Вращение звезд. (Тема 17)

1.

2.

Вращение Солнца
1611 Фабрициус обнаружил движение пятен
на солнце в течение двух недель. Шнейдер
предположил, что это объясняется наличием
планет. Началась долгая война «пятнапланеты»
1612 Галилей подтвердил идею Фабрициуса

3.

Солнце вращается дифференциально!
1630: Шейнер показал, что пятна около экватора
вращаются быстрее
1850: Каррингтон, Шперер и Фей предложили закон
вращения – зависимость угловой скорости от широты
14037 3010' Sin 2

4.

Важность изучения вращения:
- - Перемешивание: вращение
вызывает циркуляционные потоки
и неустойчивость, которая перераспределяет тяжелые элементы и
угловую инерцию в пределах
звезды. В частности, круговорот и
турбулентность, возможно,
взаимодействуют, чтобы вынудить
тяжелые элементы распространяться к поверхности. Это вызывает
дополнительное перемешивание и
турбулентность в звезде и вызывает обогащение атмосферы звезды и
явление пекулярных звезд,
- Изменение равновесной конфигурации: угловая скорость вращения добавляется
к центробежной силе, изменяя форму поверхности звезды и ее температуру по
поверхности - повышение температуры на полюсах и понижение температуры на
экваторе.
- Изменяет положение звезды на ДРГ.

5.

Вращение изменяет
положение звезды на ДРГ

6.

7.

Используемые методы
Метод
Спектроскопия
Фотометрия
Интерферометрия
Сейсмология
Точность
10%
0.1%
10-30%
?
Применение
Все звезды
Звезды с
пятнами
Яркие близкие
звезды
Яркие звезды
Величины
Vsini,'dV/d
Prot,dProt/d
Veq, (dV/d ), i
Prot, (r), i
Ограничение
Спектральное
разрешение
Длительность Быстрые
кривой блеска ротаторы
Долговремен
ная кривая
блеска (без
перерывов)
Только для одной звезды (Солнца) мы имеем все
парметры : Veq,Prot, I, dP/dθ,

8.

Как узнать, что звезда вращается:
-вращение уширивает все линии в спектре,
-уширение линий больше для длинноволновой
области спектра,
-если наблюдаются мультиплетные линии, то
отношения их эквивалентных ширин будут всегда
раны известным теоретическим отношениям для
линий мультиплетов независимо от скорости
вращения.

9.

10.

Первое приближение в теории:
-звезда сферически симметричная,
-потемнение диска к краю отсутствует,
-вращение твердотельное,
-исходный профиль линии (т.е. в отсутствии
вращения) намного уже, чем профиль с вращением.
Второе приближение в теории:
-учет потемнения диска к краю,
-учет дифференциального вращения,
-учет изменения формы звезды (при быстром
вращении,
-учет гравитационного потемнения диска,
-зависимость силы линии от широты и углового
расстояния ри лимба.

11.

Вращение звезды
- Каждая полоса вращается со
своей скоростью
- От каждой полосы исходит
излучение, смещенное из-за
вращения по частоте (эффект
Доплера): правая половина
диска дает красное смещение
-левая – синее смещение по
частоте
суммарное по всему диску излучение дает
спектральную линию, уширенную как в синюю
так и в красную стороны
-

12.

Полюс
r
r
К
наблюдателю
Звезда

13.

А
z
y
В
*
i
x
- Ось Z направлена к наблюдателю.
- Оси X и Y перпендикулярны оси Z,
поэтому плоскость YOX является
картинной. Они ориентированы таким
образом, чтобы ось вращения
(фиолетовая линия) лежала в плоскости
ZOY.
- Точка А находится на поверхности звезды, а ее проекция (точка В)
в картинной плоскости диска звезды.
- Если бы звезда не вращалась,
то из точки В исходило бы излучение
I (X,Y, - 0)
- Но из-за вращения точки А излучение из ее проекции (точки В) для
наблюдателя будет казаться смещенным по частоте:
I (X,Y, - 0± 0VZ/c)
VZ – проекция скорости вращения точки А на луч зрения (на ось Z)

14.

V [ r ]
( x , y , z ) (0, sin i, cos i )
r ( x, y , z )
i
j k
V [ r ] x y z i Vx - j V y k Vz
x
y
z
V
Vz ( y x x y ) x Sini x Sini
R
xV
I ( x, y, 0 0
Sini )
cR

15.

r
1
1 x 2
1
0
dx
xV
I x, y, 0 0
Sini dy
c
1 x 2
1
dx I
1
0
( x, y )dy
0
I 0 ( x, y ) интенсивность в континууме
Каков профиль в спектре
невращающейся звезды r ?
y
+
x
I ( x, y, v v0 )
r ( x, y , v 0 )
I 0 ( x, y )

16.

Основное предположение метода: излучение в
линии в спектре не вращающейся звезды
одинаково для всех точек диска
I x, y, 0 r ( 0 ) I 0 ( x, y )
xV
xV
I x, y, 0 0
Sini r 0 0
Sini I 0 ( x, y )
cy
c
νo
x

17.

r 0
1
1 x 2
1
0
dx
xV
r 0 0
Sini I 0 ( x, y )dy
c
1
1 x 2
dx I
1
0
( x, y )dy
0
V
r 0 r 0 0 xSin i A( x)dx
c
1
1
1 x 2
A( x)
I
0
( x, y )dy
0
1
1 x 2
dx I
1
t
0
V
0 Sini
c
0
( x, y )dy
0
1
r (t ) r t x A( x)dx
1

18.

Законы потемнения:
I 0 ( x , y ) const 1 Cos
I 0 ( x , y ) const 1 ' ' Cos
I 0 ( x , y ) const 1 a(1 Cos (1 Cos 2 ))
I 0 ( x , y ) const 1 c(1 Cos d (1 Cos )
I 0 ( x , y ) const 1 e(1 Cos ) g(1 Cos ln Cos )
3
A(x)
3 2
2
2
2
1 x 2 (1 x )

19.

1
r ( t ) r ( t x ) A( x )dx
1
Как найти
(1)
r ( t x ) - профиль линии в спектре
невращающейся звезды ?
Первый метод:
- по каталогам ищем звезду с нулевой скоростью.
Эта звезда должна иметь спектральный класс и
класс светимости, близкие к исследуемой звезде,
- выбираем исследуемую линию в спектре этой
звезды,
- определяем ее профиль и подставляем в (1).
Второй метод:
- для звезды надо определить Тeff и log g,
- по моделям рассчитать профиль линии.

20.

Рекомендации для пользователей:
-для О9-В8 звезд использовать линию HeI 4471A
-для В8-F0 звезд использовать MgII 4481 A
-для F0-F8 звезд использовать FeI 4476 A

21.

Профили при разных Vsin i
Vsin i= 10 м/сек
5
3
0
На рисунке показано изменение
профиля слабой линии FeI в
зависимости от скорости
вращения
На рисунке показано изменение профиля
сильной линии FeI в зависимости от
скорости вращения в км/сек

22.

Схематическое изображение влия
ния звездных пятен на вид линии
поглощения в спектре звезды.
По горизонтали — длина волны
(увеличивается слева направо) и
соответствующая ей скорость
движения пятна на поверхности,
по вертикали — интенсивность
света данной длины волны.
В излучении каждого участка
поверхности имеется только узкая
линия поглощения, сдвинутая на
длину волны, соответствующую v*sin i. Когда на этом участке появляется
пятно, свет всех длин волн, приходящий с этого участка, ослабевает, но свет,
который и так уже был ослаблен линией поглощения, ослабевает меньше.
Таким образом, каждое пятно соответствует подъему на наблюдаемой
зависимости интенсивности от длины волны, который появляется на
коротковолновом краю линии и сдвигается в длинноволновый при вращении.
Если пытаться описать линию ее обычным профилем, то, наоборот, будет
казаться, что она вся сдвигается сначала в красную, а потом в синюю сторону.

23.

•Массивные звезды вращаются быстрее с быстрым
падением скорости около F-звезд(начинается конвекция)
•У маломассивных звезд падение скорости происходит
быстрее

24. Быстровращающиеся звезды

• Критическая скорость
1/ 2
Vcrit
M / M sun
GM
kм сек 1
437
R
R / Rsun
• Самое близкое
приближение
теоретической кривой
приходится на Взвезды. Это Ве-звезды
24