Rotația stelelor

Rotația unei stele  este mișcarea de rotație a unei stele în jurul axei sale. Viteza de rotație poate fi măsurată prin deplasarea liniilor în spectrul său sau prin timpul de mișcare a elementelor active („ petele stelare ”) de pe suprafață. Rotația stelei creează o umflătură ecuatorială din cauza forțelor centrifuge . Deoarece stelele nu sunt corpuri solide , ele pot avea și rotație diferențială ; cu alte cuvinte, ecuatorul stelei se poate roti cu o viteză unghiulară diferitădecât zonele la latitudini mari. Aceste diferențe de viteză de rotație în interiorul stelei pot juca un rol important în generarea câmpului magnetic al stelelor [1] .

Câmpul magnetic al stelei interacționează cu vântul stelar . Deoarece vântul stelar se îndepărtează de stea, iar câmpul magnetic interacționează cu vântul, ca urmare a acestei interacțiuni, momentul unghiular este transferat de la stea la vânt, care treptat îl „poartă” și, în timp, acest transfer încetinește viteza de rotație a stelei.

Măsurători

Dacă steaua nu este observată din partea polului său, atunci unele părți ale suprafeței se apropie de observator, iar unele se îndepărtează. Componenta mișcării care se apropie de observator se numește viteza radială. Din efectul Doppler , părțile discului unei stele care se apropie de noi vor provoca o schimbare a liniilor din spectrul său către capătul violet și îndepărtarea - la roșu. Desigur, liniile nu se pot deplasa în direcții opuse în același timp. În realitate, o parte a liniei se va deplasa la un capăt al spectrului, o parte la celălalt, drept urmare linia se va întinde, se va extinde. Din această expansiune se poate afla dacă stelele se rotesc în jurul axelor lor, iar odată cu creșterea vitezei de rotație crește și lățimea liniilor din spectrul stelei [2] . Totuși, această expansiune trebuie separată cu grijă de alte efecte care pot determina o creștere a lățimii liniilor în spectrul stelei.

Pentru stelele gigantice , microturbulențele atmosferice pot duce la lărgirea liniei mult mai mare decât rotația stelei, distorsionând grav semnalul. Cu toate acestea, o abordare alternativă poate fi utilizată pentru microlensarea gravitațională a evenimentelor. Acest lucru se întâmplă atunci când un obiect masiv trece prin fața unei stele mai îndepărtate și acționează ca o lentilă, mărind imaginea [3] .

Componenta vitezei radiale depinde de înclinarea polului stelei față de linia de vedere. Valoarea măsurată în cărțile de referință este întotdeauna dată ca , unde  este viteza de rotație la ecuator și este înclinația. Deoarece unghiul i nu este întotdeauna cunoscut, rezultatul măsurării arată întotdeauna valoarea minimă a vitezei de rotație a stelei. Adică, dacă i nu este un unghi drept , atunci viteza reală este mai mare decât [2] . Această valoare este uneori denumită și viteza de rotație estimată. Valorile medii ale vitezelor de rotație ecuatorială se determină presupunând că axele sunt orientate aleatoriu față de linia de vedere și folosind formula: [4] .

Dacă steaua prezintă activitate magnetică ridicată, cum ar fi „pete”, atunci aceste caracteristici pot fi folosite și pentru a estima viteza de rotație. Dar din moment ce petele se pot forma nu numai la ecuator, ci și în alte locuri și chiar pot fi transferate pe suprafață pe tot parcursul vieții lor, o astfel de rotație diferențială a unei stele poate duce la diferite efecte de măsurare [5] .

Activitatea magnetică stelară este adesea asociată cu rotația rapidă, așa că această metodă poate fi folosită și pentru a măsura viteza de rotație a unor astfel de stele [6] . Observarea „petelor stelare” a arătat că această activitate poate schimba efectiv viteza de rotație a stelei, deoarece câmpurile magnetice afectează fluxul de gaze sub suprafața stelei [7] .

