Wie wirkt sich die Rotation eines Sterns auf einen Stern in der Hauptsequenz aus?

Ich habe gesucht und festgestellt, dass sich die Fragen hauptsächlich auf Neutronensterne, weiße Zwerge und schwarze Löcher konzentrieren. Das war nicht das, wonach ich gesucht habe.

Grundsätzlich gilt: Je größer die Masse des Sterns ist, desto intensiver ist seine Fusionsreaktion und desto kürzer ist seine Lebensdauer in der Hauptsequenz. Stellen Sie sich vor, ein Stern dreht sich viel schneller. Am Äquator ist die Oberflächengravitation geringer als an den Polen. Wie wirkt sich eine schnelle Rotation auf die Fusionsreaktion des Sterns aus?

1. Wird der Druck der Masse des Sterns auf seinen Kern am Äquator niedriger sein und daher die Kernfusionsrate verringern?

2. Wird es aufgrund des Coriolis-Effekts eine tiefere Konvektion geben?

3. Was werden wir in Bezug auf die Langlebigkeit der Hauptsequenz, der Leuchtkraft und des Emissionsspektrums eines schnell rotierenden Sterns im Vergleich zu einem langsam rotierenden Stern mit derselben Ausgangsmasse beachten ?

Dies ist ein gut untersuchtes Problem. Die Auswirkung der Rotation auf die Struktur eines Sterns mit geringer Masse (wie die Sonne) wird von Eggenberger (2013) zusammengefasst .

Solche Sterne sind nie so schnell zu drehen , beobachtet , dass die Rotation in ihrem hydrostatischen Gleichgewicht eine wesentliche Rolle spielt, aber Rotation hat eine Rolle in dem Sterne , indem zusätzlichen Misch spielen.

Dies ist aus zwei Gründen wichtig: (i) Es hemmt die allmähliche Diffusion von Helium zum Kern, dies verringert die Opazität im Kern geringfügig und hebt sie in der Hülle an (im Vergleich zu einem nicht rotierenden Stern). Dies führt zu einer etwas höheren Leuchtkraft und einer etwas höheren Oberflächentemperatur. (ii) Noch wichtiger ist, dass das zusätzliche Mischen zusätzlichen Wasserstoff in den Kern bringt und dies die Lebensdauer der Hauptsequenz erhöht.

Es ist jedoch unwahrscheinlich, dass die Auswirkungen einer Sonnenmasse auf Sterne in der Praxis sehr signifikant sind, da diese Sterne in ihrem frühen Leben über einen magnetisierten Wind effizient an Drehimpuls verlieren und die Auswirkungen der Rotation selbst bei mehrmaliger Sonnenrotation wahrscheinlich nicht signifikant sind Bewertung.

Die Auswirkungen auf massereichere Sterne können schwerwiegender sein. Diese können sich für einen großen Teil ihres Lebens mit einem nennenswerten Bruchteil ihrer Aufbrechrate drehen und verlieren den Drehimpuls nicht so effizient wie Sterne mit geringerer Masse (sie haben keine magnetisierten Winde). Die Effekte sind in der kanonischen Veröffentlichung von Meynet & Maeder (2000) beschrieben ; Sie sind ausgeprägter als bei Sternen mit geringerer Masse und aufgrund der Strahlungshüllkurve und der Unsicherheiten in der Rotationsabhängigkeit des signifikanten Massenverlusts komplizierter.

Es wird erwartet, dass die hydrostatischen Auswirkungen der Rotation zu Beginn der Hauptsequenz wichtig sind und zu einer etwas niedrigeren Oberflächentemperatur beitragen . Zu einem späteren Zeitpunkt werden die dominanten Effekte durch Änderungen der Vermischung und Diffusion in der Nähe des Kerns und der Hülle wie bei den Sternen mit geringerer Masse verursacht, was zu höheren Leuchtdichten und heißeren Temperaturen führt. Die Lebensdauer der Hauptsequenz kann durch das zusätzliche Einmischen von frischem Wasserstoffbrennstoff in den Kern um 30% verlängert werden.