Звездное вращение
Звездное вращение — это угловое движение звезды вокруг своей оси. Скорость вращения можно измерить по спектру звезды или по времени движения активных объектов на поверхности.
Вращение звезды вызывает экваториальную выпуклость из-за центробежной силы . Поскольку звезды не являются твердыми телами, они также могут подвергаться дифференциальному вращению . Таким образом, экватор звезды может вращаться с другой угловой скоростью, чем более высокие широты . Эти различия в скорости вращения внутри звезды могут играть важную роль в генерации звездного магнитного поля . [1]
Магнитное поле звезды взаимодействует с звездным ветром . По мере того как ветер удаляется от звезды, его угловая скорость замедляется. Магнитное поле звезды взаимодействует с ветром, который оказывает сопротивление вращению звезды. В результате угловой момент передается от звезды ветру, и со временем это постепенно снижает скорость вращения звезды.
Измерение
Если звезду не наблюдают со стороны ее полюса, участки поверхности имеют некоторое движение к наблюдателю или от него. Составляющая движения в направлении наблюдателя называется лучевой скоростью. Для части поверхности с радиальной составляющей скорости по направлению к наблюдателю излучение смещается на более высокую частоту из-за доплеровского сдвига . Точно так же область, в которой компонент движется от наблюдателя, смещается на более низкую частоту. Когда наблюдаются линии поглощения звезды, этот сдвиг на каждом конце спектра вызывает уширение линии. [2] Однако это расширение необходимо тщательно отделить от других эффектов, которые могут увеличить ширину линии.
Составляющая лучевой скорости, наблюдаемая через уширение линии, зависит от наклона полюса звезды к лучу зрения. Полученное значение задается как v е ⋅ грех я <\ displaystyle v_
Для гигантских звезд атмосферная микротурбулентность может привести к уширению линий, которое намного больше, чем эффект вращения, эффективно заглушая сигнал. Однако можно использовать альтернативный подход, который использует события гравитационного микролинзирования . Это происходит, когда массивный объект проходит перед более далекой звездой и действует как линза, ненадолго увеличивая изображение. Более подробная информация, собранная таким образом, позволяет отличить эффекты микротурбулентности от вращения. [4]
Если звезда показывает магнитную активность на поверхности, такую как звездные пятна , то эти особенности можно отслеживать, чтобы оценить скорость вращения. Однако такие элементы могут формироваться в местах, отличных от экватора, и могут перемещаться по широтам в течение своей жизни, поэтому дифференциальное вращение звезды может давать разные измерения. Магнитная активность звезд часто связана с быстрым вращением, поэтому этот метод можно использовать для измерения таких звезд. [5] Наблюдение за звездными пятнами показало, что эти особенности могут фактически изменять скорость вращения звезды, поскольку магнитные поля изменяют поток газов в звезде. [6]
Физические эффекты
Экваториальная выпуклость
Гравитация стремится сжимать небесные тела в идеальную сферу, форму, в которой вся масса находится как можно ближе к центру тяжести. Но вращающаяся звезда имеет не сферическую форму, а экваториальную выпуклость.
По мере того как вращающийся протозвездный диск сжимается, образуя звезду, его форма становится все более и более сферической, но сжатие не продолжается до идеальной сферы. На полюсах вся сила тяжести увеличивает сжатие, но на экваторе эффективная сила тяжести уменьшается за счет центробежной силы. Окончательная форма звезды после звездообразования — это равновесная форма в том смысле, что эффективная гравитация в экваториальной области (при уменьшении) не может притянуть звезду к более сферической форме. Вращение также вызывает гравитационное затемнение на экваторе, как описано теоремой фон Цейпеля .
Крайний пример экваториальной выпуклости находится на звезде Регулус A (α Леониса A). Экватор этой звезды имеет измеренную скорость вращения 317 ± 3 км / с. Это соответствует периоду вращения 15,9 часа, что составляет 86% скорости, с которой звезда разорвалась бы на части. Экваториальный радиус этой звезды на 32% больше полярного. [7] Другие быстро вращающиеся звезды включают Альфа Араэ , Плейону , Вегу и Ахернар .
