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恒星自转

恒星自转是恒星相对于轴的角运动，自转的速率可以从恒星的光谱测量，或是经由表面明显的特征运动量测。

这张图解显示水委一在高速自转下造成的扁圆形。

恒星自转产生的离心力可以造成赤道隆起。如果恒星不是固体，便可以用不同的速度转动，因此恒星赤道和高纬度可以有不同的角速度。自转速率上的差异在恒星磁场发电机上也许是重要的角色[1]。

恒星的磁场会与恒星风产生交互作用，当恒星风离开恒星会使恒星的角速度减慢。磁场与恒星风的交互作用对恒星的自转产生阻尼，结果是恒星的角动量会转移给恒星风，于是随着时间的过去，恒星自转的速率逐渐减慢。

测量

除非是从恒星的极点方向观察，表面的部分总会有朝向观测者和远离观测者的部分，朝向观测者方向运动的成分称为径向速度。表面运动的径向速度朝向观测者的比率量，由于多普勒位移，辐射会转移到更高的频率。同样的，径向速度离开观测者的区域辐射会转移到较低的频率。当恒星的吸收谱线被观测到时，会向两端位移造成谱线变宽[2]。然而，要很小心的将这种变宽与其它造成谱线变宽的效应分离出来。

 
这颗恒星对地球上的观测者视线倾斜的角度为i，在赤道的自转速度为ve。

径向速度被观测到的谱线变宽与自转轴对估测者的倾斜角度有关，得到的测量值如下式： ，此处的ve是赤道的自转速度，i是倾斜角度。但是i通常都无法得知，所以得到的是恒星自转的最低速度。也就是说只要i不是直角，真实的速度就会大于 [2]。有时这个速度也被称为投影速度。

对巨星，大气层的微扰流造成的谱线致宽会比自转的效应大许多，会淹没有效的讯号，不过可供选择的方法还有重力微透镜事件。当一个大质量的天体从距离更远的天体前方通过时会呈现如透镜般的效果，短暂的将影像放大。收集这种更详细的影像讯息，可以将微乱流与自转的效应区别出来[3]。

如果恒星表面有磁场的活动，像是星斑，就可以追踪这种特征估计出自转速度。但是这种特征可以在赤道以外的表面形成，并且在它的生命期中可能横越过不同的纬度，所以恒星的差异自转可能造成测量上的变化。恒星磁场的活动经常与快速的自转联系在一起，所以这种技术适用于高速自转的恒星[4]。对星斑的观测显示，当磁场改变了气体的流程，这些特点能真实的呈现自转率的变化[5]。

物理效应

赤道隆起

恒星的自转会在垂直自转轴的方向上产生净向心力，在极点上的向心力为0，所以没有对抗重力的力，然而在赤道附近向心力不为0，会抵销掉部分的重力。为了平衡赤道和极区在净力上的差异，恒星的表面会沿着赤道向外凸起，并且使恒星成为扁球体，产生重力昏暗（Gravity darkening）现象。

一个极端的赤道凸起例证在狮子座αA被发现：测量到这颗恒星的赤道转速为317 ± 3 公里/秒，这相当于15.9小时自转一周，是让这颗恒星分裂速度的86%，赤道半径比极半径大了32%[6]。其他以高速自转的恒星还有天坛座α、织女星、水委一和VFTS 102。

恒星的分裂速度是用来描述恒星在赤道上的向心力与重力相等的情况，恒星的自转速度必须低于此值才会稳定[7]。

差异自转

如同太阳表面观察到的，恒星表面也观察到差异自转，这是角速度随着纬度的变化。典型的视角速度随着纬度的增加而减少，但是也观察到相反的现象，像是HD 31993[8][9]。除了太阳之外，第一颗有差异自转图的恒星是剑鱼座AB[1] [10]。

导致差异自转的机制是在恒星内部对流层的湍流，对流层经由等离子体团块的运动将能量携带至表面。这些等离子体团块也会携带一部分恒星的角速度，当湍流经由剪力和自转产生时，角动量可能会经过子午流重新分配到不同的纬度[11][12]。

