Como a rotação de uma estrela afeta uma estrela na sequência principal?

Pesquisei e descobri que as perguntas se concentram principalmente em estrelas de nêutrons, anãs brancas e buracos negros. Não era isso que eu procurava.

Basicamente, quanto maior a massa da estrela, mais intensa é a reação de fusão e menor a vida útil na sequência principal. Agora, imagine que uma estrela gira muito mais rápido. Haverá menos gravidade superficial no equador do que nos pólos. Como uma rotação rápida afeta a reação de fusão da estrela?

1. A pressão da massa da estrela em seu núcleo será menor no equador e, portanto, reduzirá a taxa de fusão nuclear?

2. Haverá uma convecção mais profunda por causa do efeito Coriolis?

3. O que devemos observar em termos de longevidade na seqüência principal, luminosidade e espectro de emissão de uma estrela em rotação rápida em comparação com uma rotação lenta da mesma massa inicial ?

Este é um problema bem estudado. O efeito da rotação na estrutura de uma estrela de baixa massa de massa (como o Sol) é resumido por Eggenberger (2013) .

Tais estrelas nunca são observados para girar tão rápido que a rotação desempenha qualquer papel significativo no seu equilíbrio hidrostático, no entanto rotação não desempenhar um papel causando mistura adicional na estrela.

Isso é importante por duas razões: (i) inibe a difusão gradual do hélio em direção ao núcleo, diminui ligeiramente a opacidade no núcleo e eleva-a no envelope (em comparação com uma estrela não rotativa). Isso resulta em uma luminosidade ligeiramente mais alta e em uma temperatura superficial ligeiramente mais alta. (ii) Mais importante, a mistura adicional traz hidrogênio adicional para o núcleo e isso aumenta a vida útil da sequência principal.

No entanto, é improvável que os efeitos nas estrelas de uma massa solar sejam muito significativos na prática, porque essas estrelas perdem eficientemente o momento angular através de um vento magnetizado durante suas primeiras vidas e os efeitos da rotação dificilmente são significativos, mesmo em várias vezes a rotação solar taxa.

Os efeitos em estrelas mais massivas podem ser mais graves. Eles podem girar em uma fração apreciável de sua taxa de ruptura por grande parte de suas vidas e não perdem o momento angular com a mesma eficiência que as estrelas de menor massa (elas não têm ventos magnetizados). Os efeitos são descritos no artigo canônico de Meynet & Maeder (2000) ; elas são mais pronunciadas do que para estrelas de menor massa e mais complicadas devido ao envelope radiativo e às incertezas na dependência de rotação da significativa perda de massa.

Espera-se que os efeitos hidrostáticos da rotação sejam importantes no início da sequência principal e contribuam para uma temperatura superficial ligeiramente mais baixa . Posteriormente, os efeitos dominantes são causados ​​por mudanças na mistura e difusão perto do núcleo e no envelope, como nas estrelas de menor massa, resultando em luminosidades mais altas e temperaturas mais quentes. A vida útil da sequência principal pode ser estendida em 30% devido à mistura adicional de combustível de hidrogênio fresco no núcleo.