Zvezdana rotacija je ugaono kretanje zvezde oko svoje ose. Brzina rotacije može se meriti iz spektra zvezde, ili praćenjem kretanja aktivnih karakteristika na površini.

Ova ilustracija prikazuje spljošten izgled zvezde Ahernar uzrokovan brzom rotacijom.

Rotacija zvezde proizvodi ekvatorijalnu izbočinu usled centrifugalne sile. Kako zvezde nisu čvrsta tela, one takođe imaju diferencijalnu rotaciju. Tako ekvator zvezde može rotirati različitom uglom brzinom od viših geografskih širina. Ove razlike u brzini rotacije unutar zvezde mogu imati značajnu ulogu u stvaranju zvezdanog magnetnog polja.[1][2]

Magnetno polje zvezde je u interakciji sa zvezdanim vetrom. Kako se vetar udaljava od zvezde, njegova ugaona brzina se umanjuje. Magnetno polje zvezde je u interakciji sa vetrom, što utiče na zvezdanu rotaciju. Kao rezultat toga, ugaoni moment se prenosi sa zvezde na vetar, a vremenom to postepeno usporava brzinu rotacije zvezde.

MerenjeУреди

Ako se zvezda ne posmatra iz pravca njenog pola, delovi površine se u nekoj meri kreću prema posmatraču ili udaljavaju od njega. Komponenta kretanja koja je kreće u pravcu posmatrača naziva se radijalna brzina. Za deo površine sa komponentom radijalne brzine prema posmatraču, radijacija se pomera na višu frekvenciju zbog Doplerovog pomeranja. Slično tome, regija koja ima komponentu koja se udaljava od posmatrača pomera se na nižu frekvenciju. Kada se izmere linije apsorpcije zvezde, ovaj pomak na svakom kraju spektra uzrokuje širenje linije.[3] Međutim, ovo širenje mora biti pažljivo odvojeno od drugih efekata koji mogu povećati širinu linije.

 
Ova zvezda ima nagib i prema vidnom polju posmatrača na Zemlji i rotacionu brzinu ve na ekvatoru.

Komponenta radijalne brzine uočena putem proširenja linija zavisi od inklinacije zvezdastog pola u odnosu na vidno polje. Izvedena vrednost je data kao  , gde je ve brzina rotacije na ekvatoru, a i je inklinacija. Međutim, i nije uvek poznato, te rezultat daje minimalnu vrednost za brzinu rotacije zvezde. To jest, ako i nije pod pravim uglom, tada je stvarna brzina veća od  .[3] To se ponekad naziva projektovana brzina rotacije. U brzo rotirajućim zvezdama polarimetrija nudi metodu za utvđivanje stvarne brzine, a ne samo rotacione brzine; ova tehnika je do sada bila primenjena samo na Regulus.[4]

Za džinovske zvezde, atmosferska mikroturbulencija može rezultirati širenjem linija koje je mnogo veće od onog izazvanog rotacionim efektom, efektivno utapajući signal. Međutim, može se koristiti alternativni pristup koji koristi događaje gravitacionog mikrofokusiranja. Do njih dolazi kada masivni objekat prođe ispred udaljenije zvezde i funkcioniše poput sočiva, nakratko uvećavajući sliku. Detaljnije informacije prikupljene ovim pristupom omogućavaju razlikovanje efekata mikroturbulencije od rotacije.[5]

Ako zvezda ispoljava magnetnu površinsku aktivnost, poput zvezdinih pega, onda se ove karakteristike mogu pratiti za procenu brzine rotacije. Međutim, takve se karakteristike mogu formirati na lokacijama koje nisu na ekvatoru, i mogu se migrirati duž latituda tokom svog životnog veka, tako da diferencijalna rotacija zvezde može proizvesti promernljiva merenja. Zvezdana magnetna aktivnost je često povezana sa brzom rotacijom, te se ova tehnika može koristiti za merenja takvih zvezda.[6] Posmatranja zvezdanih pega su pokazala da ove karakteristike mogu zapravo da variraju brzinu rotacije zvezde, jer magnetna polja modifikuju protok gasova u zvezdi.[7]

ReferenceУреди

  1. ^ Donati, Jean-François (5. 11. 2003). „Differential rotation of stars other than the Sun”. Laboratoire d’Astrophysique de Toulouse. Приступљено 24. 6. 2007. 
  2. ^ Donati, J.-F.; Collier Cameron, A. (1997). „Differential rotation and magnetic polarity patterns on AB Doradus”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 291 (1): 1—19. Bibcode:1997MNRAS.291....1D. doi:10.1093/mnras/291.1.1 . 
  3. ^ а б Shajn, G.; Struve, O. (1929). „On the rotation of the stars”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 89 (3): 222—239. Bibcode:1929MNRAS..89..222S. doi:10.1093/mnras/89.3.222 . 
  4. ^ Cotton, Daniel V; Bailey, Jeremy; Howarth, Ian D; Bott, Kimberly; Kedziora-Chudczer, Lucyna; Lucas, P. W; Hough, J. H (2017). „Polarization due to rotational distortion in the bright star Regulus”. Nature Astronomy. 1 (10): 690—696. Bibcode:2017NatAs...1..690C. arXiv:1804.06576 . doi:10.1038/s41550-017-0238-6. 
  5. ^ Gould, Andrew (1997). „Measuring the Rotation Speed of Giant Stars from Gravitational Microlensing”. Astrophysical Journal. 483 (1): 98—102. Bibcode:1997ApJ...483...98G. arXiv:astro-ph/9611057 . doi:10.1086/304244. 
  6. ^ Soon, W.; Frick, P.; Baliunas, S. (1999). „On the rotation of the stars”. The Astrophysical Journal. 510 (2): L135—L138. Bibcode:1999ApJ...510L.135S. arXiv:astro-ph/9811114 . doi:10.1086/311805. 
  7. ^ Collier Cameron, A.; Donati, J.-F. (2002). „Doin' the twist: secular changes in the surface differential rotation on AB Doradus”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 329 (1): L23—L27. Bibcode:2002MNRAS.329L..23C. arXiv:astro-ph/0111235 . doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05147.x. 

LiteraturaУреди

Spoljašnje vezeУреди