Сравнивайте с английским: нажмите на абзац — оригинал откроется в окне. Кнопка EN под абзацем показывает его прямо в тексте.
Содержание
Введение
Различия в скоростях вращения
Variations in rotation rates
Дифференциальное вращение наблюдается, когда различные части вращающегося объекта движутся с разными угловыми скоростями (или скоростями вращения) на разных широтах и/или на разной глубине внутри объекта и/или с течением времени. Это свидетельствует о нежесткости объекта. В жидкостных объектах, таких как аккреционные диски, это приводит к сдвигу. Галактики и протозвезды обычно демонстрируют дифференциальное вращение; примерами в Солнечной системе являются Солнце, Юпитер и Сатурн. Около 1610 года Галилео Галилей наблюдал солнечные пятна и вычислил период вращения Солнца. В 1630 году Кристоф Шейнер сообщил, что у Солнца разные периоды вращения на полюсах и на экваторе, что хорошо согласуется с современными данными.
Differential rotation is seen when different parts of a rotating object move with different angular velocities (or rates of rotation) at different latitudes and/or depths of the body and/or in time. This indicates that the object is not rigid. In fluid objects, such as accretion disks, this leads to shearing. Galaxies and protostars usually show differential rotation; examples in the Solar System include the Sun, Jupiter and Saturn. Around the year 1610, Galileo Galilei observed sunspots and calculated the rotation of the Sun. In 1630, Christoph Scheiner reported that the Sun had different rotational periods at the poles and at the equator, in good agreement with modern values.
Причина
Звезды и планеты вращаются прежде всего потому, что сохранение углового момента превращает случайное дрейфование частей молекулярного облака, из которого они формируются, во вращательное движение по мере их слияния. Учитывая это среднее вращение всего тела, внутреннее дифференциальное вращение вызывается конвекцией в звездах – движением массы, обусловленным резкими температурными градиентами от ядра к внешним слоям. Эта масса переносит часть углового момента звезды, тем самым перераспределяя угловую скорость, и, возможно, даже достаточно далеко, чтобы звезда теряла угловой момент в звездных ветрах. Таким образом, дифференциальное вращение зависит от разницы температур в соседних областях.
Stars and planets rotate in the first place because conservation of angular momentum turns random drifting of parts of the molecular cloud that they form from into rotating motion as they coalesce. Given this average rotation of the whole body, internal differential rotation is caused by convection in stars which is a movement of mass, due to steep temperature gradients from the core outwards. This mass carries a portion of the star's angular momentum, thus redistributing the angular velocity, possibly even far enough out for the star to lose angular velocity in stellar winds. Differential rotation thus depends on temperature differences in adjacent regions.
Измерение
Существует множество способов измерения и расчета дифференциального вращения звёзд, чтобы определить, имеют ли разные широты различные угловые скорости. Наиболее очевидный способ – отслеживание пятен на поверхности звезды. С помощью гелиосейсмологических измерений солнечных "p-мод" можно определить дифференциальное вращение. Солнце обладает огромным количеством акустических мод, одновременно колеблющихся в недрах, и инверсия их частот позволяет установить вращение внутренних слоёв Солнца. Это вращение меняется как с глубиной, так и (особенно) с широтой. Расширенные формы линий поглощения в оптическом спектре зависят от *v*rot sin(*i*), где *i* – угол между линией визирования и осью вращения, что позволяет изучать составляющую скорости вращения *v*rot, направленную вдоль линии визирования. Эта величина рассчитывается на основе преобразований Фурье профилей линий, с использованием уравнения (2) ниже для *v*rot на экваторе и полюсах. См. также график 2. Дифференциальное вращение Солнца также наблюдается на магнитограммах – изображениях, показывающих силу и расположение солнечных магнитных полей. Возможно измерение дифференциального вращения звёзд, регулярно испускающих вспышки радиоизлучения. Используя 7 лет наблюдений за ультрахолодным карликом TVLM 513 46546 типа M9, астрономы смогли измерить незначительные изменения во времени прихода радиоволн. Эти измерения показали, что радиоволны могут прибывать на 1–2 секунды раньше или позже с систематической закономерностью в течение нескольких лет. На Солнце активные области являются обычными источниками радиовспышек. Исследователи пришли к выводу, что этот эффект лучше всего объясняется появлением и исчезновением активных областей на разных широтах, как это происходит в ходе цикла солнечных пятен.