发电机理论认为造成自转产生明显的差异自转界面也是引起恒星磁场的地点，也是恒星自转分配和磁场之间产生复杂的交互作用的界面，将磁场的能量转换为动能，改变了速度的分配[1]。

自转阻尼

恒星的形成相信是经由气体和尘埃组成的低温云气重力塌缩。当云气塌缩时，角动量守恒使得云气中任何微小的净自转增加，驱使物质成为一个旋转的盘面。在密集的盘面中心形成了原恒星，并从塌缩的重力位能获得热能。

当塌缩继续进行时自转速率会随着增加，共同生长的原恒星会因为向心力而在赤道产生分裂。因此恒星的自转在最初的100,000 年必须受到抑制，以避免这种情况的发生。一种可能的解释就是原恒星的磁场与 恒星风交互作用的抑制，扩展的恒星风将角动量带走，自转速率降低而使原恒星免于崩溃[13][14]。

平均自转
速度[15]
恒星
分类 		ve
(km/s)
O5 190
B0 200
B5 210
A0 190
A5 160
F0 95
F5 25
G0 12

多数主序带上分类在O5至F5之间的恒星都被发现快速的自转[6][16]。在这范围内的恒星，测量到的自转速度随质量而增加，年轻恒星自转速率的增加尖峰出现在大质量的B-型恒星。如同恒星的寿命随着质量的增加而缩短，自转速度可以解释成随着恒星的年龄而减缓。

对主序带的恒星，自转速度的衰减可以用一个数学式得到近似的关联：

 

此处ve是在赤道的角速度，t 是恒星的年龄[17]。这个关系式称为Skumanich's law，是Andrew P. Skumanich在1972年发现的[18]，回转年代学(Gyrochronology) 就是建立在恒自转的速度上测量恒星年龄的新方法[19]。

恒星经由光球层吹出的恒星风缓慢的损失质量，恒星的磁场则在抛出的物质上施加扭矩，造成角动量从恒星平稳的流失。恒星的自转速度以15公里/秒为一个级距，质量的流失就会加快，而自转减缓的速率就会增加。由于这种刹车的作用使得恒星的自转减慢，角动量的减少也会趋缓。在这样的情况下，恒星的自转会逐渐趋近，但永远不会达到，自转速度为0的情况[20]。

密近联星系统

密近联星系统是两颗彼此互绕的恒星其平均距离与它们的直径在相同数量级的。在这样的距离，会发生更复杂的交互作用，例如潮汐力的影响、质量的转换、甚至相互的碰撞。密近联星的潮汐交互作用可能导致晷到参数的改变。系统的角动量是守恒的，但是角动量可以在公转周期和自转速率之间调整[21]。

密近联星系统的每个成员可以通过引力提高潮汐力与伴星的交互作用。然而，隆起会使引力的方向稍有不对齐，因此引力会对隆起产生转距，造成角动量的转移。这会导致系统的发展趋向稳定，然而他只是接近稳定的平衡。在自转轴不垂直于轨道平面的情况下，效果会变得更加复杂[21]。

对于密接或半密接的联星，质量从一颗恒星转移至其伴星时，也会导致角动量的重大转移。增生的伴星自转速度可以达到其临界值，并开始沿着赤道失去质量[22]。

简并星

恒星 在经历过热核聚变产生能量之后，演变成一颗更加紧致、简并的状态。在这过程中，恒星的尺寸大为缩减，这可能会在角速度导致相对应的增加。

白矮星

主条目：白矮星

白矮星所拥有的是其生命早期材料经过热核聚变的副产品，但缺乏足够的质量再燃烧掉的物质，所组成的一颗恒星。它是一个结构紧凑，由量子力学效应所谓的电子简并压力支撑，使它不会再进一步坍塌。大多数的白矮星一般都会低速率的自转，最有可能是作为旋转阻尼的结果，或是当母恒星的外层脱离时，角动量一起散逸掉了[23]（参见行星状星云）。

缓慢旋转的白矮星质量不能超过1.44太阳质量的钱德拉塞卡极限，而不会塌缩成为一颗中子星或是爆炸成为一颗Ia型超新星。一旦白矮星达到这个质量，无论是透过吸积或是碰撞，重力就会超过电子简并施加的压力。如果白矮星转动得很快速，则有效的重力在赤道会被减少，从而使白矮星的质量可以超过钱德拉塞卡极限。这样的转速是可能达到的，例如角动量经由吸积转移造成这种快速旋转的结果[24]。

