Rotação estelar - Stellar rotation

Esta ilustração mostra a aparência oblata da estrela Achernar causada pela rotação rápida.

A rotação estelar é o movimento angular de uma estrela em torno de seu eixo. A taxa de rotação pode ser medida a partir do espectro da estrela ou cronometrando os movimentos das feições ativas na superfície.

A rotação de uma estrela produz uma protuberância equatorial devido à força centrífuga . Como as estrelas não são corpos sólidos, elas também podem sofrer rotação diferencial . Assim, o equador da estrela pode girar a uma velocidade angular diferente das latitudes mais altas . Essas diferenças na taxa de rotação dentro de uma estrela podem ter um papel significativo na geração de um campo magnético estelar .

O campo magnético de uma estrela interage com o vento estelar . À medida que o vento se afasta da estrela, sua velocidade angular diminui. O campo magnético da estrela interage com o vento, que aplica um arrasto à rotação estelar. Como resultado, o momento angular é transferido da estrela para o vento e, com o tempo, isso diminui gradualmente a taxa de rotação da estrela.

Medição

A menos que uma estrela esteja sendo observada na direção de seu pólo, as seções da superfície têm algum movimento em direção ou para longe do observador. O componente do movimento que está na direção do observador é chamado de velocidade radial. Para a porção da superfície com um componente de velocidade radial em direção ao observador, a radiação é desviada para uma frequência mais alta devido ao deslocamento Doppler . Da mesma forma, a região que tem um componente se afastando do observador é deslocada para uma frequência mais baixa. Quando as linhas de absorção de uma estrela são observadas, essa mudança em cada extremidade do espectro faz com que a linha se amplie. No entanto, esse alargamento deve ser cuidadosamente separado de outros efeitos que podem aumentar a largura da linha.

Esta estrela tem inclinação i em relação à linha de visão de um observador na Terra e velocidade de rotação v e no equador.

O componente da velocidade radial observada através do alargamento da linha depende da inclinação do pólo da estrela em relação à linha de visão. O valor derivado é dado como , onde v e é a velocidade de rotação no equador ei é a inclinação. No entanto, nem sempre i é conhecido, então o resultado fornece um valor mínimo para a velocidade de rotação da estrela. Ou seja, se i não for um ângulo reto , a velocidade real é maior que . Isso às vezes é chamado de velocidade de rotação projetada. Em estrelas de rotação rápida, a polarimetria oferece um método de recuperação da velocidade real em vez de apenas a velocidade de rotação; esta técnica até agora foi aplicada apenas a Regulus .

Para estrelas gigantes , a microturbulência atmosférica pode resultar no alargamento da linha que é muito maior do que os efeitos da rotação, efetivamente abafando o sinal. No entanto, uma abordagem alternativa pode ser empregada que faz uso de eventos de microlente gravitacional . Eles ocorrem quando um objeto massivo passa na frente da estrela mais distante e funciona como uma lente, ampliando brevemente a imagem. As informações mais detalhadas obtidas por este meio permitem que os efeitos da microturbulência sejam distinguidos da rotação.

Se uma estrela exibe atividade de superfície magnética, como manchas estelares , essas características podem ser rastreadas para estimar a taxa de rotação. No entanto, esses recursos podem se formar em locais diferentes do equador e podem migrar através das latitudes ao longo de sua vida útil, de modo que a rotação diferencial de uma estrela pode produzir medições variadas. A atividade magnética estelar costuma estar associada à rotação rápida, portanto, essa técnica pode ser usada para medir essas estrelas. A observação de manchas estelares mostrou que essas características podem, na verdade, variar a taxa de rotação de uma estrela, pois os campos magnéticos modificam o fluxo de gases na estrela.

Efeitos físicos

Protuberância equatorial

A gravidade tende a contrair os corpos celestes em uma esfera perfeita, a forma em que toda a massa está o mais próximo possível do centro de gravidade. Mas uma estrela em rotação não tem forma esférica, ela tem uma protuberância equatorial.

À medida que um disco proto-estelar giratório se contrai para formar uma estrela, sua forma torna-se cada vez mais esférica, mas a contração não chega a uma esfera perfeita. Nos pólos, toda a gravidade atua para aumentar a contração, mas no equador a gravidade efetiva é diminuída pela força centrífuga. A forma final da estrela após a formação da estrela é uma forma de equilíbrio, no sentido de que a gravidade efetiva na região equatorial (sendo diminuída) não pode puxar a estrela para uma forma mais esférica. A rotação também dá origem ao escurecimento da gravidade no equador, conforme descrito pelo teorema de von Zeipel .

