interface entre essas duas regiões é onde os gradientes de rotação angular são mais fortes e, portanto, onde se espera que os processos de dínamo sejam mais eficientes.

• A rotação diferencial interna é uma parte dos processos de mistura em estrelas, misturando os materiais e o calor/energia das estrelas.

• A rotação diferencial afeta os espectros de linhas de absorção óptica estelar por meio do alargamento das linhas causado por linhas com diferentes deslocamentos Doppler na superfície estelar.

• A rotação diferencial solar causa cisalhamento na chamada taquoclina. Esta é uma região onde a rotação muda de diferencial na zona de convecção para uma rotação quase de corpo sólido no interior, a 0,71 raio solar do centro.

Nível de superfície

Para manchas solares observadas, a rotação diferencial pode ser calculada como:

Sol / Sun

Formato das linhas de campo solar no decorrer do tempo.

No Sol, o estudo das oscilações revelou que a rotação é aproximadamente constante em todo o interior radiativo e variável com o raio e a latitude dentro do envelope convectivo. O Sol tem uma velocidade de rotação equatorial de ~2 km/s; sua rotação diferencial implica que a velocidade angular diminui com o aumento da latitude. Os polos realizam uma rotação a cada 34,3 dias e o equador a cada 25,05 dias, conforme medido em relação a estrelas distantes (rotação sideral).

A natureza altamente turbulenta da convecção solar e as anisotropias induzidas pela rotação complicam a dinâmica da modelagem. As escalas de dissipação molecular no Sol são pelo menos seis ordens de magnitude menores que a profundidade do envelope convectivo. Uma simulação numérica direta da convecção solar teria que resolver toda essa gama de escalas em cada uma das três dimensões. Consequentemente, todos os modelos de rotação diferencial solar devem envolver algumas aproximações relativas ao momento e ao transporte de calor por movimentos turbulentos que não são explicitamente computadas. Assim, as abordagens de modelagem podem ser classificadas como modelos de campo médio ou simulações de grandes turbilhões, de acordo com as aproximações.

Discos Galácticos

Discos Galácticos não giram como corpos sólidos, mas sim de forma diferencial. A curva de rotação galáctica é frequentemente interpretada como uma medida do perfil de massa de uma galáxia, pois a velocidade de rotação de suas estrelas em diferentes distâncias do centro é usada para inferir a quantidade e distribuição de massa presente. A discrepância entre as curvas de rotação observadas e as previsões baseadas apenas na matéria visível levou à hipótese da existência de matéria escura, que compõe uma parte significativa da massa total da galáxia e se estende até o halo. 

• Diferença com o Sistema Solar: Ao contrário do Sistema Solar, onde a velocidade orbital diminui à medida que a distância do Sol aumenta (seguindo as leis de Kepler), as estrelas nas partes externas das galáxias espirais giram muito mais rápido do que o esperado. Isso indica que há mais massa do que a matéria visível (estrelas, gás e poeira) pode explicar.

• Matéria escura: A presença de matéria escura, que não emite luz, mas possui massa, é a explicação mais aceita para a velocidade de rotação observada.

• Distribuição de massa: A curva de rotação de uma galáxia pode ser decomposta nas contribuições individuais do bojo, disco e halo para determinar a massa de cada componente e seu perfil de massa.

• Cálculo da massa: A relação entre a velocidade orbital (v), a distância ao centro (r) e a massa contida dentro dessa órbita (M) é dada pela lei da gravitação de Newton: M(r) = (v² . r) / G, onde (G) é a constante gravitacional. Analisando a curva de rotação observada, os astrônomos podem calcular o perfil de massa e deduzir a distribuição de matéria visível e escura.

*     *     *     *     *