Википедија

Ѕвездено вртење

(Пренасочено од Ѕвездена ротација)

Ѕвездено вртење (ѕвездена ротација) — аголното движење на ѕвездата околу својата оска. Брзината на вртење може да се мери од спектарот на ѕвездата или со темпирање на движењата на активните карактеристики на површината.

Оваа илустрација го покажува заоблениот изглед на ѕвездата Ахернар предизвикан од брзото вртење.

Вртењето на ѕвездата создава екваторијална испакнатост поради центрифугалната сила. Бидејќи ѕвездите не се цврсти тела, тие исто така можат да подлежат на диференцијално вртење. Така, екваторот на ѕвездата може да се врти со различна аголна брзина од повисоките географски широчини. Овие разлики во брзината на вртење може да имаат значајна улога во создавањето на ѕвезденото магнетно поле.[1]

За возврат, магнетното поле на ѕвездата е во интеракција со ѕвездениот ветер. Како што ветерот се оддалечува од ѕвездата, неговата аголна брзина се намалува. Магнетното поле на ѕвездата е во интеракција со ветрот, што применува отпор на ѕвезденото вртење. Како резултат на тоа, аголниот моментум се пренесува од ѕвездата на ветрот и со текот на времето тоа постепено ја забавува брзината на ротација на ѕвездата.

Мерење

уреди

Освен доколку ѕвездата не се набљудува од насоката на нејзиниот пол, делови од површината имаат одредено движење кон или подалеку од набљудувачот. Компонентата на движење која е во насока на набљудувачот се нарекува радијална брзина. За дел од површината со компонента на радијална брзина кон набљудувачот, зрачењето е поместено на поголема фреквенција поради доплеровото поместување. Слично на тоа, регионот што има компонента што се оддалечува од набљудувачот е поместена на помала фреквенција. Кога се набљудуваат линиите на впивање на ѕвездата, ова поместување на секој крај од спектарот предизвикува проширување на линијата.[2] Сепак, ова проширување мора внимателно да се одвои од другите ефекти кои можат да ја зголемат ширината на линијата.

 
Оваа ѕвезда има наклонетост   до линијата на видливост на набљудувачот на Земјата и брзина на вртење v e на екваторот.

Компонентата на радијалната брзина забележана преку проширувањето на линијата зависи од наклонот на полот на ѕвездата кон линијата на видот. Изведената вредност е дадена како  , каде   е брзината на вртење на екваторот и   е наклонетоста. Сепак,   не е секогаш позната, па резултатот дава минимална вредност за брзината на вртење на ѕвездата. Така, доколку   не е прав агол, тогаш вистинската брзина е поголема од   . Ова понекогаш се нарекува проектирана вртежна брзина. Кај брзо вртежните ѕвезди, полариметријата нуди метод на враќање на вистинската брзина, а не само на вртежната брзина; оваа техника досега се применувала единствено на Регул.[3]

За џиновските ѕвезди, атмосферската микротурбуленција може да резултира со проширување на линијата што е многу поголемо од ефектите на вртење, што ефективно го задушува сигналот. Сепак, може да се примени алтернативен пристап кој ги користи настаните на гравитационите микролеќи. Тие се случуваат кога масивен објект поминува пред подалечната ѕвезда и функционира како леќа, накратко зголемувајќи ја сликата. Подеталните информации собрани со ова средство овозможуваат ефектите на микротурбуленцијата да се разликуваат од вртењето.[4]

Доколку ѕвездата прикажува магнетна површинска активност како што се ѕвездените точки, тогаш овие карактеристики може да се следат за да се процени стапката на вртење. Сепак, таквите карактеристики можат да се формираат на други места освен екваторот и можат да мигрираат низ географските широчини во текот на нивниот животен век, така што диференцијалното вртење на ѕвездата може да произведе различни мерења. Ѕвездената магнетна активност е често поврзана со брзо вртење, така што оваа техника може да се користи за мерење на такви ѕвезди.[5] Набљудувањето на ѕвездените точки покажало дека овие карактеристики всушност може да ја менуваат стапката на вртење на ѕвездата, бидејќи магнетните полиња го менуваат протокот на гасови во ѕвездата.[6]

Физички ефекти

уреди

Екваторијална испакнатост

уреди

Гравитацијата има тенденција да ги собира небесните тела во совршена сфера, форма каде што целата маса е што можно поблиску до средината на гравитација. Но, вртежната ѕвезда не е сферична во форма, таа има екваторијална испакнатост.

