Астронет > Вращение звёзд

Астронет: Т. В. Рузмайкина, "Физика Космоса", 1986 Вращение звёзд
http://variable-stars.ru/db/msg/1201997

Вращение звёзд

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 = 2p/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
( $$\lambda$=4481\AA$ ) 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 ( $$\lambda$=4481\AA$ ) 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 $\bar v_{эк}$ определяют, предполагая, что оси ориентированы случайным образом по отношению к лучу зрения: $\overline{v\sin i}=(\pi/4)\bar v_{экa}$ .

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_эк1900 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

Тип объекта	$\bar v_{эк}$ , км/с	v_макс, км/с	v_*, км/с
Темные межзвёздные облака, области звездообразования	1	-	-
Звёзды главной последовательности, спектральный класс
O5	180	400	-
B0	200	420	630
A0	190	320	500
F0	100	180	450
F5	30	100	400
G0	4	100	400
K,M	1	-	-
Белые карлики	-	40000	4500
Пульсары	-	40000	140000
Примечание: $\bar v_{эк}$ - ср. скорость вращения звёзд в предположении произвольной ориентации осей вращения; v_макс - макс, наблюдавшаяся скорость вращения; v_* - скорость вращения звезды, при которой сила гравитац. притяжения на экваторе уравновешивается центробежной силой.

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 ( $\odot$ ),
Солнечной системы (+) и четырёх астрометрических
двойных звёзд, содержащих планетообразные
составляющие с массами, сравнимыми
с массой Юпитера (крупные точки).

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

Звёзды главной последовательности с массами $\mathfrak M<1,5\mathfrak M_\odot$ , 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 $\bar v_{эк}<10$ км/с обнаружены сильные магн. поля.

Ср. скорости вращения звёзд с массами $\mathfrak M<1,5\mathfrak M_\odot$ 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_эк2 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 $v_k=\sqrt{G\mathfrak M/R}$ (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 $J \thicksim\mathfrak M vR$ (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.

(Т.В. Рузмайкина)

Т. В. Рузмайкина, "Физика Космоса", 1986
Глоссарий Astronet.ru