恒星の自転

ウィキペディア

恒星の自転

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2023/07/03 08:26 UTC 版)

高速の自転により、偏球状に見えるアケルナルの模式図

恒星の自転（こうせいのじてん、英: Stellar rotation）は、恒星の自身の自転軸の周りでの角運動である。自転速度は、恒星のスペクトルや表面上の構造の動きのタイミングから測定することができる。

恒星の自転は、遠心力により赤道上の膨らみを生み出す。恒星は固体ではないため、差動運動も見られる。そのため、恒星の赤道は、高緯度地域とは異なる角速度で運動できる。このような恒星内の速度の差が恒星磁場を生み出す原因の1つとなる^[1]。

恒星磁場は、恒星風と相互作用する。恒星から恒星風が吹くことで、自転の角速度は遅くなる。恒星磁場は恒星風と相互作用し、恒星の自転の障害となる。結果として、角運動量は恒星から恒星風へと輸送され、時間が経過すると恒星の自転速度は徐々に遅くなる。

測定

恒星を極方向から観測するのでない限り、恒星表面の一部分は、いくらか観測者から遠ざかったり近づいたりする。観測者の方向に向かう運動の成分は、視線速度と呼ばれる。視線速度が観測者に向かってくる方向の場合、ドップラー効果により放射の周波数は高くなる。逆に観測者から遠ざかる方向の場合は、周波数は低くなる。恒星の吸収線が観測される時には、このシフトにより、線の幅は広くなる^[2]。しかし、この広がりは、線の幅を広げる他の効果とは区別することができる。

この恒星は、地球上の観測者の視線からiの傾斜角を持ち、赤道での自転速度はv_eである。

線の広がりで観測される視線速度の成分は、自転軸と視線との傾斜角に依存する。この値は、${\displaystyle v_{e}\cdot \sin i}$

中性子星（中央）は、磁極から放射ビームを放出する。このビームは自転軸を軸とした円錐の表面を掃く。

中性子星は、主に中性子で構成される非常に密度の大きい恒星の残骸である。中性子星の質量は、1.35から2.1太陽質量の範囲である。恒星の崩壊によって新しく形成される中性子星は、1秒間に数百回転という非常に速い自転速度を持つ。

パルサーは、磁場を持って自転する中性子星である。パルサーの極からは、高い指向性を持つ電磁放射のビームが放出される。ビームが太陽系の方向に向くと、パルサーは、周期的なパルスとして観測される。磁場から放射されるエネルギーは、徐々に自転速度を減少させる。そのため、古いパルサーのパルスの間隔は数秒にもなる^[25]。

ブラックホール

詳細は「カー・ブラックホール」を参照

ブラックホールは、光が逃げられないほど強力な重力場を持つ天体である。自転する恒星の崩壊によってブラックホールが形成された場合、放出されたガスによって喪失した分以外の全ての角モーメントが保持される。この自転は、「作用圏」と呼ばれる、ブラックホールに引っ張られる偏球形の空間を作り出す。この空間に落ち込んだ質量はエネルギーを獲得し、質量の一部は外側に放出される。質量が放出されると、ブラックホールは角モーメントを失う（ペンローズ過程を参照）^[26]。ブラックホールの自転速度は、光速の98.7%にも達すると測定されている^[27]。

出典

1. ^ ^{a b c} Donati, Jean-Francois (2003年11月5日). “Differential rotation of stars other than the Sun”. Laboratoire d’Astrophysique de Toulouse. 2007年6月24日閲覧。
2. ^ ^{a b} Shajn, G.; Struve, O. (1929). “On the rotation of the stars”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 89: 222-239. Bibcode: 1929MNRAS..89..222S. 
3. ^ Gould, Andrew (1997). “Measuring the Rotation Speed of Giant Stars from Gravitational Microlensing”. Astrophysical Journal 483 (1): 98-102. arXiv:astro-ph/9611057. Bibcode: 1996astro.ph.11057G. doi:10.1086/304244. 
4. ^ Soon, W.; Frick, P.; Baliunas, S. (1999). “On the rotation of the stars”. The Astrophysical Journal 510 (2): L135-L138. arXiv:astro-ph/9811114. Bibcode: 1999ApJ...510L.135S. doi:10.1086/311805. 
5. ^ Collier Cameron, A.; Donati, J.-F. (2002). “Doin' the twist: secular changes in the surface differential rotation on AB Doradus”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 329 (1): L23-L27. arXiv:astro-ph/0111235. Bibcode: 2002MNRAS.329L..23C. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05147.x. 
6. ^ ^{a b} McAlister, H. A., ten Brummelaar, T. A., et al. (2005). “First Results from the CHARA Array. I. An Interferometric and Spectroscopic Study of the Fast Rotator Alpha Leonis (Regulus).”. The Astrophysical Journal 628 (1): 439-452. arXiv:astro-ph/0501261. Bibcode: 2005ApJ...628..439M. doi:10.1086/430730. 
7. ^ Hardorp, J.; Strittmatter, P. A. (8–11 September 1969). "Rotation and Evolution of be Stars". Proceedings of IAU Colloq. 4. Ohio State University, Columbus, Ohio: Gordon and Breach Science Publishers. p. 48. Bibcode:1970stro.coll...48H。
8. ^ Kitchatinov, L. L.; Rudiger, G. (2004). “Anti-solar differential rotation”. Astronomische Nachrichten 325 (6): 496-500. arXiv:astro-ph/0504173. Bibcode: 2004AN....325..496K. doi:10.1002/asna.200410297. 
9. ^ Ruediger, G.; von Rekowski, B.; Donahue, R. A.; Baliunas, S. L. (1998). “Differential Rotation and Meridional Flow for Fast-rotating Solar-Type Stars”. Astrophysical Journal 494 (2): 691-699. Bibcode: 1998ApJ...494..691R. doi:10.1086/305216. 
10. ^ Donati, J.-F.; Collier Cameron, A. (1997). “Differential rotation and magnetic polarity patterns on AB Doradus”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 291 (1): 1-19. Bibcode: 1997MNRAS.291....1D. 
11. ^ Korab, Holly (1997年6月25日). “NCSA Access: 3D Star Simulation”. National Center for Supercomputing Applications. 2007年6月27日閲覧。
12. ^ Kuker, M.; Rudiger, G. (2004). “Differential rotation on the lower main sequence”. Astronomische Nachrichten 326 (3): 265-268. arXiv:astro-ph/0504411. Bibcode: 2005AN....326..265K. doi:10.1002/asna.200410387. 
13. ^ Ferreira, J.; Pelletier, G.; Appl, S. (2000). “Reconnection X-winds: spin-down of low-mass protostars”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 312 (2): 387-397. Bibcode: 2000MNRAS.312..387F. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03215.x. 
14. ^ Devitt, Terry (2001年1月31日). “What Puts The Brakes On Madly Spinning Stars?”. University of Wisconsin-Madison. http://www.news.wisc.edu/5732 2007年6月27日閲覧。 
15. ^ McNally, D. (1965). “The distribution of angular momentum among main sequence stars”. The Observatory 85: 166-169. Bibcode: 1965Obs....85..166M. 
16. ^ Peterson, Deane M.; et al. (2004). "Resolving the effects of rotation in early type stars". New Frontiers in Stellar Interferometry, Proceedings of SPIE Volume 5491. Bellingham, Washington, USA: The International Society for Optical Engineering. p. 65. Bibcode:2004SPIE.5491...65P。
17. ^ Tassoul, Jean-Louis (1972). Stellar Rotation. Cambridge, MA: Cambridge University Press. ISBN 0-521-77218-4. http://assets.cambridge.org/97805217/72181/sample/9780521772181ws.pdf 2007年6月26日閲覧。 
18. ^ Skumanich, Andrew P. (1972). “Time Scales for CA II Emission Decay, Rotational Braking, and Lithium Depletion”. The Astrophysical Journal 171: 565. Bibcode: 1972ApJ...171..565S. doi:10.1086/151310. 
19. ^ Barnes, Sydney A. (2007). “Ages for illustrative field stars using gyrochronology: viability, limitations and errors”. The Astrophysical Journal 669 (2): 1167-1189. arXiv:0704.3068. Bibcode: 2007ApJ...669.1167B. doi:10.1086/519295. 
20. ^ Nariai, Kyoji (1969). “Mass Loss from Coronae and Its Effect upon Stellar Rotation”. Astrophysics and Space Science 3 (1): 150-159. Bibcode: 1969Ap&SS...3..150N. doi:10.1007/BF00649601. 
21. ^ ^{a b} Hut, P. (1999). “Tidal evolution in close binary systems”. Astronomy and Astrophysics 99 (1): 126-140. Bibcode: 1981A&A....99..126H. 
22. ^ Weaver, D.; Nicholson, M. (1997年12月4日). “One Star's Loss is Another's Gain: Hubble Captures Brief Moment in Life of Lively Duo”. NASA Hubble. 2007年7月3日閲覧。
23. ^ Willson, L. A.; Stalio, R. (1990). Angular Momentum and Mass Loss for Hot Stars (1st ed.). Springer. pp. 315-16. ISBN 0-7923-0881-6 
24. ^ Yoon, S.-C.; Langer, N. (2004). “Presupernova evolution of accreting white dwarfs with rotation”. Astronomy and Astrophysics 419 (2): 623-644. arXiv:astro-ph/0402287. Bibcode: 2004A&A...419..623Y. doi:10.1051/0004-6361:20035822. 
25. ^ Lorimer, D. R. (1998年8月28日). “Binary and Millisecond Pulsars”. Max-Planck-Gesellschaft. 2012年5月1日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年6月27日閲覧。
26. ^ Begelman, Mitchell C. (2003). “Evidence for Black Holes”. Science 300 (5627): 1898-1903. Bibcode: 2003Sci...300.1898B. doi:10.1126/science.1085334. PMID 12817138. 
27. ^ Tune, Lee (2007年5月29日). “Spin of Supermassive Black Holes Measured for First Time”. University of Maryland Newsdesk. http://www.newsdesk.umd.edu/scitech/release.cfm?ArticleID=1447 2007年6月25日閲覧。 

外部リンク

• Staff (2006年2月28日). “Stellar Spots and Cyclic Activity: Detailed Results”. ETH Zurich. 2009年10月22日閲覧。^{[リンク切れ]}

表 話 編 歴 恒星
恒星進化論	星形成 前主系列星 主系列星 赤色巨星分枝 水平分枝 漸近巨星分枝 汲み上げ効果 不安定帯 レッドクランプ PG1159型星 惑星状星雲 原始惑星状星雲 高輝度赤色新星 高光度青色変光星 ウォルフ・ライエ星 擬似的超新星 超新星 極超新星 ヘルツシュプルング・ラッセル図
原始星	分子雲 暗黒星雲 ボーク・グロビュール HII領域 若い星状天体 ハービッグ・ハロー天体 林トラック 林の限界線 ヘニエイトラック オリオン変光星 おうし座T型星 オリオン座FU型星 ハービッグAe/Be型星
光度階級 スペクトル分類	極超巨星 黄色極超巨星 超巨星 青色超巨星 黄色超巨星 赤色超巨星 輝巨星 巨星 青色巨星 赤色巨星 準巨星 主系列星（矮星） O B A F G K M 準矮星
特徴のある星	青色はぐれ星 Be星 OB型星 B型準矮星 晩期型星 特異星 Am星 Ap/Bp星 roAp星 水銀・マンガン星 ヘリウム星 強ヘリウム星 炭素星 S型星 バリウム星 CH星 うしかい座λ型星 テクネチウム星 ガス殻星 炭素過剰金属欠乏星
コンパクト星など	亜恒星天体 褐色矮星 白色矮星 中性子星 パルサー マグネター 恒星ブラックホール
仮定義・仮説上の天体	黒色矮星 青色矮星 ヘリウム惑星 準褐色矮星 プラネター 異種星 クォーク星 ボソン星 ダークマター星 Quasi-star ソーン-ジトコフ天体 鉄の星
元素合成	アルファ反応 トリプルアルファ反応 陽子-陽子連鎖反応 ヘリウム・フラッシュ CNOサイクル 炭素燃焼過程 ネオン燃焼過程 酸素燃焼過程 ケイ素燃焼過程 S過程 R過程 フューザー 新星（新星残骸）
内部構造	太陽核 対流層 微視的乱流 太陽型振動 放射層 光球 恒星黒点 彩層 コロナ 恒星風 恒星風バブル 星震学 エディントン光度 ケルビン・ヘルムホルツ機構
特徴	命名 恒星力学 有効温度 運動星団 恒星磁場 等級（絶対等級） 太陽質量 金属量 恒星の自転 UBV色 変化性
恒星系	連星 接触連星 共通外層 多重星 降着円盤 惑星系 太陽系
地球での観測	北極星 等級 見かけの等級 写真等級 視線速度 固有運動 視差 測光標準星
関連項目	惑星 星団 球状星団 銀河 超銀河団 日震学 客星 星座 アステリズム 重力
ポータル:天文学