عرض مصدر دوران نجمي

[[ملف:Achernar.svg|يسار|تصغير|280px| يظهر الرسم التوضيحي تفلطح النجم [[الظليم (المحلف)|الظليم]] الناجم عن الدوران السريع. ]]
'''دوران النجم''' أو '''لف النجوم''' {{إنج|'''Stellar rotation'''}} هي الحركة الزاوية لل[[نجم]] 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 طرد مركزي|قوة الطرد المركزي]] وبما ان النجوم ليست أجسام صلبة، فهي تخضع [[دوران تفاضلي|لدوران تفاضلي]]. في هذة الحالة فأن [[خط الاستواء]] للنجم يمكن أن يدور [[سرعة زاوية|بسرعات زاوية]] مختلفة عن مناطق [[دائرة عرض|خطوط العرض]] العليا.وقد يكون لهذه الاختلافات في معدل الدوران داخل نجم دورا هاما في توليد المجال المغناطيسي النجمي.<ref name="donati2003">{{استشهاد ويب
 | الأخير=Donati | الأول=Jean-François | تاريخ=November 5, 2003
 | مسار=http://www.ast.obs-mip.fr/users/donati/diffrot.html
 | عنوان=Differential rotation of stars other than the Sun
 | ناشر=Laboratoire d’Astrophysique de Toulouse
 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20170119160546/http://www.ast.obs-mip.fr/users/donati/diffrot.html | تاريخ أرشيف = 19 يناير 2017 }}</ref>

== 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 [[كلفة شمسية|للبقع الشمسية]] <ref name="harvard">{{استشهاد ويب
| مسار  = https://www.cfa.harvard.edu/news/2015-01
| عنوان =دوران النجوم حول نفسها يكشف اعمارها
| موقع =[[مركز هارفارد-سميثونيان للفيزياء الفلكية|مركز هارفارد سميثونيان للفيزياء الفلكية]] - [[جامعة هارفارد]] 
| تاريخ الوصول = 27-فبراير- 2017
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190604133948/https://www.cfa.harvard.edu/news/2015-01 | تاريخ أرشيف = 4 يونيو 2019 }}</ref>

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 [[سرعة شعاعية|السرعة الشعاعية]].لاجزاء السطح التي لديها سرعة شعاعية في اتجاه المراقب فإن الإشعاع يتحول إلى تردد أعلى بسبب [[تأثير دوبلر]] وبالمثل تنزاح المناطق المبتعدة عن المراقب إلى تردد أدنى.عند مراقبة [[خط طيفي|خطوط الطيف]] النجمية، هذا التحول في نهاية الطيف يؤدي إلى توسع الخط.<ref name="mnras89">{{استشهاد بدورية محكمة
 | مؤلف=Shajn, G.
 | مؤلف2=Struve, O.
 | عنوان=On the rotation of the stars
 | صحيفة=الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية
 | تاريخ=1929 | المجلد=89 | صفحات=222–239
 | bibcode=1929MNRAS..89..222S
 | doi=10.1093/mnras/89.3.222}}</ref> ومع ذلك، هذا التوسيع يجب فصله بعناية عن الآثار الأخرى التي يمكن أن تزيد من عرض الخط.

[[ملف:V sin i.png|يمين|تصغير|340px|هذا النجم لديه ميل ''i'' إلى خط بصر مراقب على الأرض وسرعة دوران ''v<sub>e</sub>'' عند خط الاستواء.]]

مكون السرعة الشعاعية المرصود من خلال توسيع الخط يعتمد على ميل قطب النجم إلى خط الرؤية. وتعطى القيمة المشتقة كالتالي: <math>v_e \cdot \sin i</math>, حيث ''v<sub>e</sub>'' هي سرعة الدوران عند خط الاستواء و ''i'' هو [[ميل زاوي|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 <math>v_e \cdot \sin i</math>.<ref name="mnras89" /> ويشار إلى هذاأحيانا بسرعة الدوران المتوقعة.

