Преглед на кодот на Ѕвездено вртење

[[Податотека:Achernar.svg|десно|мини|280x280пкс| Оваа илустрација го покажува заоблениот изглед на ѕвездата [[Ахернар]] предизвикан од брзото вртење.]]
'''Ѕвездено вртење''' ('''ѕвездена ротација''') — аголното движење на [[ѕвезда]]та околу својата оска. Брзината на вртење може да се мери од спектарот на ѕвездата или со темпирање на движењата на активните карактеристики на површината.

Вртењето на ѕвездата создава екваторијална испакнатост поради [[Центрифугална сила|центрифугалната сила]]. Бидејќи ѕвездите не се цврсти тела, тие исто така можат да подлежат на диференцијално вртење. Така, [[екватор]]от на ѕвездата може да се врти со различна [[аголна брзина]] од повисоките [[Географска ширина|географски широчини]]. Овие разлики во брзината на вртење може да имаат значајна улога во создавањето на [[Ѕвездено магнетно поле|ѕвезденото магнетно поле]].<ref name="donati2003">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.ast.obs-mip.fr/users/donati/diffrot.html|title=Differential rotation of stars other than the Sun|last=Donati|first=Jean-François|date=November 5, 2003|publisher=Laboratoire d’Astrophysique de Toulouse|accessdate=2007-06-24}}</ref>

За возврат, магнетното поле на ѕвездата е во интеракција со [[Ѕвезден ветер|ѕвездениот ветер]]. Како што ветерот се оддалечува од ѕвездата, неговата аголна брзина се намалува. Магнетното поле на ѕвездата е во интеракција со ветрот, што применува отпор на ѕвезденото вртење. Како резултат на тоа, [[Момент на импулсот|аголниот моментум]] се пренесува од ѕвездата на ветрот и со текот на времето тоа постепено ја забавува брзината на ротација на ѕвездата.

== Мерење ==
Освен доколку ѕвездата не се набљудува од насоката на нејзиниот пол, делови од површината имаат одредено движење кон или подалеку од набљудувачот. Компонентата на движење која е во насока на набљудувачот се нарекува [[радијална брзина]]. За дел од површината со компонента на радијална брзина кон набљудувачот, зрачењето е поместено на поголема фреквенција поради [[Доплеров ефект|доплеровото поместување]]. Слично на тоа, регионот што има компонента што се оддалечува од набљудувачот е поместена на помала фреквенција. Кога се набљудуваат [[Спектрална линија|линиите на впивање]] на ѕвездата, ова поместување на секој крај од спектарот предизвикува проширување на линијата.<ref name="mnras89">{{Наведено списание|last=Shajn, G.|last2=Struve, O.|date=1929|title=On the rotation of the stars|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=89|issue=3|pages=222–239|bibcode=1929MNRAS..89..222S|doi=10.1093/mnras/89.3.222|doi-access=free}}</ref> Сепак, ова проширување мора внимателно да се одвои од другите ефекти кои можат да ја зголемат ширината на линијата.
[[Податотека:V_sin_i.png|лево|мини|340x340пкс| Оваа ѕвезда има наклонетост <math>i</math> до линијата на видливост на набљудувачот на Земјата и брзина на вртењ''е v <sub>e</sub>'' на екваторот.]]
Компонентата на радијалната брзина забележана преку проширувањето на линијата зависи од [[Наклон (орбита)|наклонот]] на полот на ѕвездата кон линијата на видот. Изведената вредност е дадена како <math>v_\mathrm{e} \cdot \sin i</math>, каде <math>v_\mathrm{e}</math> е брзината на вртење на екваторот и <math>i</math> е наклонетоста. Сепак, <math>i</math> не е секогаш позната, па резултатот дава минимална вредност за брзината на вртење на ѕвездата. Така, доколку <math>i</math> не е [[прав агол]], тогаш вистинската брзина е поголема од <math>v_\mathrm{e} \cdot \sin i</math> . Ова понекогаш се нарекува проектирана вртежна брзина. Кај брзо вртежните ѕвезди, полариметријата нуди метод на враќање на вистинската брзина, а не само на вртежната брзина; оваа техника досега се применувала единствено на [[Регул]].<ref>{{Наведено списание|last=Cotton|first=Daniel V|last2=Bailey|first2=Jeremy|last3=Howarth|first3=Ian D|last4=Bott|first4=Kimberly|last5=Kedziora-Chudczer|first5=Lucyna|last6=Lucas|first6=P. W|last7=Hough|first7=J. H|year=2017|title=Polarization due to rotational distortion in the bright star Regulus|journal=Nature Astronomy|volume=1|issue=10|pages=690–696|arxiv=1804.06576|bibcode=2017NatAs...1..690C|doi=10.1038/s41550-017-0238-6}}</ref>

За [[Џиновска ѕвезда|џиновските ѕвезди]], атмосферската микротурбуленција може да резултира со проширување на линијата што е многу поголемо од ефектите на вртење, што ефективно го задушува сигналот. Сепак, може да се примени алтернативен пристап кој ги користи настаните на гравитационите микролеќи. Тие се случуваат кога масивен објект поминува пред подалечната ѕвезда и функционира како леќа, накратко зголемувајќи ја сликата. Подеталните информации собрани со ова средство овозможуваат ефектите на микротурбуленцијата да се разликуваат од вртењето.<ref>{{Наведено списание|last=Gould|first=Andrew|date=1997|title=Measuring the Rotation Speed of Giant Stars from Gravitational Microlensing|journal=Astrophysical Journal|volume=483|issue=1|pages=98–102|arxiv=astro-ph/9611057|bibcode=1997ApJ...483...98G|doi=10.1086/304244}}</ref>

Доколку ѕвездата прикажува магнетна површинска активност како што се ѕвездените точки, тогаш овие карактеристики може да се следат за да се процени стапката на вртење. Сепак, таквите карактеристики можат да се формираат на други места освен екваторот и можат да мигрираат низ географските широчини во текот на нивниот животен век, така што диференцијалното вртење на ѕвездата може да произведе различни мерења. Ѕвездената магнетна активност е често поврзана со брзо вртење, така што оваа техника може да се користи за мерење на такви ѕвезди.<ref>{{Наведено списание|last=Soon, W.|last2=Frick, P.|last3=Baliunas, S.|date=1999|title=On the rotation of the stars|journal=The Astrophysical Journal|volume=510|issue=2|pages=L135–L138|arxiv=astro-ph/9811114|bibcode=1999ApJ...510L.135S|doi=10.1086/311805}}</ref> Набљудувањето на ѕвездените точки покажало дека овие карактеристики всушност може да ја менуваат стапката на вртење на ѕвездата, бидејќи магнетните полиња го менуваат протокот на гасови во ѕвездата.<ref>{{Наведено списание|last=Collier Cameron, A.|last2=Donati, J.-F.|date=2002|title=Doin' the twist: secular changes in the surface differential rotation on AB Doradus|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=329|issue=1|pages=L23–L27|arxiv=astro-ph/0111235|bibcode=2002MNRAS.329L..23C|doi=10.1046/j.1365-8711.2002.05147.x|doi-access=free}}</ref>

== Физички ефекти ==

=== Екваторијална испакнатост ===
Гравитацијата има тенденција да ги собира небесните тела во совршена сфера, форма каде што целата маса е што можно поблиску до средината на гравитација. Но, вртежната ѕвезда не е сферична во форма, таа има екваторијална испакнатост.

Како што вртежниот протоѕвезден диск се собира за да формира ѕвезда, неговата форма станува сферична, но контракцијата не продолжува до совршена сфера. На половите целата гравитација дејствува за да ја зголеми контракцијата, но на екваторот делотворната гравитација се намалува со центрифугалната сила. Конечниот облик на ѕвездата по формирањето на ѕвездата е форма на рамнотежа, во смисла дека делотворната гравитација во екваторијалниот регион (се намалува) не може да ја повлече ѕвездата во посферична форма. Вртењето, исто така, доведува до потемнување на гравитацијата на екваторот, како што е опишано со Фонцејпеловата теорема.

Екстремен пример на екваторијална испакнатост се наоѓа на ѕвездата [[Регул|Регул А]] (α Leonis А). Екваторот на оваа ѕвезда има измерена вртежна брзина од 317&nbsp;±&nbsp;3&nbsp;km/s. Ова одговара на период на вртење од 15,9 часа, што е 86% од брзината со која ѕвездата би се распаднала. Екваторијалниот полупречник на оваа ѕвезда е 32% поголем од поларниот полупречник.<ref name="apj628">{{Наведено списание|last=McAlister, H. A.|last2=ten Brummelaar, T. A.|displayauthors=etal|date=2005|title=First Results from the CHARA Array. I. An Interferometric and Spectroscopic Study of the Fast Rotator Alpha Leonis (Regulus)|journal=The Astrophysical Journal|volume=628|issue=1|pages=439–452|arxiv=astro-ph/0501261|bibcode=2005ApJ...628..439M|doi=10.1086/430730}}</ref> Други брзо ротирачки ѕвезди се Алфа Олтар, [[Плејона (ѕвезда)|Плејона]], [[Вега]] и [[Ахернар]].

Брзината на распаѓање на ѕвездата е израз што се користи за да се опише случајот кога центрифугалната сила на екваторот е еднаква на гравитационата сила. За ѕвездата да биде стабилна, брзината на вртење мора да биде под оваа вредност.<ref>{{Наведен научен собир|location=Ohio State University, Columbus, Ohio}}</ref>

=== Диференцијално вртење ===
Површинска диференцијално вртење се забележува на ѕвезди како што е Сонцето кога аголната брзина варира во зависност од географската ширина. Обично аголната брзина се намалува со зголемување на географската ширина. Сепак, забележано е и обратното, како на пример на ѕвездата означена како HD&nbsp;31993.<ref>{{Наведено списание|last=Kitchatinov, L. L.|last2=Rüdiger, G.|date=2004|title=Anti-solar differential rotation|journal=Astronomische Nachrichten|volume=325|issue=6|pages=496–500|arxiv=astro-ph/0504173|bibcode=2004AN....325..496K|doi=10.1002/asna.200410297}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Ruediger, G.|last2=von Rekowski, B.|last3=Donahue, R. A.|last4=Baliunas, S. L.|date=1998|title=Differential Rotation and Meridional Flow for Fast-rotating Solar-Type Stars|journal=Astrophysical Journal|volume=494|issue=2|pages=691–699|bibcode=1998ApJ...494..691R|doi=10.1086/305216|doi-access=free}}</ref> Првата таква ѕвезда, освен Сонцето, на која детално била мапирана нејзината диференцијална ротација е AB Дорадо.

Основниот механизам што предизвикува диференцијално вртење е турбулентната конвекција во внатрешноста на ѕвездата. Конвективното движење носи енергија кон површината преку масовното движење на плазмата. Оваа маса на плазма носи дел од аголната брзина на ѕвездата. Кога турбуленцијата се јавува преку смолкнување и вртење, аголниот моментум може да се прераспредели на различни географски широчини преку меридијален тек.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://access.ncsa.uiuc.edu/Stories/97Stories/WOODward.html|title=NCSA Access: 3D Star Simulation|last=Korab|first=Holly|date=June 25, 1997|publisher=National Center for Supercomputing Applications|archive-url=https://web.archive.org/web/20120415104234/http://access.ncsa.illinois.edu/Stories/97Stories/WOODward.html|archive-date=2012-04-15|accessdate=2007-06-27}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Küker, M.|last2=Rüdiger, G.|year=2005|title=Differential rotation on the lower main sequence|journal=Astronomische Nachrichten|volume=326|issue=3|pages=265–268|arxiv=astro-ph/0504411|bibcode=2005AN....326..265K|doi=10.1002/asna.200410387}}</ref>

Се верува дека интерфејсите помеѓу регионите со остри разлики во вртење се ефикасни места за динамо процесите што го генерираат [[Ѕвездено магнетно поле|ѕвезденото магнетно поле]]. Исто така, постои сложена интеракција помеѓу распростраетоста на ротација на ѕвездата и нејзиното магнетно поле, со конверзија на магнетната енергија во кинетичка енергија што ја менува брзината.<ref name="donati2003"/>

== Вртежно сопирање ==

=== За време на формирањето ===
Се верува дека ѕвездите се формираат како резултат на колапс на нискотемпературен облак од гас и прашина. Како што облакот се распаѓа, [[Момент на импулсот|зачувувањето на моментот на импулсот]] предизвикува зголемување на секор мало нето вртење на облакот, принудувајќи го материјалот да оди кон вртежниот диск. Во густиот центар на овој диск се формира [[протоѕвезда]], која добива топлина од [[Потенцијална енергија|гравитациска енергија]] на колапсот.

Како што продолжува колапсот, стапката на вртење може да се зголеми до точка каде што акретирачката протоѕвезда може да се распадне поради [[Центрифугална сила|центрифугалната сила]] на екваторот. Така, стапката на вртење мора да се сопира во текот на првите 100.000&nbsp;години за да се избегне ова сценарио. Едно можно објаснување за сопирањето е интеракцијата на [[Ѕвездено магнетно поле|магнетното поле]] на протоѕвездата со [[Ѕвезден ветер|ѕвездениот ветер]] при магнетното сопирање. Ветерот што се шири го одзема аголниот моментум и ја забавува брзината на вртење на протоѕвездата што се распаѓа.<ref>{{Наведено списание|last=Ferreira, J.|last2=Pelletier, G.|last3=Appl, S.|date=2000|title=Reconnection X-winds: spin-down of low-mass protostars|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=312|issue=2|pages=387–397|bibcode=2000MNRAS.312..387F|doi=10.1046/j.1365-8711.2000.03215.x|doi-access=free}}</ref><ref>{{Наведени вести|url=http://www.news.wisc.edu/5732|title=What Puts The Brakes On Madly Spinning Stars?|last=Devitt|first=Terry|date=January 31, 2001|access-date=2007-06-27|publisher=University of Wisconsin-Madison}}</ref>
{| class="wikitable" style="float: right;"
|+Просечна<br /> вртежна<br />брзина <ref>{{Наведено списание|last=McNally|first=D.|date=1965|title=The distribution of angular momentum among main sequence stars|journal=The Observatory|volume=85|pages=166–169|bibcode=1965Obs....85..166M}}</ref>
! [[Ѕвездена класификација|Ѕвездена<br />класа]]
! ''v <sub>e</sub>''<br /> (км/с)
|-
| style="text-align: center;" | О5
| style="text-align: center;" | 190
|-
| style="text-align: center;" | Б0
| style="text-align: center;" | 200
|-
| style="text-align: center;" | Б5
| style="text-align: center;" | 210
|-
| style="text-align: center;" | А0
| style="text-align: center;" | 190
|-
| style="text-align: center;" | А5
| style="text-align: center;" | 160
|-
| style="text-align: center;" | F0
| style="text-align: center;" | 95
|-
| style="text-align: center;" | F5
| style="text-align: center;" | 25
|-
| style="text-align: center;" | Г0
| style="text-align: center;" | 12
|}
Било утврдено дека повеќето ѕвездите од [[Главна низа|главната низа]] со [[Ѕвездена класификација|спектрална класа]] помеѓу O5 и F5 брзо се вртат.<ref>{{Наведен научен собир|bibcode=etal|location=Bellingham, Washington, USA}}</ref> За ѕвездите во овој опсег, измерената брзина на вртење се зголемува со масата. Ова зголемување на вртењето го достигнува врвот меѓу младите, масивни ѕвезди од В-класа. „Бидејќи очекуваниот животен век на ѕвездата се намалува со зголемување на масата, ова може да се објасни како пад на брзината на вртење поради возраста“.

=== По формирањето ===
За ѕвездите од главната низа, намалувањето на вртењето може да се приближи со математичка врска:

: <math>\Omega_\mathrm{e} \propto t^{-\frac{1}{2}},</math>

каде <math>\Omega_\mathrm{e}</math> е аголната брзина на екваторот и <math>t</math> е возраста на ѕвездата.<ref>{{Наведена книга|url=http://assets.cambridge.org/97805217/72181/sample/9780521772181ws.pdf|title=Stellar Rotation|last=Tassoul|first=Jean-Louis|date=2000|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-77218-1|location=Cambridge, MA|access-date=2007-06-26}}</ref> Оваа релација е именувана како ''закон на Скуманич'' по Ендрју П. Скуманич кој го открил во 1972 година.<ref>{{Наведено списание|last=Skumanich|first=Andrew P.|date=1972|title=Time Scales for CA II Emission Decay, Rotational Braking, and Lithium Depletion|journal=The Astrophysical Journal|volume=171|page=565|bibcode=1972ApJ...171..565S|doi=10.1086/151310|doi-access=}}</ref><ref>{{Наведена книга|title=Aspects of Long-Term Variability in Sun and Stars – In: Solar Phenomena In Stars and Stellar Systems|last=Skumanich|first=Andrew P.|last2=Eddy|first2=J. A.|date=1981|publisher=D. Reidel|editor-last=Bonnet|editor-first=R. M.|location=Hingham, MA|pages=349–398|editor-last2=Dupree|editor-first2=A. K.}}</ref><ref name="S2023">
{{Наведено списание|last=Skumanich|first=Andrew P.|year=2023|title=My Rewarding Life in Science|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2023SoPh..298..110S/abstract|journal=Solar Physics|volume=298|issue=9|pages=110|arxiv=2309.16728|bibcode=2023SoPh..298..110S|doi=10.1007/s11207-023-02199-2|access-date=2024-06-09}}
</ref> Гирохронологијата е одредување на староста на ѕвездата врз основа на стапката на вртење, калибрирана со помош на Сонцето.<ref>{{Наведено списание|last=Barnes|first=Sydney A.|date=2007|title=Ages for illustrative field stars using gyrochronology: viability, limitations and errors|journal=The Astrophysical Journal|volume=669|issue=2|pages=1167–1189|arxiv=0704.3068|bibcode=2007ApJ...669.1167B|doi=10.1086/519295}}</ref>

Ѕвездите полека губат маса со емисија на ѕвезден ветер од фотосферата. Магнетното поле на ѕвездата врши вртежен момент на исфрлената материја, што резултира со стабилно пренесување на аголниот моментум подалеку од ѕвездата. Ѕвезди со брзина на вртење поголема од 15 км/сек., исто така, покажуваат побрза загуба на маса, а со тоа и побрза стапка на распаѓање на вртењето. Така, како што вртењето на ѕвездата се забавува поради сопирањето, доаѓа до намалување на стапката на губење на аголниот моментум. Во овие услови, ѕвездите постепено се приближуваат, но никогаш сосема не достигнуваат, состојба на нулто вртење.<ref>{{Наведено списание|last=Nariai|first=Kyoji|date=1969|title=Mass Loss from Coronae and Its Effect upon Stellar Rotation|journal=Astrophysics and Space Science|volume=3|issue=1|pages=150–159|bibcode=1969Ap&SS...3..150N|doi=10.1007/BF00649601|hdl-access=free}}</ref>

=== На крај од главната низа ===
Ултраладните џуџиња и [[Кафеаво џуџе|кафеавите џуџиња]] доживуваат побрзо вртење како што стареат, поради гравитациската контракција. Овие објекти имаат и магнетни полиња слични на најстудените ѕвездите. Сепак, откривањето на брзо вртежливи кафеави џуџиња како што е кафеавото џуџе T6 WISEPC J112254.73+255021.5 <ref>{{Наведено списание|last=Route|first=M.|last2=Wolszczan|first2=A.|date=20 April 2016|title=Radio-flaring from the T6 Dwarf WISEPC J112254.73+255021.5 with A Possible Ultra-short Periodicity|journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=821|issue=2|page=L21|arxiv=1604.04543|bibcode=2016ApJ...821L..21R|doi=10.3847/2041-8205/821/2/L21|doi-access=free}}</ref> дава поддршка за теоретските модели кои покажуваат дека вртежното сопирање со ѕвездени ветрови е над 1000 пати помалку ефективно на крајот од главната низа.<ref>{{Наведено списание|last=Route|first=M.|date=10 July 2017|title=Is WISEP J060738.65+242953.4 Really a Magnetically Active, Pole-on L Dwarf?|journal=The Astrophysical Journal|volume=843|issue=2|page=115|arxiv=1706.03010|bibcode=2017ApJ...843..115R|doi=10.3847/1538-4357/aa78ab|doi-access=free}}</ref>

== Затворени двојни системи ==
Близок [[Двојна ѕвезда|бинарен ѕвезден]] систем се јавува кога две ѕвезди орбитираат една околу друга со просечно раздвојување кое е од ист величински поиредок како и нивните пречици. На овие растојанија, може да се појават посложени интеракции, како што се приливните ефекти, пренос на маса, па дури и судири. Плимните интеракции во близок двоен систем може да резултираат со модификација на орбиталните и вртежните параметри. Вкупниот аголен момент на системот е зачуван, но аголниот моментум може да се пренесе помеѓу орбиталните периоди и стапките на вртење.<ref name="aaa99">{{Наведено списание|last=Hut|first=P.|date=1999|title=Tidal evolution in close binary systems|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=99|issue=1|pages=126–140|bibcode=1981A&A....99..126H}}</ref>

Секој од членовите на близок двоен систем предизвикува плима на другиот преку гравитациска интеракција. Сепак, испакнатините може да бидат малку погрешно усогласени во однос на насоката на гравитациското привлекување. Така, силата на гравитацијата произведува компонента на вртежен момент на испакнатоста, што резултира со пренос на аголниот моментум (плимното забрзување). Ова предизвикува системот постојано да се развива, иако може да се приближи до стабилна рамнотежа. Ефектот може да биде покомплексен во случаи кога оската на вртење не е нормална на орбиталната рамнина.

За контактни или полуодвоени двојни податоци, преносот на масата од ѕвезда на нејзиниот придружник, исто така, може да резултира со значителен пренос на аголниот моментум. Насобирачкиот придружник може да се врти до точка каде што ја достигнува својата критична стапка на вртење и почнува да губи маса долж екваторот.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/39/text/|title=One Star's Loss is Another's Gain: Hubble Captures Brief Moment in Life of Lively Duo|last=Weaver, D.|last2=Nicholson, M.|date=December 4, 1997|publisher=NASA Hubble|accessdate=2007-07-03}}</ref>

== Изродени ѕвезди ==
Откако ѕвездата ќе заврши со генерирање енергија преку [[Јадрено соединување|термојадрено соединување]], таа се развива во покомпактна, изродена состојба. За време на овој процес, димензиите на ѕвездата се значително намалени, што може да резултира со соодветно зголемување на аголната брзина.

=== Бело џуџе ===
{{Главна|Бело џуџе}}
[[Бело џуџе]] е ѕвезда која се состои од материјал кој е нуспроизвод на [[Јадрено соединување|термојадреното соединување]] за време на претходниот дел од нејзиниот живот, но нема маса за да ги изгори тие помасивни елементи. Станува збор за компактно тело кое е поддржано од квантен механички ефект познат како притисок на електронска изроденост, кој нема да дозволи ѕвездата дополнително да колабира. Општо земено, повеќето белтеи џуџиња имаат ниска стапка на вртење, најверојатно како резултат на вртежното сопирање или со опаѓање на аголниот момент кога ѕвездата-предок ја изгубила својата надворешна обвивка.<ref>{{Наведена книга|title=Angular Momentum and Mass Loss for Hot Stars|last=Willson, L. A.|last2=Stalio, R.|date=1990|publisher=Springer|isbn=978-0-7923-0881-2|edition=1st|pages=315–16}}</ref> (Видете [[планетарна маглина]].)

Белата џуџеста ѕвезда која бавно се врти не може да ја надмине [[Чандрасекарова граница|Чандрасекаровата граница]] од 1,44 [[Сончева маса|сончеви маси]] без да се сруши за да формира [[неутронска ѕвезда]] или да експлодира како супернова од типот Ia. Штом белото џуџе ќе ја достигне оваа маса, како на пример со насобирање или судир, гравитациската сила би го надминала притисокот што го вршат електроните. Меѓутоа, доколку белото џуџе брзо се врти, делотворната гравитација е намалена во екваторијалниот регион, со што му дозволува на белото џуџе да ја надмине [[Чандрасекарова граница|Чандрасекаровата граница]]. Таквото брзо вртење може да се случи, на пример, како резултат на зголемување на масата што резултира со пренос на аголниот моментум.<ref>{{Наведено списание|last=Yoon, S.-C.|last2=Langer, N.|date=2004|title=Presupernova evolution of accreting white dwarfs with rotation|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=419|issue=2|pages=623–644|arxiv=astro-ph/0402287|bibcode=2004A&A...419..623Y|doi=10.1051/0004-6361:20035822}}</ref>

=== Неутронска ѕвезда ===
{{Главна|Пулсар}}
[[Податотека:Pulsar_schematic.jpg|десно|мини|250x250пкс| Неутронската ѕвезда (средина) емитира зрак на зрачење од своите магнетни полови.]]
[[Неутронска ѕвезда]] е многу густ остаток од ѕвезда која првенствено е составена од [[неутрон]]и — честичка што се наоѓа во повеќето атомски јадра и нема нето електрично полнење. Масата на неутронската ѕвезда е во опсег од 1,2 до 2,1 пати поголема од сончевата маса. Како резултат на колапсот, новоформираната неутронска ѕвезда може да има многу брза стапка на вртење; од редот на сто вртење во секунда.

[[Пулсар]]ите се вртежни неутронски ѕвезди кои имаат магнетно поле. Тесен зрак на [[електромагнетно зрачење]] се емитува од половите на вртежните пулсари. Доколку зракот помине покрај насоката на Сончевиот Систем, тогаш пулсарот ќе произведе периодичен пулс што може да се открие од Земјата. Енергијата зрачена од магнетното поле постепено ја успорува стапката на вртење, така што на постарите пулсари може да им требаат неколку секунди помеѓу секој пулс.<ref>{{Наведено списание|last=Lorimer|first=D. R.|date=August 28, 1998|title=Binary and Millisecond Pulsars|journal=Living Reviews in Relativity|publisher=Max-Planck-Gesellschaft|volume=1|issue=1|page=10|bibcode=1998LRR.....1...10L|doi=10.12942/lrr-1998-10|pmc=5567244|pmid=28937181|doi-access=free}}</ref>

=== Црна дупка ===
{{Главна|Црна дупка}}
[[Црна дупка|Црната дупка]] е објект со гравитационо поле кое е доволно моќно што може да ја спречи светлината да избега. Кога се формираат од колапс на вртежнамаса, тие го задржуваат целиот аголен моментум што не се испушта во форма на исфрлен гас. Оваа вртење предизвикува просторот во обемот во форма на сфероид, наречен „ергосфера“, да се влече наоколу заедно со црната дупка. Масата што паѓа во овој волумен добива енергија со овој процес и дел од масата потоа може да се исфрли без да падне во црната дупка. Кога масата е исфрлена, црната дупка го губи аголниот импулс („Пенроусов процес“).<ref>{{Наведено списание|last=Begelman|first=Mitchell C.|date=2003|title=Evidence for Black Holes|journal=Science|volume=300|issue=5627|pages=1898–1903|bibcode=2003Sci...300.1898B|doi=10.1126/science.1085334|pmid=12817138}}</ref> Стапката на вртење на црната дупка е измерена до 98,7% од [[Брзина на светлината|брзината на светлината]].<ref>{{Наведени вести|url=http://www.newsdesk.umd.edu/scitech/release.cfm?ArticleID=1447|title=Spin of Supermassive Black Holes Measured for First Time|last=Tune|first=Lee|date=May 29, 2007|access-date=2007-06-25|publisher=University of Maryland Newsdesk}}</ref>

== Наводи ==
{{наводи}}

== Надворешни врски ==

* {{Наведена мрежна страница|url=http://helene.ethz.ch/research/stars/starspots/results/results_nf.html|title=Stellar Spots and Cyclic Activity: Detailed Results|last=Staff|date=February 28, 2006|publisher=ETH Zürich|archive-url=https://archive.today/20080316225037/http://saturn.ethz.ch/research/stars/starspots/results/results_nf.html|archive-date=March 16, 2008|accessdate=2008-03-16}}

{{Ѕвезда}}

[[Категорија:Вртење]]
[[Категорија:Ѕвездена астрономија]]