Скорость разрушения звезды — это выражение, которое используется для описания случая, когда центробежная сила на экваторе равна силе гравитации. Чтобы звезда была стабильной, скорость вращения должна быть ниже этого значения. [8]
Дифференциальное вращение
Поверхностное дифференциальное вращение наблюдается у таких звезд, как Солнце, когда угловая скорость изменяется с широтой. Обычно угловая скорость уменьшается с увеличением широты. Однако наблюдалась и обратная ситуация, например, на звезде, обозначенной HD 31993. [9] [10] Первой такой звездой, отличной от Солнца, дифференциальное вращение которой детально отображено, является AB Doradus . [1] [11]
Основным механизмом, вызывающим дифференциальное вращение, является турбулентная конвекция внутри звезды. Конвективное движение переносит энергию к поверхности за счет массового движения плазмы. Эта масса плазмы несет часть угловой скорости звезды. Когда турбулентность возникает из-за сдвига и вращения, угловой момент может перераспределяться по разным широтам через меридиональный поток . [12] [13]
Считается, что границы раздела между областями с резкими различиями во вращении являются эффективными участками динамо-процессов, которые генерируют звездное магнитное поле . Существует также сложное взаимодействие между распределением вращения звезды и ее магнитным полем с преобразованием магнитной энергии в кинетическую, изменяющую распределение скоростей. [1]
Торможение вращением
Во время формирования
Считается, что звезды образуются в результате коллапса низкотемпературного облака газа и пыли. Когда облако схлопывается, сохранение углового момента приводит к увеличению любого небольшого чистого вращения облака, заставляя материал превращаться во вращающийся диск. В плотном центре этого диска образуется протозвезда , которая получает тепло от гравитационной энергии коллапса.
По мере продолжения коллапса скорость вращения может возрасти до точки, когда аккрецирующая протозвезда может разрушиться из-за центробежной силы на экваторе. Таким образом, скорость вращения должна быть замедлена в течение первых 100 000 лет, чтобы избежать этого сценария. Одним из возможных объяснений торможения является взаимодействие магнитного поля протозвезды со звездным ветром при магнитном торможении . Расширяющийся ветер уносит угловой момент и замедляет скорость вращения схлопывающейся протозвезды. [14] [15]
| Звездный класс |
v e (км / с) |
|---|---|
| O5 | 190 |
| B0 | 200 |
| B5 | 210 |
| A0 | 190 |
| A5 | 160 |
| F0 | 95 |
| F5 | 25 |
| G0 | 12 |
Было обнаружено, что большинство звезд главной последовательности со спектральным классом от O5 до F5 быстро вращаются. [7] [17] Для звезд в этом диапазоне измеренная скорость вращения увеличивается с массой. Это увеличение вращения достигает пика среди молодых массивных звезд класса B. «Поскольку ожидаемая продолжительность жизни звезды уменьшается с увеличением массы, это можно объяснить снижением скорости вращения с возрастом». [ необходима цитата ]
После формирования
Для звезд главной последовательности уменьшение вращения можно аппроксимировать математическим соотношением:
куда Ω е <\ displaystyle \ Omega _
Звезды медленно теряют массу из-за излучения звездного ветра из фотосферы. Магнитное поле звезды оказывает крутящий момент на выброшенное вещество, что приводит к устойчивой передаче углового момента от звезды. Звезды со скоростью вращения более 15 км / с также демонстрируют более быструю потерю массы и, следовательно, более высокую скорость затухания вращения. Таким образом, поскольку вращение звезды замедляется из-за торможения, скорость потери углового момента уменьшается. В этих условиях звезды постепенно приближаются к состоянию нулевого вращения, но никогда не достигают его. [23]
В конце основной последовательности
Ультра-холодные карлики и коричневые карлики с возрастом вращаются быстрее из-за гравитационного сжатия. У этих объектов также есть магнитные поля, подобные самым холодным звездам. Однако открытие быстро вращающихся коричневых карликов, таких как коричневый карлик T6 WISEPC J112254.73 + 255021.5 [24], подтверждает теоретические модели, которые показывают, что торможение вращения звездными ветрами более чем в 1000 раз менее эффективно в конце главной последовательности. . [25]
Близкие бинарные системы
Плотная двойная звездная система возникает, когда две звезды вращаются вокруг друг друга со средним расстоянием, равным по порядку величине их диаметрам. На этих расстояниях могут происходить более сложные взаимодействия, такие как приливные эффекты, перенос массы и даже столкновения. Приливные взаимодействия в тесной двойной системе могут привести к модификации орбитальных и вращательных параметров. Полный угловой момент системы сохраняется, но угловой момент может передаваться между орбитальными периодами и скоростями вращения. [26]
Каждый из членов тесной двойной системы вызывает приливы друг к другу посредством гравитационного взаимодействия. Однако выступы могут быть немного смещены относительно направления гравитационного притяжения. Таким образом, сила тяжести создает компонент крутящего момента на выпуклости, что приводит к передаче углового момента ( приливное ускорение ). Это заставляет систему неуклонно развиваться, хотя она может приближаться к устойчивому равновесию. Эффект может быть более сложным в случаях, когда ось вращения не перпендикулярна плоскости орбиты. [26]
Для контактных или полуразделенных двойных систем передача массы от звезды к ее спутнику также может привести к значительной передаче углового момента. Аккрецирующий спутник может вращаться до точки, в которой он достигает критической скорости вращения и начинает терять массу вдоль экватора. [27]
Вырожденные звезды
После того, как звезда закончила генерировать энергию посредством термоядерного синтеза , она переходит в более компактное вырожденное состояние. При этом размеры звезды значительно уменьшаются, что может привести к соответствующему увеличению угловой скорости.
Белый карлик
Белый карлик звезда , который состоит из материала , который является побочным продуктом термоядерного синтеза в течение ранней части своей жизни, но не хватает массы , чтобы сжечь эти более массивные элементы. Это компактное тело, которое поддерживается квантово-механическим эффектом, известным как давление вырождения электронов , которое не позволит звезде продолжить коллапс. Обычно большинство белых карликов имеют низкую скорость вращения, скорее всего, в результате торможения вращения или потери углового момента, когда звезда-прародитель потеряла внешнюю оболочку. [28] (См. Планетарная туманность .)
Медленно вращающийся белый карлик не может превысить предел Чандрасекара в 1,44 массы Солнца без коллапса с образованием нейтронной звезды или взрыва сверхновой типа Ia . Как только белый карлик достигнет этой массы, например, в результате аккреции или столкновения, гравитационная сила превысит давление, оказываемое электронами. Однако, если белый карлик быстро вращается, эффективная гравитация уменьшается в экваториальной области, что позволяет белому карлику превысить предел Чандрасекара. Такое быстрое вращение может происходить, например, в результате увеличения массы, что приводит к передаче углового момента. [29]
Нейтронная звезда
Нейтронной звезды является очень плотным остатком звезды , которая в основном состоит из нейтронов -a частицы , которые можно найти в большинстве атомных ядер и не имеет чистый электрический заряд. Масса нейтронной звезды в 1,2–2,1 раза больше массы Солнца . В результате коллапса новообразованная нейтронная звезда может иметь очень высокую скорость вращения; порядка ста оборотов в секунду.
Пульсары — это вращающиеся нейтронные звезды, обладающие магнитным полем. Узкий пучок электромагнитного излучения исходит от полюсов вращающихся пульсаров. Если луч проходит мимо направления Солнечной системы, пульсар будет производить периодический импульс, который можно обнаружить с Земли. Энергия, излучаемая магнитным полем, постепенно замедляет скорость вращения, так что более старым пульсарам может потребоваться несколько секунд между каждым импульсом. [30]
Черная дыра
Черная дыра представляет собой объект с гравитационным полем , который является достаточно мощным , что он может предотвратить свет от побега. Когда они образуются в результате схлопывания вращающейся массы, они сохраняют весь угловой момент, который не теряется в виде выбрасываемого газа. Это вращение заставляет пространство внутри сплющенного сфероидального объема, называемого «эргосферой», перемещаться вместе с черной дырой. Масса, попадающая в этот объем, приобретает энергию в результате этого процесса, и некоторая часть массы затем может быть выброшена, не упав в черную дыру. Когда масса выбрасывается, черная дыра теряет угловой момент (« процесс Пенроуза »). [31] Скорость вращения черной дыры составляет 98,7% от скорости света . [32]
Вращение звёзд
ВРАЩЕНИЕ ЗВЁЗД, впервые обнаружено Г. Галилеем в начале 17 века при изучении Солнца. Перемещение солнечных пятен указывает, что фотосфера Солнца вращается с периодом около 27 суток и линейной скоростью около 2 км/с. Вращение других звёзд обнаружено в начале 20 века при анализе лучевых скоростей затменных двойных звёзд. Лучевые скорости, наблюдаемые в моменты начала и конца затмения, отличаются от вычисленных заранее, что указывает на разные лучевые скорости противоположных участков затмеваемого диска звезды. В спектрах горячих звёзд одинаковой температуры и светимости одни и те же линии имеют различную ширину. При этом избыточные ширины линий пропорциональны длине волны, что указывает на относительные смещения профилей линий излучения, приходящего от различных участков видимого диска вращающейся звезды.
Из наблюдений спектра звезды получают величину v sin i (где v — скорость вращения на экваторе, i — угол наклона оси вращения к лучу зрения). Максимального значения (до 500 км/с) величина v достигает у звёзд спектральных классов О, В, А и ранних F. При этом энергия осевого вращения звезды сравнима с полным количеством лучистой энергии, заключённой в её недрах. Под действием центробежной силы звезда сплющивается вдоль оси вращения; температура её околополярных областей повышается, поэтому вклад от них в поток излучения быстровращающейся звезды выше, чем от её экваториальных областей. Из-за увеличения коэффициента непрерывного поглощения это различие нарастает по мере продвижения в коротковолновую область спектра. Измерения профилей линий в ультрафиолетовом диапазоне показывают значительно меньшие значения величины v sin i, чем у этой же звезды в оптическом диапазоне.
Реклама
Если скорость вращения на экваторе близка к первой космической, то звезда теряет вещество, образуется околозвёздная оболочка, обнаруживаемая как по форме спектральных линий, так и по поляризации излучения. Эволюционное увеличение радиуса звезды, происходящее при смене типа ядерных реакций, приводит к замедлению вращения.
Периоды осевого вращения звезд с неоднородной (пятнистой) поверхностью определяют из наблюдений переменности блеска звёзд. Многократные измерения эффективного магнитного поля звезды, выполненные по величине зеемановского расщепления уровней энергии атомов, также позволяют определить период вращения звезды. Активные области на поверхности медленно вращающейся звезды солнечного типа вызывают периодические вариации излучения в резонансных линиях ионизованного кальция. Для теории строения звёзд важно знать, как изменяется скорость вращения с широтой и вдоль радиуса звезды. Угловая скорость вращения поверхности Солнца возрастает от полярных областей к экватору на 20% (дифференцированное вращение). Получены данные о дифференцированном вращении поверхностей некоторых близких звёзд — красных гигантов. Гипотезы возникновения и эволюции вращения звезд проверяются путём наблюдения звёзд различных масс в звёздных скоплениях разного возраста.
Вращение звёзд
Вращение Солнца было открыто Г. Галилеем в 1610- 1611 гг. по движению солнечных пятен. Вращение других звёзд было обнаружено в 1909 г. при исследовании спектров затменных двойных звёзд. Для таких звёзд длина волны наблюдаемой спектральной линии периодически изменяется вследствие изменения проекции скорости звезды на луч зрения – лучевой скорости . Если затмеваемая звезда вращается и её ось вращения не совпадает с лучом зрения, то при затмении появляется характерный волнообразный всплеск на кривой изменения лучевых скоростей двойной звезды. Всплеск возникает на стадии, когда одна половина звезды затмевается и к наблюдателю приходит свет только от приближающейся (или удаляющейся) из-за вращения части звезды . Амплитуда всплеска пропорциональна скорости вращения.
Скорости вращения одиночных звёзд определяют по уширению спектральных линий. Во вращающейся звезде разные участки поверхности имеют различные проекции скорости на луч зрения. Это приводит к уширению спектр линий вследствие эффекта Доплера. Для звёзд одинаковых спектральных классов ширина линии пропорциональна скорости вращения на экваторе звезды.
Иначе находят скорости вращения пульсаров. Согласно современным представлениям, пульсары – это сравнительно недавно образовавшиеся нейтронные звёзды, обладающие резко направленным излучением. Период вращения пульсара соответствует временному интервалу между последовательно принимаемыми импульсами излучения.
У магнитных звёзд и звёзд с пятнистой поверхностью типа BY Дракона период вращения определяют по кривой блеска – переменность блеска у них обусловлена значит, различием яркости отдельных частей поверхности. Наконец, вращение ближайшей к нам звезды – Солнца наблюдается как по доплеровскому уширению спектр. линий, так и непосредственно по движению солнечных пятен.
Звёзды главной последовательности , принадлежащие к спектральным классам O5-F2, вращаются достаточно быстро. Исключение составляет узкий класс медленно вращающихся звёзд , скорость вращения которых меньше 50 км/с и не зависит от спектрального класса. Почти у всех звёзд обнаружены сильные магнитные поля.
