Rotace hvězd

Rotace hvězdy  je rotační pohyb hvězdy kolem její osy. Rychlost rotace lze měřit posunem čar v jejím spektru nebo časem pohybu aktivních prvků („ hvězdné skvrny “) na povrchu. Rotace hvězdy vytváří v důsledku odstředivých sil rovníkové vyboulení . Protože hvězdy nejsou pevná tělesa , mohou mít také diferenciální rotaci ; jinými slovy, rovník hvězdy se může otáčet jinou úhlovou rychlostí než oblasti ve vysokých zeměpisných šířkách. Tyto rozdíly v rychlosti rotace uvnitř hvězdy mohou hrát důležitou roli při vytváření magnetického pole hvězd [1] .

Magnetické pole hvězdy interaguje s hvězdným větrem . Vzhledem k tomu, že se hvězdný vítr vzdaluje od hvězdy a magnetické pole interaguje s větrem, v důsledku této interakce se moment hybnosti přenese z hvězdy na vítr, který ji postupně "odnáší" a postupem času tento přenos zpomaluje rychlost rotace hvězdy.

Měření

Pokud hvězda není pozorována ze strany jejího pólu, pak se některé části povrchu přibližují k pozorovateli a některé se vzdalují. Složka pohybu, která se přibližuje k pozorovateli, se nazývá radiální rychlost. Z Dopplerova jevu části disku hvězdy, která se k nám přibližuje, způsobí posun čar v jejím spektru k fialovému konci a pohyb pryč - k červené. Linky se samozřejmě nemohou pohybovat v opačných směrech současně. Ve skutečnosti se část čáry posune na jeden konec spektra, část na druhý, v důsledku čehož se čára natáhne, roztáhne. Právě z této expanze lze zjistit, zda se hvězdy otáčejí kolem svých os a s rostoucí rychlostí rotace se zvětšuje i šířka čar ve spektru hvězdy [2] . Tato expanze však musí být pečlivě oddělena od ostatních efektů, které mohou způsobit zvětšení šířky čáry ve spektru hvězdy.

U obřích hvězd mohou atmosférické mikroturbulence vést k rozšíření linie mnohem větším, než je rotace hvězdy, což značně zkresluje signál. Pro gravitační mikročočku událostí však lze použít alternativní přístup . K tomu dochází, když hmotný objekt prochází před vzdálenější hvězdou a funguje jako čočka zvětšující obraz [3] .

Radiální složka rychlosti závisí na sklonu pólu hvězdy k přímce pohledu. Naměřená hodnota v referenčních knihách je vždy uvedena jako , kde  je rychlost otáčení na rovníku a je sklon. Protože úhel i není vždy znám, výsledek měření vždy ukazuje minimální hodnotu rychlosti rotace hvězdy. To znamená, že pokud i není pravý úhel , pak je skutečná rychlost větší než [2] . Tato hodnota je také někdy označována jako odhadovaná rychlost otáčení. Průměrné hodnoty rovníkových rychlostí rotace jsou určeny za předpokladu, že osy jsou náhodně orientovány vzhledem k přímce pohledu a pomocí vzorce: [4] .

Pokud hvězda vykazuje vysokou magnetickou aktivitu, jako jsou „skvrny“, pak lze tyto vlastnosti použít také k odhadu rychlosti rotace. Ale protože skvrny se mohou tvořit nejen na rovníku, ale i na jiných místech, a dokonce se během svého života přenášet po povrchu, může taková diferenciální rotace hvězdy vést k různým efektům měření [5] .

Hvězdná magnetická aktivita je často spojována s rychlou rotací, proto lze touto metodou měřit i rychlost rotace takových hvězd [6] . Pozorování „hvězdných skvrn“ ukázalo, že tato aktivita může skutečně změnit rychlost rotace hvězdy, protože magnetická pole ovlivňují proudění plynů pod povrchem hvězdy [7] .

