دوران نجمي
دوران النجم أو لف النجوم  هي الحركة الزاوية للنجم حول محوره. ويمكن قياس معدل الدوران من طيف النجم، أو عن طريق توقيت حركات الملامح الفعالة على سطح النجم.

دوران النجم ينتج عنة انتفاخ عند خط استوائه بسبب قوة الطرد المركزي وبما ان النجوم ليست أجسام صلبة، فهي تخضع لدوران تفاضلي. في هذة الحالة فأن خط الاستواء للنجم يمكن أن يدور بسرعات زاوية مختلفة عن مناطق خطوط العرض العليا.وقد يكون لهذه الاختلافات في معدل الدوران داخل نجم دورا هاما في توليد المجال المغناطيسي النجمي.

القياس 
يعتمد معدل دوران النجم على عمرة وكتلتة لأن معدل دوران النجوم تتباطأ بشكل ثابت مع الزمن ويعتقد علماء الفلك أن النجوم الأكبر والأثقل تميل لتدور أسرع من النجوم الأصغر والأخف ولقياس دوران النجم حول نفسه يبحث الفلكيون عن التغير في سطوع النجم. والناتجة عن البقع المظلمة الموجودة فوق سطحه –المكافئ النجمي للبقع الشمسية 

وما لم يتم رصد النجم من اتجاه القطب، فأن أجزاء من سطح النجم لها قدر من الحركة نحو أو بعيدا عن المراقب. ويطلق على عنصر الحركة التي هي في اتجاه المراقب السرعة الشعاعية.لاجزاء السطح التي لديها سرعة شعاعية في اتجاه المراقب فأن الإشعاع يتحول إلى تردد أعلى بسبب تأثير دوبلر وبالمثل تنزاح المناطق المبتعدة عن المراقب إلى تردد أدنى.عند مراقبة خطوط الطيف النجمية، هذا التحول في نهايتي الطيف يؤدي إلى توسع الخط. ومع ذلك، هذا التوسيع يجب فصله بعناية عن الآثار الأخرى التي يمكن أن تزيد من عرض الخط.

مكون السرعة الشعاعية المرصود من خلال توسيع الخط يعتمد على ميل قطب النجم إلى خط الرؤية. وتعطى القيمة المشتقة كالتالي: , حيث ve هي سرعة الدوران عند خط الاستواء و i هو الميل.ومع ذلك، i ليس معروف دائما، وبالتالي فإن النتيجة تعطي قيمة الحد الأدنى لسرعة دوران النجم.هذا إذا كان i ليس زاوية قائمة عندها السرعة الفعلية تكون أكبر من . ويشار إلى هذاأحيانا بسرعة الدوران المتوقعة.

في حالة النجوم العملاقة اضطراب ضئيل في الغلاف الجوي يمكن أن يؤدي إلى تعريض الخط الذي هو أكبر بكثير من آثار الدوران متسببا باخفاء الإشارة. ومع ذلك، هناك طريقة أخرى لمعالجة المشكلة من خلال الاستفادة من تأثير العدسية الصغرية الجذبية يحدث هذا عندما يمر جسم ضخم أمام نجم أبعد، ويتصرف كعدسة، ومكبرا الصورة لفترة قصيرة. المعلومات الأكثر تفصليا التي يتم جمعها خلال هذا الحدث، تجعل من الأسهل التميز بين تأثير الاضطراب الضئيل في الغلاف الجوي والدران.

وعلاوة على ذلك، إذا أظهر النجم نشاطا على السطح، مثل البقع النجمية، هذه الميزة يمكن أن تستخدم لتقدير فترة الدوران. ومع ذلك، يمكن لهذه البقع ان تتشكل في مواقع مختلفة من خط الاستواء ثم تهاجر على طول خطوط العرض المختلفة على مدى فترة حياتها، لذلك فأن الدوران التفاضلي للنجم يمكن أن ينتج قياسات متفاوتة جدا. وكثيرا ما يرتبط النشاط المغناطيسي النجمي مع الدوران السريع، لذلك هذه التقنية يمكن استخدامها لقياس امثال هذة النجوم.
وقد أظهرت دراسة البقع النجمية انها من الممكن أن تسبب بالاختلاف في معدل سرعة دوران النجم حيث يقوم الحقل المغناطيسي بتعديل تدفق الغازات في النجم.