في حالة [[نجم عملاق|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 [[عدسية صغرية جذبية|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 والدوران.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
 | الأخير=Gould | الأول=Andrew
 | عنوان=Measuring the Rotation Speed of Giant Stars from Gravitational Microlensing
 | صحيفة=Astrophysical Journal
 | تاريخ=1997 | المجلد=483
 | العدد=1 | صفحات=98–102
 | bibcode=1996astro.ph.11057G
 | doi=10.1086/304244 |arxiv = astro-ph/9611057 }}</ref>

وعلاوة على ذلك، إذا أظهر النجم نشاطا على السطح، مثل [[كلف نجمي|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 فإن 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.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
 | مؤلف=Soon, W.
 | مؤلف2=Frick, P.
 | مؤلف3=Baliunas, S.
 | عنوان=On the rotation of the stars
 | صحيفة=The Astrophysical Journal
 | تاريخ=1999 | المجلد=510 | العدد=2 | صفحات=L135–L138
 | bibcode=1999ApJ...510L.135S
 | doi=10.1086/311805 |arxiv = astro-ph/9811114 }}</ref>
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.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
 | مؤلف=Collier Cameron, A.
 | مؤلف2=Donati, J.-F.
 | عنوان=Doin' the twist: secular changes in the surface differential rotation on AB Doradus
 | صحيفة=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | تاريخ=2002 | المجلد=329 | العدد=1 | صفحات=L23–L27
 | bibcode=2002MNRAS.329L..23C
 | doi=10.1046/j.1365-8711.2002.05147.x |arxiv = astro-ph/0111235 }}</ref>

{{-}}

== الآثار المادية ==
=== الانتفاخ الاستوائي ===
{{أيضا|انتفاخ استوائي}}

تميل [[جاذبية|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.إن 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 <ref group="معلومة">تعتيم الجاذبية، هى ظاهرة فلكية . تشير إلى دوران النجوم بسرعة كبيرة بحيث يكون لها شكل كروي مفلطح واضح</ref> 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.<ref name="apj628">{{استشهاد بدورية محكمة
 | مؤلف=McAlister, H. A.
 | مؤلف2=ten Brummelaar, T. A.
 | إظهار المؤلفين=etal
 | عنوان=First Results from the CHARA Array. I. An Interferometric and Spectroscopic Study of the Fast Rotator Alpha Leonis (Regulus)
 | صحيفة=The Astrophysical Journal
 | تاريخ=2005 | المجلد=628
 | العدد=1 | صفحات=439–452
 | doi=10.1086/430730
| bibcode=2005ApJ...628..439M|arxiv = astro-ph/0501261 }}</ref>
وبين النجوم سريعة الدوران [[بلييوني (نجم)|بلييوني]]-[[النسر الواقع]]-[[الظليم (المحلف)|الظليم]] ويعتبر نجم الظليم أقل النجوم من حيث الشكل [[كرة|الكرى]] في [[درب التبانة]] <ref>See ''"Achernar the Flattest star"'' in ''‘Sky & Telescope’'' P. 20 ''‘Newsnotes’''.</ref>

'''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.<ref>{{استشهاد بمنشورات مؤتمر
 | مؤلف=Hardorp, J.
 | مؤلف2=Strittmatter, P. A.
 | عنوان =Rotation and Evolution of be Stars
 | عنوان الكتاب=Proceedings of IAU Colloq. 4 | صفحة=48
 | ناشر=Gordon and Breach Science Publishers
 | تاريخ=September 8–11, 1969
 | مكان=Ohio State University, Columbus, Ohio
 | bibcode=1970stro.coll...48H
}}</ref>

=== الدوران التفاضلي ===
يلاحظ [[دوران تفاضلي|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 .<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
 | مؤلف=Kitchatinov, L. L.
 | مؤلف2=Rüdiger, G.
 | عنوان=Anti-solar differential rotation
 | صحيفة=Astronomische Nachrichten
 | تاريخ=2004 | المجلد=325 | العدد=6 | صفحات=496–500
 | bibcode=2004AN....325..496K
 | doi=10.1002/asna.200410297 |arxiv = astro-ph/0504173 }}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة
 | مؤلف=Ruediger, G.
 | مؤلف2=von Rekowski, B.
 | مؤلف3=Donahue, R. A.
 | مؤلف4=Baliunas, S. L. 
 | عنوان=Differential Rotation and Meridional Flow for Fast-rotating Solar-Type Stars
 | صحيفة=Astrophysical Journal
 | تاريخ=1998 | المجلد=494 | العدد=2 | صفحات=691–699
 | doi=10.1086/305216 
| bibcode=1998ApJ...494..691R}}</ref>
وأول هذه النجوم، غير الشمس، لة خرائط مفصلة لدورانة التفاضلي هو النجم A'''B Doradus''' <ref name="donati2003" /><ref>{{استشهاد بدورية محكمة
 | مؤلف=Donati, J.-F.
 | مؤلف2=Collier Cameron, A.
 | عنوان=Differential rotation and magnetic polarity patterns on AB Doradus 
 | صحيفة=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | تاريخ=1997 | المجلد=291 | العدد=1 | صفحات=1–19
 | bibcode=1997MNRAS.291....1D | doi=10.1093/mnras/291.1.1}}</ref>
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 [[قص (هندسة)|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).<ref>{{استشهاد ويب
 | الأخير=Korab | الأول=Holly | تاريخ=June 25, 1997
 | مسار=http://www.ncsa.illinois.edu/news/Stories/97Stories/WOODward.html
 | عنوان=NCSA Access: 3D Star Simulation
 | ناشر=National Center for Supercomputing Applications | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20080723134736/http://access.ncsa.uiuc.edu/Stories/97Stories/WOODward.html | تاريخ أرشيف = 23 يوليو 2008 }}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة
 | مؤلف=Küker, M.
 | مؤلف2=Rüdiger, G.
 | عنوان=Differential rotation on the lower main sequence
 | صحيفة=Astronomische Nachrichten
 | تاريخ=2004 | المجلد=326 | العدد=3 | صفحات=265–268
 | bibcode=2005AN....326..265K
 | doi=10.1002/asna.200410387 |arxiv = astro-ph/0504411 }}</ref>

ويعتقد السطح البيني في المناطق ذات الاختلافات في معدل الدوران داخل النجم دورا هاما في توليد المجال المغناطيسي النجمي.<ref name="donati2003" />

== كبح التدوير ==

=== خلال التشكل ===

{| class="wikitable" style="float: left;"
|+معدل<br />سرعة<br />الدوران<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
 | الأخير = McNally | الأول = D.
 | عنوان=The distribution of angular momentum among main sequence stars | صحيفة=The Observatory
 | تاريخ=1965 | المجلد=85 | صفحات=166–169
 | bibcode=1965Obs....85..166M }}</ref>
|-
![[تصنيف نجمي|التصنيف <br />النجمي]]
!''v<sub>e</sub>''<br />(كم/ثانية)
|-
|style="text-align: center;"|O5 ||style="text-align: center;"| 190
|-
|style="text-align: center;"|B0 ||style="text-align: center;"| 200
|-
|style="text-align: center;"|B5 ||style="text-align: center;"| 210
|-
|style="text-align: center;"|A0 ||style="text-align: center;"| 190
|-
|style="text-align: center;"|A5 ||style="text-align: center;"| 160
|-
|style="text-align: center;"|F0 ||style="text-align: center;"| 95
|-
|style="text-align: center;"|F5 ||style="text-align: center;"| 25
|-
|style="text-align: center;"|G0 ||style="text-align: center;"| 12
|}
يعتقد أن النجوم تتكون نتيجة لانهيار سحابة من الغاز والغبار ذات درجات حرارة منخفضة.اثناء انهيار السحابة تؤدي [[زخم زاوي|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<ref group="معلومة">الكبح المغناطيسي هي نظرية لشرح فقدان الزخم الزاوي للنجم بسبب المواد التى يحصل عليها النجم بفعل المجال المغناطيسي النجمي</ref> الرياح المتوسعة تحمل الزخم الزاوي بعيدا وتبطئ معدل الدوران الانهياري للنجم الاولي <ref>{{استشهاد بدورية محكمة
 | مؤلف=Ferreira, J.
 | مؤلف2=Pelletier, G.
 | مؤلف3=Appl, S.
 | عنوان=Reconnection X-winds: spin-down of low-mass protostars
 | صحيفة=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | تاريخ=2000 | المجلد=312
 | العدد=2 | صفحات=387–397
 | bibcode=2000MNRAS.312..387F
 | doi=10.1046/j.1365-8711.2000.03215.x }}</ref><ref>{{استشهاد بخبر
 | الأول=Terry | الأخير=Devitt
 | عنوان=What Puts The Brakes On Madly Spinning Stars?
 | ناشر=University of Wisconsin-Madison
 | تاريخ=January 31, 2001
 | مسار=https://news.wisc.edu/what-puts-the-brakes-on-madly-spinning-stars/ | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20151209022806/http://news.wisc.edu/5732 | تاريخ أرشيف = 09 ديسمبر 2015 }}</ref>

معظم نجوم [[النسق الأساسي]] في الفئة الطيفية بين O5 وF5 تم العثور عليها تدور بسرعة.<ref name="apj628" /><ref>{{استشهاد بمنشورات مؤتمر
 | مؤلف=Peterson, Deane M.
 | إظهار المؤلفين=etal
 | عنوان =Resolving the effects of rotation in early type stars
 | عنوان الكتاب=New Frontiers in Stellar Interferometry, Proceedings of SPIE Volume 5491
 | صفحة=65
 | ناشر=The International Society for Optical Engineering
 | تاريخ=2004
 | مكان=Bellingham, Washington, USA
 | bibcode=2004SPIE.5491...65P
}}</ref>

