미분회전

차등 회전은 회전하는 물체의 다른 부분이 다른 위도 및/또는 신체 및/또는 시간의 다른 깊이에서 다른 각도 속도(회전 속도)로 이동할 때 나타난다. 이것은 물체가 고체 상태가 아님을 나타낸다. 발작 디스크와 같은 유체 물체에서, 이것은 피복으로 이어진다. 은하와 원자는 보통 서로 다른 회전을 보여준다; 태양계의 예로는 태양, 목성, 토성이 있다.^{[citation needed]}

1610년경에 갈릴레오 갈릴레이는 태양 흑점을 관측하고 태양의 회전을 계산했다. 1630년 크리스토프 스키너(Christoph Scheiner)는 태양이 현대적 가치와 잘 일치하면서 극과 적도에서 서로 다른 회전 기간을 가졌다고 보고했다.^{[citation needed]}

미분회전 원인

별과 행성은 애초에 회전하는데, 각운동량의 보존은 그들이 형성하는 분자 구름의 일부를 그들이 합체하면서 회전운동으로 무작위로 표류하게 만들기 때문이다. 이러한 전신의 평균 회전을 감안할 때, 내부 미분 회전은 중심 바깥쪽에서부터의 가파른 온도 구배 때문에 질량의 운동인 별에서의 대류에 의해 발생한다. 이 질량은 항성의 각운동량의 일부를 전달하며, 따라서 각속도를 재분배하여 항성이 항성 바람에서 각속도를 상실할 수 있을 만큼 멀리 떨어져 있을 수 있다. 따라서 차등 회전은 인접 지역의 온도 차이에 따라 달라진다.

미분 회전 측정

위도에 따라 각도가 다른지 여부를 확인하기 위해 별에서 미분 회전을 측정하고 계산하는 방법은 여러 가지가 있다. 가장 분명한 것은 항성 표면에 있는 점들을 추적하는 것이다.

태양 "p-mode"의 태양계측정을 수행함으로써 미분회전을 추론할 수 있다. 태양은 실내에서 동시에 진동하는 음향 모드를 매우 많이 가지고 있으며, 주파수의 역전은 태양 내부의 회전을 산출할 수 있다. 이것은 깊이와 (특히) 위도 둘 다에 따라 달라진다.

광학 스펙트럼에서 흡수선의 확대된 형태는 vsin_rot(i)에 따라 달라지는데 여기서 i는 시선과 회전축 사이의 각도로서 회전속도의 가시선 성분 v에_rot 대한 연구가 가능하다. 이는 적도 및 극지방의 v에_rot 대해 아래의 등식 (2)를 사용하여 선 모양의 푸리에 변환으로부터 계산된다. 그림 2를 참조하십시오. 태양 차등 회전은 태양 자기장의 강도와 위치를 보여주는 이미지인 자석그램에서도 볼 수 있다.

규칙적으로 방사선의 플레어를 방출하는 별의 차이를 측정하는 것이 가능할 수 있다. M9 초경량 왜성 TVLM 513-46546에 대한 7년간의 관측을 이용하여 천문학자들은 전파가 도착하는 시간의 미묘한 변화를 측정할 수 있었다. 이러한 측정은 전파가 수년에 걸쳐 체계적인 방법으로 1~2초 후에 도착할 수 있음을 보여준다. 태양에서는 활동 지역이 전파 플레어의 일반적인 공급원이다. 연구원들은 태양 흑점 주기 동안 발생하는 것과 같이 다른 위도에서 떠오르고 사라지는 활동 지역에 의해 이러한 효과가 가장 잘 설명되었다고 결론지었다.^[1]

미분회전 효과

항성의 대류층 내에서 각운동량 재분배에 의해 발생하는 각 회전 구배는 외부 봉투에 있는 자기-유체역학(dynamo) 메커니즘을 통해 대규모 자기장을 생성하는 주요 동인이 될 것으로 예상된다. 이 두 영역 사이의 인터페이스는 각 회전 구배가 가장 강력하고 따라서 다이너모 프로세스가 가장 효율적일 것으로 예상되는 곳이다.

내부 미분 회전은 별의 재료와 열/에너지를 혼합하는 별의 혼합 공정의 한 부분이다.

차등 회전은 항성 표면에서 서로 다른 도플러-시프트 라인으로 인해 발생하는 라인 확대를 통해 항성 광학 흡수선 스펙트럼에 영향을 미친다.

태양열 미분 회전은 이른바 타코라인에서 전단을 일으킨다. 중심에서 0.71의 태양 반지름으로 대류 영역의 미분에서 내부에서는 거의 고체 몸체 회전으로 회전이 변화하는 지역이다.

표면 미분 회전

관측된 태양 흑점의 경우 차등 회전은 다음과 같이 계산할 수 있다.

\Oomega =\Oomega _{0}-\Delta \Oomega \sin ^{2}\PSI

where $\Omega _{0}$ is the rotation rate at the equator, and $\Delta \Omega =(\Omega _{0}-\Omega _{\mathrm {pole} })$ is the difference in angular velocity between pole and equator, called the strength of the rotational shear. $\Psi$ $\Psi$ 은 $\Psi$ (는) 적도에서 측정한 태양 위도다.

회전 전단 2 ${\frac {2\pi }{\Delta \Omega }}$ ${\frac {2\pi }{\Delta \Omega }}$ ${\$ 의 역수는 랩 타임, 즉 적도가 폴보다 더 많이 풀 랩을 하는 데 걸리는 시간이다 ${\frac {2\pi }{\Delta \Omega }}$ .
상대적 차등 회전율은 적도 회전율에 대한 회전 전단 비율이다.

