Vrashenie zvezd

VRAShENIE ZVEZD. Vrashenie Solnca bylo otkryto G. Galileem v 1610- 1611 gg. po dvizheniyu solnechnyh pyaten. Vrashenie dr. zvezd bylo obnaruzheno v 1909 g. pri issledovanii spektrov zatmennyh dvoinyh zvezd. Dlya takih zvezd dlina volny nablyudaemoi spektr. linii periodicheski izmenyaetsya vsledstvie izmeneniya proekcii skorosti zvezdy na luch zreniya - luchevoi skorosti (sm. Doplera effekt). Esli zatmevaemaya zvezda vrashaetsya i ee os' vrasheniya ne sovpadaet s luchom zreniya, to pri zatmenii poyavlyaetsya harakternyi volnoobraznyi vsplesk na krivoi izmeneniya luchevyh skorostei dvoinoi zvezdy. Vsplesk voznikaet na stadii, kogda odna polovina zvezdy zatmevaetsya i k nablyudatelyu prihodit svet tol'ko ot priblizhayusheisya (ili udalyayusheisya) iz-za vrasheniya chasti zvezdy (ris. 1). Amplituda vspleska proporcional'na skorosti vrasheniya. T. o., v odnih sluchayah legche opredelyayutsya period vrasheniya R i uglovaya skorost' w = 2p/R (obychno po neodnorodnostyam diska, kak dlya Solnca), v drugih - lineinaya skorost' V. z. v.

Ris. 1. Vliyanie vrasheniya zvezdy (na risunke eta zvezda ne zashtrihovana) na krivuyu luchevyh skorostei vR zatmennoi dvoinoi zvezdnoi sistemy (Algolya). Vtorichnyi maksimum V nablyudaetsya, kogda vidna tol'ko udalyayushayasya polovina vrashayusheisya zvezdy, a vtorichnyi minimum C - kogda vidna ee priblizhayushayasya polovina.

Ris. 2. Ushirenie linii poglosheniya MgII () za schet vrasheniya zvezdy. Vega otnositsya k zvezdam spektral'nogo klassa A0, Al'tair - A7.

Skorosti vrasheniya v odinochnyh zvezd opredelyayut po ushireniyu spektral'nyh linii. Vo vrashayusheisya zvezde raznye uchastki poverhnosti imeyut razlichnye proekcii skorosti na luch zreniya. Eto privodit k ushireniyu spektr linii vsledstvie effekta Doplera. Dlya zvezd odinakovyh spektral'nyh klassov shirina linii proporcional'na skorosti vrasheniya na ekvatore zvezdy. Na ris. 2 pokazany profili linii poglosheniya MgII () v spektrah Vegi i Al'taira - dvuh zvezd, prinadlezhashih k blizkim spektr. klassam, no obladayushih raznymi skorostyami vrasheniya (Al'tair vrashaetsya bystree).

Prakticheski ukazannye metody pozvolyayut naiti znachenie ne samoi skorosti vrasheniya v, a proizvedenie v sini, gde i - ugol mezhdu os'yu vrasheniya i luchom zreniya. Sr. znacheniya ekvatorial'nyh skorostei vrasheniya opredelyayut, predpolagaya, chto osi orientirovany sluchainym obrazom po otnosheniyu k luchu zreniya: .

Inache nahodyat skorosti vrasheniya pul'sarov. Soglasno sovremennym predstavleniyam, pul'sary - eto sravnitel'no nedavno obrazovavshiesya neitronnye zvezdy, obladayushie rezko napravlennym izlucheniem. Period vrasheniya pul'sara sootvetstvuet vremennomu intervalu mezhdu posledovatel'no prinimaemymi impul'sami izlucheniya. Ispol'zuya teoreticheskie dannye o radiuse neitronnoi zvezdy (~10 km), nahodyat ekvatorial'nuyu skorost' v_ek vrasheniya pul'sara (napr., dlya pul'sara v Krabovidnoi tumannosti v_ek 1900 km/s).

U magnitnyh zvezd i zvezd s pyatnistoi poverhnost'yu tipa BY Drakona period vrasheniya opredelyayut po krivoi bleska - peremennost' bleska u nih obuslovlena znachit, razlichiem yarkosti otdel'nyh chastei poverhnosti. Nakonec, vrashenie blizhaishei k nam zvezdy - Solnca nablyudaetsya kak po doplerovskomu ushireniyu spektr. linii, tak i neposredstvenno po dvizheniyu solnechnyh pyaten.

S pomosh'yu opisannyh metodov byli ustanovleny skorosti vrasheniya bol'shogo chisla zvezd, nahodyashihsya na raznyh stadiyah evolyucii zvezd (tabl.).