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

:<math>\Omega_e \propto t^{-\frac{1}{2}}</math>

حيث <math>\Omega_e</math> هي السرعة الزاوية في خط الاستواء و''t'' عمر النجم.<ref>{{استشهاد بكتاب 
 | الأول=Jean-Louis | الأخير=Tassoul | تاريخ=2000
 | عنوان=Stellar Rotation | مكان=Cambridge, MA
 | ناشر=Cambridge University Press
 | مسار=http://assets.cambridge.org/97805217/72181/sample/9780521772181ws.pdf
 | تاريخ الوصول=2007-06-26
 | isbn=0-521-77218-4  | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20181009002825/http://assets.cambridge.org/97805217/72181/sample/9780521772181ws.pdf | تاريخ أرشيف = 9 أكتوبر 2018 }}</ref> تدعى هذه العلاقة ''بقانون Skumanich'' نسبة إلى أندرو P. Skumanich الذي اكتشفها في عام 1972 <ref>{{استشهاد بدورية محكمة
 | الأول=Andrew P. | الأخير=Skumanich
 | عنوان=Time Scales for CA II Emission Decay, Rotational Braking, and Lithium Depletion
 | صحيفة=The Astrophysical Journal
 | تاريخ=1972 | المجلد=171 | صفحة=565
 | doi=10.1086/151310 | bibcode=1972ApJ...171..565S}}</ref><ref>{{استشهاد بكتاب|الأخير1=Skumanich|الأول1=Andrew P.|الأخير2=Eddy|الأول2=J. A.|محرر1-الأخير=Bonnet|محرر1-الأول=R. M.|محرر2-الأخير=Dupree|محرر2-الأول=A. K.|عنوان=Aspects of Long-Term Variability in Sun and Stars - In:  Solar Phenomena In Stars and Stellar Systems|تاريخ=1981|ناشر=D. Reidel|مكان=Hingham, MA|صفحات=349–398}}</ref>
ولكن في الواقع قد اقترحت هذة العلاقة في وقت سابق بكثير من قبل Evry Schatzman.<ref>[[ليون ميستل]], 1968, ''MNRAS'', '''138''', 359−391</ref>

دراسة الدوران الزمني (gyrochronology)<ref group="معلومة">'''gyrochronology''' هى طريقة تقدير عمر نجم منخفض الكتلة شبية بالشمس من خلال معرفة فترة دورانه حول نفسة بهامش خطأ يصل إلى 10%".</ref> 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 <ref>{{استشهاد بدورية محكمة
| الأول = Sydney A. | الأخير = Barnes
| عنوان = Ages for illustrative field stars using gyrochronology: viability, limitations and errors
| صحيفة = The Astrophysical Journal
| تاريخ=2007 | المجلد=669 | العدد=2 | صفحات=1167–1189
| doi=10.1086/519295
| arxiv=0704.3068 | bibcode=2007ApJ...669.1167B}}</ref>

تفقد النجوم كتلتها ببطء بسبب انبعاث الرياح النجمية من خلال [[غلاف ضوئي|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&nbsp;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.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
 | الأخير = Nariai | الأول = Kyoji
 | عنوان=Mass Loss from Coronae and Its Effect upon Stellar Rotation
 | صحيفة=Astrophysics and Space Science
 | تاريخ=1969 | المجلد=3
 | العدد = 1 | صفحات=150–159
 | bibcode=1969Ap&SS...3..150N
 | doi=10.1007/BF00649601 }}</ref>

== أنظمة النجوم الثنائية الوثيقة ==
[[نجم ثنائي|النجوم الثنائية]] هي عبارة عن [[نجم|نجمين]] يدور كل منهما حول الآخر.بمعدل مسافة تفصلهما يعادل مقدار [[قيمة أسية|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.<ref name="aaa99">{{استشهاد بدورية محكمة
 | الأخير=Hut | الأول=P.
 | عنوان=Tidal evolution in close binary systems
 | صحيفة=Astronomy and Astrophysics
 | تاريخ=1999 | المجلد=99 | العدد=1 | صفحات=126–140
 | bibcode=1981A&A....99..126H }}</ref>

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.<ref name="aaa99" />

في [[ثنائي متصل|النظام النجمي الثنائي المتصل]] اوالشبه منفصل نقل ال[[كتلة]] 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.<ref>{{استشهاد ويب
 | مؤلف=Weaver, D.
 | مؤلف2=Nicholson, M. | تاريخ=December 4, 1997
 | مسار=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/39/text/
 | عنوان=One Star's Loss is Another's Gain: Hubble Captures Brief Moment in Life of Lively Duo
 | ناشر=NASA Hubble
 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160817071048/http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/39/text/ | تاريخ أرشيف = 17 أغسطس 2016 }}</ref>

== النجوم المتهالكة ==
بعد انتهاء النجم من توليد الطاقة من خلال [[اندماج نووي|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 ===
{{مفصلة|قزم أبيض}}
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 .<ref>{{استشهاد بكتاب 
 | مؤلف=Willson, L. A. 
 | مؤلف2=Stalio, R. | تاريخ=1990
 | عنوان=Angular Momentum and Mass Loss for Hot Stars 
 | مسار=https://archive.org/details/angularmomentumm0000nato
 | طبعة=1st | صفحات=[https://archive.org/details/angularmomentumm0000nato/page/315 315]–16 | ناشر=Springer
 | isbn=0-7923-0881-6 }}</ref>

القزم الأبيض البطئ الدوران لا يمكن أن يتجاوز [[حد شاندراسيخار]] 1.44 [[كتلة شمسية]] دون أن ينهار لتشكيل [[نجم نيوتروني]] أو ينفجر ك[[مستعر أعظم]] من [[مستعر أعظم نوع Ia|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.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
 | مؤلف=Yoon, S.-C.
 | مؤلف2=Langer, N.
 | عنوان=Presupernova evolution of accreting white dwarfs with rotation
 | صحيفة=Astronomy and Astrophysics
 | تاريخ=2004 | المجلد=419
 | العدد=2 | صفحات=623–644
 | bibcode=2004A&A...419..623Y
 | doi=10.1051/0004-6361:20035822 |arxiv = astro-ph/0402287 }}</ref>

== النجم النيوتروني ==
{{مفصلة|نباض|نجم نيوتروني}}
[[ملف:Pulsar schematic.jpg|يسار|تصغير|250px|النجم النيوتروني (وسط) يبعث شعاع من الأشعة من قطبيه المغناطيسين. وتجتاح حزم الأشعة على طول السطح المخروطي حول محور الدوران.]]
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.

[[نجم نابض|النجوم النابضة]] هي نجوم نيوترونية تدور بسرعة عالية، ولها مجال مغناطيسي قوي. وينبعث شعاع ضيق من الإشعاع [[موجة كهرومغناطيسية|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.<ref>{{استشهاد ويب
 | الأخير = Lorimer | الأول = D. R. | تاريخ =August 28, 1998
 | مسار=https://www.springer.com/Articles/lrr-1998-10/?referer=relativity.livingreviews.org
 | عنوان=Binary and Millisecond Pulsars
 | ناشر=Max-Planck-Gesellschaft
 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160803210450/http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-1998-10/ | تاريخ أرشيف = 3 أغسطس 2016 | تاريخ الوصول =  أكتوبر 2020  |url-status=dead}}</ref>

=== الثقب الأسود ===
{{مفصلة|ثقب أسود}}
[[ثقب أسود|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").<ref>{{استشهاد بدورية محكمة
 | الأخير = Begelman | الأول = Mitchell C.
 | عنوان=Evidence for Black Holes 
 | صحيفة=Science | تاريخ=2003 | المجلد=300
 | العدد=5627 | صفحات=1898–1903
 | doi=10.1126/science.1085334
 | pmid = 12817138 |bibcode = 2003Sci...300.1898B }}</ref> وقد تبين أن معدل سرعة دوران الثقب الأسود قد تصل إلى 98.7٪ من [[سرعة الضوء]].<ref>{{استشهاد بخبر
 | الأول=Lee | الأخير=Tune
 | عنوان=Spin of Supermassive Black Holes Measured for First Time
 | ناشر=University of Maryland Newsdesk
 | تاريخ=May 29, 2007 
 | مسار=https://umdrightnow.umd.edu/scitech/release.cfm
 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20140120143125/http://www.newsdesk.umd.edu/scitech/release.cfm?ArticleID=1447 | تاريخ أرشيف = 20 يناير 2014 | تاريخ الوصول =  أكتوبر 2020  |url-status=dead}}</ref>

== معلومات ==
{{مراجع|مجموعة=معلومة}}

== اقرأ أيضا ==
* [[غليزا 229]]
* [[غليزا 299]]

== مراجع ==
{{مراجع|2}}
{{نجوم}}
{{شريط بوابات|علم الفلك|نجوم}}

[[تصنيف:دوران]]
[[تصنيف:علم الفلك النجمي]]
[[تصنيف:فيزياء نجمية]]