Перегляд вихідного коду сторінки Обертання зорі

[[Файл:Achernar.jpg|right|thumb|220px|Ілюстрація, що показує вигляд сплюснутої зорі [[Ахернар]], викликаний швидким обертанням.]]
'''Оберта́ння зорі́'''&nbsp;— [[Обертання|обертальний рух]] [[Зоря|зорі]] навколо своєї [[Вісь обертання|осі]]. Швидкість обертання можна виміряти за зміщенням [[Спектральна лінія|ліній]] у її [[спектр]]і або за часом руху активних елементів ([[Сонячні плями|зоряних плям]]) на поверхні. Обертання зорі створює екваторіальну випуклість завдяки [[Відцентрова сила|відцентровим силам]]. Оскільки зорі не є [[Тверде тіло|твердими тілами]], вони можуть мати [[диференціальне обертання]]; іншими словами, [[екватор]] зорі може обертатися з іншою [[Кутова швидкість|кутовою швидкістю]], ніж області у високих широтах. Ці відмінності у швидкості обертання всередині зорі можуть відігравати важливу роль у генеруванні [[Зоряне магнітне поле|її магнітного поля]]<ref name="donati2003"/>.

Магнітне поле зорі взаємодіє з [[Зоряний вітер|зоряним вітром]]. У міру того, як сонячний вітер віддаляється від зорі, його [[кутова швидкість]] зменшується. Магнітне поле взаємодіє з вітром, який опирається обертанню зорі. Унаслідок цього [[Момент імпульсу|кутовий момент]] переноситься з зорі на вітер, що з часом поступово сповільнює швидкість обертання зорі.

== Вимірювання ==
Якщо зоря спостерігається не з боку її полюса, деякі ділянки поверхні наближаються до спостерігача, а деякі віддаляються. Складова руху в напрямку до спостерігача називається радіальною швидкістю. Для ділянки поверхні зорі зі складовою радіальної швидкості, скерованою в напрямку спостерігача, випромінювання зорі пересувається на вищу частоту через [[ефект Доплера]]. Подібно, випромінювання ділянки, що віддаляється, пересувається на нижчу частоту. Коли спостерігаються [[Спектральна лінія|лінії поглинання]] зорі, зсув на обох кінцях спектра спричиняє їхнє розширення.<ref name="mnras89"/> Однак це розширення належить ретельно відділяти від інших ефектів, що можуть спричинятися до розширення спектральних ліній.

[[Файл:V sin i.ua.png|ліворуч|міні|276x276пкс|Зоря на малюнку має нахил i до променя зору спостерігача на Землі, і швидкості обертання v''<sub>e</sub>'' на екваторі.]]

У випадку [[Гігант (зоря)|гігантських зір]] атмосферна мікротурбулентність може призводити до значно більшого збільшення ширини ліній, ніж унаслідок обертання зорі, у результаті заглушуючи сигнал. А втім, можна застосувати альтернативний підхід, що використовує явище [[Гравітаційна лінза|гравітаційного мікролінзування]]. Воно трапляється, коли масивний об'єкт проходить перед більш відлеглою зорею та діє як лінза, на коротко збільшуючи зображення<ref name="Gould1997"/>. Докладніша інформація, зібрана в такий спосіб, дозволяє відрізнити наслідки мікротурбулентності від наслідків обертання.

Складова радіальної швидкості, спостережувана через розширення спектральних ліній, залежить від нахилу полюса зорі до лінії зору. Виміряне значення в довідниках завжди дається як <math>v_e \cdot \sin i</math>, де <math>v_e</math>&nbsp;— швидкість обертання на екваторі, а <math>i</math>&nbsp;— нахил. Однак кут <math>i</math> відомий не завжди, тож результат дає мінімальне значення швидкості обертання зорі. Тобто якщо <math>i</math> не є [[Прямий кут|прямим кутом]], то фактична швидкість більша, ніж <math>v_e \cdot \sin i</math><ref name="mnras89"/>. Це значення також іноді називають передбачуваною швидкістю обертання. У випадку зір, що швидко обертаються, поляриметрія пропонує спосіб знайдення справжньої швидкості, а не тільки швидкості обертання; цю техніку досі застосовано тільки щодо [[Регул]]а.<ref>{{Cite news|title=Polarization due to rotational distortion in the bright star Regulus|url=https://www.nature.com/articles/s41550-017-0238-6|work=Nature Astronomy|date=2017-09-18|accessdate=2024-01-05|issn=2397-3366|doi=10.1038/s41550-017-0238-6|pages=690–696|volume=1|issue=10|language=en|first=Daniel V.|last=Cotton|first2=Jeremy|last2=Bailey|first3=Ian D.|last3=Howarth|first4=Kimberly|last4=Bott|first5=Lucyna|last5=Kedziora-Chudczer|first6=P. W.|last6=Lucas|first7=J. H.|last7=Hough}}</ref> Середні значення екваторіальних швидкостей обертання визначаються, уважаючи, що осі орієнтовані випадковим чином відносно лінії зору, за допомогою формули: <math>\overline{v_e \cdot \sin i} = \pi / 4 v_e</math><ref name="astronet"/>.

Якщо зоря проявляє поверхневу магнітну активність, таку як [[Сонячні плями|зоряні плями]], то ці особливості також можна використовувати для оцінки швидкості обертання. Однак, оскільки плями можуть утворюватися не лише на екваторі, а й в інших місцях, а також пересуватися поверхнею зорі, таке диференційне обертання зорі може призводити до різних результатів вимірювання<ref name="diffrot"/>.

Магнітна активність зір часто пов'язана зі швидким обертанням, тому цей метод також можна використовувати для вимірювання швидкості обертання таких зір<ref name="Soon1999"/>. Спостереження зоряних плям показало, що такі особливості можуть змінювати швидкість обертання зорі, оскільки магнітні поля впливають на потоки газів усередині зорі<ref name="Collier2002"/>.

== Фізичні ефекти ==

=== Екваторіальна випуклість ===
Гравітація прагне перетворити небесне тіло в ідеальну кулю, в якої всі частини розташовуються якомога ближче до [[Центр інерції|центру мас]]. Однак зорі, що обертаються, мають несферичну форму: вони випуклі на екваторі.

Коли з протозоряного диска, що обертається,  формується зоря, її форма стає все більш сферичною, але цей процес не йде аж до ідеальної сфери. На полюсах сила тяжіння призводить до збільшення стиснення, але на екваторі стисненню протидіє [[відцентрова сила]]. Кінцева форма зорі після зореутворення&nbsp;— форма рівноваги в тому сенсі, що сила тяжіння в екваторіальній області не може надати зорі більш сферичної форми. Обертання призводить також до {{нп|Гравітаційне потемніння|гравітаційного потемніння||Gravity darkening}} на екваторі, як описано в [[Теорема фон Цайпеля|теоремі фон Цайпеля]]. Ця теорема передбачає потемніння, тобто різницю температур (іноді понад кілька тисяч градусів) між більш «прохолодною» екваторіальною областю і гарячішими полюсами. Неврахування гравітаційного потемніння екваторіальних областей зір може призвести до систематичного заниження швидкостей їхнього обертання<ref name="Townsend2004" />.

Яскравим прикладом зорі з екваторіальною випуклістю є [[Регул]] A (α&nbsp;[[Лев (сузір'я)|Лева]] A). Швидкість обертання цієї зорі на екваторі&nbsp;— {{nobr|317±3 км/с.}} Це відповідає періоду обертання {{nobr|15,9 годин}}, що становить 86&nbsp;% швидкості, при якій зоря розірветься. Екваторіальний радіус цієї зорі на 32&nbsp;% більший, ніж полярний<ref name="apj628" />. Приклади інших зір, що швидко обертаються,&nbsp;— α Жертовника, Плейона, [[Вега]] й [[Ахернар]].

Швидкість розриву ({{lang-en|break-up velocity}})&nbsp;— вираз, що вживається для опису випадку, коли відцентрові сили на екваторі дорівнюють силі тяжіння. Щоб зоря була стабільна, швидкість обертання має бути нижча від цього значення<ref name="Hardorp1969" />.

=== Диференціальне обертання ===
{{Докладніше|Диференціальне обертання}}
Диференціальне обертання спостерігається в таких зір, як Сонце, кутова швидкість обертання яких різниться з широтою. Зазвичай кутові швидкості зменшуються зі збільшенням широти. Однак може бути й навпаки як, наприклад, у зорі [[HD&nbsp;31993]]<ref name="Kitchatinov2004"/><ref name="Ruediger1998"/>. Першою зорею після Сонця, для якої були виявлені деталі диференціального обертання, була {{нп|AB Золотої Риби|||AB Doradus}}<ref name="donati2003"/><ref name="Donati1997"/>.

Головним механізмом, що викликає диференціальне обертання, є [[Турбулентна течія|турбулентність]] [[Конвекція|конвекції]] всередині зорі. Конвекція переносить енергію до поверхні завдяки масовому руху плазми. Ця маса плазми забирає частку кутової швидкості зорі. При турбулентності відбувається зміщення маси й моменту обертання, який може бути перерозподілений по різних широтах через меридіональні потоки<ref name="Korab1997"/><ref name="Küker2004"/>.

Місця взаємодії між областями з різкими відмінностями у швидкостях обертання вважаються ефективними місцями для [[Магнітне динамо|динамо-процесів]], які генерують [[Зоряне магнітне поле|магнітне поле]]. Існує також складна взаємодія між обертанням зорі й розподілом її магнітного поля, з перетворенням магнітної енергії в кінетичну і відповідною зміною розподілу швидкостей<ref name="donati2003"/>.

== Сповільнення обертання ==

=== Під час формування ===
Зорі формуються в результаті колапсу низькотемпературної хмари газу та пилу. Після того як хмара колапсує, [[закон збереження моменту імпульсу]] змушує будь-яке невелике загальне обертання протяжної хмари збільшуватися, втискуючи матеріал у диск, що обертається. У центрі цього диска формується [[протозоря]], що розігрівається завдяки [[Гравітаційна енергія|гравітаційній енергії]] колапсу.

У процесі стискання швидкість обертання може збільшуватися до точки, в якій протозоря, що акреціює, може розпастися через дію відцентрової сили на екваторі. Таким чином, обертання повинно сповільнитися протягом перших 100&nbsp;тисяч років, щоб уникнути подібного сценарію. Одним з можливих пояснень гальмування може бути взаємодія магнітного поля протозорі з зоряним вітром. Зоряний вітер, що йде від зорі, забирає частину кутового моменту й зменшує швидкість обертання протозорі<ref name="Ferreira2000" /><ref name="Devitt2001" />.

{| class="wikitable" style="float: right;"
|+Середні<br>швидкості<br>обертання<ref name="McNally1965"/>
|-
![[Спектральна класифікація зір|Спектральний<br/>клас]]
!''v<sub>e</sub>''<br/>(км/с)
|-
|style="text-align: center;"|O5 ||style="text-align: center;"| 190
|-
|style="text-align: center;"|B0 ||style="text-align: center;"| 200
|-
|style="text-align: center;"|B5 ||style="text-align: center;"| 210
|-
|style="text-align: center;"|A0 ||style="text-align: center;"| 190
|-
|style="text-align: center;"|A5 ||style="text-align: center;"| 160
|-
|style="text-align: center;"|F0 ||style="text-align: center;"| 95
|-
|style="text-align: center;"|F5 ||style="text-align: center;"| 25
|-
|style="text-align: center;"|G0 ||style="text-align: center;"| 12
|}

Стверджується, що більшість зір [[Головна послідовність|головної послідовності]] [[Спектральна класифікація зір|спектральних класів]] від F5 і O5 швидко обертається<ref name="apj628"/><ref name="Peterson"/>. Для зір цього класу виміряна швидкість обертання збільшується з масою. Це пришвидшення обертання досягає вершини в молодих, масивних зір класу B. Оскільки очікувана тривалість життя зорі зменшується зі зростанням маси, це може пояснюватися зниженням швидкості обертання з віком.