Сравнение скоростей вращения звёзд одного спектрального класса, но разных возрастов показывает, что чем старше звезда, тем медленнее она вращается. Солнце принадлежит к медленно вращающимся звёздам , причём период солнечного вращения зависит от гелиошироты (вблизи полюсов он приблизительно на 20% больше, чем на экваторе) и, по-видимому, от глубины. Это явление связано с присутствием на Солнце конвективной оболочки и является одной из причин, порождающих циклическую активность Солнца.
Вращение звёзд влияет на ход их эволюции и на наблюдаемые параметры. Под действием центробежных сил, возникающих при вращении, изменяется форма звезды (появляется небольшая сплюснутость), при этом темп-pa поверхности звезды у полюсов оказывается немного выше, чем у экватора. Поэтому видимая звёздная величина звезды в определённой мере зависит от наклона её оси вращения к лучу зрения. Кроме того, центробежные силы частично уравновешивают силы тяготения, и в центральной области звезды, где происходит генерация энергии за счёт термоядерных реакций, уменьшаются давление и температура, а следовательно и скорость выделения энергии. Отсюда вытекает, что вращающиеся звёзды должны обладать меньшей полной светимостью и эффективной температурой и медленнее эволюционировать. Для большинства звезд главной последовательности эти изменения не превышают нескольких процентов. Однако на стадиях эволюции, сопровождающихся значительным сжатием звезды, вращение может быть существенным фактором. Например, если превысит кеплеровскую скорость (первую космическую скорость), то силы притяжения не смогут удержать вещество и оно должно оттекать от звезды, сама же звезда в этом случае тормозится.
Наблюдения показывают, что скорость вращения звёзд сложным образом изменяется в ходе их эволюции. Так, звёзды спектрального класса G перед выходом на главную последовательность обладают скоростями вращения до 100 км/с. Затем на ранних стадиях эволюции вдоль главной последовательности их вращение замедляется. Замедление вращения наблюдается также у радиопульсаров. Это связано с тем, что источником энергии излучения у радиопульсаров является кинетическая энергия вращения нейтронной звезды. Рентгеновские пульсары, излучающие за счёт дисковой аккреции , наоборот, ускоряют своё вращение, т. к. падающее на звезду вещество обладает большим удельным моментом вращения.
Изменения скорости вращения звёзд могут быть обусловлены двумя причинами: сравнительно быстрым изменением объёма звезды с сохранением её момента вращения и изменением момента вращения. Замедление вращения происходит в результате взаимодействия их магнитного поля с окружающей межзвёздной средой. Замедление вращения маломассивных звёзд на ранних стадиях эволюции вдоль главной последовательности осуществляется, по-видимому, совместным действием магнитного поля и звёздного ветра, которые генерируются за счёт конвекции во внешней оболочке звезды. В то же время, на быстрых стадиях эволюции, например при сжатии протозвезды, переходе от стадии главной последовательности к стадии красных гигантов, при образовании белых карликов и нейтронных звёзд изменение скорости вращения в значительной степени определяется изменением объёма звезды. Солнце, превратившись в белый карлик с радиусом 6000 км, увеличило бы скорость вращения от 2 до 200 км/с. В действительности скорость вращения будет изменяться более сложным образом, т. к. момент вращения может теряться за счёт потери некоторой доли массы звезды, перераспределяться внутри звезды, а в тесных двойных звёздах и скоплениях звёзд изменяться за счёт взаимодействия звёзд.
Особый интерес представляет эволюция вращения зарождающихся звёзд (протозвёзд), т. к., по-видимому, именно вращение определяет, во что превратится звезда – в одиночную, двойную или звезду с планетной системой. Теоретические исследования показали, что на ранних стадиях сжатия сохраняется момент вращения каждого элемента протозвезды. Центробежные силы нарастают при сжатии быстрее гравитационных. Если момент вращения протозвезды велик, то центробежные силы могут остановить сжатие в направлении, перпендикулярном оси вращения, и привести к фрагментации (распаду) звезды. В результате образуется двойная звезда или кратная система звёзд. Одиночная звезда может сформироваться только в том случае, если момент вращения протозвезды достаточно мал или отводится от центральных более быстро сжимающихся областей протозвезды наружу. В последнем случае вокруг звезды может сформироваться протяжённый газово-пылевой диск, из которого образуется планетная система .
Как определить период вращения звезды
Было установлено, что скорости вращения звёзд закономерно связаны с их спектральным классом. Быстрее всего вращаются массивные и горячие звёзды класса О и В, в то время, как карлики класса М почти не вращаются.(Виды звезд.) Замечу, что где-то вблизи класса F5 скорость вращения очень резко уменьшается. 