Астронет - обертання зірок
обертання зірок
ОБЕРТАННЯ ЗІРОК. Обертання Сонця було відкрито Г. Галілеєм в 1610- 1611 рр. по руху сонячних плям. Обертання ін. Зірок було виявлено в 1909 р при дослідженні спектрів затемнених подвійних зірок. Для таких зірок довжина хвилі спостерігається спектр. лінії періодично змінюється внаслідок зміни проекції швидкості зірки на промінь зору - променевої швидкості (див. Доплера ефект). Якщо затьмарює зірка обертається і її вісь обертання не збігається з променем зору, то при затемненні з'являється характерний хвилеподібний сплеск на кривій зміни променевих швидкостей подвійної зірки. Сплеск виникає на стадії, коли одна половина зірки затьмарюється і до спостерігача приходить світло тільки від наближення (або віддаляється) через обертання частини зірки (рис. 1). Амплітуда сплеску пропорційна швидкості обертання. Т. о. в одних випадках легше визначаються період обертання Р і кутова швидкість w = 2 p / Р (зазвичай по неоднородностям диска, як для Сонця), в інших - лінійна швидкість В. з. v.
Мал. 1. Вплив обертання зірки (на малюнку ця зірка не заштрихована) на криву променевих швидкостей vR затменной подвійний зоряної системи (Алголя). Вторинний максимум В спостерігається, коли видно тільки віддаляється половина обертається зірки, а вторинний мінімум C - коли видно її наближається половина.
Мал. 2. Розширення лінії поглинання MgII
() За рахунок обертання зірки.
Вега відноситься до зірок спектрального
класу А0, Альтаїр - А7.
Швидкості обертання v одиночних зірок визначають по розширенню спектральних ліній. Під обертається зірці різні ділянки поверхні мають різні проекції швидкості на промінь зору. Це приводить до розширення спектр ліній внаслідок ефекту Доплера. Для зірок однакових спектральних класів ширина лінії пропорційна швидкості обертання на екваторі зірки. На рис. 2 показані профілі лінії поглинання MgII () в спектрах Веги і Альтаїра - двох зірок, що належать до близьких спектр. класами, але що володіють різними швидкостями обертання (Альтаїр обертається швидше).
Практично зазначені методи дозволяють знайти значення не самою швидкості обертання v. а твір v sini. де i - кут між віссю обертання і променем зору. Пор. значення екваторіальних швидкостей обертання визначають, припускаючи, що осі орієнтовані випадковим чином по відношенню до променя зору:.
Інакше знаходять швидкості обертання пульсарів. Відповідно до сучасних уявлень, пульсари - це порівняно недавно утворилися нейтронні зірки. володіють різко спрямованим випромінюванням. Період обертання пульсара відповідає часового інтервалу між послідовно прийнятими імпульсами випромінювання. Використовуючи теоретичні дані про радіус нейтронної зірки (
10 км), знаходять екваторіальну швидкість vек обертання пульсара (напр. Для пульсара в Крабовидної туманності vек 1900 км / с).
У магнітних зірок і зірок з плямистої поверхнею типу BY Дракона період обертання визначають по кривій блиску - змінність блиску у них обумовлена значить, відмінністю яскравості окремих частин поверхні. Нарешті, обертання найближчої до нас зірки - Сонця спостерігається як по доплеровскому розширенню спектр. ліній, так і безпосередньо по руху сонячних плям.
За допомогою описаних методів були встановлені швидкості обертання великого числа зірок, що знаходяться на різних стадіях еволюції зірок (табл.).
Екваторіальні швидкості обертання зірок
Примітка: - пор. швидкість обертання зірок в припущенні довільній орієнтації осей обертання; Vмакс - макс, що спостерігалася швидкість обертання; v * - швидкість обертання зірки, при якій сила гравитац. тяжіння на екваторі врівноважується відцентровою силою.
Рис.3. Величина середнього моменту обертання,
що припадає на одиницю маси різних небесних
тел (за даними Р. Б. Флек): тісних подвійних зірок
(Дрібні точки), одиночних зірок головної
послідовності спектральних класів від F5 до ПРО5
(Заштрихована область), Сонця (),
Сонячної системи (+) і чотирьох астрометричних
подвійних зірок, що містять планетообразние
складові з масами, порівнянними
з масою Юпітера (великі точки).
З табл. видно, що значення змінюються в ході еволюції зірок і на стадії головної послідовності сильно залежать від спектр. класу зірки, отже - її маси (рис. 3). Найближче і Vмакс у зірок класу Be (з емісійними лініями), що володіють околозвёзднимі оболонками.
Зірки головної послідовності з масами, що належать до спектр. класів O5-F2, обертаються досить швидко. Виняток становить вузький клас повільно обертаються зірок (т. Н. Ар- і Am-зірки), швидкість обертання яких брало менше 50 км / с і не залежить від спектр. класу. Майже у всіх зірок з км / с виявлені сильні магн. поля.
Пор. швидкості обертання зірок з масами менше 50 км / с і різко падають зі зменшенням маси. Порівняння швидкостей обертання зірок одного спектр. класу, але різного віку показує, що чим старше зірка, тим повільніше вона обертається. Сонце належить до повільно обертається зіркам (vек 2 км / с), причому період сонячного обертання залежить від геліошіроти (поблизу полюсів він приблизно на 20% більше, ніж на екваторі) і, по-видимому, від глибини. Це явище пов'язане з присутністю на Сонці конвективного оболонки і явл. однією з причин, що породжують циклич. активність Сонця.