Ekvatorial'nye skorosti vrasheniya zvezd

Tip ob'ekta	, km/s	vmaks, km/s	v*, km/s
Temnye mezhzvezdnye oblaka, oblasti zvezdoobrazovaniya	1	-	-
Zvezdy glavnoi posledovatel'nosti, spektral'nyi klass
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	-	-
Belye karliki	-	40000	4500
Pul'sary	-		140000
Primechanie: - sr. skorost' vrasheniya zvezd v predpolozhenii proizvol'noi orientacii osei vrasheniya; vmaks - maks, nablyudavshayasya skorost' vrasheniya; v* - skorost' vrasheniya zvezdy, pri kotoroi sila gravitac. prityazheniya na ekvatore uravnoveshivaetsya centrobezhnoi siloi.

Ris.3. Velichina srednego momenta vrasheniya, prihodyashegosya na edinicu massy razlichnyh nebesnyh tel (po dannym R. B. Fleka): tesnyh dvoinyh zvezd (melkie tochki), odinochnyh zvezd glavnoi posledovatel'nosti spektral'nyh klassov ot F5 do O5 (zashtrihovannaya oblast'), Solnca (), Solnechnoi sistemy (+) i chetyreh astrometricheskih dvoinyh zvezd, soderzhashih planetoobraznye sostavlyayushie s massami, sravnimymi s massoi Yupitera (krupnye tochki).

Iz tabl. vidno, chto znacheniya izmenyayutsya v hode evolyucii zvezd i na stadii glavnoi posledovatel'nosti sil'no zavisyat ot spektr. klassa zvezdy, sledovatel'no - ee massy (ris. 3). Blizhe vsego i v_maks u zvezd klassa Be (s emissionnymi liniyami), obladayushih okolozvezdnymi obolochkami.

Zvezdy glavnoi posledovatel'nosti s massami , prinadlezhashie k spektr. klassam O5-F2, vrashayutsya dostatochno bystro. Isklyuchenie sostavlyaet uzkii klass medlenno vrashayushihsya zvezd (t. n. Ar- i Am-zvezdy), skorost' vrasheniya k-ryh men'she 50 km/s i ne zavisit ot spektr. klassa. Pochti u vseh zvezd s km/s obnaruzheny sil'nye magn. polya.

Sr. skorosti vrasheniya zvezd s massami men'she 50 km/s i rezko padayut s umen'sheniem massy. Sravnenie skorostei vrasheniya zvezd odnogo spektr. klassa, no raznyh vozrastov pokazyvaet, chto chem starshe zvezda, tem medlennee ona vrashaetsya. Solnce prinadlezhit k medlenno vrashayushimsya zvezdam (v_ek 2 km/s), prichem period solnechnogo vrasheniya zavisit ot gelioshiroty (vblizi polyusov on priblizitel'no na 20% bol'she, chem na ekvatore) i, po-vidimomu, ot glubiny. Eto yavlenie svyazano s prisutstviem na Solnce konvektivnoi obolochki i yavl. odnoi iz prichin, porozhdayushih ciklich. aktivnost' Solnca.

V. z. vliyaet na hod ih evolyucii i na nablyudaemye parametry. Pod deistviem centrobezhnyh sil, voznikayushih pri vrashenii, izmenyaetsya forma zvezdy (poyavlyaetsya nebol'shaya splyusnutost'), pri etom temp-pa poverhnosti zvezdy u polyusov okazyvaetsya nemnogo vyshe, chem u ekvatora. Poetomu vidimaya zvezdnaya velichina zvezdy v opredelennoi mere zavisit ot naklona ee osi vrasheniya k luchu zreniya. Krome togo, centrobezhnye sily chastichno uravnoveshivayut sily tyagoteniya, i v centr. oblasti zvezdy, gde proishodit generaciya energii za schet termoyadernyh reakcii, umen'shayutsya davlenie i temp-ra, a sledovatel'no i skorost' vydeleniya energii. Otsyuda vytekaet, chto vrashayushiesya zvezdy dolzhny obladat' men'shei polnoi svetimost'yu i effektivnoi temperaturoi i medlennee evolyucionirovat'. Dlya bol'shinstva zvezd glavnoi posledovatel'nosti eti izmeneniya ne prevyshayut nesk. procentov. Odnako na stadiyah evolyucii, soprovozhdayushihsya znachit. szhatiem zvezdy, vrashenie mozhet byt' sushestvennym faktorom. Napr., esli v_ek prevysit keplerovskuyu skorost' (pervuyu kosmich. skorost'), to sily prityazheniya ne smogut uderzhat' veshestvo i ono dolzhno ottekat' ot zvezdy, sama zhe zvezda v etom sluchae tormozitsya.