=== Після формування ===


У випадку зір головної послідовності зниження швидкості обертання може бути [[Апроксимація|наближене]] математичним співвідношенням:

: <math>\Omega_e \propto t^{-\frac{1}{2}},</math>
 
де {{nobr|<math>\Omega_e</math> —}} кутова швидкість на екваторі, {{nobr|<math>t</math> —}} вік зорі<ref name="Tassoul1972"/>. Це співвідношення називається законом Скуманича, за іменем ученого Андрю П.&nbsp;Скуманіча ({{lang-en|Andrew P. Skumanich}}), який відкрив його 1972&nbsp;року<ref name="Skumanich1972"/>.

Гірохроноло́гія ({{lang-en|gyrochronology}})&nbsp;— визначення віку зорі на основі швидкості обертання, при якому результати калібруються на основі інформації про Сонце<ref name="Sydney2007"/>.

Зорі повільно втрачають масу, яка витікає у вигляді сонячного вітру з фотосфери. Магнітне поле зорі взаємодіє з викинутою речовиною, і відбувається постійна передача моменту імпульсу від зорі. Зорі зі швидкістю обертання понад {{nobr|15 км/с}} і більше швидше втрачають масу, а отже, швидше знижують швидкість обертання. Таким чином, у міру того, як обертання зорі сповільнюється, відбувається зниження темпів утрати кутового моменту. У таких умовах зорі поступово наближаються до повної зупинки обертання, але ніколи її не досягають<ref name="Nariai1969"/>.

== Тісні подвійні системи ==
Тісними [[Подвійні зорі|подвійними системами]] називають системи, в яких дві зорі обертаються одна відносно другої на середній відстані такого самого порядку, що їхні діаметри. На таких відстанях починаються набагато складніші взаємодії, ніж просто взаємне притягування, наприклад [[Припливні сили|припливні ефекти]], перенос маси і навіть зіткнення. Припливні взаємодії в тісній подвійній системі можуть спричинитися до зміни орбітальних і обертальних параметрів. Повний кутовий момент системи зберігається, але може передаватися таким чином, що виникають періодичні зміни між періодами взаємного обертання зір та швидкостями обертання навколо власної осі<ref name="aaa99"/>.

Члени тісної подвійної системи спричиняють припливи один на одному через гравітаційну взаємодію. Однак випуклості можуть трохи відхилятися від  напрямку гравітаційного притягування. Таким чином, сила тяжіння створює обертальний момент ([[припливне прискорення]]) на виступі, внаслідок чого здійснюється передача кутового моменту. Це спричиняє те, що система постійно еволюціонує, хоча може наблизитися до стану стійкої рівноваги. Ефект може бути складніший, коли вісь обертання не перпендикулярна до площини орбіти<ref name="aaa99"/>.

У випадку контактних або дуже тісних подвійних систем передача маси від зорі до її компаньйона також може призвести до значної передачі кутового моменту. Компаньйон, що акреціює, може досягнути критичної швидкості обертання й почати втрачати масу вздовж екватора<ref name="Weaver2012"/>.

== Залишки зір ==
Після того як зоря закінчила виробляти енергію шляхом [[Ядерний синтез|термоядерного синтезу]], вона еволюціонує в компактніший, вироджений стан. Під час цього процесу розміри зорі значно зменшуються, що може призвести до відповідного збільшення кутової швидкості.

=== Білий карлик ===
[[Білий карлик]]&nbsp;— зоря, що складається з матеріалу, який є побічним продуктом [[Ядерний синтез|термоядерного синтезу]] на початку її життя, але їй бракує маси, щоб палити ці важчі [[Хімічний елемент|елементи]]. Це компактне тіло, що підтримує своє існування за рахунок квантовомеханічного ефекту, відомого як тиск [[Вироджений газ|виродженого газу]], що не дозволяє зорі сколапсувати остаточно. У цілому більшість білих карликів має низьку швидкість обертання, найімовірніше, внаслідок сповільнення обертання чи втрати кутового моменту, коли зоря-прародитель утратила свою зовнішню оболонку<ref name="Willson1990"/>. (Див. [[планетарна туманність]].)

