stringtranslate.com

Вращение звезд

На этой иллюстрации показан сплющенный вид звезды Ахернар, вызванный быстрым вращением.

Вращение звезды — это угловое движение звезды вокруг своей оси. Скорость вращения можно измерить по спектру звезды или путем измерения времени движения активных объектов на поверхности .

Вращение звезды создает 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 значительную роль в генерации звездного магнитного поля . [1]

В свою очередь, магнитное поле звезды взаимодействует со звездным ветром . По мере удаления ветра от звезды его угловая скорость уменьшается. Магнитное поле звезды взаимодействует с ветром, который оказывает сопротивление вращению звезды. В результате угловой момент передается от звезды ветру, и со временем это постепенно замедляет скорость вращения звезды.

Измерение

Если звезда не наблюдается со стороны ее полюса, участки поверхности имеют некоторое количество движения к наблюдателю или от него. Компонент движения, который находится в направлении наблюдателя, называется лучевой скоростью. Для части поверхности с лучевой компонентой скорости к наблюдателю излучение смещается к более высокой частоте из-за доплеровского сдвига . Аналогично, область, которая имеет компонент, движущийся от наблюдателя, смещается к более низкой частоте. Когда наблюдаются линии поглощения звезды, этот сдвиг на каждом конце спектра приводит к расширению линии. [2] Однако это расширение должно быть тщательно отделено от других эффектов, которые могут увеличить ширину линии.

Эта звезда имеет наклон к лучу зрения наблюдателя на Земле и скорость вращения v e на экваторе.

Компонент лучевой скорости, наблюдаемый через расширение линии, зависит от наклона полюса звезды к лучу зрения. Выведенное значение дается как , где - скорость вращения на экваторе, а - наклон. Однако не всегда известно, поэтому результат дает минимальное значение скорости вращения звезды. То есть, если - не прямой угол , то фактическая скорость больше, чем . [2] Иногда это называют проецируемой скоростью вращения. В быстро вращающихся звездах поляриметрия предлагает метод восстановления фактической скорости, а не только скорости вращения; этот метод до сих пор применялся только к Регулу . [ 3]

Для гигантских звезд атмосферная микротурбулентность может привести к расширению линии, которое намного больше, чем эффекты вращения, эффективно заглушая сигнал. Однако можно использовать альтернативный подход, который использует события гравитационного микролинзирования . Они происходят, когда массивный объект проходит перед более далекой звездой и действует как линза, на короткое время увеличивая изображение. Более подробная информация, собранная таким образом, позволяет отличить эффекты микротурбулентности от вращения. [4]

Если звезда проявляет магнитную поверхностную активность, такую ​​как звездные пятна , то эти особенности можно отслеживать, чтобы оценить скорость вращения. Однако такие особенности могут формироваться в местах, отличных от экватора, и могут мигрировать по широтам в течение своей жизни, поэтому дифференциальное вращение звезды может давать различные измерения. Звездная магнитная активность 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 сжать небесные тела в идеальную сферу, форму, в которой вся масса находится как можно ближе к центру тяжести. Но вращающаяся звезда не имеет сферической формы, у нее есть экваториальная выпуклость.

По мере того, как вращающийся протозвездный диск сжимается, образуя звезду, его форма становится все более и более сферической, но сжатие не продолжается до полной сферы. На полюсах вся гравитация действует на увеличение сжатия, но на экваторе эффективная гравитация уменьшается центробежной силой. Окончательная форма звезды после звездообразования является равновесной формой в том смысле, что эффективная гравитация в экваториальной области (уменьшаясь) не может притянуть звезду к более сферической форме. Вращение также приводит к гравитационному затемнению на экваторе, как описано теоремой фон Цайпеля .

Экстремальный пример экваториальной выпуклости обнаружен на звезде Регул А (α Льва А). Экватор этой звезды имеет измеренную скорость вращения 317 ± 3 км/с. Это соответствует периоду вращения 15,9 часов, что составляет 86% от скорости, при которой звезда распалась бы. Экваториальный радиус этой звезды на 32% больше полярного радиуса. [7] Другие быстро вращающиеся звезды включают Альфа Жертвенника , Плейона , Вега и Ахернар .

Скорость распада звезды — это выражение, которое используется для описания случая, когда центробежная сила на экваторе равна силе тяготения. 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 меняется с широтой. Обычно угловая скорость уменьшается с увеличением широты. Однако наблюдалось и обратное, например, у звезды, обозначенной как HD 31993. [9] [10] Первой такой звездой, помимо Солнца, дифференциальное вращение которой было детально отображено, является AB Doradus . [1] [11]

Основной механизм, который вызывает дифференциальное вращение, — это турбулентная конвекция внутри звезды. Конвективное движение переносит энергию к поверхности через массовое движение плазмы. Эта масса плазмы переносит часть угловой скорости звезды. Когда турбулентность возникает через сдвиг и вращение, угловой момент может перераспределяться на разные широты через меридиональный поток . [12] [13]

Интерфейсы между областями с резкими различиями во вращении считаются эффективными местами для динамо-процессов , которые генерируют звездное магнитное поле . Существует также сложное взаимодействие между распределением вращения звезды и ее магнитным полем, при этом преобразование магнитной энергии в кинетическую изменяет распределение скоростей. [1]

Торможение вращения

Во время формирования

Считается, что звезды образуются в результате коллапса низкотемпературного облака газа и пыли. Когда облако коллапсирует, 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 увеличиться до точки, где аккрецирующая протозвезда может распасться 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 коллапсирующей протозвезды. [14] [15]

Было обнаружено, что большинство звезд главной последовательности со спектральным классом между O5 и 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 замедление вращения можно приблизительно описать с помощью математической зависимости:

где — угловая скорость на экваторе, а — возраст звезды. [18] Это соотношение называется законом Скуманича в честь Эндрю П. Скуманича, который открыл его в 1972 году. [19] [20] [21] Гирохронология — это определение возраста звезды на основе скорости вращения, откалиброванной с помощью Солнца. [22]

Звезды медленно теряют массу из-за испускания звездного ветра из фотосферы. Магнитное поле звезды оказывает крутящий момент на выброшенную материю, 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 быструю скорость затухания вращения. Таким образом, по мере замедления вращения звезды из-за торможения происходит уменьшение скорости потери углового момента. В этих условиях звезды постепенно приближаются, но никогда не достигают состояния нулевого вращения. [23]

В конце основной последовательности

Сверххолодные карлики и коричневые карлики испытывают более быстрое вращение по мере старения из-за гравитационного сжатия. Эти объекты также имеют магнитные поля, подобные полям самых холодных звезд. Однако открытие быстро вращающихся коричневых карликов, таких как коричневый карлик T6 WISEPC J112254.73+255021.5 [24], подтверждает теоретические модели, которые показывают, что вращательное торможение звездными ветрами более чем в 1000 раз менее эффективно в конце главной последовательности. [25]

Тесные двойные системы

Тесная двойная звездная система возникает, когда две звезды вращаются вокруг друг друга со средним расстоянием, которое имеет тот же порядок величины, что и их диаметры. На этих расстояниях могут происходить более сложные взаимодействия, такие как приливные эффекты, перенос массы и даже столкновения. Приливные взаимодействия в тесной двойной системе могут приводить к изменению 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 на другом посредством гравитационного взаимодействия. Однако выпуклости могут быть слегка 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 компаньону может также привести к значительной передаче углового момента. Аккрецирующий компаньон может вращаться до точки, где он достигает своей 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. В ходе этого процесса размеры звезды значительно уменьшаются, что может привести к соответствующему увеличению угловой скорости.

Белый карлик

Белый карлик — это звезда, которая состоит из материала, который является побочным продуктом термоядерного синтеза в более ранний период ее жизни, но не имеет массы, чтобы сжечь эти более массивные элементы. Это компактное тело, которое поддерживается квантово-механическим эффектом, известным как давление вырождения электронов , которое не позволяет звезде коллапсировать дальше. Как правило, большинство белых карликов имеют низкую скорость вращения, скорее всего, в результате торможения вращения или потери углового момента, когда звезда-прародительница потеряла свою внешнюю оболочку. [28] (См. планетарная туманность .)

Медленно вращающаяся белая карликовая звезда не может превысить предел Чандрасекара в 1,44 солнечных масс, не коллапсировав с образованием нейтронной звезды или не взорвавшись как сверхновая типа Ia . Как только белый карлик достигает этой массы, например, путем 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 произойти, например, в результате аккреции массы, которая приводит к передаче углового момента. [29]

Нейтронная звезда

Нейтронная звезда (в центре) испускает луч излучения из своих магнитных полюсов. Лучи распространяются по конической поверхности вокруг оси вращения.

Нейтронная звезда — это очень плотный остаток звезды, который в основном состоит из нейтронов — частиц, которые встречаются в большинстве атомных ядер и не имеют чистого электрического заряда. Масса нейтронной звезды находится в диапазоне от 1,2 до 2,1 массы Солнца . В результате коллапса новообразованная нейтронная звезда может иметь очень высокую скорость вращения; порядка ста оборотов в секунду.

Пульсары — это вращающиеся нейтронные звезды, имеющие магнитное поле. Узкий луч электромагнитного излучения испускается из полюсов вращающихся пульсаров. Если луч проносится мимо направления Солнечной системы, то 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 до нескольких секунд между каждым импульсом. [30]

Черная дыра

Черная дыра — это объект с гравитационным полем, достаточно мощным, чтобы предотвратить выход света. Когда они образуются в результате коллапса вращающейся массы, они сохраняют весь угловой момент, который не теряется в виде выброшенного газа. Это вращение приводит к тому, что пространство внутри сплющенного сфероидального объема, называемого «эргосферой», увлекается черной дырой. Масса, падающая в этот объем, получает энергию в результате этого процесса, и некоторая часть массы затем может быть выброшена, не падая в черную дыру. Когда масса выбрасывается, черная дыра теряет угловой момент (« процесс Пенроуза »). [31] Скорость вращения черной дыры была измерена как 98,7% от скорости света . [32]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ abc Донати, Жан-Франсуа (5 ноября 2003 г.). "Дифференциальное вращение звезд, отличных от Солнца". Лаборатория астрофизики Тулузы . Получено 24 июня 2007 г.
  2. ^ ab Shajn, G.; Struve, O. (1929). «О вращении звезд». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 89 (3): 222–239. Bibcode :1929MNRAS..89..222S. doi : 10.1093/mnras/89.3.222 .
  3. ^ Коттон, Дэниел В.; Бейли, Джереми; Ховарт, Ян Д.; Ботт, Кимберли; Кедзиора-Чудцер, Люсина; Лукас, П. В.; Хаф, Дж. Х. (2017). «Поляризация из-за вращательного искажения яркой звезды Регул». Nature Astronomy . 1 (10): 690–696. arXiv : 1804.06576 . Bibcode :2017NatAs...1..690C. doi :10.1038/s41550-017-0238-6. S2CID  53560815.
  4. ^ Гулд, Эндрю (1997). «Измерение скорости вращения гигантских звезд с помощью гравитационного микролинзирования». Astrophysical Journal . 483 (1): 98–102. arXiv : astro-ph/9611057 . Bibcode : 1997ApJ...483...98G. doi : 10.1086/304244. S2CID  16920051.
  5. ^ Soon, W.; Frick, P.; Baliunas, S. (1999). «О вращении звезд». The Astrophysical Journal . 510 (2): L135–L138. arXiv : astro-ph/9811114 . Bibcode : 1999ApJ...510L.135S. doi : 10.1086/311805. S2CID  9517804.
  6. ^ Коллиер Камерон, А.; Донати, Дж.-Ф. (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 . S2CID  11292613.
  7. ^ ab McAlister, HA; ten Brummelaar, TA; et al. (2005). «Первые результаты с массива CHARA. I. Интерферометрическое и спектроскопическое исследование быстрого ротатора Alpha Leonis (Regulus)». The Astrophysical Journal . 628 (1): 439–452. arXiv : astro-ph/0501261 ​​. Bibcode :2005ApJ...628..439M. doi :10.1086/430730. S2CID  6776360.
  8. ^ Hardorp, J.; Strittmatter, PA (8–11 сентября 1969 г.). «Вращение и эволюция звезд». Труды IAU Colloq. 4. Университет штата Огайо, Колумбус, Огайо: Gordon and Breach Science Publishers. стр. 48. Bibcode : 1970stro.coll...48H.
  9. ^ Кичатинов, Л.Л.; Рюдигер, Г. (2004). «Антисолнечное дифференциальное вращение». Астрономические Нахрихтен . 325 (6): 496–500. arXiv : astro-ph/0504173 . Бибкод : 2004AN....325..496K. дои : 10.1002/asna.200410297. S2CID  59497102.
  10. ^ Рюдигер, Г.; фон Рековски, Б.; Донахью, РА; Балиунас, СЛ (1998). «Дифференциальное вращение и меридиональный поток для быстро вращающихся звезд солнечного типа». Astrophysical Journal . 494 (2): 691–699. Bibcode :1998ApJ...494..691R. doi : 10.1086/305216 .
  11. ^ Донати, Дж.-Ф.; Коллиер Камерон, А. (1997). «Дифференциальное вращение и магнитные полярные узоры на AB Doradus». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 291 (1): 1–19. Bibcode : 1997MNRAS.291....1D. doi : 10.1093/mnras/291.1.1 .
  12. ^ Korab, Holly (25 июня 1997 г.). "NCSA Access: 3D Star Simulation". Национальный центр суперкомпьютерных приложений. Архивировано из оригинала 2012-04-15 . Получено 2007-06-27 .
  13. ^ Кюкер, М.; Рюдигер, Г. (2005). «Дифференциальное вращение на нижней главной последовательности». Астрономические Нахрихтен . 326 (3): 265–268. arXiv : astro-ph/0504411 . Бибкод : 2005AN....326..265K. дои : 10.1002/asna.200410387. S2CID  119386346.
  14. ^ Феррейра, Дж.; Пеллетье, Г.; Эппл, С. (2000). «Переподключение X-ветров: замедление вращения маломассивных протозвезд». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 312 (2): 387–397. Bibcode : 2000MNRAS.312..387F. doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03215.x .
  15. ^ Девитт, Терри (31 января 2001 г.). «Что тормозит безумно вращающиеся звезды?». Университет Висконсин-Мэдисон . Получено 27 июня 2007 г.
  16. ^ Макналли, Д. (1965). «Распределение углового момента среди звезд главной последовательности». Обсерватория . 85 : 166–169. Bibcode :1965Obs....85..166M.
  17. ^ Петерсон, Дин М.; и др. (2004). «Разрешение эффектов вращения в ранних звездах». Новые рубежи в звездной интерферометрии, Труды SPIE Том 5491. Беллингхэм, Вашингтон, США: Международное общество оптической инженерии. стр. 65. Bibcode : 2004SPIE.5491...65P. CiteSeerX 10.1.1.984.2939 . doi : 10.1117/12.552020. 
  18. ^ Tassoul, Jean-Louis (2000). Вращение звезд (PDF) . Кембридж, Массачусетс: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-77218-1. Получено 26.06.2007 .
  19. ^ Скуманич, Эндрю П. (1972). «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.
  20. ^ Скуманич, Эндрю П.; Эдди, JA (1981). Бонне, RM; Дюпри, AK (ред.). Аспекты долговременной изменчивости Солнца и звезд – В: Солнечные явления в звездах и звездных системах . Хингем, MA: D. Reidel. стр. 349–398.
  21. ^ Скуманич, Эндрю П. (2023). «Моя полезная жизнь в науке». Физика Солнца . 298 (9): 110. arXiv : 2309.16728 . Bibcode : 2023SoPh..298..110S. doi : 10.1007/s11207-023-02199-2 . Получено 09.06.2024 .
  22. ^ Барнс, Сидней А. (2007). «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. S2CID  14614725.
  23. ^ Nariai, Kyoji (1969). «Потеря массы коронами и ее влияние на вращение звезд». Астрофизика и космическая наука . 3 (1): 150–159. Bibcode :1969Ap&SS...3..150N. doi :10.1007/BF00649601. hdl : 2060/19680026259 .
  24. ^ Route, M.; Wolszczan, A. (20 апреля 2016 г.). "Радиовспышка от карлика T6 WISEPC J112254.73+255021.5 с возможной ультракороткой периодичностью". The Astrophysical Journal Letters . 821 (2): L21. arXiv : 1604.04543 . Bibcode : 2016ApJ...821L..21R. doi : 10.3847/2041-8205/821/2/L21 . S2CID  118478221.
  25. ^ Route, M. (10 июля 2017 г.). «Действительно ли WISEP J060738.65+242953.4 является магнитно-активным L-карликом на полюсе?». The Astrophysical Journal . 843 (2): 115. arXiv : 1706.03010 . Bibcode : 2017ApJ...843..115R. doi : 10.3847/1538-4357/aa78ab . S2CID  119056418.
  26. ^ ab Hut, P. (1999). «Приливная эволюция в тесных двойных системах». Астрономия и астрофизика . 99 (1): 126–140. Bibcode : 1981A&A....99..126H.
  27. ↑ Weaver, D.; Nicholson, M. (4 декабря 1997 г.). «Одна звезда потеряла, а другая приобрела: Hubble запечатлел короткий момент в жизни этого живого дуэта». NASA Hubble . Получено 03.07.2007 .
  28. ^ Уилсон, LA; Сталио, Р. (1990). Угловой момент и потеря массы для горячих звезд (1-е изд.). Springer. стр. 315–16. ISBN 978-0-7923-0881-2.
  29. ^ Yoon, S.-C.; Langer, N. (2004). «Предсверхновая эволюция аккрецирующих белых карликов с вращением». Astronomy and Astrophysics . 419 (2): 623–644. arXiv : astro-ph/0402287 . Bibcode : 2004A&A...419..623Y. doi : 10.1051/0004-6361:20035822. S2CID  2963085.
  30. ^ Лоример, DR (28 августа 1998 г.). "Двойные и миллисекундные пульсары". Living Reviews in Relativity . 1 (1). Max-Planck-Gesellschaft: 10. Bibcode : 1998LRR.....1...10L. doi : 10.12942/lrr-1998-10 . PMC 5567244. PMID  28937181 . 
  31. ^ Бегельман, Митчелл К. (2003). «Доказательства существования черных дыр». Science . 300 (5627): 1898–1903. Bibcode :2003Sci...300.1898B. doi :10.1126/science.1085334. PMID  12817138. S2CID  46107747.
  32. ↑ Tune, Lee (29 мая 2007 г.). «Вращение сверхмассивных черных дыр измерено впервые». University of Maryland Newsdesk . Получено 25 июня 2007 г.

Внешние ссылки