Tähtien kierto

Tähden pyöriminen on tähden  pyörimisliikettä akselinsa ympäri . Pyörimisnopeus voidaan mitata sen spektrin linjojen siirtymällä tai aktiivisten elementtien (" tähtipisteiden ") liikkumisajalla pinnalla. Tähden pyöriminen saa aikaan ekvatoriaalisen pullistuman keskipakovoimien vaikutuksesta . Koska tähdet eivät ole kiinteitä kappaleita , ne voivat myös pyöriä differentiaalisesti ; toisin sanoen tähden päiväntasaaja voi pyöriä eri kulmanopeudella kuin alueet korkeilla leveysasteilla. Näillä pyörimisnopeuden eroilla tähden sisällä voi olla tärkeä rooli tähtien magneettikentän muodostumisessa [1] .

Tähden magneettikenttä on vuorovaikutuksessa tähtituulen kanssa . Koska tähtituuli siirtyy pois tähdestä ja magneettikenttä on vuorovaikutuksessa tuulen kanssa, tämän vuorovaikutuksen seurauksena kulmaliikemäärä siirtyy tähdestä tuuleen, joka vähitellen "kantaa" sen pois, ja ajan myötä tämä siirto hidastaa tähden pyörimisnopeutta.

Mittaukset

Jos tähteä ei ole havaittavissa sen navan puolelta, jotkin pinnan osat lähestyvät havainnoijaa ja jotkut siirtyvät poispäin. Havaitsijaa lähestyvää liikkeen komponenttia kutsutaan säteittäisnopeudeksi. Doppler-ilmiöstä meitä lähestyvän tähden levyn osat aiheuttavat spektrinsä viivojen siirtymisen violettiin päähän ja poistuvan - punaiseen. Tietenkään linjat eivät voi liikkua vastakkaisiin suuntiin samanaikaisesti. Todellisuudessa osa linjasta siirtyy spektrin toiseen päähän, osa toiseen, minkä seurauksena viiva venyy, laajenee. Tästä laajennuksesta selviää, pyörivätkö tähdet akselinsa ympäri, ja pyörimisnopeuden kasvaessa myös tähden spektrin viivojen leveys kasvaa [2] . Tämä laajennus on kuitenkin erotettava huolellisesti muista vaikutuksista, jotka voivat lisätä viivanleveyttä tähden spektrissä.

Jättitähtien tapauksessa ilmakehän mikroturbulenssit voivat johtaa viivan levenemiseen paljon enemmän kuin tähden pyörimisnopeus, mikä vääristää signaalia vakavasti . Vaihtoehtoista lähestymistapaa voidaan kuitenkin käyttää tapahtumien gravitaatiomikrolinssimiseen . Tämä tapahtuu, kun massiivinen esine kulkee kaukaisemman tähden edestä ja toimii linssinä ja suurentaa kuvaa [3] .

Säteittäinen nopeuskomponentti riippuu tähden navan kallistuksesta näkölinjaan. Viitekirjoissa mitattu arvo annetaan aina muodossa , jossa  on pyörimisnopeus päiväntasaajalla ja on kaltevuus. Koska kulmaa i ei aina tunneta, mittaustulos näyttää aina tähden pyörimisnopeuden minimiarvon. Eli jos i ei ole suora kulma , niin todellinen nopeus on suurempi kuin [2] . Tätä arvoa kutsutaan joskus myös arvioiduksi pyörimisnopeudeksi. Päiväntasaajan pyörimisnopeuksien keskiarvot määritetään olettaen, että akselit ovat satunnaisesti suuntautuneet suhteessa näkölinjaan ja käyttämällä kaavaa: [4] .

Jos tähti osoittaa suurta magneettista aktiivisuutta, kuten "täpliä", näitä ominaisuuksia voidaan käyttää myös pyörimisnopeuden arvioimiseen. Mutta koska täplät voivat muodostua ei vain päiväntasaajalle, vaan myös muualle ja jopa siirtyä pinnan yli koko elinkaarensa ajan, tällainen tähden differentiaalinen pyöriminen voi johtaa erilaisiin mittausvaikutuksiin [5] .

