Перегляд вихідного коду сторінки Розширення спектральної лінії за рахунок обертання зорі

'''Розши́рення спектра́льної лі́нії за раху́нок оберта́ння зорі́'''&nbsp;— механізм, який дає основний вклад у спостережуване розширення [[спектральна лінія|спектральних ліній]] у [[спектр]]ах [[зоря|зір]] і [[планета|планет]].
[[Файл:V sin i.png||thumb|340px|Вісь обертання [[зоря|зорі]] нахилена під кутом ''i'' до променя зору [[Земля|земного]] спостерігача. Лінійна [[швидкість]] обертання зорі на її [[екватор]]і позначається як ''v<sub>e</sub>''.]]

== Фізичний зміст ==

Під час спостереження зорі ми бачимо лише її поверхневі шари (що відповідають її [[фотосфера|фотосфері]]), звідки до нас доходить [[Випромінення|випромінювання]]. При осьовому обертанні зорі атоми різних [[хімічний елемент|хімічних елементів]], що містяться в її [[фотосфера|фотосфері]], обертаються разом з нею. Таким чином, з одного боку видимого диску зорі (розділеного віссю обертання) ці атоми наближаються до спостерігача, а з другого&nbsp;— віддаляються від нього. У формування кожної [[спектральна лінія|спектральної лінії]] роблять внесок атоми, розташовані на всій видимій частині фотосфери, тому завдяки [[Ефект Доплера|ефекту Доплера]] спектральна лінія в [[спектр]]і зорі з осьовим обертанням буде розширена завдяки зсуву [[довжина хвилі|довжини хвилі]] випромінювання: у синій бік завдяки атомам, що наближаються, у червоний бік&nbsp;— завдяки атомам, що віддаляються.

Найбільший внесок в утворення кожної лінії дають атоми, що перебувають поблизу центру видимого диску зорі (внаслідок видимості глибших шарів фотосфери). Напрямок руху цієї частини фотосфери буде [[Серединний перпендикуляр|перпендикулярним]] променю зору, тому випромінювання цих атомів майже не зазнає Доплерівського зсуву.

=== Профіль спектральної лінії ===
{{Main|Профіль спектральної лінії}}

Унаслідок симетричного розподілу [[Вектор (математика)|напрямку]] й значень швидкості обертання на поверхні зорі профіль спектральної лінії залишається [[осьова симетрія|симетричним]]. [[Ефект Доплера]] (за умови [[Розподіл Больцмана|максвелівського розподілу]] швидкостей атомів) дає [[Нормальний розподіл|гаусівський профіль]] спектральної лінії. Проте в реальних спектрах, де існує також [[природне розширення лінії]], яке надає лінії [[Розподіл Коші|профілю Лоренца]], спостережуваний профіль спектральної лінії являє собою [[Згортка (математичний аналіз)|згортку]] профілю Лоренца та профілю Гаусса й має назву [[профіль Фойґта]].

== Vsin(i) ==
Саме розширення спектральних ліній через осьове обертання зорі дає можливість вимірювати величину ''Vsin(i)''<ref name="measures">''Rotational velocities of A-type stars. II. Measurement of vsini in the northern hemisphere'', Royer F., Grenier S., Baylac M.-O., Gomez A.E., Zorec J. 2002, Astron. & Astrophys. V.393, p.897</ref>. Указаний параметр є [[Проєкція (математика)|проєкцією]] екваторіальної швидкості осьового обертання [[зоря|зорі]] на [[промінь зору]] й вимірюється в ''км/с''. ''V''&nbsp;— це значення швидкості обертання на [[екватор]]і зорі, а ''i''&nbsp;— це кут нахилу [[вісь обертання|осі обертання]] до променя зору. Для того щоб отримати власне екваторіальну швидкість обертання зорі, необхідно спершу визначити кут ''i'' між променем зору та віссю обертання, застосовуючи інші методи. Тому значення параметра ''Vsin(i)'' дає змогу оцінити лише нижню межу екваторіальної швидкості обертання, але не саму швидкість<ref name="FizCos">''Фізика космосу, маленька енциклопедія'', друге видання за редакцією Р.&nbsp;А.&nbsp;Сюняєва, видавництво «Радянська енциклопедія», Москва 1986&nbsp;р.</ref>.

=== Оцінювання максимального значення періоду обертання зорі ===

Маючи значення ''Vsin(i)'' (у км/с), можна визначити [[Екстремум|максимальну]] величину [[період осьового обертання|періоду обертання]] зорі (у [[доба|днях]]) через значення її [[радіус]]у (вираженого в радіусах [[Сонце|Сонця]]), використовуючи формулу
: <math>P_{max} = 50.613 \frac{R_{*}}{V \sin{i}}</math>.
Для цього припускають, що ''i=90°'' й, відповідно, що екваторіальна швидкість обертання безпосередньо рівна ''Vsin(i)''. Проте в переважній більшості випадків таке припущення неслушне, бо кут ''i'' може бути менший за ''90°''. Тому екваторіальна швидкість обертання зорі завжди більша або дорівнює значенню ''Vsin(i),'' і, відповідно, період осьового обертання завжди менший або дорівнює ''P<sub>max</sub>''.

=== Стабільність величини ''Vsin(i)'' ===

Оскільки спостерігач завжди перебуває на [[Земля|Землі]] (у випадку наземних спостережень) або в навколоземному космічному просторі (у випадку спостережень з борту [[Космічна обсерваторія|космічного телескопа]]), а зорі є дуже віддаленими об'єктами в космосі, то для кожної окремої зорі кут ''i'' залишається практично незмінним у часі (за винятком випадків [[Прецесія|прецесії]] чи [[Нутація|нутації]] осі обертання зорі). Хоча екваторіальна швидкість обертання зорі може поступово змінюватися в процесі [[Еволюція зір|еволюції зорі]], але протягом тисяч років такі зміни дуже незначні<ref name="FizCos"/>. Відповідно, параметр ''Vsin(i)'' для кожної окремої зорі можна вважати майже постійним.

== Спостереження ==

Для зір однакових [[спектральна класифікація зір|спектральних класів]] ширина спектральної лінії пропорційна екваторіальній швидкості обертання зорі<ref name="FizCos"/>.

Разом з тим є зорі, що обертаються не як тверде тіло, а [[Диференціальне обертання|диференційно]]: коли [[кутова швидкість]] обертання більша на екваторі зорі й дещо менша поблизу полюсів (приклад&nbsp;— наше [[Сонце]]). Для таких зір разом з величинами параметрів ''Vsin(i)'' та ''i'' слід також знати закон диференційного обертання, щоб визначити їхню лінійну швидкість обертання на екваторі. {{Джерело?|Відомі також випадки диференційного обертання зір, коли [[кутова швидкість]] обертання на екваторі зорі менша за кутову швидкість обертання поблизу полюсів}}.

== Див. також ==

* [[Ефект Доплера]]
* [[Променева швидкість]]
* [[Спектральний аналіз зір]]

== Джерела ==
{{reflist}}

== Посилання ==
* [https://web.archive.org/web/20140724231816/http://disser.com.ua/contents/1846.html Довготривала змінність емісійних спектрів Be зір різних типів] (українською)
* [http://iopscience.iop.org/1538-3881/136/3/1049 ROTATIONAL VELOCITIES FOR EARLY-TYPE STARS IN THE YOUNG LARGE MAGELLANIC CLOUD CLUSTER R136] (англійською)
* [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0109418 Rotational Velocities and Radii of Pre-Main-Sequence Stars in the Orion Nebula Cluster] (англійською)

{{Бібліоінформація}}

[[Категорія:Ефекти, що спричинюють розширення спектральних ліній]]
[[Категорія:Спектральний аналіз зір]]
[[Категорія:Спектрометрія]]