b'\n_START_ARTICLE_\nRotaci\xc3\xb3n estelar\n_START_PARAGRAPH_\nSe denomina rotaci\xc3\xb3n estelar al movimiento angular de una estrella alrededor de su eje. La velocidad de rotaci\xc3\xb3n puede ser medida a partir del espectro de la estrella o bien observando el desplazamiento de rasgos distintivos en su superficie._NEWLINE_La rotaci\xc3\xb3n estelar produce una protuberancia ecuatorial causada por la fuerza centr\xc3\xadfuga. Al no ser las estrellas cuerpos s\xc3\xb3lidos, se encuentran sometidas a rotaci\xc3\xb3n diferencial. De esta forma, el ecuador de la estrella puede girar a una velocidad angular diferente que las latitudes m\xc3\xa1s altas. La diferencia en la velocidad de rotaci\xc3\xb3n dentro de una misma estrella puede desempe\xc3\xb1ar un papel significativo en la formaci\xc3\xb3n del campo magn\xc3\xa9tico estelar.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_El campo magn\xc3\xa9tico de una estrella interact\xc3\xbaa con el viento estelar. A medida que el viento se aleja de la estrella, su velocidad angular disminuye. La interacci\xc3\xb3n entre el campo magn\xc3\xa9tico y el viento estelar va creando una resistencia para la rotaci\xc3\xb3n estelar. Como consecuencia de ello, existe una transferencia de momento angular desde la estrella hacia el viento, lo que con el tiempo gradualmente reduce la velocidad de rotaci\xc3\xb3n de la estrella.\n_START_SECTION_\nMedida\n_START_PARAGRAPH_\nA menos que una estrella sea observada en direcci\xc3\xb3n a su polo, las distintas secciones de su superficie muestran un cierto movimiento de acercamiento o alejamiento respecto al observador. La componente de movimiento en direcci\xc3\xb3n al observador recibe el nombre de velocidad radial. Aquella parte de la superficie con una componente de velocidad radial hacia el observador, produce un aumento en la frecuencia de la radiaci\xc3\xb3n emitida, en virtud del efecto Doppler; asimismo, la regi\xc3\xb3n cuya componente se aleja del observador provoca una disminuci\xc3\xb3n en la frecuencia. Al observar las l\xc3\xadneas de absorci\xc3\xb3n de una estrella, este cambio de frecuencia al final de cada espectro produce un ensanchamiento de la l\xc3\xadnea.\xe2\x80\x8b No obstante, este ensanchamiento debe ser estudiado cuidadosamente ya que existen otros factores que tambi\xc3\xa9n aumentan la anchura de las l\xc3\xadneas._NEWLINE_La componente de la velocidad radial observada por el ensanchamiento de l\xc3\xadnea, depende de la inclinaci\xc3\xb3n del eje de la estrella respecto a la l\xc3\xadnea de visi\xc3\xb3n. Dicho valor viene dado por , donde v\xe2\x82\x91 es la velocidad de rotaci\xc3\xb3n en el ecuador, e i es la inclinaci\xc3\xb3n. Sin embargo, i no siempre es conocida, por lo que en muchos casos s\xc3\xb3lo se conoce el valor m\xc3\xadnimo para la velocidad de rotaci\xc3\xb3n de la estrella. Es decir, si i no es un \xc3\xa1ngulo recto, entonces la velocidad real es mayor que .\xe2\x80\x8b Este valor es conocido como velocidad de rotaci\xc3\xb3n proyectada._NEWLINE_En estrellas gigantes, la microturbulencia atmosf\xc3\xa9rica puede producir un ensanchamiento en las l\xc3\xadneas mucho mayor que el imputable a la rotaci\xc3\xb3n, enmascarando la se\xc3\xb1al. sin embargo, existe otra forma de aproximaci\xc3\xb3n al problema que hace uso del efecto de microlente gravitacional. Ello tiene lugar cuando un objeto masivo pasa delante de una estrella m\xc3\xa1s distante, funcionando como una lente, ampliando la imagen durante un breve per\xc3\xadodo. El mayor detalle en la informaci\xc3\xb3n recopilada durante dicho evento permite distinguir los efectos de la microturbulencia de los de la rotaci\xc3\xb3n.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Por otra parte, si una estrella muestra actividad en su superficie del tipo de manchas estelares, dichos rasgos pueden utilizarse para estimar su per\xc3\xadodo de rotaci\xc3\xb3n. No obstante, estas manchas pueden formarse en posiciones distintas al ecuador y emigrar luego a trav\xc3\xa9s de diferentes latitudes en el curso de su vida \xc3\xbatil; es por ello que la rotaci\xc3\xb3n diferencial de una estrella puede dar lugar a medidas dispares. Dado que frecuentemente la actividad magn\xc3\xa9tica estelar est\xc3\xa1 asociada a altas velocidades de rotaci\xc3\xb3n, puede emplearse esta t\xc3\xa9cnica ante estrellas de estas caracter\xc3\xadsticas.