دوران النجوم

تميل الجاذبية إلى تقليص الأجرام السماوية لتصبح كروية الشكل، حيث تتركز الكتلة بأكملها بالقرب من مركز الثقل قدر الإمكان. لكن النجم الدوار ليس كرويًا، بل له انتفاخ استوائي.

عندما ينكمش قرص نجمي أولي دوار ليشكل نجمًا، يصبح شكله كرويًا أكثر فأكثر، لكن الانكماش لا يصل إلى شكل كروي مثالي. عند القطبين، تعمل الجاذبية على زيادة الانكماش، بينما عند خط الاستواء، تتضاءل الجاذبية الفعالة بفعل قوة الطرد المركزي. الشكل النهائي للنجم بعد تشكله هو شكل متوازن، بمعنى أن الجاذبية الفعالة في المنطقة الاستوائية (مع تضاؤلها) لا تستطيع سحب النجم إلى شكل كروي أكثر. كما يؤدي الدوران إلى ظاهرة التعتيم بفعل الجاذبية عند خط الاستواء، كما هو موضح في نظرية فون زيبيل .

يُعدّ نجم ريجولوس أ (ألفا ليونيس أ) مثالًا صارخًا على الانتفاخ الاستوائي. تبلغ سرعة دوران خط استواء هذا النجم 317  ±  3  كم/ث، ما يُعادل فترة دوران تبلغ 15.9 ساعة، أي ما يُعادل 86% من السرعة التي عندها يتفكك النجم. ويبلغ نصف قطر خط استواء هذا النجم 32% أكبر من نصف قطره القطبي. ^{[ 7 ]} ومن النجوم الأخرى سريعة الدوران: ألفا أراي ، وبليون ، وفيغا، وأخيرنار .

سرعة تفكك النجم هي تعبير يُستخدم لوصف الحالة التي تتساوى فيها قوة الطرد المركزي عند خط الاستواء مع قوة الجاذبية. ولكي يكون النجم مستقرًا، يجب أن تكون سرعة دورانه أقل من هذه القيمة. ^{[ 8 ]}

تُلاحَظ ظاهرة الدوران التفاضلي السطحي على نجوم مثل الشمس عندما تتغير السرعة الزاوية بتغير خط العرض. عادةً ما تنخفض السرعة الزاوية مع ازدياد خط العرض. ومع ذلك، لوحظ العكس أيضًا، كما هو الحال في النجم المسمى HD  31993. ^{[ 9 ] [ 10 ]} أول نجم من هذا النوع، بخلاف الشمس، يتم رسم خريطة دورانه التفاضلي بالتفصيل هو AB Doradus . ^{[ 1 ] [ 11 ]}

الآلية الأساسية التي تُسبب الدوران التفاضلي هي الحمل الحراري المضطرب داخل النجم. تنقل الحركة الحملية الطاقة نحو السطح عبر حركة كتلة البلازما. تحمل كتلة البلازما هذه جزءًا من السرعة الزاوية للنجم. عندما يحدث الاضطراب من خلال القص والدوران، يمكن إعادة توزيع الزخم الزاوي إلى خطوط عرض مختلفة عبر التدفق الزوالي . ^{[ 12 ] [ 13 ]}

يُعتقد أن المناطق الفاصلة بين المناطق ذات الاختلافات الحادة في الدوران تُعد مواقع فعالة لعمليات الدينامو التي تولد المجال المغناطيسي النجمي . كما يوجد تفاعل معقد بين توزيع دوران النجم ومجاله المغناطيسي، حيث يؤدي تحويل الطاقة المغناطيسية إلى طاقة حركية إلى تعديل توزيع السرعة. ^{[ 1 ]}

يُعتقد أن النجوم تتشكل نتيجة انهيار سحابة منخفضة الحرارة من الغاز والغبار. ومع انهيار السحابة، يؤدي قانون حفظ الزخم الزاوي إلى زيادة أي دوران صافٍ صغير للسحابة، مما يدفع المادة إلى تشكيل قرص دوار. وفي المركز الكثيف لهذا القرص، يتشكل نجم أولي ، يكتسب الحرارة من طاقة الجاذبية الناتجة عن الانهيار.

مع استمرار الانهيار، قد تزداد سرعة الدوران إلى الحد الذي قد يؤدي إلى تفكك النجم الأولي المتراكم بفعل قوة الطرد المركزي عند خط الاستواء. لذا، يجب كبح سرعة الدوران خلال أول 100,000  سنة لتجنب هذا السيناريو. أحد التفسيرات المحتملة لهذا الكبح هو تفاعل المجال المغناطيسي للنجم الأولي مع الرياح النجمية في عملية الكبح المغناطيسي . تحمل الرياح المتمددة الزخم الزاوي بعيدًا، مما يبطئ سرعة دوران النجم الأولي المنهار. ^{[ 14 ] [ 15 ]}

وُجد أن معظم نجوم التسلسل الرئيسي ذات الفئة الطيفية بين O5 وF5 تدور بسرعة كبيرة. ^{[ 7 ] [ 17 ]} بالنسبة للنجوم في هذا النطاق، تزداد سرعة الدوران المقاسة مع ازدياد الكتلة. ويبلغ هذا الازدياد في سرعة الدوران ذروته بين النجوم الشابة الضخمة من الفئة B. "بما أن العمر المتوقع للنجم يتناقص مع ازدياد كتلته، يمكن تفسير ذلك بانخفاض سرعة الدوران مع تقدم العمر."

بالنسبة لنجوم التسلسل الرئيسي، يمكن تقريب انخفاض الدوران بعلاقة رياضية:

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

أين${\displaystyle \Omega _{\mathrm {e} }}$هي السرعة الزاوية عند خط الاستواء و${\displaystyle t}$هو عمر النجم. ^{[ 18 ]} تُعرف هذه العلاقة بقانون سكومانيتش نسبةً إلى أندرو ب. سكومانيتش الذي اكتشفها عام 1972. ^{[ 19 ] [ 20 ] [ 21 ]} علم تحديد عمر النجوم بالدوران هو تحديد عمر النجم بناءً على معدل دورانه، والذي تتم معايرته باستخدام الشمس. ^{[ 22 ]}

تفقد النجوم كتلتها تدريجيًا عبر انبعاث رياح نجمية من غلافها الضوئي. يُؤثر المجال المغناطيسي للنجم بعزم دوران على المادة المقذوفة، مما يؤدي إلى انتقال مستمر للزخم الزاوي بعيدًا عن النجم.  كما تُظهر النجوم التي يزيد معدل دورانها عن 15 كم/ث فقدانًا أسرع للكتلة، وبالتالي معدلًا أسرع لانخفاض الدوران. وهكذا، مع تباطؤ دوران النجم نتيجةً للكبح، يقل معدل فقدان الزخم الزاوي. في ظل هذه الظروف، تقترب النجوم تدريجيًا من حالة انعدام الدوران، لكنها لا تصل إليها أبدًا. ^{[ 23 ]}

تتعرض الأقزام فائقة البرودة والأقزام البنية لدوران أسرع مع تقدمها في العمر، نتيجةً للانكماش الجذبي. كما تمتلك هذه الأجرام مجالات مغناطيسية مشابهة لأبرد النجوم. ومع ذلك، فإن اكتشاف الأقزام البنية سريعة الدوران، مثل القزم البني T6 WISEPC J112254.73+255021.5 ^{[ 24 ]،} يدعم النماذج النظرية التي تُظهر أن كبح الدوران بفعل الرياح النجمية يكون أقل فعالية بأكثر من 1000 مرة في نهاية التسلسل الرئيسي. ^{[ 25 ]}

القزم الأبيض نجم يتكون من مواد ناتجة عن الاندماج النووي الحراري في المراحل الأولى من حياته، ولكنه يفتقر إلى الكتلة اللازمة لحرق تلك العناصر الأثقل. وهو جسم مضغوط مدعوم بتأثير ميكانيكي كمي يُعرف بضغط انحلال الإلكترونات ، والذي يمنع النجم من الانهيار أكثر. عمومًا، تتميز معظم الأقزام البيضاء بمعدل دوران منخفض، على الأرجح نتيجة للكبح الدوراني أو فقدان الزخم الزاوي عندما فقد النجم الأصلي غلافه الخارجي. ^{[ 28 ]} (انظر السديم الكوكبي ).

لا يمكن لنجم قزم أبيض بطيء الدوران أن يتجاوز حد تشاندراسيكار البالغ 1.44 كتلة شمسية دون أن ينهار مكونًا نجمًا نيوترونيًا أو ينفجر كمستعر أعظم من النوع Ia . بمجرد أن يصل القزم الأبيض إلى هذه الكتلة، كما هو الحال عند التراكم أو التصادم، ستتجاوز قوة الجاذبية الضغط الذي تمارسه الإلكترونات. أما إذا كان القزم الأبيض يدور بسرعة، فإن الجاذبية الفعالة تتضاءل في المنطقة الاستوائية، مما يسمح له بتجاوز حد تشاندراسيكار. يمكن أن يحدث هذا الدوران السريع، على سبيل المثال، نتيجة لتراكم الكتلة الذي يؤدي إلى نقل الزخم الزاوي. ^{[ 29 ]}

النجم النيوتروني هو بقايا نجم كثيفة للغاية، تتكون أساسًا من النيوترونات - وهي جسيمات موجودة في معظم نوى الذرات ولا تحمل شحنة كهربائية صافية. تتراوح كتلة النجم النيوتروني بين 1.2 و2.1 ضعف كتلة الشمس . ونتيجةً لانهياره، يمكن أن يدور النجم النيوتروني حديث التكوين بسرعة فائقة، تصل إلى مئة دورة في الثانية.

النجوم النابضة هي نجوم نيوترونية دوارة ذات مجال مغناطيسي. ينبعث شعاع ضيق من الإشعاع الكهرومغناطيسي من قطبي النجوم النابضة الدوارة. إذا مرّ هذا الشعاع باتجاه النظام الشمسي، فإن النجم النابض سيُصدر نبضة دورية يمكن رصدها من الأرض. تعمل الطاقة المُشعّة من المجال المغناطيسي على إبطاء سرعة الدوران تدريجيًا، ولذلك قد تحتاج النجوم النابضة القديمة إلى عدة ثوانٍ بين كل نبضة وأخرى. ^{[ 30 ]}

الثقب الأسود هو جسم ذو مجال جاذبية قوي للغاية لدرجة أنه يمنع الضوء من الإفلات. عندما يتشكل نتيجة انهيار كتلة دوارة، فإنه يحتفظ بكل الزخم الزاوي الذي لم يُفقد على شكل غاز مقذوف. يتسبب هذا الدوران في سحب الفضاء داخل حجم كروي مفلطح، يُسمى "إرجوسفير"، مع الثقب الأسود. تكتسب الكتلة الساقطة في هذا الحجم طاقة من خلال هذه العملية، ويمكن بعد ذلك قذف جزء منها دون السقوط في الثقب الأسود. عند قذف الكتلة، يفقد الثقب الأسود زخمه الزاوي ( عملية بنروز ). ^{[ 31 ]}