較差自轉

較差自轉(differential rotation)，又名差動自轉。是指一個天體在自轉時不同部位的角速度互不相同的現象。較差自轉在大多數非固體的天體中存在，比如星系、恆星、巨型氣體行星等等；太陽系內則在太陽、木星和土星的表面出現。

較差自轉就是說在太陽不同的緯度，自轉的速率是不一樣的。在太陽赤道附近，太陽每25天轉一圈，可是在極區大概要37天轉一圈，這種情況叫做較差自轉。

基本介紹

• 中文名：較差自轉
• 外文名：differential rotation

歷史

據歷史記載，伽利略·伽利萊在觀測太陽黑子時首度察覺到此一現象，成為第一位觀察到較差自轉者。而後，克里斯托夫·賽因那(Christoph Scheiner)於1630年左右指出太陽在極區與赤道區的自轉周期差異，與現今觀測結論並無太多差別。

成因

星體的自轉來自於其在前恆星(prestellar)的吸積階段(accretion phase)，以及對角動量的守恆而來。而較差自轉的成因主要來自於星體自身結構內部的對流；由於恆星內部有溫度梯度等影響，對流會使得內部及外部的物質進行類似置換的動作，而小區塊物質本身帶有恆星的部分角動量，不同區域的對流造成了恆星內部角速度分布的重新配置，而形成了較差自轉的現象。需要注意的是，有時恆星風也是恆星損失角動量的來源。

銀河系的較差自轉

盤狀星系不像固體一樣旋轉，但會發生較差自轉。星系旋轉速度隨半徑的變化關係稱為旋轉曲線，它通常被看作是對星系質量輪廓的一種測量：

• {\displaystyle v_{c}(R)={\sqrt {\frac {GM(<R)}{R}}}}
  
• {\displaystyle v_{c}(R),}是半徑{\displaystyle R}處的旋轉速度
  
• {\displaystyle M(<R),}是半徑{\displaystyle R}以內包含的總質量