差動回転

差動回転は、回転する物体の異なる部分が、物体の緯度や深さ、あるいは時間によって異なる角速度（または回転速度）で動くときに見られます。これは、物体が剛体ではないことを示しています。降着円盤のような流体物体では、これがせん断を引き起こします。銀河や原始星は通常、差動回転を示します。太陽系の例としては、太陽、木星、土星などがあります。^{[ 1 ]}

1610年頃、ガリレオ・ガリレイは太陽黒点を観測し、太陽の自転を計算した。1630年、クリストフ・シャイナーは、太陽の自転周期が極と赤道で異なることを報告し、これは現代の値とよく一致している。

恒星や惑星がそもそも自転するのは、角運動量保存の法則によって、それらを形成する分子雲の構成要素がランダムに漂流していた状態が、合体するにつれて回転運動へと変化するためです。このように恒星全体が平均的に自転しているにもかかわらず、内部の差動回転は、中心核から外側に向かって急激な温度勾配が生じることで生じる対流、すなわち質量の移動によって引き起こされます。この質量は恒星の角運動量の一部を運び、角速度を再分配します。場合によっては、恒星風によって角速度が失われるほど遠くまで移動することもあります。したがって、差動回転は隣接する領域の温度差に依存します。

恒星の回転速度の差を測定・計算して、緯度によって角速度が異なるかどうかを調べる方法は数多く存在する。最も分かりやすい方法は、恒星表面の黒点を追跡することである。

太陽の「pモード」のヘリオ地震学的測定を行うことで、差動回転を推定することが可能です。太陽内部には同時に振動する非常に多くの音響モードがあり、それらの周波数を反転させることで太陽内部の回転を求めることができます。この回転は、深さと（特に）緯度によって変化します。

光スペクトルにおける吸収線の広がり形状は、視線と回転軸の間の角度である v rot sin(i) に依存し、回転速度の視線成分 v rot の研究を可能にします。_これは、_{赤道と極における v rot}に対して以下の式 (2) を使用して、線形状のフーリエ変換から計算されます。図 2 も参照してください。太陽の差動回転は、太陽磁場の強度と位置を示す画像である磁気図にも見られます。

電波フレアを定期的に放出する恒星の差を測定できる可能性がある。M9超低温矮星TVLM 513–46546の7年間の観測を用いて、天文学者は電波の到着時間の微妙な変化を測定することができた。これらの測定結果は、電波が数年にわたって系統的に1～2秒早くまたは遅く到着する可能性があることを示している。太陽では、活動領域が電波フレアの一般的な発生源である。研究者らは、この効果は太陽黒点周期中に起こるように、異なる緯度で活動領域が出現したり消滅したりすることによって最もよく説明できると結論付けた。^{[ 2 ]}

恒星の対流層内における角運動量再分配によって生じる角回転の勾配は、外層における磁気流体力学的（ダイナモ）機構を通じて、大規模な磁場を生成する主要な要因であると考えられている。これら2つの領域の境界面は、角回転勾配が最も強い場所であり、したがってダイナモ過程が最も効率的に起こると予想される場所である。

内部の差動回転は、恒星内部における物質と熱／エネルギーを混合する混合過程の一部である。

差動回転は、恒星表面全体で吸収線のドップラーシフトが異なることによって生じる線幅の広がりを通して、恒星の光吸収線スペクトルに影響を与える。

太陽の差動回転は、いわゆるタコクラインと呼ばれる領域でせん断を引き起こします。この領域は、対流層における差動回転から、中心から太陽半径の0.71倍の距離にある内部領域ではほぼ剛体回転へと変化する場所です。

観測された黒点の場合、差動回転は次のように計算できます。 $${\displaystyle \Omega =\Omega _{0}-\Delta \Omega \sin ^{2}\Psi }$$ どこ$\displaystyle \Omega _{0}}$は赤道における回転速度であり、${\displaystyle \Delta \Omega =(\Omega _{0}-\Omega _{\mathrm {pole} })}$これは極と赤道間の角速度の差であり、回転せん断の強さと呼ばれる。${\displaystyle \Psi }$は、赤道から測った太陽緯度です。

• 回転せん断の逆数 ${\displaystyle {\frac {2\pi }{\Delta \Omega }}}$周回タイムとは、赤道が極よりも一周するのにかかる時間のことです。
• 相対的な差動回転速度は、回転せん断と赤道における回転速度の比である。$${\displaystyle \alpha ={\frac {\Delta \Omega }{\Omega _{0}}}}$$
• 太陽のドップラー回転速度（ドップラーシフト吸収線から測定）は、次のように近似できる。$${\displaystyle {\frac {\Omega }{2\pi }}=(451.5-65.3\cos ^{2}\theta -66.7\cos ^{4}\theta )\,\mathrm {nHz} }$$ここでθは余緯度（極から測った値）である。

• 太陽の自転
• ジョヴァンニ・カッシーニ
• 太陽星雲
• 恒星の回転
• 黒点

• 天文学・天体物理学年報 2003年 41:599–643 doi : 10.1146/annurev.astro.41.011802.094848「太陽の内部回転」
• デイビッド・F・グレイ著『恒星光球：観測と分析：第3版』第8章、ケンブリッジ大学出版局、ISBN 978-0-521-85186-2
• A. Reiners、JHMM Schmitt、（2002）「恒星吸収プロファイルにおける差動回転の検出の実現可能性について」、A&A 384（1）155–162 doi ：10.1051/0004-6361:20011801

• http://www.astro.physik.uni-goettingen.de/~areiners/DiffRot/interactive.htm アンスガー・ライナーズによる、恒星の吸収線プロファイルに対する差動回転の影響のシミュレーション
• 加熱された核から到達する質量のオーバーシュートによる赤道緯度での角速度増加の説明