更新时间：2024-08-11 20:34
较差自转(differential rotation)，又名差动自转。是指一个天体在自转时不同部位的角速度互不相同的现象。较差自转在大多数非固体的天体中存在，比如星系、恒星、巨型气体行星等等；太阳系内则在太阳、木星和土星的表面出现。
据历史记载，伽利略·伽利莱在观测太阳黑子时首度察觉到此一现象，成为第一位观察到较差自转者。而后，克里斯托夫·赛因那(Christoph Scheiner)于1630年左右指出太阳在极区与赤道区的自转周期差异，与现今观测结论并无太多差别。
星体的自转来自于其在前恒星(prestellar)的吸积阶段(accretion phase)，以及对角动量的守恒而来。而较差自转的成因主要来自于星体自身结构内部的对流；由于恒星内部有温度梯度等影响，对流会使得内部及外部的物质进行类似置换的动作，而小区块物质本身带有恒星的部分角动量，不同区域的对流造成了恒星内部角速度分布的重新配置，而形成了较差自转的现象。需要注意的是，有时恒星风也是恒星损失角动量的来源。
最早从观测证实太阳有较差自转现象是英国Carrington从1855年到1863年观测太阳黑子得到太阳自转角速随纬度变化的经验式子
随后Faye于1865年又从理论上解释了较差自转理论式子
式中a和b是两个待定常数。
从此以后无论用上述哪种观测方法各研究者均以上述公式的形式作为太阳较差自转公式的基础。其中从太阳黑子观测着手深入研究此问题者有：Sporer (1874)，Maunder(1905)，Newall(1922)，外目秀清(1927)，野附诚天(1929)，Abett(1934)，Newton(1934)，Becker(1954)，Kippenhahn(1963)，Durner(1974)，Deubner和Vazquez(1975)以及Chistyakov(1976)，特别，长年跟踪太阳黑子的观测的作者们Newton & Nunn(1951)，Ward(1966)，Lustig(1983)，Howard(1984)，Lustig & Dvorak(1984)，Balthasar, et al.(1985)，Ward (1966)，Godoli & Mazzucconi(1979)，Balthasar & Wohl (1980)，Arev-alo et al.(1982)，Howard et al.(1984)，Balthasar et al.(1982)其中Newton和Nume以及Ballthasar等人在英国Greenwish天文台通过观测太阳黑子对太阳较差自转做了长期研究。
天文工作者除上述跟踪太阳黑子外还观测太阳光谱，谱斑和暗条着手研究此问题有Wilsing(1888)，Cheralier(1910~1911)，Wlof(1896)，Hale(1908)，Kempf (1916)，Fox(1921)，D’azaambuja(1948)等人，特别Cheralier在中国佘山天文台1911年做了观测研究工作。此外，对于用分光仪根据多普勒原理的谱线位移确定太阳较差自转的研究者就更多了。早期分光测量是由Duner(1891, 1909)和Halm (1904)用目视所做成的。用分光法研究太阳自转的第一个近代研究者当算是Adans和Lasby(1911)在Wilson山天文台进行的。他们用在反变层用钙和氢线进行测量的。继他们之后，St. John于1914~1931年也完成了此项工作。在此之后，另一些重要的分光研究已由Schlesinger在美国Allgheng天文台，Plaskett、Delury和O’Connor等人在加拿大的Ottawa天文台以及Eversched和Royds在印度的Kadai-Kanal天文台所完成。以后野附诚夫(1930)根据前人的研究，特别是Eversched的观测得到较差自转的一般式子。最21世纪以来用分光研究此问题者值得提出的有Livingston(1969)测定了太阳包层的较差自转。Hansen等人(1969)测定了日冕的较差自转。Simon(1972)测定了色球层和日冕的较差自转，Belvedere(1972)，Dupree(1973)测定了色球层和日冕的较差自转。特别是Scherrer(1972)利用射电和星际场方法测定了日冕和光球的自转并得到两者有同步自转的结果。自从1972年以后又有好些天文工作者从观测太阳色球层和日冕构造研究太阳纬向较差自转，例如Milosevie(1950)、Schroter et al.(1975~1976)、Dupree & Henze(1972~1973)、Simon & Noyes(1972)、Liu & Kundu(1976)、Anto-mucci et al.(1977)、d’Azambuja(1948)、Wagner(1975)、Adams(1976)、Timothy et al.(1975)以及Snodgrass(1976~1984)做了大量的观测研究，尤其Snodgrass在Wilson山天文台通过谱线位移对较差自转的长期观测。
以上，从各种观察方法所确定的经验定律，其中绝大部分符合前述的Faye的理论式子，但也有些比那个理论式子更较复杂的式子，不仅包括纬度的正弦的平方项，也包括四次项，如由M.d’Azambuja所得到的较差自转
Howard. R和Harver(1970)得到比上式更具体的式子:
从1970~1984年又有好些天文观测者从太阳光球等离子体所观测到的具有三次项的较差自转式子，如Howard等人(1970, 1980, 1983)，Scherrer等人(1980)，LaBotte等人(1982)，Snodgrass等人(1984)和Pierce等人(1984)都给出太阳较差自转三项式子。
从观测所得到的较差自转的三次项式子也给研究太阳内部较差自转理论提供了良好基础。
最后，值得提出的是自70年代以后在人造卫星上用空间探测器通过x射线和远紫外谱线研究太阳色球层和日冕的较差自转取得了有价值的结果，特别用空间飞行器Skylab对日冕洞的观测给出了良好的纬向较差的式子(Timothy et al.(1975)：
关于太阳纬向较差自转的观测结果可详见R. Howard 1984年发表的论文Solar Rotation和Schroter 1985年发表的论文：The Solar differential rotation present status of observation。
盘状星系不像固体一样旋转，但会发生较差自转。星系旋转速度随半径的变化关系称为旋转曲线，它通常被看作是对星系质量轮廓的一种测量：