Как определить период вращения звезды

Как определить период вращения звезды

ВРАЩЕНИЕ ЗВЕЗД. Вращение Солнца было открыто Г. Галилеем в 1610- 1611 гг. по движению солнечных пятен. Вращение др. звёзд было обнаружено в 1909 г. при исследовании спектров затменных двойных звёзд . Для таких звёзд длина волны наблюдаемой спектр. линии периодически изменяется вследствие изменения проекции скорости звезды на луч зрения — лучевой скорости (см. Доплера эффект ). Если затмеваемая звезда вращается и её ось вращения не совпадает с лучом зрения, то при затмении появляется характерный волнообразный всплеск на кривой изменения лучевых скоростей двойной звезды. Всплеск возникает на стадии, когда одна половина звезды затмевается и к наблюдателю приходит свет только от приближающейся (или удаляющейся) из-за вращения части звезды (рис. 1). Амплитуда всплеска пропорциональна скорости вращения. Т. о., в одних случаях легче определяются период вращения Р и угловая скорость w = 2 p /Р (обычно по неоднородностям диска, как для Солнца), в других — линейная скорость В. з. v.

Рис. 1. Влияние вращения звезды (на рисунке эта звезда не заштрихована) на кривую лучевых скоростей v_R затменной двойной звёздной системы (Алголя). Вторичный максимум В наблюдается, когда видна только удаляющаяся половина вращающейся звезды, а вторичный минимум C — когда видна её приближающаяся половина.

Рис. 2. Уширение линии поглощения MgII
() за счёт вращения звезды.
Вега относится к звёздам спектрального
класса А0, Альтаир — А7.

Скорости вращения v одиночных звёзд определяют по уширению спектральных линий . Во вращающейся звезде разные участки поверхности имеют различные проекции скорости на луч зрения. Это приводит к уширению спектр линий вследствие эффекта Доплера. Для звёзд одинаковых спектральных классов ширина линии пропорциональна скорости вращения на экваторе звезды. На рис. 2 показаны профили линии поглощения MgII () в спектрах Веги и Альтаира — двух звёзд, принадлежащих к близким спектр. классам, но обладающих разными скоростями вращения (Альтаир вращается быстрее).

Практически указанные методы позволяют найти значение не самой скорости вращения v, а произведение v sini, где i — угол между осью вращения и лучом зрения. Ср. значения экваториальных скоростей вращения определяют, предполагая, что оси ориентированы случайным образом по отношению к лучу зрения: .

Иначе находят скорости вращения пульсаров . Согласно современным представлениям, пульсары — это сравнительно недавно образовавшиеся нейтронные звёзды , обладающие резко направленным излучением. Период вращения пульсара соответствует временному интервалу между последовательно принимаемыми импульсами излучения. Используя теоретические данные о радиусе нейтронной звезды (

10 км), находят экваториальную скорость v_эк вращения пульсара (напр., для пульсара в Крабовидной туманности v_эк 1900 км/с).

У магнитных звёзд и звёзд с пятнистой поверхностью типа BY Дракона период вращения определяют по кривой блеска — переменность блеска у них обусловлена значит, различием яркости отдельных частей поверхности. Наконец, вращение ближайшей к нам звезды — Солнца наблюдается как по доплеровскому уширению спектр. линий, так и непосредственно по движению солнечных пятен.

С помощью описанных методов были установлены скорости вращения большого числа звёзд, находящихся на разных стадиях эволюции звёзд (табл.).

Экваториальные скорости вращения звёзд

Рис.3. Величина среднего момента вращения,
приходящегося на единицу массы различных небесных
тел (по данным Р. Б. Флэка): тесных двойных звёзд
(мелкие точки), одиночных звёзд главной
последовательности спектральных классов от F5 до О5
(заштрихованная область), Солнца (),
Солнечной системы (+) и четырёх астрометрических
двойных звёзд, содержащих планетообразные
составляющие с массами, сравнимыми
с массой Юпитера (крупные точки).

Из табл. видно, что значения изменяются в ходе эволюции звёзд и на стадии главной последовательности сильно зависят от спектр. класса звезды, следовательно — её массы (рис. 3). Ближе всего и v_макс у звёзд класса Be (с эмиссионными линиями), обладающих околозвёздными оболочками.

Звёзды главной последовательности с массами , принадлежащие к спектр. классам O5-F2, вращаются достаточно быстро. Исключение составляет узкий класс медленно вращающихся звёзд (т. н. Ар- и Am-звёзды), скорость вращения к-рых меньше 50 км/с и не зависит от спектр. класса. Почти у всех звёзд с км/с обнаружены сильные магн. поля.

Ср. скорости вращения звёзд с массами меньше 50 км/с и резко падают с уменьшением массы. Сравнение скоростей вращения звёзд одного спектр. класса, но разных возрастов показывает, что чем старше звезда, тем медленнее она вращается. Солнце принадлежит к медленно вращающимся звёздам (v_эк 2 км/с), причём период солнечного вращения зависит от гелиошироты (вблизи полюсов он приблизительно на 20% больше, чем на экваторе) и, по-видимому, от глубины. Это явление связано с присутствием на Солнце конвективной оболочки и явл. одной из причин, порождающих циклич. активность Солнца.

В. з. влияет на ход их эволюции и на наблюдаемые параметры. Под действием центробежных сил, возникающих при вращении, изменяется форма звезды (появляется небольшая сплюснутость), при этом темп-pa поверхности звезды у полюсов оказывается немного выше, чем у экватора. Поэтому видимая звёздная величина звезды в определённой мере зависит от наклона её оси вращения к лучу зрения. Кроме того, центробежные силы частично уравновешивают силы тяготения, и в центр. области звезды, где происходит генерация энергии за счёт термоядерных реакций, уменьшаются давление и темп-ра, а следовательно и скорость выделения энергии. Отсюда вытекает, что вращающиеся звёзды должны обладать меньшей полной светимостью и эффективной температурой и медленнее эволюционировать. Для большинства звезд главной последовательности эти изменения не превышают неск. процентов. Однако на стадиях эволюции, сопровождающихся значит. сжатием звезды, вращение может быть существенным фактором. Напр., если v_эк превысит кеплеровскую скорость (первую космич. скорость), то силы притяжения не смогут удержать вещество и оно должно оттекать от звезды, сама же звезда в этом случае тормозится.

Наблюдения показывают, что скорость вращения звёзд сложным образом изменяется в ходе их эволюции. Так, звёзды спектрального класса G перед выходом на главную последовательность обладают скоростями вращения до 100 км/с. Затем на ранних стадиях эволюции вдоль главной последовательности их вращение замедляется. Замедление вращения наблюдается также у радиопульсаров. Это связано с тем, что источником энергии излучения у радиопульсаров явл. кинетич. энергия вращения нейтронной звезды. Рентгеновские пульсары , излучающие за счёт дисковой аккреции (см. Аккреционные диски ), наоборот, ускоряют своё вращение, т. к. падающее на звезду вещество обладает большим уд. моментом вращения.

Изменения скорости вращения звёзд могут быть обусловлены двумя причинами: сравнительно быстрым изменением объёма звезды с сохранением её момента вращения (где R — экваториальный радиус звезды) и изменением момента вращения. Замедление вращения Ар- и Am-звёзд происходит в результате взаимодействия их магн. поля с окружающей межзвёздной средой. Замедление вращения маломассивных звёзд на ранних стадиях эволюции вдоль главной последовательности осуществляется, по-видимому, совместным действием магн. поля и звёздного ветра , к-рые генерируются за счёт конвекции во внеш. оболочке звезды. В то же время, на быстрых стадиях эволюции, напр. при сжатии протозвезды, переходе от стадии главной последовательности к стадии красных гигантов, при образовании белых карликов и нейтронных звёзд изменение скорости вращения в значит. степени определяется изменением объёма звезды. Если бы в этих процессах сохранялся момент вращения каждого элемента звезды, то скорость v_эк изменялась бы обратно пропорционально радиусу v_эк

1/R. Напр., Солнце, превратившись в белый карлик с радиусом 6000 км, увеличило бы скорость вращения от 2 до 200 км/с. В действительности скорость вращения будет изменяться более сложным образом, т. к. момент вращения может теряться за счёт потери нек-рой доли массы звезды, перераспределяться внутри звезды, а в тесных двойных звёздах и скоплениях звёзд изменяться за счёт взаимодействия звёзд.

Особый интерес представляет эволюция вращения зарождающихся звёзд (протозвёзд), т. к., по-видимому, именно вращение определяет, во что превратится звезда — в одиночную, двойную или звезду с планетной системой. Теоретич. исследования показали, что на ранних стадиях сжатия сохраняется момент вращения каждого элемента протозвезды. Центробежные силы нарастают при сжатии быстрее гравитационных. Если момент вращения протозвезды велик, то центробежные силы могут остановить сжатие в направлении, перпендикулярном оси вращения, и привести к фрагментации (распаду) звезды. В результате образуется двойная звезда или кратная система звёзд. Одиночная звезда может сформироваться только в том случае, если момент вращения протозвезды достаточно мал или отводится от центральных более быстро сжимающихся областей протозвезды наружу. В последнем случае вокруг звезды может сформироваться протяжённый газово-пылевой диск, из к-рого образуется планетная система (см. Происхождение Солнечной системы ). Кроме Солнца, существуют, по-видимому, и др. звёзды, имеющие спутники с массой, сравнимой с массой Юпитера (рис. 3). Однако прямых наблюдательных доказательств присутствия вокруг звёзд планетных систем, подобных солнечной, пока нет (см. Невидимые спутники звёзд ).

