Звездное вращение

На этой иллюстрации показано сплюснутое состояние звезды Ахернар, вызванное быстрым вращением.

Вращение звезды – это угловое движение звезды . вокруг своей оси Скорость вращения можно измерить по спектру звезды или путем измерения времени движения активных объектов на поверхности.

Вращение звезды вызывает экваториальную выпуклость под действием центробежной силы . Поскольку звезды не являются твердыми телами, они также могут подвергаться дифференциальному вращению . Таким образом, экватор звезды может вращаться с другой угловой скоростью, чем на более высоких широтах . Эти различия в скорости вращения внутри звезды могут играть значительную роль в генерации звездного магнитного поля . ^[1]

В свою очередь магнитное поле звезды взаимодействует со звездным ветром . По мере удаления ветра от звезды его угловая скорость уменьшается. Магнитное поле звезды взаимодействует с ветром, который тормозит вращение звезды. В результате угловой момент передается от звезды ветру, и со временем это постепенно замедляет скорость вращения звезды.

Измерение

Если за звездой не наблюдают со стороны ее полюса, участки поверхности имеют некоторое движение к наблюдателю или от него. Компонента движения, направленная в сторону наблюдателя, называется лучевой скоростью. Для участка поверхности с лучевой составляющей скорости в сторону наблюдателя излучение смещается в сторону более высокой частоты из-за доплеровского сдвига . Аналогично область, в которой компонент удаляется от наблюдателя, смещается к более низкой частоте. Когда наблюдаются линии поглощения звезды, этот сдвиг на каждом конце спектра приводит к расширению линии. ^[2] Однако это уширение необходимо тщательно отделять от других эффектов, которые могут увеличить ширину линии.

{\displaystyle я} — Эта звезда имеет наклон $i$ лучу зрения наблюдателя на Земле и скорости вращения *v _e* на экваторе.

Компонента лучевой скорости, наблюдаемая через уширение линии, зависит от наклона полюса звезды к лучу зрения. Полученное значение определяется как $v_{\mathrm {e} }\cdot \sin i$ , где $v_{\mathrm {e} }$ - скорость вращения на экваторе и $i$ это наклон. Однако, $i$ не всегда известно, поэтому результат дает минимальное значение скорости вращения звезды. То есть, если $i$ не прямой угол , то фактическая скорость больше, чем $v_{\mathrm {e} }\cdot \sin i$ . ^[2] Иногда ее называют проецируемой скоростью вращения. В быстро вращающихся звездах поляриметрия предлагает метод восстановления фактической скорости, а не только скорости вращения; эта техника до сих пор применялась только к Регулусу . ^[3]

Для звезд-гигантов атмосферная микротурбулентность может привести к уширению линий, которое намного больше, чем эффекты вращения, эффективно заглушая сигнал. Однако можно использовать альтернативный подход, использующий события гравитационного микролинзирования . Они возникают, когда массивный объект проходит перед более отдаленной звездой и действует как линза, кратковременно увеличивая изображение. Более подробная информация, собранная таким образом, позволяет отличить эффекты микротурбулентности от вращения. ^[4]

Если звезда демонстрирует магнитную поверхностную активность, такую как звездные пятна , то эти особенности можно отслеживать, чтобы оценить скорость вращения. Однако такие особенности могут формироваться в других местах, помимо экватора, и могут мигрировать по широтам в течение своей жизни, поэтому дифференциальное вращение звезды может давать различные измерения. Магнитная активность звезд часто связана с быстрым вращением, поэтому этот метод можно использовать для измерения таких звезд. ^[5] Наблюдение за звездными пятнами показало, что эти особенности могут фактически изменять скорость вращения звезды, поскольку магнитные поля изменяют поток газов в звезде. ^[6]

Физические эффекты

Экваториальная выпуклость

Гравитация имеет тенденцию сжимать небесные тела в идеальную сферу, форму, в которой вся масса находится как можно ближе к центру тяжести. Но вращающаяся звезда имеет не сферическую форму, а экваториальную выпуклость.

