Википедија

Звездана ротација

Звездана ротација је угаоно кретање звезде око своје осе. Брзина ротације може се мерити из спектра звезде, или праћењем кретања активних карактеристика на површини.

Ова илустрација приказује спљоштен изглед звезде Ахернар узрокован брзом ротацијом.

Ротација звезде производи екваторијалну избочину услед центрифугалне силе.[1][2][3][4] Како звезде нису чврста тела, оне такође имају диференцијалну ротацију.[5] Тако екватор звезде може ротирати различитом углом брзином од виших географских ширина. Ове разлике у брзини ротације унутар звезде могу имати значајну улогу у стварању звезданог магнетног поља.[6][7]

Магнетно поље звезде[8] је у интеракцији са звезданим ветром.[9][10][11][12][13][14] Како се ветар удаљава од звезде, његова угаона брзина се умањује. Магнетно поље звезде је у интеракцији са ветром, што утиче на звездану ротацију. Као резултат тога, угаони момент се преноси са звезде на ветар, а временом то постепено успорава брзину ротације звезде.

Мерење уреди

 
Ова звезда има нагиб i према видном пољу посматрача на Земљи и ротациону брзину ве на екватору.

Ако се звезда не посматра из правца њеног пола, делови површине се у некој мери крећу према посматрачу или удаљавају од њега. Компонента кретања која је креће у правцу посматрача назива се радијална брзина. За део површине са компонентом радијалне брзине према посматрачу, радијација се помера на вишу фреквенцију због Доплеровог померања. Слично томе, регија која има компоненту која се удаљава од посматрача помера се на нижу фреквенцију. Када се измере линије апсорпције звезде, овај помак на сваком крају спектра узрокује ширење линије.[15] Међутим, ово ширење мора бити пажљиво одвојено од других ефеката који могу повећати ширину линије.

Компонента радијалне брзине уочена путем проширења линија зависи од инклинације звездастог пола у односу на видно поље. Изведена вредност је дата као  , где је ve брзина ротације на екватору, а i је инклинација. Међутим, i није увек познато, те резултат даје минималну вредност за брзину ротације звезде. То јест, ако i није под правим углом, тада је стварна брзина већа од  .[15] То се понекад назива пројектована брзина ротације. У брзо ротирајућим звездама полариметрија нуди методу за утвђивање стварне брзине, а не само ротационе брзине; ова техника је до сада била примењена само на Регулус.[16]

За џиновске звезде, атмосферска микротурбуленција може резултирати ширењем линија које је много веће од оног изазваног ротационим ефектом, ефективно утапајући сигнал. Међутим, може се користити алтернативни приступ који користи догађаје гравитационог микрофокусирања. До њих долази када масивни објекат прође испред удаљеније звезде и функционише попут сочива, накратко увећавајући слику. Детаљније информације прикупљене овим приступом омогућавају разликовање ефеката микротурбуленције од ротације.[17]

Ако звезда испољава магнетну површинску активност, попут звездиних пега, онда се ове карактеристике могу пратити за процену брзине ротације. Међутим, такве се карактеристике могу формирати на локацијама које нису на екватору, и могу се мигрирати дуж латитуда током свог животног века, тако да диференцијална ротација звезде може произвести промернљива мерења. Звездана магнетна активност је често повезана са брзом ротацијом, те се ова техника може користити за мерења таквих звезда.[18] Посматрања звезданих пега су показала да ове карактеристике могу заправо да варирају брзину ротације звезде, јер магнетна поља модификују проток гасова у звезди.[19]

