Rotația stelară
Rotația stelară este mișcarea unghiulară a unei stele pe axa sa de rotație . Timpul de rotație al unei stele poate fi măsurat pe baza spectrului său sau prin cronometrarea mișcărilor structurilor active pe suprafața sa.
Rotația stelei are ca rezultat o umflare , plasată în regiunea ecuatorială , datorită forței centrifuge . Deoarece stelele nu sunt corpuri solide , ele sunt, de asemenea, supuse rotației diferențiale , deci viteza de rotație ecuatorială va fi diferită de cea a latitudinilor superioare. Aceste diferențe pot avea influențe semnificative asupra generării câmpului magnetic , [1] care deseori tinde să interacționeze cu vântul stelar , provocând o încetinire progresivă a vitezei de rotație a stelei.
Măsurători
Cu excepția cazului în care o stea este observată în direcția polului său, fiecare regiune a suprafeței sale pare să aibă anumite valori de mișcare sau de deplasare către sau departe de observator. Componenta mișcării care este în direcție cu observatorul se numește viteză radială . Când viteza radială indică o apropiere de observator, radiația suferă o creștere a frecvenței ( blueshift ) datorită efectului Doppler ; dacă, pe de altă parte, viteza indică o îndepărtare, frecvența tinde să scadă ( redshift ). Aceste efecte se găsesc în observarea spectrelor stelare, ale căror linii de absorbție plasate la limitele urmelor spectrografice tind să se lărgească. [2] Cu toate acestea, această lărgire trebuie păstrată cu grijă separat de alte efecte care pot determina o creștere a grosimii liniilor.
Componenta vitezei radiale observată prin lărgirea liniilor spectrale depinde de înclinația polului stelei pe linia de vedere a observatorului. Valoarea rezultată este dată de formulă
unde este este viteza de rotație la ecuator și este înclinația; totuși, aceasta din urmă nu este întotdeauna cunoscută, astfel încât rezultatul oferă o valoare minimă pentru viteza de rotație a stelei. Cu alte cuvinte, dacă nu este un unghi drept , viteza fiind întotdeauna mai mare decât . [2]
La stelele uriașe, microturbolențele atmosferice pot da naștere la lărgirea liniilor spectrale mult mai mari decât cele cauzate exclusiv de efectele rotației, modificând considerabil semnalul . Poate fi utilizată și o abordare alternativă, bazată pe efectul lentilei gravitaționale , care are ca rezultat amplificarea imaginii stelei din spatele acesteia. Informațiile mai detaliate obținute ne permit să distingem efectele microturbolenței de cele ale rotației. [3]
Dacă o stea prezintă urme de activitate magnetică de suprafață, cum ar fi pete stelare , acestea pot fi urmărite pentru a estima viteza de rotație. Cu toate acestea, petele se pot forma în alte locuri decât ecuatorul și pot migra în latitudine în timpul vieții lor; rotația diferențială , la care este supusă steaua, se află astfel la originea măsurătorilor variabile. Activitatea magnetică stelară este adesea asociată cu o rotație rapidă, astfel încât această tehnică poate fi utilizată pentru măsurarea stelelor active magnetic. [4] Observațiile petelor au arătat, de asemenea, că aceste caracteristici pot varia viteza de rotație a stelei, deoarece câmpul magnetic joacă un rol major în conturarea fluxurilor de gaz în interiorul stelei. [5]
Efecte fizice
Umflarea ecuatorială
Rotația unei stele produce o forță centrifugă netă într-o direcție perpendiculară pe axa de rotație . La pol apare egal cu zero și nu se opune forței de greutate generate de stea; la ecuator, pe de altă parte, forța centrifugă nu este egală cu zero și, prin urmare, se opune parțial forței gravitaționale. Pentru a echilibra acest dezechilibru de forțe, suprafața stelară tinde să se umfle la ecuator și steaua devine un sferoid oblat .