Лит.: Струве О., Линдс Б., Пилланс Э., Элементарная астрономия пер. с англ., 2 изд., М., 1967; Происхождение Солнечной системы, пер. с англ, и франц. М., 1976; Шкловский И. С., Звёзды. Их рождение, жизнь и смерть, 3 изд., М. 1984; Тассуль Ж.-Л., Теория вращающихся звезд, пер. с англ., М., 1982.

ВРАЩЕ́НИЕ ЗВЁЗД

ВРАЩЕ́НИЕ ЗВЁЗД, впер­вые об­на­ру­же­но Г. Га­ли­ле­ем в нач. 17 в. при изу­чении Солн­ца. Пе­ре­ме­ще­ние сол­неч­ных пя­тен ука­зы­ва­ет, что фо­то­сфе­ра Солн­ца вра­ща­ет­ся с пе­рио­дом ок. 27 сут и ли­ней­ной ско­ро­стью ок. 2 км/с. Вра­ще­ние др. звёзд об­на­ру­же­но в нач. 20 в. при ана­ли­зе лу­че­вых ско­ро­стей за­тмен­ных двой­ных звёзд. Лу­че­вые ско­ро­сти, на­блю­дае­мые в мо­мен­ты на­ча­ла и кон­ца за­тме­ния, от­ли­ча­ют­ся от вы­чис­лен­ных за­ра­нее, что ука­зы­ва­ет на раз­ные лу­че­вые ско­ро­сти про­ти­во­по­лож­ных уча­ст­ков за­тме­вае­мо­го дис­ка звез­ды. В спек­трах го­ря­чих звёзд оди­на­ко­вой темп-ры и све­ти­мо­сти од­ни и те же ли­нии име­ют разл. ши­ри­ну. При этом из­бы­точ­ные ши­ри­ны ли­ний про­пор­цио­наль­ны дли­не вол­ны, что ука­зы­ва­ет на от­но­си­тель­ные сме­ще­ния про­фи­лей ли­ний из­лу­че­ния, при­хо­дя­ще­го от разл. уча­ст­ков ви­ди­мо­го дис­ка вра­щаю­щей­ся звез­ды.

Вращение звёзд

Звёзды вращаются с разными скоростями (от 2 до 500км/с). Их скорость вращения зависит от многих факторов. Вращение звезды можно определить по четкости линий спектра некоторых элементов звезды. Экваториальная скорость вращения Солнца 2км/с, хотя многие звёзды превосходят её в 200 раз.

Было установлено, что скорости вращения звёзд закономерно связаны с их спектральным классом. Быстрее всего вращаются массивные и горячие звёзды класса О и В, в то время, как карлики класса М почти не вращаются.(Виды звезд.) Замечу, что где-то вблизи класса F5 скорость вращения очень резко уменьшается.

Что же так влияет на потерю момента количества движения у более холодных звёзд? Рассмотрим пример. Солнце относиться к классу G2, имеет скорость вращения 2км/с и систему из 8 планет. Что будет с Солнцем, если все его планеты с ним сольются? Момент количества движения всех тел должен будет сохраниться, а масса всех планет очень мала по сравнению с Солнцем. Оно стало бы вращаться в 50 раз быстрее, чем сейчас. Следовательно, экваториальная скорость вращения Солнца стала бы почти 100км/с. Но это уже нормальная скорость вращения массивных звёзд. Можно сделать вывод, что большая часть скорости вращения Солнца была когда-то передана планетам. Можно предположить что у большинства медленно вращающихся звёзд есть планеты. Передача движения от звезды к планетам может осуществляться за счёт магнитного поля этой самой звезды.

По мере сжатия туманность (протозвезда) будет вращаться вокруг своей оси всё быстрее и быстрее. Наступает состояние неустойчивости, и часть вещества отделяется от протозвезды образуя экваториальный диск. Однако, силовые линии протозвезды проходят через этот диск.

При наличии такой связи, из-за натяжения силовых линий, вращение звезды будет тормозиться, а диск всё дальше будет отходить и постепенно размажется, и часть его вещества превратится в планеты унося с собой часть момента. У более горячих звёзд такой процесс не происходит из-за того, что масса отделившегося от звезды диска не очень велика и он не так тормозит вращение.

В 1962 году астрофизик Шацман обратил внимание на то, что звезда может терять свой момент и без образования планет. За счёт выделения огромного количества заряженных частиц (корпускул).

Сейчас появилась возможность дать имя звезде. Купить звезды невозможно, так как у них нет хозяина, но присвоить имя звезде можно. Звездное имя может стать прекрасным подарком на День Рождения ребенка, юбилей, свадьбу. Звезда прекрасный подарок любимому человеку.
Интернет-магазины, продающие звездные имена.