Diferansiyel dönüş - Differential rotation

Diferansiyel dönüş , dönen bir nesnenin farklı parçaları , gövdenin farklı enlemlerinde ve / veya derinliklerinde ve / veya zaman içinde farklı açısal hızlarla ( dönme hızları) hareket ettiğinde görülür . Bu, nesnenin katı olmadığını gösterir. Gibi akışkan nesneler, içinde toplanma diskleri , bu potansiyel makaslama . Galaksiler ve ilk yıldızlar genellikle farklı rotasyon gösterirler; örnekler Güneş Sistemi'nin dahil Sun , Jüpiter ve Satürn .

1610 yılı civarında, Galileo Galilei güneş lekelerini gözlemledi ve Güneş'in dönüşünü hesapladı . 1630'da Christoph Scheiner , Güneş'in kutuplarda ve ekvatorda farklı dönme periyotlarına sahip olduğunu ve modern değerlerle uyumlu olduğunu bildirdi.

Diferansiyel dönüşün nedeni

Yıldızlar ve gezegenler ilk etapta dönerler çünkü açısal momentumun korunması , moleküler bulutun oluşturdukları parçalarının rastgele sürüklenmesini birleştikçe dönen harekete dönüştürür. Tüm vücudun bu ortalama dönüşü göz önüne alındığında, iç diferansiyel dönmeye, çekirdekten dışarıya doğru dik sıcaklık değişimlerinden kaynaklanan bir kütle hareketi olan yıldızlarda konveksiyon neden olur . Bu kütle yıldızın açısal momentumunun bir kısmını taşır, böylece açısal hızı yeniden dağıtır, hatta yıldız rüzgarlarında açısal hızı kaybetmesi için muhtemelen yeterince uzağa . Diferansiyel dönüş bu nedenle bitişik bölgelerdeki sıcaklık farklılıklarına bağlıdır.

Diferansiyel dönüşün ölçülmesi

Farklı enlemlerin farklı açısal hızlara sahip olup olmadığını görmek için yıldızlarda diferansiyel dönüşü ölçmenin ve hesaplamanın birçok yolu vardır. En belirgin olanı yıldız yüzeyindeki izleme noktalarıdır.

Solar "p-modlarının" heliosismolojik ölçümleri yaparak , diferansiyel dönüşü çıkarmak mümkündür. Güneş, iç kısımda eşzamanlı olarak salınan çok sayıda akustik moda sahiptir ve frekanslarının tersine çevrilmesi, güneşin iç kısmının dönüşünü sağlayabilir. Bu hem derinliğe hem de (özellikle) enleme göre değişir.

Optik spektrumdaki genişletilmiş soğurma çizgileri şekilleri v _rot sin (i) 'ye bağlıdır ; burada i , görüş hattı ile dönme ekseni arasındaki açıdır ve dönme hızının görüş hattı bileşeni v _rot çalışmasına izin verir . Bu, ekvator ve kutuplarda v _rot için aşağıdaki denklem (2) kullanılarak çizgi şekillerinin Fourier dönüşümlerinden hesaplanır . Ayrıca 2. grafiğe bakın. Güneşin diferansiyel dönüşü, manyetik diyagramlarda, güneş manyetik alanlarının gücünü ve konumunu gösteren görüntüler olarak da görülür.

Düzenli olarak radyo emisyonu parlamaları yayan yıldızların farklılığını ölçmek mümkün olabilir. Gökbilimciler , M9 ultra soğuk cüce TVLM 513-46546'nın 7 yıllık gözlemlerini kullanarak , radyo dalgalarının geliş zamanlarındaki ince değişiklikleri ölçebildiler. Bu ölçümler, radyo dalgalarının birkaç yıl içinde sistematik bir şekilde 1–2 saniye er ya da geç ulaşabileceğini göstermektedir. Güneşte, aktif bölgeler radyo parlamalarının yaygın kaynaklarıdır. Araştırmacılar bu etkinin en iyi gelişen ve güneş esnasında meydana geldiği üzere, farklı enlemlerde kaybolan aktif bölgelere göre açıklandı sonucuna güneş lekesi döngüsü .

Diferansiyel dönüşün etkileri

Bir yıldızın konvektif katmanları içinde açısal momentumun yeniden dağılımının neden olduğu açısal dönme gradyanlarının, dış zarflardaki manyeto-hidrodinamik (dinamo) mekanizmalar aracılığıyla büyük ölçekli manyetik alanı oluşturmada ana itici güç olması beklenir. Bu iki bölge arasındaki arayüz, açısal dönüş gradyanlarının en güçlü olduğu ve dolayısıyla dinamo işlemlerinin en verimli olmasının beklendiği yerdir.

İç diferansiyel dönme, yıldızların malzemeleri ve yıldızların ısısını / enerjisini karıştıran, yıldızlardaki karıştırma işlemlerinin bir parçasıdır.

Diferansiyel dönüş , yıldız yüzeyinde farklı Doppler kayması olan çizgilerin neden olduğu çizgi genişlemesi yoluyla yıldız optik soğurma çizgisi spektrumlarını etkiler .

Güneşin diferansiyel rotasyonu, takoklinde kaymaya neden olur. Bu, merkezden 0.71 güneş yarıçapında, dönüşün konveksiyon bölgesindeki diferansiyelden iç kısımdaki neredeyse katı cisim dönüşüne değiştiği bir bölgedir.