Како што вртежниот протоѕвезден диск се собира за да формира ѕвезда, неговата форма станува сферична, но контракцијата не продолжува до совршена сфера. На половите целата гравитација дејствува за да ја зголеми контракцијата, но на екваторот делотворната гравитација се намалува со центрифугалната сила. Конечниот облик на ѕвездата по формирањето на ѕвездата е форма на рамнотежа, во смисла дека делотворната гравитација во екваторијалниот регион (се намалува) не може да ја повлече ѕвездата во посферична форма. Вртењето, исто така, доведува до потемнување на гравитацијата на екваторот, како што е опишано со Фонцејпеловата теорема.

Екстремен пример на екваторијална испакнатост се наоѓа на ѕвездата Регул А (α Leonis А). Екваторот на оваа ѕвезда има измерена вртежна брзина од 317 ± 3 km/s. Ова одговара на период на вртење од 15,9 часа, што е 86% од брзината со која ѕвездата би се распаднала. Екваторијалниот полупречник на оваа ѕвезда е 32% поголем од поларниот полупречник.[7] Други брзо ротирачки ѕвезди се Алфа Олтар, Плејона, Вега и Ахернар.

Брзината на распаѓање на ѕвездата е израз што се користи за да се опише случајот кога центрифугалната сила на екваторот е еднаква на гравитационата сила. За ѕвездата да биде стабилна, брзината на вртење мора да биде под оваа вредност.[8]

Диференцијално вртење

уреди

Површинска диференцијално вртење се забележува на ѕвезди како што е Сонцето кога аголната брзина варира во зависност од географската ширина. Обично аголната брзина се намалува со зголемување на географската ширина. Сепак, забележано е и обратното, како на пример на ѕвездата означена како HD 31993.[9][10] Првата таква ѕвезда, освен Сонцето, на која детално била мапирана нејзината диференцијална ротација е AB Дорадо.

Основниот механизам што предизвикува диференцијално вртење е турбулентната конвекција во внатрешноста на ѕвездата. Конвективното движење носи енергија кон површината преку масовното движење на плазмата. Оваа маса на плазма носи дел од аголната брзина на ѕвездата. Кога турбуленцијата се јавува преку смолкнување и вртење, аголниот моментум може да се прераспредели на различни географски широчини преку меридијален тек.[11][12]

Се верува дека интерфејсите помеѓу регионите со остри разлики во вртење се ефикасни места за динамо процесите што го генерираат ѕвезденото магнетно поле. Исто така, постои сложена интеракција помеѓу распростраетоста на ротација на ѕвездата и нејзиното магнетно поле, со конверзија на магнетната енергија во кинетичка енергија што ја менува брзината.[1]

Вртежно сопирање

уреди

За време на формирањето

уреди

Се верува дека ѕвездите се формираат како резултат на колапс на нискотемпературен облак од гас и прашина. Како што облакот се распаѓа, зачувувањето на моментот на импулсот предизвикува зголемување на секор мало нето вртење на облакот, принудувајќи го материјалот да оди кон вртежниот диск. Во густиот центар на овој диск се формира протоѕвезда, која добива топлина од гравитациска енергија на колапсот.