Білий карлик, що повільно обертається, не може перевищити [[Межа Чандрасекара|межі Чандрасекара]], рівної 1,44 [[Маса Сонця|маси Сонця]] без колапсування в [[Нейтронна зоря|нейтронну зорю]] чи вибуху як [[Наднові типу Ia|наднова типу&nbsp;Ia]]. Якщо білий карлик досягне цієї маси, наприклад, шляхом акреції чи зіткнення, [[сила тяжіння]] перевищить тиск, який чинить вироджений газ. Однак, якщо білий карлик обертається швидко, ефективна сила тяжіння зменшується в екваторіальній області, що дозволяє білому карлику перевищити межу Чандрасекара. Таке швидке обертання може відбуватися, наприклад, унаслідок [[Акреція (космос)|акреції]] маси, що призводить до передачі кутового моменту<ref name="Yoon2004"/>.

=== Нейтронна зоря ===
{{main|Пульсар}}
[[Файл:Pulsar schematic.jpg|right|thumb|250px|Нейтронна зоря (в центрі) випускає потік випромінювання з магнітних полюсів. Потік описує конічну поверхню навколо осі обертання.]]
[[Нейтронна зоря]] є дуже щільним залишком зорі, який переважно складається з [[нейтрон]]ів&nbsp;— часток, що входять у склад [[Ядро атома|атомних ядер]] і не мають [[Електричний заряд|електричного заряду]]. Маса нейтронної зорі становить від 1,35 до 2,1 [[Маса Сонця|маси Сонця]]. Унаслідок колапсу новоутворена нейтронна зоря може мати дуже високу швидкість обертання, порядку ста обертів на секунду<ref name="Lochner2006"/>.

Пульсари є нейтронними зорями, що обертаються і мають магнітне поле. Вузький пучок [[Електромагнітне випромінювання|електромагнітного випромінювання]] випускається з полюсів пульсарів, що обертаються. Якщо пучок проходитиме в напрямку [[Сонячна система|Сонячної системи]], пульсар утворюватиме періодичні імпульси, які можна буде зареєструвати на Землі. Енергія, випромінювана магнітним полем, поступово зменшує швидкість обертання зорі, тож старі пульсари продукують імпульси що кілька секунд<ref name="Lorimer2012"/>.

=== Чорна діра ===
[[Чорна діра]] є об'єктом з гравітаційним полем, достатньо сильним, щоб не давати світлу вирватися з його поверхні. Коли вони утворюються внаслідок колапсу масивної зорі, що обертається, зберігають увесь кутовий момент, що не втрачається у вигляді викинутого газу. Це обертання призводить до того, що простір сплощеного сферлїдального об'єму, який називають [[ергосфера|ергосферою]], тягнеться за чорною дірою. Маса, що падає в цей об'єм, здобуває і цьому процесі енергію, і частина маси може бути викинута, не потрапивши в чорну діру. Коли відбувається викид маси, чорна діра втрачає кутовий момент (т.&nbsp;зв.&nbsp;[[Процес Пенроуза|«процес Пенроуза»]])<ref name="Begelman2003"/>. Виміряно швидкість обертання чорної діри, що сягає 98,7&nbsp;% [[Швидкість світла|швидкості світла]]<ref name="Lee2007"/>.

== Див. також ==
* [[Розширення спектральної лінії за рахунок обертання зорі]]