Efecte fizice

Bulge ecuatorială

Gravitația tinde să transforme un corp ceresc într-o minge perfectă, în care toate părțile sunt cât mai aproape de centrul de masă . Dar stelele care se rotesc sunt nesferice: unul dintre semnele unei astfel de nesfericități este umflarea ecuatorială. Când o stea se formează dintr-un disc protostelar rotativ, forma ei devine din ce în ce mai sferică, dar acest proces nu ajunge până la o sferă perfectă. La poli, gravitația duce la o creștere a compresiei, dar la ecuator, compresia este contracarată efectiv de forța centrifugă . Aspectul final al unei stele după formarea stelei are o formă de echilibru, în sensul că gravitația din regiunea ecuatorială nu poate da stelei o formă mai sferică. Rotația are ca rezultat, de asemenea, întunecarea gravitațională la ecuator, așa cum este descris în teorema lui von Zeipel . (Această teoremă prezice „întunecarea”, adică diferența de temperatură (uneori peste câteva mii de grade) dintre regiunea ecuatorială „mai rece” și polii mai fierbinți.) Lipsa de a lua în considerare întunecarea gravitațională a regiunilor ecuatoriale ale stelelor poate duce la o subestimare sistematică a vitezelor de rotație ale acestora [8] .

Un exemplu izbitor de stea cu o umflătură ecuatorială este Regulus (α Leo). Viteza de rotație a acestei stele la ecuator este de 317±3 km/s. Aceasta corespunde unei perioade de rotație de 15,9 ore, ceea ce reprezintă 86% din viteza cu care steaua ar fi ruptă.

Raza ecuatorială a acestei stele este cu 32% mai mare decât raza polară [9] . Exemple de alte stele care se rotesc rapid includ Vega , Altair și Achernar .

Viteza de rupere  este o expresie care este folosită pentru a descrie cazul când forțele centrifuge de la ecuator sunt egale cu gravitația. Pentru stele stabile, viteza de rotație ar trebui să fie sub această valoare [10] .

Rotație diferențială

Rotația diferențială este observată în stele precum Soarele , când viteza unghiulară de rotație variază în funcție de latitudine. În general, viteza unghiulară scade odată cu creșterea latitudinii. S-a observat însă și opusul, de exemplu, pentru steaua HD 31993 [11] [12] . Prima stea, după Soare, pentru care au fost dezvăluite detalii de rotație diferențială a fost AB Dorado [1] [13] .

Principalul mecanism care provoacă rotația diferențială este turbulența convecției în interiorul stelei. Mișcarea convectivă transferă energie la suprafață datorită mișcării plasmei. Această masă de plasmă poartă o parte din viteza unghiulară a stelei. Turbulența provoacă o schimbare a masei și a cuplului, care pot fi redistribuite la diferite latitudini prin curenți meridionali [14] [15] .

Interacțiunile dintre regiuni, cu diferențe mari în vitezele de rotație, sunt considerate a fi mecanisme eficiente pentru procesele dinam care generează câmpul magnetic stelar . Există, de asemenea, o interacțiune complexă între rotația unei stele și distribuția câmpului magnetic al acesteia, cu transformarea energiei magnetice în energie cinetică și o modificare corespunzătoare a distribuției vitezelor [1] .

Rotire lenta

Stelele se formează ca urmare a prăbușirii unui nor de gaz și praf la temperatură scăzută. De îndată ce norul se prăbușește, legea conservării momentului unghiular transformă chiar și o mică rotație generală a unui nor extins într-o rotație foarte rapidă a unui disc compact. În centrul acestui disc, se formează o protostea , care este încălzită de energia gravitațională a colapsului.

Pe măsură ce implozia continuă, viteza de rotație poate crește până la punctul în care discul de acreție al protostelei se poate rupe din cauza forței centrifuge de la ecuator. Astfel, rata de rotație trebuie încetinită în primii 100 de mii de ani pentru a evita un astfel de scenariu. Una dintre posibilele explicații pentru decelerare poate fi interacțiunea câmpului magnetic al protostelei cu vântul stelar. Vântul care se revarsă duce o parte din momentul unghiular și încetinește viteza de rotație a viitoarei stele [16] [17] .

