الدوران التفاضلي

📅 آخر تحديث: ٢٧ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٧ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 12 صور
الموسوعة الحرة

يُلاحظ الدوران التفاضلي عندما تتحرك أجزاء مختلفة من جسم دوار بسرعات زاوية (أو معدلات دوران ) مختلفة عند خطوط عرض و/أو أعماق مختلفة للجسم و/أو مع مرور الوقت. وهذا يدل على أن الجسم ليس صلبًا . في الأجسام السائلة ، مثل أقراص التراكم ، يؤدي ذلك إلى القص . عادةً ما تُظهر المجرات والنجوم الأولية دورانًا تفاضليًا؛ ومن الأمثلة على ذلك في النظام الشمسي الشمس والمشتري وزحل . [ 1 ]

في حوالي عام 1610، رصد غاليليو غاليلي البقع الشمسية وحسب دوران الشمس . وفي عام 1630، أفاد كريستوف شاينر بأن للشمس فترات دوران مختلفة عند القطبين وعند خط الاستواء، وهو ما يتوافق إلى حد كبير مع القيم الحديثة.

سبب

تدور النجوم والكواكب في المقام الأول لأن قانون حفظ الزخم الزاوي يحوّل الانجراف العشوائي لأجزاء السحابة الجزيئية التي تتشكل منها إلى حركة دورانية أثناء اندماجها. ونظرًا لهذا الدوران المتوسط ​​للجسم ككل، فإن الدوران التفاضلي الداخلي ينتج عن الحمل الحراري في النجوم، وهو عبارة عن حركة للكتلة بسبب تدرجات الحرارة الحادة من النواة إلى الخارج. تحمل هذه الكتلة جزءًا من الزخم الزاوي للنجم، مما يؤدي إلى إعادة توزيع السرعة الزاوية، وربما حتى إلى مسافة كافية يفقد فيها النجم سرعته الزاوية في الرياح النجمية . وبالتالي، يعتمد الدوران التفاضلي على فروق درجات الحرارة في المناطق المجاورة.

قياس

توجد طرق عديدة لقياس وحساب الدوران التفاضلي للنجوم لمعرفة ما إذا كانت خطوط العرض المختلفة لها سرعات زاوية مختلفة. وأبرز هذه الطرق تتبع النقاط على سطح النجم.

من خلال إجراء قياسات الزلازل الشمسية لأنماط الموجات الأولية (p-modes) الشمسية، يُمكن استنتاج الدوران التفاضلي. تمتلك الشمس العديد من الأنماط الصوتية التي تتذبذب في باطنها في آنٍ واحد، ويمكن لعكس تردداتها أن يُعطينا معرفة دوران باطن الشمس. ويختلف هذا الدوران باختلاف العمق (وخاصةً خط العرض).

تعتمد الأشكال المتسعة لخطوط الامتصاص في الطيف المرئي على v rot sin(i)، حيث i هي الزاوية بين خط الرؤية ومحور الدوران، مما يسمح بدراسة مركبة سرعة الدوران v rot على خط الرؤية . تُحسب هذه المركبة من تحويلات فورييه لأشكال الخطوط، باستخدام المعادلة (2) أدناه لـ v rot عند خط الاستواء والقطبين. انظر أيضًا الرسم البياني 2. كما يُلاحظ الدوران التفاضلي الشمسي في صور المغناطيسية، وهي صور تُظهر قوة وموقع المجالات المغناطيسية الشمسية.

قد يكون من الممكن قياس التباين في توقيت وصول موجات الراديو بين النجوم التي تُصدر بانتظام توهجات. وباستخدام سبع سنوات من رصد القزم فائق البرودة من النوع M9 ، TVLM 513–46546، تمكن علماء الفلك من قياس تغيرات طفيفة في أوقات وصول موجات الراديو. تُظهر هذه القياسات أن موجات الراديو قد تصل قبل أو بعد ثانية أو ثانيتين بشكل منتظم على مدى عدة سنوات. تُعد المناطق النشطة على سطح الشمس مصادر شائعة لتوهجات الراديو. وخلص الباحثون إلى أن هذا التأثير يُفسَّر على أفضل وجه بظهور واختفاء المناطق النشطة عند خطوط عرض مختلفة، كما يحدث خلال دورة البقع الشمسية . [ 2 ]

الآثار

من المتوقع أن تكون تدرجات الدوران الزاوي الناتجة عن إعادة توزيع الزخم الزاوي داخل الطبقات الحملية للنجم محركًا رئيسيًا لتوليد المجال المغناطيسي واسع النطاق، من خلال آليات الدينامو المغناطيسية المائية في الأغلفة الخارجية. وتُعدّ منطقة التماس بين هاتين المنطقتين هي المنطقة التي تكون فيها تدرجات الدوران الزاوي في أقصى قوتها، وبالتالي يُتوقع أن تكون عمليات الدينامو فيها أكثر كفاءة.

يُعد الدوران التفاضلي الداخلي جزءًا من عمليات الخلط في النجوم، حيث يخلط المواد والحرارة/الطاقة في النجوم.

يؤثر الدوران التفاضلي على أطياف خطوط الامتصاص الضوئي النجمي من خلال توسيع الخطوط الناتج عن اختلاف إزاحة دوبلر للخطوط عبر سطح النجم.

يُسبب الدوران التفاضلي الشمسي قصًا عند ما يُسمى بالتاكوكلين. وهي منطقة يتغير فيها الدوران من تفاضلي في منطقة الحمل الحراري إلى دوران شبه صلب في الداخل، على بُعد 0.71 من نصف قطر الشمس من المركز.

