Obrót gwiazd - Stellar rotation

Ta ilustracja pokazuje spłaszczony wygląd gwiazdy Achernar spowodowany szybką rotacją.

Obrót gwiazdy to ruch kątowy gwiazdy wokół własnej osi. Szybkość rotacji można mierzyć na podstawie widma gwiazdy lub synchronizując ruchy aktywnych elementów na powierzchni.

Obrót gwiazdy powoduje wybrzuszenie równikowe spowodowane siłą odśrodkową . Ponieważ gwiazdy nie są ciałami stałymi, mogą również podlegać rotacji różnicowej . W ten sposób równik gwiazdy może obracać się z inną prędkością kątową niż na wyższych szerokościach geograficznych . Te różnice w szybkości rotacji w gwieździe mogą odgrywać znaczącą rolę w generowaniu gwiezdnego pola magnetycznego .

Pole magnetyczne gwiazdy oddziałuje z wiatrem gwiazdowym . Gdy wiatr oddala się od gwiazdy, jego prędkość kątowa spada. Pole magnetyczne gwiazdy oddziałuje z wiatrem, który wywiera opór na obrót gwiazdy. W rezultacie moment pędu jest przenoszony z gwiazdy na wiatr, co z czasem stopniowo spowalnia tempo rotacji gwiazdy.

Pomiar

O ile gwiazda nie jest obserwowana z kierunku jej bieguna, sekcje powierzchni poruszają się w kierunku lub od obserwatora. Składowa ruchu w kierunku obserwatora nazywana jest prędkością promieniową. Dla części powierzchni z promieniową składową prędkości w kierunku obserwatora, promieniowanie jest przesunięte do wyższej częstotliwości z powodu przesunięcia Dopplera . Podobnie obszar, w którym składowa oddalająca się od obserwatora jest przesunięta na niższą częstotliwość. Kiedy obserwuje się linie absorpcyjne gwiazdy, przesunięcie na każdym końcu widma powoduje poszerzenie linii. Jednak to poszerzenie musi być starannie oddzielone od innych efektów, które mogą zwiększyć szerokość linii.

Gwiazda ta ma nachylenie i do linii widzenia obserwatora na Ziemi i prędkość obrotową v e na równiku.

Składowa prędkości radialnej obserwowana przez poszerzenie linii zależy od nachylenia bieguna gwiazdy do linii wzroku. Wyprowadzona wartość jest podawana jako , gdzie v e jest prędkością obrotową na równiku, a i jest nachyleniem. Jednak i nie zawsze jest znane, więc wynik daje minimalną wartość prędkości obrotowej gwiazdy. Oznacza to, że jeśli i nie jest kątem prostym , to rzeczywista prędkość jest większa niż . Jest to czasami określane jako przewidywana prędkość obrotowa. W szybko obracających się gwiazdach polarymetria oferuje metodę odzyskiwania rzeczywistej prędkości, a nie tylko prędkość obrotową; ta technika była do tej pory stosowana tylko w przypadku Regulusa .

W przypadku gwiazd olbrzymów mikroturbulencje atmosferyczne mogą powodować poszerzenie linii, które jest znacznie większe niż efekt rotacji, skutecznie zagłuszając sygnał. Można jednak zastosować alternatywne podejście, które wykorzystuje zdarzenia mikrosoczewkowania grawitacyjnego . Zachodzą one, gdy masywny obiekt przechodzi przed bardziej odległą gwiazdą i działa jak soczewka, krótko powiększając obraz. Bardziej szczegółowe informacje zebrane w ten sposób pozwalają odróżnić skutki mikroturbulencji od rotacji.

Jeśli gwiazda wykazuje aktywność magnetyczną na powierzchni, taką jak plamy gwiezdne , wówczas te cechy można śledzić, aby oszacować szybkość rotacji. Jednak takie cechy mogą powstawać w miejscach innych niż równik i mogą migrować przez szerokości geograficzne w ciągu swojego życia, więc różnicowa rotacja gwiazdy może dawać różne pomiary. Aktywność magnetyczna gwiazd często wiąże się z szybką rotacją, dlatego technikę tę można wykorzystać do pomiaru takich gwiazd. Obserwacja plam gwiazdowych wykazała, że ​​cechy te mogą w rzeczywistości zmieniać prędkość rotacji gwiazdy, ponieważ pola magnetyczne modyfikują przepływ gazów w gwieździe.