Tähtien magneettinen aktiivisuus liittyy usein nopeaan pyörimiseen, joten tätä menetelmää voidaan käyttää myös tällaisten tähtien pyörimisnopeuden mittaamiseen [6] . "Tähtipisteiden" havainnointi on osoittanut, että tämä aktiivisuus voi itse asiassa muuttaa tähden pyörimisnopeutta, koska magneettikentät vaikuttavat kaasujen virtaukseen tähden pinnan alla [7] .

Fyysiset vaikutukset

Päiväntasaajan pullistuma

Painovoima pyrkii muuttamaan taivaankappaleen täydelliseksi palloksi, jonka kaikki osat ovat mahdollisimman lähellä massakeskusta . Mutta pyörivät tähdet eivät ole pallomaisia: yksi tällaisen ei-pallomaisuuden merkkejä on päiväntasaajan pullistuma. Kun tähti muodostuu pyörivästä prototähdestä, sen muoto muuttuu yhä pallomaisemmaksi, mutta tämä prosessi ei johda täydelliseen palloon. Napoilla painovoima lisää puristusta, mutta päiväntasaajalla puristusta torjuu tehokkaasti keskipakovoima . Tähtien lopullinen ilmestyminen tähtien muodostumisen jälkeen on tasapainomuodoltaan siinä mielessä, että painovoima päiväntasaajan alueella ei voi antaa tähdelle pallomaista muotoa. Kierto johtaa myös painovoiman tummumiseen päiväntasaajalla, kuten von Zeipelin lauseessa kuvataan . (Tämä lause ennustaa "tummumista" eli lämpötilaeroja (joskus yli useita tuhansia asteita) "kylmemmän" päiväntasaajan ja kuumempien napojen välillä.) Jos tähtien ekvatoriaalisten alueiden painovoiman tummumista ei oteta huomioon, se voi johtaa niiden pyörimisnopeuksien systemaattiseen aliarviointiin [8] .

Hämmästyttävä esimerkki tähdestä, jossa on ekvatoriaalinen pullistuma, on Regulus (α Leo). Tämän tähden pyörimisnopeus päiväntasaajalla on 317±3 km/s. Tämä vastaa 15,9 tunnin pyörimisjaksoa, mikä on 86 % nopeudesta, jolla tähti repeytyisi.

Tämän tähden päiväntasaajan säde on 32 % suurempi kuin napasäde [9] . Esimerkkejä muista nopeasti pyörivistä tähdistä ovat Vega , Altair ja Achernar .

Hajoamisnopeus  on lauseke, jota käytetään kuvaamaan tapausta, jossa keskipakovoimat päiväntasaajalla ovat yhtä suuret kuin painovoima. Vakaille tähdille pyörimisnopeuden tulee olla tätä arvoa pienempi [10] .

Differentiaalikierto

Differentiaalista pyörimistä havaitaan tähdissä, kuten Auringossa , kun pyörimisen kulmanopeus vaihtelee leveysasteen mukaan. Yleensä kulmanopeus pienenee leveysasteen kasvaessa. Päinvastainen on kuitenkin havaittu myös esimerkiksi tähden HD 31993 kohdalla [11] [12] . Ensimmäinen tähti Auringon jälkeen, jonka differentiaalisen pyörimisen yksityiskohdat paljastettiin, oli AB Dorado [1] [13] .

Päämekanismi, joka aiheuttaa differentiaalisen pyörimisen, on konvektion turbulenssi tähden sisällä. Konvektiivinen liike siirtää energiaa pintaan plasman liikkeestä johtuen. Tämä plasmamassa kantaa osan tähden kulmanopeudesta. Turbulenssi aiheuttaa massan ja vääntömomentin siirtymän, joka voidaan jakaa uudelleen eri leveysasteille meridionaalisten virtojen kautta [14] [15] .

