¿Cómo la rotación de una estrella afecta a una estrella en la secuencia principal?

Busqué y descubrí que las preguntas se centran principalmente en estrellas de neutrones, enanas blancas y agujeros negros. Esto no era lo que buscaba.

Básicamente, cuanto más grande es la masa de la estrella, más intensa es su reacción de fusión y más corta es su vida útil en la secuencia principal. Ahora, imagine que una estrella gira mucho más rápido. Habrá menos gravedad superficial en el ecuador que en los polos. ¿Cómo afecta una rotación rápida a la reacción de fusión de la estrella?

1. ¿La presión de la masa de la estrella sobre su núcleo será menor en el ecuador y, por lo tanto, reducirá la velocidad de fusión nuclear?

2. ¿Habrá una convección más profunda debido al efecto Coriolis?

3. ¿Qué notaremos en términos de longevidad en la secuencia principal, la luminosidad y el espectro de emisión de una estrella de rotación rápida en comparación con una de rotación lenta de la misma masa inicial ?

Este es un problema bien estudiado. Eggenberger (2013) resume el efecto de la rotación en la estructura de una estrella de masa de baja ish (como el Sol ) .

Tales estrellas y nunca observados para girar tan rápido que la rotación juega un papel significativo en su equilibrio hidrostático, sin embargo la rotación no juegan un papel al provocar un mezclado adicional en la estrella.

Esto es importante por dos razones: (i) inhibe la difusión gradual de helio hacia el núcleo, esto disminuye ligeramente la opacidad en el núcleo y la eleva en la envoltura (en comparación con una estrella no giratoria). Esto da como resultado una luminosidad ligeramente más alta y una temperatura superficial ligeramente más alta. (ii) Más importante aún, la mezcla adicional trae hidrógeno adicional al núcleo y esto aumenta la vida útil de la secuencia principal.

Sin embargo, es poco probable que los efectos sobre las estrellas de una masa solar sean muy significativos en la práctica, porque estas estrellas pierden eficientemente el momento angular a través de un viento magnetizado durante sus primeras vidas y es poco probable que los efectos de la rotación sean significativos incluso en varias ocasiones la rotación solar Velocidad.

Los efectos en estrellas más masivas pueden ser más severos. Estos pueden girar a una fracción apreciable de su velocidad de ruptura durante gran parte de sus vidas y no pierden el momento angular tan eficientemente como las estrellas de menor masa (no tienen vientos magnetizados). Los efectos se describen en el artículo canónico de Meynet y Maeder (2000) ; son más pronunciados que para las estrellas de masa más baja y más complicados debido a la envoltura radiactiva y las incertidumbres en la dependencia de la rotación de la pérdida de masa significativa.

Se espera que los efectos hidrostáticos de la rotación sean importantes al principio de la secuencia principal y contribuyan a una temperatura superficial ligeramente más baja. Más tarde, los efectos dominantes son causados ​​por cambios en la mezcla y difusión cerca del núcleo y en la envoltura, como en el caso de las estrellas de menor masa, lo que resulta en mayores luminosidades y temperaturas más altas. La vida útil de la secuencia principal se puede extender en un 30% debido a la mezcla adicional de combustible de hidrógeno fresco en el núcleo.