stringtranslate.com

Гирохронология

Гирохронология — это метод оценки возраста маломассивной (холодной) звезды главной последовательности (спектральный класс F8 V или позже) по периоду ее вращения . Термин происходит от греческих слов gyros, chronos и logos , что примерно переводится как вращение, возраст и изучение соответственно. Он был придуман в 2003 году Сидни Барнсом [1] для описания соответствующей процедуры получения звездного возраста и широко разработан в эмпирической форме в 2007 году. [2]

Гирохронология основана на работе Эндрю Скуманича [3] , который обнаружил, что среднее значение ( v sin i ) для нескольких рассеянных скоплений обратно пропорционально квадратному корню возраста скопления. В выражении ( v sin i ) ( v ) — это скорость на экваторе звезды, а ( i ) — это угол наклона оси вращения звезды , что, как правило, является неизмеримой величиной. Метод гирохронологии зависит от соотношения между периодом вращения и массой маломассивных звезд главной последовательности того же возраста, что было подтверждено ранними работами по рассеянному скоплению Гиады . [4] Соответствующая оценка возраста звезды известна как гирохронологический возраст.

Обзор

Основная идея, лежащая в основе гирохронологии, заключается в том, что период вращения P холодной звезды главной последовательности является детерминированной функцией ее возраста t и массы M (или подходящей замены, такой как цвет ). Хотя звезды главной последовательности заданной массы образуются с диапазоном периодов вращения, их периоды быстро увеличиваются и сходятся к четко определенному значению по мере того, как они теряют угловой момент через магнитно-направленные звездные ветры. Поэтому их периоды сходятся к определенной функции возраста и массы, математически обозначаемой как P=P(t,M). Следовательно, холодные звезды не занимают все трехмерное пространство параметров (масса, возраст, период), а вместо этого определяют двумерную поверхность в этом пространстве PtM. Поэтому измерение двух из этих переменных дает третью. Из этих величин масса (цвет) и период вращения являются более простыми для измерения переменными, обеспечивающими доступ к возрасту звезды, который в противном случае было бы трудно получить.

Для определения формы этой поверхности P=P(t,M) измеряются периоды вращения и фотометрические цвета (масса) звезд в скоплениях известного возраста. Данные были собраны из нескольких скоплений моложе одного миллиарда лет (Gyr) и одного скопления возрастом 2,5 Gyr. Другая точка данных на поверхности получена от Солнца возрастом 4,56 Gyr и периодом вращения 25 дней. Используя эти результаты, можно вывести возраст большого количества холодных звезд галактического поля с точностью 10%.

Магнитный звездный ветер, разрушающий звезду, увеличивает период вращения звезды, и это важно для звезд с конвективными оболочками. Звезды с индексом цвета больше, чем (BV)=0,47 зв. величины (у Солнца индекс цвета 0,66 зв. величины) имеют конвективные оболочки, но более массивные звезды имеют радиационные оболочки. Кроме того, эти звезды с меньшей массой проводят значительное количество времени на предглавной последовательности Хаяши , где они почти полностью конвективны. [5]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Barnes, Sydney (март 2003 г.). «О вращательной эволюции звезд солнечного и позднего типов, ее магнитном происхождении и возможности звездной гирохронологии». The Astrophysical Journal . 586 (1): 464–479. arXiv : astro-ph/0303631 . Bibcode :2003ApJ...586..464B. doi :10.1086/367639.
  2. ^ Барнс, Сидней (ноябрь 2007 г.). «Возрасты иллюстративных звезд поля с использованием гирохронологии: жизнеспособность, ограничения и ошибки». The Astrophysical Journal . 669 (2): 1167–1189. arXiv : 0704.3068 . Bibcode :2007ApJ...669.1167B. doi :10.1086/519295.
  3. ^ Скуманич, Эндрю (февраль 1972 г.). «Временные шкалы для распада излучения CA II, вращательного торможения и истощения лития». The Astrophysical Journal . 171 : 565. Bibcode : 1972ApJ...171..565S. doi : 10.1086/151310.
  4. ^ Радик, Ричард; Томпсон, DT; Локвуд, GW; Дункан, DK; Баггетт, WE (октябрь 1987 г.). «Активность, изменчивость и вращение звезд нижней главной последовательности Гиад». The Astrophysical Journal . 321 : 459–472. Bibcode : 1987ApJ...321..459R. doi : 10.1086/165645 .
  5. ^ Meibom, Søren; Barnes, Sydney A.; Platais, Imants; Gilliland, Ronald L.; Latham, David W.; Mathieu, Robert D. (5 января 2015 г.). «Часы замедления вращения для холодных звезд по наблюдениям скопления возрастом 2,5 миллиарда лет». Nature . 517 : 589–591. arXiv : 1501.05651 . Bibcode :2015Natur.517..589M. doi :10.1038/nature14118. PMID  25539085.

Дальнейшее чтение