Yıldız dönüşü

Achernar yıldızının hızlı dönüşünden kaynaklanan basık görünümünü gösteren bir illüstrasyon.

Yıldız dönüşü, bir yıldızın kendi ekseni etrafındaki açısal hareketidir. Dönüş hızı, yıldızın spektrumundan ölçülebilir ya da yüzeyindeki aktif oluşumların (örneğin, yıldız lekeleri gibi) hareketleri izlenip süreleri belirlenerek hesaplanabilir.

Bir yıldızın dönüşü, merkezkaç kuvveti nedeniyle ekvator bölgesinde bir şişkinlik yaratır. Yıldızlar katı cisimler olmadığından, diferansiyel dönüş de gösterebilirler. Bu yüzden yıldızın ekvatoru, daha yüksek enlemlere göre farklı bir açısal hızda dönebilir. Yıldız içindeki bu dönüş hızı farkları, yıldız manyetik alanının oluşumunda önemli bir rol oynayabilir.

Öte yandan, yıldızın manyetik alanı yıldız rüzgarı ile etkileşime girer. Rüzgar yıldızdan uzaklaştıkça açısal hızı azalır. Manyetik alanın rüzgarla olan bu etkileşimi, yıldızın dönüşüne bir tür frenleme etkisi uygular. Sonuçta, açısal momentum yıldızdan rüzgara aktarılır ve zamanla bu durum yıldızın dönüş hızını yavaş yavaş azaltır.

Ölçüm

Bu çizimde, bir yıldızın Dünya'daki gözlemcinin bakış doğrultusuna göre sahip olduğu $i$ eğiklik ve ekvatordaki v_e dönüş hızı gösterilmektedir.

Bir yıldız kutbu yönünden gözlemlenmiyorsa, yüzeyinin bazı bölümleri gözlemciye doğru ya da gözlemciden uzağa doğru belirli bir miktar harekete sahip olur. Gözlemci yönündeki hareket bileşenine radyal hız adı verilir. Doppler kayması nedeniyle, yıldız yüzeyinde radyal hız bileşeninin gözlemciye doğru olduğu kısımlarda ışığın (radyasyonun) frekansı yükselirken, bu bileşenin gözlemciden uzağa doğru olduğu kısımlarda ise düşer. Bir yıldızın soğurma çizgileri gözlemlendiğinde spektrumun her iki ucundaki bu kayma, çizginin genişlemesine neden olur. Ancak, bu genişlemenin çizgi genişliğini artırabilecek diğer etkilerden dikkatli bir şekilde ayırt edilmesi gerekir.

Çizgi genişlemesi yoluyla gözlemlenen radyal hız bileşeni, yıldız kutbunun bakış doğrultusuna olan eğikliğine bağlıdır. Elde edilen değer $v_{\mathrm {e} }\cdot \sin i$ olarak ifade edilir; burada $v_{\mathrm {e} }$ ekvatordaki dönüş hızı, $i$ ise eğikliktir. Ancak $i$ her zaman bilinmediğinden, bu sonuç yıldızın dönüş hızı için yalnızca minimum bir değer verir. Yani, eğer $i$ bir dik açı değilse, gerçek hız $v_{\mathrm {e} }\cdot \sin i$'den daha büyüktür. Bu değer, bazen izdüşümsel dönüş hızı olarak da adlandırılır. Hızlı dönen yıldızlarda polarimetri yalnızca izdüşümsel hızı değil, gerçek hızı bulmak için de bir yöntem sunar. Bu teknik şimdiye kadar sadece Regulus yıldızına uygulanmıştır.

Atmosferik mikrotürbülans, dev yıldızlarda dönüşün sebep olduğu etkiyi bastıracak kadar büyük bir çizgi genişlemesine yol açar. Ancak, kütleçekimsel mikromercekleme olaylarından yararlanan alternatif bir yaklaşım da kullanılabilir. Bu olaylar, büyük kütleli bir cisim daha uzaktaki bir yıldızın önünden geçerken bir mercek görevi görerek görüntüyü anlık olarak büyüttüğünde meydana gelir. Bu yöntemle elde edilen daha ayrıntılı veriler, mikrotürbülans ve dönüş etkilerini birbirinden ayırmayı mümkün kılar.

Bir yıldız, yıldız lekeleri gibi manyetik yüzey etkinlikleri gösteriyorsa, bu özellikler takip edilerek dönüş hızı tahmin edilebilir. Ne var ki bu tür yapılar ekvator dışındaki konumlarda da oluşabilir ve ömürleri boyunca farklı enlemlere göç edebilirler. Bu nedenle yıldızın diferansiyel dönüşü, ölçümlerde farklılıklar yaratabilir. Yıldızlardaki manyetik etkinlik genellikle hızlı dönüşle ilişkilendirildiğinden, bu teknik bu tür yıldızların ölçümünde kullanılabilir. Yıldız lekeleri üzerine yapılan gözlemler, bu yapıların manyetik alanları aracılığıyla yıldızdaki gaz akışını değiştirerek yıldızın dönüş hızını fiilen değiştirebildiğini ortaya koymuştur.

Fiziksel etkiler

Ekvator şişkinliği

Ayrıca bakınız: Ekvatoral şişkinlik

Kütleçekimi, gök cisimlerini tüm kütlenin mümkün olduğunca kütleçekim merkezine yakın olduğu mükemmel bir küreye dönüştürme eğilimindedir. Ancak, dönen bir yıldız küresel bir şekle sahip değildir; ekvatoral bir şişkinliği vardır.

Dönen bir ön-yıldız diski büzülerek bir yıldız oluştururken şekli giderek daha küresel hale gelir, fakat bu büzülme mükemmel bir küre oluşana kadar devam etmez. Kutuplarda kütleçekiminin tamamı büzülmeyi artırıcı yönde etki ederken, ekvatordaki merkezkaç kuvveti etkin kütleçekimini azaltır. Yıldız oluşumu sonrası ortaya çıkan nihai şekil, ekvator bölgesinde azalmış olan etkin kütleçekiminin yıldızı daha küresel bir şekle dönüştürmeye yetmediği bir denge şeklidir. Dönüş, von Zeipel teoreminde açıklandığı şekilde ekvatorda kütleçekim kararması adı verilen bir olguya da neden olur.

Ekvator şişkinliğinin sıra dışı bir örneği Regulus A (α Leonis A) yıldızında görülür. Bu yıldızın ekvatorundaki dönüş hızı 317 ± 3 km/s olarak ölçülmüştür. Bu hız, 15,9 saatlik bir dönüş periyoduna karşılık gelir ve yıldızın parçalanmasına neden olacak hızın %86'sına denktir. Bu yıldızın ekvatoral yarıçapı, kutup yarıçapından %32 daha büyüktür. Diğer hızlı dönen yıldızlar arasında Alfa Arae, Pleione, Vega ve Achernar yer alır.

Parçalanma hızı, bir yıldızın ekvatorundaki merkezkaç kuvvetinin kütleçekim kuvvetine eşit olduğu durumu tanımlamak için kullanılan bir ifadedir. Bir yıldızın kararlı olabilmesi için dönüş hızının bu değerin altında olması gerekir.

Diferansiyel dönüş

Açısal hızın enleme göre değiştiği Güneş gibi yıldızlarda, yüzeyde diferansiyel dönüş gözlemlenir. Açısal hız genellikle enlem arttıkça azalır. Ancak HD 31993 olarak adlandırılan yıldızda olduğu gibi, bu durumun tersi de gözlemlenmiştir. Güneş dışında diferansiyel dönüşü ayrıntılı olarak haritalanan ilk yıldız AB Doradus'tur.

Diferansiyel dönüşe neden olan temel mekanizma, yıldızın içindeki çalkantılı konveksiyondur. Konveksiyonel hareketler, plazma kütlelerinin hareketi aracılığıyla yüzeye enerji taşır. Bu plazma kütlesi, yıldızın açısal momentumunun bir kısmını da beraberinde taşır. Makaslama ve dönme etkisiyle çalkantı (türbülans) meydana geldiğinde, açısal momentum meridyen akışı yoluyla farklı enlemlere doğru yeniden dağıtılabilir.

Dönüş hızında keskin farklılıklar olan yerler arasındaki geçiş bölgelerinin, yıldızın manyetik alanını üreten dinamo süreçleri için verimli alanlar olduğuna inanılmaktadır. Ayrıca, yıldızın dönüş dağılımı ile manyetik alanı arasında karmaşık bir etkileşim de bulunur; bu etkileşim, manyetik enerjiyi kinetik enerjiye dönüştürerek hız dağılımını değiştirir.

Dönüş frenlemesi

Oluşum sırasında

Yıldızların, düşük sıcaklıktaki bir gaz ve toz bulutunun çökmesi sonucu oluştuğuna inanılmaktadır. Bulut çökerken, açısal momentumun korunumu yasası gereği, bulutun başlangıçtaki en ufak bir dönüş hareketi bile giderek hızlanır ve bu durum maddeyi dönen bir disk şeklinde birikmeye zorlar. Bu diskin yoğun merkezinde, çökmenin kütleçekimsel enerjisinden ısı kazanan bir önyıldız oluşur.

Çökme devam ettikçe dönüş hızı o kadar artabilir ki, üzerine madde yığılan ön-yıldız ekvatordaki merkezkaç kuvveti nedeniyle parçalanabilir. Bu nedenle, böylesi bir etkiden kaçınmak için dönüş hızının ilk 100.000 yıl boyunca frenlenmesi gerekir. Bu frenlemeyi açıklayan olası mekanizmalardan biri, ön-yıldızın manyetik alanının yıldız rüzgarıyla etkileşime girdiği manyetik frenlemedir. Genişleyen rüzgar, açısal momentumu uzağa taşır ve çöken ön-yıldızın dönüş hızını yavaşlatır.

Ortalama
dönüş
hızları

Yıldız sınıfı	ve (km/s)
O5	190
B0	200
B5	210
A0	190
A5	160
F0	95
F5	25
G0	12

O5 ile F5 arasında bir tayf sınıfına sahip anakol yıldızlarının çoğunun hızlı döndüğü tespit edilmiştir. Bu aralıktaki yıldızlarda ölçülen dönüş hızı, kütle arttıkça artar. Bu dönüş artışı, genç ve büyük kütleli B-sınıfı yıldızlar arasında zirveye ulaşır.

Oluşum sonrası

Anakol yıldızları için dönüş hızındaki düşüş, matematiksel bir bağıntı ile yaklaşık olarak ifade edilebilir:

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

burada $\Omega _{\mathrm {e} }$ ekvatordaki açısal hızı ve $t$ de yıldızın yaşını göstermektedir. Bu bağıntı, onu 1972'de keşfeden Andrew P. Skumanich'in adıyla Skumanich yasası olarak anılır. Bu yasa, Güneş kullanılarak kalibre edilen dönüş hızına dayanarak bir yıldızın yaşını belirleyen Jirokronoloji yönteminin bilimsel temelini oluşturur.

Yıldızlar, fotosferden yayılan bir yıldız rüzgarı yoluyla yavaş yavaş kütle kaybeder. Yıldızın manyetik alanı püskürtülen madde üzerine bir tork uygulayarak, açısal momentumun yıldızdan uzağa doğru sürekli bir şekilde aktarılmasına neden olur. Dönüş hızı 15 km/s'den fazla olan yıldızlar, aynı zamanda daha hızlı bir kütle kaybı ve bunun sonucunda da dönüş hızında daha hızlı bir yavaşlama sergiler. Bu nedenle, bir yıldızın dönüşü frenleme nedeniyle yavaşladıkça, açısal momentum kaybı oranında da bir düşüş yaşanır. Bu koşullar altında yıldızlar, sıfır dönüş durumuna doğru giderek yaklaşır ancak bu duruma hiçbir zaman tam olarak ulaşamazlar.

Anakol evresinin sonunda

Aşırı soğuk cüceler ve kahverengi cüceler, kütleçekimsel büzülme sebebiyle yaşlandıkça daha hızlı dönerler. Bu cisimler, aynı zamanda en soğuk yıldızlarınkine benzer manyetik alanlara da sahiptir. Ancak, T6 sınıfı kahverengi cüce WISEPC J112254.73+255021.5 gibi hızlı dönen kahverengi cücelerin keşfedilmesi, yıldız rüzgarlarıyla gerçekleşen dönüş frenlemesinin anakol evresinin sonlarında 1000 kattan daha az etkili olduğunu gösteren teorik modelleri destekler niteliktedir.

Yakın ikili sistemler

İki yıldızın, çapları mertebesinde bir ortalama uzaklıkla birbirinin yörüngesinde döndüğü durumlarda yakın ikili yıldız sistemi oluşur. Bu mesafelerde gelgit etkileri, kütle aktarımı ve hatta çarpışmalar gibi daha karmaşık etkileşimler meydana gelebilir. Yakın bir ikili sistemdeki gelgit etkileşimleri, yörünge ve dönüş parametrelerinin değişime uğramasıyla sonuçlanabilir. Sistemin toplam açısal momentumu korunur, ancak açısal momentum yörünge periyotları ile dönüş hızları arasında aktarılabilir.

Yakın bir ikili sistemin üyelerinden her biri, kütleçekimsel etkileşim yoluyla diğeri üzerinde gelgitler oluşturur. Ancak şişkinlikler, kütleçekim kuvvetinin doğrultusuyla tam olarak hizalanmamış olabilir. Böylece kütleçekim kuvveti, şişkinlik üzerinde bir tork bileşeni oluşturarak açısal momentumun aktarılmasına (gelgitsel ivme) neden olur. Bu durum, sistemin kararlı bir denge durumuna yaklaşabilmesine rağmen, sürekli olarak evrimleşmesine yol açar. Dönüş ekseninin yörünge düzlemine dik olmadığı durumlarda etki daha da karmaşık bir hal alabilir.

Değen veya yarı ayrık ikililer için bir yıldızdan yoldaşına kütle aktarımı, aynı zamanda önemli bir açısal momentum aktarımıyla da sonuçlanabilir. Üzerine kütle yığılan yoldaş, kritik dönüş hızına ulaşıp ekvatoru boyunca kütle kaybetmeye başlayana dek hızlanabilir.

Dejenere yıldızlar

Bir yıldız, termonükleer füzyon yoluyla enerji üretimini tamamladıktan sonra, daha sıkışık ve dejenere bir duruma evrimleşir. Bu süreçte yıldızın boyutlarının önemli ölçüde azalması, açısal hızında da buna bağlı olarak bir artışa neden olabilir.

Beyaz cüce

Ana madde: Beyaz cüce

Beyaz cüce, yaşamının önceki evrelerinde termonükleer füzyonla ürettiği yan ürünlerden oluşan, ancak bu daha ağır elementleri yakacak kütleye sahip olmayan bir yıldızdır. Bu sıkışık cisim, yıldızın daha fazla çökmesini engelleyen ve dejenere elektron basıncı olarak bilinen bir kuantum mekaniği etkisiyle ayakta kalır. Çoğu beyaz cüce genellikle yavaş bir dönüş hızına sahiptir. Bunun nedeni büyük olasılıkla dönüş frenlemesi ya da ata yıldızın dış zarfını kaybettiği sırada (bkz. gezegenimsi bulutsu) açısal momentumunu dışarı atmasıdır.

Yavaş dönen bir beyaz cüce, bir nötron yıldızına çökmeden veya Tip Ia süpernova olarak patlamadan 1,44 güneş kütlesi olan Chandrasekhar limitini aşamaz. Beyaz cüce, örneğin yığılma veya çarpışma yoluyla bu kütleye ulaştığında, kütleçekim kuvveti elektronların oluşturduğu basıncı aşar. Ancak, beyaz cüce hızlı dönüyorsa ekvator bölgesindeki etkin kütleçekimi azalarak yıldızın Chandrasekhar limitini aşmasına olanak tanır. Böylesi hızlı bir dönüş, mesela açısal momentum aktarımıyla sonuçlanan bir kütle yığılması sonucunda meydana gelebilir.

Nötron yıldızı

Ana madde: Atarca

Nötron yıldızı (merkezde), manyetik kutuplarından bir radyasyon hüzmesi yayar. Bu hüzmeler, dönüş ekseni etrafında dönerken konik bir yüzey oluşturur.

Nötron yıldızı, öncelikli olarak nötronlardan oluşan yüksek yoğunluklu bir yıldız kalıntısıdır. Nötron, çoğu atom çekirdeğinde bulunan ve net elektrik yükü olmayan bir parçacıktır. Bir nötron yıldızının kütlesi, güneş kütlesinin 1,2 ila 2,1 katı aralığındadır. Çökme sonucunda yeni oluşmuş bir nötron yıldızı, saniyede yüzlerce devir mertebesinde çok yüksek bir dönüş hızına sahip olabilir.

Atarcalar (pulsarlar), manyetik alanı olan dönen nötron yıldızlarıdır. Dönen atarcaların kutuplarından dar bir elektromanyetik radyasyon hüzmesi yayılır. Eğer bu hüzme Güneş Sistemi'nin doğrultusunu tarayarak geçerse, atarca Dünya'dan tespit edilebilen periyodik bir atım üretir. Manyetik alanın yaydığı enerji dönüş hızını giderek yavaşlatır; bu nedenle daha yaşlı atarcalarda iki atım arasındaki süre birkaç saniyeyi bulabilir.

Kara delik

Ana madde: Dönen kara delik

Kara delik, kütleçekim alanı ışığın bile kaçmasına engel olacak kadar güçlü bir cisimdir. Dönen bir kütlenin çökmesiyle oluştuklarında, püskürtülen gazla birlikte dışarı atılmayan açısal momentumun tamamını bünyelerinde tutarlar. Bu dönüş, "ergosfer" adı verilen basık sferoit şeklindeki bir hacmin içindeki uzay-zamanı kara delikle birlikte sürükler. Ergosfere giren kütle, bu sürüklenmeyle enerji kazanır ve bu sayede bir bölümü kara deliğe düşmeden dışarı atılabilir. Bu kütle dışarı atıldığında, kara delik açısal momentumunu kaybeder. Bu olguya "Penrose süreci" adı verilir.

Ayrıca bakınız

• Rossiter-McLaughlin etkisi

Dış bağlantılar

• Staff (28 Şubat 2006). "Stellar Spots and Cyclic Activity: Detailed Results" (İngilizce). ETH Zürich. 16 Mart 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Mart 2008.