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_El estudio de manchas estelares ha puesto de manifiesto que, de hecho, \xc3\xa9stas pueden variar la velocidad de rotaci\xc3\xb3n estelar, ya que el flujo de gases se ve modificado por el campo magn\xc3\xa9tico.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nProtuberancia ecuatorial\n_START_PARAGRAPH_\nLa rotaci\xc3\xb3n estelar produce una fuerza centr\xc3\xadfuga neta en direcci\xc3\xb3n perpendicular al eje. En el polo dicha fuerza centr\xc3\xadfuga es nula, por lo que la fuerza gravitatoria de la estrella no tiene oposici\xc3\xb3n. Sin embargo, alrededor del ecuador la fuerza centr\xc3\xadfuga es distinta a cero y en parte se opone a la fuerza gravitatoria. A fin de equilibrar la diferencia de fuerzas netas entre el polo y el ecuador, la superficie de la estrella se abulta a lo largo del ecuador y la estrella adquiere la forma de un esferoide oblato. Esta deformaci\xc3\xb3n tambi\xc3\xa9n provoca el oscurecimiento gravitatorio en el ecuador, descrito por el teorema de von Zeipel._NEWLINE_Un ejemplo extremo de protuberancia ecuatorial tiene lugar en la estrella Regulus A (\xce\xb1 Leonis A). Con un per\xc3\xadodo de rotaci\xc3\xb3n de 15,9 horas, la velocidad de rotaci\xc3\xb3n medida en su ecuador es de 317 \xc2\xb1 3 km/s, que equivale al 86% de la velocidad a la cual la estrella se desintegrar\xc3\xada. El radio ecuatorial de esta estrella es un 32% m\xc3\xa1s grande que el radio polar.\xe2\x80\x8b Otras estrellas que rotan r\xc3\xa1pidamente son \xce\xb8 Coronae Borealis A, \xce\xb1 Arae y Achernar (\xce\xb1 Eridani)._NEWLINE_La velocidad de desintegraci\xc3\xb3n de una estrella es una expresi\xc3\xb3n utilizada para describir el caso en el cual la fuerza centr\xc3\xadfuga en el ecuador es igual a la fuerza gravitatoria. Para que una estrella sea estable, su velocidad de rotaci\xc3\xb3n ha de ser inferior a este valor.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nRotaci\xc3\xb3n diferencial\n_START_PARAGRAPH_\nEn estrellas como el Sol, se observa rotaci\xc3\xb3n diferencial cuando la velocidad angular var\xc3\xada con la latitud. Aunque habitualmente la velocidad angular disminuye al aumentar la latitud, tambi\xc3\xa9n se ha observado el caso opuesto, como en la estrella HD 31993.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b AB Doradus ha sido la primera estrella distinta del Sol cuyo mapa de rotaci\xc3\xb3n estelar ha sido trazado en detalle.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_\xe2\x80\x8b_NEWLINE_El mecanismo subyacente causante de la rotaci\xc3\xb3n diferencial es la convecci\xc3\xb3n turbulenta dentro de la estrella. El movimiento de convecci\xc3\xb3n lleva la energ\xc3\xada hacia la superficie por el movimiento del plasma. Esta masa de plasma lleva una parte de la velocidad angular de la estrella. Cuando ocurre la turbulencia por cizalladura y rotaci\xc3\xb3n, el momento angular puede ser redistribuido por diferentes latitudes a trav\xc3\xa9s del flujo meridional.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Se piensa que las interfaces entre regiones con marcadas diferencias en su rotaci\xc3\xb3n son sitios eficaces para los procesos de d\xc3\xadnamo que generan el campo magn\xc3\xa9tico estelar. Tambi\xc3\xa9n existe una interacci\xc3\xb3n compleja entre la distribuci\xc3\xb3n de la rotaci\xc3\xb3n en una estrella y su campo magn\xc3\xa9tico, con la conversi\xc3\xb3n de la energ\xc3\xada magn\xc3\xa9tica en energ\xc3\xada cin\xc3\xa9tica, modificando la distribuci\xc3\xb3n de la velocidad.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nEstrellas binarias cercanas\n_START_PARAGRAPH_\nUna estrella binaria cercana es una sistema binario en donde las dos estrellas orbitan entre s\xc3\xad con una separaci\xc3\xb3n media del mismo orden de magnitud que sus di\xc3\xa1metros. A estas distancias, tienen lugar interacciones m\xc3\xa1s complejas, como las fuerzas de marea, transferencia de masa e incluso colisiones. Las interacciones de marea en un sistema binario cercano pueden causar la modificaci\xc3\xb3n de los par\xc3\xa1metros 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 per\xc3\xadodo orbital y la velocidad de rotaci\xc3\xb3n.