§ 23. ОБЕРТАННЯ ЗІРОК ТА ОБМІН РЕЧОВИН ВСЕРЕДИНІ ПОДВІЙНИХ СИСТЕМ
Ми бачили, що у ряду зірок нестійкість на поверхні супроводжується швидким їх обертанням (зірки) і ним же, ймовірно, викликана. В іншому випадку вона пов'язана з подвійною природою зірки, на чому ми особливо докладно зупинилися в § 14. Тут ми розглянемо процеси обертання зірок і обміну масами в подвійних системах з позиції еволюційного розвитку зірок.
ОБЕРТАННЯ ЗІРОК РІЗНИХ ТИПІВ
Описаний в § 9 метод визначення осьового обертання зірок (за профілями спектральних ліній), застосований до декількох сотень одиночних зірок, привів до цікавого результату: більша швидкість обертання зустрічається тільки у зірок ранніх спектральних класів - О, В, А, зірки ж класів F, G і більш пізніх обертаються повільно (виключаючи компоненти подвійних зірок типу W Б. Ведмедиці).
Мал. 122. Залежність швидкості обертання зірок від спектрального класу. Темні половинка гуртків відносяться до зірок галактичного фону, світлі - до зірок в скупченнях. Рисочки показують ймовірну похибка знайдених значень швидкості. Оскільки зірки скупчень, як правило, молодші зірок фону, які спостерігаються відмінності можна витлумачити як свідчення існування гальмування в процесі еволюції зірки. (Запозичене з Astronomy and Astrophysics, 1974, v. 33)
Як видно з рис. 122, межа між швидко і повільно обертаються зірками (вона пролягає у спектральних класів F2 - F5) дуже різка, і це не можна приписати випадковості. У той час як серед зірок класу В нередка швидкість понад 200 км / с і навіть 300 км / с, у зірок-карликів спектральних класів F3 - До швидкість обертання менше 10 км / с і практично не піддається визначенню. Зірки-гіганти ведуть себе інакше: в ранніх спектральних класах їх швидкість значно менше, ніж у зірок головної послідовності, а в пізніх - значно більше; так, відомі зірки-гіганти спектральних класів F та G зі швидкістю обертання 75-100 км / с. Надгіганти ж обертаються повільно: у зірок класів Про - ВЗ швидкість обертання близько 100 км / с, а у більш пізніх, ніж В3, - не більше ніж 25 км / с.
Окремі групи зірок мають спільні обертовими характеристиками. Так, В-зірки в Плеядах обертаються в середньому швидше, ніж зірки В взагалі.
І навпаки, зірки В0 - В3 в групі гарячих зірок сузір'я Оріона обертаються значно повільніше, ніж такі ж зірки, що не входять в групи, в той час як серед зірок. В5 - В9 того ж сузір'я майже не спостерігається швидкість обертання менше 50 км / с.
Все сказане відноситься до спостерігається швидкості обертання, т. Е. (§ 9), де - екваторіальна швидкість обертання, - кут між віссю обертання і променем зору. При випадковому розташуванні осей обертання в просторі неважко від розподілу зірок по швидкості перейти до розподілу їх по швидкості на екваторі в середньому на 27% вище можна побачити значень Серед найбільш швидко обертаються зірок (зірок) мала швидкість майже не зустрічається, і можна вважати, що серед них немає невращающихся, а реальна швидкість іноді перевищує 400 км / с. Швидше за все обертаються зірки з оболонками; зокрема, у
Наші уявлення про розміри і масах В-зірок показують, що спостерігається у них швидкість обертання буває близька до критичної, т. Е. До такої, при якій з'являється екваторіальна нестійкість: відцентрове прискорення на екваторі стає рівним або перевершує прискорення сили тяжіння.
Надалі нам необхідно розглянути два питання:
1) Чому швидкості обертання зірок ранніх і пізніх спектральних класів так сильно розрізняються? 2) Яке походження обертання зірок? Втім, обидва ці питання тісно взаємопов'язані.