Fyzikální efekty

Rovníková boule

Gravitace má tendenci proměnit nebeské těleso v dokonalou kouli, ve které jsou všechny části co nejblíže středu hmoty . Ale rotující hvězdy jsou nesférické: jedním ze znaků takové nesféričnosti je rovníková vyboulenina. Když se z rotujícího protohvězdného disku vytvoří hvězda, její tvar se stává stále kulovitějším, ale tento proces nevede až k dokonalé kouli. Na pólech vede gravitace ke zvýšení komprese, ale na rovníku je komprese účinně potlačena odstředivou silou . Konečný vzhled hvězdy po vzniku hvězdy má rovnovážný tvar v tom smyslu, že gravitace v rovníkové oblasti nemůže dát hvězdě kulovitější tvar. Rotace také vede ke gravitačnímu ztmavnutí na rovníku, jak je popsáno ve von Zeipelově teorému . (Tato věta předpovídá „ztmavnutí“, tedy teplotní rozdíl (někdy přes několik tisíc stupňů) mezi „chladnější“ rovníkovou oblastí a teplejšími póly.) Nezohlednění gravitačního ztmavnutí rovníkových oblastí hvězd může vést k systematickému podceňování jejich rotačních rychlostí [8] .

Pozoruhodným příkladem hvězdy s rovníkovým vyboulením je Regulus (α Leo). Rychlost rotace této hvězdy na rovníku je 317±3 km/s. To odpovídá rotační periodě 15,9 hodiny, což je 86 % rychlosti, kterou by byla hvězda roztržena.

Rovníkový poloměr této hvězdy je o 32 % větší než polární poloměr [9] . Příklady dalších rychle rotujících hvězd zahrnují Vega , Altair a Achernar .

Průlomová rychlost  je výraz, který se používá k popisu případu, kdy se odstředivé síly na rovníku rovnají gravitaci. U stabilních hvězd by rychlost rotace měla být pod touto hodnotou [10] .

Diferenciální rotace

Diferenciální rotace je pozorována u hvězd, jako je Slunce , kdy se úhlová rychlost rotace mění se zeměpisnou šířkou. Obecně platí, že úhlová rychlost klesá s rostoucí zeměpisnou šířkou. Opak byl však zaznamenán například také u hvězdy HD 31993 [11] [12] . První hvězdou, po Slunci, pro kterou byly odhaleny detaily diferenciální rotace, byla AB Dorado [1] [13] .

Hlavním mechanismem, který způsobuje diferenciální rotaci, je turbulence konvekce uvnitř hvězdy. Konvekční pohyb přenáší energii na povrch v důsledku pohybu plazmatu. Tato masa plazmatu nese část úhlové rychlosti hvězdy. Turbulence způsobuje posun hmoty a točivého momentu, který může být redistribuován v různých zeměpisných šířkách prostřednictvím poledníkových proudů [14] [15] .

Interakce mezi oblastmi s ostrými rozdíly v rychlostech rotace jsou považovány za účinné mechanismy pro procesy dynama , které generují hvězdné magnetické pole . Dochází také ke složité interakci mezi rotací hvězdy a rozložením jejího magnetického pole s přeměnou magnetické energie na energii kinetickou a odpovídající změnou rozložení rychlostí [1] .

Pomalé otáčení

Hvězdy vznikají jako výsledek kolapsu nízkoteplotního oblaku plynu a prachu. Jakmile se oblak zhroutí, zákon zachování momentu hybnosti změní i malou obecnou rotaci rozšířeného oblaku ve velmi rychlou rotaci kompaktního disku. Ve středu tohoto disku se tvoří protohvězda , která je zahřívána gravitační energií kolapsu.

Jak imploze pokračuje, rychlost rotace se může zvýšit až do bodu, kdy se akreční disk protohvězdy může rozpadnout v důsledku odstředivé síly na rovníku. Rychlost rotace tedy musí být během prvních 100 tisíc let zpomalena, aby se takovému scénáři zabránilo. Jedním z možných vysvětlení zpomalení může být interakce magnetického pole protohvězdy s hvězdným větrem. Vytékající vítr odnáší část momentu hybnosti a zpomaluje rychlost rotace budoucí hvězdy [16] [17] .

