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自己重力とは、システム、特に天体または天体システムがそれ自身に及ぼす重力のことである。十分な質量があれば、システムはこの重力によって自己を保持することができる。[2]自己重力の影響は、天文学、物理学、地震学、地質学、海洋学 の分野で重要である。[3] [4] [5]
自己重力の強さは、物体の大きさや質量の分布によって異なります。例えば、地球の海洋[5]や土星の環[4]は、独特の重力効果を引き起こします。イギリスの理論天体物理学者であるドナルド・リンデン・ベルは、自己重力の条件と効果を計算する方程式[6]を構築しました。この方程式の主な目的は、回転する扁平化した球状星団のモデルを正確に説明することです。また、銀河とその降着円盤がどのように相互作用するかを理解するためにも使用されます。天文学以外では、自己重力は他の科学分野における大規模観測 (惑星規模またはそれに近い規模) に関連しています。
天文学
天文学者は自己重力を考慮に入れなければならない。なぜなら、扱う天体は互いに、また天体自身に重力の影響を及ぼすほど大きいからである。自己重力は、ロッシュ限界によって定義される球面内で、宇宙空間で互いを通過する天体に影響を与える。このようにして、比較的小さな天体は引き裂かれることがあるが、通常は自己重力の影響で小さな天体は引き伸ばされるため、無傷のままである。土星では環が粒子間の自己重力の関数であるため、これが観測されている。[4]さらに、ほとんどの天文学的状況では、ロッシュ限界の通過は一時的であるため、自己重力の力で事後に天体の構成を復元することができる。[8] [2]自己重力は、準恒星天体円盤、降着円盤の形成、および準恒星天体の周りのこれらの円盤の安定化を理解するためにも必要である。[9]自己重力は微惑星 の形成や間接的に惑星の形成にも重要であり、これは惑星や惑星系が時間の経過とともにどのように形成され、発展するかを理解するために重要です。[10]自己重力は、個々の惑星の周りのリングの形成から惑星系の形成まで、さまざまなスケールに適用されます。
地震学
自己重力は地震学の分野に影響を及ぼします。地球は十分に大きいため、弾性波が発生し、その波が大規模な地下構造と相互作用して地球内部の重力を変化させる可能性があるからです。一部のモデルはスペクトル要素法[11]の使用に依存しており、自己重力の影響を考慮に入れています。これは、自己重力が特定の受信源構成の結果に大きな影響を与え、特に長周期波の場合に波動方程式を複雑にする可能性があるためです。この種の精度は、地震学の分野で球体 (地球) の正確な 3-D 地殻モデルを開発する上で重要であり、これによりデータからより正確で高品質の解釈を引き出すことができます。自己重力と重力の影響により、地震学における一次波 (P) と二次波 (S)の重要性が変わります。重力を考慮すると、S 波の影響は考慮しない場合よりも小さくなるためです。[12]
海洋学
自己重力は、海洋学者や地質学者が海面や氷床を理解する上で影響力があり、これは気候変動の影響を予測する上で特に重要である。[3] [5] [13] [14]地球を流体として扱い、自己重力の影響を考慮に入れれば、海洋への力による地球の変形を計算できる。これはまた、調和表面荷重に対する地球の変形応答を観察する際に、海洋潮汐荷重の影響を考慮に入れるためにも使用される。 [14]氷床付近の後氷期の海面の計算結果は、自己重力を考慮しない平面地球モデルを使用する場合と、自己重力を考慮した球形地球を使用する場合とでは大幅に異なり、これらの領域のデータの感度のために、自己重力を無視すると結果が劇的に変化する可能性があることがわかる。[3] [15]また、ラプラスの潮汐方程式をより深く理解し、地球の変形と海洋内の自己重力がM2潮汐成分（月によって決定される潮）にどのように影響するかを理解するための研究も行われてきました。 [13]グリーンランドの氷床が溶けると、自己重力の影響により、グリーンランド周辺の海面は実際に低下し、より離れた地域では上昇するという示唆があります。[5]
参照
参考文献
- ^ Rice, W., Armitage, P., Bate, M. & Bonnell, I. 自己重力原始惑星系円盤の全体的安定性に対する冷却の影響。MNRAS、339、1025 (2003)
- ^ ab Chamberlin, TC「微惑星仮説」カナダ王立天文学会誌、第10巻、p.473-497。1916年11月。
- ^ abc Wu, P. & van der Wal, W. 球状の自己重力粘弾性地球における後氷期の海水準：上部マントルの横方向の粘性変化が下部マントルの粘性コントラストの推定に与える影響。地球惑星科学レター、第211巻、第1～2号、2003年6月15日、57～68ページ。
- ^ abc Colwell, JE, Esposito, LW & M. Sremcevic. カッシーニ探査機による恒星掩蔽で計測した土星Aリングの自己重力航跡。地球物理学研究レター、第33巻、2006年4月1日。L07201、p. 1-4。
- ^ abcd Mitrovica, J., Tamisiea, M., Davis, J. & Milne, G. 地球規模の海面変動のパターンから推定される極地氷床の最近の質量収支。Nature 409, p. 1026-1029。2001年2月22日。
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- ^ 「NASA@SC11デモ：極超音速乱流と星の誕生」。
- ^ Williams, IP (2003年9月). 「ロッシュ限界」.天体力学と動的天文学. 2023年5月19日閲覧。
- ^ グッドマン、J. 自己重力と準恒星状物体ディスク。王立天文学会月報、第339巻、第4号、937〜948ページ、2003年3月。
- ^ Johansen, A., Oishi, J., Low, M., Klahr, H., Henning, T. & Youdin, A. 乱流星周円盤における急速な微惑星形成。Nature 448, 1022-1025、(2007年8月30日)。
- ^ Komatitsch, D. & Tromp, J. 全球地震波伝播のスペクトル要素シミュレーション—II. 3次元モデル、海洋、回転および自己重力。Geophysical Journal International、(2002) 150。p. 303–318。
- ^ フリーマン、G. 重力によって摂動を受ける弾性波。アメリカ地震学会誌。第57巻、第4号、pp.783-794。1967年8月。
- ^ ab ヘンダーショット、M. 固体地球の変形が地球の海洋潮汐に与える影響。Geophysical Journal International（王立天文学会の委託により出版）（1972）29、389-402。
- ^ ab Pagiatakis, S. 固体内核と流体外核を持つ、自己重力、圧縮性、層状、異方性、粘弾性、回転する地球に対する海洋潮汐負荷。測地学および地理情報工学。1988 年 7 月。p. 1-146。
- ^ Wang, H. & Wu, P. 球形の自己重力マクスウェル地球におけるリソスフェアの厚さとマントル粘性の横方向の変化が氷河による相対海面と長波長重力場に与える影響。地球惑星科学レター 249 (2006) 368–383。