== Примітки ==
{{примітки|refs=
<ref name="donati2003">
{{cite web
 |last        = Donati
 |first       = Jean-François
 |date        = 5 листопада 2003
 |url         = http://www.ast.obs-mip.fr/users/donati/diffrot.html
 |title       = Differential rotation of stars other than the Sun
 |publisher   = Laboratoire d’Astrophysique de Toulouse
 |accessdate  = 
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/67KkQt8SU?url=http://www.ast.obs-mip.fr/users/donati/diffrot.html
 |archivedate = 2012-05-01
 |deadurl     = no
}}{{ref-en}}
</ref>
<ref name="mnras89">{{cite journal
 | author=Shajn, G.; Struve, O.
 | title=On the rotation of the stars
 | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | year=1929 | volume=89 | pages=222–239
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1929MNRAS..89..222S
 | accessdate= }}{{ref-en}}</ref>
<ref name="Gould1997">{{cite journal
 | last=Gould | first=Andrew
 | title=Measuring the Rotation Speed of Giant Stars from Gravitational Microlensing
 | journal=Astrophysical Journal
 | year=1997 | volume=483 | pages=98–102
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996astro.ph.11057G
 | accessdate=
 | doi=10.1086/304244 }}{{ref-en}}</ref>
<ref name="astronet">
{{cite web
 |last        = Рузмайкина
 |first       = Т. В.
 |date        = 1986
 |url         = http://www.astronet.ru/db/msg/1190780
 |title       = Вращение звёзд
 |publisher   = "Физика Космоса"
 |accessdate  = 
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/67KkODdmP?url=http://www.astronet.ru/db/msg/1190780
 |archivedate = 2012-05-01
 |deadurl     = no
}} {{ref-ru}}
</ref>
<ref name="diffrot">
{{cite web
 |last        = Кичатинов
 |first       = Л. Л.
 |date        = Май 2005
 |url         = http://ufn.ru/ru/articles/2005/5/b/
 |title       = Дифференциальное вращение звезд
 |publisher   = Успехи физических наук
 |accessdate  = 
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/67KkPYcA9?url=http://ufn.ru/ru/articles/2005/5/b/
 |archivedate = 2012-05-01
 |deadurl     = no
}} {{ref-ru}}
</ref>
<ref name="Soon1999">{{cite journal
 | author=Soon, W.; Frick, P.; Baliunas, S.
 | title=On the rotation of the stars
 | journal=The Astrophysical Journal
 | year=1999 | volume=510 | issue=2 | pages=L135–L138
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJ...510L.135S
 | accessdate=
 | doi=10.1086/311805 }} {{ref-en}}</ref>
<ref name="Collier2002">{{cite journal
 | author=Collier Cameron, A.; Donati, J.-F.
 | title=Doin' the twist: secular changes in the surface differential rotation on AB Doradus
 | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | year=2002 | volume=329 | issue=1 | pages=L23–L27
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJ...510L.135S
 | accessdate=
 | doi=10.1046/j.1365-8711.2002.05147.x }}{{ref-en}}</ref>
<ref name="Townsend2004">
{{cite web
 |last        = Richard H.D.Townsend et al.
 |date        = 20 січня 2004
 |url         = http://ru.arxiv.org/abs/astro-ph/0312113
 |title       = Be-star rotation: how close to critical?
 |publisher   = 
 |accessdate  = 
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/67KkQN7Bv?url=http://ru.arxiv.org/abs/astro-ph/0312113
 |archivedate = 2012-05-01
 |deadurl     = no
}}{{ref-en}}
</ref>
<ref name="apj628">{{cite journal
 | author=McAlister, H. A., ten Brummelaar, T. A., et al.
 | title=First Results from the CHARA Array. I. An Interferometric and Spectroscopic Study of the Fast Rotator Alpha Leonis (Regulus).
 | journal=The Astrophysical Journal
 | year=2005 | volume=628 | pages=439–452
 | doi=10.1086/430730 }}{{ref-en}}</ref>
<ref name="Hardorp1969">{{cite conference
 | author=Hardorp, J.; Strittmatter, P. A.
 | title =Rotation and Evolution of be Stars
 | booktitle=Proceedings of IAU Colloq. 4 | page=48
 | publisher=Gordon and Breach Science Publishers
 | date=September 8-11, 1969
 | location=Ohio State University, Columbus, Ohio
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1970stro.coll...48H
 | accessdate =  }}{{ref-en}}</ref>
<ref name="Kitchatinov2004">{{cite journal
 | author=Kitchatinov, L. L.; Rüdiger, G.
 | title=Anti-solar differential rotation
 | journal=[[Astronomische Nachrichten]]
 | year=2004 | volume=325 | issue=6 | pages=496–500
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004AN....325..496K
 | accessdate=
 | doi=10.1002/asna.200410297 }}{{ref-en}}</ref>
<ref name="Ruediger1998">{{cite journal
 | author=Ruediger, G.; von Rekowski, B.; Donahue, R. A.; Baliunas, S. L. 
 | title=Differential Rotation and Meridional Flow for Fast-rotating Solar-Type Stars
 | journal=Astrophysical Journal
 | year=1998 | volume=494 | issue=2 | pages=691–699
 | url=http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/305216
 | accessdate= 
 | doi=10.1086/305216 
 }} {{ref-en}}</ref>
<ref name="Donati1997">{{cite journal
 | author=Donati, J.-F.; Collier Cameron, A.
 | title=Differential rotation and magnetic polarity patterns on AB Doradus 
 | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | year=1997 | volume=291 | issue=1 | pages=1–19
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997MNRAS.291....1D
 | accessdate=}} {{ref-en}}</ref>
<ref name="Korab1997">
{{cite web
 |last        = Korab
 |first       = Holly
 |date        = 25 червня 1997
 |url         = http://access.ncsa.uiuc.edu/Stories/97Stories/WOODward.html
 |title       = NCSA Access: 3D Star Simulation
 |publisher   = National Center for Supercomputing Applications
 |accessdate  = 
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/67KkRezxt?url=http://access.ncsa.illinois.edu/Stories/97Stories/WOODward.html
 |archivedate = 2012-05-01
 |deadurl     = no
}}{{ref-en}}
</ref>
<ref name="Küker2004">{{cite journal
 | author=Küker, M.; Rüdiger, G.
 | title=Differential rotation on the lower main sequence
 | journal=[[Astronomische Nachrichten]]
 | year=2004 | volume=326 | issue=3 | pages=265–268
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005AN....326..265K
 | accessdate=
 | doi=10.1002/asna.200410387 }}{{ref-en}}</ref>
<ref name="Ferreira2000">{{cite journal
 | author=Ferreira, J.; Pelletier, G.; Appl, S.
 | title=Reconnection X-winds: spin-down of low-mass protostars
 | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | year=2000 | volume=312 | pages=387–397
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000MNRAS.312..387F
 | accessdate=
 | doi=10.1046/j.1365-8711.2000.03215.x }}{{ref-en}}</ref>
<ref name="Devitt2001">
{{cite web
 |first       = Terry
 |last        = Devitt
 |title       = What Puts The Brakes On Madly Spinning Stars?
 |publisher   = University of Wisconsin-Madison
 |date        = 31 січня 2001
 |url         = http://www.news.wisc.edu/5732
 |accessdate  = 
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/67KkS9peI?url=http://www.news.wisc.edu/5732
 |archivedate = 2012-05-01
 |deadurl     = no
}}{{ref-en}}
</ref>
<ref name="Peterson">{{cite conference
 | author=Peterson, Deane M. ''et al.''
 | title =Resolving the effects of rotation in early type stars
 | booktitle=New Frontiers in Stellar Interferometry, Proceedings of SPIE Volume 5491
 | page=65
 | publisher=The International Society for Optical Engineering
 | year=2004
 | location=Bellingham, Washington, USA
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004SPIE.5491...65P
 | accessdate= }}{{ref-en}}</ref>
<ref name="McNally1965">{{cite journal
 | last = McNally | first = D.
 | title=The distribution of angular momentum among main sequence stars | journal=The Observatory
 | date=1965 | volume=85 | pages=166–169
 | bibcode=1965Obs....85..166M }} {{ref-en}}</ref>
<ref name="Tassoul1972">{{cite book 
 | first=Jean-Louis | last=Tassoul | year=1972
 | title=Stellar Rotation | location=Cambridge, MA
 | publisher=Cambridge University Press
 | url=http://assets.cambridge.org/97805217/72181/sample/9780521772181ws.pdf
 | accessdate=
 | isbn=0521772184}}{{ref-en}}</ref>
<ref name="Skumanich1972">{{cite journal
 | first=Andrew P. | last=Skumanich
 | title=Time Scales for CA II Emission Decay, Rotational Braking, and Lithium Depletion
 | journal=The Astrophysical Journal
 | year=1972 | volume=171 | page=565
 | doi=10.1086/151310 }}{{ref-en}}</ref>
<ref name="Sydney2007">{{cite journal
| first = Sydney A. | last = Barnes
| title = Ages for illustrative field stars using gyrochronology: viability, limitations and errors
| journal = The Astrophysical Journal
| year=2007 | volume=669 | pages=1167–1189
| doi=10.1086/519295
| url=http://arxiv.org/abs/0704.3068 | issue=2}}{{ref-en}}</ref>
<ref name="Nariai1969">{{cite journal
 | last = Nariai | first = Kyoji
 | title=Mass Loss from Coronae and Its Effect upon Stellar Rotation
 | journal=Astrophysics and Space Science
 | year=1969 | volume=3 | pages=150–159
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1969Ap&SS...3..150N
 | accessdate=
 | doi=10.1007/BF00649601 }}{{ref-en}}</ref>
<ref name="aaa99">{{cite journal
 | last=Hut | first=P.
 | title=Tidal evolution in close binary systems
 | journal=Astronomy and Astrophysics
 | year=1999 | volume=99 | issue=1 | pages=126–140
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1981A&A....99..126H
 | accessdate=}}{{ref-en}}</ref>
<ref name="Weaver2012">
{{cite web
 |author      = Weaver, D.; Nicholson, M.
 |date        = 4 грудня 1997
 |url         = http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/39/text/
 |title       = One Star's Loss is Another's Gain: Hubble Captures Brief Moment in Life of Lively Duo
 |publisher   = NASA Hubble
 |accessdate  = 
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/67KkSvmLu?url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/39/text/
 |archivedate = 2012-05-01
 |deadurl     = no
}}{{ref-en}}
</ref>
<ref name="Willson1990">{{cite book 
 | author=Willson, L. A.; Stalio, R. | year=1990
 | title=Angular Momentum and Mass Loss for Hot Stars 
 | url=https://archive.org/details/angularmomentumm0000nato | edition=1st | pages=[https://archive.org/details/angularmomentumm0000nato/page/315 315]–16 | publisher=Springer
 | isbn=0792308816 }}{{ref-en}}</ref>
<ref name="Yoon2004">{{cite journal
 | author=Yoon, S.-C.; Langer, N.
 | title=Presupernova evolution of accreting white dwarfs with rotation
 | journal=Astronomy and Astrophysics
 | year=2004 | volume=419 | pages=623–644
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A&A...419..623Y
 | accessdate=2007-07-03
 | doi=10.1051/0004-6361:20035822 }}{{ref-en}}</ref>
<ref name="Lochner2006">
{{cite web
 |author      = Lochner, J.; Gibb, M.
 |date        = December, 2006
 |url         = http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l1/pulsars.html
 |title       = Neutron Stars and Pulsars
 |publisher   = NASA
 |accessdate  = 
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/67KkTUk89?url=http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l1/pulsars.html
 |archivedate = 2012-05-01
 |deadurl     = no
}}{{ref-en}}
</ref>
<ref name="Lorimer2012">
{{cite web
 |last        = Lorimer
 |first       = D. R.
 |date        = 28 серпня 1998
 |url         = http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-1998-10/
 |title       = Binary and Millisecond Pulsars
 |publisher   = Max-Planck-Gesellschaft
 |accessdate  = 
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/67KkUP2Sy?url=http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-1998-10/
 |archivedate = 2012-05-01
 |deadurl     = yes
}}{{ref-en}}
</ref>
<ref name="Begelman2003">{{cite journal
 | last = Begelman | first = Mitchell C.
 | title=Evidence for Black Holes 
 | journal=Science | year=2003 | volume=300
 | issue=5627 | pages=1898–1903
 | url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/300/5627/1898
 | accessdate=
 | doi=10.1126/science.1085334
 | pmid = 12817138 }}</ref>
<ref name="Lee2007">{{cite news
 | first=Lee
 | last=Tune
 | title=Spin of Supermassive Black Holes Measured for First Time
 | publisher=University of Maryland Newsdesk
 | date=May 29, 2007
 | url=http://www.newsdesk.umd.edu/scitech/release.cfm?ArticleID=1447
 | accessdate=
 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20070621173936/http://www.newsdesk.umd.edu/scitech/release.cfm?ArticleID=1447
 | archivedate=червня 21, 2007
 | deadurl=yes
 }}{{ref-en}}</ref>
}}

{{Зорі}}

[[Категорія:Астрофізика]]