الآثار المادية

الانتفاخ الاستوائي 

تميل الجاذبية إلى تشكيل الأجرام السماوية على شكل كرة مثالية، شكل تكون فيه كل الكتلة أقرب ما يمكن إلى مركز الثقل لكن النجم الدوار ليس كروي الشكل، ولديه انتفاخ استوائي.
ان دوران قرص نجم أولي يتقلص ليشكل شكل النجم ليصبح أكثر وأكثر كروية، ولكن هذا التقلص لا يمضي حتى النهاية ليشكل كرة مثالية.حيث تعمل الجاذبية في القطبين على زيادة الانكماش، ولكن عند خط الاستواء يتناقص مفعول الجاذبية بسبب اثر قوة الطرد المركزي. الشكل النهائي للنجم بعد تكون النجم هو شكل متوازن.بمعنى أن الجاذبية الفعالة في المنطقة الاستوائية (التي تضاءلت) لا يمكن ان تسحب النجم إلى شكل أكثر كروية. كما يؤدي الدوران إلى ارتفاع تعتيم الجاذبية  عند خط الاستوا، كما تصفها نظرية فون زايفول.

نجم المليك ("ألفا الأسد") هو مثال صارخ على الانتفاخ الاستوائي للنجوم حيث تقدر سرعة الدوران عند خط الاستواء لهذا النجم 317 ± 3 كم / ث. وهذا يتوافق مع فترة دوران تعادل 15.9 ساعة وتساوي 86٪ من السرعة التي قد يتفكك عندها النجم.القطر الاستوائي لهذا النجم أكبر بحوالي 32٪ من القطر القطبي.
وبين النجوم سريعة الدوران بلييوني-النسر الواقع-الظليم ويعتبر نجم الظليم أقل النجوم من حيث الشكل الكرى في درب التبانة 

سرعة تفكك نجم هي تعبير يستخدم لوصف الحالة التي تكون فيها قوة الطرد المركزي عند خط الاستواء مساوية لقوة الجاذبية.وليكون نجم مستقر يجب أن تكون سرعة الدوران أقل من هذه القيمة.

الدوران التفاضلي 
يلاحظ الدوران التفاضلي لسطح نجم مثل الشمس عندما تختلف السرعة الزاوية في خطوط العرض. عادة السرعة الزاوية تتناقص مع زيادة العرض. ولكن لوحظ عكس ذلك، مثال على ذلك النجم HD 31993 .
وأول هذه النجوم، غير الشمس، لة خرائط مفصلة لدورانة التفاضلي هو النجم AB Doradus 
الآلية الأساسية التي تسبب الدوران التفاضلي هي الحمل الحراري المضطرب داخل النجوم. حركة الحمل الحراري تحمل الطاقة نحو السطح من خلال حركة كتلة البلازما.. هذا الكم الهائل من البلازما يحمل جزء من السرعة الزاوية للنجم. عندما يحدث الاضطراب خلال القص والتدوير، الزخم الزاوي يمكن أن يتوزع على خطوط العرض المختلفة خلال تدفق من الشمال إلى الجنوب أو تدفق من الجنوب إلى الشمال (تدفق خط-طولي).

ويعتقد السطح البيني في المناطق ذات الاختلافات في معدل الدوران داخل النجم دورا هاما في توليد المجال المغناطيسي النجمي.

كبح التدوير

خلال التشكل 

يعتقد أن النجوم تتكون نتيجة لانهيار سحابة من الغاز والغبار ذات درجات حرارة منخفضة.اثناء انهيار السحابة تؤدي كمية الحركة الزاوية إلى ازدياد أي احبولة صغيرة في السحابة. مما يجعل مواد القرص تدور. وفي هذا المركز الكثيف للقرص تتشكل النجوم الأولية التي تكتسب الحرارة من طاقة وضع الانهيار.

مع استمر الانهيار، يمكن أن يزداد معدل الدوران إلى النقطة التي يتفكك فيها النجم الأولي بسبب قوة الطرد المركزي عند خط الاستواء. وبالتالي يجب كبح معدل الدوران خلال ال 100,000 سنة الأولى لتجنب هذا السيناريو.أحد التفسيرات المحتملة للكبح هو تفاعل المجال المغناطيسي للنجم الاولي مع الريح النجمية خلال الكبح المغناطيسي الرياح المتوسعة تحمل الزخم الزاوي بعيدا وتبطئ معدل الدوران الانهياري للنجم الاولي 

معظم نجوم النسق الأساسي في الفئة الطيفية بين O5 وF5 تم العثور عليها تدور بسرعة.

