Rotacja różnicowa - Differential rotation

Rotację różnicową widać, gdy różne części obracającego się obiektu poruszają się z różnymi prędkościami kątowymi (szybkościami obrotu ) na różnych szerokościach geograficznych i / lub głębokościach ciała i / lub w czasie. Oznacza to, że obiekt nie jest trwały. W obiektach płynnych, takich jak dyski akrecyjne , prowadzi to do ścinania . Galaktyki i protogwiazdy zwykle wykazują rotację różnicową; przykłady w Układzie Słonecznym obejmują Słońce , Jowisz i Saturn .

Około 1610 roku Galileo Galilei zaobserwował plamy słoneczne i obliczył rotację Słońca . W 1630 roku Christoph Scheiner doniósł, że Słońce ma różne okresy rotacji na biegunach i na równiku, co jest zgodne ze współczesnymi wartościami.

Przyczyna rotacji różnicowej

Gwiazdy i planety obracają się przede wszystkim, ponieważ zachowanie momentu pędu zamienia przypadkowe dryfowanie części obłoku molekularnego , z którego się formują, w ruch obrotowy, gdy się łączą. Biorąc pod uwagę tę średnią rotację całego ciała, wewnętrzna rotacja różnicowa jest spowodowana konwekcją w gwiazdach, która jest ruchem masy, spowodowanym stromymi gradientami temperatury od jądra na zewnątrz. Ta masa przenosi część momentu pędu gwiazdy, redystrybuując w ten sposób prędkość kątową, być może nawet na tyle daleko, aby gwiazda straciła prędkość kątową w wiatrach gwiazdowych . Rotacja różnicowa zależy zatem od różnic temperatur w sąsiednich regionach.

Pomiar rotacji różnicowej

Istnieje wiele sposobów mierzenia i obliczania rotacji różnicowej w gwiazdach, aby sprawdzić, czy różne szerokości geograficzne mają różne prędkości kątowe. Najbardziej oczywiste jest śledzenie plam na powierzchni gwiazdy.

Wykonując heliosejsmologiczne pomiary słonecznych „modów p”, można wydedukować różnicową rotację. Słońce ma bardzo wiele modów akustycznych, które jednocześnie oscylują we wnętrzu, a odwrócenie ich częstotliwości może spowodować obrót wnętrza Słońca. Zależy to zarówno od głębokości, jak i (szczególnie) szerokości geograficznej.

Poszerzone kształty linii absorpcyjnych w widmie optycznym zależą od v _rot sin (i), gdzie i jest kątem między linią widzenia a osią obrotu, co pozwala na badanie składowej linii widzenia v _rot prędkości obrotowej . Oblicza się to z transformacji Fouriera kształtów linii, używając poniższego równania (2) dla v _rot na równiku i biegunach. Zobacz także wykres 2. Słoneczna rotacja różnicowa jest również widoczna na magnetogramach, obrazach pokazujących siłę i lokalizację słonecznych pól magnetycznych.

Być może uda się zmierzyć różnicę gwiazd, które regularnie emitują rozbłyski emisji radiowej. Korzystając z 7-letnich obserwacji ultracichnego karła M9 TVLM 513-46546, astronomowie byli w stanie zmierzyć subtelne zmiany w czasie nadejścia fal radiowych. Pomiary te pokazują, że fale radiowe mogą pojawić się 1–2 sekundy wcześniej czy później w sposób systematyczny na przestrzeni kilku lat. Na Słońcu obszary aktywne są częstym źródłem rozbłysków radiowych. Naukowcy doszli do wniosku, że efekt ten najlepiej wyjaśnić pojawianie się i znikanie aktywnych regionów na różnych szerokościach geograficznych, na przykład podczas cyklu plam słonecznych .

Skutki rotacji różnicowej

Oczekuje się, że gradienty w rotacji kątowej spowodowane redystrybucją pędu w warstwach konwekcyjnych gwiazdy będą głównym motorem generowania wielkoskalowego pola magnetycznego poprzez mechanizmy magneto-hydrodynamiczne (dynamo) w zewnętrznych powłokach. Interfejs między tymi dwoma regionami jest tam, gdzie gradienty obrotu kątowego są najsilniejsze, a zatem oczekuje się, że procesy z dynamo będą najbardziej wydajne.

Wewnętrzna rotacja różnicowa jest jedną z części procesów mieszania się gwiazd, mieszania materiałów i ciepła / energii gwiazd.

Rotacja różnicowa wpływa na widma linii absorpcji optycznej gwiazdy poprzez poszerzenie linii spowodowane przez linie z różnym przesunięciem Dopplera na powierzchni gwiazdy.

Słoneczna rotacja różnicowa powoduje ścinanie na tak zwanej tachoklinie. Jest to obszar, w którym rotacja zmienia się od różnicowej w strefie konwekcji do prawie obrotu ciała stałego we wnętrzu, przy 0,71 promienia słonecznego od środka.