Většina hvězd hlavní sekvence spektrálních typů z F5 a O5 rychle rotuje [9] [18] . U hvězd v této třídě se naměřená rychlost rotace zvyšuje s hmotností. Toto zvýšení rotace vrcholí u mladých, hmotných hvězd třídy B. Vzhledem k tomu, že průměrná délka života hvězdy klesá s rostoucí hmotností, lze to vysvětlit snížením rychlosti rotace s věkem.

Parametry rotace hvězd v závislosti na spektrálním typu
Spektrální
třída 		v e
(km/s) [19] 		v max
(km/s) [20] 		v neg
(km/s) [20] 		[21] t cf
(hodina) 		Tv ( dny
)
Tmavé mezihvězdné mraky , oblasti tvorby hvězd jeden — — — — —
O5 190 400 — 12 ~70 3
B0 200 420 630 6 35 1.5
A0 190 320 500 2.25 patnáct 0,6
F0 100 180 450 1.6 dvacet 0,8
F5 třicet 100 400 1.4 60 2.5
G0 čtyři 100 400 jeden 300 12
K, M jeden — — 0,6 >700 >30
v e je průměrná rychlost rotace hvězd za předpokladu libovolné orientace os rotace; v max je maximální pozorovaná rychlost otáčení; v neg je separační rychlost, při které je gravitační přitažlivá síla na rovníku vyvážena odstředivou silou; je poloměr hvězdy ve slunečních poloměrech ; tcf a Tcf jsou doba oběhu v hodinách a dnech.

U hvězd hlavní posloupnosti lze snížení rychlosti rotace aproximovat matematickým vztahem:

kde  je úhlová rychlost na rovníku a  stáří hvězdy [22] . Tento vztah se nazývá Skumanichův zákon ( Andrew P. Skumanich ), který jej objevil v roce 1972 [23] .

Gyrochronologie (Gyrochronologie) - určení stáří hvězdy na základě rychlosti rotace, při kterém jsou výsledky kalibrovány na základě informací o Slunci [24] .

Hvězdy pomalu ztrácejí hmotu, která za pomoci hvězdného větru vytéká z fotosféry. Magnetické pole hvězdy interaguje s vyvrženou hmotou, což má za následek neustálý přenos momentu hybnosti z hvězdy. Hvězdy s rychlostí rotace větší než 15 km/s vykazují rychlejší ztrátu hmoty, a proto rychleji zpomalují. S další rotací hvězdy se tedy rychlost ztráty momentu hybnosti snižuje. Za těchto podmínek se hvězdy postupně zpomalují, ale nikdy nemohou dosáhnout úplné absence rotace [25] .

Zavřít binární systémy

Těsná dvojhvězda je soustava, ve které dvě hvězdy rotují vůči sobě v průměrné vzdálenosti, která je stejného řádu jako jejich průměry. Na takové vzdálenosti začínají mnohem složitější interakce než jen vzájemná přitažlivost. V takových systémech dochází například k slapovým efektům , přenosu hmoty a dokonce ke srážkám. Slapové interakce v blízkém binárním systému mohou vést ke změnám orbitálních a rotačních parametrů. Celkový moment hybnosti soustavy je samozřejmě zachován, ale moment hybnosti lze přenášet tak, že dochází k periodickým změnám mezi periodami rotace kolem sebe a rychlostmi rotace kolem její osy [26] .

Každý z členů blízkého binárního systému působí na doprovodnou hvězdu prostřednictvím gravitační interakce. Vyboulení se však může mírně odchýlit od kolmice vzhledem ke směru gravitační přitažlivosti. Gravitace tedy vytváří točivý moment na římse, což má za následek přenos momentu hybnosti. To vede k tomu, že se systém stává nestabilním, i když se může blížit stavu stabilní rovnováhy. Efekt může být složitější v případech, kdy osa rotace není kolmá k rovině oběžné dráhy [26] .