بعد التشكل 
لنجوم النسق الأساسي انخفاض التدوير يمكن تمثيلة من خلال العلاقة الرياضية:

حيث  هي السرعة الزاوية في خط الاستواء وt عمر النجم. تدعى هذه العلاقة بقانون Skumanich نسبة إلى أندرو P. Skumanich الذي اكتشفها في عام 1972 
ولكن في الواقع قد اقترحت هذة العلاقة في وقت سابق بكثير من قبل Evry Schatzman.

دراسة الدوران الزمني (gyrochronology) هي الوسيلة لتقدير عمر النجم على أساس معدل الدوران، باستخدام الشمس كمعيار.حيث يعتمد معدل دوران النجم حول نفسه على عمره لأنه يتباطأ بشكلٍ منتظم مع مرور الزمن 

تفقد النجوم كتلتها ببطء بسبب انبعاث الرياح النجمية من خلال الغلاف الضوئي أو الطبقة الضوئية للنجم وهي الجزء الخارجي المشع للضوء.ويقوم المجال المغناطيسي للنجم يمارسة عزم الدوران حول مسألة انبعاث الرياح النجمية، مما يؤدي إلى نقل ثابت الزخم الزاوي بعيدا عن النجم. النجوم التي لها معدل دوران أكبر من 15 كم/ثانية تظهر فقدان كتلة أسرع، وبالتالي معدل أسرع في تضاؤل سرعة الدوران.وهكذا مع تباطؤ دوران النجم بسبب الكبح، هناك أيضا انخفاض في معدل فقدان الزخم الزاوي.في ظل هذه الظروف، النجوم تقترب تدريجيا، من حالة التوقف عن الدوران لكنها لا تصل ابدا لهذة المرحلة.

أنظمة النجوم الثنائية الوثيقة 
النجوم الثنائية هي عبارة عن نجمين يدور كل منهما حول الآخر.بمعدل مسافة تفصلهما يعادل مقدار القيمة الأسية للأقطار النجمين. في هذه المسافات، يمكن أن تحدث تفاعلات كثيرة معقدة، مثل تأثيرات المد والجزر، وتبادل للكتلة وربما الاصطدام.
تفاعلات المد والجزر في أنظمة النجوم الثنائية الوثيقة يمكن أن تؤدي إلى تعديل المعلمات المدارية والدورانية للنجوم.ويبقى مجموع الزخم الزاوي للنظام محفوظ، لكن الزخم الزاوي يمكن ان يتنقل بين الفترات المدارية ومعدلات الدوران.

كل عضو من أعضاء النظام الثنائي الوثيق يزيد من تفاعل تاثير المد والجزر على ر على نجم المرافق لة من خلال تفاعل الجاذبية.ومع ذلك، فإن الانتفاخات الناشئة قد لا تكون متوافقة تماما مع اتجاه الجاذبية، وفي هذه الحالة، فإن قوة الجاذبية تمارس عنصر قوة الدفع التي تنطوي على نقل الزخم الزاوي (التسارع المدي).
هذا يؤدي إلى التطور المستمر للنظام، على الرغم من أن هذا النهج يمكن أن يقترب من مرحلة توازن مستقر. والتأثير يمكن أن يصبح أكثر تعقيدا في الحالات التي يكون فيها محور الدوران ليس عمودي على المستوى المداري.

في النظام النجمي الثنائي المتصل اوالشبه منفصل نقل الكتلة من النجم المرافق يمكن أن يؤدي أيضا إلى نقل كبير للزخم الزاوي.
النجم الرفيق النامي يمكن أن يدورالى ان يصل إلى النقطة التي يكون فيها معدل دورانة حرج ويبدأ بفقدان كتلة على طول خط الاستواء.

النجوم المتهالكة 
بعد انتهاء النجم من توليد الطاقة من خلال الاندماج النووي الحراري، يتطور إلى حالة متهالكة أكثر إحكاما. وخلال هذه العملية تتقلص أبعاد النجم بشكل كبير، والذي يمكن أن يؤدي في المقابل إلى زيادة في السرعة الزاوية.

