Вращение звёзд.
Вращение Солнца было открыто Г.Галилеем в 1610-11 гг. по движению солнечных пятен. Вращение других звёзд было обнаружено в 1909 г. при исследовании спектров затменных двойных звёзд. Значения экваториальной скорости В.з. изменяются в ходе эволюции звёзд и на стадии главной последовательности сильно зависят от спектрального класса звезды, следовательно - от её массы. Сравнение скоростей вращения звёзд одного спектрального класса, но разных возрастов показывает, что чем старше звезда, тем медленнее она вращается.

Солнце принадлежит к медленно вращающимся звёздам (средняя скорость вращения - ок. 2 км/с), причём период солнечного вращения зависит от гелиошироты (вблизи полюсов он приблизительно на 20% больше, чем на экваторе) и, по-видимому, от глубины. Это явление связано с присутствием на Солнце конвективной оболочки и является одной из причин, порождающих циклическую солнечную активность.

В.з. влияет на ход их эволюции и на наблюдаемые параметры. Под действием центробежных сил, возникающих при вращении, изменяется форма звезды (появляется небольшая сплюснутость), при этом температура поверхности звезды у полюсов оказывается немного выше, чем у экватора. Поэтому видимая звёздная величина звезды в определённой мере зависит от наклона её оси вращения к лучу зрения. Кроме того, центробежные силы частично уравновешивают силы тяготения, и в центральной области звезды, где происходит генерация энергии за счёт термоядерных реакций, уменьшаются давление и температура, а следовательно, и скорость выделения энергии. Отсюда вытекает, что вращающиеся звёзды должны обладать меньшей полной светимостью и эффективной температурой и медленнее эволюционировать. На стадиях эволюции, сопровождающихся значительным сжатием звезды, В.з. может быть существенным фактором, например, если скорость В.з. превысит первую космическую скорость, то силы притяжения не смогут удержать вещество, и оно должно оттекать от звезды, сама же звезда в этом случае тормозится.

Наблюдения показывают, что скорость В.з. сложным образом изменяется в ходе их эволюции. Так, звёзды спектрального класса G перед выходом на главную последовательность обладают скоростями вращения до 100 км/с. Затем, на ранних стадиях эволюции вдоль главной последовательности их вращение замедляется. Замедление вращения наблюдается также у радиопульсаров. Рентгеновские пульсары, наоборот, ускоряют своё вращение.

Особый интерес представляет эволюция вращения зарождающихся звёзд (протозвёзд), т.к., по-видимому, именно вращение определяет, во что превратится звезда - в одиночную, двойную или звезду с планетной системой.

В.з. имеет определённое астрологическое значение, прежде всего - в прогнозировании времени событий.

Тип объекта
v1, км/с
v2, км/с
v3, км/с
Тёмные межзвёздные облака, области звездообразования 1 - -
Звёзды главной последовательности спектр. класс O5 180 400 -
Звёзды главной последовательности спектр. класс B0 200 420 630
Звёзды главной последовательности спектр. класс A0 190 320 500
Звёзды главной последовательности спектр. класс F0 100 180 450
Звёзды главной последовательности спектр. класс F5 30 100 400
Звёзды главной последовательности спектр. класс G0 4 100 400
Звёзды главной последовательности спектр. класс K, M 1 - -
Белые карлики - 4500
Пульсары - 40000 140000
Примечание: v1 - средняя скорость вращения звезды в предположении произвольной ориентации осей вращения; v2 - максимальная наблюдавшаяся скорость вращения; v3 - скорость вращения звезды, при которой сила гравитационного притяжения на экваторе уравновешивается центробежной силой.