Un exemplu particular de umflare ecuatorială poate fi găsit în Regolo A (α Leonis A), a cărui viteză de rotație la ecuator a fost măsurată în 317 ± 3 km / s , ceea ce corespunde unei perioade de rotație de 15,9 ore (l '86% din viteza cu care ar trece o stea). Raza ecuatorială a stelei este cu 32% mai mare decât raza polară. [6] Alte stele caracterizate printr-o viteză mare de rotație sunt Alpha Arae , Vega și Achernar .
Viteza de rupere a unei stele este o expresie utilizată pentru a descrie cazul în care forța centripetă la ecuator este identică cu forța gravitațională; pentru ca o stea să fie stabilă, viteza de rotație trebuie să fie sub acest prag. [7]
Rotația diferențială
Stelele, ca și Soarele , au o rotație diferențială pe suprafața lor, care depinde de viteza unghiulară variabilă în funcție de latitudine . Viteza unghiulară tinde în mod normal să scadă odată cu creșterea latitudinii, dar recent s-a observat opusul (ca în steaua HD 31993 ). [8] [9] Prima stea, după Soare, a cărei rotație diferențială a fost măsurată este AB Doradus . [10] [11]
Mecanismul din spatele rotației diferențiale este convecția turbulentă a gazului din stea; mișcările convective transportă energia la suprafață prin mișcările masei plasmatice , care la rândul ei au o parte din viteza unghiulară a stelei. Când se produce turbulență din cauza rotației, impulsul unghiular suferă o redistribuire la diferite latitudini datorită așa-numitului flux sudic . [12] [13]
Se crede că zonele de tranziție între regiunile cu diferențe marcate de viteză de rotație sunt cele în care apar „fenomenele dinamo ” la originea câmpului magnetic. Acesta din urmă tinde să interacționeze, într-un mod extrem de complex, cu distribuția rotației stelei; în acest fel energia magnetică este convertită în energie cinetică , ceea ce modifică distribuția vitezei. [11]
Viteza de rotație încetinește
Teoriile moderne de formare a stelelor susțin că stelele se formează din prăbușirea gravitațională a unui nor molecular cu temperatură scăzută alcătuit din gaz și praf . Pe măsură ce colapsul continuă, conservarea impulsului unghiular determină o creștere bruscă a rotației norului, forțând materia într-un disc în jurul protostelului nou format, care se încălzește din cauza energiei potențiale gravitaționale datorate colapsului.
| Clasă spectral | v și (km / s) |
|---|---|
| O5 | 190 |
| B0 | 200 |
| B5 | 210 |
| A0 | 190 |
| A5 | 160 |
| F0 | 95 |
| F5 | 25 |
| G0 | 12 |
Prăbușirea continuă poate duce la o creștere a vitezei de rotație a protostelului în creștere, până la punctul în care se poate rupe datorită forței centrifuge mari la ecuator; pentru a evita acest scenariu, protostelul trebuie să încetinească această viteză de rotație în primii 150.000 de ani de viață.
O posibilă explicație pentru această încetinire este oferită de interacțiunea dintre câmpul magnetic și vântul stelar ; expansiunea acestuia din urmă îndepărtează o parte a impulsului unghiular și încetinește rotația protostarului care se prăbușește. [15] [16]
S-a constatat că majoritatea stelelor secvenței principale cu o clasă spectrală între O5 și F5 se rotesc la viteze foarte mari; [6] [17] a observat, de asemenea, că viteza de rotație, în aceste stele, crește pe măsură ce masa , cu un vârf între stelele tinere și masive Clasa B. Pe măsură ce durata vieții unei stele devine mai mică pe măsură ce masa crește , se crede că viteza de rotație a stelei scade odată cu înaintarea în vârstă.
Scăderea rotației stelelor secvenței principale poate fi rezumată prin relația matematică :
unde este este viteza unghiulară la ecuatorul e este vârsta stelei. [18] Această relație ia numele legii lui Skumanich , de la numele astrofizicianului Andrew P. Skumanich care a descoperit-o în 1972 . [19] Girocronologia este disciplina care determină vârsta unei stele pe baza vitezei de rotație a acesteia. [20]
Stelele își pierd încet o parte din masă prin emisia vântului stelar din fotosferă , pe care exercită un moment mecanic care determină un transfer constant al momentului unghiular al stelei către exterior. Stelele care au o viteză de rotație mai mare de 15 km / s prezintă o pierdere mai mare de masă și, în consecință, o încetinire mai accentuată a vitezei de rotație. Astfel, pe măsură ce rata de rotație a stelei scade treptat, există și o scădere a pierderii impulsului unghiular. În aceste condiții steaua tinde să se apropie, dar să nu o atingă niciodată, de starea . [21]
Sisteme binare înguste
Un „ sistem binar îngust” este un anumit tip de sistem stelar binar în care cele două componente se orbitează reciproc la o distanță medie de același ordin de mărime cu diametrul lor. La astfel de distanțe, pot apărea interacțiuni mai complexe, cum ar fi forțele de maree , transferurile de masă și chiar coliziuni.
Interacțiunile mareice pot provoca o schimbare a parametrilor orbitali și de rotație: de fapt, în timp ce impulsul unghiular total al sistemului rămâne neschimbat, impulsul unghiular al fiecărei componente poate fi transferat între perioada orbitală și viteza de rotație. [22]
Fiecare membru al unui sistem binar îngust exercită o atracție gravitațională puternică asupra celuilalt , dar umflăturile pe care le provoacă pot să nu fie perfect aliniate cu direcția gravitației; prin urmare, forța gravitațională exercită o componentă de cuplu , care implică un transfer al impulsului unghiular. Acest lucru face ca sistemul să treacă printr-o evoluție continuă, chiar dacă trec printr-o fază de echilibru stabil. Efectul poate fi mai complex dacă axa de rotație nu este perpendiculară pe planul orbital . [22]
Pentru binare de contact sau semi-separate, transferul de masă de la o stea la însoțitorul său poate implica, de asemenea, un transfer semnificativ de impuls unghiular. Componenta care se acumulează poate atinge punctul în care atinge viteza critică de rotație și începe să piardă masa de-a lungul ecuatorului. [23]
Stele degenerate
Când o stea termină de generat energie prin fuziune nucleară, aceasta evoluează la un stadiu compact și degenerat . În această fază, dimensiunea stelei suferă o reducere semnificativă; această reducere corespunde adesea unei creșteri a vitezei unghiulare.
Pitici albi
O pitică albă este o stea formată din produsele procesului de fuziune nucleară sintetizate în ultimele etape ale vieții stelei, dar nu are masa necesară pentru a le contopi în elemente mai grele. Este un corp compact menținut stabil de echilibrul care există între prăbușirea gravitațională și un efect cuantic cunoscut sub numele de presiunea degenerativă a electronilor . În mod normal, piticii albi au o viteză de rotație destul de lentă, adesea datorită rotației la fel de lente pe care steaua progenitoare a avut-o atunci când și-a pierdut straturile exterioare, transformându-se într-o nebuloasă planetară . [24]
O pitică albă cu rotație lentă nu poate depăși limita Chandrasekhar de 1,44 mase solare fără să se prăbușească apoi într-o stea de neutroni sau să explodeze ca o supernovă de tip Ia ; dacă steaua a atins această masă critică, de exemplu prin acreția în detrimentul unui gigant roșu dintr-un sistem binar sau prin coliziunea cu o altă stea, forța gravitațională ar putea depăși presiunea electronilor. Cu toate acestea, dacă pitica albă se rotește rapid, forța centripetă la ecuator poate contrabalansa gravitația și permite stelei să depășească „cu ușurință” limita Chandrasekhar. O astfel de rotație rapidă poate apărea, de exemplu, în cazul în care acumularea masei pitice albe are ca rezultat transferul unei anumite cantități de impuls unghiular ca rezultat secundar. [25]
Stele de neutroni
O stea de neutroni este o rămășiță stelară foarte densă, formată în esență din neutroni - particule ( nucleoni ) ai nucleului atomic fără sarcină electrică - a căror masă este cuprinsă între 1,35 și 2,1 mase solare. Ca urmare a prăbușirii, o stea de neutroni nou formată poate avea o viteză de rotație foarte mare, care poate face ca aceasta să efectueze câteva mii de rotații pe secundă. [26]
Un anumit tip de stele neutronice cu câmp magnetic sunt pulsarii , din ai căror poli magnetici pleacă un fascicul îngust de radiație electromagnetică . Dacă acest fascicul de radiație este orientat în direcția sistemului solar , pulsarul va fi perceput de Pământ ca o serie de „pulsații” periodice în radiație. Energia radiată de câmpul magnetic încetinește rotația pulsarului, până la punctul în care pulsarii mai vechi generează o singură pulsație pe secundă. [27]
Găuri negre
O gaură neagră este un obiect al cărui câmp gravitațional este atât de puternic încât nici măcar lumina nu scapă.