القزم الأبيض 

القزم الأبيض هو النجم الذي يتكون من المواد التي هي نتاج الاندماج النووي الحراري خلال الجزء الأول من حياته، لكنه يفتقر إلى الكتلة الازمة لحرق تلك العناصر على نطاق واسع.وهو جرم مدمج يدعمه تأثير الكم الميكانيكي المعروف باسم ضغط الانحطاط الإلكتروني الذي لن يسمح للنجم بأن ينهار أكثر من ذلك . وعموما معظم الأقزام البيضاء لديها معدل دوران منخفض، وعلى الأرجح نتيجة كبح التدوير أو من خلال فقدان الزخم الزاوي عندما يخسر النجم السلف غلافة الخارجي .

القزم الأبيض البطئ الدوران لا يمكن أن يتجاوز حد شاندراسيخار 1.44 كتلة شمسية دون أن ينهار لتشكيل نجم نيوتروني أو ينفجر كمستعر أعظم من النوع الأول (أ).وبمجرد أن يصل القزم الأبيض إلى هذه الكتلة، بسبب التراكم أو التصادم، فإن قوة الجاذبية تتجاوز الضغوط التي تمارسها الإلكترونات إذا كان القزم الأبيض يدور بسرعة، ومع ذلك، تتناقص قوة الجاذبية الفعالة في المنطقة الاستوائية، وبالتالي السماح للقزم الأبيض إلى ان يتجاوز حد شاندراسيخار .ويمكن أن يحدث هذا الدوران السريع، على سبيل المثال، نتيجة لتراكم الكتلة الذي يؤدي إلى نقل الزخم الزاوي.

النجم النيوتروني 

النجم النيوتروني هو من بقايا كثيفة للغاية من نجم يتكون أساسا من النيوترونات، الجسيمات التي يتم العثور عليها في معظم النوى الذرية وليس لديها شحنة كهربائية . وتتراوح كتلة النجم النيوتروني في نطاق بين 1.2 و 2.1 مرة كتلة الشمس. ونتيجة لانهيار النجم النيوتروني، يمكن ان يكون لنجم نيوتروني شكل حديثا معدل سرعة دوران عالى جدا. قد يصل إلى مئة دورة في الثانية الواحدة.

النجوم النابضة هي نجوم نيوترونية تدور بسرعة عالية، ولها مجال مغناطيسي قوي. وينبعث شعاع ضيق من الإشعاع الكهرومغناطيسي من أقطاب النجوم النابضة الدوارة.. إذا اتجة الشعاع باتجاة النظام الشمسي سوف ينتج النجم نبض دوري الذي يمكن أن يتم رصدة من الأرض.وتبطئ الطاقة المنبعثة من الحقل المغناطيسي تدريجيا من معدل الدوران، بحيث ان النجوم النابضة الكبيرة في السن تستغرق عدة ثوان بين كل نبضة.

الثقب الأسود 

الثقب الأسود هو جرم فلكي لة حقل جاذبية قوي بما فيه الكفاية ليمنع الضوء من الهرب وعندما يتم تشكيلها من انهيار الكتلة الدوارة، فإن الثقوب السوداء تحتفظ بكل الزخم الزاوي الذي لم يهدر على شكل غاز مقذوف.هذا الدوران يتسبب في سحب الفضاء حول الثقب الأسود ضمن مجال على شكل كروي مفلطح، يسمى "ergosphere"، الكتلة الواقعة في هذا المجال تكتسب الطاقة عن طريق هذه العملية ويمكن بعد ذلك إخراج جزء من الكتلة من دون الوقوع في الثقب الأسود.وعندما يتم إخراج الكتلة، يفقد الثقب الأسود الزخم الزاوي وتسمى هذة العملية ("عملية بنروز"). وقد تبين أن معدل سرعة دوران الثقب الأسود قد تصل إلى 98.7٪ من سرعة الضوء.

معلومات

اقرأ أيضا 
 غليزا 229
 غليزا 299

مراجع 

دوران
علم الفلك النجمي
فيزياء نجمية
دوران النجم أو لف النجوم هي الحركة الزاوية للنجم حول محور ه . و يمكن قياس معدل ال دوران من طيف النجم ، أو عن طريق توقيت حركات الملامح الفعالة على سطح النجم . دوران النجم ينتج عنة انتفاخ عند خط استواء ه ب سبب قوة الطرد المركزي و ب ما ان النجوم ليست أجسام صلبة ، ف هي تخضع ل دوران تفاضلي . في هذة الحالة فأن خط الاستواء للنجم يمكن أن يدور بسرعات زاوية مختلفة عن مناطق خطوط العرض العليا . و قد يكون ل هٰذه الاختلافات في معدل ال دوران داخل نجم دورا هاما في توليد المجال المغناطيسي النجمي . القياس يعتمد معدل دوران النجم على عمرة وكتلتة لأن معدل دوران النجوم تتباطأ ب شكل ثابت مع الزمن و يعتقد علماء الفلك أن النجوم الأكبر والأثقل تميل ل تدور أسرع من النجوم الأصغر والأخف ولقياس دوران النجم حول نفس ه يبحث الفلكيون عن التغير في سطوع النجم . والناتجة عن البقع المظلمة الموجودة فوق سطح ه – المكافئ النجمي للبقع الشمسية و ما لم يتم رصد النجم من اتجاه القطب ، فأن أجزاء من سطح النجم ل ها قدر من الحركة نحو أو بعيدا عن المراقب . و يطلق على عنصر الحركة التي هي في اتجاه المراقب السرعة الشعاعية . ل أجزاء السطح التي لدي ها سرعة شعاعية في اتجاه المراقب فأن الإشعاع يتحول إلى تردد أعلى ب سبب تأثير دوبلر وب المثل تنزاح المناطق المبتعدة عن المراقب إلى تردد أدنى . عند مراقبة خطوط الطيف النجمية ، هذا التحول في نهايتي الطيف يؤدي إلى توسع الخط . و مع ذلك ، هذا ال توسيع يجب فصل ه ب عناية عن الآثار الأخرى التي يمكن أن تزيد من عرض الخط . مكون السرعة الشعاعية المرصود من خلال توسيع الخط يعتمد على ميل قطب النجم إلى خط الرؤية . وتعطى القيمة المشتقة ك التالي : , حيث ve هي سرعة ال دوران عند خط الاستواء و i هو الميل . و مع ذلك ، i ليس معروف دائما ، و ب التالي ف إن النتيجة تعطي قيمة الحد الأدنى ل سرعة دوران النجم . هذا إذا كان i ليس زاوية قائمة عند ها السرعة الفعلية تكون أكبر من \ . و يشار إلى هذاأحيانا ب سرعة ال دوران المتوقعة . في حالة النجوم العملاقة اضطراب ضئيل في الغلاف الجوي يمكن أن يؤدي إلى تعريض الخط الذي هو أكبر ب كثير من آثار ال دوران متسببا باخفاء الإشارة . و مع ذلك ، هناك طريقة أخرى ل معالجة المشكلة من خلال الاستفادة من تأثير العدسية الصغرية الجذبية يحدث هذا عندما يمر جسم ضخم أمام نجم أبعد ، ويتصرف كعدسة ، ومكبرا الصورة ل فترة قصيرة . المعلومات الأكثر تفصليا التي يتم جمع ها خلال هذا الحدث ، تجعل من الأسهل التميز بين تأثير الاضطراب الضئيل في الغلاف الجوي والدران . وعلاوة على ذلك ، إذا أظهر النجم نشاطا على السطح ، مثل البقع النجمية ، هذه الميزة يمكن أن تستخدم لتقدير فترة ال دوران . و مع ذلك ، يمكن ل هٰذه البقع ان ت تشكل في مواقع مختلفة من خط الاستواء ثم تهاجر على طول خطوط العرض المختلفة على مدى فترة حيات ها ، ل ذٰلك فأن ال دوران التفاضلي للنجم يمكن أن ينتج قياسات متفاوتة جدا . وكثيرا ما يرتبط النشاط المغناطيسي النجمي مع ال دوران السريع ، ل ذٰلك هذه التقنية يمكن استخدام ها ل قياس امثال هذة النجوم . و قد أظهرت