Differentiell Rotatioun

Vun **Differentieller Rotatioun** (*Superrotatioun*) schwätzt ee wann d'Wénkelvitess vun engem Kierper oder System dee rotéiert, ofhängeg vum Breetegrad vum Observatiounspunkt oder senger Distanz vun der Rotatiounsachs eng aner ass, de Kierper sech also net iwwerall d'selwecht séier dréit. Dat ass bei Festkierper net méiglech.
 
## Beispiller

### Allgemeng
Zum Beispill hunn d'Uewerfläche vun der Sonn, vum Jupiter an dem Saturn eng differentiell Rotatioun. D'Regiounen, déi no um Equator sinn, dréie sech méi séier wéi déi am Beräich vun de Polen. Normalerweis hunn d'Galaxien, d'Akkretiounsscheiwen an d'Protostären och eng differentiell Rotatioun.

### Äerd
Déi differentiell Rotatioun tëscht Äerdkär an Äerdmantel gëtt als Folleg vu Stréimungen duerch de Geodynamo ugeholl, deen d'Äerdmagnéitfeld opbaut.

### Eist Sonnesystem
E Beispill fir eng differentiell Rotatioun ass d'Sonnesystem: bal déi ganz Mass ass am Zentralkierper – vun der Sonn – vereent an d'Planéite kreesen a Kreesbunnen (allgemeng: a Keplerbunnen) rondrëm d'Sonn. D'Gesetzer vum Kepler beschreiwen d'Beweegung: Wat e Kierper méi no bei der Zentralmass ass, wat hie sech méi séier beweege muss (souwuel Bunnvitess wéi och Wénkelvitess), wann hien op enger konstanter/stabiler Bunn bleiwe wëll. Fir déi Bunnen ergëtt sech:
:  v(r) = \sqrt{\frac{G M}{r}} = \frac{const}{\sqrt{r}} 
:*v*: Bunnvitess
:*G*: Gravitatiounskonstant
:*r*: grouss Hallefachs/Radius
:*M*: Sonnemass (Planéitemass vernoléissegbar géintiwwer *M*)

mat  v = \omega r  kënnt also:
:  \omega (r) = \frac{v(r)}{r} = \sqrt{\frac{G M}{r^3}}= \frac{const}{\sqrt{r^3}} 
: \omega: Wénkelvitess

Et ergëtt sech also:
:  v(r) \sim \frac{1}{\sqrt{r}} 
:  \omega (r) \sim \frac{1}{\sqrt{r^3}} 

### D'Eegerotatioun vun der Sonn a vun de Gasplanéiten
Bei der Sonn an de Gasplanéiten hunn déi equatorial Regiounen eng méi kuerz Rotatiounsperiod wéi d'Polen.

D'Ursaach ass warscheinlech, datt et sech net ëm starr Himmelskierper handelt an den Dréiimpuls wéinst thermesche Prozesser an d'Regioune mat dem gréisste Radius gedrängt gëtt, well all Matière, déi sech wéinst thermesche Beweegungen iwwerduerchschnëttlech séier an Ëmlafrichtung beweegt, duerch déi gläichzäiteg méi héich Zentrifugalkräften no baussen drängt.

### D'Mëllechstrooss

Am Joer 1927 hat den hollänneschen Astronom Jan Hendrik Oort gewisen, datt eis Galaxie, d'Mëllechstrooss, eng differentiell Rotatioun huet: d'Stären an der Géigend vum Zentrum hu méi eng grouss Wénkelvitess wéi déi vun de Bausseregiounen (Rotatiounsbou, Oort-Konstant).

Aus de Bunnvitesse loosse sech iwwer dem Newton säi Gravitatiounsgesetz Réckschlëss op d'Masseverdeelung an enger Galaxie zéien. Dobäi weist sech, datt d'Bunnvitess bannen an enger Galaxie no baussen hin net ofhëlt, wat wéinst der Verdeelung vun der visueller Matière unzehuele wier, bei e puer Galaxië gi se souguer méi grouss. D'Ënnerscheeder tëscht observéierte Bunnvitessen a berechente Wäerter féieren zum Schluss zu der Meenung, et misst nieft der visueller nach eng aner Form vu Matière, déi net visuell Donkel Matière ginn.
Eng aner Theorie versicht deen Ënnerscheed mat enger Modifikatioun vum Beweegungsgesetz vum Newton z'erklären (soug. Modifizéiert Newtonesch Dynamik).

## Literatur
* Günther Rüdiger: *Differential rotation and stellar convection – sun and solar-type stars.* Gordon and Breach, New York 1989, ISBN 2-88124-066-6
* Hans C. Zebedin: *Neue Versuche zur Bestimmung der differentiellen Rotation von Filamenten.* Diss., Univ. Graz 1993

## Um Spaweck
* http://www.astro.physik.uni-goettingen.de/~areiners/DiffRot/interactive.htm A simulation of the effects of differential rotation on stellar absorption-line profiles by Ansgar Reiners
* A. Reiners & J. H. M. M. Schmitt: On the feasibility of the detection of differential rotation in stellar absorption profiles, Astronomy & Astrophysics 384, 155-162 (2002) - 
* explanation of increased angular velocity at equatorial latitude due to overshoot of mass arriving from heated core

## Kuckt och