\alpha ={\frac {\Delta \Oomega }{\Oomega _{0}}}}

태양에서 도플러 회전율(도플러-시프트 흡수선에서 측정)은 다음과 같이 근사하게 추정할 수 있다.

{\frac {\Omega }{2\pi }}=(451.5-65.3\cos ^{2}\theta -66.7\cos ^{4}\theta )

{\frac {\Omega }{2\pi }}=(451.5-65.3\cos ^{2}\theta -66.7\cos ^{4}\theta )

{\frac {\Omega }{2\pi }}=(451.5-65.3\cos ^{2}\theta -66.7\cos ^{4}\theta )

= (

{\frac {\Omega }{2\pi }}=(451.5-65.3\cos ^{2}\theta -66.7\cos ^{4}\theta )

5

{\frac {\Omega }{2\pi }}=(451.5-65.3\cos ^{2}\theta -66.7\cos ^{4}\theta )

-

{\frac {\Omega }{2\pi }}=(451.5-65.3\cos ^{2}\theta -66.7\cos ^{4}\theta )

.3

{\frac {\Omega }{2\pi }}=(451.5-65.3\cos ^{2}\theta -66.7\cos ^{4}\theta )

2

{\frac {\Omega }{2\pi }}=(451.5-65.3\cos ^{2}\theta -66.7\cos ^{4}\theta )

-

{\frac {\Omega }{2\pi }}=(451.5-65.3\cos ^{2}\theta -66.7\cos ^{4}\theta )

.7

{

) {\

displaystyle

{\

frac {\Oomega }{2

\pi

}}}=(451.5-65.

3\cos

^{2

}\

cos

^

-66.7\cos{4}}}}}}nHz

여기서 θ은 공칭(극으로부터 떨어져 있음)이다.

태양의 미분 회전

태양의 내부 회전, 외부 대류 영역에서 미분 회전, 중앙 복사 영역에서 거의 균일한 회전을 나타낸다.

태양에서 진동에 대한 연구는 전체 복사 내부 내에서 회전이 대략 일정하며 대류 외피 내에서 반지름과 위도를 갖는 변수가 있다는 것을 밝혀냈다. 태양은 적도 자전 속도가 약 2km/s이며, 그 차등 자전 속도는 위도 상승에 따라 각 속도가 감소한다는 것을 의미한다. 극은 원거리 항성(측면 회전)에 대해 측정했을 때 34.3일에 1회, 적도는 25.05일에 1회 회전한다.

회전에 의해 유발되는 태양 대류 및 비등변성의 매우 격동적인 성질은 모델링의 역동성을 복잡하게 한다. 태양의 분자 소산 척도는 대류 봉투의 깊이보다 최소 6배 더 작은 규모다. 태양 대류의 직접 수치 시뮬레이션은 3차원 각각에서 이 전체 범위의 척도를 해결해야 할 것이다. 따라서 모든 태양열 차동 회전 모델은 명시적으로 계산되지 않은 난류 운동에 의한 운동량 및 열 수송에 관한 일부 근사치를 포함해야 한다. 따라서 모델링 접근법은 근사치에 따라 평균 필드 모델 또는 큰 에디 시뮬레이션으로 분류할 수 있다.

은하수의 미분회전

원반 은하는 고체처럼 회전하지 않고 차등 회전한다. 반지름 함수로서의 회전 속도를 회전 곡선이라고 하며, 은하의 질량 프로파일을 다음과 같이 측정하는 것으로 해석되는 경우가 많다.

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

어디에

$v_{c}(R),$ $v_{c}(R),$ ( $v_{c}(R),$ ) $v_{c}(R),$ , $v_{c}(R),$ 은(는) 반경 $R$ $R$ 에서의 회전 속도다 $v_{c}(R),$ .
$M(<R),$ ( $M(<R),$ < $M(<R),$ ) $M(<R),$ , $M(<R),$ 은 $M(<R),$ (는) 반경 $R$ $R$ 내에 둘러싸인 총 질량이다.

참고 항목

참조

^ Wolszczan, A.; Route, M. (10 June 2014). "Timing Analysis of the Periodic Radio and Optical Brightness Variations of the Ultracool Dwarf, TVLM 513-46546". The Astrophysical Journal. 788: 23. arXiv:1404.4682. Bibcode:2014ApJ...788...23W. doi:10.1088/0004-637X/788/1/23.

추가 읽기

안누. 우주 비행사 목사님. 천체. 2003. 41:599–643 doi:10.1146/annurev.astro.41.011802.0948 "태양의 내부 회전"
데이비드 F. 회색, 스텔라 포토스피어; 다음에 대한 관찰 및 분석: 제3판 제8장 캠브리지 대학 출판부 ISBN 978-0-521-85186-2
A. 라이너, J. H. M. Schmitt, (2002) 항성 흡수 프로필에서 미분 회전 검출의 실현 가능성에 대해 A&A 384 (1) 155–162 doi:10.1051/0004-6361:20011801

외부 링크

[1] Wolszczan, A.; Route, M. (10 June 2014). "Timing Analysis of the Periodic Radio and Optical Brightness Variations of the Ultracool Dwarf, TVLM 513-46546". The Astrophysical Journal. 788: 23. arXiv:1404.4682. Bibcode:2014ApJ...788...23W. doi:10.1088/0004-637X/788/1/23.

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