مستوى سطحي

بالنسبة للبقع الشمسية المرصودة، يمكن حساب الدوران التفاضلي على النحو التالي: Ω=Ω0-ΔΩالخطيئة2⁡Ψ{\displaystyle \Omega =\Omega _{0}-\Delta \Omega \sin ^{2}\Psi } أينΩ0{\displaystyle \Omega _{0}}يمثل معدل الدوران عند خط الاستواء، وΔΩ=(Ω0-Ωصoلهـ){\displaystyle \Delta \Omega =(\Omega _{0}-\Omega _{\mathrm {pole} })}الفرق في السرعة الزاوية بين القطب وخط الاستواء، ويسمى قوة القص الدوراني.Ψ{\displaystyle \Psi }هي خط العرض الهليوغرافي ، مقاسة من خط الاستواء.

  • مقلوب القص الدوراني 2πΔΩ{\displaystyle {\frac {2\pi }{\Delta \Omega }}}هو زمن اللفة، أي الوقت الذي يستغرقه خط الاستواء لإكمال لفة كاملة أكثر من القطبين.
  • معدل الدوران التفاضلي النسبي هو نسبة القص الدوراني إلى معدل الدوران عند خط الاستواء:α=ΔΩΩ0{\displaystyle \alpha ={\frac {\Delta \Omega }{\Omega _{0}}}}
  • يمكن تقريب معدل دوران دوبلر في الشمس (المقاس من خطوط الامتصاص المزاحة دوبلر) على النحو التالي:Ω2π=(451.5-65.3كوس2⁡θ-66.7كوس4⁡θ)نحz{\displaystyle {\frac {\Omega }{2\pi }}=(451.5-65.3\cos ^{2}\theta -66.7\cos ^{4}\theta )\,\mathrm {nHZ} }حيث θ هي خط العرض المشترك (مقاسة من القطبين).

أمثلة

شمس

الدوران الداخلي في الشمس، مما يُظهر دورانًا تفاضليًا في منطقة الحمل الحراري الخارجية ودورانًا شبه منتظم في منطقة الإشعاع المركزية.

أظهرت دراسة التذبذبات على سطح الشمس أن دورانها ثابت تقريبًا داخل كامل باطنها الإشعاعي، ويتغير تبعًا لنصف قطرها وخط عرضها داخل غلافها الحملي. تبلغ سرعة دوران الشمس حول خط الاستواء حوالي 2  كم/ث؛ ويشير دورانها التفاضلي إلى أن السرعة الزاوية تتناقص مع ازدياد خط العرض. يدور القطبان دورة كاملة كل 34.3 يومًا، بينما يدور خط الاستواء دورة كاملة كل 25.05 يومًا، وذلك قياسًا بالنسبة للنجوم البعيدة (الدوران النجمي).

تُعقّد الطبيعة شديدة الاضطراب للحمل الحراري الشمسي والتباينات الناتجة عن الدوران ديناميكيات النمذجة. إذ إن مقاييس تبديد الجزيئات على سطح الشمس أصغر بستة مراتب على الأقل من عمق الغلاف الحراري. ويتطلب إجراء محاكاة عددية مباشرة للحمل الحراري الشمسي تحليل هذا النطاق الكامل من المقاييس في كل بُعد من الأبعاد الثلاثة. ونتيجةً لذلك، يجب أن تتضمن جميع نماذج الدوران التفاضلي الشمسي بعض التقريبات المتعلقة بنقل الزخم والحرارة بواسطة الحركات المضطربة التي لا تُحسب بشكل صريح. وبالتالي، يمكن تصنيف مناهج النمذجة إما إلى نماذج المجال المتوسط ​​أو محاكاة الدوامات الكبيرة وفقًا لهذه التقريبات.

المجرات القرصية

لا تدور المجرات القرصية كالأجسام الصلبة، بل تدور بشكل تفاضلي. تُسمى سرعة الدوران كدالة لنصف القطر منحنى الدوران، وغالبًا ما يُفسر على أنه قياس لتوزيع كتلة المجرة، كما يلي: vج(R)=جيم(<R)R{\displaystyle v_{c}(R)={\sqrt {\frac {GM(<R)}{R}}}} أين

  • vج(R)،{\displaystyle v_{c}(R),}هي سرعة الدوران عند نصف القطرR{\displaystyle R}
  • م(<R)،{\displaystyle M(<R),}الكتلة الكلية المحصورة داخل نصف القطرR{\displaystyle R}

انظر أيضاً

مراجع

  1. ↑ هاثاواي، ديفيد هـ. (يوليو 1986). "الانعكاسات المغناطيسية لكوكبَي المشتري وزحل" . إيكاروس . 67 (1): 88-95 . Bibcode : 1986Icar...67...88H . doi : 10.1016/0019-1035(86)90177-6 . تاريخ الاسترجاع: 25 أبريل 2024 .
  2. ↑ وولسزكان، أ.؛ روت، م. (10 يونيو 2014). "تحليل زمني للتغيرات الدورية في سطوع الراديو والضوء المرئي للقزم فائق البرودة، TVLM 513-46546". المجلة الفيزيائية الفلكية . 788 (1): 23. arXiv : 1404.4682 . Bibcode : 2014ApJ...788...23W . doi : 10.1088/0004-637X/788/1/23 . S2CID 119114679 . 

للمزيد من القراءة