Majoritatea stelelor de secvență principală de tipuri spectrale din F5 și O5 se rotesc rapid [9] [18] . Pentru stelele din această clasă, viteza de rotație măsurată crește cu masa. Această creștere a vârfurilor de rotație în stele tinere, masive din clasa B. Deoarece speranța de viață a unei stele scade odată cu creșterea masei, acest lucru poate fi explicat printr-o scădere a ratei de rotație odată cu vârsta.

Parametrii de rotație a stelelor în funcție de tipul spectral

Clasa spectrală 		v e
(km/s) [19] 		v max
(km/s) [20] 		v neg
(km/s) [20] 		[21] t cf
(oră) 		T av
(zile)
Nori interstelari întunecați , regiuni de formare a stelelor unu — — — — —
O5 190 400 — 12 ~70 3
B0 200 420 630 6 35 1.5
A0 190 320 500 2.25 cincisprezece 0,6
F0 100 180 450 1.6 douăzeci 0,8
F5 treizeci 100 400 1.4 60 2.5
G0 patru 100 400 unu 300 12
K, M unu — — 0,6 >700 >30
v e este viteza medie de rotație a stelelor presupunând o orientare arbitrară a axelor de rotație; v max este viteza maximă de rotație observată; v neg este viteza de separare la care forța de atracție gravitațională la ecuator este echilibrată de forța centrifugă; este raza stelei în raze solare ; t cf și T cf sunt timpul de circulație în ore și, respectiv, zile.

Pentru stelele din secvența principală, reducerea vitezei de rotație poate fi aproximată prin relația matematică:

unde  este viteza unghiulară la ecuator și  este vârsta stelei [22] . Această relație se numește legea lui Skumanich ( Andrew P. Skumanich ), care a descoperit-o în 1972 [23] .

Girocronologie (Gyrochronology) - determinarea vârstei unei stele pe baza vitezei de rotație, în care rezultatele sunt calibrate pe baza informațiilor despre Soare [24] .

Stelele pierd încet masa, care curge din fotosferă cu ajutorul vântului stelar. Câmpul magnetic al stelei interacționează cu materia ejectată, rezultând un transfer constant de moment unghiular de la stea. Stelele cu viteze de rotație mai mari de 15 km/s prezintă o pierdere mai rapidă de masă și, prin urmare, încetinesc mai repede. Astfel, odată cu rotația ulterioară a stelei, rata de pierdere a momentului unghiular scade. În aceste condiții, stelele încetinesc treptat, dar nu pot atinge niciodată o absență completă a rotației [25] .

Închide sisteme binare

Un sistem binar apropiat este un sistem în care două stele se rotesc una față de alta la o distanță medie care este de aceeași ordine cu diametrele lor. La asemenea distanțe, încep interacțiuni mult mai complexe decât doar atracția reciprocă. În astfel de sisteme, de exemplu, au loc efecte de maree , transfer de masă și chiar coliziuni. Interacțiunile mareelor ​​într-un sistem binar apropiat pot duce la modificări ale parametrilor orbitali și de rotație. Momentul unghiular total al sistemului este, desigur, conservat, dar momentul unghiular poate fi transferat în așa fel încât să apară schimbări periodice între perioadele de rotație una în jurul celeilalte și vitezele de rotație în jurul axei sale [26] .

Fiecare dintre membrii unui sistem binar apropiat acționează asupra unei stele însoțitoare prin interacțiune gravitațională. Cu toate acestea, umflăturile se pot abate ușor de la perpendiculară în raport cu direcția atracției gravitaționale. Astfel, gravitația creează un cuplu pe margine, ducând la transferul momentului unghiular. Acest lucru duce la faptul că sistemul devine instabil, deși se poate apropia de o stare de echilibru stabil. Efectul poate fi mai complex în cazurile în care axa de rotație nu este perpendiculară pe planul orbitei [26] .