По мере того, как вращающийся протозвездный диск сжимается, образуя звезду, его форма становится все более и более сферической, но сжатие не доходит до идеальной сферы. На полюсах вся сила тяжести усиливает сжатие, но на экваторе эффективная сила тяжести уменьшается под действием центробежной силы. Окончательная форма звезды после звездообразования является равновесной формой в том смысле, что эффективная гравитация в экваториальной области (уменьшаясь) не может придать звезде более сферическую форму. Вращение также приводит к гравитационному затемнению на экваторе, как описано теоремой Цейпеля .

Крайний пример экваториальной выпуклости находится на звезде Регул А (α Леониса А). Экватор этой звезды имеет измеренную скорость вращения 317 ± 3 км/с. Это соответствует периоду вращения 15,9 часов, что составляет 86% скорости, при которой звезда распалась бы. Экваториальный радиус этой звезды на 32% больше полярного радиуса. ^[7] Другие быстро вращающиеся звезды включают Альфу Араэ , Плейону , Вегу и Ахернар .

Скорость распада звезды — это выражение, которое используется для описания случая, когда центробежная сила на экваторе равна гравитационной силе. Чтобы звезда была стабильной, скорость вращения должна быть ниже этого значения. ^[8]

Дифференциальное вращение

поверхности Дифференциальное вращение наблюдается на таких звездах, как Солнце, когда угловая скорость меняется в зависимости от широты. Обычно угловая скорость уменьшается с увеличением широты. Однако наблюдалось и обратное, например, у звезды HD 31993. ^[9]^[10] Первой такой звездой, помимо Солнца, дифференциальное вращение которой подробно отображено, является AB Doradus . ^[1]^[11]

Основной механизм, вызывающий дифференциальное вращение, — это турбулентная конвекция внутри звезды. Конвективное движение переносит энергию к поверхности посредством массового движения плазмы. Эта масса плазмы несет в себе часть угловой скорости звезды. Когда турбулентность возникает в результате сдвига и вращения, угловой момент может перераспределяться на разные широты посредством меридионального потока . ^[12]^[13]

Границы между областями с резкими различиями во вращении считаются эффективными местами для динамо-процессов, генерирующих звездное магнитное поле . Существует также сложное взаимодействие между распределением вращения звезды и ее магнитным полем, при этом преобразование магнитной энергии в кинетическую энергию изменяет распределение скоростей. ^[1]

Торможение вращением

Во время формирования

Считается, что звезды образовались в результате коллапса низкотемпературного облака газа и пыли. Когда облако коллапсирует, сохранение углового момента приводит к увеличению любого небольшого чистого вращения облака, заставляя материал превращаться во вращающийся диск. В плотном центре этого диска образуется протозвезда , которая получает тепло от гравитационной энергии коллапса.

По мере продолжения коллапса скорость вращения может увеличиться до такой степени, что аккрецирующая протозвезда может разрушиться из-за центробежной силы на экваторе. Таким образом, чтобы избежать этого сценария, скорость вращения необходимо замедлить в течение первых 100 000 лет. Одним из возможных объяснений торможения является взаимодействие магнитного поля протозвезды со звездным ветром при магнитном торможении . Расширяющийся ветер уносит угловой момент и замедляет скорость вращения коллапсирующей протозвезды. ^[14]^[15]

Средний
ротационный
скорости ^[16]
Звездный сорт	в _е (км/с)
О5	190
Б0	200
Б5	210
А0	190
А5	160
Ф0	95
F5	25
G0	12

большинство звезд главной последовательности со спектральным классом между O5 и F5 быстро вращаются. Было обнаружено, что ^[7]^[17] Для звезд этого диапазона измеренная скорость вращения увеличивается с увеличением массы. Пик этого увеличения вращения приходится на молодые массивные звезды B-класса. «Поскольку ожидаемая продолжительность жизни звезды уменьшается с увеличением массы, это можно объяснить снижением скорости вращения с возрастом». ^{[ нужна ссылка ]}

После формирования

Для звезд главной последовательности снижение вращения можно аппроксимировать математическим соотношением:

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

где $\Omega _{\mathrm {e} }$ - угловая скорость на экваторе и $t$ возраст звезды. ^[18] Это соотношение названо законом Скуманича в честь Эндрю П. Скуманича, открывшего его в 1972 году. ^[19]^[20]^[21]Гирохронология — это определение возраста звезды на основе скорости вращения, калиброванной по Солнцу. ^[22]