В. з. впливає на хід їх еволюції і на спостережувані параметри. Під дією відцентрових сил, що виникають при обертанні, змінюється форма зірки (з'являється невелика сплюснутістю), при цьому темп-pa поверхні зірки біля полюсів виявляється трохи вище, ніж у екватора. Тому видима зоряна величина зірки в певній мірі залежить від нахилу її осі обертання до променю зору. Крім того, відцентрові сили частково врівноважують сили тяжіння, і в центр. області зірки, де відбувається генерація енергії за рахунок термоядерних реакцій, зменшуються тиск і темп-ра, а отже і швидкість виділення енергії. Звідси випливає, що обертаються зірки повинні мати менший повної світності і ефективною температурою і повільніше еволюціонувати. Для більшості зірок головної послідовності ці зміни не перевищують дек. відсотків. Однак на стадіях еволюції, що супроводжуються значить. стисненням зірки, обертання може бути суттєвим фактором. Напр. якщо vек перевищить кеплерівської швидкість (першу космич. швидкість), то сили тяжіння не зможуть утримати речовина і воно повинно оттекать від зірки, сама ж зірка в цьому випадку гальмується.
Спостереження показують, що швидкість обертання зірок складним чином змінюється в ході їх еволюції. Так, зірки спектрального класу G перед виходом на головну послідовність мають швидкостями обертання до 100 км / с. Потім на ранніх стадіях еволюції уздовж головної послідовності їх обертання сповільнюється. Уповільнення обертання спостерігається також у радіопульсаров. Це пов'язано з тим, що джерелом енергії випромінювання у радіопульсаров явл. кинетич. енергія обертання нейтронної зірки. Рентгенівські пульсари. випромінюють за рахунок дискової акреції (див. аккреционного диски), навпаки, прискорюють своє обертання, т. к. падаюче на зірку речовина володіє великим уд. моментом обертання.
Зміни швидкості обертання зірок можуть бути обумовлені двома причинами: порівняно швидкою зміною обсягу зірки зі збереженням її моменту обертання (де R - екваторіальний радіус зірки) і зміною моменту обертання. Уповільнення обертання Ар- і Am-зірок відбувається в результаті взаємодії їх магн. поля з навколишнього міжзоряним середовищем. Уповільнення обертання маломасивних зірок на ранніх стадіях еволюції уздовж головної послідовності здійснюється, по-видимому, спільною дією магнітного. поля і зоряного вітру. к-які генеруються за рахунок конвекції у зовн. оболонці зірки. У той же час, на швидких стадіях еволюції, напр. при стисненні протозірки, перехід від стадії головною послідовності до стадії червоних гігантів, при утворенні білих карликів і нейтронних зірок зміна швидкості обертання в значить. мірі визначається зміною обсягу зірки. Якби в цих процесах зберігався момент обертання кожного елемента зірки, то швидкість vек змінювалася б обернено пропорційно радіусу vек
1 / R. Напр. Сонце, перетворившись в білий карлик з радіусом 6000 км, збільшило б швидкість обертання від 2 до 200 км / с. Насправді швидкість обертання буде змінюватися більш складним чином, т. К. Момент обертання може губитися за рахунок втрати деякої частки маси зірки, перерозподілятися всередині зірки, а в тісних подвійних зірок і скупченнях зірок змінюватися за рахунок взаємодії зірок.
Особливий інтерес становить еволюція обертання зароджуються зірок (протозірок), т. К. По-видимому, саме обертання визначає, у що перетвориться зірка - в одиночну, подвійну або зірку з планетної системою. Теоретич. дослідження показали, що на ранніх стадіях стиснення зберігається момент обертання кожного елемента протозвезди. Відцентрові сили наростають при стисненні швидше гравітаційних. Якщо момент обертання протозірки великий, то відцентрові сили можуть зупинити стиснення в напрямку, перпендикулярному осі обертання, і привести до фрагментації (розпаду) зірки. В результаті утворюється подвійна зірка або кратна система зірок. Одиночна зірка може сформуватися тільки в тому випадку, якщо момент обертання протозірки досить малий або відводиться від центральних швидше стискаються областей протозвезди назовні. В останньому випадку навколо зірки може сформуватися протяжний газово-пиловий диск, з к-якого утворюється планетна система (див. Походження Сонячної системи). Крім Сонця, існують, мабуть, і ін. Зірки, мають супутники з масою, порівнянної з масою Юпітера (рис. 3). Однак прямих спостережних доказів присутності навколо зірок планетних систем, подібних сонячної, поки немає (див. Невидимі супутники зірок).
Літ. Струве О. Линдс Б. Пілланс Е. Елементарна астрономія пров. з англ. 2 изд. М. 1967; Походження Сонячної системи, пров. з англ, і франц. М. 1976; Шкловський І. С. Зірки. Їх народження, життя і смерть, 3 вид. М. 1984; Тассуль Ж.-Л. Теорія обертових зірок, пров. з англ. М. 1982.