¿Por qué las estrellas masivas de rotación rápida se mueven hacia el azul fuera de la secuencia principal de edad cero (ZAMS)?

La evolución hacia el azul es una simple consecuencia de las relaciones de homología para la evolución de la secuencia principal.

Si la estrella gira muy rápido, esto induce una fuerte mezcla del interior, de modo que la estrella puede tratarse como químicamente homogénea. A medida que avanza la quema de hidrógeno de la secuencia principal, toda la estrella se convierte gradualmente en helio, con el consiguiente aumento en el peso molecular medio.$\mu$.

Por lo tanto, la evolución puede pensarse como una secuencia de modelos con masa similar, pero aumentando$\mu$.

La evolución de la luminosidad es

$$L \propto \mu^{7.5} M^{5.5} R^{-0.5}\ .$$ El fuerte$\mu$dependencia se produce a través de la fuerte dependencia de la opacidad en$\mu$para estrellas en equilibrio radiativo.

Por otro lado, el radio solo depende débilmente de$\mu$. Esto se debe a que la temperatura central depende de$\mu M/R$(del equilibrio hidrostático), pero la fuerte dependencia de la temperatura del ciclo CNO significa que la temperatura central apenas aumenta a medida que continúa la combustión. Como resultado

$$R \propto \mu^{2/3} M^{4/5}\ .$$

Si suponemos un cuerpo negro, entonces$T_{\rm eff}\propto L^{1/4}R^{-1/2}$y por lo tanto

$$T_{\rm eff}\propto \mu^{1.54} M^{0.98} R^{-0.12}\ .$$

Si empezamos con un 10% de He por número, entonces$\mu=0.56$. Pero si terminamos con 80% He, entonces$\mu=1.2$.

A primera vista, esto parecería duplicar con creces la temperatura de la superficie durante la evolución de la secuencia principal. El efecto será mitigado por la pérdida de masa y el efecto desproporcionado sobre la opacidad aportado por los metales que estén presentes (estas no son estrellas de metalicidad cero).