Efekty fizyczne

Wybrzuszenie równikowe

Grawitacja ma tendencję do kurczenia ciał niebieskich w idealną kulę, w kształcie, w którym cała masa znajduje się jak najbliżej środka ciężkości. Ale obracająca się gwiazda nie ma kształtu kulistego, ma wybrzuszenie równikowe.

Gdy obracający się dysk protogwiazdowy kurczy się, tworząc gwiazdę, jego kształt staje się coraz bardziej kulisty, ale kurczenie się nie przebiega aż do idealnej sfery. Na biegunach cała grawitacja działa, aby zwiększyć skurcz, ale na równiku siła odśrodkowa zmniejsza grawitację efektywną. Ostateczny kształt gwiazdy po uformowaniu się gwiazdy jest kształtem równowagi, w tym sensie, że efektywna grawitacja w obszarze równikowym (zmniejszająca się) nie może przyciągnąć gwiazdy do bardziej kulistego kształtu. Obrót powoduje również ciemnienie grawitacyjne na równiku, jak opisuje twierdzenie von Zeipela .

Skrajny przykład zgrubienia równikowego znajduje się na gwieździe Regulus A (α Leonis A). Zmierzona prędkość obrotowa równika tej gwiazdy wynosi 317 ± 3 km/s. Odpowiada to okresowi rotacji wynoszącemu 15,9 godziny, co stanowi 86% prędkości, z jaką gwiazda rozpadłaby się. Promień równikowy tej gwiazdy jest o 32% większy niż promień biegunowy. Inne szybko obracające się gwiazdy to Alpha Arae , Pleione , Vega i Achernar .

Prędkość rozerwania gwiazdy to wyrażenie używane do opisania przypadku, w którym siła odśrodkowa na równiku jest równa sile grawitacji. Aby gwiazda była stabilna, prędkość obrotowa musi być niższa od tej wartości.

Rotacja różnicowa

Rotację różnicową powierzchni obserwuje się na gwiazdach takich jak Słońce, gdy prędkość kątowa zmienia się wraz z szerokością geograficzną. Zazwyczaj prędkość kątowa maleje wraz ze wzrostem szerokości geograficznej. Jednak zaobserwowano również odwrotność, na przykład na gwieździe oznaczonej HD 31993. Pierwszą taką gwiazdą, inną niż Słońce, której szczegółowo odwzorowano rotację różniczkową, jest AB Doradus .

Podstawowym mechanizmem, który powoduje rotację różnicową, jest turbulentna konwekcja wewnątrz gwiazdy. Ruch konwekcyjny przenosi energię w kierunku powierzchni poprzez masowy ruch plazmy. Ta masa plazmy przenosi część prędkości kątowej gwiazdy. Kiedy turbulencja występuje w wyniku ścinania i rotacji, moment pędu może zostać rozłożony na różne szerokości geograficzne poprzez przepływ południkowy .

Uważa się , że interfejsy między regionami o ostrych różnicach w rotacji są wydajnymi miejscami dla procesów dynamowych , które generują pole magnetyczne gwiazdy . Istnieje również złożona interakcja między rozkładem rotacji gwiazdy a jej polem magnetycznym, polegająca na zamianie energii magnetycznej na energię kinetyczną modyfikującą rozkład prędkości.

Hamowanie obrotowe

Podczas formacji

Uważa się, że gwiazdy powstają w wyniku zapadnięcia się niskotemperaturowego obłoku gazu i pyłu. Gdy chmura zapada się, zachowanie momentu pędu powoduje wzrost każdej małej rotacji netto chmury, zmuszając materiał do obracania się dysku. W gęstym środku tego dysku tworzy się protogwiazda , która czerpie ciepło z energii grawitacyjnej kolapsu.

W miarę zapadania się, prędkość rotacji może wzrosnąć do punktu, w którym protogwiazda akrecyjna może rozpaść się z powodu siły odśrodkowej na równiku. Dlatego tempo rotacji musi być zahamowane w ciągu pierwszych 100 000 lat, aby uniknąć tego scenariusza. Jednym z możliwych wyjaśnień hamowania jest oddziaływanie pola magnetycznego protogwiazdy z wiatrem gwiazdowym podczas hamowania magnetycznego . Rozszerzający się wiatr zabiera moment pędu i spowalnia tempo rotacji zapadającej się protogwiazdy.

Średnie prędkości
obrotowe

Klasa gwiazd
v e
(km/s)
O5 190
B0 200
B5 210
A0 190
A5 160
F0 95
F5 25
G0 12

Odkryto, że większość gwiazd ciągu głównego o klasie widmowej pomiędzy O5 i F5 szybko się obraca. Dla gwiazd w tym zakresie zmierzona prędkość obrotowa rośnie wraz z masą. Ten wzrost rotacji osiąga szczyty wśród młodych, masywnych gwiazd klasy B. „Ponieważ oczekiwana długość życia gwiazdy zmniejsza się wraz ze wzrostem masy, można to wytłumaczyć spadkiem prędkości obrotowej wraz z wiekiem”.

Po formacji

W przypadku gwiazd ciągu głównego spadek rotacji można przybliżyć za pomocą zależności matematycznej:

gdzie to prędkość kątowa na równiku, a t to wiek gwiazdy. Relacja ta została nazwana prawem Skumanicha na cześć Andrew P. Skumanicha, który odkrył je w 1972 roku, ale które w rzeczywistości zostało zaproponowane znacznie wcześniej przez Évry'ego Schatzmana . Żyrochronologia to określenie wieku gwiazdy na podstawie tempa rotacji, skalibrowanego przy użyciu Słońca.

Gwiazdy powoli tracą masę w wyniku emisji wiatru gwiazdowego z fotosfery. Pole magnetyczne gwiazdy wywiera moment obrotowy na wyrzuconą materię, co skutkuje stałym przenoszeniem momentu pędu z dala od gwiazdy. Gwiazdy o prędkości rotacji większej niż 15 km/s wykazują również szybszą utratę masy, a w konsekwencji szybsze zanikanie rotacji. Tak więc, gdy rotacja gwiazdy jest spowolniona z powodu hamowania, zmniejsza się tempo utraty momentu pędu. W tych warunkach gwiazdy stopniowo zbliżają się, ale nigdy nie osiągają, stanu zerowej rotacji.

Na końcu głównej sekwencji

Ultrachłodne karły i brązowe karły doświadczają szybszej rotacji w miarę starzenia się z powodu skurczu grawitacyjnego. Obiekty te mają również pola magnetyczne podobne do najfajniejszych gwiazd. Jednak odkrycie szybko obracających się brązowych karłów, takich jak brązowy karzeł T6 WISEPC J112254.73+255021.5, wspiera modele teoretyczne, które pokazują, że hamowanie rotacyjne przez wiatry gwiazdowe jest ponad 1000 razy mniej skuteczne na końcu ciągu głównego.

Zamknij systemy binarne

Bliski układ podwójny gwiazd występuje, gdy dwie gwiazdy krążą wokół siebie w średniej odległości, która jest tego samego rzędu wielkości, co ich średnice. Na tych odległościach mogą zachodzić bardziej złożone interakcje, takie jak efekty pływowe, przenoszenie masy, a nawet kolizje. Oddziaływania pływowe w ciasnym układzie podwójnym mogą skutkować modyfikacją parametrów orbitalnych i rotacyjnych. Całkowity moment pędu układu jest zachowany, ale moment pędu można przenosić między okresami orbitalnymi a szybkościami rotacji.

Każdy z członków bliskiego układu podwójnego podnosi nawzajem pływy poprzez oddziaływanie grawitacyjne. Jednak wybrzuszenia mogą być nieznacznie przesunięte w stosunku do kierunku przyciągania grawitacyjnego. W ten sposób siła grawitacji wytwarza składową momentu obrotowego na wybrzuszeniu, powodując przeniesienie momentu pędu ( przyspieszenie pływowe ). Powoduje to, że system stale ewoluuje, chociaż może zbliżać się do stabilnej równowagi. Efekt może być bardziej złożony w przypadkach, gdy oś obrotu nie jest prostopadła do płaszczyzny orbity.