Um exemplo extremo de protuberância equatorial é encontrado na estrela Regulus A (α Leonis A). O equador desta estrela tem uma velocidade rotacional medida de 317 ± 3 km / s. Isso corresponde a um período de rotação de 15,9 horas, que é 86% da velocidade na qual a estrela se separaria. O raio equatorial desta estrela é 32% maior do que o raio polar. Outras estrelas de rotação rápida incluem Alpha Arae , Pleione , Vega e Achernar .

A velocidade de ruptura de uma estrela é uma expressão usada para descrever o caso em que a força centrífuga no equador é igual à força gravitacional. Para que uma estrela seja estável, a velocidade de rotação deve estar abaixo desse valor.

Rotação diferencial

A rotação diferencial da superfície é observada em estrelas como o Sol quando a velocidade angular varia com a latitude. Normalmente, a velocidade angular diminui com o aumento da latitude. No entanto, o inverso também foi observado, como na estrela designada HD 31993. A primeira dessas estrelas, além do Sol, a ter sua rotação diferencial mapeada em detalhes é AB Doradus .

O mecanismo subjacente que causa a rotação diferencial é a convecção turbulenta dentro de uma estrela. O movimento convectivo transporta energia em direção à superfície por meio do movimento de massa do plasma. Essa massa de plasma carrega uma parte da velocidade angular da estrela. Quando a turbulência ocorre por cisalhamento e rotação, o momento angular pode ser redistribuído para diferentes latitudes por meio do fluxo meridional .

As interfaces entre regiões com diferenças acentuadas na rotação são consideradas locais eficientes para os processos de dínamo que geram o campo magnético estelar . Há também uma interação complexa entre a distribuição de rotação de uma estrela e seu campo magnético, com a conversão da energia magnética em energia cinética modificando a distribuição da velocidade.

Frenagem de rotação

Durante a formação

Acredita-se que as estrelas se formem como resultado do colapso de uma nuvem de gás e poeira de baixa temperatura. À medida que a nuvem entra em colapso, a conservação do momento angular faz com que qualquer pequena rotação líquida da nuvem aumente, forçando o material em um disco giratório. No centro denso desse disco, forma-se uma proto - estrela , que ganha calor com a energia gravitacional do colapso.

À medida que o colapso continua, a taxa de rotação pode aumentar até o ponto em que a proto-estrela de acreção pode se quebrar devido à força centrífuga no equador. Portanto, a taxa de rotação deve ser freada durante os primeiros 100.000 anos para evitar este cenário. Uma possível explicação para a frenagem é a interação do campo magnético da protoestrela com o vento estelar na frenagem magnética . O vento em expansão leva embora o momento angular e diminui a taxa de rotação da proto-estrela em colapso.

A média
de rotação
velocidades

Classe estelar
v e
(km / s)
O5 190
B0 200
B5 210
A0 190
A5 160
F0 95
F5 25
G0 12

A maioria das estrelas da sequência principal com uma classe espectral entre O5 e F5 girou rapidamente. Para estrelas nesta faixa, a velocidade de rotação medida aumenta com a massa. Este aumento na rotação atinge o pico entre estrelas jovens de classe B massivas. "Como a expectativa de vida de uma estrela diminui com o aumento da massa, isso pode ser explicado como um declínio na velocidade de rotação com a idade."

Depois da formação

Para estrelas da sequência principal, o declínio na rotação pode ser aproximado por uma relação matemática:

onde é a velocidade angular no equador e t é a idade da estrela. Essa relação é chamada de lei de Skumanich em homenagem a Andrew P. Skumanich que a descobriu em 1972, mas que na verdade havia sido proposta muito antes por Évry Schatzman . A girocronologia é a determinação da idade de uma estrela com base na taxa de rotação, calibrada usando o sol.

As estrelas perdem massa lentamente pela emissão de um vento estelar da fotosfera. O campo magnético da estrela exerce um torque sobre a matéria ejetada, resultando em uma transferência constante de momento angular para longe da estrela. Estrelas com uma taxa de rotação superior a 15 km / s também exibem uma perda de massa mais rápida e, conseqüentemente, uma taxa de queda de rotação mais rápida. Assim, à medida que a rotação de uma estrela é desacelerada devido à frenagem, ocorre uma diminuição na taxa de perda de momento angular. Nessas condições, as estrelas se aproximam gradualmente, mas nunca alcançam totalmente, uma condição de rotação zero.

No final da sequência principal

Anãs ultracooladas e anãs marrons experimentam uma rotação mais rápida à medida que envelhecem, devido à contração gravitacional. Esses objetos também têm campos magnéticos semelhantes aos das estrelas mais frias. No entanto, a descoberta de anãs marrons girando rapidamente, como a anã marrom T6 WISEPC J112254.73 + 255021.5 dá suporte a modelos teóricos que mostram que a frenagem rotacional por ventos estelares é mais de 1000 vezes menos eficaz no final da sequência principal.

Fechar sistemas binários

Um sistema estelar binário próximo ocorre quando duas estrelas orbitam uma à outra com uma separação média da mesma ordem de magnitude que seus diâmetros. Nessas distâncias, podem ocorrer interações mais complexas, como efeitos de maré, transferência de massa e até mesmo colisões. As interações de maré em um sistema binário próximo podem resultar na modificação dos parâmetros orbitais e rotacionais. O momento angular total do sistema é conservado, mas o momento angular pode ser transferido entre os períodos orbitais e as taxas de rotação.

Cada um dos membros de um sistema binário próximo levanta marés no outro por meio da interação gravitacional. No entanto, as protuberâncias podem estar ligeiramente desalinhadas em relação à direção da atração gravitacional. Assim, a força da gravidade produz um componente de torque no bojo, resultando na transferência do momento angular ( aceleração da maré ). Isso faz com que o sistema evolua de forma constante, embora possa se aproximar de um equilíbrio estável. O efeito pode ser mais complexo nos casos em que o eixo de rotação não é perpendicular ao plano orbital.

Para binários de contato ou semi-destacados, a transferência de massa de uma estrela para sua companheira também pode resultar em uma transferência significativa de momento angular. O companheiro de acréscimo pode girar até o ponto em que atinge sua taxa de rotação crítica e começa a perder massa ao longo do equador.

Estrelas degeneradas

Depois que uma estrela termina de gerar energia por meio da fusão termonuclear , ela evolui para um estado mais compacto e degenerado. Durante este processo, as dimensões da estrela são reduzidas significativamente, o que pode resultar em um aumento correspondente na velocidade angular.

anã branca

Uma anã branca é uma estrela que consiste em material que é o subproduto da fusão termonuclear durante a primeira parte de sua vida, mas não tem massa para queimar esses elementos mais massivos. É um corpo compacto que é suportado por um efeito mecânico quântico conhecido como pressão de degeneração de elétrons, que não permitirá que a estrela entre em colapso ainda mais. Geralmente, a maioria das anãs brancas tem uma baixa taxa de rotação, provavelmente como resultado da frenagem rotacional ou pela redução do momento angular quando a estrela progenitora perdeu seu envelope externo. (Veja nebulosa planetária .)

Uma estrela anã branca de rotação lenta não pode exceder o limite Chandrasekhar de 1,44 massas solares sem entrar em colapso para formar uma estrela de nêutrons ou explodir como uma supernova Tipo Ia . Quando a anã branca atinge essa massa, por acreção ou colisão, a força gravitacional ultrapassaria a pressão exercida pelos elétrons. Se a anã branca está girando rapidamente, no entanto, a gravidade efetiva é diminuída na região equatorial, permitindo que a anã branca exceda o limite de Chandrasekhar. Essa rotação rápida pode ocorrer, por exemplo, como resultado do acréscimo de massa que resulta em uma transferência de momento angular.

Estrêla de Neutróns

A estrela de nêutrons (centro) emite um feixe de radiação de seus pólos magnéticos. Os feixes são varridos ao longo de uma superfície cônica em torno do eixo de rotação.

Uma estrela de nêutrons é um remanescente altamente denso de uma estrela composta principalmente de nêutrons - uma partícula encontrada na maioria dos núcleos atômicos e sem carga elétrica líquida. A massa de uma estrela de nêutrons está na faixa de 1,2 a 2,1 vezes a massa do Sol . Como resultado do colapso, uma estrela de nêutrons recém-formada pode ter uma taxa de rotação muito rápida; na ordem de cem rotações por segundo.

Os pulsares são estrelas de nêutrons giratórias que possuem um campo magnético. Um feixe estreito de radiação eletromagnética é emitido dos pólos dos pulsares rotativos. Se o feixe passar pela direção do Sistema Solar, o pulsar produzirá um pulso periódico que pode ser detectado na Terra. A energia irradiada pelo campo magnético diminui gradualmente a taxa de rotação, de modo que os pulsares mais antigos podem exigir vários segundos entre cada pulso.

Buraco negro

Um buraco negro é um objeto com um campo gravitacional suficientemente poderoso para impedir que a luz escape. Quando são formados a partir do colapso de uma massa em rotação, eles retêm todo o momento angular que não é derramado na forma de gás ejetado. Essa rotação faz com que o espaço dentro de um volume em forma de esferóide oblato, chamado de "ergosfera", seja arrastado com o buraco negro. A massa caindo neste volume ganha energia por este processo e alguma parte da massa pode então ser ejetada sem cair no buraco negro. Quando a massa é ejetada, o buraco negro perde o momento angular (o " processo de Penrose "). A taxa de rotação de um buraco negro foi medida em até 98,7% da velocidade da luz .

Referências

links externos