Żyrochronologia - Gyrochronology
Żyrochronologia to metoda szacowania wieku małomasywnej (chłodnej) gwiazdy ciągu głównego (klasa widmowa F8 V lub późniejsza) z okresu jej rotacji . Termin ten pochodzi od greckich słów gyros, chronos i logos , z grubsza tłumaczonych odpowiednio jako obrót, wiek i studium . Został wymyślony w 2003 roku przez Sydneya Barnesa, aby opisać związaną z nim procedurę określania wieku gwiazd, i został szeroko rozwinięty w formie empirycznej w 2007 roku.
Żyrochronologia opiera się na pracy Andrew Skumanicha, który odkrył, że średnia wartość ( v sin i ) dla kilku gromad otwartych była odwrotnie proporcjonalna do pierwiastka kwadratowego z wieku gromady. W wyrażeniu ( v sin i ), ( v ) to prędkość na równiku gwiazdy, a ( i ) to kąt nachylenia osi obrotu gwiazdy , który jest na ogół wielkością niemierzalną. Metoda żyrochronologii zależy od związku między okresem rotacji a masą małomasywnych gwiazd ciągu głównego w tym samym wieku, co zostało zweryfikowane we wczesnych pracach nad gromadą otwartą Hiad . Związane z tym oszacowanie wieku gwiazdy jest znane jako wiek żyrochronologiczny.
Podstawową ideą leżącą u podstaw żyrochronologii jest to, że okres rotacji P chłodnej gwiazdy ciągu głównego jest deterministyczną funkcją jej wieku t i masy M (lub odpowiednim substytutem, takim jak kolor ). Chociaż gwiazdy ciągu głównego o danej masie tworzą się z różnymi okresami rotacji, ich okresy szybko rosną i zbiegają się do dobrze określonej wartości, gdy tracą moment pędu przez magnetycznie kierowane wiatry gwiazdowe. Dlatego ich okresy zbiegają się do pewnej funkcji wieku i masy, matematycznie oznaczanej przez P=P(t,M). W konsekwencji chłodne gwiazdy nie zajmują całej trójwymiarowej przestrzeni parametrów (masa, wiek, okres), ale zamiast tego definiują dwuwymiarową powierzchnię w tej przestrzeni PtM. Dlatego zmierzenie dwóch z tych zmiennych daje trzecią. Spośród tych wielkości, masa (kolor) i okres rotacji są zmiennymi łatwiejszymi do zmierzenia, zapewniającymi dostęp do wieku gwiazdy, który w inny sposób jest trudny do uzyskania.
W celu określenia kształtu tej powierzchni P=P(t,M) mierzone są okresy rotacji i kolory fotometryczne (masy) gwiazd w gromadach o znanym wieku. Dane zostały zgromadzone z kilku klastrów młodszych niż miliard lat (Gyr) i jednego klastra w wieku 2,5 Gyr. Kolejny punkt danych na powierzchni pochodzi ze Słońca w wieku 4,56 Gyr i okresie rotacji 25 dni. Wykorzystując te wyniki, wiek dużej liczby chłodnych gwiazd w polu galaktycznym można określić z 10% dokładnością.
Magnetyczne załamanie wiatru gwiazdowego wydłuża okres rotacji gwiazdy i jest to ważne w przypadku gwiazd z otoczką konwekcyjną. Gwiazdy o wskaźniku koloru większym niż około (BV)=0,47 mag (Słońce ma wskaźnik koloru 0,66 mag) mają otoczki konwekcyjne, ale bardziej masywne gwiazdy mają otoczki promieniste. Ponadto te gwiazdy o mniejszej masie spędzają znaczną ilość czasu na torze przed główną sekwencją Hayashi, gdzie są prawie w pełni konwekcyjne.
Zobacz też
Bibliografia
Dalsza lektura
- Barnes, Sydney (2003). „O ewolucji rotacyjnej gwiazd typu słonecznego i późnego, jego magnetycznym pochodzeniu i możliwości gwiaździstej gyrochronologii”. Czasopismo Astrofizyczne . 586 (1): 464–479. arXiv : astro-ph/0303631 . Kod bib : 2003ApJ...586..464B . doi : 10.1086/367639 .
- Barnes, Sydney (2007). „Wiek dla ilustracyjnych gwiazd polowych przy użyciu żyrochronologii: żywotność, ograniczenia i błędy”. Czasopismo Astrofizyczne . 669 (2): 1167–1189. arXiv : 0704.3068 . Kod Bib : 2007ApJ...669.1167B . doi : 10.1086/519295 .
- Radick, Richard; Thompson, DT; Lockwood, GW; Duncan, Dania; Baggett, WE (październik 1987). „Aktywność, zmienność i rotacja gwiazd niższego ciągu głównego Hiady”. Czasopismo Astrofizyczne . 321 : 459–472. Kod Bibcode : 1987ApJ...321..459R . doi : 10.1086/165645 .
- Skumanich, Andrew (luty 1972). „Skale czasowe dla rozpadu emisji CA II, hamowania obrotowego i wyczerpania litu”. Czasopismo Astrofizyczne . 171 : 565. Kod bib : 1972ApJ...171..565S . doi : 10.1086/151310 .
- „Kepler: Jak nauczyć się prawdziwego wieku gwiazdy” . Centrum Badawcze Amesa . NASA . 2010. Zarchiwizowane od oryginału dnia 2011-09-28 . Źródło 16 sierpnia 2011 .