Resonancia de Lindblad Referencias Lecturas adicionales Enlaces externos Menú de navegaciónGalactic dynamics (Princeton series in astrophysics)Chapter 3, p. 149Numerical astrophysics: proceedings of the International Conference on Numerical Astrophysics 1998 (NAP98)Page 162Star formation in the interstellar medium: in honor of David Hollenbach, Chris McKee, and Frank ShuSnippet page 73 The Physics of Astrophysics: Gas dynamicsChapter 11, p. 147Ondas tridimensionales generadas en resonancias de Lindblad en discos térmicamente estratificados - Lubow y Ogilvie
Astrofísica
Bertil Lindbladresonancia orbitalfrecuencia epicíclicaápsidefrecuencia forzadaexcentricidad orbitallongitud del periastroondas de densidad espiralesgalaxiasanillos de Saturnosatélites de Saturnodisco galáctico
Animación de resonancias de Lindblad en coordenadas co-rotatorias. La animación muestra las órbitas epicíclicas de las estrellas en una galaxia con un potencial de modelado log (r).
Una resonancia de Lindblad, llamada así por el astrónomo galáctico sueco Bertil Lindblad (1895-1965),[1] es un tipo de resonancia orbital en el que la frecuencia epicíclica de un objeto (la velocidad a la que un ápside sigue a otro) es un múltiplo simple de alguna frecuencia forzada. Las resonancias de este tipo tienden a aumentar la excentricidad orbital[2] del objeto y a hacer que su longitud del periastro se alinee en fase con el objeto por el que es forzado. Las resonancias de Lindblad producen ondas de densidad espirales[3] tanto en las galaxias (donde las estrellas están sujetas a períodos forzados por los propios brazos de la espiral) como en los anillos de Saturno (donde las partículas de los anillos están sujetas a movimientos forzados por los satélites de Saturno).
Las resonancias de Lindblad afectan a estrellas situadas a grandes distancias del centro de un disco galáctico, donde la frecuencia natural de la componente radial de la velocidad orbital de una estrella se acerca a la frecuencia de los máximos gravitacionales 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 a través del que está pasando, entonces se produce una resonancia interna de Lindblad. Si la velocidad es más pequeña, entonces se habla de una resonancia externa de Lindblad.[4] En una resonancia interna, la velocidad orbital de una estrella aumenta, desplazándose hacia el exterior. En el caso de una resonancia externa, su velocidad disminuye, lo que causa un desplazamiento hacia adentro.
Referencias
↑ Binney, James; Tremaine, Scott (1988). Galactic dynamics (Princeton series in astrophysics). Princeton University Press. p. 149. ISBN 0-691-08445-9. , Chapter 3, p. 149
↑ Miyama, Shoken M.; Tomisaka, Kohji; Hanawa, Tomoyuki (1999). Numerical astrophysics: proceedings of the International Conference on Numerical Astrophysics 1998 (NAP98). Springer. p. 162. ISBN 0-7923-5566-0. , Page 162
↑ Johnstone, D. (2004). Star formation in the interstellar medium: in honor of David Hollenbach, Chris McKee, and Frank Shu. Astronomical Society of the Pa. p. 73. ISBN 1-58381-185-0. , Snippet page 73
↑ Shu, Frank H. (1992). The Physics of Astrophysics: Gas dynamics. University Science Books. p. 147. ISBN 0-935702-65-2. , Chapter 11, p. 147
Lecturas adicionales
- Murray, C.D. y S.F. Dermott 1999, Dinámica del Sistema Solar (Cambridge: Cambridge University Press).
Enlaces externos
- Ondas tridimensionales generadas en resonancias de Lindblad en discos térmicamente estratificados - Lubow y Ogilvie