Yüzey diferansiyel dönüşü

Gözlenen güneş lekeleri için diferansiyel dönüş şu şekilde hesaplanabilir:

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

Ekvatordaki dönme hızı nerede ve kutup ile ekvator arasındaki açısal hız farkı, dönme kaymasının gücü olarak adlandırılır. ekvatordan ölçülen heliografik enlemdir. ${\ displaystyle \ Omega _ {0}}$ ${\ displaystyle \ Delta \ Omega = (\ Omega _ {0} - \ Omega _ {\ mathrm {kutup}})}$ ${\ displaystyle \ Psi}$

Dönel kaymanın tersi tur süresidir, yani ekvatorun kutuplardan daha fazla tur atması için geçen süredir. ${\ displaystyle {\ frac {2 \ pi} {\ Delta \ Omega}}}$
Bağıl diferansiyel dönüş hızı, ekvatordaki dönme kaymasının dönme hızına oranıdır:

{\ displaystyle \ alpha = {\ frac {\ Delta \ Omega} {\ Omega _ {0}}}}

Güneş'teki Doppler dönüş hızı (Doppler kaydırmalı soğurma çizgilerinden ölçülür) şu şekilde tahmin edilebilir:

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

nHz

θ ortak enlemdir (kutuplardan ölçülür).

Güneşin diferansiyel dönüşü

Güneşte iç rotasyon, dış konvektif bölgede diferansiyel rotasyonu ve merkezi radyatif bölgede neredeyse tekdüze rotasyonu gösterir.

Güneşte salınımlar incelendiğinde, dönüşün tüm ışınımsal iç kısımda kabaca sabit olduğunu ve konvektif zarf içinde yarıçap ve enlem ile değişken olduğunu ortaya çıkardı. Güneş'in ekvator dönüş hızı ~ 2 km / s'dir; diferansiyel dönüşü, açısal hızın artan enlemle azaldığını gösterir. Uzak yıldızlara göre ölçüldüğü üzere, kutuplar her 34,3 günde bir ve ekvator her 25,05 günde bir dönüş yapar (yıldız dönüşü).

Güneş konveksiyonunun yüksek türbülanslı doğası ve dönüşün neden olduğu anizotropiler, modelleme dinamiklerini karmaşıklaştırır. Güneş üzerindeki moleküler dağılım ölçekleri, konvektif zarfın derinliğinden en az altı büyüklük sırası daha küçüktür. Güneş konveksiyonunun doğrudan sayısal simülasyonu, üç boyutun her birindeki bu ölçek aralığını çözmelidir. Sonuç olarak, tüm güneş diferansiyel rotasyon modelleri, açıkça hesaplanmayan türbülanslı hareketlerle momentum ve ısı taşınmasına ilişkin bazı tahminler içermelidir. Bu nedenle, modelleme yaklaşımları, tahminlere göre ortalama alan modelleri veya büyük girdap simülasyonları olarak sınıflandırılabilir.

Samanyolu'nun diferansiyel dönüşü

Disk galaksiler katı cisimler gibi dönmezler, aksine farklı bir şekilde dönerler. Yarıçapın bir fonksiyonu olarak dönme hızı, dönme eğrisi olarak adlandırılır ve genellikle bir galaksinin kütle profilinin bir ölçümü olarak yorumlanır, örneğin:

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

nerede

${\ displaystyle v_ {c} (R),}$ yarıçapta dönme hızıdır ${\ displaystyle R}$
${\ displaystyle M (<R),}$ yarıçap içinde kalan toplam kütle ${\ displaystyle R}$

Ayrıca bakınız

Referanslar

^ Wolszczan, A .; Route, M. (10 Haziran 2014). "Ultracool Cücenin Periyodik Radyo ve Optik Parlaklık Varyasyonlarının Zamanlama Analizi, TVLM 513-46546". Astrofizik Dergisi . 788 : 23. arXiv : 1404.4682 . Bibcode : 2014ApJ ... 788 ... 23W . doi : 10.1088 / 0004-637X / 788/1/23 .

daha fazla okuma

Annu. Rev. Astron. Astrophys. 2003. 41: 599–643 doi : 10.1146 / annurev.astro.41.011802.094848 " Güneşin İç Dönüşü "
David F. Gray, Stellar Photospheres; Gözlemler ve Analizler: Üçüncü Baskı , bölüm 8, Cambridge University Press, ISBN 978-0-521-85186-2
A. Reiners, JHMM Schmitt, (2002), Yıldız soğurma profillerinde diferansiyel dönmenin saptanmasının fizibilitesi hakkında , A&A 384 (1) 155–162 doi : 10.1051 / 0004-6361: 20011801

Dış bağlantılar

[1] Wolszczan, A .; Route, M. (10 Haziran 2014). "Ultracool Cücenin Periyodik Radyo ve Optik Parlaklık Varyasyonlarının Zamanlama Analizi, TVLM 513-46546". Astrofizik Dergisi . 788 : 23. arXiv : 1404.4682 . Bibcode : 2014ApJ ... 788 ... 23W . doi : 10.1088 / 0004-637X / 788/1/23 .

Languages

In other projects