Busqué y descubrí que las preguntas se centran principalmente en estrellas de neutrones, enanas blancas y agujeros negros. Esto no era lo que quiero.
Básicamente, cuanto mayor es la masa de la estrella, más intensa es su reacción de fusión y más corta su vida útil en la secuencia principal. Ahora, imagina que una estrella gira mucho más rápido. Habrá menor gravedad superficial en el ecuador que en los polos. ¿Cómo afecta una rotación rápida a la reacción de fusión de la estrella?
¿Será menor la presión de la masa de la estrella sobre su núcleo en el ecuador y, por lo tanto, reducirá la tasa de fusión nuclear?
¿Habrá una convección más profunda debido al efecto Coriolis?
¿Qué notaríamos 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 baja (como el Sol) .
Nunca se observa que tales estrellas giren tan rápido que la rotación juegue un papel significativo en su equilibrio hidrostático, sin embargo, la rotación sí juega un papel al causar una mezcla adicional en la estrella.
Esto es importante por dos razones: (i) inhibe la difusión gradual de helio hacia el núcleo, esto reduce ligeramente la opacidad en el núcleo y la eleva en la envolvente (en comparación con una estrella que no gira). Esto da como resultado una luminosidad ligeramente superior y una temperatura superficial ligeramente superior. (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 veces la rotación solar. tasa.
Los efectos en estrellas más masivas pueden ser más severos. Estos pueden girar a una fracción apreciable de su tasa de ruptura durante una 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 & Maeder (2000) ; son más pronunciados que para las estrellas de menor masa y más complicados debido a la envoltura radiativa 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 . En tiempos posteriores, los efectos dominantes son causados por cambios en la mezcla y difusión cerca del núcleo y en la envoltura como en las estrellas de menor masa, lo que resulta en luminosidades más altas y temperaturas más altas. La vida útil de la secuencia principal puede extenderse en un 30 % debido a la mezcla adicional de combustible de hidrógeno nuevo en el núcleo.