Alueiden välisten vuorovaikutusten, joissa pyörimisnopeuksissa on jyrkkiä eroja, uskotaan olevan tehokkaita mekanismeja dynamoprosesseihin, jotka synnyttävät tähtien magneettikentän . Tähden pyörimisen ja sen magneettikentän jakautumisen välillä on myös monimutkainen vuorovaikutus, jossa magneettinen energia muuttuu kineettiseksi energiaksi ja vastaava muutos nopeuksien jakautumisessa [1] .

Hidas pyöriminen

Tähdet muodostuvat matalan lämpötilan kaasu- ja pölypilven romahtamisen seurauksena. Heti kun pilvi romahtaa, kulmamomentin säilymislaki muuttaa pienenkin laajennetun pilven yleisen pyörimisen erittäin nopeaksi levyn pyörimiseksi. Tämän levyn keskelle muodostuu prototähti , jota lämmittää romahduksen gravitaatioenergia .

Kun räjähdys jatkuu, pyörimisnopeus voi nousta pisteeseen, jossa prototähden akkretion kiekko voi hajota päiväntasaajalla olevan keskipakovoiman vuoksi. Näin ollen pyörimisnopeutta on hidastettava ensimmäisen 100 tuhannen vuoden aikana tällaisen skenaarion välttämiseksi. Yksi mahdollinen selitys hidastumiselle voi olla prototähden magneettikentän vuorovaikutus tähtituulen kanssa. Ulosvirtaava tuuli kuljettaa pois osan kulmaliikemäärästä ja hidastaa tulevan tähden pyörimisnopeutta [16] [17] .

Useimmat F5- ja O5- spektrityyppiset pääsekvenssitähdet pyörivät nopeasti [9] [18] . Tämän luokan tähtien mitattu pyörimisnopeus kasvaa massan mukana. Tämä pyörimisen lisääntyminen huipentuu nuorissa, massiivisissa luokan B tähdissä. Koska tähden elinajanodote lyhenee massan kasvaessa, tämä voidaan selittää pyörimisnopeuden hidastumisella iän myötä.

Tähtien kiertoparametrit spektrityypistä riippuen
Spektriluokka
_ 		v e
(km/s) [19] 		v max
(km/s) [20] 		v neg
(km/s) [20] 		[21] t cf
(tunti) 		T av
(päivää)
Tummat tähtienväliset pilvet , tähtien muodostumisen alueet yksi — — — — —
O5 190 400 — 12 ~70 3
B0 200 420 630 6 35 1.5
A0 190 320 500 2.25 viisitoista 0.6
F0 100 180 450 1.6 kaksikymmentä 0.8
F5 kolmekymmentä 100 400 1.4 60 2.5
G0 neljä 100 400 yksi 300 12
K, M yksi — — 0.6 > 700 >30
v e on tähtien keskimääräinen pyörimisnopeus olettaen pyörimisakselien mielivaltaisen suunnan; v max on suurin havaittu pyörimisnopeus; v neg on erotusnopeus, jolla painovoiman vetovoima päiväntasaajalla tasapainotetaan keskipakovoimalla; on tähden säde auringon säteinä ; t cf ja T cf ovat kiertoaika tunteina ja päivinä, vastaavasti.

Pääsarjan tähdillä pyörimisnopeuden aleneminen voidaan arvioida matemaattisella suhteella:

missä  on kulmanopeus päiväntasaajalla ja  tähden ikä [22] . Tätä suhdetta kutsutaan Skumanichin laiksi ( Andrew P. Skumanich ), joka löysi sen vuonna 1972 [23] .

Gyrokronologia (Gyrochronology) - tähden iän määritys pyörimisnopeuteen perustuen, jossa tulokset kalibroidaan Aurinkoa koskevien tietojen perusteella [24] .