中子星

主条目：波霎
 
中子星（中心）会从磁极射出一束辐射，这一束辐射会随着自转沿着一个圆锥曲面扫掠。

中子星是一个主要由中子 －不带电荷，在大多数原子核中都可以找到的粒子－ 构成的高密度恒星残骸，质量范围在1.2至2.1太阳质量之间。由于星塌缩的结果，新诞生的中子星可以有极高的转速：约为每秒100转。

波霎是有磁场并且自转的中子星，一束狭窄的电磁辐射会从旋转中的波霎磁极发出。如果扫掠的波束方向经过太阳系，则从地球可以检测到周期性的电磁脉冲。能量的辐射会逐步的减慢旋转的速率，所以老迈脉冲星的每个脉冲间隔可以长达数秒钟[25]。

黑洞

主条目：转动的黑洞

黑洞是一个引力场强大到足以防止光线逃脱的天体。当它们经由旋转的质量塌缩形成时，它们保留了所有的角动量，而没有随着弹出的气体散逸出去。这样的旋转导致形成扁平椭球体的空间体积，称为"动圈（ergosphere）"，与黑洞一起拖动周围的空间。落入这个体积内的质量经由这个过程会获得极大的能量，并且一部分的质量会被弹出而不会落入黑洞之中。当这些质量被弹出时，黑洞会失去一些角动量（潘罗斯过程）[26]。曾经测量到的黑洞自转速度高达光速的98.7% [27]。

参考资料

  1. ^ 1.0 1.1 1.2 Donati, Jean-François. Differential rotation of stars other than the Sun. Laboratoire d’Astrophysique de Toulouse. November 5, 2003 [2007-06-24]. （原始内容存档于2006-02-14）. 
  2. ^ 2.0 2.1 Shajn, G.; Struve, O. On the rotation of the stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1929, 89: 222–239 [2007-06-25]. （原始内容存档于2019-09-24）. 
  3. ^ Gould, Andrew. Measuring the Rotation Speed of Giant Stars from Gravitational Microlensing. Astrophysical Journal. 1997, 483: 98–102 [2007-06-28]. doi:10.1086/304244. （原始内容存档于2008-03-11）. 
  4. ^ Soon, W.; Frick, P.; Baliunas, S. On the rotation of the stars. The Astrophysical Journal. 1999, 510 (2): L135–L138 [2007-06-25]. doi:10.1086/311805. （原始内容存档于2008-03-11）. 
  5. ^ Collier Cameron, A.; Donati, J.-F. Doin' the twist: secular changes in the surface differential rotation on AB Doradus. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2002, 329 (1): L23–L27 [2007-06-25]. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05147.x. （原始内容存档于2008-03-11）. 
  6. ^ 6.0 6.1 McAlister, H. A., ten Brummelaar, T. A.; et al. First Results from the CHARA Array. I. An Interferometric and Spectroscopic Study of the Fast Rotator Alpha Leonis (Regulus).. The Astrophysical Journal. 2005, 628: 439–452. doi:10.1086/430730. 
  7. ^ Hardorp, J.; Strittmatter, P. A. Rotation and Evolution of be Stars. Proceedings of IAU Colloq. 4. Ohio State University, Columbus, Ohio: Gordon and Breach Science Publishers: 48. September 8-11, 1969 [2007-06-26]. （原始内容存档于2008-03-11）. 
  8. ^ Kitchatinov, L. L.; Rüdiger, G. Anti-solar differential rotation. Astronomische Nachrichten. 2004, 325 (6): 496–500 [2007-06-27]. doi:10.1002/asna.200410297. （原始内容存档于2008-03-11）. 
  9. ^ Ruediger, G.; von Rekowski, B.; Donahue, R. A.; Baliunas, S. L. Differential Rotation and Meridional Flow for Fast-rotating Solar-Type Stars. Astrophysical Journal. 1998, 494 (2): 691–699 [2007-06-27]. doi:10.1086/305216. 
  10. ^ Donati, J.-F.; Collier Cameron, A. Differential rotation and magnetic polarity patterns on AB Doradus. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1997, 291 (1): 1–19 [2007-07-03]. （原始内容存档于2008-03-11）. 
  11. ^ Korab, Holly. NCSA Access: 3D Star Simulation. National Center for Supercomputing Applications. June 25, 1997 [2007-06-27]. （原始内容存档于2012-05-01）. 
  12. ^ Küker, M.; Rüdiger, G. Differential rotation on the lower main sequence. Astronomische Nachrichten. 2004, 326 (3): 265–268 [2007-06-27]. doi:10.1002/asna.200410387. （原始内容存档于2008-03-11）. 
  13. ^ Ferreira, J.; Pelletier, G.; Appl, S. Reconnection X-winds: spin-down of low-mass protostars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2000, 312: 387–397 [2007-06-26]. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03215.x. （原始内容存档于2018-10-20）. 
  14. ^ Devitt, Terry. What Puts The Brakes On Madly Spinning Stars?. University of Wisconsin-Madison. January 31, 2001 [2007-06-27]. （原始内容存档于2012-05-01）. 
  15. ^ McNally, D. The distribution of angular momentum among main sequence stars. The Observatory. 1965, 85: 166–169 [2007-06-26]. 
  16. ^ Peterson, Deane M.; et al. Resolving the effects of rotation in early type stars. New Frontiers in Stellar Interferometry, Proceedings of SPIE Volume 5491. Bellingham, Washington, USA: The International Society for Optical Engineering: 65. 2004 [2007-06-25]. （原始内容存档于2008-03-11）. 
  17. ^ Tassoul, Jean-Louis. Stellar Rotation (PDF). Cambridge, MA: Cambridge University Press. 1972 [2007-06-26]. ISBN 0521772184. （原始内容存档 (PDF)于2018-10-09）. 
  18. ^ Skumanich, Andrew P. Time Scales for CA II Emission Decay, Rotational Braking, and Lithium Depletion. The Astrophysical Journal. 1972, 171: 565. doi:10.1086/151310. 
  19. ^ Staff. Gyrochronology. Astrobiology Magazine. April 29, 2007 [2007-06-26]. （原始内容存档于2007-09-29）. 
  20. ^ Nariai, Kyoji. Mass Loss from Coronae and Its Effect upon Stellar Rotation. Astrophysics and Space Science. 1969, 3: 150–159 [2007-06-27]. doi:10.1007/BF00649601. （原始内容存档于2008-03-11）. 
  21. ^ 21.0 21.1 Hut, P. Tidal evolution in close binary systems. Astronomy and Astrophysics. 1999, 99 (1): 126–140. Bibcode:1981A&A....99..126H. 
  22. ^ Weaver, D.; Nicholson, M. One Star's Loss is Another's Gain: Hubble Captures Brief Moment in Life of Lively Duo. NASA Hubble. December 4, 1997 [2007-07-03]. （原始内容存档于2012-05-01）. 
  23. ^ Willson, L. A.; Stalio, R. Angular Momentum and Mass Loss for Hot Stars 1st. Springer. 1990: 315–16. ISBN 0-7923-0881-6. 
  24. ^ Yoon, S.-C.; Langer, N. Presupernova evolution of accreting white dwarfs with rotation. Astronomy and Astrophysics. 2004, 419 (2): 623–644. Bibcode:2004A&A...419..623Y. arXiv:astro-ph/0402287  . doi:10.1051/0004-6361:20035822. 
  25. ^ Lorimer, D. R. Binary and Millisecond Pulsars. Max-Planck-Gesellschaft. August 28, 1998 [2007-06-27]. （原始内容存档于2012年5月1日）. 
  26. ^ Begelman, Mitchell C. Evidence for Black Holes. Science. 2003, 300 (5627): 1898–1903. Bibcode:2003Sci...300.1898B. PMID 12817138. doi:10.1126/science.1085334. 
  27. ^ Tune, Lee. Spin of Supermassive Black Holes Measured for First Time. University of Maryland Newsdesk. May 29, 2007 [2007-06-25]. （原始内容存档于2007-06-21）. 

外部链接

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