Stjärnrotation

En stjärnas rotation  är en stjärnas rotationsrörelse runt sin axel. Rotationshastigheten kan mätas genom förskjutningen av linjer i dess spektrum eller av rörelsetiden för aktiva element (" stjärnfläckar ") på ytan. Stjärnans rotation skapar en ekvatorial utbuktning på grund av centrifugalkrafter . Eftersom stjärnor inte är solida kroppar kan de också ha differentiell rotation ; med andra ord kan en stjärnas ekvator rotera med en annan vinkelhastighet än områden på höga latituder. Dessa skillnader i rotationshastigheten inom stjärnan kan spela en viktig roll i genereringen av stjärnors magnetfält [1] .

Stjärnans magnetfält interagerar med stjärnvinden . Eftersom stjärnvinden rör sig bort från stjärnan och magnetfältet interagerar med vinden, som ett resultat av denna interaktion, överförs rörelsemängden från stjärnan till vinden, som gradvis "bär bort" den, och med tiden, denna överföring saktar ner hastigheten på stjärnans rotation.

Mått

Om stjärnan inte observeras från sidan av sin pol, närmar sig vissa delar av ytan observatören, och vissa rör sig bort. Den rörelsekomponent som närmar sig betraktaren kallas radiell hastighet. Från Dopplereffekten kommer delar av skivan av en stjärna som närmar sig oss att orsaka en förskjutning av linjerna i dess spektrum till den violetta änden och flytta bort - till den röda. Naturligtvis kan linjerna inte röra sig i motsatta riktningar samtidigt. I verkligheten kommer en del av linjen att skifta till ena änden av spektrumet, en del till den andra, vilket resulterar i att linjen kommer att sträcka sig, expandera. Det är från denna expansion man kan ta reda på om stjärnorna roterar runt sina axlar, och med en ökning av rotationshastigheten ökar också bredden på linjerna i stjärnans spektrum [2] . Denna expansion måste dock noggrant separeras från andra effekter som kan orsaka en ökning av linjebredden i stjärnans spektrum.

För jättestjärnor kan atmosfäriska mikroturbulenser leda till att linjen breddas mycket större än stjärnans rotation, vilket allvarligt förvränger signalen. Ett alternativt tillvägagångssätt kan dock användas för gravitationell mikrolinsning av händelser. Detta händer när ett massivt föremål passerar framför en mer avlägsen stjärna och fungerar som en lins och förstorar bilden [3] .

Den radiella hastighetskomponenten beror på lutningen av stjärnans pol mot siktlinjen. Det uppmätta värdet i referensböcker anges alltid som , där  är rotationshastigheten vid ekvatorn och är lutningen. Eftersom vinkeln i inte alltid är känd visar mätresultatet alltid minimivärdet på stjärnans rotationshastighet. Det vill säga, om i inte är en rät vinkel , då är den faktiska hastigheten större än [2] . Detta värde kallas ibland även för den uppskattade rotationshastigheten. Medelvärdena för de ekvatoriska rotationshastigheterna bestäms genom att anta att axlarna är slumpmässigt orienterade med avseende på siktlinjen och genom att använda formeln: [4] .

Om stjärnan visar hög magnetisk aktivitet, såsom "fläckar", kan dessa egenskaper också användas för att uppskatta rotationshastigheten. Men eftersom fläckar inte bara kan bildas vid ekvatorn, utan även på andra platser, och till och med överföras över ytan under hela deras livstid, kan en sådan differentiell rotation av en stjärna leda till olika mäteffekter [5] .

Stjärnmagnetisk aktivitet förknippas ofta med snabb rotation, så denna metod kan också användas för att mäta rotationshastigheten för sådana stjärnor [6] . Observationen av "stjärnfläckar" har visat att denna aktivitet faktiskt kan förändra stjärnans rotationshastighet, eftersom magnetfält påverkar flödet av gaser under stjärnans yta [7] .