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Cada una de las componentes de una estrella binaria cercano induce mareas en su compa\xc3\xb1era estelar debido a la ataracci\xc3\xb3n gravitatoria. Sin embargo, las protuberancias producidas pueden no estar perfectamente alineadas respecto a la direcci\xc3\xb3n 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 evoluci\xc3\xb3n del sistema, aunque pueda aproximarse a una fase de equilibrio estable. El efecto puede ser m\xc3\xa1s complejo en el caso en donde el eje de rotaci\xc3\xb3n no es perpendicular al plano orbital.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_En 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 rotaci\xc3\xb3n cr\xc3\xadtica comenzando a perder masa a lo largo del ecuador.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nEstrellas degeneradas\n_START_PARAGRAPH_\nDespu\xc3\xa9s de que una estrella haya terminado la fusi\xc3\xb3n termonuclear en su interior, evoluciona hacia una estrella compacta formada por materia degenerada. Durante este proceso las dimensiones de la estrella se reducen considerablemente, lo que puede ocasionar un aumento de la velocidad angular.\n_START_SECTION_\nEnanas blancas\n_START_PARAGRAPH_\nUna enana blanca es una estrella constituida por los productos sintetizados mediante fusi\xc3\xb3n termonuclear durante la etapa anterior de su vida, pero carece de masa suficiente para quemar aquellos elementos m\xc3\xa1s masivos. Es un cuerpo compacto que se mantiene estable por el equilibrio que subsiste tras el colapso gravitatorio por un efecto cu\xc3\xa1ntico conocido como presi\xc3\xb3n degenerativa de electrones. Generalmente las enanas blancas poseen una velocidad de rotaci\xc3\xb3n bastante baja, bien por la ralentizaci\xc3\xb3n de la rotaci\xc3\xb3n, o bien por haberse desprendido del momento angular al perder la estrella progenitora sus capas exteriores\xe2\x80\x8b (fases de protonebulosa planetaria y nebulosa planetaria)._NEWLINE_Una enana blanca de rotaci\xc3\xb3n lenta no puede exceder el l\xc3\xadmite de Chandrasekhar de 1,44 masas solares sin colapsar formando una estrella de neutrones o explotando como una supernova de tipo Ia. Una vez alcanzada esta masa, bien por acrecimiento o bien por colisi\xc3\xb3n, la fuerza gravitatoria supera la presi\xc3\xb3n ejercida por los electrones. Por el contrario, si la enana blanca gira r\xc3\xa1pidamente, la fuerza centr\xc3\xadfuga en el ecuador puede compensar la fuerza gravitatoria y permitir que su masa exceda el l\xc3\xadmite de Chandrasekhar. Esta r\xc3\xa1pida rotaci\xc3\xb3n puede provenir, por ejemplo, de un aumento de masa que resulte en una transferencia de momento angular.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nEstrellas de neutrones\n_START_PARAGRAPH_\nUna estrella de neutrones es un remanente estelar de gran densidad formado principalmente por neutrones. La masa de esta clase de objetos est\xc3\xa1 comprendida entre 1,35 y 2,1 masas solares. Como consecuencia del colapso gravitatorio, una estrella de neutrones reci\xc3\xa9n formada puede tener una elevada velocidad de rotaci\xc3\xb3n, del orden de miles de rotaciones por segundo.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Los pulsares son estrellas de neutrones que rotan a gran velocidad y que poseen un campo magn\xc3\xa9tico intenso. Desde sus polos magn\xc3\xa9ticos emiten un estrecho haz de radiaci\xc3\xb3n electromagn\xc3\xa9tica; si el barrido del haz est\xc3\xa1 orientado en direcci\xc3\xb3n al Sistema Solar, el pulsar produce un pulso peri\xc3\xb3dico que puede ser detectado desde la Tierra. La energ\xc3\xada irradiada por el campo magn\xc3\xa9tico gradualmente ralentiza la velocidad de rotaci\xc3\xb3n, de modo que en los pulsares m\xc3\xa1s antiguos transcurren varios segundos entre cada pulso.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nAgujeros negros\n_START_PARAGRAPH_\nUn agujero negro es un objeto cuyo campo gravitatorio es suficientemente grande para impedir que escape la luz._NEWLINE_Al formarse por el colapso de una masa en rotaci\xc3\xb3n, conserva todo el momento angular que no se ha perdido en forma de gas eyectado. Esta rotaci\xc3\xb3n hace que un volumen alrededor del agujero negro en forma de esferoide oblato, que recibe el nombre de ergosfera, sea arrastrado alrededor del mismo. La masa que cae en este volumen gana energ\xc3\xada y una parte de dicha masa puede ser expulsada sin que caiga al agujero negro. Al expulsar masa, el agujero negro pierde momento angular por el Proceso Penrose.\xe2\x80\x8b La medida de la velocidad de rotaci\xc3\xb3n de un agujero negro ha resultado ser tan elevada como el 98,7% de la velocidad de la luz.\xe2\x80\x8b'