Stjernerotasjon

Stjernerotasjon er vinkelbevegelsen til en stjerne rundt sin akse. Graden av rotasjon kan måles fra spektret av stjernen eller ved å ta tiden på bevegelsen av aktive strukturer på overflaten.
På grunn av sentrifugalkraften skaper rotasjonen til en stjerne en «bul» langs ekvator. Siden stjerner ikke er faste legemer kan de også gjennomgå en differensiell rotasjon, og dermed kan stjernens ekvator rotere med en annen vinkelhastighet enn høyere breddegrader. Disse forskjellene i rotasjonen inne i en stjerne kan ha en betydelig rolle i genereringen av et stjernemagnetfelt.Magnetfeltet til en stjerne vekselvirker med stjernevinden. Når vinden beveger seg bort fra stjernen avtar vinkelhastigheten. Magnetfeltet til stjernen vekselvirker med vinden som gir et drag til stjernerotasjonen. Som et resultat overføres vinkelmomentet fra stjernen til vinden, og over tid avtar hastigheten på stjernens rotasjon.


== Måling ==
Med mindre en stjerne observeres fra retningen av polene, har deler av overflaten noe bevegelse mot eller fra observatøren. Den delen av bevegelsen som er i retning av observatøren kalles den radiale hastigheten. For den delen av overflaten med radial hastighet mot observatøren er strålingen endret til en høyere frekvens på grunn av Dopplereffekten. Likeledes har den delen av bevegelsen som er fra observatøren endret til en lavere frekvens. Når absorposjonslinjene observeres forårsaker denne endringen i hver endre av spekteret at linjen utvides. Denne utvidelsen må imidlertid nøye adskilles fra andre effekter som også kan øke linjebredden.

Den delen med radialhastighet observert gjennom linjeutvidelse avhenger av inklinasjonen til stjernens poler mot siktlinjen til en observatør. Den avledete verdigen er gitt av 
  
    
      
        
          v
          
            e
          
        
        ⋅
        sin
        ⁡
        i
      
    
    {\displaystyle v_{e}\cdot \sin i}
  , hvor ve er rotasjonshastigheten ved ekvator og i er inklinasjonen. Verdien i er imidlertid ikke alltid kjent, så resultatet gir en minimumsverdi for stjernens rotasjonshastighet. Det vil si, hvis i ikke er rettvinklet så er den faktiske hastigheten større enn 
  
    
      
        
          v
          
            e
          
        
        ⋅
        sin
        ⁡
        i
      
    
    {\displaystyle v_{e}\cdot \sin i}
  . Dette refereres enkelte ganger til som den projiserte rotasjonshastigheten.
For kjempestjerne kan den atmosfæriske mikroturbulensen føre til linjeutvidelse som er mye større enn efektene av rotasjonen og effektivt skjule signalene. En alternativ tilnærming kan imidlertid anvendes som gjør bruk av gravitasjonelle mikrolinsinghendelser. Disse oppstår når et massivt objekt passerer foran den mer fjerne stjernen og fungerer som en linse, og forstørrer bildet i en kort periode. Den mer detaljerte informasjonen som samles på denne måten gjør det mulig å neglisjere effekten av mikroturbulens på rotasjonen.Hvis en stjerne viser magnetisk overflateaktivitet som stjerneflekker, kan disse formasjonene spores for å estimere rotasjonshastigheten. Slike formasjoner kan imidlertid oppstå ved andre steder enn ekvator og ferdes over breddegrader i løpet av hele sin livstid, så den differensielle rotasjonen til en stjerne kan gi varierende målinger. Magnetaktiviteten hos en stjerne forbindes ofte med raske rotasjoner, slik at teknikken kan brukes for måling av slike stjerner. Observasjoner av stjerneflekker har vist at disse formasjonene faktisk kan variere rotasjonen til en stjeren når magnetfeltet endrer gasstrømmene i stjernen.


== Referanser ==


== Eksterne lenker ==
Staff (28. februar 2006). «Stellar Spots and Cyclic Activity: Detailed Results» (engelsk). ETH Zürich. Arkivert fra originalen 16. mars 2008. Besøkt 30. november 2011.