Tähdet menettävät hitaasti massaa, joka virtaa ulos fotosfääristä tähtituulen avulla. Tähden magneettikenttä on vuorovaikutuksessa sinkoutuneen aineen kanssa, mikä johtaa jatkuvaan kulmaliikkeen siirtoon tähdestä. Tähdet, joiden pyörimisnopeus on yli 15 km/s, menettävät massaa nopeammin ja hidastavat siksi nopeammin. Näin ollen, kun tähti pyörii edelleen, kulmamomentin häviämisnopeus pienenee. Näissä olosuhteissa tähdet hidastuvat vähitellen, mutta eivät koskaan voi saavuttaa täydellistä pyörimisen puuttumista [25] .

Sulje binäärijärjestelmät

Tiivis binäärijärjestelmä on järjestelmä, jossa kaksi tähteä pyörivät suhteessa toisiinsa keskimääräisellä etäisyydellä, joka on samaa luokkaa kuin niiden halkaisijat. Tällaisilla etäisyyksillä alkaa paljon monimutkaisempi vuorovaikutus kuin pelkkä keskinäinen vetovoima. Tällaisissa järjestelmissä tapahtuu esimerkiksi vuorovesivaikutuksia , massan siirtymistä ja jopa törmäyksiä. Vuorovesivuorovaikutukset läheisessä binäärijärjestelmässä voivat johtaa kiertoradan ja pyörimisparametrien muutoksiin. Järjestelmän kokonaiskulmaliikemäärä luonnollisesti säilyy, mutta kulmaliikemäärä voidaan siirtää siten, että toistensa ympäri kiertävien jaksojen ja sen akselin ympäri pyörimisnopeuksien välillä tapahtuu jaksollisia muutoksia [26] .

Jokainen läheisen binäärijärjestelmän jäsenistä vaikuttaa kumppanitähteen gravitaatiovuorovaikutuksen kautta. Pullistumat voivat kuitenkin poiketa hieman kohtisuorasta painovoiman vetosuunnan suhteen. Siten painovoima luo vääntömomentin reunaan, mikä johtaa kulmamomentin siirtymiseen. Tämä johtaa siihen, että järjestelmä muuttuu epävakaaksi, vaikka se saattaakin lähestyä vakaan tasapainon tilaa. Vaikutus voi olla monimutkaisempi tapauksissa, joissa pyörimisakseli ei ole kohtisuorassa kiertoradan tasoon nähden [26] .

Kosketus- tai hyvin läheisten binäärien tapauksessa massan siirtyminen tähdestä sen seuralaiseen voi myös johtaa merkittävään liikemäärän siirtymiseen. Kasvava satelliitti voi saavuttaa kriittisen pyörimisnopeuden, kun massahäviö alkaa päiväntasaajaa pitkin [27] .

Tähtien jäänteet

Kun tähti on lopettanut energian tuotannon fuusiossa , se muuttuu kompaktimmaksi, rappeutuneemmaksi esineeksi. Tämän prosessin aikana tähden koko pienenee merkittävästi, mikä voi johtaa vastaavaan kulmanopeuden kasvuun.

Valkoinen kääpiö

Valkoinen kääpiö on tähti, joka koostuu materiaalista, joka on lämpöydinfuusion sivutuote sen elinkaaren ensimmäisellä puoliskolla, mutta jolla ei ole massaa, joka sytyttää uudelleen lämpöydinreaktion. Se on kompakti kappale, joka ylläpitää olemassaoloaan kvanttimekaanisen vaikutuksen avulla, joka tunnetaan nimellä rappeutunut kaasupaine ja joka estää tähteä romahtamasta kokonaan. Yleisesti ottaen useimpien valkoisten kääpiöiden pyörimisnopeus on alhainen, mikä todennäköisesti johtuu liikemäärän menettämisestä, kun esitähdet menettivät verhonsa [28] . (Katso planetaarinen sumu .)

