Обертання зорі

Якщо зоря спостерігається з боку її полюса, то деякі ділянки поверхні наближаються до спостерігача, а деякі віддаляються. Компонент руху, що наближається до спостерігача, називається радіальною швидкістю. Із ефекту Доплера, ділянки диску зорі, що наближаються до нас, викличуть зміщення ліній в її спектрі до фіолетового краю, а ті, що віддаляються — до червоного. Зрозуміло, що лінії одночасно зміститися у протилежних напрямках не можуть. Насправді частина лінії зміститься до одного кінця спектра, частина до іншого, в результаті чого лінія розтягнеться, розшириться. Саме за цим розширенням і можна дізнатися, чи обертаються зорі навколо осей, причому зі зростанням швидкості обертання збільшується і ширина ліній у спектрі зорі[2]. Тим не менш, це розширення повинно бути ретельно відділене від інших ефектів, які можуть викликати збільшення ширини ліній у спектрі зорі.

Для гігантських зір, атмосферні мікротурбулентності можуть призводити до збільшення ширини ліній значно більше, ніж обертання зорі, сильно спотворюючи сигнал. Тим не менш, альтернативний підхід може бути використаний при гравітаційному мікролінзуванні подій. Це відбувається, коли масивний об'єкт проходить перед більш віддаленою зорею та діє як лінза, збільшуючи зображення[3].

Зоря на рисунку має нахил i до променя зору спостерігача на Землі, та швидкості обертання v_e на екваторі.

Компонент радіальної швидкості залежить від нахилу полюса зорі до променя зору. Виміряне значення в довідниках завжди дається як ${\displaystyle v_{e}\cdot \sin i}$, де ${\displaystyle v_{e}}$ — швидкість обертання на екваторі, а ${\displaystyle i}$ — нахил. Оскільки кут i відомий не завжди, то результат вимірювань завжди показує мінімальне значення швидкості обертання зорі. Тобто, якщо i не є прямим кутом, то фактична швидкість більша, ніж ${\displaystyle v_{e}\cdot \sin i}$[2]. Це значення також іноді називають передбачуваною швидкістю обертання. Середні значення екваторіальних швидкостей обертання визначають, вважаючи що осі орієнтовані випадковим чином відносно променя зору та використовують формулу: ${\displaystyle {\overline {v_{e}\cdot \sin i}}=\pi /4v_{e}}$[4].

Якщо зоря показує високу магнітну активність, таку як «зоряні плями», то ці особливості також можна використовувати для оцінки швидкості обертання. Але оскільки плями можуть утворюватися не лише на екваторі, але й в інших місцях, та ще й переноситися по поверхні протягом усього їх життя, то таке диференціальне обертання зорі може призводити до різних ефектів вимірювання[5].

Магнітна активність зір часто пов'язана зі швидким обертанням, тому цей метод також можна використовувати для вимірювання швидкості обертання таких зір[6]. Спостереження «зоряних плям» показало, що ця активність може фактично змінювати швидкість обертання зорі, оскільки магнітні поля впливають на потік газів під поверхнею зорі[7].

Зорі формуються в результаті колапсу низькотемпературної хмари газу та пилу. Як тільки хмара сколапсує, закон збереження моменту імпульсу перетворює навіть невелике загальне обертання протяжної хмари у досить швидке обертання компактного диска. У центрі цього диска формується протозоря, що розігрівається за рахунок гравітаційної енергії колапсу.

В процесі стискання швидкість обертання може збільшуватися до точки, в якій акреційний диск протозорі може розпадатися через дію відцентрової сили на екваторі. Таким чином, обертання повинно сповільнитися протягом перших 100 тисяч років, щоб уникнути подібного сценарію. Одним із можливих пояснень гальмування може бути взаємодія магнітного поля протозорі з зоряним вітром. Зоряний вітер виносить частину кутового моменту та зменшує швидкість обертання майбутньої зорі[16][17].

Більшість зір головної послідовності спектральних класів від F5 і O5 швидко обертаються[9][19]. Для зір цього класу виміряна швидкість обертання збільшується з масою. Це пришвидшення обертання досягає максимуму в молодих, масивних зір класу B. Оскільки очікувана тривалість життя зорі зменшується зі зростанням маси, то це може пояснюватися зниженням швидкості обертання з віком.

Для зір головної послідовності, зниження швидкості обертання може бути апроксимоване математичним співвідношенням:

${\displaystyle \Omega _{e}\propto t^{-{\frac {1}{2}}},}$

де ${\displaystyle \Omega _{e}}$ — кутова швидкість на екваторі й ${\displaystyle t}$ — вік зорі[20]. Це співвідношення називається законом Скуманича, за іменем вченого (англ. Andrew P. Skumanich), який відкрив його 1972 року[21].

Гірохронологія (англ. gyrochronology) — визначення віку зорі на основі швидкості обертання, при якому результати калібруються на основі інформації про Сонце[22].

Зорі повільно втрачають масу, яка витікає у вигляді сонячного вітру з фотосфери. Магнітне поле зорі взаємодіє з викинутою речовиною, в результаті чого відбувається постійна передача моменту імпульсу від зорі. Зорі зі швидкістю обертання понад 15 км/с і швидше втрачають масу, а отже, швидше знижують швидкість обертання. Таким чином, при подальшому обертанні зорі відбувається зниження темпів втрати кутового моменту. У цих умовах зорі поступово сповільнюються, але ніколи не зможуть досягнути повної відсутності обертання[23].

Тісними подвійними системами називають такі системи, в яких дві зорі обертаються одна відносно іншої на середній відстані, що має такий самий порядок, що і їхні діаметри. На таких відстанях починаються набагато складніші взаємодії, ніж просто взаємне притягування. В таких системах існують, наприклад, припливні ефекти, перенос маси і навіть зіткнення. Припливні взаємодії в тісній подвійній системі можуть призвести до зміни орбітальних і обертальних параметрів. Повний кутовий момент системи зберігається, але кутовий момент може передаватися таким чином, що виникають періодичні зміни між періодами взаємного обертання зір та швидкостями обертання навколо власної осі[24].

Кожен із членів тісної подвійної системи гравітаційно взаємодіє із зорею-компаньйоном. Однак випуклості можуть трохи відхилятися від перпендикуляра відносно напрямку гравітаційного притягування. Таким чином, сила тяжіння створює обертальний момент на виступі, в результаті чого здійснюється передача кутового моменту. Це призводить до того, що система стає нестабільною, хоча вона може наблизитися до стану стійкої рівноваги. Ефект може бути складнішим у тих випадках, коли вісь обертання не перпендикулярна до площини орбіти[24].

Для контактних або дуже тісних подвійних систем, передача маси від зорі до її супутника може також призвести до значної передачі кутового моменту. Супутник, що акреціює, може досягнути критичної швидкості обертання, коли почнеться втрата маси вздовж екватора[25].

Після того, як зоря закінчила виробництво енергії шляхом термоядерного синтезу, вона перетворюється у компактніший, вироджений об'єкт. В ході цього процесу розміри зорі значно зменшуються, що може призвести до відповідного збільшення кутової швидкості.

Нейтронна зоря

Нейтронна зоря (в центрі) випускає потік випромінювання з магнітних полюсів. Потік описує конічну поверхню навколо осі обертання.

Нейтронна зоря є дуже щільним зоряним залишком, який переважно складається з нейтронів — частинок, що входять до складу атомних ядер, і не мають електричного заряду. Маса нейтронної зорі становить від 1,35 до 2,1 мас Сонця. В результаті колапсу, знову утворені нейтронні зорі можуть мати дуже високу швидкість обертання, порядку тисячі обертів за секунду[28].

Пульсари є нейтронними зорями, що обертаються, та мають сильне магнітне поле. Вузький пучок електромагнітного випромінювання виходить із полюсів пульсарів, що обертаються. Якщо пучок спрямований в бік Сонячної системи, то періодичні імпульси пульсара можна зареєструвати на Землі. Енергія, що випромінюється магнітним полем поступово зменшує швидкість обертання, в результаті чого імпульси старих пульсарів мають період декілька секунд[29].

• Розширення спектральної лінії за рахунок обертання зорі