Звезды медленно теряют массу за счет испускания звездного ветра из фотосферы. Магнитное поле звезды оказывает крутящий момент на выброшенное вещество, что приводит к устойчивой передаче углового момента от звезды. Звезды со скоростью вращения более 15 км/с также демонстрируют более быструю потерю массы и, следовательно, более высокую скорость затухания вращения. Таким образом, поскольку вращение звезды замедляется из-за торможения, происходит уменьшение скорости потери углового момента. В этих условиях звезды постепенно приближаются, но никогда не достигают состояния нулевого вращения. ^[23]

В конце основной последовательности

Ультрахолодные карлики и коричневые карлики с возрастом вращаются быстрее из-за гравитационного сжатия. Эти объекты также имеют магнитные поля, подобные самым холодным звездам. Однако открытие быстро вращающихся коричневых карликов, таких как коричневый карлик T6 WISEPC J112254.73+255021.5 ^[24] подтверждает теоретические модели, которые показывают, что торможение вращения звездными ветрами более чем в 1000 раз менее эффективно в конце главной последовательности. ^[25]

Тесные бинарные системы

Тесная двойная звездная система возникает, когда две звезды вращаются вокруг друг друга на расстоянии в среднем того же порядка, что и их диаметры. На этих расстояниях могут происходить более сложные взаимодействия, такие как приливные эффекты, перенос массы и даже столкновения. Приливные взаимодействия в тесной двойной системе могут приводить к модификации орбитальных и вращательных параметров. Полный угловой момент системы сохраняется, но угловой момент может передаваться между орбитальными периодами и скоростями вращения. ^[26]

Каждый из членов тесной двойной системы вызывает приливы друг к другу посредством гравитационного взаимодействия. Однако выпуклости могут быть слегка смещены относительно направления гравитационного притяжения. Таким образом, сила гравитации создает компонент крутящего момента на выпуклости, что приводит к передаче углового момента ( приливное ускорение ). Это заставляет систему устойчиво развиваться, хотя она может приближаться к устойчивому равновесию. Эффект может быть более сложным в тех случаях, когда ось вращения не перпендикулярна плоскости орбиты. ^[26]

Для контактных или полуразделенных двойных систем передача массы от звезды к ее компаньону также может привести к значительной передаче углового момента. Аккрецирующий спутник может раскрутиться до точки, где он достигнет критической скорости вращения , и начнет терять массу вдоль экватора. ^[27]

Вырожденные звезды

После того, как звезда перестает генерировать энергию посредством термоядерного синтеза , она переходит в более компактное, вырожденное состояние. В ходе этого процесса размеры звезды значительно уменьшаются, что может привести к соответствующему увеличению угловой скорости.

Белый карлик

Белый карлик — это звезда, состоящая из материала, который является побочным продуктом термоядерного синтеза в начале ее жизни, но которой не хватает массы для сжигания более массивных элементов. Это компактное тело, поддерживаемое квантово-механическим эффектом, известным как давление электронного вырождения , которое не позволит звезде коллапсировать дальше. Обычно большинство белых карликов имеют низкую скорость вращения, скорее всего, в результате торможения вращения или потери углового момента, когда звезда-прародитель потеряла свою внешнюю оболочку. ^[28] (См. Планетарная туманность .)

Медленно вращающаяся звезда белого карлика не может превысить предел Чандрасекара в 1,44 солнечной массы без коллапса с образованием нейтронной звезды или взрыва сверхновой типа Ia . Как только белый карлик достигнет этой массы, например, в результате аккреции или столкновения, гравитационная сила превысит давление, оказываемое электронами. Однако если белый карлик быстро вращается, эффективная гравитация уменьшается в экваториальной области, что позволяет белому карлику превысить предел Чандрасекара. Такое быстрое вращение может произойти, например, в результате прироста массы, приводящего к передаче углового момента. ^[29]

Нейтронная звезда

Нейтронная звезда — это очень плотный остаток звезды, состоящий в основном из нейтронов — частицы, которая содержится в большинстве атомных ядер и не имеет суммарного электрического заряда. Масса нейтронной звезды находится в диапазоне от 1,2 до 2,1 массы Солнца . В результате коллапса вновь образовавшаяся нейтронная звезда может иметь очень высокую скорость вращения; порядка ста оборотов в секунду.