Hitaasti pyörivä valkoinen kääpiö ei voi ylittää Chandrasekharin rajaa 1,44 auringon massaa muuttumatta neutronitähteksi tai räjähtämättä tyypin Ia supernovana . Jos valkoinen kääpiö saavuttaa tämän massan esimerkiksi kasautumalla tai törmäämällä, painovoima ylittää rappeutuneen kaasun kohdistaman paineen. Jos valkoinen kääpiö kuitenkin pyörii nopeasti, tehollinen painovoima laskee päiväntasaajan alueella, jolloin valkoinen kääpiö voi ylittää Chandrasekharin rajan. Tällainen nopea pyöriminen voi tapahtua esimerkiksi massan lisääntymisen seurauksena , mikä johtaa liikemäärän siirtymiseen [29] .

Neutronitähti

Neutronitähti on erittäin tiheä tähtijäännös, joka koostuu pääasiassa neutroneista  - hiukkasista, jotka ovat osa atomiytimiä ja joilla ei ole sähkövarausta . Neutronitähden massa on välillä 1,35-2,1 auringon massaa . Romahduksen seurauksena äskettäin muodostuneiden neutronitähtien pyörimisnopeus voi olla erittäin suuri, luokkaa tuhat kierrosta sekunnissa [30] .

Pulsarit ovat pyöriviä neutronitähtiä, joilla on voimakas magneettikenttä. Kapea sähkömagneettisen säteilyn säde tulee pyörivien pulsareiden navoista. Jos säde suunnataan kohti aurinkokuntaa, pulsarin tuottamat jaksolliset pulssit voidaan rekisteröidä Maahan. Magneettikentän lähettämä energia hidastaa vähitellen pyörimisnopeutta, minkä seurauksena vanhojen pulsareiden pulssien jakso on useita sekunteja [31] .

Musta aukko

Musta aukko on esine, jonka painovoimakenttä on tarpeeksi voimakas estääkseen valon karkaamisen sen pinnalta. Kun ne muodostuvat pyörivän massiivisen tähden romahtamisesta, ne säilyttävät kaiken kulmaliikkeen, jota ei ole karkaistu ulos poistuneena kaasuna. Tämä pyöriminen saa mustaa aukkoa ympäröivän ergosfäärin näyttämään litteältä pallolta . Osa mustaan ​​aukkoon putoavasta aineesta voidaan sinkoutua putoamatta mustaan ​​aukkoon. Kun tämä massapurkaus tapahtuu, musta aukko menettää kulmamomentin (ns. " Penrose-prosessi ") [32] . Mustan aukon pyörimisnopeus voi olla suurempi kuin 98,7 % valon nopeudesta [33] .

Mielenkiintoisia faktoja

Linkit

Muistiinpanot

  1. ↑ 1 2 3 Donati, Jean-François Muiden tähtien kuin Auringon differentiaalikierto . Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse (5. marraskuuta 2003). Arkistoitu alkuperäisestä 1. toukokuuta 2012.  (Englanti)
  2. ↑ 1 2 Shajn, G.; Struve, O. Tähtien pyörimisestä  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : Journal  . - Oxford University Press , 1929. - Voi. 89 . - s. 222-239 .  (Englanti)
  3. ↑ Gould, Andrew. Jättitähtien pyörimisnopeuden mittaaminen gravitaatiomikrolinssitekniikalla  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1997. - Voi. 483 . - s. 98-102 . - doi : 10.1086/304244 .  (Englanti)
  4. ↑ Ruzmaikina, 1986 , s. 180.
  5. ↑ Kichatinov, L.L. Tähtien differentiaalinen kierto . Advances in Physical Sciences (toukokuu 2005). Arkistoitu 30. syyskuuta 2020.
  6. ↑ Pian, W.; Frick, P.; Baliunas, S. On the rotation of the stars  (englanniksi)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1999. - Voi. 510 , no. 2 . -P.L135- L138 . - doi : 10.1086/311805 .  (Englanti)
  7. ↑ Collier Cameron, A.; Donati, J.-F. Tee käänne: maalliset muutokset pintaeron rotaatiossa AB Doradusissa  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : Journal  . - Oxford University Press , 2002. - Voi. 329 , no. 1 . -P.L23 - L27 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2002.05147.x .  (Englanti)
  8. ↑ Richard HDTownsend et ai. Be-tähtien kierto: kuinka lähellä kriittistä? (Be-star rotation: kuinka lähellä kriittistä?) (20. tammikuuta 2004). Arkistoitu alkuperäisestä 1. toukokuuta 2012.  (Englanti)
  9. ↑ 1 2 McAlister, HA, ten Brummelaar, TA, et al. Ensimmäiset tulokset CHARA Arraysta. I. Interferometrinen ja spektroskooppinen tutkimus nopean rotaattorin Alpha Leonista (Regulus  )  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2005. - Voi. 628 . - s. 439-452 . - doi : 10.1086/430730 .  (Englanti)
  10. ↑ Hardorp, J.; Strittmatter, P.A. (8.–11. syyskuuta 1969). "Ole Tähtien pyöriminen ja kehitys" . IAU Colloqin julkaisut. 4 . Ohio State University, Columbus, Ohio: Gordon and Breach Science Publishers. s. 48. Arkistoitu 11. maaliskuuta 2008 Wayback Machinessa 
  11. ↑ Kitchatinov, LL; Rüdiger, G. Anti-solar differential rotation  (englanniksi)  // Astronomische Nachrichten  : Journal. - Wiley-VCH , 2004. - Voi. 325 , no. 6 . - s. 496-500 . - doi : 10.1002/asna.200410297 .  (Englanti)
  12. ↑ Ruediger, G.; von Rekowski, B.; Donahue, R.A.; Baliunas, SL: n differentiaalikierto ja meridionaalinen virtaus nopeasti pyöriville aurinkotyyppisille tähdille  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1998. - Voi. 494 , no. 2 . - s. 691-699 . - doi : 10.1086/305216 .  (Englanti)
  13. ↑ Donati, J.-F.; Collier Cameron, A. Differentiaaliset kierto- ja magneettiset polariteettimallit AB Doraduksessa  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : Journal  . - Oxford University Press , 1997. - Voi. 291 , no. 1 . - s. 1-19 .  (Englanti)
  14. ↑ Korab, Holly NCSA Access: 3D Star Simulation . National Center for Supercomputing Applications (25. kesäkuuta 1997). Arkistoitu alkuperäisestä 1. toukokuuta 2012.  (Englanti)
  15. ↑ Küker, M.; Rüdiger, G. Differentiaalinen rotaatio alemmassa pääsekvenssissä  // Astronomische Nachrichten  : journal  . - Wiley-VCH , 2004. - Voi. 326 , no. 3 . - s. 265-268 . - doi : 10.1002/asna.200410387 .  (Englanti)
  16. ↑ Ferreira, J.; Pelletier, G.; Appl, S. Reconnection X-winds: spin-down of low-mass protostars  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : Journal  . - Oxford University Press , 2000. - Voi. 312 . - s. 387-397 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03215.x .  (Englanti)
  17. ↑ Devitt, Terry Mikä jarruttaa hulluja Spinning Starsia? . University of Wisconsin-Madison (31. tammikuuta 2001). Arkistoitu alkuperäisestä 1. toukokuuta 2012.  (Englanti)
  18. ↑ Peterson, Deane M.; et ai. (2004). "Pyörimisen vaikutusten ratkaiseminen varhaisen tyypin tähdissä" . New Frontiers in Stellar Interferometry, Proceedings of SPIE Volume 5491 . Bellingham, Washington, USA: International Society for Optical Engineering. s. 65. Arkistoitu 11. maaliskuuta 2008 Wayback Machinessa 
  19. ↑ McNally, D. Kulmamäärän jakautuminen pääsarjan tähtien kesken  //  Observatorio : päiväkirja. - 1965. - Voi. 85 . - s. 166-169 .  (Englanti)
  20. ↑ 1 2 Ruzmaikina, 1986 , s. 181.
  21. ↑ Kieli Star pöydät . Calstatela (2007). Arkistoitu alkuperäisestä 17. maaliskuuta 2008.  (Englanti)
  22. ↑ Tassoul, Jean-Louis. Tähtien pyöriminen . - Cambridge, MA: Cambridge University Press , 1972. - ISBN 0521772184 .  (Englanti)
  23. ↑ Skumanich, Andrew P. CA II -päästöjen vähenemisen, pyörimisjarrutuksen ja litiumin ehtymisen aika-asteikot  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1972. - Voi. 171 . - s. 565 . - doi : 10.1086/151310 .  (Englanti)
  24. ↑ Barnes, Sydney A. Havainnollistavien kenttätähtien iät gyrokronologian avulla: elinkelpoisuus, rajoitukset ja virheet  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2007. - Voi. 669 , no. 2 . - s. 1167-1189 . - doi : 10.1086/519295 .  (Englanti)
  25. ↑ Nariai, Kyoji. Koronan massahävikki ja sen vaikutus tähtien kiertoon   // Astrofysiikka ja avaruustiede : päiväkirja. - 1969. - Voi. 3 . - s. 150-159 . - doi : 10.1007/BF00649601 .  (Englanti)
  26. ↑ 1 2 Hut, P. Tidal evolution in close binary systems  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - EDP Sciences , 1999. - Voi. 99 , ei. 1 . - s. 126-140 .  (Englanti)
  27. ↑ Weaver, D.; Nicholson, M. Yhden tähden menetys on toisen voitto: Hubble vangitsee hetken vilkkaan Duon elämästä . NASA Hubble (4. joulukuuta 1997). Arkistoitu alkuperäisestä 1. toukokuuta 2012.  (Englanti)
  28. ↑ Willson, L.A.; Stalio, R. Angular Momentum ja Mass Loss for Hot Stars  . – 1. - Springer, 1990. - S.  315-316 . — ISBN 0792308816 .  (Englanti)
  29. ↑ Yoon, S.-C.; Langer, N. Presupernova evolution of accreting white dwarfs with rotation  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - EDP Sciences , 2004. - Voi. 419 . - s. 623-644 . - doi : 10.1051/0004-6361:20035822 .  (Englanti)
  30. ↑ Lochner, J.; Gibb, M. Neutronitähdet ja pulsarit . NASA (joulukuu 2006). Arkistoitu alkuperäisestä 1. toukokuuta 2012.  (Englanti)
  31. ↑ Lorimer, D. R. Binaariset ja millisekunnin pulsarit . Max-Planck-Gesellschaft (28. elokuuta 1998). Arkistoitu alkuperäisestä 1. toukokuuta 2012.  (Englanti)
  32. ↑ Begelman, Mitchell C. Todisteita mustista aukoista   // Tiede . - 2003. - Voi. 300 , ei. 5627 . - P. 1898-1903 . - doi : 10.1126/tiede.1085334 . — PMID 12817138 .
  33. ↑ Viritä, Lee . Supermassiivisten mustien aukkojen kierros mitattuna ensimmäistä kertaa , University of Maryland Newsdesk (29. toukokuuta 2007). Arkistoitu alkuperäisestä 21. kesäkuuta 2007.  (Englanti)
  34. ↑ Tähtien pyöriminen . Arkistoitu alkuperäisestä 3. toukokuuta 2012.
  35. ↑ Tähtien oikeasta pyörimisestä . Arkistoitu alkuperäisestä 23. tammikuuta 2009.

Kirjallisuus

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat