Обертання зорі

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку
Ілюстрація, що показує вигляд сплюснутої зорі Ахернар, викликаний швидким обертанням.

Оберта́ння зорі́ — обертальний рух зорі навколо власної осі. Швидкість обертання можна виміряти за зміщенням ліній в її спектрі або за часом руху активних елементів («зоряних плям») на поверхні. Обертання зорі створює екваторіальну випуклість за рахунок відцентрових сил. Оскільки зорі не є твердими тілами, вони також можуть мати диференціальне обертання[en]; іншими словами, екватор зорі може обертатися з іншою кутовою швидкістю, ніж області у високих широтах. Ці відмінності у швидкості обертання всередині зорі можуть відігравати важливу роль у генеруванні магнітного поля зір[1].

Магнітне поле зорі взаємодіє з зоряним вітром. Оскільки зоряний вітер рухається від зорі, а магнітне поле взаємодіє з вітром, то в результаті цієї взаємодії кутовий момент передається від зорі вітру, який поступово «виносить» його, і з часом цей перенос сповільнює швидкість обертання зорі.

Вимірювання[ред. | ред. код]

Якщо зоря спостерігається з боку її полюса, то деякі ділянки поверхні наближаються до спостерігача, а деякі віддаляються. Компонент руху, що наближається до спостерігача, називається радіальною швидкістю. Із ефекту Доплера, ділянки диску зорі, що наближаються до нас, викличуть зміщення ліній в її спектрі до фіолетового краю, а ті, що віддаляються — до червоного. Зрозуміло, що лінії одночасно зміститися у протилежних напрямках не можуть. Насправді частина лінії зміститься до одного кінця спектра, частина до іншого, в результаті чого лінія розтягнеться, розшириться. Саме за цим розширенням і можна дізнатися, чи обертаються зорі навколо осей, причому зі зростанням швидкості обертання збільшується і ширина ліній у спектрі зорі[2]. Тим не менш, це розширення повинно бути ретельно відділене від інших ефектів, які можуть викликати збільшення ширини ліній у спектрі зорі.

Для гігантських зір, атмосферні мікротурбулентності можуть призводити до збільшення ширини ліній значно більше, ніж обертання зорі, сильно спотворюючи сигнал. Тим не менш, альтернативний підхід може бути використаний при гравітаційному мікролінзуванні подій. Це відбувається, коли масивний об'єкт проходить перед більш віддаленою зорею та діє як лінза, збільшуючи зображення[3].

Зоря на рисунку має нахил i до променя зору спостерігача на Землі, та швидкості обертання ve на екваторі.

Компонент радіальної швидкості залежить від нахилу полюса зорі до променя зору. Виміряне значення в довідниках завжди дається як , де  — швидкість обертання на екваторі, а нахил. Оскільки кут i відомий не завжди, то результат вимірювань завжди показує мінімальне значення швидкості обертання зорі. Тобто, якщо i не є прямим кутом, то фактична швидкість більша, ніж [2]. Це значення також іноді називають передбачуваною швидкістю обертання. Середні значення екваторіальних швидкостей обертання визначають, вважаючи що осі орієнтовані випадковим чином відносно променя зору та використовують формулу: [4].

Якщо зоря показує високу магнітну активність, таку як «зоряні плями», то ці особливості також можна використовувати для оцінки швидкості обертання. Але оскільки плями можуть утворюватися не лише на екваторі, але й в інших місцях, та ще й переноситися по поверхні протягом усього їх життя, то таке диференціальне обертання зорі може призводити до різних ефектів вимірювання[5].

Магнітна активність зір часто пов'язана зі швидким обертанням, тому цей метод також можна використовувати для вимірювання швидкості обертання таких зір[6]. Спостереження «зоряних плям» показало, що ця активність може фактично змінювати швидкість обертання зорі, оскільки магнітні поля впливають на потік газів під поверхнею зорі[7].

Фізичні ефекти[ред. | ред. код]

Екваторіальна випуклість[ред. | ред. код]

Гравітація прагне перетворити небесне тіло в ідеальну кулю, в якої всі частини розташовуються якомога ближче до центру мас. Але зорі, що обертаються, мають несферичну форму: одна з ознак подібної несферичності — екваторіальна випуклість. Коли з протозоряного диска, що обертається, формується зоря, її форма стає все більш сферичною, але цей процес не йде аж до ідеальної сфери. На полюсах сила тяжіння призводить до збільшення стиснення, але на екваторі стисненню ефективно протидіє відцентрова сила. Кінцевий вигляд зорі після зореутворення має рівноважну форму, в тому смислі, що сила тяжіння в екваторіальній області не може надати зорі більш сферичної форми. Обертання призводить також до гравітаційного потемніння[en] на екваторі, як описано в теоремі фон Цайпеля[en] (ця теорема передбачає «потемніння», тобто різницю температур (іноді більше декількох тисяч градусів) між більш «прохолодною» екваторіальною областю та більш гарячими полюсами). Неврахування гравітаційного потемніння екваторіальних областей зір може призвести до систематичного заниження швидкостей їхнього обертання[8].

Яскравим прикладом зорі з екваторіальною випуклістю є Регул (α Лева). Швидкість обертання цієї зорі на екваторі — 317±3 км/с. Це відповідає періоду обертання 15,9 годин, що становить 86 % від швидкості, при якій зоря буде розірвана на частини. Екваторіальний радіус цієї зорі на 32 % більший, ніж полярний[9]. Прикладами інших зір, які швидко обертаються, можуть бути Вега, Альтаїр та Ахернар.

Швидкість відриву (англ. break-up velocity) — вираз, що використовується для опису випадку, коли відцентрові сили на екваторі дорівнюють силі тяжіння. Для стабільних зір швидкості обертання повинні бути нижчі від цього значення[10].

Диференціальне обертання[ред. | ред. код]

Диференціальне обертання[en] спостерігається у таких зір, як Сонце, коли кутова швидкість обертання змінюється з широтою. Зазвичай кутові швидкості зменшуються зі збільшенням широти. Однак може бути й навпаки як, наприклад, у зорі HD 31993[11][12]. Першою зорею, після Сонця, для якої були виявлені деталі диференціального обертання, була AB Золотої Риби[en][1][13].

Головним механізмом, що викликає диференціальне обертання, є турбулентність конвекції всередині зорі. Конвективний рух переносить енергію до поверхні за рахунок руху плазми. Ця маса плазми несе частину кутової швидкості зорі. При турбулентності відбувається зміщення маси й моменту обертання, який може бути перерозподілений по різних широтах через меридіональні потоки[14][15].

Взаємодія між областями з різкими відмінностями у швидкостях обертання вважаються ефективними механізмами для динамо-процесів, які генерують магнітне поле зір. Існує також складна взаємодія між обертанням зорі й розподілом її магнітного поля, з перетворенням магнітної енергії в кінетичну і відповідною зміною розподілу швидкостей[1].

Сповільнення обертання[ред. | ред. код]

Зорі формуються в результаті колапсу низькотемпературної хмари газу та пилу. Як тільки хмара сколапсує, закон збереження моменту імпульсу перетворює навіть невелике загальне обертання протяжної хмари у досить швидке обертання компактного диска. У центрі цього диска формується протозоря, що розігрівається за рахунок гравітаційної енергії колапсу.

В процесі стискання швидкість обертання може збільшуватися до точки, в якій акреційний диск протозорі може розпадатися через дію відцентрової сили на екваторі. Таким чином, обертання повинно сповільнитися протягом перших 100 тисяч років, щоб уникнути подібного сценарію. Одним із можливих пояснень гальмування може бути взаємодія магнітного поля протозорі з зоряним вітром. Зоряний вітер виносить частину кутового моменту та зменшує швидкість обертання майбутньої зорі[16][17].

Середні
швидкості
обертання[18]
Спектральний
клас
ve
(км/с)
O5 190
B0 200
B5 210
A0 190
A5 160
F0 95
F5 25
G0 12

Більшість зір головної послідовності спектральних класів від F5 і O5 швидко обертаються[9][19]. Для зір цього класу виміряна швидкість обертання збільшується з масою. Це пришвидшення обертання досягає максимуму в молодих, масивних зір класу B. Оскільки очікувана тривалість життя зорі зменшується зі зростанням маси, то це може пояснюватися зниженням швидкості обертання з віком.

Для зір головної послідовності, зниження швидкості обертання може бути апроксимоване математичним співвідношенням:

де  — кутова швидкість на екваторі й  — вік зорі[20]. Це співвідношення називається законом Скуманича, за іменем вченого (англ. Andrew P. Skumanich), який відкрив його 1972 року[21].

Гірохронологія (англ. gyrochronology) — визначення віку зорі на основі швидкості обертання, при якому результати калібруються на основі інформації про Сонце[22].

Зорі повільно втрачають масу, яка витікає у вигляді сонячного вітру з фотосфери. Магнітне поле зорі взаємодіє з викинутою речовиною, в результаті чого відбувається постійна передача моменту імпульсу від зорі. Зорі зі швидкістю обертання понад 15 км/с і швидше втрачають масу, а отже, швидше знижують швидкість обертання. Таким чином, при подальшому обертанні зорі відбувається зниження темпів втрати кутового моменту. У цих умовах зорі поступово сповільнюються, але ніколи не зможуть досягнути повної відсутності обертання[23].

Тісні подвійні системи[ред. | ред. код]

Тісними подвійними системами називають такі системи, в яких дві зорі обертаються одна відносно іншої на середній відстані, що має такий самий порядок, що і їхні діаметри. На таких відстанях починаються набагато складніші взаємодії, ніж просто взаємне притягування. В таких системах існують, наприклад, припливні ефекти, перенос маси і навіть зіткнення. Припливні взаємодії в тісній подвійній системі можуть призвести до зміни орбітальних і обертальних параметрів. Повний кутовий момент системи зберігається, але кутовий момент може передаватися таким чином, що виникають періодичні зміни між періодами взаємного обертання зір та швидкостями обертання навколо власної осі[24].

Кожен із членів тісної подвійної системи гравітаційно взаємодіє із зорею-компаньйоном. Однак випуклості можуть трохи відхилятися від перпендикуляра відносно напрямку гравітаційного притягування. Таким чином, сила тяжіння створює обертальний момент на виступі, в результаті чого здійснюється передача кутового моменту. Це призводить до того, що система стає нестабільною, хоча вона може наблизитися до стану стійкої рівноваги. Ефект може бути складнішим у тих випадках, коли вісь обертання не перпендикулярна до площини орбіти[24].

Для контактних або дуже тісних подвійних систем, передача маси від зорі до її супутника може також призвести до значної передачі кутового моменту. Супутник, що акреціює, може досягнути критичної швидкості обертання, коли почнеться втрата маси вздовж екватора[25].

Залишки зір[ред. | ред. код]

Після того, як зоря закінчила виробництво енергії шляхом термоядерного синтезу, вона перетворюється у компактніший, вироджений об'єкт. В ході цього процесу розміри зорі значно зменшуються, що може призвести до відповідного збільшення кутової швидкості.

Білий карлик[ред. | ред. код]

Білий карлик — зоря, що складається з матеріалу, який є побічним продуктом термоядерного синтезу в першій половині її життя, але їй не вистачає маси, щоб знову запалити термоядерну реакцію. Це компактне тіло, що підтримує своє існування за рахунок квантовомеханічного ефекту, відомого як тиск виродженого газу, що не дозволяє зорі сколапсувати остаточно. В цілому більшість білих карликів має низьку швидкість обертання, швидше за все, в результаті втрати кутового моменту, коли зорі-прародителі втратили свою оболонку[26]. (див. планетарна туманність.)

Білий карлик, що повільно обертається, не може перевищувати межі Чандрасекара, рівної 1,44 маси Сонця, не стаючи нейтронною зорею чи вибухаючи як наднова типу Ia. Якщо білий карлик досягає цієї маси, наприклад, шляхом акреції чи зіткнення, сила тяжіння буде перевищувати тиск, який чинить вироджений газ. Однак, якщо білий карлик обертається швидко, то ефективна сила тяжіння зменшується в екваторіальній області, що дозволяє білому карлику перевищити межу Чандрасекара. Таке швидке обертання може відбуватися, наприклад, в результаті акреції маси, що призводить до передачі кутового моменту[27].

Нейтронна зоря[ред. | ред. код]

Докладніше: Пульсар
Нейтронна зоря (в центрі) випускає потік випромінювання з магнітних полюсів. Потік описує конічну поверхню навколо осі обертання.

Нейтронна зоря є дуже щільним зоряним залишком, який переважно складається з нейтронів — частинок, що входять до складу атомних ядер, і не мають електричного заряду. Маса нейтронної зорі становить від 1,35 до 2,1 мас Сонця. В результаті колапсу, знову утворені нейтронні зорі можуть мати дуже високу швидкість обертання, порядку тисячі обертів за секунду[28].

Пульсари є нейтронними зорями, що обертаються, та мають сильне магнітне поле. Вузький пучок електромагнітного випромінювання виходить із полюсів пульсарів, що обертаються. Якщо пучок спрямований в бік Сонячної системи, то періодичні імпульси пульсара можна зареєструвати на Землі. Енергія, що випромінюється магнітним полем поступово зменшує швидкість обертання, в результаті чого імпульси старих пульсарів мають період декілька секунд[29].

Чорна діра[ред. | ред. код]

Чорна діра є об'єктом з гравітаційним полем, достатньо сильним, щоб не дати світлу можливості вирватися з його поверхні. Коли вони утворюються в результаті колапсу масивної зорі, що обертається, то зберігають увесь кутовий момент, що не був втрачений у вигляді викинутого газу. Це обертання призводить до того, що ергосфера, що оточує чорну діру набуває вигляду сплюснутого сфероїда. Деяка частина речовини, що падає в чорну діру, може бути викинута, не потрапивши в неї. Коли відбувається цей викид маси, чорна діра втрачає кутовий момент (т. зв. «процес Пенроуза»[en])[30]. Швидкість обертання чорної діри може бути вища, ніж 98,7 % швидкості світла[31].

Див. також[ред. | ред. код]

Примітки[ред. | ред. код]

  1. а б в Donati, Jean-François (November 5, 2003). Differential rotation of stars other than the Sun. Laboratoire d’Astrophysique de Toulouse. Архів оригіналу за 2012-05-01. (англ.)
  2. а б Shajn, G.; Struve, O. (1929). On the rotation of the stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 89: 222–239. (англ.)
  3. Gould, Andrew (1997). Measuring the Rotation Speed of Giant Stars from Gravitational Microlensing. Astrophysical Journal 483: 98–102. doi:10.1086/304244. (англ.)
  4. Рузмайкина, Т. В. (1986). Вращение звёзд. "Физика Космоса". Архів оригіналу за 2012-05-01.  (рос.)
  5. Кичатинов, Л. Л. (Май 2005). Дифференциальное вращение звезд. Успехи физических наук. Архів оригіналу за 2012-05-01.  (рос.)
  6. Soon, W.; Frick, P.; Baliunas, S. (1999). On the rotation of the stars. The Astrophysical Journal 510 (2): L135–L138. doi:10.1086/311805.  (англ.)
  7. Collier Cameron, A.; Donati, J.-F. (2002). Doin' the twist: secular changes in the surface differential rotation on AB Doradus. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 329 (1): L23–L27. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05147.x. (англ.)
  8. Richard H.D.Townsend et al. (Jan 20, 2004). Be-star rotation: how close to critical?. Архів оригіналу за 2012-05-01. (англ.)
  9. а б McAlister, H. A., ten Brummelaar, T. A., et al. (2005). First Results from the CHARA Array. I. An Interferometric and Spectroscopic Study of the Fast Rotator Alpha Leonis (Regulus).. The Astrophysical Journal 628: 439–452. doi:10.1086/430730. (англ.)
  10. Hardorp, J.; Strittmatter, P. A. (September 8-11, 1969). Rotation and Evolution of be Stars. Proceedings of IAU Colloq. 4. Ohio State University, Columbus, Ohio: Gordon and Breach Science Publishers. с. 48. (англ.)
  11. Kitchatinov, L. L.; Rüdiger, G. (2004). Anti-solar differential rotation. Astronomische Nachrichten 325 (6): 496–500. doi:10.1002/asna.200410297. (англ.)
  12. Ruediger, G.; von Rekowski, B.; Donahue, R. A.; Baliunas, S. L. (1998). Differential Rotation and Meridional Flow for Fast-rotating Solar-Type Stars. Astrophysical Journal 494 (2): 691–699. doi:10.1086/305216.  (англ.)
  13. Donati, J.-F.; Collier Cameron, A. (1997). Differential rotation and magnetic polarity patterns on AB Doradus. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 291 (1): 1–19.  (англ.)
  14. Korab, Holly (June 25, 1997). NCSA Access: 3D Star Simulation. National Center for Supercomputing Applications. Архів оригіналу за 2012-05-01. (англ.)
  15. Küker, M.; Rüdiger, G. (2004). Differential rotation on the lower main sequence. Astronomische Nachrichten 326 (3): 265–268. doi:10.1002/asna.200410387. (англ.)
  16. Ferreira, J.; Pelletier, G.; Appl, S. (2000). Reconnection X-winds: spin-down of low-mass protostars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 312: 387–397. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03215.x. (англ.)
  17. Devitt, Terry (January 31, 2001). What Puts The Brakes On Madly Spinning Stars?. University of Wisconsin-Madison. Архів оригіналу за 2012-05-01. (англ.)
  18. McNally, D. (1965). The distribution of angular momentum among main sequence stars. The Observatory 85: 166–169. Bibcode:1965Obs....85..166M.  (англ.)
  19. Peterson, Deane M. et al. (2004). Resolving the effects of rotation in early type stars. New Frontiers in Stellar Interferometry, Proceedings of SPIE Volume 5491. Bellingham, Washington, USA: The International Society for Optical Engineering. с. 65. (англ.)
  20. Tassoul, Jean-Louis (1972). Stellar Rotation. Cambridge, MA: Cambridge University Press. ISBN 0521772184. (англ.)
  21. Skumanich, Andrew P. (1972). Time Scales for CA II Emission Decay, Rotational Braking, and Lithium Depletion. The Astrophysical Journal 171: 565. doi:10.1086/151310. (англ.)
  22. Barnes, Sydney A. (2007). Ages for illustrative field stars using gyrochronology: viability, limitations and errors. The Astrophysical Journal 669 (2): 1167–1189. doi:10.1086/519295. (англ.)
  23. Nariai, Kyoji (1969). Mass Loss from Coronae and Its Effect upon Stellar Rotation. Astrophysics and Space Science 3: 150–159. doi:10.1007/BF00649601. (англ.)
  24. а б Hut, P. (1999). Tidal evolution in close binary systems. Astronomy and Astrophysics 99 (1): 126–140. (англ.)
  25. Weaver, D.; Nicholson, M. (December 4, 1997). One Star's Loss is Another's Gain: Hubble Captures Brief Moment in Life of Lively Duo. NASA Hubble. Архів оригіналу за 2012-05-01. (англ.)
  26. Willson, L. A.; Stalio, R. (1990). Angular Momentum and Mass Loss for Hot Stars (вид. 1st). Springer. с. 315–16. ISBN 0792308816. (англ.)
  27. Yoon, S.-C.; Langer, N. (2004). Presupernova evolution of accreting white dwarfs with rotation. Astronomy and Astrophysics 419: 623–644. doi:10.1051/0004-6361:20035822. Процитовано 2007-07-03. (англ.)
  28. Lochner, J.; Gibb, M. (December, 2006). Neutron Stars and Pulsars. NASA. Архів оригіналу за 2012-05-01. (англ.)
  29. Lorimer, D. R. (August 28, 1998). Binary and Millisecond Pulsars. Max-Planck-Gesellschaft. Архів оригіналу за 2012-05-01. (англ.)
  30. Begelman, Mitchell C. (2003). Evidence for Black Holes. Science 300 (5627): 1898–1903. PMID 12817138. doi:10.1126/science.1085334. 
  31. Tune, Lee (May 29, 2007). Spin of Supermassive Black Holes Measured for First Time. University of Maryland Newsdesk. (англ.)