Пульсары — это вращающиеся нейтронные звезды, обладающие магнитным полем. Узкий пучок электромагнитного излучения исходит от полюсов вращающихся пульсаров. Если луч пройдет мимо направления Солнечной системы, пульсар создаст периодический импульс, который можно будет обнаружить с Земли. Энергия, излучаемая магнитным полем, постепенно замедляет скорость вращения, так что более старым пульсарам между импульсами может потребоваться до нескольких секунд. ^[30]

Черная дыра

Черная дыра — это объект с гравитационным полем, достаточно мощным, чтобы препятствовать выходу света. Когда они образуются в результате коллапса вращающейся массы, они сохраняют весь угловой момент, который не теряется в виде выброшенного газа. Это вращение приводит к тому, что пространство внутри сплюснутого сфероида, называемого «эргосферой», увлекается черной дырой. Масса, попадающая в этот объем, в результате этого процесса получает энергию, и некоторая часть массы затем может быть выброшена, не попадая в черную дыру. Когда масса выбрасывается, черная дыра теряет угловой момент (« процесс Пенроуза »). ^[31] Скорость вращения черной дыры, как было измерено, достигает 98,7% скорости света . ^[32]

См. также

Эффект Росситера – Маклафлина

Ссылки

^ Перейти обратно: ^а ^б ^с Донати, Жан-Франсуа (5 ноября 2003 г.). «Дифференциальное вращение звезд, отличных от Солнца» . Лаборатория астрофизики Тулузы . Проверено 24 июня 2007 г.
^ Перейти обратно: ^а ^б Шайн, Г.; Струве, О. (1929). «О вращении звезд» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 89 (3): 222–239. Бибкод : 1929MNRAS..89..222S . дои : 10.1093/mnras/89.3.222 .
^ Коттон, Дэниел В.; Бейли, Джереми; Ховарт, Ян Д; Ботт, Кимберли; Кедзиора-Чудчер, Луцина; Лукас, П.В.; Хаф, Дж. Х. (2017). «Поляризация из-за вращательного искажения яркой звезды Регул». Природная астрономия . 1 (10): 690–696. arXiv : 1804.06576 . Бибкод : 2017NatAs...1..690C . дои : 10.1038/s41550-017-0238-6 . S2CID 53560815 .
^ Гулд, Эндрю (1997). «Измерение скорости вращения звезд-гигантов с помощью гравитационного микролинзирования». Астрофизический журнал . 483 (1): 98–102. arXiv : astro-ph/9611057 . Бибкод : 1997ApJ...483...98G . дои : 10.1086/304244 . S2CID 16920051 .
^ Вскоре В.; Фрик, П.; Балюнас, С. (1999). «О вращении звезд». Астрофизический журнал . 510 (2): Л135–Л138. arXiv : astro-ph/9811114 . Бибкод : 1999ApJ...510L.135S . дои : 10.1086/311805 . S2CID 9517804 .
^ Коллиер Кэмерон, А.; Донати, Ж.-Ф. (2002). «Делаем поворот: вековые изменения в дифференциальном вращении поверхности на AB Doradus» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 329 (1): L23–L27. arXiv : astro-ph/0111235 . Бибкод : 2002MNRAS.329L..23C . дои : 10.1046/j.1365-8711.2002.05147.x . S2CID 11292613 .
^ Перейти обратно: ^а ^б Макалистер, штат Ха; тен Бруммелаар, штат Техас; и др. (2005). «Первые результаты работы массива CHARA. I. Интерферометрическое и спектроскопическое исследование быстрого вращателя Alpha Leonis (Regulus)». Астрофизический журнал . 628 (1): 439–452. arXiv : astro-ph/0501261 . Бибкод : 2005ApJ...628..439M . дои : 10.1086/430730 . S2CID 6776360 .
^ Хардорп, Дж.; Стритматтер, Пенсильвания (8–11 сентября 1969 г.). «Вращение и эволюция звезд». Труды IAU Colloq. 4 . Университет штата Огайо, Колумбус, Огайо: Издательство Gordon and Breach Science. п. 48. Бибкод : 1970stro.coll...48H .
^ Кичатинов, Л.Л.; Рюдигер, Г. (2004). «Антисолнечное дифференциальное вращение». Астрономические новости . 325 (6): 496–500. arXiv : astro-ph/0504173 . Бибкод : 2004AN....325..496K . дои : 10.1002/asna.200410297 . S2CID 59497102 .
^ Рюдигер, Г.; фон Рековски, Б.; Донахью, РА; Балюнас, С.Л. (1998). «Дифференциальное вращение и меридиональный поток для быстро вращающихся звезд солнечного типа» . Астрофизический журнал . 494 (2): 691–699. Бибкод : 1998ApJ...494..691R . дои : 10.1086/305216 .
^ Донати, Ж.-Ф.; Коллиер Кэмерон, А. (1997). «Дифференциальное вращение и картины магнитной полярности на AB Doradus» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 291 (1): 1–19. Бибкод : 1997MNRAS.291....1D . дои : 10.1093/mnras/291.1.1 .
^ Кораб, Холли (25 июня 1997 г.). «Доступ NCSA: 3D-моделирование звезд» . Национальный центр суперкомпьютерных приложений . Проверено 27 июня 2007 г.
^ Кюкер, М.; Рюдигер, Г. (2005). «Дифференциальное вращение на нижней главной последовательности». Астрономические новости . 326 (3): 265–268. arXiv : astro-ph/0504411 . Бибкод : 2005AN....326..265K . дои : 10.1002/asna.200410387 . S2CID 119386346 .
^ Феррейра, Дж.; Пеллетье, Г.; Аппл, С. (2000). «Пересоединение X-ветров: замедление вращения протозвезд малой массы» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 312 (2): 387–397. Бибкод : 2000MNRAS.312..387F . дои : 10.1046/j.1365-8711.2000.03215.x .
^ Девитт, Терри (31 января 2001 г.). «Что тормозит безумно вращающиеся звезды?» . Университет Висконсин-Мэдисон . Проверено 27 июня 2007 г.
^ МакНелли, Д. (1965). «Распределение углового момента среди звезд главной последовательности». Обсерватория . 85 : 166–169. Бибкод : 1965Obs....85..166M .
^ Петерсон, Дин М.; и др. (2004). «Устранение эффектов вращения звезд ранних типов». Новые рубежи звездной интерферометрии, Труды SPIE, том 5491 . Беллингем, Вашингтон, США: Международное общество оптической инженерии. п. 65. Бибкод : 2004SPIE.5491...65P . CiteSeerX 10.1.1.984.2939 . дои : 10.1117/12.552020 .
^ Тассул, Жан-Луи (2000). Звездное вращение (PDF) . Кембридж, Массачусетс: Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-77218-1 . Проверено 26 июня 2007 г.
^ Скуманич, Эндрю П. (1972). «Временные масштабы затухания выбросов CA II, торможения при вращении и истощения лития». Астрофизический журнал . 171 : 565. Бибкод : 1972ApJ...171..565S . дои : 10.1086/151310 .
^ Скуманич, Андрей П.; Эдди, Дж. А. (1981). Бонне, РМ; Дюпри, АК (ред.). Аспекты долгосрочной изменчивости Солнца и звезд – В кн.: Солнечные явления в звездах и звездных системах . Хингхэм, Массачусетс: Д. Рейдель. стр. 349–398.
^ Скуманич, Эндрю П. (2023). «Моя успешная жизнь в науке» . Солнечная физика . 298 (9): 110. arXiv : 2309.16728 . Бибкод : 2023SoPh..298..110S . дои : 10.1007/s11207-023-02199-2 . Проверено 9 июня 2024 г.
^ Барнс, Сидней А. (2007). «Возраст иллюстративных звезд поля с использованием гирохронологии: жизнеспособность, ограничения и ошибки». Астрофизический журнал . 669 (2): 1167–1189. arXiv : 0704.3068 . Бибкод : 2007ApJ...669.1167B . дои : 10.1086/519295 . S2CID 14614725 .
^ Нариаи, Кёдзи (1969). «Потеря массы из-за короны и ее влияние на вращение звезд». Астрофизика и космическая наука . 3 (1): 150–159. Бибкод : 1969Ap&SS...3..150N . дои : 10.1007/BF00649601 . hdl : 2060/19680026259 .
^ Маршрут, М.; Вольщан, А. (20 апреля 2016 г.). «Радиовспышка от карлика Т6 WISEPC J112254.73+255021.5 с возможной сверхкороткой периодичностью» . Письма астрофизического журнала . 821 (2): Л21. arXiv : 1604.04543 . Бибкод : 2016ApJ...821L..21R . дои : 10.3847/2041-8205/821/2/L21 . S2CID 118478221 .
^ Маршрут, М. (10 июля 2017 г.). «Является ли WISEP J060738.65+242953.4 действительно магнитно-активным L-карликом с полюсом?» . Астрофизический журнал . 843 (2): 115. arXiv : 1706.03010 . Бибкод : 2017ApJ...843..115R . дои : 10.3847/1538-4357/aa78ab . S2CID 119056418 .
^ Перейти обратно: ^а ^б Хат, П. (1999). «Приливная эволюция в тесных двойных системах». Астрономия и астрофизика . 99 (1): 126–140. Бибкод : 1981A&A....99..126H .
^ Уивер, Д.; Николсон, М. (4 декабря 1997 г.). «Потеря одной звезды — приобретение другой: Хаббл запечатлел краткий момент из жизни оживленного дуэта» . НАСА Хаббл . Проверено 3 июля 2007 г.
^ Уилсон, Луизиана; Сталио, Р. (1990). Угловой момент и потеря массы горячих звезд (1-е изд.). Спрингер. стр. 315–16. ISBN 978-0-7923-0881-2 .
^ Юн, Южная Каролина; Лангер, Н. (2004). «Предсверхновая эволюция аккрецирующих белых карликов с вращением». Астрономия и астрофизика . 419 (2): 623–644. arXiv : astro-ph/0402287 . Бибкод : 2004A&A...419..623Y . дои : 10.1051/0004-6361:20035822 . S2CID 2963085 .
^ Лоример, доктор медицинских наук (28 августа 1998 г.). «Двойные и миллисекундные пульсары» . Живые обзоры в теории относительности . 1 (1). Max-Planck-Gesellschaft: 10. Бибкод : 1998LRR.....1...10L . дои : 10.12942/lrr-1998-10 . ПМЦ 5567244 . ПМИД 28937181 .
^ Бегельман, Митчелл К. (2003). «Доказательства существования черных дыр». Наука . 300 (5627): 1898–1903. Бибкод : 2003Sci...300.1898B . дои : 10.1126/science.1085334 . ПМИД 12817138 . S2CID 46107747 .
^ Тьюн, Ли (29 мая 2007 г.). «Впервые измерено вращение сверхмассивных черных дыр» . Отдел новостей Университета Мэриленда . Проверено 25 июня 2007 г.

Внешние ссылки

Персонал (28 февраля 2006 г.). «Звездные пятна и циклическая активность: подробные результаты» . ETH Цюрих. Архивировано из оригинала 16 марта 2008 года . Проверено 16 марта 2008 г.

[donati2003-1] Перейти обратно: ^а ^б ^с Донати, Жан-Франсуа (5 ноября 2003 г.). «Дифференциальное вращение звезд, отличных от Солнца» . Лаборатория астрофизики Тулузы . Проверено 24 июня 2007 г.

[mnras89-2] Перейти обратно: ^а ^б Шайн, Г.; Струве, О. (1929). «О вращении звезд» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 89 (3): 222–239. Бибкод : 1929MNRAS..89..222S . дои : 10.1093/mnras/89.3.222 .

[3] Коттон, Дэниел В.; Бейли, Джереми; Ховарт, Ян Д; Ботт, Кимберли; Кедзиора-Чудчер, Луцина; Лукас, П.В.; Хаф, Дж. Х. (2017). «Поляризация из-за вращательного искажения яркой звезды Регул». Природная астрономия . 1 (10): 690–696. arXiv : 1804.06576 . Бибкод : 2017NatAs...1..690C . дои : 10.1038/s41550-017-0238-6 . S2CID 53560815 .

[4] Гулд, Эндрю (1997). «Измерение скорости вращения звезд-гигантов с помощью гравитационного микролинзирования». Астрофизический журнал . 483 (1): 98–102. arXiv : astro-ph/9611057 . Бибкод : 1997ApJ...483...98G . дои : 10.1086/304244 . S2CID 16920051 .

