Diferencia entre revisiones de «Rotación estelar»
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Línea 192:
| publisher=Cambridge University Press
| url=http://assets.cambridge.org/97805217/72181/sample/9780521772181ws.pdf
| accessdate=
| id=ISBN 0-521-77218-4 }}</ref>
Esta relación lleva el nombre de '''Ley de Skumanich''', en honor al astrofísico [[Andrew P. Skumanich]], quien la descubrió en [[1972]].<ref>{{cite journal
Línea 214:
| year=1969 | volume=3 | pages=150–159
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1969Ap&SS...3..150N
| accessdate=
| doi=10.1007/BF00649601 }}</ref>
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Una [[estrella binaria cercana]] es una [[sistema binario (astronomía)|sistema binario]] en donde las dos estrellas orbitan entre sí con una separación media del mismo [[Anexo:Orden de magnitud|orden de magnitud]] que sus diámetros. A estas distancias, tienen lugar interacciones más complejas, como las [[fuerza de marea|fuerzas de marea]], [[transferencia de masa]] e incluso colisiones. Las interacciones de marea en un sistema binario cercano pueden causar la modificación de los parámetros orbitales y rotatorios; si bien el momento angular total del sistema se conserva, el momento angular de una de las componentes puede ser transferido por medio del [[período orbital]] y la velocidad de rotación.<ref name="aaa99">{{cite journal
| last=Hut | first=P.
| title=Tidal evolution in close binary systems
Línea 226 ⟶ 225:
| year=1999 | volume=99 | issue=1 | pages=126–140
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1981A&A....99..126H
| accessdate=
Cada una de las componentes de una estrella binaria cercano induce mareas en su compañera estelar debido a la [[gravedad|ataracción gravitatoria]]. Sin embargo, las protuberancias producidas pueden no estar perfectamente alineadas respecto a la dirección de la fuerza de la gravedad; en ese caso, la fuerza gravitatoria ejerce una componente de momento de fuerza, que comporta transferencia de momento angular. Esto provoca una continua evolución del sistema, aunque pueda aproximarse a una fase de equilibrio estable. El efecto puede ser más complejo en el caso en donde el [[eje de rotación]] no es perpendicular al [[plano orbital]].<ref name="aaa99"/>
En [[estrella binaria de contacto|binarias de contacto]] o binarias semidesprendidas, la transferencia de masa entre componentes puede suponer una transferencia significativa de momento angular. La componente en fase de acrecimiento puede alcanzar su velocidad de rotación crítica comenzando a perder masa a lo largo del ecuador.<ref>{{cite web
| author=Weaver, D.; Nicholson, M. | date=
| url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/39/text/
| title=One Star's Loss is Another's Gain: Hubble Captures Brief Moment in Life of Lively Duo
| publisher=NASA Hubble
| accessdate=2007-07-03 }}</ref>
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== Degenerate stars ==
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== Referencias ==
{{reflist|2}}
[[Categoría:Astrofísica estelar]]
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