دراسة البقع النجمية أن ها من الممكن أن تسبب ب الاختلاف في معدل سرعة دوران النجم حيث يقوم الحقل المغناطيسي بتعديل تدفق ا الغازات في النجم . الآثار المادية الانتفاخ الاستوائي تميل الجاذبية إلى تشكيل الأجرام السماوية على شكل كرة مثالية ، شكل تكون في ه كل الكتلة أقرب ما يمكن إلى مركز الثقل لكن النجم الدوار ليس كروي الشكل ، و لدي ه انتفاخ استوائي . ان دوران قرص نجم أولي يتقلص ل يشكل شكل النجم ليصبح أكثر وأكثر كروية ، و لٰكن هذا التقلص لا يمضي حتى النهاية ل يشكل كرة مثالية . حيث تعمل الجاذبية في القطبين على زيادة الانكماش ، و لٰكن عند خط الاستواء يتناقص مفعول الجاذبية ب سبب اثر قوة الطرد المركزي . الشكل النهائي للنجم بعد تكون النجم هو شكل متوازن . ب معنى أن الجاذبية الفعالة في المنطقة الاستوائية ( التي تضاءلت ) لا يمكن ان تسحب النجم إلى شكل أكثر كروية . كما يؤدي ال دوران إلى ارتفاع تعتيم الجاذبية عند خط الاستوا ، كما تصف ها نظرية فون زايفول . نجم المليك ( " ألفا الأسد " ) هو مثال صارخ على الانتفاخ الاستوائي للنجوم حيث تقدر سرعة ال دوران عند خط الاستواء ل هٰذا النجم ± كم / ث . و هٰذا يتوافق مع فترة دوران تعادل 9 ساعة وتساوي من السرعة التي قد يتفكك عند ها النجم . ال قطر الاستوائي ل هٰذا النجم أكبر ب حوالي من ال قطر القطبي . و بين النجوم سريعة ال دوران بلييوني - النسر الواقع - الظليم و يعتبر نجم الظليم أقل النجوم من حيث الشكل الكرى في درب التبانة سرعة تفكك نجم هي تعبير يستخدم لوصف الحالة التي تكون في ها قوة الطرد المركزي عند خط الاستواء مساوية ل قوة الجاذبية . وليكون نجم مستقر يجب أن تكون سرعة ال دوران أقل من هذه القيمة . ال دوران التفاضلي يلاحظ ال دوران التفاضلي لسطح نجم مثل الشمس عندما تختلف السرعة الزاوية في خطوط العرض . عادة السرعة الزاوية تتناقص مع زيادة العرض . و لٰكن لوحظ عكس ذلك ، مثال على ذلك النجم HD . وأول هذه النجوم ، غير الشمس ، لة خرائط مفصلة لدورانة التفاضلي هو النجم AB Doradus الآلية الأساسية التي تسبب ال دوران التفاضلي هي الحمل الحرار ي المضطرب داخل النجوم . حركة الحمل الحرار ي تحمل الطاقة نحو السطح من خلال حركة كتلة البلازما . . هذا الكم الهائل من البلازما يحمل جزء من السرعة الزاوية للنجم . عندما يحدث الاضطراب خلال القص والتدوير ، الزخم الزاوي يمكن أن يتوزع على خطوط العرض المختلفة خلال تدفق من الشمال إلى الجنوب أو تدفق من الجنوب إلى الشمال ( تدفق خط - طولي ) . و يعتقد السطح البيني في المناطق ذات الاختلافات في معدل ال دوران داخل النجم دورا هاما في توليد المجال المغناطيسي النجمي . كبح التدوير خلال ال تشكل يعتقد أن النجوم تتكون نتيجة ل انهيار سحابة من الغاز والغبار ذات درجات حرارة منخفضة . اثناء انهيار السحابة تؤدي كمية الحركة الزاوية إلى ازدياد أي احبولة صغيرة في السحابة . مما يجعل مواد القرص تدور . و في هذا المركز الكثيف للقرص ت تشكل النجوم الأولية التي تكتسب الحرارة من طاقة وضع الانهيار . مع استمر الانهيار ، يمكن أن يزداد معدل ال دوران إلى النقطة التي يتفكك في ها النجم الأولي ب سبب قوة الطرد المركزي عند خط الاستواء . و ب التالي يجب كبح معدل ال دوران خلال ال 000 سنة الأولى ل تجنب هذا السيناريو . أحد التفسيرات المحتملة للكبح هو تفاعل المجال المغناطيسي للنجم الاولي مع الريح النجمية خلال الكبح المغناطيسي الرياح المتوسعة تحمل الزخم الزاوي بعيدا وتبطئ معدل ال دوران الانهياري للنجم الاولي معظم نجوم النسق الأساسي في الفئة الطيفية بين O5 و F5 تم العثور علي ها تدور ب سرعة . بعد ال تشكل لنجوم النسق الأساسي انخفاض التدوير يمكن تمثيلة من خلال العلاقة الرياضية : حيث هي السرعة الزاوية في خط الاستواء وt عمر النجم . تدعى هذه العلاقة ب قانون Skumanich نسبة إلى أندرو P . Skumanich الذي اكتشف ها في عام و لٰكن في الواقع قد اقترحت هذة العلاقة في وقت سابق ب كثير من قبل Evry Sch atzm an . دراسة ال دوران الزمني ( gyroch ronology ) هي الوسيلة لتقدير عمر النجم على أساس معدل ال دوران ، ب استخدام الشمس كمعيار . حيث يعتمد معدل دوران النجم حول نفس ه على عمر ه لأن ه يتباطأ بشكلٍ منتظم مع مرور الزمن تفقد النجوم كتلت ها ب بطء ب سبب انبعاث الرياح النجمية من خلال الغلاف الضوئي أو الطبقة الضوئية للنجم و هي الجزء الخارجي المشع للضوء . و يقوم المجال المغناطيسي للنجم يمارسة عزم ال دوران حول مسألة انبعاث الرياح النجمية ، مما يؤدي إلى نقل ثابت الزخم الزاوي بعيدا عن النجم . النجوم التي ل ها معدل دوران أكبر منكم / ثانية تظهر فقدان كتلة أسرع ، و ب التالي معدل أسرع في تضاؤل سرعة ال دوران . وهكذا مع تباطؤ دوران النجم ب سبب الكبح ، هناك أيضا انخفاض في معدل فقدان الزخم الزاوي . في ظل هذه الظروف ، النجوم تقترب تدريجيا ، من حالة التوقف عن ال دوران لٰكن ها لا تصل ابدا لهذة المرحلة . أنظمة النجوم الثنائية الوثيقة النجوم الثنائية هي عبارة عن نجمين يدور كل من هما حول الآخر . ب معدل مسافة تفصل هما يعادل مقدار القيمة الأسية للأقطار النجمين . في هذه المسافات ، يمكن أن تحدث تفاعلات كثيرة معقدة ، مثل تأثيرات المد وال جزر ، و تبادل للكتلة و ربما الاصطدام . تفاعلات المد وال جزر في أنظمة النجوم الثنائية الوثيقة يمكن أن تؤدي إلى تعديل المعلمات المدارية والدورانية للنجوم . و يبقى مجموع الزخم الزاوي ل النظام محفوظ ، لكن الزخم الزاوي يمكن ان يتنقل بين الفترات المدارية ومعدلات ال دوران . كل عضو من أعضاء النظام الثنائي الوثيق يزيد من تفاعل تاثير المد وال جزر على ر على نجم المرافق لة من خلال تفاعل الجاذبية . و مع ذلك ، ف إن الانتفاخات الناشئة قد لا تكون متوافقة تماما مع اتجاه الجاذبية ، و في هذه الحالة ، ف إن قوة الجاذبية تمارس عنصر قوة الدفع التي تنطوي على نقل الزخم الزاوي ( الت سارع المدي ) . هذا يؤدي إلى التطور المستمر ل النظام ، على الرغم من أن هذا ال نهج يمكن أن يقترب من مرحلة توازن مستقر . و التأثير يمكن أن يصبح أكثر تعقيدا في الحالات التي يكون في ها محور ال دوران ليس عمودي على المستوى المداري . في النظام النجمي الثنائي المتصل اوالشبه منفصل نقل الكتلة من النجم المرافق يمكن أن يؤدي أيضا إلى نقل كبير للزخم الزاوي . النجم ال رفيق النامي يمكن أن يدورالى ان يصل إلى النقطة التي يكون في ها معدل دورانة حرج و يبدأ ب فقدان كتلة على طول خط الاستواء . النجوم المتهالكة بعد انتهاء النجم من توليد الطاقة من خلال الاندماج النووي الحرار ي ، يتطور إلى حالة متهالكة أكثر إحكاما . و خلال هذه العملية تتقلص أبعاد النجم ب شكل كبير ، و الذي يمكن أن يؤدي في المقابل إلى زيادة في السرعة الزاوية . القزم الأبيض القزم الأبيض هو النجم الذي يتكون من المواد التي هي نتاج الاندماج النووي الحرار ي خلال الجزء الأول من حياة ه ، لٰكن ه يفتقر إلى الكتلة الازمة ل حرق تلك العناصر على نطاق واسع . و هو جرم مدمج يدعم ه تأثير الكم الميكانيكي المعروف ب اسم ضغط الانحطاط الإلكتروني الذي لن يسمح للنجم ب أن ينهار أكثر من ذلك \ . وعموما معظم الأقزام البيضاء لدي ها معدل دوران منخفض ، و على الأرجح نتيجة كبح التدوير أو من خلال فقدان الزخم الزاوي عندما يخسر النجم السلف غلافة الخارجي\ . القزم الأبيض البطئ ال دوران لا يمكن أن يتجاوز حد شاندراسيخار 44 كتلة شمسية دون أن ينهار ل تشكيل نجم نيوتروني أو ينفجر كمستعر أعظم من النوع الأول ( أ ) . وب مجرد أن يصل القزم الأبيض إلى هذه الكتلة ، ب سبب التراكم أو التصادم ، ف إن قوة الجاذبية تتجاوز الضغوط التي تمارس ها الإلكترونات إذا كان القزم الأبيض يدور ب سرعة ، و مع ذلك ، تتناقص قوة الجاذبية الفعالة في المنطقة الاستوائية ، و ب التالي السماح للقزم الأبيض إلى ان يتجاوز حد شاندراسيخار \ . و يمكن أن يحدث هذا ال دوران السريع ، على سبيل المثال ، نتيجة لتراكم الكتلة الذي يؤدي إلى نقل الزخم الزاوي . النجم النيوتروني النجم النيوتروني هو من بقايا كثيفة ل الغاية من نجم يتكون أساسا من النيوترونات ، الجسيمات التي يتم العثور علي ها في معظم النوى الذرية و ليس لدي ها شحنة كهربائية \ . و تتراوح كتلة النجم النيوتروني في نطاق بين 2 و 1 مرة كتلة الشمس . و نتيجة ل انهيار النجم النيوتروني ، يمكن ان يكون لنجم نيوتروني شكل حديثا معدل سرعة دوران عالى جدا . قد يصل إلى مئة دورة في الثانية الواحدة . النجوم النابضة هي نجوم نيوترونية تدور ب سرعة عالية ، و ل ها مجال مغناطيسي قوي . وينبعث شعاع ضيق من الإشعاع الكهرومغناطيسي من أقطاب النجوم النابضة الدوارة . . إذا اتجة الشعاع باتجاة النظام الشمسي سوف ينتج النجم نبض دوري الذي يمكن أن يتم رصدة من الأرض . وتبطئ الطاقة المنبعثة من الحقل المغناطيسي تدريجيا من معدل ال دوران ، ب حيث ان النجوم النابضة الكبيرة في السن تستغرق عدة ثوان بين كل نبضة . الثقب الأسود الثقب الأسود هو جرم فلكي لة حقل جاذبية قوي ب ما في ه الكفاية ل يمنع الضوء من الهرب و عندما يتم تشكيل ها من انهيار الكتلة الدوارة ، ف إن الثقوب السوداء تحتفظ ب كل الزخم الزاوي الذي لم يهدر على شكل غاز مقذوف . هذا ال دوران يتسبب في سحب الفضاء حول الثقب الأسود ضمن مجال على شكل كروي مفلطح ، يسمى " ergosph ere " ، الكتلة الواقعة في هذا المجال تكتسب الطاقة عن طريق هذه العملية و يمكن بعد ذلك إخراج جزء من الكتلة من دون الوقوع في الثقب الأسود . و عندما يتم إخراج الكتلة ، يفقد الثقب الأسود الزخم الزاوي وتسمى هذة العملية ( " عملية بنروز " ) . و قد تبين أن معدل سرعة دوران الثقب الأسود قد تصل إلى 7 ٪ من سرعة الضوء . معلومات اقرأ أيضا غليزا غليزا مراجع دوران علم الفلك النجمي فيزياء نجمية