Fysiska effekter

Ekvatorial bula

Tyngdkraften tenderar att förvandla en himlakropp till en perfekt boll, där alla delar är så nära massans centrum som möjligt . Men roterande stjärnor är icke-sfäriska: ett av tecknen på sådan icke-sfäricitet är den ekvatoriska utbuktningen. När en stjärna bildas från en roterande protostellär skiva blir dess form mer och mer sfärisk, men denna process går inte hela vägen till en perfekt sfär. Vid polerna leder gravitationen till en ökning av kompressionen, men vid ekvatorn motverkas kompressionen effektivt av centrifugalkraften . Det slutliga utseendet av en stjärna efter stjärnbildning har en jämviktsform, i den meningen att gravitationen i ekvatorialområdet inte kan ge stjärnan en mer sfärisk form. Rotationen resulterar också i gravitationsmörkare vid ekvatorn, som beskrivs i von Zeipels teorem . (Denna sats förutspår "mörkning", det vill säga temperaturskillnaden (ibland över flera tusen grader) mellan det "svalare" ekvatorialområdet och de varmare polerna.) Underlåtenhet att ta hänsyn till gravitationsmörkningen av stjärnornas ekvatorialområden kan leda till en systematisk underskattning av deras rotationshastigheter [8] .

Ett slående exempel på en stjärna med en ekvatorial utbuktning är Regulus (α Lejonet). Rotationshastigheten för denna stjärna vid ekvatorn är 317±3 km/s. Detta motsvarar en rotationsperiod på 15,9 timmar, vilket är 86 % av den hastighet med vilken stjärnan skulle slitas isär.

Ekvatorialradien för denna stjärna är 32 % större än den polära radien [9] . Exempel på andra snabbt roterande stjärnor inkluderar Vega , Altair och Achernar .

Brytningshastighet  är ett uttryck som används för att beskriva fallet då centrifugalkrafterna vid ekvatorn är lika med gravitationen. För stabila stjärnor bör rotationshastigheten vara under detta värde [10] .

Differentiell rotation

Differentiell rotation observeras i stjärnor som Sun , när rotationsvinkelhastigheten varierar med latitud. I allmänhet minskar vinkelhastigheten med ökande latitud. Men motsatsen har också noterats, till exempel för stjärnan HD 31993 [11] [12] . Den första stjärnan, efter solen, för vilken detaljer om differentiell rotation avslöjades var AB Dorado [1] [13] .

Den huvudsakliga mekanismen som orsakar differentiell rotation är konvektionsturbulensen i stjärnan . Konvektiv rörelse överför energi till ytan på grund av plasmans rörelse. Denna plasmamassa bär en del av stjärnans vinkelhastighet. Turbulens orsakar en förskjutning i massa och vridmoment, som kan omfördelas över olika breddgrader genom meridionalströmmar [14] [15] .

Interaktioner mellan regioner, med skarpa skillnader i rotationshastigheter, anses vara effektiva mekanismer för dynamoprocesser som genererar det stjärnmagnetiska fältet . Det finns också en komplex växelverkan mellan en stjärnas rotation och fördelningen av dess magnetfält, med omvandlingen av magnetisk energi till kinetisk energi och en motsvarande förändring i fördelningen av hastigheter [1] .

Långsam rotation

Stjärnor bildas som ett resultat av kollapsen av ett lågtemperaturmoln av gas och damm. Så snart molnet kollapsar, förvandlar lagen om bevarande av rörelsemängd även en liten allmän rotation av ett utsträckt moln till en mycket snabb rotation av en kompaktskiva. I mitten av denna skiva bildas en protostjärna , som värms upp av kollapsens gravitationsenergi .

När implosionen fortsätter kan rotationshastigheten öka till den punkt där protostjärnans ackretionsskiva kan gå sönder på grund av centrifugalkraften vid ekvatorn. Alltså måste rotationshastigheten bromsas under de första 100 tusen åren för att undvika ett sådant scenario. En av de möjliga förklaringarna till retardationen kan vara interaktionen mellan protostjärnans magnetfält och stjärnvinden. Den utströmmande vinden bär bort en del av rörelsemängden och saktar ner den framtida stjärnans rotationshastighet [16] [17] .

De flesta huvudsekvensstjärnor av spektraltyper från F5 och O5 roterar snabbt [9] [18] . För stjärnor i denna klass ökar den uppmätta rotationshastigheten med massan. Denna ökning av rotation toppar hos unga, massiva stjärnor av klass B. Eftersom en stjärnas förväntade livslängd minskar med ökande massa kan detta förklaras av en minskning av rotationshastigheten med åldern.

Stjärnrotationsparametrar beroende på spektraltyp
Spektralklass
_ 		v e
(km/s) [19] 		v max
(km/s) [20] 		v neg
(km/s) [20] 		[21] t cf
(timme) 		T av
(dagar)
Mörka interstellära moln , regioner av stjärnbildning ett — — — — —
O5 190 400 — 12 ~70 3
B0 200 420 630 6 35 1.5
A0 190 320 500 2,25 femton 0,6
F0 100 180 450 1.6 tjugo 0,8
F5 trettio 100 400 1.4 60 2.5
G0 fyra 100 400 ett 300 12
K, M ett — — 0,6 >700 >30
v e är stjärnornas genomsnittliga rotationshastighet under antagande av en godtycklig orientering av rotationsaxlarna; v max är den maximala observerade rotationshastigheten; v neg är den separationshastighet med vilken gravitationskraften vid ekvatorn balanseras av centrifugalkraften; är stjärnans radie i solradier ; t cf och T cf är cirkulationstiden i timmar respektive dagar.

För huvudsekvensstjärnor kan minskningen av rotationshastigheten approximeras av det matematiska sambandet:

var  är vinkelhastigheten vid ekvatorn och  är stjärnans ålder [22] . Denna relation kallas Skumanichs lag ( Andrew P. Skumanich ), som upptäckte den 1972 [23] .

Gyrokronologi (Gyrochronology) - bestämningen av en stjärnas ålder baserat på rotationshastigheten, där resultaten kalibreras baserat på information om solen [24] .

Stjärnor tappar sakta massa, som rinner ut ur fotosfären med hjälp av stjärnvinden. Stjärnans magnetfält interagerar med det utstötade materialet, vilket resulterar i en konstant överföring av rörelsemängd från stjärnan. Stjärnor med rotationshastigheter över 15 km/s uppvisar snabbare massförlust och saktar därför ner snabbare. Således, med ytterligare rotation av stjärnan, minskar hastigheten för förlusten av rörelsemängd. Under dessa förhållanden saktar stjärnorna gradvis ned, men kan aldrig uppnå en fullständig frånvaro av rotation [25] .

Stäng binära system

Ett nära binärt system är ett system där två stjärnor roterar i förhållande till varandra på ett medelavstånd som är av samma storleksordning som deras diametrar. På sådana avstånd börjar mycket mer komplexa interaktioner än bara ömsesidig attraktion. I sådana system sker till exempel tidvatteneffekter , massöverföring och till och med kollisioner. Tidvatteninteraktioner i ett nära binärt system kan leda till förändringar i orbital- och rotationsparametrar. Systemets totala rörelsemängd är naturligtvis bevarad, men rörelsemängden kan överföras på ett sådant sätt att periodiska förändringar sker mellan rotationsperioderna runt varandra och rotationshastigheterna runt dess axel [26] .

Var och en av medlemmarna i ett nära binärt system verkar på en medföljande stjärna genom gravitationsinteraktion. Utbuktningarna kan dock avvika något från vinkelrät med avseende på gravitationsattraktionens riktning. Sålunda skapar gravitationen ett vridmoment på kanten, vilket resulterar i överföring av vinkelmomentum. Detta leder till att systemet blir instabilt, även om det kan närma sig ett tillstånd av stabil jämvikt. Effekten kan vara mer komplex i de fall där rotationsaxeln inte är vinkelrät mot banans plan [26] .

För kontakt eller mycket nära binärer kan överföringen av massa från en stjärna till dess följeslagare också resultera i en betydande överföring av rörelsemängd. En tilltagande satellit kan nå en kritisk rotationshastighet när massförlusten börjar längs ekvatorn [27] .

Stjärnrester

Efter att en stjärna har producerat energi genom fusion förvandlas den till ett mer kompakt, degenererat föremål. Under denna process minskar stjärnans storlek avsevärt, vilket kan leda till en motsvarande ökning av vinkelhastigheten.

Vit dvärg

En vit dvärg är en stjärna som är uppbyggd av material som är en biprodukt av termonukleär fusion under den första halvan av sin livstid, men som saknar massan för att återantända en termonukleär reaktion. Det är en kompakt kropp som upprätthåller sin existens genom en kvantmekanisk effekt känd som degenererat gastryck , vilket förhindrar stjärnan från att kollapsa helt. I allmänhet har de flesta vita dvärgar en låg rotationshastighet, troligen till följd av förlusten av rörelsemängd när stamstjärnorna tappade sitt hölje [28] . (Se planetarisk nebulosa .)

En långsamt roterande vit dvärg kan inte överskrida Chandrasekhar-gränsen på 1,44 solmassor utan att bli en neutronstjärna eller explodera som en supernova av typ Ia . Om en vit dvärg når denna massa, till exempel genom ackretion eller kollision, kommer tyngdkraften att överstiga trycket som den degenererade gasen utövar. Men om den vita dvärgen snurrar snabbt, minskar den effektiva gravitationen i ekvatorområdet, vilket gör att den vita dvärgen kan överskrida Chandrasekhar-gränsen. En sådan snabb rotation kan till exempel uppstå som ett resultat av massaccretion , vilket leder till överföring av rörelsemängd [29] .

Neutronstjärna

En neutronstjärna är en mycket tät stjärnrest som huvudsakligen består av neutroner  - partiklar som ingår i atomkärnor och inte har en elektrisk laddning . Massan av en neutronstjärna ligger i intervallet 1,35 till 2,1 solmassor . Som ett resultat av kollapsen kan nybildade neutronstjärnor ha en mycket hög rotationshastighet, i storleksordningen tusen varv per sekund [30] .

Pulsarer är snurrande neutronstjärnor som har ett starkt magnetfält. En smal stråle av elektromagnetisk strålning kommer från polerna hos roterande pulsarer. Om strålen riktas mot solsystemet kan de periodiska pulser som produceras av pulsaren registreras på jorden. Energin som emitteras av magnetfältet saktar gradvis ner rotationshastigheten, vilket gör att pulserna från gamla pulsarer har en period på flera sekunder [31] .

Svart hål

Ett svart hål är ett föremål med ett gravitationsfält som är tillräckligt starkt för att förhindra ljus från att fly från dess yta. När de bildas från kollapsen av en roterande massiv stjärna, behåller de all rörelsemängd som inte drevs ut som utdriven gas. Denna rotation gör att ergosfären som omger det svarta hålet ser ut som en oblate sfäroid . En del av det som faller in i det svarta hålet kan kastas ut utan att falla i det svarta hålet. När denna massutstötning inträffar förlorar det svarta hålet rörelsemängd (den så kallade " Penrose-processen ") [32] . Rotationshastigheten för ett svart hål kan vara högre än 98,7 % av ljusets hastighet [33] .

Intressanta fakta

Länkar

Anteckningar

  1. ↑ 1 2 3 Donati, Jean-François Differentiell rotation av andra stjärnor än solen . Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse (5 november 2003). Arkiverad från originalet den 1 maj 2012.  (Engelsk)
  2. ↑ 1 2 Shajn, G.; Struve, O. On the rotation of the stars  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 1929. - Vol. 89 . - S. 222-239 .  (Engelsk)
  3. ↑ Gould, Andrew. Mätning av rotationshastigheten för jättestjärnor från Gravitational Microlensing  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1997. - Vol. 483 . - S. 98-102 . - doi : 10.1086/304244 .  (Engelsk)
  4. ↑ Ruzmaikina, 1986 , sid. 180.
  5. ↑ Kichatinov, L.L. Differentiell rotation av stjärnor . Framsteg i fysikaliska vetenskaper (maj 2005). Arkiverad 30 september 2020.
  6. ↑ Snart, W.; Frick, P.; Baliunas, S. On the rotation of the stars  (engelska)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1999. - Vol. 510 , nr. 2 . -P.L135- L138 . - doi : 10.1086/311805 .  (Engelsk)
  7. ↑ Collier Cameron, A.; Donati, J.-F. Doin' the twist: sekulära förändringar i ytans differentialrotation på AB Doradus  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 2002. - Vol. 329 , nr. 1 . -P.L23 - L27 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2002.05147.x .  (Engelsk)
  8. ↑ Richard HDTownsend et al. Rotation av Be-stjärnor: hur nära kritisk? (Be-star rotation: hur nära kritisk?) (20 januari 2004). Arkiverad från originalet den 1 maj 2012.  (Engelsk)
  9. ↑ 1 2 McAlister, HA, ten Brummelaar, TA, et al. Första resultaten från CHARA Array. I. En interferometrisk och spektroskopisk studie av den snabba rotatorn Alpha Leonis (Regulus  )  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2005. - Vol. 628 . - s. 439-452 . - doi : 10.1086/430730 .  (Engelsk)
  10. ↑ Hardorp, J.; Strittmatter, P.A. (8–11 september 1969). "Rotation and Evolution of be Stars" . IAU Colloqs handlingar. 4 . Ohio State University, Columbus, Ohio: Gordon and Breach Science Publishers. sid. 48. Arkiverad 11 mars 2008 på Wayback Machine 
  11. ↑ Kitchatinov, LL; Rüdiger, G. Anti-solar differential rotation  (engelska)  // Astronomische Nachrichten  : journal. - Wiley-VCH , 2004. - Vol. 325 , nr. 6 . - S. 496-500 . - doi : 10.1002/asna.200410297 .  (Engelsk)
  12. ↑ Ruediger, G.; von Rekowski, B.; Donahue, R.A.; Baliunas, SL Differentialrotation och meridionalflöde för snabbroterande solstjärnor  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1998. - Vol. 494 , nr. 2 . - s. 691-699 . - doi : 10.1086/305216 .  (Engelsk)
  13. ↑ Donati, J.-F.; Collier Cameron, A. Differentiella rotations- och magnetiska polaritetsmönster på AB Doradus  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 1997. - Vol. 291 , nr. 1 . - S. 1-19 .  (Engelsk)
  14. ↑ Korab, Holly NCSA Tillgång: 3D stjärnsimulering . National Center for Supercomputing Applications (25 juni 1997). Arkiverad från originalet den 1 maj 2012.  (Engelsk)
  15. ↑ Küker, M.; Rüdiger, G. Differentialrotation på den nedre huvudsekvensen  // Astronomische Nachrichten  : journal  . - Wiley-VCH , 2004. - Vol. 326 , nr. 3 . - S. 265-268 . - doi : 10.1002/asna.200410387 .  (Engelsk)
  16. ↑ Ferreira, J.; Pelletier, G.; Appl, S. Reconnection X-winds: spin-down of low-mass protostars  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 2000. - Vol. 312 . - s. 387-397 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03215.x .  (Engelsk)
  17. ↑ Devitt, Terry Vad sätter bromsarna på galet snurrande stjärnor? . University of Wisconsin-Madison (31 januari 2001). Arkiverad från originalet den 1 maj 2012.  (Engelsk)
  18. ↑ Peterson, Deane M.; et al. (2004). "Lösa effekterna av rotation i tidiga typstjärnor" . New Frontiers in Stellar Interferometry, Proceedings of SPIE Volume 5491 . Bellingham, Washington, USA: The International Society for Optical Engineering. sid. 65. Arkiverad 11 mars 2008 på Wayback Machine 
  19. ↑ McNally, D. Fördelningen av rörelsemängd mellan huvudsekvensstjärnor  //  Observatoriet : journal. - 1965. - Vol. 85 . - S. 166-169 .  (Engelsk)
  20. ↑ 1 2 Ruzmaikina, 1986 , sid. 181.
  21. ↑ Kielis stjärntabeller . Calstatela (2007). Arkiverad från originalet den 17 mars 2008.  (Engelsk)
  22. ↑ Tassoul, Jean-Louis. Stjärnrotation . - Cambridge, MA: Cambridge University Press , 1972. - ISBN 0521772184 .  (Engelsk)
  23. ↑ Skumanich, Andrew P. Tidskalor för CA II-utsläppsavklingning, rotationsbromsning och litiumutarmning  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1972. - Vol. 171 . — S. 565 . - doi : 10.1086/151310 .  (Engelsk)
  24. ↑ Barnes, Sydney A. Åldras för illustrativa fältstjärnor som använder gyrokronologi: viabilitet, begränsningar och fel  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2007. - Vol. 669 , nr. 2 . - P. 1167-1189 . - doi : 10.1086/519295 .  (Engelsk)
  25. ↑ Nariai, Kyoji. Massförlust från coronae och dess effekt på stjärnrotation   // Astrophysics and Space Science : journal. - 1969. - Vol. 3 . - S. 150-159 . - doi : 10.1007/BF00649601 .  (Engelsk)
  26. ↑ 1 2 Hut, P. Tidvattenutveckling i nära binära system  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Sciences , 1999. - Vol. 99 , nr. 1 . - S. 126-140 .  (Engelsk)
  27. ↑ Weaver, D.; Nicholson, M. One Star's Loss is Another's Gain: Hubble Captures Brief Moment in Life of Lively Duo . NASA Hubble (4 december 1997). Arkiverad från originalet den 1 maj 2012.  (Engelsk)
  28. ↑ Willson, L.A.; Stalio, R. Vinkelmomentum och massförlust för heta stjärnor  . — 1:a. - Springer, 1990. - P.  315-316 . — ISBN 0792308816 .  (Engelsk)
  29. ↑ Yoon, S.-C.; Langer, N. Presupernova evolution av accreting vita dvärgar med rotation  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Sciences , 2004. - Vol. 419 . - s. 623-644 . - doi : 10.1051/0004-6361:20035822 .  (Engelsk)
  30. ↑ Lochner, J.; Gibb, M. Neutron Stars and Pulsars . NASA (december 2006). Arkiverad från originalet den 1 maj 2012.  (Engelsk)
  31. ↑ Lorimer, D. R. Binära och millisekundspulsarer . Max-Planck-Gesellschaft (28 augusti 1998). Arkiverad från originalet den 1 maj 2012.  (Engelsk)
  32. ↑ Begelman, Mitchell C. Bevis för svarta hål   // Vetenskap . - 2003. - Vol. 300 , nej. 5627 . - P. 1898-1903 . - doi : 10.1126/science.1085334 . — PMID 12817138 .
  33. ↑ Tune, Lee . Spin av supermassiva svarta hål mätt för första gången , University of Maryland Newsdesk (29 maj 2007). Arkiverad från originalet den 21 juni 2007.  (Engelsk)
  34. ↑ Stjärnornas rotation . Arkiverad från originalet den 3 maj 2012.
  35. ↑ På rätt rotation av stjärnor . Arkiverad från originalet den 23 januari 2009.

Litteratur

  Gå till Wikidata-objektet  Ordböcker och uppslagsverk