[5] Вскоре В.; Фрик, П.; Балюнас, С. (1999). «О вращении звезд». Астрофизический журнал . 510 (2): Л135–Л138. arXiv : astro-ph/9811114 . Бибкод : 1999ApJ...510L.135S . дои : 10.1086/311805 . S2CID 9517804 .

[6] Коллиер Кэмерон, А.; Донати, Ж.-Ф. (2002). «Делаем поворот: вековые изменения в дифференциальном вращении поверхности на AB Doradus» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 329 (1): L23–L27. arXiv : astro-ph/0111235 . Бибкод : 2002MNRAS.329L..23C . дои : 10.1046/j.1365-8711.2002.05147.x . S2CID 11292613 .

[apj628-7] Перейти обратно: ^а ^б Макалистер, штат Ха; тен Бруммелаар, штат Техас; и др. (2005). «Первые результаты работы массива CHARA. I. Интерферометрическое и спектроскопическое исследование быстрого вращателя Alpha Leonis (Regulus)». Астрофизический журнал . 628 (1): 439–452. arXiv : astro-ph/0501261 . Бибкод : 2005ApJ...628..439M . дои : 10.1086/430730 . S2CID 6776360 .

[8] Хардорп, Дж.; Стритматтер, Пенсильвания (8–11 сентября 1969 г.). «Вращение и эволюция звезд». Труды IAU Colloq. 4 . Университет штата Огайо, Колумбус, Огайо: Издательство Gordon and Breach Science. п. 48. Бибкод : 1970stro.coll...48H .

[9] Кичатинов, Л.Л.; Рюдигер, Г. (2004). «Антисолнечное дифференциальное вращение». Астрономические новости . 325 (6): 496–500. arXiv : astro-ph/0504173 . Бибкод : 2004AN....325..496K . дои : 10.1002/asna.200410297 . S2CID 59497102 .

[10] Рюдигер, Г.; фон Рековски, Б.; Донахью, РА; Балюнас, С.Л. (1998). «Дифференциальное вращение и меридиональный поток для быстро вращающихся звезд солнечного типа» . Астрофизический журнал . 494 (2): 691–699. Бибкод : 1998ApJ...494..691R . дои : 10.1086/305216 .

[11] Донати, Ж.-Ф.; Коллиер Кэмерон, А. (1997). «Дифференциальное вращение и картины магнитной полярности на AB Doradus» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 291 (1): 1–19. Бибкод : 1997MNRAS.291....1D . дои : 10.1093/mnras/291.1.1 .

[12] Кораб, Холли (25 июня 1997 г.). «Доступ NCSA: 3D-моделирование звезд» . Национальный центр суперкомпьютерных приложений . Проверено 27 июня 2007 г.

[13] Кюкер, М.; Рюдигер, Г. (2005). «Дифференциальное вращение на нижней главной последовательности». Астрономические новости . 326 (3): 265–268. arXiv : astro-ph/0504411 . Бибкод : 2005AN....326..265K . дои : 10.1002/asna.200410387 . S2CID 119386346 .

[14] Феррейра, Дж.; Пеллетье, Г.; Аппл, С. (2000). «Пересоединение X-ветров: замедление вращения протозвезд малой массы» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 312 (2): 387–397. Бибкод : 2000MNRAS.312..387F . дои : 10.1046/j.1365-8711.2000.03215.x .

[15] Девитт, Терри (31 января 2001 г.). «Что тормозит безумно вращающиеся звезды?» . Университет Висконсин-Мэдисон . Проверено 27 июня 2007 г.

[16] МакНелли, Д. (1965). «Распределение углового момента среди звезд главной последовательности». Обсерватория . 85 : 166–169. Бибкод : 1965Obs....85..166M .

[17] Петерсон, Дин М.; и др. (2004). «Устранение эффектов вращения звезд ранних типов». Новые рубежи звездной интерферометрии, Труды SPIE, том 5491 . Беллингем, Вашингтон, США: Международное общество оптической инженерии. п. 65. Бибкод : 2004SPIE.5491...65P . CiteSeerX 10.1.1.984.2939 . дои : 10.1117/12.552020 .

[18] Тассул, Жан-Луи (2000). Звездное вращение (PDF) . Кембридж, Массачусетс: Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-77218-1 . Проверено 26 июня 2007 г.

[19] Скуманич, Эндрю П. (1972). «Временные масштабы затухания выбросов CA II, торможения при вращении и истощения лития». Астрофизический журнал . 171 : 565. Бибкод : 1972ApJ...171..565S . дои : 10.1086/151310 .

[20] Скуманич, Андрей П.; Эдди, Дж. А. (1981). Бонне, РМ; Дюпри, АК (ред.). Аспекты долгосрочной изменчивости Солнца и звезд – В кн.: Солнечные явления в звездах и звездных системах . Хингхэм, Массачусетс: Д. Рейдель. стр. 349–398.

[S2023-21] Скуманич, Эндрю П. (2023). «Моя успешная жизнь в науке» . Солнечная физика . 298 (9): 110. arXiv : 2309.16728 . Бибкод : 2023SoPh..298..110S . дои : 10.1007/s11207-023-02199-2 . Проверено 9 июня 2024 г.

[22] Барнс, Сидней А. (2007). «Возраст иллюстративных звезд поля с использованием гирохронологии: жизнеспособность, ограничения и ошибки». Астрофизический журнал . 669 (2): 1167–1189. arXiv : 0704.3068 . Бибкод : 2007ApJ...669.1167B . дои : 10.1086/519295 . S2CID 14614725 .

[23] Нариаи, Кёдзи (1969). «Потеря массы из-за короны и ее влияние на вращение звезд». Астрофизика и космическая наука . 3 (1): 150–159. Бибкод : 1969Ap&SS...3..150N . дои : 10.1007/BF00649601 . hdl : 2060/19680026259 .

[24] Маршрут, М.; Вольщан, А. (20 апреля 2016 г.). «Радиовспышка от карлика Т6 WISEPC J112254.73+255021.5 с возможной сверхкороткой периодичностью» . Письма астрофизического журнала . 821 (2): Л21. arXiv : 1604.04543 . Бибкод : 2016ApJ...821L..21R . дои : 10.3847/2041-8205/821/2/L21 . S2CID 118478221 .

[25] Маршрут, М. (10 июля 2017 г.). «Является ли WISEP J060738.65+242953.4 действительно магнитно-активным L-карликом с полюсом?» . Астрофизический журнал . 843 (2): 115. arXiv : 1706.03010 . Бибкод : 2017ApJ...843..115R . дои : 10.3847/1538-4357/aa78ab . S2CID 119056418 .

[aaa99-26] Перейти обратно: ^а ^б Хат, П. (1999). «Приливная эволюция в тесных двойных системах». Астрономия и астрофизика . 99 (1): 126–140. Бибкод : 1981A&A....99..126H .

[27] Уивер, Д.; Николсон, М. (4 декабря 1997 г.). «Потеря одной звезды — приобретение другой: Хаббл запечатлел краткий момент из жизни оживленного дуэта» . НАСА Хаббл . Проверено 3 июля 2007 г.

[28] Уилсон, Луизиана; Сталио, Р. (1990). Угловой момент и потеря массы горячих звезд (1-е изд.). Спрингер. стр. 315–16. ISBN 978-0-7923-0881-2 .

[29] Юн, Южная Каролина; Лангер, Н. (2004). «Предсверхновая эволюция аккрецирующих белых карликов с вращением». Астрономия и астрофизика . 419 (2): 623–644. arXiv : astro-ph/0402287 . Бибкод : 2004A&A...419..623Y . дои : 10.1051/0004-6361:20035822 . S2CID 2963085 .

[30] Лоример, доктор медицинских наук (28 августа 1998 г.). «Двойные и миллисекундные пульсары» . Живые обзоры в теории относительности . 1 (1). Max-Planck-Gesellschaft: 10. Бибкод : 1998LRR.....1...10L . дои : 10.12942/lrr-1998-10 . ПМЦ 5567244 . ПМИД 28937181 .

[31] Бегельман, Митчелл К. (2003). «Доказательства существования черных дыр». Наука . 300 (5627): 1898–1903. Бибкод : 2003Sci...300.1898B . дои : 10.1126/science.1085334 . ПМИД 12817138 . S2CID 46107747 .

[32] Тьюн, Ли (29 мая 2007 г.). «Впервые измерено вращение сверхмассивных черных дыр» . Отдел новостей Университета Мэриленда . Проверено 25 июня 2007 г.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]

[25]

[26]

[27]

[28]

[29]

[30]

[31]

[32]