恒星の回転

恒星の回転とは、恒星がその軸を中心に回転する運動のことです。回転速度は、恒星のスペクトルから、または表面の活動的な特徴の動きを計測することによって測定できます。

恒星の自転は遠心力によって赤道面の膨らみを生み出す。恒星は固体ではないため、差動回転も起こる。そのため、恒星の赤道面は高緯度とは異なる角速度で回転する。恒星内部の自転速度の差は恒星磁場の生成に重要な役割を果たしている可能性がある。^[1]

一方、恒星の磁場は恒星風と相互作用します。恒星風が恒星から離れるにつれて、恒星風の角速度は低下します。恒星の磁場は恒星風と相互作用し、恒星の回転に抵抗を加えます。その結果、角運動量が恒星から恒星風に伝達され、時間の経過とともに恒星の回転速度が徐々に遅くなります。

星がその極の方向から観測されていない限り、表面の一部は観測者に向かって、または観測者から遠ざかる方向にいくらか動いている。観測者の方向への動きの成分は視線速度と呼ばれる。観測者に向かう視線速度成分を持つ表面の部分では、放射はドップラーシフトのために高い周波数にシフトする。同様に、観測者から遠ざかる成分を持つ領域は低い周波数にシフトする。星の吸収線が観測されると、スペクトルの両端でのこのシフトにより線が広がる。^[2]しかし、この広がりは線幅を広げる可能性のある他の影響と注意深く区別する必要がある。

線幅の広がりを通して観測される視線速度の成分は、視線に対する星の極の傾きに依存します。導出された値は として与えられ、ここで は赤道での回転速度、は傾きです。しかし、は常に既知であるとは限らないので、結果は星の回転速度の最小値を与えます。つまり、 が直角でない場合、実際の速度は より大きくなります。^[2]これは、投影された回転速度と呼ばれることもあります。高速で回転する星では、偏光測定法は回転速度だけでなく実際の速度を回復する方法を提供します。この技術は、これまでのところレグルスにのみ適用されています。^[3]${\displaystyle v_{\mathrm {e} }\cdot \sin i}$${\displaystyle v_{\mathrm {e} }}$${\displaystyle i}$${\displaystyle i}$${\displaystyle i}$${\displaystyle v_{\mathrm {e} }\cdot \sin i}$

巨大な星の場合、大気の微小乱流により、回転の影響よりもはるかに大きな線幅の広がりが生じ、信号がかき消されてしまうことがあります。しかし、重力マイクロレンズ現象を利用する別のアプローチを採用することもできます。これは、質量の大きい物体が遠方の星の前を通過するときに発生し、レンズのように機能して、画像を一時的に拡大します。この方法で収集されたより詳細な情報により、回転の影響と微小乱流の影響を区別することができます。^[4]

恒星が黒点などの磁気表面活動を示す場合、これらの特徴を追跡して自転速度を推定することができます。しかし、このような特徴は赤道以外の場所で形成され、寿命の間に緯度を越えて移動する可能性があるため、恒星の差動回転によってさまざまな測定値が生成される可能性があります。恒星の磁気活動は急速な自転と関連することが多いため、この技術はそのような恒星の測定に使用できます。^[5]黒点の観測により、磁場が恒星内のガスの流れを変えるため、これらの特徴が実際に恒星の自転速度を変える可能性があることが示されています。^[6]

重力は天体を完全な球形、つまりすべての質量が可能な限り重心に近くなるような形に収縮させる傾向があります。しかし、回転する恒星は球形ではなく、赤道面が膨らんでいます。

回転する原始恒星の円盤が収縮して恒星を形成すると、その形状はますます球形に近づいていきますが、収縮は完全な球形まで進むわけではありません。極ではすべての重力が収縮を強めるように作用しますが、赤道では有効重力は遠心力によって減少します。星形成後の最終的な恒星の形状は平衡形状であり、赤道領域の有効重力（減少している）は恒星をより球形に引っ張ることができません。回転により、フォン・ツァ​​イペルの定理で説明されているように、赤道での重力暗化も生じます。