Rotacja różnicowa powierzchni

Dla obserwowanych plam słonecznych rotację różnicową można obliczyć jako:

{\ Displaystyle \ Omega = \ Omega _ {0} - \ Delta \ Omega \ sin ^ {2} \ Psi}

gdzie jest prędkość obrotowa na równiku i jest różnicą prędkości kątowej między biegunem a równikiem, zwaną siłą ścinania obrotowego. to szerokość geograficzna heliograficzna mierzona od równika. ${\ displaystyle \ Omega _ {0}}$ ${\ Displaystyle \ Delta \ Omega = (\ Omega _ {0} - \ Omega _ {\ mathrm {biegun}})}$ ${\ displaystyle \ Psi}$

Odwrotność ścinania obrotowego to czas okrążenia, tj. Czas, w którym równik wykonuje pełne okrążenie więcej niż bieguny. ${\ Displaystyle {\ Frac {2 \ pi} {\ Delta \ Omega}}}$
Względna różnicowa prędkość obrotowa to stosunek ścinania obrotowego do prędkości obrotowej na równiku:

{\ Displaystyle \ alpha = {\ Frac {\ Delta \ Omega} {\ Omega _ {0}}}}

Szybkość rotacji Dopplera w Słońcu (mierzoną na podstawie linii absorpcyjnych z przesunięciem Dopplera) można oszacować jako:

{\ Displaystyle {\ Frac {\ Omega} {2 \ pi}} = (451,5-65,3 \ cos ^ {2} \ theta -66,7 \ cos ^ {4} \ theta)}

nHz

gdzie θ jest współszerokością geograficzną (mierzoną od biegunów).

Różnicowa rotacja Słońca

Rotacja wewnętrzna w Słońcu, wykazująca rotację różnicową w zewnętrznym obszarze konwekcyjnym i prawie równomierną rotację w centralnym obszarze promienistym.

Na Słońcu badanie oscylacji wykazało, że rotacja jest z grubsza stała w całym radiacyjnym wnętrzu i zmienia się wraz z promieniem i szerokością geograficzną w obrębie konwekcyjnej powłoki. Słońce ma równikową prędkość obrotu ~ 2 km / s; jego rotacja różnicowa oznacza, że prędkość kątowa maleje wraz ze wzrostem szerokości geograficznej. Bieguny wykonują jeden obrót co 34,3 dnia, a równik co 25,05 dnia, mierzone względem odległych gwiazd (rotacja gwiazdowa).

Silnie burzliwy charakter konwekcji słonecznej i anizotropie indukowane rotacją komplikują dynamikę modelowania. Skale dyssypacji molekularnej na Słońcu są co najmniej o sześć rzędów wielkości mniejsze niż głębokość powłoki konwekcyjnej. Bezpośrednia symulacja numeryczna konwekcji słonecznej musiałaby rozwiązać ten cały zakres skal w każdym z trzech wymiarów. W konsekwencji wszystkie modele rotacji różnicowej Słońca muszą obejmować pewne przybliżenia dotyczące pędu i transportu ciepła przez ruchy turbulentne, które nie są bezpośrednio obliczane. W związku z tym metody modelowania można sklasyfikować jako modele średniego pola lub symulacje dużych wirów zgodnie z przybliżeniami.

Różnicowa rotacja Drogi Mlecznej

Galaktyki dyskowe nie obracają się jak ciała stałe, lecz rotują inaczej. Prędkość obrotu jako funkcja promienia nazywana jest krzywą rotacji i jest często interpretowana jako pomiar profilu masy galaktyki, jako:

{\ Displaystyle v_ {c} (R) = {\ sqrt {\ Frac {GM (<R)} {R}}}}

gdzie

${\ displaystyle v_ {c} (R),}$ jest prędkością obrotową przy promieniu ${\ displaystyle R}$
${\ Displaystyle M (<R),}$ jest całkowitą masą zawartą w promieniu ${\ displaystyle R}$

Zobacz też

Bibliografia

^ Wolszczan, A .; Trasa, M. (10 czerwca 2014). „Analiza czasowa okresowych zmian jasności radiowej i optycznej karła ultracool, TVLM 513-46546”. The Astrophysical Journal . 788 : 23. arXiv : 1404,4682 . Bibcode : 2014ApJ ... 788 ... 23W . doi : 10.1088 / 0004-637X / 788/1/23 .

Dalsza lektura

Annu. Rev. Astron. Astrofie. 2003. 41: 599–643 doi : 10.1146 / annurev.astro.41.011802.094848 „ Wewnętrzny obrót Słońca ”
David F. Gray, Gwiezdne fotosfery; Obserwacje i analiza: wydanie trzecie , rozdział 8, Cambridge University Press, ISBN 978-0-521-85186-2
A. Reiners, JHMM Schmitt, (2002), O możliwości wykrycia rotacji różnicowej w profilach absorpcji gwiazd , A&A 384 (1) 155–162 doi : 10,1051 / 0004-6361: 20011801

Linki zewnętrzne

[1] Wolszczan, A .; Trasa, M. (10 czerwca 2014). „Analiza czasowa okresowych zmian jasności radiowej i optycznej karła ultracool, TVLM 513-46546”. The Astrophysical Journal . 788 : 23. arXiv : 1404,4682 . Bibcode : 2014ApJ ... 788 ... 23W . doi : 10.1088 / 0004-637X / 788/1/23 .

Languages

In other projects