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Articulo de referencia

resonancia de Lindblad

Los radios de las resonancias de Lindblad interna (ILR) y externa (OLR) m de un satélite en relación con la órbita del satélite, ubicadas en el círculo de corrotación (CC). Una ...

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Diagrama que muestra una vista rectangular amplia recortada del lado derecho del radio de la órbita de un satélite alrededor de un planeta, junto con los radios de sus resonancias de Lindblad internas (ILR) y externas (OLR). Una pequeña porción del lado derecho del planeta, coloreada en amarillo, es visible a la izquierda del diagrama. Las ILR están coloreadas en rojo y las OLR en azul. Las ILR parten de m=2, que está aproximadamente a medio camino entre el planeta y la órbita del satélite, y las ILR de orden superior se acercan entre sí a medida que se aproximan arbitrariamente al radio orbital del satélite. Las OLR parten de m=1, que está aproximadamente al doble de la distancia del planeta que del satélite, y las OLR de orden superior también se acercan entre sí a medida que se aproximan al radio orbital del satélite.
Los radios de las resonancias de Lindblad interna (ILR) y externa (OLR) m de un satélite en relación con la órbita del satélite, ubicadas en el círculo de corrotación (CC).

Una resonancia de Lindblad , llamada así por el astrónomo galáctico sueco Bertil Lindblad , [ 1 ] es una resonancia orbital en la que la frecuencia epicíclica de un objeto (la velocidad a la que un periapsis sigue a otro) es un múltiplo simple de alguna frecuencia de forzamiento . Las resonancias de este tipo tienden a aumentar la excentricidad orbital del objeto [ 2 ] y a hacer que su longitud de periapsis se alinee en fase con el forzamiento. Las resonancias de Lindblad impulsan ondas de densidad espirales [ 3 ] tanto en galaxias (donde las estrellas están sujetas al forzamiento de los propios brazos espirales) como en los anillos de Saturno (donde las partículas de los anillos están sujetas al forzamiento de las lunas de Saturno ).

Las resonancias de Lindblad afectan a las estrellas a distancias del centro de una galaxia de disco tales que la frecuencia natural de la componente radial de la velocidad orbital de una estrella es cercana a la frecuencia de los máximos del potencial gravitatorio encontrados durante su recorrido a través de los brazos espirales. Si la velocidad orbital de una estrella alrededor del centro galáctico es mayor que la de la parte del brazo espiral por la que está pasando, entonces ocurre una resonancia de Lindblad interna; si es menor, entonces una resonancia de Lindblad externa. [ 4 ] En una resonancia interna, la velocidad orbital de una estrella aumenta, moviendo la estrella hacia afuera, y disminuye para una resonancia externa causando un movimiento hacia adentro.

Referencias

  1. ↑ Binney, James; Tremaine, Scott (1988). Dinámica galáctica (Serie Princeton de astrofísica) . Princeton University Press . pág.  149. ISBN 978-0-691-08445-9.
  2. ↑ Miyama, Shoken M.; Tomisaka, Kohji; Hanawa, Tomoyuki (1999). Astrofísica numérica: actas de la Conferencia Internacional sobre Astrofísica Numérica de 1998 (NAP98) . Springer. pág. 162. ISBN  978-0-7923-5566-3.
  3. ↑ Johnstone, D. (2004). Formación estelar en el medio interestelar: en honor a David Hollenbach, Chris McKee y Frank Shu . Astronomical Society of the Pa. p. 73. ISBN  978-1-58381-185-6.
  4. ↑ Shu, Frank H. (1992). La física de la astrofísica: dinámica de gases . University Science Books. pág. 147. ISBN  978-0-935702-65-1.

Lecturas adicionales

  • Murray, CD y SF Dermott 1999, Dinámica del sistema solar (Cambridge: Cambridge University Press).
  • Joseph M. Hahn (2009). "Resonancias de Lindblad", La dinámica de los sistemas planetarios y los discos astrofísicos.
  • Ondas tridimensionales generadas en resonancias de Lindblad en discos térmicamente estratificados – Lubow y Ogilvie