Референце уреди

  1. ^ Рицхард Т. Wеиднер анд Роберт L. Селлс (1973). Мецханицс, мецханицал wавес, кинетиц тхеорy, тхермодyнамицс (2 изд.). Аллyн анд Бацон. стр. 123. 
  2. ^ Рестуцциа, С.; Торош, M.; Гибсон, Г. M.; Улбрицхт, Х.; Фаццио, D.; Падгетт, M. Ј. (2019). „Пхотон Бунцхинг ин а Ротатинг Референце Фраме”. Пхyсицал Ревиеw Леттерс. 123 (11): 110401. Бибцоде:2019ПхРвЛ.123к0401Р. ПМИД 31573252. С2ЦИД 182952610. арXив:1906.03400  . дои:10.1103/пхyсревлетт.123.110401. 
  3. ^ Јохн Роберт Таyлор (2004). Цлассицал Мецханицс. Саусалито ЦА: Университy Сциенце Боокс. Цхаптер 9, пп. 344 фф. ИСБН 978-1-891389-22-1. 
  4. ^ Кобаyасхи, Yукио (2008). „Ремаркс он виеwинг ситуатион ин а ротатинг фраме”. Еуропеан Јоурнал оф Пхyсицс. 29 (3): 599—606. Бибцоде:2008ЕЈПх...29..599К. С2ЦИД 120947179. дои:10.1088/0143-0807/29/3/019. 
  5. ^ Wолсзцзан, А.; Роуте, M. (10. 6. 2014). „Тиминг Аналyсис оф тхе Периодиц Радио анд Оптицал Бригхтнесс Вариатионс оф тхе Ултрацоол Дwарф, ТВЛМ 513-46546”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал. 788 (1): 23. Бибцоде:2014АпЈ...788...23W. С2ЦИД 119114679. арXив:1404.4682  . дои:10.1088/0004-637X/788/1/23. 
  6. ^ Донати, Јеан-Франçоис (5. 11. 2003). „Дифферентиал ротатион оф старс отхер тхан тхе Сун”. Лаборатоире д’Астропхyсиqуе де Тоулоусе. Приступљено 24. 6. 2007. 
  7. ^ Донати, Ј.-Ф.; Цоллиер Цамерон, А. (1997). „Дифферентиал ротатион анд магнетиц поларитy паттернс он АБ Дорадус”. Монтхлy Нотицес оф тхе Роyал Астрономицал Социетy. 291 (1): 1—19. Бибцоде:1997МНРАС.291....1Д. дои:10.1093/мнрас/291.1.1  . 
  8. ^ Браинерд, Јероме Јамес (6. 7. 2005). „X-раyс фром Стеллар Цоронас”. Тхе Астропхyсицс Спецтатор. Приступљено 2007-06-21. 
  9. ^ Ламерс, Хеннy Ј. Г. L. M. (1999). Интродуцтион то стеллар wиндс. Цассинелли, Јосепх П. Цамбридге, У.К.: Цамбридге Университy Пресс. ИСБН 0521593980. ОЦЛЦ 38738913. 
  10. ^ „Дуст Енвелопес”. Стеллар Пхyсицс. Астропхyсицал Институте Потсдам. Архивирано из оригинала 1. 10. 2016. г. Приступљено 7. 4. 2014. 
  11. ^ Маттссон, L.; Wахлин, Р.; Хöфнер, С. (јануар 2010). „Дуст дривен масс лосс фром царбон старс ас а фунцтион оф стеллар параметерс”. Астрономy анд Астропхyсицс (на језику: енглески). 509: А14. ИССН 0004-6361. С2ЦИД 17360256. арXив:1107.1771  . дои:10.1051/0004-6361/200912084. 
  12. ^ Хöфнер, С.; Гаутсцхy–Лоидл, Р.; Арингер, Б.; Јøргенсен, У. Г. (фебруар 2003). „Дyнамиц модел атмоспхерес оф АГБ старс”. Астрономy & Астропхyсицс (на језику: енглески). 399 (2): 589—601. ИССН 0004-6361. дои:10.1051/0004-6361:20021757  . 
  13. ^ Сандин, C.; Хöфнер, С. (јун 2003). „Тхрее-цомпонент моделинг оф C-рицх АГБ стар wиндс”. Астрономy & Астропхyсицс (на језику: енглески). 404 (3): 789—807. ИССН 0004-6361. арXив:астро-пх/0304278  . дои:10.1051/0004-6361:20030515  . 
  14. ^ Сандин, C.; Хöфнер, С. (јануар 2004). „Тхрее-цомпонент моделинг оф C-рицх АГБ стар wиндс”. Астрономy & Астропхyсицс (на језику: енглески). 413 (3): 789—798. ИССН 0004-6361. С2ЦИД 15641925. арXив:астро-пх/0309822  . дои:10.1051/0004-6361:20031530. 
  15. ^ а б Схајн, Г.; Струве, О. (1929). „Он тхе ротатион оф тхе старс”. Монтхлy Нотицес оф тхе Роyал Астрономицал Социетy. 89 (3): 222—239. Бибцоде:1929МНРАС..89..222С. дои:10.1093/мнрас/89.3.222  . 
  16. ^ Цоттон, Даниел V; Баилеy, Јеремy; Хоwартх, Иан D; Ботт, Кимберлy; Кедзиора-Цхудцзер, Луцyна; Луцас, П. W; Хоугх, Ј. Х (2017). „Поларизатион дуе то ротатионал дистортион ин тхе бригхт стар Регулус”. Натуре Астрономy. 1 (10): 690—696. Бибцоде:2017НатАс...1..690Ц. арXив:1804.06576  . дои:10.1038/с41550-017-0238-6. 
  17. ^ Гоулд, Андреw (1997). „Меасуринг тхе Ротатион Спеед оф Гиант Старс фром Гравитатионал Мицроленсинг”. Астропхyсицал Јоурнал. 483 (1): 98—102. Бибцоде:1997АпЈ...483...98Г. арXив:астро-пх/9611057  . дои:10.1086/304244. 
  18. ^ Соон, W.; Фрицк, П.; Балиунас, С. (1999). „Он тхе ротатион оф тхе старс”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал. 510 (2): Л135—Л138. Бибцоде:1999АпЈ...510Л.135С. арXив:астро-пх/9811114  . дои:10.1086/311805. 
  19. ^ Цоллиер Цамерон, А.; Донати, Ј.-Ф. (2002). „Доин' тхе тwист: сецулар цхангес ин тхе сурфаце дифферентиал ротатион он АБ Дорадус”. Монтхлy Нотицес оф тхе Роyал Астрономицал Социетy. 329 (1): Л23—Л27. Бибцоде:2002МНРАС.329Л..23Ц. арXив:астро-пх/0111235  . дои:10.1046/ј.1365-8711.2002.05147.x. 

Литература уреди

Spoljašnje veze уреди

 
Zvezdana rotacija na Vikimedijinoj ostavi.
Преузето из „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Zvezdana_rotacija&oldid=27677130”