Hvězdná rotace - Stellar rotation

z Wikipedie, otevřené encyklopedie
Tento obrázek ukazuje zploštělý vzhled hvězdy Achernar způsobený rychlou rotací.

Hvězdná rotace je úhlový pohyb hvězdy kolem její osy. Rychlost otáčení lze měřit ze spektra hvězdy nebo načasováním pohybů aktivních prvků na povrchu.

Rotace hvězdy produkuje ekvatoriální bouli v důsledku odstředivé síly . Protože hvězdy nejsou pevná tělesa, mohou také podstoupit diferenciální rotaci . Tak rovník hvězdy se může otáčet na jinou úhlovou rychlostí než vyšších zeměpisných šířkách . Tyto rozdíly v rychlosti otáčení uvnitř hvězdy mohou mít významnou roli při generování hvězdného magnetického pole .

Magnetické pole hvězdy interaguje s hvězdným větrem . Jak se vítr vzdaluje od hvězdy, jeho rychlost úhlové rychlosti se zpomaluje. Magnetické pole hvězdy interaguje s větrem, který na hvězdnou rotaci působí odporem. Výsledkem je, že moment hybnosti se přenáší z hvězdy na vítr, a to postupně zpomaluje rychlost otáčení hvězdy.

Měření

Pokud není hvězda pozorována ze směru jejího pólu, části povrchu se pohybují směrem k pozorovateli nebo od něj. Složka pohybu, která je ve směru pozorovatele, se nazývá radiální rychlost. U části povrchu se složkou radiální rychlosti směrem k pozorovateli je záření posunuto na vyšší frekvenci kvůli Dopplerovu posunu . Podobně oblast, která má komponentu pohybující se od pozorovatele, je posunuta na nižší frekvenci. Když jsou pozorovány absorpční čáry hvězdy, tento posun na každém konci spektra způsobí, že se čára rozšíří. Toto rozšíření však musí být pečlivě odděleno od ostatních efektů, které mohou zvětšit šířku čáry.

Tato hvězda má sklon i k přímé viditelnosti pozorovatele na Zemi a rotační rychlost v e na rovníku.

Složka radiální rychlosti pozorovaná při rozšiřování čáry závisí na sklonu pólu hvězdy k přímce pohledu. Odvozená hodnota se udává jako , kde v e je rychlost otáčení na rovníku a i je sklon. Nicméně, i není vždy znám, takže výsledek dává minimální hodnotu rychlosti otáčení hvězdy. To znamená, že pokud i není pravý úhel , pak je skutečná rychlost větší než . Toto se někdy označuje jako projektovaná rychlost otáčení. V rychle se otáčejících hvězdách nabízí polarimetrie metodu obnovení skutečné rychlosti, nikoli jen rotační rychlosti; tato technika byla doposud aplikována pouze na Regulus .

U obřích hvězd může mít atmosférická mikroturbulence za následek rozšíření linie, které je mnohem větší než účinky rotace, což účinně utopí signál. Lze však použít alternativní přístup, který využívá gravitační mikročočkové události. Dochází k nim, když hmotný objekt prochází před vzdálenější hvězdou a funguje jako čočka a krátce zvětšuje obraz. Podrobnější informace shromážděné tímto způsobem umožňují odlišit účinky mikroturbulence od rotace.

Pokud hvězda zobrazuje aktivitu magnetického povrchu, například hvězdné body , lze tyto funkce sledovat a odhadnout rychlost otáčení. Tyto rysy se však mohou tvořit na jiných místech než na rovníku a mohou migrovat přes zeměpisné šířky v průběhu jejich životnosti, takže diferenciální rotace hvězdy může vytvářet různá měření. Hvězdná magnetická aktivita je často spojována s rychlou rotací, takže tuto techniku ​​lze použít k měření těchto hvězd. Pozorování hvězdných skvrn ukázalo, že tyto vlastnosti mohou ve skutečnosti měnit rychlost otáčení hvězdy, protože magnetická pole mění tok plynů ve hvězdě.

Fyzikální účinky

Rovníková boule

Gravitace má tendenci stahovat nebeská tělesa do dokonalé koule, do tvaru, kde je veškerá hmota co nejblíže k těžišti. Rotující hvězda ale nemá sférický tvar, má rovníkovou bouli.

Jak se rotující protohvězdný disk smršťuje a vytváří hvězdu, jeho tvar se stává stále více sférickým, ale kontrakce nepostupuje až k dokonalé sféře. Na pólech celá gravitace působí na zvýšení kontrakce, ale na rovníku je efektivní gravitace snížena odstředivou silou. Konečný tvar vzniku hvězdy za hvězdou je rovnovážný tvar v tom smyslu, že efektivní gravitace v rovníkové oblasti (zmenšená) nemůže hvězdu vytáhnout do sférickějšího tvaru. Rotace také vede k gravitačnímu ztmavnutí na rovníku, jak je popsáno v teorému von Zeipel .

Extrémní příklad rovníkové boule se nachází na hvězdě Regulus A (α Leonis A). Rovník této hvězdy má naměřenou rotační rychlost 317 ± 3 km / s. To odpovídá periodě rotace 15,9 hodin, což je 86% rychlosti, při které by se hvězda rozpadla. Rovníkový poloměr této hvězdy je o 32% větší než polární poloměr. Mezi další rychle rotující hvězdy patří Alpha Arae , Pleione , Vega a Achernar .

Rychlost rozpadu hvězdy je výraz, který se používá k popisu případu, kdy se odstředivá síla na rovníku rovná gravitační síle. Aby byla hvězda stabilní, musí být rychlost otáčení pod touto hodnotou.

Diferenciální rotace

Povrchová diferenciální rotace je pozorována na hvězdách, jako je Slunce, když se úhlová rychlost mění s šířkou. Úhlová rychlost typicky klesá s rostoucí šířkou. Byl však také pozorován reverz, například na hvězdě označené HD 31993. První takovou hvězdou, jinou než Slunce, která má podrobně zmapovanou diferenciální rotaci, je AB Doradus .

Základní mechanismus, který způsobuje diferenciální rotaci, je turbulentní konvekce uvnitř hvězdy. Konvektivní pohyb přenáší energii směrem k povrchu prostřednictvím hromadného pohybu plazmy. Tato hmota plazmy nese část úhlové rychlosti hvězdy. Když dojde k turbulenci ve smyku a rotaci, může se moment hybnosti přerozdělit do různých zeměpisných šířek prostřednictvím meridionálního toku .

Rozhraní mezi oblastmi s ostrými rozdíly v rotaci se považují za účinná místa pro dynamické procesy, které generují hvězdné magnetické pole . Existuje také komplexní interakce mezi rozložením rotace hvězdy a jejím magnetickým polem, přičemž přeměna magnetické energie na kinetickou energii modifikuje rozložení rychlosti.

Brzdné otáčení

Během formace

Předpokládá se, že hvězdy vznikají v důsledku kolapsu nízkoteplotního oblaku plynu a prachu. Když se mrak zhroutí, zachování momentu hybnosti způsobí zvýšení jakékoli malé čisté rotace mraku a nutí materiál do rotujícího disku. V hustém středu tohoto disku se vytvoří protostar , který získává teplo z gravitační energie kolapsu.

Jak kolaps pokračuje, rychlost rotace se může zvýšit do bodu, kdy se narůstající protostar může rozpadnout v důsledku odstředivé síly na rovníku. Aby se zabránilo tomuto scénáři, musí být rychlost otáčení brzděna během prvních 100 000 let. Jedním z možných vysvětlení brzdění je interakce magnetického pole protostaru s hvězdným větrem při magnetickém brzdění . Rozpínající se vítr unáší moment hybnosti a zpomaluje rychlost otáčení kolabujícího protostaru.

Průměrné
rotační
rychlosti
Hvězdná
třída
v e
(km / s)
O5 190
B0 200
B5 210
A0 190
A5 160
F0 95
F5 25
G0 12

Bylo zjištěno, že většina hvězd hlavní posloupnosti se spektrální třídou mezi O5 a F5 rychle rotuje. U hvězd v tomto rozsahu se měřená rychlost otáčení zvyšuje s hmotností. Toto zvýšení rotace vrcholí mezi mladými, masivními hvězdami třídy B. „Vzhledem k tomu, že očekávaná délka života hvězdy klesá s rostoucí hmotností, lze to vysvětlit jako pokles rychlosti otáčení s věkem.“

Po formaci

U hvězd hlavní posloupnosti lze pokles rotace aproximovat matematickým vztahem:

kde je úhlová rychlost na rovníku at je věk hvězdy. Tento vztah je pojmenován Skumanichův zákon podle Andrewa P. Skumanicha, který jej objevil v roce 1972, ale který ve skutečnosti navrhl mnohem dříve Évry Schatzman . Gyrochronologie je stanovení věku hvězdy na základě rychlosti rotace kalibrované pomocí Slunce.

Hvězdy pomalu ztrácejí hmotu emisí hvězdného větru z fotosféry. Magnetické pole hvězdy vyvíjí točivý moment na vyvrženou hmotu, což vede k stálému přenosu momentu hybnosti od hvězdy. Hvězdy s rychlostí otáčení vyšší než 15 km / s také vykazují rychlejší úbytek hmoty a následně rychlejší úpadek otáčení. Jelikož se otáčení hvězdy zpomaluje z důvodu brzdění, dochází ke snížení rychlosti ztráty momentu hybnosti. Za těchto podmínek se hvězdy postupně přibližují, ale nikdy nedosahují, podmínky nulové rotace.

Na konci hlavní sekvence

Ultracool trpaslíci a hnědí trpaslíci zaznamenávají s věkem rychlejší rotaci v důsledku gravitační kontrakce. Tyto objekty mají také magnetické pole podobné nejchladnějším hvězdám. Objev rychle rotujících hnědých trpaslíků, jako je hnědý trpaslík T6 WISEPC J112254.73 + 255021.5, však podporuje teoretické modely, které ukazují, že rotační brzdění hvězdnými větry je na konci hlavní sekvence více než 1000krát méně účinné.

Zavřete binární systémy

Blízký binární hvězdný systém nastává, když dvě hvězdy obíhají kolem sebe s průměrnou separací, která je stejného řádu jako jejich průměry. Na tyto vzdálenosti může dojít ke složitějším interakcím, jako jsou slapové efekty, přenos hmoty nebo dokonce kolize. Přílivové interakce v blízkém binárním systému mohou mít za následek modifikaci orbitálních a rotačních parametrů. Celková moment hybnosti systému je zachována, ale moment hybnosti lze přenést mezi orbitálními obdobími a rychlostmi rotace.

Každý z členů blízké binární soustavy vyvolává příliv a odliv na druhé prostřednictvím gravitační interakce. Vydutí však může být mírně vychýlené vzhledem ke směru gravitační přitažlivosti. Gravitační síla tedy vytváří na bouli složku krouticího momentu, což vede k přenosu momentu hybnosti ( slapové zrychlení ). To způsobí, že se systém bude neustále vyvíjet, i když se může přiblížit stabilní rovnováze. Účinek může být složitější v případech, kdy osa otáčení není kolmá na orbitální rovinu.

U kontaktních nebo dvojitých dvojhvězd může mít přenos hmoty z hvězdy na jejího společníka za následek také významný přenos momentu hybnosti. Narůstající společník se může točit až do bodu, kde dosáhne kritické rychlosti otáčení a začne ztrácet hmotu podél rovníku.

Degenerované hvězdy

Poté, co hvězda ukončí generování energie termonukleární fúzí , vyvine se do kompaktnějšího, degenerovaného stavu. Během tohoto procesu jsou rozměry hvězdy významně zmenšeny, což může mít za následek odpovídající zvýšení úhlové rychlosti.

Bílý trpaslík

Bílý trpaslík je hvězda, která se skládá z materiálu, který je vedlejším produktem termonukleární reakce v průběhu úvodní části svého života, ale postrádá hmotu spálit ty masivnější prvky. Jedná se o kompaktní těleso, které je podporováno kvantově mechanickým jevem známým jako tlak degenerace elektronů, který nedovolí dalšímu zhroucení hvězdy. Obecně většina bílých trpaslíků má nízkou rychlost rotace, nejpravděpodobněji v důsledku rotačního brzdění nebo uvolněním momentu hybnosti, když progenitorová hvězda ztratila svůj vnější obal. (Viz planetární mlhovina .)

Pomalu rotující bílá trpasličí hvězda nemůže překročit Chandrasekharovu hranici 1,44 solárních hmot, aniž by se zhroutila a vytvořila neutronovou hvězdu nebo explodovala jako supernova typu Ia . Jakmile bílý trpaslík dosáhne této hmotnosti, například narůstáním nebo srážkou, gravitační síla by překročila tlak vyvíjený elektrony. Pokud se však bílý trpaslík rychle otáčí, efektivní gravitace se v rovníkové oblasti zmenšuje, což umožňuje bílému trpaslíkovi překročit limit Chandrasekhar. K takovéto rychlé rotaci může dojít například v důsledku hromadění hmoty, které vede k přenosu momentu hybnosti.

Neutronová hvězda

Neutronová hvězda (střed) emituje paprsek záření ze svých magnetických pólů. Nosníky jsou taženy podél kuželovitého povrchu kolem osy otáčení.

Neutronová hvězda je vysoce hustý zbytek hvězdy, která je primárně složen z neutronů -a částice, která se nachází ve většině atomových jader a nemá žádný čistý elektrický náboj. Hmotnost neutronové hvězdy je v rozmezí 1,2 až 2,1násobku hmotnosti Slunce . V důsledku kolapsu může mít nově vytvořená neutronová hvězda velmi rychlou rychlost otáčení; řádově sto otáček za sekundu.

Pulsary jsou rotující neutronové hvězdy, které mají magnetické pole. Z pólů rotujících pulzarů je vyzařován úzký paprsek elektromagnetického záření . Pokud paprsek přejde kolem směru sluneční soustavy, pak pulzar vytvoří periodický pulz, který lze detekovat ze Země. Energie vyzařovaná magnetickým polem postupně zpomaluje rychlost otáčení, takže starší pulzary mohou mezi každým pulzem vyžadovat až několik sekund.

Černá díra

Černá díra je objekt s gravitačním poli, která je dostatečně silná, že může zabránit světlo unikat. Když jsou vytvořeny z kolapsu rotující hmoty, zachovávají si veškerý moment hybnosti, který se nevylévá ve formě vystřikovaného plynu. Tato rotace způsobí, že prostor uvnitř zploštělého svazku ve tvaru sféroidu, nazývaného „ergosféra“, bude tažen černou dírou. Hmota padající do tohoto objemu získává tímto procesem energii a určitá část hmoty může být poté vyvržena bez pádu do černé díry. Když je hmota vysunuta, ztrácí černá díra moment hybnosti („ Penrosův proces “). Rychlost rotace černé díry byla naměřena až na 98,7% rychlosti světla .

Reference

externí odkazy