U kontaktních nebo velmi blízkých dvojhvězd může přenos hmoty z hvězdy na jejího společníka také vést k významnému přenosu momentu hybnosti. Přibývající satelit může dosáhnout kritické rychlosti rotace, když začne úbytek hmoty podél rovníku [27] .

Hvězdné zbytky

Poté, co hvězda dokončí výrobu energie fúzí , změní se na kompaktnější, degenerovaný objekt. Během tohoto procesu se velikost hvězdy výrazně zmenšuje, což může vést k odpovídajícímu zvýšení úhlové rychlosti.

Bílý trpaslík

Bílý trpaslík je hvězda, která se skládá z materiálu, který je vedlejším produktem termojaderné fúze v první polovině svého života, ale postrádá hmotu na opětovné zažehnutí termojaderné reakce. Je to kompaktní těleso, které si udržuje svou existenci prostřednictvím kvantově mechanického efektu známého jako degenerovaný tlak plynu , který zabraňuje úplnému zhroucení hvězdy. Obecně platí, že většina bílých trpaslíků má nízkou rychlost rotace, s největší pravděpodobností v důsledku ztráty momentu hybnosti, když progenitorové hvězdy ztratily svůj obal [28] . (Viz planetární mlhovina .)

Pomalu rotující bílý trpaslík nemůže překročit Chandrasekharovu mez 1,44 hmotnosti Slunce , aniž by se stal neutronovou hvězdou nebo explodoval jako supernova typu Ia . Pokud bílý trpaslík dosáhne této hmotnosti, například akrecí nebo srážkou, gravitační síla převýší tlak vyvíjený degenerovaným plynem. Pokud se však bílý trpaslík rychle otáčí, pak efektivní gravitace v rovníkové oblasti klesá, což umožňuje bílému trpaslíkovi překročit Chandrasekharovu mez. Taková rychlá rotace může nastat například v důsledku narůstání hmoty , což vede k přenosu momentu hybnosti [29] .

Neutronová hvězda

Neutronová hvězda je velmi hustý pozůstatek hvězdy, který se skládá hlavně z neutronů  – částic, které jsou součástí atomových jader a nemají elektrický náboj . Hmotnost neutronové hvězdy je v rozmezí 1,35 až 2,1 hmotnosti Slunce . V důsledku kolapsu mohou mít nově vzniklé neutronové hvězdy velmi vysokou rychlost rotace, řádově tisíc otáček za sekundu [30] .

Pulsary jsou rotující neutronové hvězdy, které mají silné magnetické pole. Z pólů rotujících pulsarů vychází úzký paprsek elektromagnetického záření . Pokud je paprsek nasměrován směrem ke sluneční soustavě, pak periodické pulsy produkované pulsarem mohou být registrovány na Zemi. Energie vyzařovaná magnetickým polem postupně zpomaluje rychlost rotace, v důsledku čehož mají pulsy starých pulsarů periodu několika sekund [31] .

Černá díra

Černá díra je objekt s dostatečně silným gravitačním polem, které brání úniku světla z jejího povrchu. Když se vytvoří kolapsem rotující hmotné hvězdy, zachovají si veškerý moment hybnosti, který nebyl vytlačen jako vytlačený plyn. Tato rotace způsobuje, že ergosféra obklopující černou díru vypadá jako zploštělý sféroid . Část hmoty padající do černé díry může být vyvržena, aniž by spadla do černé díry. Když dojde k tomuto vyvržení hmoty, černá díra ztratí moment hybnosti (takzvaný „ Penrosův proces “) [32] . Rychlost rotace černé díry může být vyšší než 98,7 % rychlosti světla [33] .