Pentru binare de contact sau foarte apropiate, transferul de masă de la o stea la însoțitorul ei poate avea ca rezultat, de asemenea, un transfer semnificativ de moment unghiular. Un satelit de acumulare poate atinge o viteză critică de rotație atunci când pierderea de masă începe de-a lungul ecuatorului [27] .

Rămășițe stelare

După ce o stea a terminat de a produce energie prin fuziune , se transformă într-un obiect mai compact, degenerat. În timpul acestui proces, dimensiunea stelei scade semnificativ, ceea ce poate duce la o creștere corespunzătoare a vitezei unghiulare.

Pitic alb

O pitică albă este o stea care este alcătuită din material care este un produs secundar al fuziunii termonucleare în prima jumătate a vieții sale, dar nu are masa necesară pentru a reaprinde o reacție termonucleară. Este un corp compact care își menține existența printr-un efect mecanic cuantic cunoscut sub numele de presiune degenerată a gazului , care împiedică prăbușirea completă a stelei. În general, cele mai multe pitice albe au o rată de rotație scăzută, cel mai probabil ca urmare a pierderii momentului unghiular atunci când stelele progenitoare și-au pierdut învelișul [28] . (Vezi nebuloasa planetară .)

O pitică albă care se rotește încet nu poate depăși limita Chandrasekhar de 1,44 mase solare fără să devină o stea neutronică sau să explodeze ca o supernova de tip Ia . Dacă o pitică albă atinge această masă, de exemplu prin acumulare sau ciocnire, forța gravitației va depăși presiunea exercitată de gazul degenerat. Cu toate acestea, dacă piticul alb se rotește rapid, atunci gravitația efectivă scade în regiunea ecuatorială, permițând piticii albe să depășească limita Chandrasekhar. O astfel de rotație rapidă poate apărea, de exemplu, ca urmare a acreției de masă , ceea ce duce la transferul momentului unghiular [29] .

Steaua de neutroni

O stea neutronică este o rămășiță stelară foarte densă, care constă în principal din neutroni  - particule care fac parte din nucleele atomice și nu au o sarcină electrică . Masa unei stele neutronice este cuprinsă între 1,35 și 2,1 mase solare . Ca urmare a prăbușirii, stelele neutronice nou formate pot avea o viteză de rotație foarte mare, de ordinul a o mie de rotații pe secundă [30] .

Pulsarii sunt stele neutronice care se rotesc, care au un câmp magnetic puternic. Un fascicul îngust de radiație electromagnetică vine de la polii pulsarilor rotativi. Dacă fasciculul este îndreptat către sistemul solar, atunci pulsurile periodice produse de pulsar pot fi înregistrate pe Pământ. Energia emisă de câmpul magnetic încetinește treptat viteza de rotație, drept urmare pulsurile pulsarilor vechi au o perioadă de câteva secunde [31] .

gaură neagră

O gaură neagră este un obiect cu un câmp gravitațional suficient de puternic pentru a preveni scăparea luminii de pe suprafața sa. Când s-au format din prăbușirea unei stele masive în rotație, ele păstrează tot momentul unghiular care nu a fost expulzat ca gaz expulzat. Această rotație face ca ergosfera din jurul găurii negre să arate ca un sferoid aplatizat . O parte din materia care cade în gaura neagră poate fi ejectată fără a cădea în gaura neagră. Când are loc această ejecție în masă, gaura neagră își pierde momentul unghiular (așa-numitul „ proces Penrose ”) [32] . Viteza de rotație a unei găuri negre poate fi mai mare de 98,7% din viteza luminii [33] .