În momentul formării lor, datorită prăbușirii unei mase rotative mari, își mențin impulsul unghiular, care are ca efect restrângerea spațiului din jurul găurii negre într-un volum sferoidal oblat numit ergosferă . Masa care cade în interiorul acestui volum capătă energie și poate fi evacuată de-a lungul axei de rotație a găurii negre fără a fi înghițită de aceasta; totuși, acest proces implică o pierdere a impulsului unghiular de către gaura neagră. [28] Viteza de rotație a unei găuri negre are valori apropiate de viteza luminii . [29]
Notă
- ^ Jean-François Donati, Rotația diferențială a stelelor, altele decât Soarele , ast.obs-mip.fr , Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse, 5 noiembrie 2003. Accesat la 24 iunie 2007 .
- ^ a b G. Shajn , O. Struve , Despre rotația stelelor , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 89, 1929, pp. 222-239. Adus 25/06/2007 .
- ^ Andrew Gould, Măsurarea vitezei de rotație a stelelor uriașe din Gravitațional Microlensing , în Astrophysical Journal , vol. 483, 1997, pp. 98-102. Adus 28.06.2007 .
- ^ W. Soon, P. Frick, S. Baliunas, Despre rotația stelelor , în The Astrophysical Journal , vol. 510, n. 2, 1999, pp. L135-L138. Adus 25/06/2007 .
- ^ A. Collier Cameron, J.-F. Donati, Doin 'the twist: modificări seculare în rotația diferențială a suprafeței pe AB Doradus , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 329, nr. 1, 2002, pp. L23-L27. Adus 25/06/2007 .
- ^ a b HA McAlister, TA ten Brummelaar și colab., Primele rezultate din matricea CHARA. I. Un studiu interferometric și spectroscopic al rotatorului rapid Alpha Leonis (Regulus). , în Jurnalul astrofizic , vol. 628, 2005, pp. 439-452.
- ^ J. Hardorp, PA Strittmatter, Rotation and Evolution of be Stars , în Proceedings of IAU Colloq. 4, Gordon și Breach Science Publishers, Ohio State University, Columbus, Ohio , 8-11 septembrie 1969, p. 48. Accesat la 26.06.2007.
- ^ LL Kitchatinov, G. Rüdiger, Rotație diferențială anti-solar , în Astronomische Nachrichten , vol. 325, nr. 6, 2004, pp. 496-500. Adus 27/06/2007 .
- ^ G. Rüdiger, B. von Rekowski, RA Donahue, SL Baliunas, Rotație diferențială și Flux Meridional pentru Stele de tip Solar cu rotire rapidă [ link rupt ] , în Astrophysical Journal , vol. 494, 1998, pp. 691-699. Adus 27/06/2007 .
- ^ J.-F. Donati, A. Collier Cameron, Modele de rotație diferențială și polaritate magnetică pe AB Doradus , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 291, nr. 1, 1997, pp. 1-19. Adus la 3 iulie 2007 .
- ^ a b Jean-François Donati, Rotația diferențială a stelelor, altele decât Soarele , pe ast.obs-mip.fr , Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse, 5 noiembrie 2003. Accesat la 24 iunie 2007 .
- ^ Holly Korab, NCSA Access: 3D Star Simulation , la access.ncsa.uiuc.edu , Centrul Național pentru Aplicații de Supercomputing, 25 iunie 1997. Accesat la 27 iunie 2007 .
- ^ M. Küker, G. Rüdiger, Rotația diferențială pe secvența principală inferioară , în Astronomische Nachrichten , vol. 326, nr. 3, 2004, pp. 265-268. Adus 27/06/2007 .
- ^ D. McNally, Distribuția impulsului unghiular între stelele secvenței principale , în Observator , vol. 85, 1965, pp. 166-169. Adus 26/06/2007 .
- ^ J. Ferreira, G. Pelletier, S. Appl, Reconnection X-winds: spin-down of low-mass protostars , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 312, 2000, pp. 387-397. Adus 26/06/2007 .
- ^ Terry Devitt, Ce pune frânele pe stelele care se învârt nebunește? , în news.wisc.edu , Universitatea din Wisconsin-Madison, 31 ianuarie 2001. Accesat la 27 iunie 2007 .
- ^ Deane M. Peterson și colab. , Rezolvarea efectelor rotației în stelele de tip timpuriu. New Frontiers in Stellar Interferometry, Proceedings of SPIE Volume 5491 , în The International Society for Optical Engineering, Bellingham, Washington, SUA , 2004, p. 65. Adus 25-06-2007.
- ^ Jean-Louis Tassoul, Stellar Rotation ( PDF ), Cambridge, MA, Cambridge University Press, 1972, ISBN 0-521-77218-4 .
- ^ Andrew P. Skumanich, Scale de timp pentru decăderea emisiilor CA II, frânarea prin rotație și epuizarea litiului , în The Astrophysical Journal , vol. 171, 1972, p. 565.
- ^ Gyrochronology , pe astrobio.net , Revista Astrobiology, 29 aprilie 2007. Accesat la 26 iunie 2007 (arhivat din original la 29 septembrie 2007) .
- ^ Kyoji Nariai, Mass Loss from Coronae and its Effect on Stellar Rotation , în Astrophysics and Space Science , vol. 3, 1969, pp. 150-159. Adus 27/06/2007 .
- ^ a b P. Hut, Tidal evolution in close binary systems , în Astronomy and Astrophysics , vol. 99, nr. 1, 1999, pp. 126-140. Adus 07-06-2007 .
- ^ D. Weaver, M. Nicholson, One Star's Loss is Another's Gain: Hubble Captures Brief Moment in Life of Lively Duo , hubblesite.org , NASA Hubble, 4 decembrie 1997. Accesat la 3 iulie 2007 .
- ^ LA Willson, R. Stalio,Angular Momentum and Mass Loss for Hot Stars (ediția I) , Springer, 1990, ISBN 0-7923-0881-6 .
- ^ S.-C Yoon, N. Langer, Evoluția presupernovă a piticilor albi cu rotație , în Astronomie și astrofizică , vol. 419, 2004, pp. 623-644. Adus la 3 iulie 2007 .
- ^ J. Lochner, M. Gibb, Neutron Stars and Pulsars , la imagine.gsfc.nasa.gov , NASA , decembrie 2006. Accesat la 27 iunie 2007 .
- ^ DR Lorimer, Binary and Millisecond Pulsars , of relativity.livingreviews.org , Max-Planck-Gesellschaft, 28 august 1998. Accesat la 27 iunie 2007 (arhivat din original la 1 mai 2012) .
- ^ Mitchell C. Begelman, Evidence for Black Holes , în Știință , vol. 300, n. 5627, 2003, pp. 1898-1903. Adus 26/06/2007 .
- ^ Lee Tune, spin gauri negre Supermassive cuantificată pentru prima dată , la newsdesk.umd.edu, Universitatea din Maryland Newsdesk, 29 mai 2007. Adus de 25 iunie 2007 (arhivate de la original la data de 21 iunie 2007).
Elemente conexe
linkuri externe
- ( RO ) Pete stelare și activitate ciclică: rezultate detaliate - ETH Zentrum , pe saturn.ethz.ch . Adus pe 9 februarie 2008 (depus de 'url original 16 martie 2008).