Zajímavosti

Odkazy

Poznámky

  1. ↑ 1 2 3 Donati, Jean-François Diferenciální rotace hvězd jiných než Slunce . Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse (5. listopadu 2003). Archivováno z originálu 1. května 2012.  (Angličtina)
  2. ↑ 1 2 Shajn, G.; Struve, O. O rotaci hvězd  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 1929. - Sv. 89 . - str. 222-239 .  (Angličtina)
  3. ↑ Gould, Andrew. Měření rychlosti rotace obřích hvězd z Gravitational Microlensing  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1997. - Sv. 483 . - S. 98-102 . - doi : 10.1086/304244 .  (Angličtina)
  4. ↑ Ruzmaikina, 1986 , s. 180.
  5. ↑ Kichatinov, L.L. Diferenciální rotace hvězd . Pokroky ve fyzikálních vědách (květen 2005). Archivováno 30. září 2020.
  6. ↑ Brzy, W.; Frick, P.; Baliunas, S. O rotaci hvězd  (anglicky)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1999. - Sv. 510 , č.p. 2 . -P.L135- L138 . - doi : 10.1086/311805 .  (Angličtina)
  7. ↑ Collier Cameron, A.; Donati, J.-F. Doin' the twist: sekulární změny v povrchové diferenciální rotaci na AB Doradus  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 2002. - Sv. 329 , č.p. 1 . -P.L23 - L27 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2002.05147.x .  (Angličtina)
  8. ↑ Richard HDTownsend a kol. Rotace hvězd Be: jak blízko ke kritické? (Otáčení Be-star: jak blízko ke kritické?) (20. ledna 2004). Archivováno z originálu 1. května 2012.  (Angličtina)
  9. ↑ 1 2 McAlister, HA, ten Brummelaar, TA, et al. První výsledky z pole CHARA. I. Interferometric and Spectroscopic Study of the Fast Rotator Alpha Leonis (Regulus  )  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2005. - Sv. 628 . - str. 439-452 . - doi : 10.1086/430730 .  (Angličtina)
  10. ↑ Hardorp, J.; Strittmatter, P. A. (8.–11. září 1969). „Rotace a evoluce be Stars“ . Sborník IAU Colloq. 4 . Ohio State University, Columbus, Ohio: Gordon and Breach Science Publishers. p. 48. Archivováno 11. března 2008 na Wayback Machine 
  11. ↑ Kitchatinov, LL; Rüdiger, G. Anti-solar diferenciální rotace  (anglicky)  // Astronomische Nachrichten  : journal. - Wiley-VCH , 2004. - Sv. 325 , č.p. 6 . - S. 496-500 . - doi : 10.1002/asna.200410297 .  (Angličtina)
  12. ↑ Ruediger, G.; von Rekowski, B.; Donahue, R.A.; Baliunas, SL diferenciální rotace a poledníkové proudění pro rychle rotující hvězdy slunečního typu  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1998. - Sv. 494 , č.p. 2 . - S. 691-699 . - doi : 10.1086/305216 .  (Angličtina)
  13. ↑ Donati, J.-F.; Collier Cameron, A. Diferenciální rotace a vzory magnetické polarity na AB Doradus  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 1997. - Sv. 291 , č.p. 1 . - str. 1-19 .  (Angličtina)
  14. ↑ Korab, Holly NCSA Přístup: 3D simulace hvězd . Národní centrum pro superpočítačové aplikace (25. června 1997). Archivováno z originálu 1. května 2012.  (Angličtina)
  15. ↑ Küker, M.; Rüdiger, G. Diferenciální rotace na dolní hlavní posloupnosti  // Astronomische Nachrichten  : journal  . - Wiley-VCH , 2004. - Sv. 326 , č.p. 3 . - str. 265-268 . - doi : 10.1002/asna.200410387 .  (Angličtina)
  16. ↑ Ferreira, J.; Pelletier, G.; Appl, S. Reconnection X-winds: spin-down of low-hmoty protostars  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 2000. - Sv. 312 . - str. 387-397 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03215.x .  (Angličtina)