Nablyudeniya pokazyvayut, chto skorost' vrasheniya zvezd slozhnym obrazom izmenyaetsya v hode ih evolyucii. Tak, zvezdy spektral'nogo klassa G pered vyhodom na glavnuyu posledovatel'nost' obladayut skorostyami vrasheniya do 100 km/s. Zatem na rannih stadiyah evolyucii vdol' glavnoi posledovatel'nosti ih vrashenie zamedlyaetsya. Zamedlenie vrasheniya nablyudaetsya takzhe u radiopul'sarov. Eto svyazano s tem, chto istochnikom energii izlucheniya u radiopul'sarov yavl. kinetich. energiya vrasheniya neitronnoi zvezdy. Rentgenovskie pul'sary, izluchayushie za schet diskovoi akkrecii (sm. Akkrecionnye diski), naoborot, uskoryayut svoe vrashenie, t. k. padayushee na zvezdu veshestvo obladaet bol'shim ud. momentom vrasheniya.

Izmeneniya skorosti vrasheniya zvezd mogut byt' obuslovleny dvumya prichinami: sravnitel'no bystrym izmeneniem ob'ema zvezdy s sohraneniem ee momenta vrasheniya (gde R - ekvatorial'nyi radius zvezdy) i izmeneniem momenta vrasheniya. Zamedlenie vrasheniya Ar- i Am-zvezd proishodit v rezul'tate vzaimodeistviya ih magn. polya s okruzhayushei mezhzvezdnoi sredoi. Zamedlenie vrasheniya malomassivnyh zvezd na rannih stadiyah evolyucii vdol' glavnoi posledovatel'nosti osushestvlyaetsya, po-vidimomu, sovmestnym deistviem magn. polya i zvezdnogo vetra, k-rye generiruyutsya za schet konvekcii vo vnesh. obolochke zvezdy. V to zhe vremya, na bystryh stadiyah evolyucii, napr. pri szhatii protozvezdy, perehode ot stadii glavnoi posledovatel'nosti k stadii krasnyh gigantov, pri obrazovanii belyh karlikov i neitronnyh zvezd izmenenie skorosti vrasheniya v znachit. stepeni opredelyaetsya izmeneniem ob'ema zvezdy. Esli by v etih processah sohranyalsya moment vrasheniya kazhdogo elementa zvezdy, to skorost' v_ek izmenyalas' by obratno proporcional'no radiusu v_ek ~1/R. Napr., Solnce, prevrativshis' v belyi karlik s radiusom 6000 km, uvelichilo by skorost' vrasheniya ot 2 do 200 km/s. V deistvitel'nosti skorost' vrasheniya budet izmenyat'sya bolee slozhnym obrazom, t. k. moment vrasheniya mozhet teryat'sya za schet poteri nek-roi doli massy zvezdy, pereraspredelyat'sya vnutri zvezdy, a v tesnyh dvoinyh zvezdah i skopleniyah zvezd izmenyat'sya za schet vzaimodeistviya zvezd.

Osobyi interes predstavlyaet evolyuciya vrasheniya zarozhdayushihsya zvezd (protozvezd), t. k., po-vidimomu, imenno vrashenie opredelyaet, vo chto prevratitsya zvezda - v odinochnuyu, dvoinuyu ili zvezdu s planetnoi sistemoi. Teoretich. issledovaniya pokazali, chto na rannih stadiyah szhatiya sohranyaetsya moment vrasheniya kazhdogo elementa protozvezdy. Centrobezhnye sily narastayut pri szhatii bystree gravitacionnyh. Esli moment vrasheniya protozvezdy velik, to centrobezhnye sily mogut ostanovit' szhatie v napravlenii, perpendikulyarnom osi vrasheniya, i privesti k fragmentacii (raspadu) zvezdy. V rezul'tate obrazuetsya dvoinaya zvezda ili kratnaya sistema zvezd. Odinochnaya zvezda mozhet sformirovat'sya tol'ko v tom sluchae, esli moment vrasheniya protozvezdy dostatochno mal ili otvoditsya ot central'nyh bolee bystro szhimayushihsya oblastei protozvezdy naruzhu. V poslednem sluchae vokrug zvezdy mozhet sformirovat'sya protyazhennyi gazovo-pylevoi disk, iz k-rogo obrazuetsya planetnaya sistema (sm. Proishozhdenie Solnechnoi sistemy). Krome Solnca, sushestvuyut, po-vidimomu, i dr. zvezdy, imeyushie sputniki s massoi, sravnimoi s massoi Yupitera (ris. 3). Odnako pryamyh nablyudatel'nyh dokazatel'stv prisutstviya vokrug zvezd planetnyh sistem, podobnyh solnechnoi, poka net (sm. Nevidimye sputniki zvezd).

Lit.:  Struve O., Linds B., Pillans E., Elementarnaya astronomiya per. s angl., 2 izd., M., 1967; Proishozhdenie Solnechnoi sistemy, per. s angl, i franc. M., 1976; Shklovskii I. S., Zvezdy. Ih rozhdenie, zhizn' i smert', 3 izd., M. 1984; Tassul' Zh.-L., Teoriya vrashayushihsya zvezd, per. s angl., M., 1982.

(T.V. Ruzmaikina)