§ 23. ВРАЩЕНИЕ ЗВЕЗД И ОБМЕН ВЕЩЕСТВА ВНУТРИ ДВОЙНЫХ СИСТЕМ
Мы видели, что у ряда звезд неустойчивость на поверхности сопровождается быстрым их вращением (звезды 
) и им же, вероятно, вызвана. В другом случае она связана с двойственной природой звезды, на чем мы особенно подробно остановились в § 14. Здесь мы рассмотрим процессы вращения звезд и обмена массами в двойных системах с позиции эволюционного развития звезд.
ВРАЩЕНИЕ ЗВЕЗД РАЗНЫХ ТИПОВ
Описанный в § 9 метод определения осевого вращения звезд (по профилям спектральных линий), примененный к нескольким сотням одиночных звезд, привел к любопытному результату: большая скорость вращения встречается только у звезд ранних спектральных классов — О, В, А, звезды же классов F, G и более поздних вращаются медленно (исключая компоненты двойных звезд типа W Б. Медведицы).
Рис. 122. Зависимость скорости вращения звезд от спектрального класса. Темные половинка кружков относятся к звездам галактического фона, светлые — к звездам в скоплениях. Черточки показывают вероятную погрешность найденных значений скорости. Поскольку звезды скоплений, как правило, моложе звезд фона, наблюдаемые различия можно истолковать как свидетельство существования торможения в процессе эволюции звезды. (Заимствовано из Astronomy and Astrophysics, 1974, v. 33)
Как видно из рис. 122, граница между быстро и медленно вращающимися звездами (она пролегает у спектральных классов F2 — F5) очень резкая, и это нельзя приписать случайности. В то время как среди звезд класса В нередка скорость свыше 200 км/с и даже 300 км/с, у звезд-карликов спектральных классов F3 — К скорость вращения меньше 10 км/с и практически не поддается определению. Звезды-гиганты ведут себя иначе: в ранних спектральных классах их скорость значительно меньше, чем у звезд главной последовательности, а в поздних — значительно больше; так, известны звезды-гиганты спектральных классов F и G со скоростью вращения 75—100 км/с. Сверхгиганты же вращаются медленно: у звезд классов О — ВЗ скорость вращения около 100 км/с, а у более поздних, чем В3, — не больше 25 км/с.
Отдельные группы звезд обладают общими вращательными характеристиками. Так, В-звезды в Плеядах вращаются в среднем быстрее, чем звезды В вообще.
И наоборот, звезды В0 — В3 в группе горячих звезд созвездия Ориона вращаются значительно медленнее, чем такие же звезды, не входящие в группы, в то время как среди звезд. В5 — В9 того же созвездия почти не наблюдается скорость вращения меньше 50 км/с.
Все сказанное относится к наблюдаемой скорости вращения, т. е. 
(§ 9), где 
— экваториальная скорость вращения, 
— угол между осью вращения и лучом зрения. При случайном расположении осей вращения в пространстве нетрудно от распределения звезд по скорости 
перейти к распределению их по скорости 
на экваторе 
в среднем 
на 27 % выше наблюдаемых значений 
Среди наиболее быстро вращающихся звезд (звезд 
) малая скорость почти не встречается, и можно считать, что среди них нет невращающихся, а реальная скорость 
иногда превышает 400 км/с. Быстрее всего вращаются звезды с оболочками; в частности, у 
Наши представления о размерах и массах В-звезд показывают, что наблюдаемая у них скорость вращения бывает близка к критической, т. е. к такой, при которой появляется экваториальная неустойчивость: центробежное ускорение на экваторе становится равным или превосходит ускорение силы тяжести.
В дальнейшем нам необходимо рассмотреть два вопроса:
1) Почему скорости вращения звезд ранних и поздних спектральных классов так сильно различаются? 2) Каково происхождение вращения звезд? Впрочем, оба эти вопроса тесно взаимосвязаны.
