Astrofizyczna rotacja

Sferycznie symetryczne modele nie uwzględniają fundamentalnej 
obserwacji: wszystkie ciała niebieskie obracają się! Aby 
uniknąć dosyć nieoczekiwanych komplikacji 
pojawiających się w ogólnym przypadku rotacji różnicowej (różniczkowej, ang: differential rotation), założymy, że rotacja jest sztywna (ang: uniform/rigid rotation), tj. odbywa się w taki sposób jak gdyby 
ciało było ciałem sztywnym, a prędkoś
ć kątowa Ω=const.

Jedyną dodatkową (oprócz grawitacji) siłą, 
jaka pojawia się na skutek takiej rotacji jest siła odśrodkowa. Równanie rónowagi przyjmuje postać:

h+Φg+Φc==C

gdzie potencjał odśrodkowy jest całką przyspieszenia ,,dośrodkowego’’:

Φc =- Integrate[Ω^2 r,r]/.r->Sqrt[x^2+y^2]

Omówimy teraz kilka fundamentalnych modeli wyjaśniających 
rolę rotacji w astrofizyce:

Wiadro Newtona

Elipsoida Maclaurina

Model Roche’a

Elipsoidy Jacobiego i Dedekinda