赤道バルジの極端な例は、レグルスA（αレオニスA）という恒星で見つかっています。この恒星の赤道では、317 ± 3 km/sの自転速度が測定されています。これは15.9時間の自転周期に相当し、恒星が分裂する速度の86%に相当します。この恒星の赤道半径は、極半径よりも32%大きいです。^{[7]他にも、}アルファ・アラエ、プレオネ、ベガ、アケルナルなどの高速で自転する恒星があります。

星の崩壊速度は、赤道での遠心力が重力と等しい場合を表すために使用される表現です。星が安定するためには、自転速度がこの値以下でなければなりません。^[8]

表面差動回転は、太陽などの恒星で、角速度が緯度によって変化する場合に観測されます。通常、角速度は緯度が増加するにつれて減少します。しかし、HD 31993と指定された恒星のように、逆の現象も観測されています。^{[9] [10]}太陽以外で差動回転が詳細にマッピングされた最初の恒星は、ABドラダスです。^{[1] [11]}

差動回転を引き起こす根本的なメカニズムは、恒星内部の乱流対流です。対流運動はプラズマの質量運動を通じて表面に向かってエネルギーを運びます。このプラズマの質量は恒星の角速度の一部を運びます。せん断と回転によって乱流が発生すると、角運動量は子午線流を通じて異なる緯度に再分配される可能性があります。^{[12] [13]}

回転が大きく異なる領域間の境界面は、恒星の磁場を生成するダイナモプロセスにとって効率的な場所であると考えられています。また、恒星の回転分布と磁場の間には複雑な相互作用があり、磁気エネルギーが運動エネルギーに変換されて速度分布が変わります。^[1]

星は、低温のガスと塵の雲の崩壊によって形成されると考えられています。雲が崩壊すると、角運動量保存則により、雲のわずかな正味回転が増加し、物質が回転する円盤に押し込まれます。この円盤の高密度中心部に原始星が形成され、崩壊の 重力エネルギーから熱を得ます。

崩壊が続くと、自転速度が上昇し、赤道での遠心力により集積中の原始星が崩壊する恐れがある。したがって、このシナリオを回避するには、最初の10万年間は自転速度を減速させる必要がある。減速の考えられる理由の1つは、原始星の磁場と恒星風の相互作用による磁気減速である。膨張する恒星風は角運動量を運び去り、崩壊中の原始星の自転速度を遅くする。^{[14] [15]}

O5からF5までのスペクトルクラスの主系列星のほとんどは、高速で回転することが分かっています。^{[7] [17]}この範囲の星では、測定された回転速度は質量とともに増加します。この回転の増加は、若くて質量の大きいBクラスの星でピークに達します。「質量が増加すると星の予想寿命が短くなるため、これは年齢とともに回転速度が低下することで説明できます。」^{[引用が必要]}

主系列星の場合、自転の衰退は次の数学的関係で近似できます。

${\displaystyle \Omega _{\mathrm {e} }\propto t^{-{\frac {1}{2}}},}$

ここで、は赤道での角速度、は星の年齢です。^[18] この関係は、1972年に発見したアンドリュー・P・スクマニッチにちなんでスクマニッチの法則と名付けられました。 ^{[19] [20] [21]}ジャイロクロノロジーは、太陽を使用して較正された自転速度に基づいて星の年齢を決定することです。^[22]${\displaystyle \Omega _{\mathrm {e} }}$${\displaystyle t}$

恒星は、光球から恒星風を放出することで、ゆっくりと質量を失っていきます。恒星の磁場は放出された物質にトルクを及ぼし、その結果、恒星から角運動量が着実に伝達されます。自転速度が 15 km/s を超える恒星は、質量損失もより急速で、その結果、自転速度の低下もより速くなります。したがって、ブレーキによって恒星の自転が遅くなると、角運動量の損失速度が低下します。このような状況では、恒星は徐々に自転ゼロの状態に近づきますが、決してそこに到達することはありません。^[23]

超低温矮星と褐色矮星は、重力収縮により、年齢を重ねるにつれて回転が速くなります。これらの天体も、最も低温の恒星と同様の磁場を持っています。しかし、T6褐色矮星WISEPC J112254.73+255021.5 ^[24]のような高速回転する褐色矮星の発見は、主系列の終わりには恒星風による回転ブレーキの効果が1000倍以上低下することを示す理論モデルを裏付けています。^[25]