Fapte interesante

Link -uri

Note

  1. ↑ 1 2 3 Donati, Jean-François Rotația diferențială a stelelor, altele decât Soarele . Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse (5 noiembrie 2003). Arhivat din original la 1 mai 2012.  (Engleză)
  2. ↑ 1 2 Shajn, G.; Struve, O. Despre rotația stelelor  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 1929. - Vol. 89 . - P. 222-239 .  (Engleză)
  3. ↑ Gould, Andrew. Măsurarea vitezei de rotație a stelelor gigantice din microlensing gravitațional  //  The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 1997. - Vol. 483 . - P. 98-102 . - doi : 10.1086/304244 .  (Engleză)
  4. ↑ Ruzmaikina, 1986 , p. 180.
  5. ↑ Kichatinov, L.L. Rotația diferențială a stelelor . Progrese în științe fizice (mai 2005). Arhivat la 30 septembrie 2020.
  6. ↑ În curând, W.; Frick, P.; Baliunas, S. Despre rotația stelelor  (engleză)  // The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 1999. - Vol. 510 , nr. 2 . -P.L135- L138 . - doi : 10.1086/311805 .  (Engleză)
  7. ↑ Collier Cameron, A.; Donati, J.-F. Doin' the twist: secular changes in the surface differential rotation on 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 .  (Engleză)
  8. ↑ Richard HDTownsend și colab. Rotația stelelor Be: cât de aproape de critică? (Rotația fie-stele: cât de aproape de critică?) (20 ianuarie 2004). Arhivat din original la 1 mai 2012.  (Engleză)
  9. ↑ 1 2 McAlister, HA, ten Brummelaar, TA, et al. Primele rezultate de la Chara Array. I. Un studiu interferometric și spectroscopic al rotatorului rapid Alpha Leonis (Regulus  )  // The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 2005. - Vol. 628 . - P. 439-452 . - doi : 10.1086/430730 .  (Engleză)
  10. ↑ Hardorp, J.; Strittmatter, P.A. (8–11 septembrie 1969). „Rotația și evoluția be Stars” . Proceedings of IAU Coloq. 4 . Universitatea de Stat din Ohio, Columbus, Ohio: Gordon and Breach Science Publishers. p. 48. Arhivat pe 11 martie 2008 la Wayback Machine 
  11. ↑ Kitchatinov, LL; Rüdiger, G. Rotație diferențială anti-solar  (engleză)  // Astronomische Nachrichten  : journal. - Wiley-VCH , 2004. - Vol. 325 , nr. 6 . - P. 496-500 . - doi : 10.1002/asna.200410297 .  (Engleză)
  12. ↑ Ruediger, G.; von Rekowski, B.; Donahue, R.A.; Baliunas, SL Rotație diferențială și flux meridional pentru stele de tip solar cu rotație rapidă  //  The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 1998. - Vol. 494 , nr. 2 . - P. 691-699 . - doi : 10.1086/305216 .  (Engleză)
  13. ↑ Donati, J.-F.; Collier Cameron, A. Rotație diferențială și modele de polaritate magnetică pe AB Doradus  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 1997. - Vol. 291 , nr. 1 . - P. 1-19 .  (Engleză)
  14. ↑ Korab, Holly NCSA Access: 3D Star Simulation . Centrul Național pentru Aplicații de Supercalculatură (25 iunie 1997). Arhivat din original la 1 mai 2012.  (Engleză)
  15. ↑ Küker, M.; Rüdiger, G. Rotație diferențială pe secvența principală inferioară  // Astronomische Nachrichten  : journal  . - Wiley-VCH , 2004. - Vol. 326 , nr. 3 . - P. 265-268 . - doi : 10.1002/asna.200410387 .  (Engleză)
  16. ↑ Ferreira, J.; Pelletier, G.; Appl, S. Reconnection X-winds: spin-down of low-mass protostars  // Notificări lunare ale Societății Regale Astronomice  : jurnal  . - Oxford University Press , 2000. - Vol. 312 . - P. 387-397 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03215.x .  (Engleză)
  17. ↑ Devitt, Terry Ce pune frânele pe stele care se învârt nebunesc? . Universitatea din Wisconsin-Madison (31 ianuarie 2001). Arhivat din original la 1 mai 2012.  (Engleză)
  18. ↑ Peterson, Deane M.; et al. (2004). „Rezolvarea efectelor rotației în stelele de tip timpuriu” . Noi frontiere în interferometria stelară, Proceedings of SPIE Volume 5491 . Bellingham, Washington, SUA: Societatea Internațională pentru Inginerie Optică. p. 65. Arhivat pe 11 martie 2008 la Wayback Machine 
  19. ↑ McNally, D. Distribuția momentului unghiular între stelele din secvența   principală // Observatorul : jurnal. - 1965. - Vol. 85 . - P. 166-169 .  (Engleză)
  20. ↑ 1 2 Ruzmaikina, 1986 , p. 181.
  21. ↑ Tabelele Kieli Star . Calstatala (2007). Arhivat din original pe 17 martie 2008.  (Engleză)
  22. ↑ Tassoul, Jean-Louis. Rotația stelară . - Cambridge, MA: Cambridge University Press , 1972. - ISBN 0521772184 .  (Engleză)
  23. ^ Skumanich , Andrew P. Time Scales for CA II Emission Decay, Rotational Braking, and Lithium Depletion  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 1972. - Vol. 171 . — P. 565 . - doi : 10.1086/151310 .  (Engleză)
  24. ↑ Barnes, Sydney A. Ages for ilustrative field stars using gyrochronology: viability, limitations and errors  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 2007. - Vol. 669 , nr. 2 . - P. 1167-1189 . - doi : 10.1086/519295 .  (Engleză)
  25. ↑ Nariai, Kyoji. Pierderea de masă de la Coronae și efectul său asupra rotației stelare   // Astrofizică și știință spațială : jurnal. - 1969. - Vol. 3 . - P. 150-159 . - doi : 10.1007/BF00649601 .  (Engleză)
  26. ↑ 1 2 Hut, P. Tidal evolution in close binary systems  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - Științe EDP , 1999. - Vol. 99 , nr. 1 . - P. 126-140 .  (Engleză)
  27. ↑ Weaver, D.; Nicholson, M. Pierderea unei stele este câștigul altuia: Hubble surprinde un scurt moment din viața Lively Duo . NASA Hubble (4 decembrie 1997). Arhivat din original la 1 mai 2012.  (Engleză)
  28. ↑ Willson, L.A.; Stalio, R. Momentul unghiular și pierderea de masă pentru stele fierbinți  . — 1-a. - Springer, 1990. - P.  315-316 . — ISBN 0792308816 .  (Engleză)
  29. ↑ Yoon, S.-C.; Langer, N. Presupernova evolution of accreting white Dwarfs with rotation  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - Științe EDP , 2004. - Vol. 419 . - P. 623-644 . - doi : 10.1051/0004-6361:20035822 .  (Engleză)
  30. ↑ Lochner, J.; Gibb, M. Neutron Stars and Pulsars . NASA (decembrie 2006). Arhivat din original la 1 mai 2012.  (Engleză)
  31. ↑ Lorimer, D. R. Pulsari binari și milisecunde . Max-Planck-Gesellschaft (28 august 1998). Arhivat din original la 1 mai 2012.  (Engleză)
  32. ↑ Begelman, Mitchell C. Evidence for Black Holes   // Science . - 2003. - Vol. 300 , nr. 5627 . - P. 1898-1903 . - doi : 10.1126/science.1085334 . — PMID 12817138 .
  33. ↑ Tune, Lee . Spin of Supermassive Black Holes Measured for First Time , University of Maryland Newsdesk (29 mai 2007). Arhivat din original pe 21 iunie 2007.  (Engleză)
  34. ↑ Rotația stelelor . Arhivat din original pe 3 mai 2012.
  35. ↑ Despre rotirea corectă a stelelor . Arhivat din original pe 23 ianuarie 2009.

Literatură

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii