Розширення спектральної лінії за рахунок обертання зорі

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
(Перенаправлено з Vsin(i))
Перейти до: навігація, пошук

Розши́рення спектра́льної лі́нії за раху́нок оберта́ння зорі́ є механізмом, який (поряд з іншими ефектами) дає основний вклад у спостережуване розширення спектральних ліній у спектрах зір та планет.

Вісь обертання зорі нахилена під кутом i до променя зору земного спостерігача. Лінійна швидкість обертання зорі на її екваторі позначається як ve.

Фізичний зміст[ред.ред. код]

Під час спостережень зорі ми бачимо лише її поверхневі шари (що відповідають її фотосфері), звідки до нас доходить випромінювання. При осьовому обертанні зорі атоми різних хімічних елементів, що містяться в її фотосфері, обертаються разом з нею. Таким чином на одній стороні видимого диску зорі (розділеного навпіл віссю обертання) ці атоми рухаються на спостерігача, а на іншій стороні — від нього. У формування кожної спектральної лінії роблять внесок атоми, розташовані на всій видимій частині фотосфери. Тому завдяки ефекту Доплера спектральна лінія у спектрі зорі з осьовим обертанням буде розширена за рахунок зсуву довжини хвилі випромінювання у синій бік від атомів, які рухаються на спостерігача, та у червоний бік від атомів, які рухаються від спостерігача.

Найбільший внесок в утворення кожної лінії (внаслідок видимості глибших шарів фотосфери) даватимуть атоми тієї частини фотосфери зорі, що знаходиться поблизу центру видимого диску зорі й, відповідно, близька до площини, котра містить промінь зору та вісь її обертання. Напрямок швидкості обертання цієї частини фотосфери буде перпендикулярним променю зору, тому внесок цих атомів у формування спектральної лінії майже не буде зазнавати Доплерівського зсуву.

Профіль спектральної лінії[ред.ред. код]

У результаті симетричного розподілу напрямку та значень швидкості обертання на поверхні зорі профіль спектральної лінії залишається симетричним. Ефект Доплера (за умови максвелівського розподілу швидкостей атомів) дає гаусівський профіль спектральної лінії. Проте в реальних спектрах, де існує також природне розширення лінії, яке надає лінії профілю Лоренца, спостережуваний профіль спектральної лінії являє собою згортку профілю Лоренца та профілю Гаусса, й має назву профіль Фойґта.

Vsin(i)[ред.ред. код]

Саме розширення спектральних ліній за рахунок осьового обертання зорі дає можливість вимірювати величину Vsin(i).[1] Вказаний параметр є проекцією екваторіальної швидкості осьового обертання зорі на промінь зору й вимірюється в км/с. V — це значення швидкості обертання на екваторі зорі, а i — це кут нахилу осі обертання до променя зору. Для того, щоб отримати власне екваторіальну швидкість обертання зорі, необхідно спершу визначити кут i між променем зору та віссю обертання, застосовуючи інші методи. Тому значення параметру Vsin(i) дає змогу оцінити лише нижню межу екваторіальної швидкості обертання, але не саму швидкість[2].

Оцінювання максимального значення періоду обертання зорі[ред.ред. код]

Маючи значення Vsin(i) (в км/с), можна визначити максимальну величину періоду обертання зорі (в днях) через значення її радіусу (вираженого в радіусах Сонця), використовуючи формулу

.

Для цього припускають, що i=90° й відповідно що екваторіальна швидкість обертання безпосередньо рівна Vsin(i). Проте у переважній більшості випадків таке припущення не є вірним, бо кут i може бути меншим за 90°. Тому екваторіальна швидкість обертання зорі завжди більша або дорівнює значенню Vsin(i) й, відповідно, період осьового обертання завжди менший або дорівнює Pmax.

Стабільність величини Vsin(i)[ред.ред. код]

Оскільки спостерігач завжди перебуває на Землі (у випадку наземних спостережень), або в навколоземному космічному просторі (у випадку спостережень з борту космічного телескопа), а зорі є досить віддаленими об'єктами у космосі, то для кожної окремої зорі кут i залишається практично незмінним в часі (за винятком випадків прецесії чи нутації осі обертання зорі). Загалом екваторіальна швидкість обертання зорі також не зазнає значних змін протягом тисяч років, але змінюється в процесі еволюції зорі.[2] Відповідно, параметр Vsin(i) можна розглядати як величину досить «постійну» для кожної окремо взятої зорі.

Спостереження[ред.ред. код]

Для зір однакових спекральних класів ширина спектральної лінії пропорційна екваторіальній швидкості обертання зорі[2].

Разом з тим є зорі, які обертаються не за законом твердого тіла, а диференційно, коли кутова швидкість обертання більша на екваторі зорі й дещо менша на — полюсах обертання (як приклад — наше Сонце). Для таких зір разом з величинами параметрів Vsin(i) та i слід також знати закон диференційного обертання для того, щоб визначити їхню лінійну швидкість обертання на екваторі. Відомі також випадки диференційного обертання зір, коли кутова швидкість обертання на екваторі зорі є меншою за кутову швидкість обертання на полюсах.

Див.також[ред.ред. код]

Джерела[ред.ред. код]

  1. Rotational velocities of A-type stars. II. Measurement of vsini in the northern hemisphere, Royer F., Grenier S., Baylac M.-O., Gomez A.E., Zorec J. 2002, Astron. & Astrophys. V.393, p.897
  2. а б в Фізика космосу, маленька енциклопедія, друге видання за редакцією Р. А. Сюняєва, видавництво «Радянська енциклопедія», Москва 1986 р.

Посилання[ред.ред. код]