近接連星系は、2つの恒星が平均してその直径と同じ桁の距離で互いの周りを回っているときに発生します。この距離では、潮汐効果、質量の移動、さらには衝突など、より複雑な相互作用が発生する可能性があります。近接連星系における潮汐相互作用は、軌道と回転パラメータの変更につながる可能性があります。システム全体の角運動量は保存されますが、角運動量は軌道周期と回転速度の間で転送される可能性があります。^[26]

近接連星系を構成する各天体は、重力相互作用により互いに潮汐力を発生させる。しかし、膨らみは重力の方向に対してわずかにずれている可能性がある。そのため、重力の力は膨らみにトルク成分を生じ、角運動量の移動（潮汐加速度）をもたらす。これにより、連星系は着実に進化するが、安定した平衡状態に近づくこともある。回転軸が軌道面に対して垂直でない場合、その影響はより複雑になる可能性がある。^[26]

接触連星や半分離連星の場合、恒星から伴星への質量の移動によって、角運動量の大きな移動も起こる可能性がある。伴星は、臨界回転速度に達するまで回転し、赤道に沿って質量を失い始める。^[27]

星は熱核融合によるエネルギー生成を終えると、よりコンパクトな縮退状態へと進化します。この過程で星の寸法は大幅に縮小し、それに応じて角速度が増加する可能性があります。

白色矮星は、その生涯の初期に熱核融合反応の副産物である物質で構成されているが、それらのより重い元素を燃焼させるだけの質量を持たない恒星である。白色矮星は、電子縮退圧と呼ばれる量子力学的効果によって支えられており、恒星がそれ以上崩壊するのを防いでいるコンパクトな天体である。一般的に、ほとんどの白色矮星は自転速度が低いが、これはおそらく回転ブレーキの結果か、祖先の恒星が外殻を失ったときに角運動量が減少したことによるものと考えられる。^[28]（惑星状星雲を参照。）

ゆっくり自転する白色矮星は、中性子星を形成するか、 Ia型超新星として爆発することなく、チャンドラセカール限界の1.44太陽質量を超えることはできない。白色矮星が降着や衝突などによってこの質量に達すると、重力は電子が及ぼす圧力を超える。しかし、白色矮星が高速で自転している場合、有効重力は赤道領域で減少し、白色矮星はチャンドラセカール限界を超えることができる。このような高速自転は、例えば、角運動量の移動をもたらす質量降着の結果として発生する可能性がある。^[29]

中性子星は、主に中性子（ほとんどの原子核に存在し、正味の電荷を持たない粒子）で構成される高密度の星の残骸です。中性子星の質量は、太陽の質量の 1.2 ～ 2.1 倍です。崩壊の結果、新しく形成された中性子星は、毎秒約 100 回転という非常に速い速度で自転することがあります。

パルサーは磁場を持つ回転する中性子星です。回転するパルサーの極からは細い電磁波が放射されます。このビームが太陽系の方向を通り過ぎると、パルサーは地球から検出できる周期的なパルスを生成します。磁場から放射されるエネルギーは徐々に回転速度を遅くするため、古いパルサーではパルスの間隔が数秒ほどかかることがあります。^[30]

ブラックホールは、光の脱出を阻止できるほど強力な重力場を持つ物体である。回転する質量の崩壊によってブラックホールが形成されると、放出されたガスの形で放出されなかった角運動量をすべて保持する。この回転により、「エルゴスフィア」と呼ばれる扁平な回転楕円体の体積内の空間がブラックホールとともに引きずり回される。この体積に落ち込む質量はこのプロセスによってエネルギーを獲得し、質量の一部はブラックホールに落ちることなく放出される。質量が放出されると、ブラックホールは角運動量を失う（「ペンローズ過程」）。^[31]

• ロシター・マクラフリン効果

• スタッフ (2006 年 2 月 28 日)。「恒星の斑点と周期的活動: 詳細な結果」。ETH チューリッヒ。2008 年 3 月 16 日時点のオリジナルよりアーカイブ。2008 年3 月 16 日閲覧。