W przypadku układów podwójnych stykowych lub częściowo oderwanych przeniesienie masy z gwiazdy na jej towarzysza może również skutkować znacznym przeniesieniem momentu pędu. Akrecyjny towarzysz może wirować do punktu, w którym osiągnie krytyczną prędkość rotacji i zacznie tracić masę wzdłuż równika.

Zdegenerowane gwiazdy

Gdy gwiazda zakończy generowanie energii poprzez fuzję termojądrową , ewoluuje w bardziej zwarty, zdegenerowany stan. Podczas tego procesu wymiary gwiazdy ulegają znacznemu zmniejszeniu, co może skutkować odpowiednim wzrostem prędkości kątowej.

Biały karzeł

Biały karzeł jest gwiazda, która składa się z materiału, który jest produktem ubocznym z syntezy jądrowej podczas początkowej części okresu użytkowania, ale nie ma masę do spalania tych bardziej masywne elementy. Jest to zwarte ciało wspierane przez efekt mechaniki kwantowej znany jako ciśnienie degeneracji elektronów , które nie pozwoli na dalsze zapadanie się gwiazdy. Ogólnie rzecz biorąc, większość białych karłów ma niską prędkość rotacji, najprawdopodobniej w wyniku hamowania rotacyjnego lub utraty momentu pędu, gdy protoplasta gwiazdy utraciła zewnętrzną otoczkę. (Patrz mgławica planetarna .)

Powoli obracający się biały karzeł nie może przekroczyć limitu Chandrasekhara 1,44 mas Słońca bez zapadnięcia się w gwiazdę neutronową lub wybuchu jako supernowa typu Ia . Gdy biały karzeł osiągnie tę masę, na przykład w wyniku akrecji lub zderzenia, siła grawitacyjna przekroczyłaby ciśnienie wywierane przez elektrony. Jeśli jednak biały karzeł szybko się obraca, efektywna grawitacja w obszarze równikowym jest zmniejszona, co pozwala białemu karzełowi przekroczyć granicę Chandrasekhara. Taka szybka rotacja może nastąpić np. w wyniku akrecji masy, która skutkuje przeniesieniem momentu pędu.

Gwiazda neutronowa

Gwiazda neutronowa (w środku) emituje wiązkę promieniowania ze swoich biegunów magnetycznych. Belki są przesuwane po stożkowej powierzchni wokół osi obrotu.

Gwiazda neutronowa jest bardzo gęsty pozostałością gwiazdy, która składa się głównie z neutronów -a cząstkę, która znajduje się w większości jąder atomowych i nie ma ładunek elektryczny netto. Masa gwiazdy neutronowej wynosi od 1,2 do 2,1 masy Słońca . W wyniku kolapsu nowo utworzona gwiazda neutronowa może mieć bardzo szybkie tempo rotacji; rzędu stu obrotów na sekundę.

Pulsary to obracające się gwiazdy neutronowe, które mają pole magnetyczne. Z biegunów wirujących pulsarów emitowana jest wąska wiązka promieniowania elektromagnetycznego . Jeśli wiązka ominie kierunek Układu Słonecznego, pulsar wytworzy impulsy okresowe, które można wykryć z Ziemi. Energia wypromieniowana przez pole magnetyczne stopniowo spowalnia tempo rotacji, tak że starsze pulsary mogą wymagać nawet kilku sekund pomiędzy każdym impulsem.

Czarna dziura

Czarną dziurę Przedmiotem z pola grawitacyjnego, która jest na tyle mocny, że może zapobiec wydostawaniu się światła. Kiedy powstają z zapadnięcia się wirującej masy, zachowują cały moment pędu, który nie jest wyrzucany w postaci wyrzuconego gazu. Ta rotacja powoduje, że przestrzeń wewnątrz spłaszczonej sferoidalnej objętości, zwanej „ergosferą”, jest przeciągana wokół czarnej dziury. Masa wpadająca do tej objętości zyskuje w tym procesie energię, a część masy może zostać wyrzucona bez wpadania do czarnej dziury. Kiedy masa zostaje wyrzucona, czarna dziura traci moment pędu (" proces Penrose'a "). Szybkość rotacji czarnej dziury została zmierzona na poziomie 98,7% prędkości światła .

Bibliografia

Linki zewnętrzne