ВРАЩЕ́НИЕ ЗВЁЗД

ВРАЩЕ́НИЕ ЗВЁЗД, впер­вые об­на­ру­же­но Г. Га­ли­ле­ем в нач. 17 в. при изу­чении Солн­ца. Пе­ре­ме­ще­ние сол­неч­ных пя­тен ука­зы­ва­ет, что фо­то­сфе­ра Солн­ца вра­ща­ет­ся с пе­рио­дом ок. 27 сут и ли­ней­ной ско­ро­стью ок. 2 км/с. Вра­ще­ние др. звёзд об­на­ру­же­но в нач. 20 в. при ана­ли­зе лу­че­вых ско­ро­стей за­тмен­ных двой­ных звёзд. Лу­че­вые ско­ро­сти, на­блю­дае­мые в мо­мен­ты на­ча­ла и кон­ца за­тме­ния, от­ли­ча­ют­ся от вы­чис­лен­ных за­ра­нее, что ука­зы­ва­ет на раз­ные лу­че­вые ско­ро­сти про­ти­во­по­лож­ных уча­ст­ков за­тме­вае­мо­го дис­ка звез­ды. В спек­трах го­ря­чих звёзд оди­на­ко­вой темп-ры и све­ти­мо­сти од­ни и те же ли­нии име­ют разл. ши­ри­ну. При этом из­бы­точ­ные ши­ри­ны ли­ний про­пор­цио­наль­ны дли­не вол­ны, что ука­зы­ва­ет на от­но­си­тель­ные сме­ще­ния про­фи­лей ли­ний из­лу­че­ния, при­хо­дя­ще­го от разл. уча­ст­ков ви­ди­мо­го дис­ка вра­щаю­щей­ся звез­ды.

Из на­блю­де­ний спек­тра звез­ды по­лу­ча­ют ве­ли­чи­ну $v$ sin $i$ (где $v$ – ско­рость вра­ще­ния на эк­ва­то­ре, $i$ – угол на­кло­на оси вра­ще­ния к лу­чу зре­ния). Макс. зна­че­ния (до 500 км/с) ве­ли­чи­на $v$ дос­ти­га­ет у звёзд спек­траль­ных клас­сов O, B, A и ран­них F. При этом энер­гия осе­во­го вра­ще­ния звез­ды срав­ни­ма с пол­ным ко­ли­че­ст­вом лу­чи­стой энер­гии, за­клю­чён­ной в её не­драх. Под дей­ст­ви­ем цен­тро­беж­ной си­лы звез­да сплю­щи­ва­ет­ся вдоль оси вра­ще­ния; темп-ра её око­ло­по­ляр­ных об­лас­тей по­вы­ша­ет­ся, по­это­му вклад от них в по­ток из­лу­че­ния бы­ст­ров­ра­щаю­щей­ся звез­ды вы­ше, чем от её эк­ва­то­ри­аль­ных об­лас­тей. Из-за уве­ли­че­ния ко­эф­фи­ци­ен­та не­пре­рыв­но­го по­гло­ще­ния это раз­ли­чие на­рас­та­ет по ме­ре про­дви­же­ния в ко­рот­ко­вол­но­вую об­ласть спек­тра. Из­ме­ре­ния про­фи­лей ли­ний в ульт­ра­фио­ле­то­вом диа­па­зо­не по­ка­зы­ва­ют зна­чи­тель­но мень­шие зна­че­ния ве­ли­чи­ны $v$ sin $i$, чем у этой же звез­ды в оп­тич. диа­па­зо­не.

Ес­ли ско­рость вра­ще­ния на эк­ва­то­ре близ­ка к пер­вой кос­ми­че­ской, то звез­да те­ря­ет ве­ще­ст­во, об­ра­зу­ет­ся око­ло­звёзд­ная обо­лоч­ка, об­на­ру­жи­ваемая как по фор­ме спек­траль­ных ли­ний, так и по по­ля­ри­за­ции из­лу­че­ния. Эво­лю­ци­он­ное уве­ли­че­ние ра­диу­са звез­ды, про­ис­хо­дя­щее при сме­не ти­па ядер­ных ре­ак­ций, при­во­дит к за­мед­ле­нию вра­ще­ния.

Пе­рио­ды осе­во­го В. з. с не­од­но­род­ной (пят­ни­стой) по­верх­но­стью оп­ре­де­ля­ют из на­блю­де­ний пе­ре­мен­но­сти бле­ска звёзд. Мно­го­крат­ные из­ме­ре­ния эф­фек­тив­но­го маг­нит­но­го по­ля звез­ды, вы­пол­нен­ные по ве­ли­чи­не зее­ма­нов­ско­го рас­ще­п­ле­ния уров­ней энер­гии ато­мов, так­же по­зво­ля­ют оп­ре­де­лить пе­ри­од вра­ще­ния звез­ды. Ак­тив­ные об­лас­ти на по­верх­но­сти мед­лен­но в­ра­щаю­щей­ся звез­ды сол­неч­но­го ти­па вы­зы­ва­ют пе­рио­дич. ва­риа­ции из­лу­че­ния в ре­зо­нанс­ных ли­ни­ях ио­ни­зо­ван­но­го каль­ция. Для тео­рии строе­ния звёзд важ­но знать, как из­ме­ня­ет­ся ско­рость вра­ще­ния с ши­ро­той и вдоль ра­диу­са звез­ды. Уг­ло­вая ско­рость вра­ще­ния по­верх­но­сти Солн­ца воз­рас­та­ет от по­ляр­ных об­лас­тей к эк­ва­то­ру на 20% (диф­фе­рен­ци­ро­ван­ное вра­ще­ние). По­лу­че­ны дан­ные о диф­фе­рен­ци­ро­ван­ном вра­ще­нии по­верх­но­стей не­ко­то­рых близ­ких звёзд – крас­ных ги­ган­тов. Ги­по­те­зы воз­ник­но­ве­ния и эво­лю­ции В. з. про­ве­ря­ют­ся пу­тём на­блю­де­ния звёзд разл. масс в звёзд­ных ско­п­ле­ни­ях раз­но­го воз­рас­та.