There are many ways to measure and calculate differential rotation in stars to see if different latitudes have different angular velocities. The most obvious is tracking spots on the stellar surface. By doing helioseismological measurements of solar "p modes" it is possible to deduce the differential rotation. The Sun has very many acoustic modes that oscillate in the interior simultaneously, and the inversion of their frequencies can yield the rotation of the solar interior. This varies with both depth and (especially) latitude. The broadened shapes of absorption lines in the optical spectrum depend on vrotsin(i), where i is the angle between the line of sight and the rotation axis, permitting the study of the rotational velocity's line of sight component vrot. This is calculated from Fourier transforms of the line shapes, using equation (2) below for vrot at the equator and poles. See also plot 2. Solar differential rotation is also seen in magnetograms, images showing the strength and location of solar magnetic fields. It may be possible to measure the differential of stars that regularly emit flares of radio emission. Using 7 years of observations of the M9 ultracool dwarf TVLM 513 46546, astronomers were able to measure subtle changes in the arrival times of the radio waves. These measurements demonstrate that the radio waves can arrive 1–2 seconds sooner or later in a systematic fashion over a number of years. On the Sun, active regions are common sources of radio flares. The researchers concluded that this effect was best explained by active regions emerging and disappearing at different latitudes, such as occurs during the solar sunspot cycle.
Эффекты
Ожидается, что градиенты угловой скорости, вызванные перераспределением углового момента внутри конвективных слоев звезды, являются основным фактором генерации крупномасштабного магнитного поля посредством магнитогидродинамических (динамо) механизмов во внешних оболочках. Градиенты угловой скорости наиболее выражены на границе между этими двумя областями, и именно там ожидается максимальная эффективность процессов динамо. Внутреннее дифференциальное вращение является частью процессов смешения в звездах, обеспечивающих перемешивание вещества и тепла/энергии. Дифференциальное вращение влияет на звездные спектры оптического поглощения за счет уширения спектральных линий, обусловленного различным доплеровским сдвигом линий по поверхности звезды. Дифференциальное вращение Солнца вызывает сдвиг в так называемом тахоклине – области, где вращение изменяется от дифференциального в конвективной зоне до почти твердотельного во внутренних слоях, на расстоянии 0,71 солнечного радиуса от центра.
Gradients in angular rotation caused by angular momentum redistribution within the convective layers of a star are expected to be a main driver for generating the large scale magnetic field, through magneto hydrodynamical (dynamo) mechanisms in the outer envelopes. The interface between these two regions is where angular rotation gradients are strongest and thus where dynamo processes are expected to be most efficient. The inner differential rotation is one part of the mixing processes in stars, mixing the materials and the heat/energy of the stars. Differential rotation affects stellar optical absorption line spectra through line broadening caused by lines being differently Doppler shifted across the stellar surface. Solar differential rotation causes shear at the so called tachocline. This is a region where rotation changes from differential in the convection zone to nearly solid body rotation in the interior, at 0.71 solar radii from the center.
Солнце
На Солнце изучение колебаний показало, что вращение примерно постоянно во всем радиационном интерьере и изменяется в зависимости от радиуса и широты в конвективной оболочке. Скорость вращения Солнца на экваторе составляет около 2 км/с; его дифференциальное вращение означает, что угловая скорость уменьшается с увеличением широты. Полюса совершают один оборот за 34,3 дня, а экватор – за 25,05 дня, измеренное относительно далеких звезд (сидерический период вращения). Высокотурбулентный характер солнечной конвекции и анизотропии, вызванные вращением, осложняют динамическое моделирование. Молекулярные масштабы диссипации на Солнце по крайней мере на шесть порядков величины меньше глубины конвективной оболочки. Прямое численное моделирование солнечной конвекции потребовало бы разрешения всего этого диапазона масштабов в каждом из трех измерений. Следовательно, все модели дифференциального вращения Солнца должны включать определенные приближения в отношении переноса импульса и тепла турбулентными движениями, которые не вычисляются явно. Таким образом, подходы к моделированию можно классифицировать как модели среднего поля или модели крупных вихрей, в зависимости от используемых приближений.
On the Sun, the study of oscillations revealed that rotation is roughly constant within the whole radiative interior and variable with radius and latitude within the convective envelope. The Sun has an equatorial rotation speed of ~2 km/s; its differential rotation implies that the angular velocity decreases with increased latitude. The poles make one rotation every 34.3 days and the equator every 25.05 days, as measured relative to distant stars (sidereal rotation). The highly turbulent nature of solar convection and anisotropies induced by rotation complicate the dynamics of modeling. Molecular dissipation scales on the Sun are at least six orders of magnitude smaller than the depth of the convective envelope. A direct numerical simulation of solar convection would have to resolve this entire range of scales in each of the three dimensions. Consequently, all solar differential rotation models must involve some approximations regarding momentum and heat transport by turbulent motions that are not explicitly computed. Thus, modeling approaches can be classified as either mean field models or large eddy simulations according to the approximations.