  17. ↑ Devitt, Terry Co brzdí šíleně točící se hvězdy? . University of Wisconsin-Madison (31. ledna 2001). Archivováno z originálu 1. května 2012.  (Angličtina)
  18. ↑ Peterson, Deane M.; a kol. (2004). „Řešení účinků rotace u hvězd raného typu“ . New Frontiers in Stellar Interferometrie, Proceedings of SPIE Volume 5491 . Bellingham, Washington, USA: Mezinárodní společnost pro optické inženýrství. p. 65. Archivováno 11. března 2008 na Wayback Machine 
  19. ↑ McNally, D. Distribuce momentu hybnosti mezi hvězdami hlavní sekvence  //  The Observatory : deník. - 1965. - Sv. 85 . - S. 166-169 .  (Angličtina)
  20. ↑ 1 2 Ruzmaikina, 1986 , str. 181.
  21. ↑ Tabulky Kieli Star . Calstatela (2007). Archivováno z originálu 17. března 2008.  (Angličtina)
  22. ↑ Tassoul, Jean-Louis. Hvězdná rotace . - Cambridge, MA: Cambridge University Press , 1972. - ISBN 0521772184 .  (Angličtina)
  23. ↑ Skumanich, Andrew P. Časová měřítka pro rozpad emisí CA II, rotační brzdění a vyčerpání lithia  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1972. - Sv. 171 . — S. 565 . - doi : 10.1086/151310 .  (Angličtina)
  24. ↑ Barnes, Sydney A. Věk pro ilustrativní hvězdy pole pomocí gyrochronologie: životaschopnost, omezení a chyby  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2007. - Sv. 669 , č.p. 2 . - S. 1167-1189 . - doi : 10.1086/519295 .  (Angličtina)
  25. ↑ Nariai, Kyoji. Ztráta hmoty z Coronae a její vliv na hvězdnou rotaci   // Astrofyzika a vesmírná věda : deník. - 1969. - Sv. 3 . - S. 150-159 . - doi : 10.1007/BF00649601 .  (Angličtina)
  26. ↑ 1 2 Hut, P. Slapová evoluce v blízkých binárních systémech  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Sciences , 1999. - Sv. 99 , č. 1 . - S. 126-140 .  (Angličtina)
  27. ↑ Weaver, D.; Nicholson, M. Ztráta jedné hvězdy je zisk druhé: Hubble zachytil krátký okamžik v životě živého dua . NASA Hubble (4. prosince 1997). Archivováno z originálu 1. května 2012.  (Angličtina)
  28. ↑ Willson, L.A.; Stalio, R. Úhlová hybnost a ztráta hmoty pro horké hvězdy  . — 1. - Springer, 1990. - S.  315-316 . — ISBN 0792308816 .  (Angličtina)
  29. ↑ Yoon, S.-C.; Langer, N. Presupernova evoluce přibývajících bílých trpaslíků s rotací  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Sciences , 2004. - Sv. 419 . - S. 623-644 . - doi : 10.1051/0004-6361:20035822 .  (Angličtina)
  30. ↑ Lochner, J.; Gibb, M. Neutronové hvězdy a pulsary . NASA (prosinec 2006). Archivováno z originálu 1. května 2012.  (Angličtina)
  31. ↑ Lorimer, D. R. Binární a milisekundové pulzary . Max-Planck-Gesellschaft (28. srpna 1998). Archivováno z originálu 1. května 2012.  (Angličtina)
  32. ↑ Begelman, Mitchell C. Evidence for Black Holes   // Science . - 2003. - Sv. 300 , č. 5627 . - S. 1898-1903 . - doi : 10.1126/science.1085334 . — PMID 12817138 .
  33. ↑ Ladíme, Lee . Spin of Supermassive Black Holes měřeno poprvé , University of Maryland Newsdesk (29. května 2007). Archivováno z originálu 21. června 2007.  (Angličtina)
  34. ↑ Rotace hvězd . Archivováno z originálu 3. května 2012.
  35. ↑ O správné rotaci hvězd . Archivováno z originálu 23. ledna 2009.

Literatura

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie