맨위로가기

차등회전

"오늘의AI위키"는 AI 기술로 일관성 있고 체계적인 최신 지식을 제공하는 혁신 플랫폼입니다.
"오늘의AI위키"의 AI를 통해 더욱 풍부하고 폭넓은 지식 경험을 누리세요.
목차

1. 개요

차등 회전은 천체의 각 부분이 서로 다른 속도로 회전하는 현상을 의미한다. 별과 행성은 각운동량 보존에 의해 회전하며, 내부적인 차등 회전은 대류에 의해 발생한다. 은하는 단단한 물체처럼 회전하지 않고 차등 회전하며, 회전 속도는 반경의 함수로 나타나 회전 곡선으로 표현된다. 차등 회전은 별의 자기장 생성, 물질 혼합, 스펙트럼 변화, 타코클라인에서의 전단 현상에 영향을 미친다. 태양은 적도에서 극으로 갈수록 회전 속도가 감소하며, 내부 회전은 대류 외피와 중심부에서 다르다.

2. 원인

별과 행성이 처음부터 회전하는 이유는 각운동량 보존에 의해 형성되는 분자 구름의 무작위적인 이동이 뭉쳐지면서 회전 운동으로 바뀌기 때문이다. 이 전체의 평균 회전 상태에서 내부적인 차등 회전은 별의 대류에 의해 발생하는데, 이는 핵에서 바깥쪽으로의 가파른 온도 기울기 때문에 질량이 이동하는 것이다. 이 질량은 별의 각운동량의 일부를 운반하여 각속도를 재분배하며, 심지어 별이 항성풍에서 각속도를 잃을 정도로 멀리까지 이동할 수 있다. 따라서 차등 회전은 인접 지역의 온도 차이에 따라 달라진다.

2. 1. 항성의 차등 회전

별과 행성이 처음부터 회전하는 이유는 각운동량 보존에 의해 형성되는 분자 구름의 무작위적인 이동이 뭉쳐지면서 회전 운동으로 바뀌기 때문이다. 이 전체의 평균 회전 상태에서 내부적인 차등 회전은 별의 대류에 의해 발생하는데, 이는 핵에서 바깥쪽으로의 가파른 온도 기울기 때문에 질량이 이동하는 것이다. 이 질량은 별의 각운동량의 일부를 운반하여 각속도를 재분배하며, 심지어 별이 항성풍에서 각속도를 잃을 정도로 멀리까지 이동할 수 있다. 따라서 차등 회전은 인접 지역의 온도 차이에 따라 달라진다.

2. 2. 은하의 차등 회전

원반 은하는 단단한 물체처럼 회전하지 않고, 차등 회전한다. 반경의 함수로서의 회전 속도는 회전 곡선이라고 하며, 은하의 질량 분포를 측정하는 것으로 해석되는 경우가 많다.

:v_{c}(R)=\sqrt{\frac{GM(

여기서,

  • v_{c}(R),는 반경 R에서의 회전 속도이다.
  • M(는 반경 R 내에 포함된 총 질량이다.

3. 측정

별의 차등 회전은 위도에 따라 각속도가 달라지는 현상으로, 다음과 같은 방법으로 측정한다.


  • 흑점 추적: 별 표면의 흑점을 추적하여 각 위도의 이동 속도를 비교한다.
  • 태양 진동학: 태양 진동학을 이용하여 태양 내부 진동 모드의 주파수 변화를 통해 회전 속도 차이를 추론한다.
  • 흡수선 분석: 별빛 스펙트럼의 흡수선 넓어짐을 분석, 회전 속도의 시선 방향 성분(vrot)을 계산한다. (vrotsin(''i'')에서 ''i''는 시선 방향과 별의 회전축 사이 각도)
  • 자력도: 태양의 경우, 자기장 강도와 위치를 나타내는 자력도로 차등 회전을 관찰한다.
  • 전파 관측: 주기적 전파 방출 별은 전파 도달 시간의 미세 변화를 분석하여 차등 회전을 측정한다. (예: M9 극저온 왜성 TVLM 513-46546)[2]

3. 1. 항성의 차등 회전 측정

별의 서로 다른 위도가 서로 다른 각속도를 갖는지 확인하기 위해 별의 차등 회전을 측정하고 계산하는 방법은 많다. 가장 명확한 방법은 별 표면의 흑점을 추적하는 것이다.

태양 진동학 측정을 통해 차등 회전을 추론할 수 있다. 태양은 내부에서 동시에 진동하는 매우 많은 음향 모드를 가지고 있으며, 그 주파수의 역변환을 통해 태양 내부의 회전을 얻을 수 있다. 이는 깊이와 (특히) 위도에 따라 다르다.

광학 스펙트럼에서 흡수선의 넓어진 모양은 vrotsin(''i'')에 의존하며, 여기서 ''i''는 시선과 회전축 사이의 각도이므로, 회전 속도의 시선 방향 성분 vrot을 연구할 수 있다. 이는 적도와 극에서의 vrot에 대해 아래 방정식 (2)를 사용하여 선 모양의 푸리에 변환으로부터 계산된다.

태양 차등 회전은 또한 태양 자기장의 강도와 위치를 보여주는 자력도에서 관찰된다.

정기적으로 전파 방출 플레어를 방출하는 별의 차등 회전을 측정하는 것이 가능할 수 있다. M9 극저온 왜성 TVLM 513-46546에 대한 7년간의 관측을 통해, 천문학자들은 전파의 도달 시간에서 미세한 변화를 측정할 수 있었다. 이러한 측정은 전파가 여러 해 동안 체계적인 방식으로 1~2초 더 빨리 또는 늦게 도달할 수 있음을 보여준다. 태양에서는 활성 영역이 전파 플레어의 일반적인 발생원이다. 연구자들은 이 효과가 태양 태양 주기 동안 발생하는 것처럼 서로 다른 위도에서 활성 영역이 나타나고 사라지는 것으로 가장 잘 설명된다고 결론 내렸다.[2]

3. 2. 은하의 차등 회전 측정

별의 서로 다른 위도가 서로 다른 각속도를 갖는지 확인하기 위해 별의 차등 회전을 측정하고 계산하는 방법은 많다. 가장 명확한 방법은 별 표면의 흑점을 추적하는 것이다.

태양 진동학 측정을 통해 차등 회전을 추론할 수 있다. 태양은 내부에서 동시에 진동하는 매우 많은 음향 모드를 가지고 있으며, 그 주파수의 역변환을 통해 태양 내부의 회전을 얻을 수 있다. 이는 깊이와 (특히) 위도에 따라 다르다.

광학 스펙트럼에서 흡수선의 넓어진 모양은 vrotsin(i)에 의존하며, 여기서 ''i''는 시선과 회전축 사이의 각도이므로, 회전 속도의 시선 방향 성분 vrot을 연구할 수 있다. 이는 적도와 극에서의 vrot에 대해 선 모양의 푸리에 변환으로부터 계산된다.

태양 차등 회전은 또한 태양 자기장의 강도와 위치를 보여주는 자력도에서 관찰된다.

정기적으로 전파 방출 플레어를 방출하는 별의 차등 회전을 측정하는 것이 가능할 수 있다. M9 극저온 왜성 TVLM 513-46546에 대한 7년간의 관측을 통해, 천문학자들은 전파의 도달 시간에서 미세한 변화를 측정할 수 있었다. 이러한 측정은 전파가 여러 해 동안 체계적인 방식으로 1~2초 더 빨리 또는 늦게 도달할 수 있음을 보여준다. 태양에서는 활성 영역이 전파 플레어의 일반적인 발생원이다. 연구자들은 이 효과가 태양 흑점 주기 동안 발생하는 것처럼 서로 다른 위도에서 활성 영역이 나타나고 사라지는 것으로 가장 잘 설명된다고 결론 내렸다.[2]

4. 영향

차등 회전은 별의 대류층 내 각운동량 재분배로 인해 발생하며, 이는 별의 외피에서 대규모 자기장을 생성하는 주요 원인이 된다. 이 두 영역 사이 경계면은 각 회전 기울기가 가장 커서 자기장 생성 과정이 가장 효율적으로 일어나는 곳으로 예상된다.[1]

내부 차등 회전은 별 내부 물질과 열, 에너지를 섞는 역할을 한다.[2]

또한, 차등 회전은 별 표면에서 도플러 효과로 인해 흡수선 스펙트럼에 선 넓어짐 현상을 일으킨다.

태양의 경우, 타코클라인이라는 곳에서 차등 회전으로 인한 전단 현상이 발생한다. 이곳은 중심에서 약 0.71 태양 반지름 떨어진 곳으로, 대류층의 차등 회전에서 내부의 강체 회전으로 바뀌는 영역이다.

4. 1. 항성에서의 영향

별의 대류층 내에서 각운동량 재분배로 인한 각 회전의 기울기는 외부 외피에서 자기 유체역학적(다이나모) 메커니즘을 통해 대규모 자기장을 생성하는 주요 원동력이 될 것으로 예상된다. 이 두 영역 사이의 경계면은 각 회전 기울기가 가장 강하고 따라서 다이나모 과정이 가장 효율적으로 일어날 것으로 예상되는 곳이다.[1]

내부 차등 회전은 별의 물질과 열/에너지를 혼합하는 별의 혼합 과정의 한 부분이다.[2]

차등 회전은 별 표면에서 선이 다르게 도플러 이동되어 선 넓어짐을 일으켜 별의 광학 흡수선 스펙트럼에 영향을 미친다.

태양의 차등 회전은 소위 타코클라인에서 전단을 일으킨다. 이것은 회전이 대류 영역에서 차등 회전에서 중심에서 0.71R☉ 떨어진 내부의 거의 강체 회전으로 바뀌는 영역이다.

4. 2. 은하에서의 영향

원반 은하는 단단한 물체처럼 회전하지 않고, 차등 회전한다. 반경의 함수로서의 회전 속도는 회전 곡선이라고 하며, 은하의 질량 분포를 측정하는 것으로 해석되는 경우가 많다.[1]

:v_{c}(R)=\sqrt{\frac{GM(

여기서,[1]

  • v_{c}(R)는 반경 R에서의 회전 속도이다.
  • M(는 반경 R 내에 포함된 총 질량이다.

5. 태양의 차등 회전

태양 내부의 회전. 외부 대류 영역에서의 차등 회전과 중심 복사 영역에서의 거의 균일한 회전을 보여준다.


Helioseismology영어 진동 연구를 통해 태양의 회전은 전체 복사 내부에서는 거의 일정하고 대류 외피 내에서는 반경과 위도에 따라 변동한다는 사실이 밝혀졌다.[1] 태양은 적도에서 약 2km의 회전 속도를 가지며, 차등 회전은 각속도가 위도가 증가함에 따라 감소한다는 것을 의미한다.[1] 극은 34.3일마다 한 바퀴 회전하고 적도는 25.05일마다 한 바퀴 회전한다(항성 회전 기준).[1]

태양 대류의 매우 격렬한 특성과 회전으로 인한 비등방성은 모델링의 역학을 복잡하게 만든다.[1] 분자 소산 규모는 태양에서 대류 외피의 깊이보다 최소 6자리수 이상 작다.[1] 태양 대류의 직접적인 수치 시뮬레이션은 세 차원에서 이 모든 범위의 규모를 해결해야 한다.[1] 결과적으로, 모든 태양 차등 회전 모델은 명시적으로 계산되지 않는 난류 운동에 의한 운동량 및 열 수송에 대한 몇 가지 근사를 포함해야 한다.[1] 따라서 모델링 접근 방식은 근사에 따라 평균장 모델 또는 대와류 시뮬레이션으로 분류할 수 있다.[1]

6. 공식

관측된 흑점의 경우, 차등 회전은 다음과 같이 계산할 수 있다.

:\Omega = \Omega_{0}-\Delta\Omega \sin^{2}\Psi

여기서 \Omega_{0}는 적도에서의 회전 속도이고, \Delta\Omega = (\Omega_{0}-\Omega_\mathrm{pole})는 극과 적도 사이의 각속도 차이로, 회전 전단의 강도라고 한다. \Psi는 적도로부터 측정된 태양 위도이다.


  • 회전 전단의 역수 \frac{2\pi}{\Delta\Omega}는 랩 타임, 즉 적도가 극보다 한 바퀴 더 도는 데 걸리는 시간이다.

  • 상대적 차등 회전 속도는 회전 전단과 적도에서의 회전 속도의 비율이다: \alpha=\frac{\Delta\Omega}{\Omega_{0}}

  • 태양의 도플러 회전 속도(도플러 편이된 흡수선에서 측정)는 다음과 같이 근사할 수 있다: \frac{\Omega}{2\pi} = (451.5-65.3\cos^{2}\theta - 66.7\cos^{4}\theta) \, \mathrm{nHz} 여기서 θ는 극으로부터 측정된 위도 보각이다.

참조

[1] 논문 Magnetic reversals of Jupiter and Saturn https://www.scienced[...] 1986-07
[2] 논문 Timing Analysis of the Periodic Radio and Optical Brightness Variations of the Ultracool Dwarf, TVLM 513-46546 2014-06-10


본 사이트는 AI가 위키백과와 뉴스 기사,정부 간행물,학술 논문등을 바탕으로 정보를 가공하여 제공하는 백과사전형 서비스입니다.
모든 문서는 AI에 의해 자동 생성되며, CC BY-SA 4.0 라이선스에 따라 이용할 수 있습니다.
하지만, 위키백과나 뉴스 기사 자체에 오류, 부정확한 정보, 또는 가짜 뉴스가 포함될 수 있으며, AI는 이러한 내용을 완벽하게 걸러내지 못할 수 있습니다.
따라서 제공되는 정보에 일부 오류나 편향이 있을 수 있으므로, 중요한 정보는 반드시 다른 출처를 통해 교차 검증하시기 바랍니다.

문의하기 : help@durumis.com