Како што продолжува колапсот, стапката на вртење може да се зголеми до точка каде што акретирачката протоѕвезда може да се распадне поради центрифугалната сила на екваторот. Така, стапката на вртење мора да се сопира во текот на првите 100.000 години за да се избегне ова сценарио. Едно можно објаснување за сопирањето е интеракцијата на магнетното поле на протоѕвездата со ѕвездениот ветер при магнетното сопирање. Ветерот што се шири го одзема аголниот моментум и ја забавува брзината на вртење на протоѕвездата што се распаѓа.[13][14]

Просечна
вртежна
брзина [15]
Ѕвездена
класа 		v e
(км/с)
О5 190
Б0 200
Б5 210
А0 190
А5 160
F0 95
F5 25
Г0 12

Било утврдено дека повеќето ѕвездите од главната низа со спектрална класа помеѓу O5 и F5 брзо се вртат.[16] За ѕвездите во овој опсег, измерената брзина на вртење се зголемува со масата. Ова зголемување на вртењето го достигнува врвот меѓу младите, масивни ѕвезди од В-класа. „Бидејќи очекуваниот животен век на ѕвездата се намалува со зголемување на масата, ова може да се објасни како пад на брзината на вртење поради возраста“.

По формирањето

уреди

За ѕвездите од главната низа, намалувањето на вртењето може да се приближи со математичка врска:

 

каде   е аголната брзина на екваторот и   е возраста на ѕвездата.[17] Оваа релација е именувана како закон на Скуманич по Ендрју П. Скуманич кој го открил во 1972 година.[18][19][20] Гирохронологијата е одредување на староста на ѕвездата врз основа на стапката на вртење, калибрирана со помош на Сонцето.[21]

Ѕвездите полека губат маса со емисија на ѕвезден ветер од фотосферата. Магнетното поле на ѕвездата врши вртежен момент на исфрлената материја, што резултира со стабилно пренесување на аголниот моментум подалеку од ѕвездата. Ѕвезди со брзина на вртење поголема од 15 км/сек., исто така, покажуваат побрза загуба на маса, а со тоа и побрза стапка на распаѓање на вртењето. Така, како што вртењето на ѕвездата се забавува поради сопирањето, доаѓа до намалување на стапката на губење на аголниот моментум. Во овие услови, ѕвездите постепено се приближуваат, но никогаш сосема не достигнуваат, состојба на нулто вртење.[22]

На крај од главната низа

уреди

Ултраладните џуџиња и кафеавите џуџиња доживуваат побрзо вртење како што стареат, поради гравитациската контракција. Овие објекти имаат и магнетни полиња слични на најстудените ѕвездите. Сепак, откривањето на брзо вртежливи кафеави џуџиња како што е кафеавото џуџе T6 WISEPC J112254.73+255021.5 [23] дава поддршка за теоретските модели кои покажуваат дека вртежното сопирање со ѕвездени ветрови е над 1000 пати помалку ефективно на крајот од главната низа.[24]

Затворени двојни системи

уреди

Близок бинарен ѕвезден систем се јавува кога две ѕвезди орбитираат една околу друга со просечно раздвојување кое е од ист величински поиредок како и нивните пречици. На овие растојанија, може да се појават посложени интеракции, како што се приливните ефекти, пренос на маса, па дури и судири. Плимните интеракции во близок двоен систем може да резултираат со модификација на орбиталните и вртежните параметри. Вкупниот аголен момент на системот е зачуван, но аголниот моментум може да се пренесе помеѓу орбиталните периоди и стапките на вртење.[25]

Секој од членовите на близок двоен систем предизвикува плима на другиот преку гравитациска интеракција. Сепак, испакнатините може да бидат малку погрешно усогласени во однос на насоката на гравитациското привлекување. Така, силата на гравитацијата произведува компонента на вртежен момент на испакнатоста, што резултира со пренос на аголниот моментум (плимното забрзување). Ова предизвикува системот постојано да се развива, иако може да се приближи до стабилна рамнотежа. Ефектот може да биде покомплексен во случаи кога оската на вртење не е нормална на орбиталната рамнина.

За контактни или полуодвоени двојни податоци, преносот на масата од ѕвезда на нејзиниот придружник, исто така, може да резултира со значителен пренос на аголниот моментум. Насобирачкиот придружник може да се врти до точка каде што ја достигнува својата критична стапка на вртење и почнува да губи маса долж екваторот.[26]

Изродени ѕвезди

уреди

Откако ѕвездата ќе заврши со генерирање енергија преку термојадрено соединување, таа се развива во покомпактна, изродена состојба. За време на овој процес, димензиите на ѕвездата се значително намалени, што може да резултира со соодветно зголемување на аголната брзина.

Бело џуџе

уреди
Главна статија: Бело џуџе

Бело џуџе е ѕвезда која се состои од материјал кој е нуспроизвод на термојадреното соединување за време на претходниот дел од нејзиниот живот, но нема маса за да ги изгори тие помасивни елементи. Станува збор за компактно тело кое е поддржано од квантен механички ефект познат како притисок на електронска изроденост, кој нема да дозволи ѕвездата дополнително да колабира. Општо земено, повеќето белтеи џуџиња имаат ниска стапка на вртење, најверојатно како резултат на вртежното сопирање или со опаѓање на аголниот момент кога ѕвездата-предок ја изгубила својата надворешна обвивка.[27] (Видете планетарна маглина.)

Белата џуџеста ѕвезда која бавно се врти не може да ја надмине Чандрасекаровата граница од 1,44 сончеви маси без да се сруши за да формира неутронска ѕвезда или да експлодира како супернова од типот Ia. Штом белото џуџе ќе ја достигне оваа маса, како на пример со насобирање или судир, гравитациската сила би го надминала притисокот што го вршат електроните. Меѓутоа, доколку белото џуџе брзо се врти, делотворната гравитација е намалена во екваторијалниот регион, со што му дозволува на белото џуџе да ја надмине Чандрасекаровата граница. Таквото брзо вртење може да се случи, на пример, како резултат на зголемување на масата што резултира со пренос на аголниот моментум.[28]

Неутронска ѕвезда

уреди
Главна статија: Пулсар
 
Неутронската ѕвезда (средина) емитира зрак на зрачење од своите магнетни полови.

Неутронска ѕвезда е многу густ остаток од ѕвезда која првенствено е составена од неутрони — честичка што се наоѓа во повеќето атомски јадра и нема нето електрично полнење. Масата на неутронската ѕвезда е во опсег од 1,2 до 2,1 пати поголема од сончевата маса. Како резултат на колапсот, новоформираната неутронска ѕвезда може да има многу брза стапка на вртење; од редот на сто вртење во секунда.

Пулсарите се вртежни неутронски ѕвезди кои имаат магнетно поле. Тесен зрак на електромагнетно зрачење се емитува од половите на вртежните пулсари. Доколку зракот помине покрај насоката на Сончевиот Систем, тогаш пулсарот ќе произведе периодичен пулс што може да се открие од Земјата. Енергијата зрачена од магнетното поле постепено ја успорува стапката на вртење, така што на постарите пулсари може да им требаат неколку секунди помеѓу секој пулс.[29]

Црна дупка

уреди
Главна статија: Црна дупка

Црната дупка е објект со гравитационо поле кое е доволно моќно што може да ја спречи светлината да избега. Кога се формираат од колапс на вртежнамаса, тие го задржуваат целиот аголен моментум што не се испушта во форма на исфрлен гас. Оваа вртење предизвикува просторот во обемот во форма на сфероид, наречен „ергосфера“, да се влече наоколу заедно со црната дупка. Масата што паѓа во овој волумен добива енергија со овој процес и дел од масата потоа може да се исфрли без да падне во црната дупка. Кога масата е исфрлена, црната дупка го губи аголниот импулс („Пенроусов процес“).[30] Стапката на вртење на црната дупка е измерена до 98,7% од брзината на светлината.[31]

Наводи

уреди
  1. ↑ 1,0 1,1 Donati, Jean-François (November 5, 2003). „Differential rotation of stars other than the Sun“. Laboratoire d’Astrophysique de Toulouse. Посетено на 2007-06-24.
  2. ↑ Shajn, G.; Struve, O. (1929). „On the rotation of the stars“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 89 (3): 222–239. Bibcode:1929MNRAS..89..222S. doi:10.1093/mnras/89.3.222.
  3. ↑ Cotton, Daniel V; Bailey, Jeremy; Howarth, Ian D; Bott, Kimberly; Kedziora-Chudczer, Lucyna; Lucas, P. W; Hough, J. H (2017). „Polarization due to rotational distortion in the bright star Regulus“. Nature Astronomy. 1 (10): 690–696. arXiv:1804.06576. Bibcode:2017NatAs...1..690C. doi:10.1038/s41550-017-0238-6.
  4. ↑ Gould, Andrew (1997). „Measuring the Rotation Speed of Giant Stars from Gravitational Microlensing“. Astrophysical Journal. 483 (1): 98–102. arXiv:astro-ph/9611057. Bibcode:1997ApJ...483...98G. doi:10.1086/304244.
  5. ↑ Soon, W.; Frick, P.; Baliunas, S. (1999). „On the rotation of the stars“. The Astrophysical Journal. 510 (2): L135–L138. arXiv:astro-ph/9811114. Bibcode:1999ApJ...510L.135S. doi:10.1086/311805.
  6. ↑ 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. arXiv:astro-ph/0111235. Bibcode:2002MNRAS.329L..23C. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05147.x.
  7. ↑ McAlister, H. A.; ten Brummelaar, T. A.; и др. (2005). „First Results from the CHARA Array. I. An Interferometric and Spectroscopic Study of the Fast Rotator Alpha Leonis (Regulus)“. The Astrophysical Journal. 628 (1): 439–452. arXiv:astro-ph/0501261. Bibcode:2005ApJ...628..439M. doi:10.1086/430730.
  8. ↑ . Ohio State University, Columbus, Ohio. Отсутно или празно |title= (help)
  9. ↑ Kitchatinov, L. L.; Rüdiger, G. (2004). „Anti-solar differential rotation“. Astronomische Nachrichten. 325 (6): 496–500. arXiv:astro-ph/0504173. Bibcode:2004AN....325..496K. doi:10.1002/asna.200410297.
  10. ↑ 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. Bibcode:1998ApJ...494..691R. doi:10.1086/305216.
  11. ↑ Korab, Holly (June 25, 1997). „NCSA Access: 3D Star Simulation“. National Center for Supercomputing Applications. Архивирано од изворникот на 2012-04-15. Посетено на 2007-06-27.
  12. ↑ Küker, M.; Rüdiger, G. (2005). „Differential rotation on the lower main sequence“. Astronomische Nachrichten. 326 (3): 265–268. arXiv:astro-ph/0504411. Bibcode:2005AN....326..265K. doi:10.1002/asna.200410387.
  13. ↑ Ferreira, J.; Pelletier, G.; Appl, S. (2000). „Reconnection X-winds: spin-down of low-mass protostars“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 312 (2): 387–397. Bibcode:2000MNRAS.312..387F. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03215.x.
  14. ↑ Devitt, Terry (January 31, 2001). „What Puts The Brakes On Madly Spinning Stars?“. University of Wisconsin-Madison. Посетено на 2007-06-27.
  15. ↑ McNally, D. (1965). „The distribution of angular momentum among main sequence stars“. The Observatory. 85: 166–169. Bibcode:1965Obs....85..166M.
  16. ↑ . Bellingham, Washington, USA. Bibcode:etal Проверете го |bibcode= length (help). Отсутно или празно |title= (help)
  17. ↑ Tassoul, Jean-Louis (2000). Stellar Rotation (PDF). Cambridge, MA: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-77218-1. Посетено на 2007-06-26.
  18. ↑ Skumanich, Andrew P. (1972). „Time Scales for CA II Emission Decay, Rotational Braking, and Lithium Depletion“. The Astrophysical Journal. 171: 565. Bibcode:1972ApJ...171..565S. doi:10.1086/151310.
  19. ↑ Skumanich, Andrew P.; Eddy, J. A. (1981). Bonnet, R. M.; Dupree, A. K. (уред.). Aspects of Long-Term Variability in Sun and Stars – In: Solar Phenomena In Stars and Stellar Systems. Hingham, MA: D. Reidel. стр. 349–398.
  20. ↑ Skumanich, Andrew P. (2023). „My Rewarding Life in Science“. Solar Physics. 298 (9): 110. arXiv:2309.16728. Bibcode:2023SoPh..298..110S. doi:10.1007/s11207-023-02199-2. Посетено на 2024-06-09.
  21. ↑ Barnes, Sydney A. (2007). „Ages for illustrative field stars using gyrochronology: viability, limitations and errors“. The Astrophysical Journal. 669 (2): 1167–1189. arXiv:0704.3068. Bibcode:2007ApJ...669.1167B. doi:10.1086/519295.
  22. ↑ Nariai, Kyoji (1969). „Mass Loss from Coronae and Its Effect upon Stellar Rotation“. Astrophysics and Space Science. 3 (1): 150–159. Bibcode:1969Ap&SS...3..150N. doi:10.1007/BF00649601. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  23. ↑ Route, M.; Wolszczan, A. (20 April 2016). „Radio-flaring from the T6 Dwarf WISEPC J112254.73+255021.5 with A Possible Ultra-short Periodicity“. The Astrophysical Journal Letters. 821 (2): L21. arXiv:1604.04543. Bibcode:2016ApJ...821L..21R. doi:10.3847/2041-8205/821/2/L21.
  24. ↑ Route, M. (10 July 2017). „Is WISEP J060738.65+242953.4 Really a Magnetically Active, Pole-on L Dwarf?“. The Astrophysical Journal. 843 (2): 115. arXiv:1706.03010. Bibcode:2017ApJ...843..115R. doi:10.3847/1538-4357/aa78ab.
  25. ↑ Hut, P. (1999). „Tidal evolution in close binary systems“. Astronomy and Astrophysics. 99 (1): 126–140. Bibcode:1981A&A....99..126H.
  26. ↑ 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. Посетено на 2007-07-03.
  27. ↑ Willson, L. A.; Stalio, R. (1990). Angular Momentum and Mass Loss for Hot Stars (1st. изд.). Springer. стр. 315–16. ISBN 978-0-7923-0881-2.
  28. ↑ Yoon, S.-C.; Langer, N. (2004). „Presupernova evolution of accreting white dwarfs with rotation“. Astronomy and Astrophysics. 419 (2): 623–644. arXiv:astro-ph/0402287. Bibcode:2004A&A...419..623Y. doi:10.1051/0004-6361:20035822.
  29. ↑ Lorimer, D. R. (August 28, 1998). „Binary and Millisecond Pulsars“. Living Reviews in Relativity. Max-Planck-Gesellschaft. 1 (1): 10. Bibcode:1998LRR.....1...10L. doi:10.12942/lrr-1998-10. PMC 5567244. PMID 28937181.
  30. ↑ Begelman, Mitchell C. (2003). „Evidence for Black Holes“. Science. 300 (5627): 1898–1903. Bibcode:2003Sci...300.1898B. doi:10.1126/science.1085334. PMID 12817138.
  31. ↑ Tune, Lee (May 29, 2007). „Spin of Supermassive Black Holes Measured for First Time“. University of Maryland Newsdesk. Посетено на 2007-06-25.

Надворешни врски

уреди
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Ѕвездено_вртење&oldid=5276408“