Putaran bintang

Putaran bintang (Jawi: ‏ڤوترن بينتڠ‎code: ms is deprecated ‎) ialah gerakan sudut bintang terhadap paksinya. Kadar putaran boleh diukur dari spektrum bintang, atau dengan menetapkan masa pergerakan ciri aktif di permukaan.

Putaran bintang menghasilkan bonjolan khatulistiwa akibat daya emparan. Memandangkan bintang bukan jasad pepejal, mereka juga boleh mengalami putaran pembezaan. Oleh itu khatulistiwa bintang boleh berputar pada halaju sudut yang berbeza daripada latitud yang lebih tinggi. Perbezaan dalam kadar putaran dalam bintang ini mungkin mempunyai peranan penting dalam penjanaan medan magnet bintang.^[1]

Medan magnet bintang berinteraksi dengan angin bintang. Apabila angin bergerak menjauhi bintang kadar halaju sudutnya menjadi perlahan. Medan magnet bintang berinteraksi dengan angin, yang menggunakan seretan pada putaran bintang. Akibatnya, momentum sudut dipindahkan dari bintang ke angin, dan dari masa ke masa ini secara beransur-ansur memperlahankan kadar putaran bintang.

Melainkan bintang diperhatikan dari arah kutubnya, bahagian permukaan mempunyai sedikit pergerakan ke arah atau menjauhi pemerhati. Komponen pergerakan yang berada dalam arah pemerhati dipanggil halaju jejari. Bagi bahagian permukaan dengan komponen halaju jejari ke arah pemerhati, sinaran dialihkan ke frekuensi yang lebih tinggi kerana anjakan Doppler. Begitu juga kawasan yang mempunyai komponen yang bergerak menjauhi pemerhati dialihkan ke frekuensi yang lebih rendah. Apabila garis serapan bintang diperhatikan, anjakan ini pada setiap hujung spektrum menyebabkan garis itu meluas.^[2] Walau bagaimanapun, peluasan ini mesti diasingkan dengan teliti daripada kesan lain yang boleh meningkatkan lebar garis itu.

Komponen halaju jejari yang diperhatikan melalui pelebaran garisan bergantung pada kecondongan kutub bintang ke garis penglihatan. Nilai terbitan diberikan sebagai ${\displaystyle v_{\mathrm {e} }\cdot \sin i}$, iaitu ${\displaystyle v_{\mathrm {e} }}$ ialah halaju putaran di khatulistiwa dan ${\displaystyle i}$ ialah kecondongan. Walau bagaimanapun, ${\displaystyle i}$ tidak selalu diketahui, jadi hasilnya memberikan nilai minimum untuk halaju putaran bintang. Iaitu, jika ${\displaystyle i}$ bukan sudut tegak, maka halaju sebenar adalah lebih besar daripada ${\displaystyle v_{\mathrm {e} }\cdot \sin i}$.^[2] Ini kadang kala dirujuk sebagai halaju putaran yang diunjurkan. Dalam polarimetri bintang berputar pantas menawarkan kaedah memulihkan halaju sebenar dan bukannya hanya halaju putaran; teknik ini setakat ini hanya digunakan untuk Regulus.^[3]

Bagi bintang gergasi, mikrogeloraan atmosfera boleh mengakibatkan pelebaran garisan yang jauh lebih besar daripada kesan putaran, dengan berkesan menenggelamkan isyarat. Walau bagaimanapun, pendekatan alternatif boleh digunakan yang menggunakan peristiwa kanta mikro graviti. Ini berlaku apabila objek besar melintas di hadapan bintang yang lebih jauh dan berfungsi seperti kanta, membesarkan imej secara ringkas. Maklumat yang lebih terperinci yang dikumpul melalui cara ini membolehkan kesan mikroturbulensi dibezakan daripada putaran.^[4]

Jika bintang memaparkan aktiviti permukaan magnet seperti tompok bintang, maka ciri ini boleh dijejaki untuk menganggarkan kadar putaran. Walau bagaimanapun, ciri sedemikian boleh terbentuk di lokasi selain khatulistiwa dan boleh berhijrah merentasi latitud sepanjang jangka hayatnya, jadi putaran pembezaan bintang boleh menghasilkan ukuran yang berbeza-beza. Aktiviti magnet bintang sering dikaitkan dengan putaran pantas, jadi teknik ini boleh digunakan untuk pengukuran bintang tersebut.^[5] Pemerhatian bintik bintang telah menunjukkan bahawa ciri-ciri ini sebenarnya boleh mengubah kadar putaran bintang, kerana medan magnet mengubah suai aliran gas dalam bintang.^[6]

Graviti cenderung untuk mengecutkan jasad angkasa menjadi sfera yang sempurna, bentuk yang semua jisim adalah sehampir mungkin dengan pusat graviti. Tetapi bintang yang berputar tidak berbentuk sfera, ia mempunyai bonjolan khatulistiwa.

Apabila cakera protobintang yang berputar menguncup untuk membentuk bintang bentuknya menjadi lebih sfera, tetapi pengecutan tidak berterusan sehingga ke sfera yang sempurna. Di kutub semua graviti bertindak untuk meningkatkan penguncupan, tetapi di khatulistiwa graviti berkesan dikurangkan oleh daya emparan. Bentuk akhir bintang selepas pembentukan bintang ialah bentuk keseimbangan, dalam erti kata bahawa graviti berkesan di kawasan khatulistiwa (sedang berkurangan) tidak dapat menarik bintang ke bentuk yang lebih sfera. Putaran juga menimbulkan penggelapan graviti di khatulistiwa, seperti yang diterangkan oleh teorem von Zeipel.

Contoh ekstrem bonjol khatulistiwa terdapat pada bintang Regulus A (α Leonis A). Khatulistiwa bintang ini mempunyai halaju putaran terukur 317 ± 3 km/s. Ini sepadan dengan tempoh putaran selama 15.9 jam, iaitu 86% daripada halaju apabila bintang akan pecah. Jejari khatulistiwa bintang ini adalah 32% lebih besar daripada jejari kutub.^[7] Bintang lain yang berputar dengan pantas termasuk Alpha Arae, Pleione, Vega dan Achernar.

Halaju pecah bintang ialah ungkapan yang digunakan untuk menggambarkan kes apabila daya emparan di khatulistiwa adalah sama dengan daya graviti. Untuk bintang menjadi stabil halaju putaran mestilah di bawah nilai ini.^[8]

Bintang dipercayai terbentuk akibat runtuhan awan gas dan debu bersuhu rendah. Apabila awan runtuh, keabadian momentum sudut menyebabkan sebarang putaran bersih kecil awan meningkat, memaksa bahan menjadi cakera berputar. Di tengah padat cakera ini terbentuk protobintang, yang mendapat haba daripada tenaga graviti keruntuhan.

Apabila keruntuhan berterusan, kadar putaran boleh meningkat ke tahap apabila protobintang yang menokok boleh pecah disebabkan oleh daya emparan di khatulistiwa. Oleh itu, kadar putaran mesti diperlahankan semasa 100,000 pertama tahun untuk mengelakkan senario ini. Satu penjelasan yang mungkin untuk brek ialah interaksi medan magnet protobintang dengan angin bintang dalam brek magnet. Angin yang mengembang membawa pergi momentum sudut dan memperlahankan kadar putaran protostar yang runtuh.^[9][10]

Kebanyakan bintang jujukan utama dengan kelas spektrum antara O5 dan F5 didapati berputar dengan pantas.^[7][12] Untuk bintang dalam julat ini, halaju putaran yang diukur meningkat dengan jisim. Peningkatan dalam putaran ini memuncak di kalangan bintang muda kelas B yang besar. "Memandangkan jangkaan jangka hayat bintang berkurangan dengan peningkatan jisim, ini boleh dijelaskan sebagai penurunan dalam halaju putaran dengan usia." 

Untuk bintang jujukan utama, penurunan putaran boleh dianggarkan dengan hubungan matematik:

${\displaystyle \Omega _{\mathrm {e} }\propto t^{-{\frac {1}{2}}},}$

iaitu ${\displaystyle \Omega _{\mathrm {e} }}$ ialah halaju sudut di khatulistiwa dan ${\displaystyle t}$ ialah umur bintang. ^[13] Hubungan ini dinamakan undang-undang Skumanich selepas Andrew P. Skumanich yang menemuinya pada tahun 1972.^[14][15] Girokronologi ialah penentuan umur bintang berdasarkan kadar putaran, ditentukur menggunakan Matahari.^[16]

Bintang perlahan-lahan kehilangan jisim dengan pancaran angin bintang dari fotosfera. Medan magnet bintang memberikan daya kilas pada bahan yang dikeluarkan, menghasilkan pemindahan momentum sudut yang stabil dari bintang. Bintang dengan kadar putaran lebih daripada 15 km/s juga mempamerkan kehilangan jisim yang lebih cepat, dan akibatnya kadar pereputan putaran yang lebih cepat. Oleh itu, apabila putaran bintang diperlahankan kerana kesan brek ini, terdapat penurunan dalam kadar kehilangan momentum sudut. Di bawah keadaan ini, bintang secara beransur-ansur menghampiri, tetapi tidak pernah mencapai, keadaan putaran sifar.^[17]

Kerdil ultrasejuk dan kerdil perang mengalami putaran yang lebih pantas apabila mereka semakin tua, disebabkan oleh penguncupan graviti. Objek ini juga mempunyai medan magnet yang serupa dengan bintang yang paling sejuk. Walau bagaimanapun, penemuan kerdil perang berputar pantas seperti kerdil perang T6 WISEPC J112254.73+255021.5^[18] memberikan sokongan kepada model teori yang menunjukkan bahawa brek putaran oleh angin bintang adalah lebih 1000 kali kurang berkesan pada penghujung jujukan utama.^[19]

Selepas bintang selesai menjana tenaga melalui pelakuran termonuklear, ia berubah menjadi keadaan yang lebih padat dan terdegenerat. Semasa proses ini, dimensi bintang dikurangkan dengan ketara, yang boleh mengakibatkan peningkatan yang sepadan dalam halaju sudut.

Kerdil putih ialah bintang yang terdiri daripada bahan yang merupakan hasil sampingan pelakuran termonuklear semasa bahagian awal hayatnya, tetapi tidak mempunyai jisim untuk membakar unsur-unsur yang lebih besar. Ia adalah badan padat yang disokong oleh kesan mekanikal kuantum yang dikenali sebagai tekanan degenerasi elektron yang tidak akan membenarkan bintang runtuh lebih jauh. Umumnya kebanyakan kerdil putih mempunyai kadar putaran yang rendah, kemungkinan besar disebabkan oleh brek putaran atau dengan mengurangkan momentum sudut apabila bintang leluhur kehilangan sampul luarnya.^[20] (Lihat nebula planet.)

Bintang kerdil putih yang berputar perlahan tidak boleh melebihi had Chandrasekhar iaitu 1.44 jisim suria tanpa runtuh untuk membentuk bintang neutron atau meletup sebagai supernova Jenis Ia. Sebaik sahaja kerdil putih mencapai jisim ini, seperti melalui tokokan atau perlanggaran, daya graviti akan melebihi tekanan yang dikenakan oleh elektron. Walau bagaimanapun, jika kerdil putih berputar dengan pantas, graviti berkesan berkurangan di kawasan khatulistiwa, sekali gus membenarkan kerdil putih melebihi had Chandrasekhar. Putaran pantas sedemikian boleh berlaku, sebagai contoh, akibat pertambahan jisim yang mengakibatkan pemindahan momentum sudut.^[21]

Bintang neutron ialah sisa bintang yang sangat padat yang terutamanya terdiri daripada neutron — zarah yang terdapat dalam kebanyakan nukleus atom dan tidak mempunyai cas elektrik bersih. Jisim bintang neutron berada dalam julat 1.2 hingga 2.1 kali jisim Matahari. Akibat daripada keruntuhan, bintang neutron yang baru terbentuk boleh mempunyai kadar putaran yang sangat cepat; mengikut urutan seratus putaran sesaat.

Pulsar ialah bintang neutron berputar yang mempunyai medan magnet. Pancaran sinaran elektromagnet yang sempit dipancarkan dari kutub pulsar berputar. Jika pancaran itu melalui arah Sistem Suria maka pulsar akan menghasilkan denyutan berkala yang boleh dikesan dari Bumi. Tenaga yang dipancarkan oleh medan magnet secara beransur-ansur memperlahankan kadar putaran, supaya pulsar yang lebih tua boleh memerlukan selama beberapa saat antara setiap nadi.^[22]

Lohong hitam ialah objek dengan medan graviti yang cukup kuat sehingga boleh menghalang cahaya daripada terlepas. Apabila mereka terbentuk daripada keruntuhan jisim berputar, mereka mengekalkan semua momentum sudut yang tidak ditumpahkan dalam bentuk gas yang dikeluarkan. Putaran ini menyebabkan ruang dalam isipadu berbentuk sferoid bonjol, dipanggil "ergosfera", diseret sekeliling dengan lohong hitam. Jisim yang jatuh ke dalam isipadu ini memperoleh tenaga melalui proses ini dan beberapa bahagian jisim kemudiannya boleh dikeluarkan tanpa jatuh ke dalam lohong hitam. Apabila jisim dikeluarkan, lohong hitam kehilangan momentum sudut ("proses Penrose").^[23] Kadar putaran lohong hitam telah diukur setinggi 98.7% daripada kelajuan cahaya.^[24]

• Staff (February 28, 2006). "Stellar Spots and Cyclic Activity: Detailed Results". ETH Zürich. Diarkibkan daripada yang asal pada March 16, 2008. Dicapai pada 2008-03-16.