Ich habe gesucht und festgestellt, dass sich die Fragen hauptsächlich auf Neutronensterne, Weiße Zwerge und Schwarze Löcher konzentrieren. Das wollte ich nicht.
Grundsätzlich gilt: Je größer die Masse des Sterns ist, desto intensiver ist seine Fusionsreaktion und desto kürzer ist seine Lebensdauer in der Hauptreihe. Stellen Sie sich nun vor, dass sich ein Stern viel schneller dreht. Am Äquator herrscht eine geringere Oberflächengravitation als an den Polen. Wie wirkt sich eine schnelle Rotation auf die Fusionsreaktion des Sterns aus?
Wird der Druck der Sternmasse auf seinen Kern am Äquator geringer sein und dadurch die Kernfusionsrate verringern?
Wird es wegen des Coriolis-Effekts zu einer tieferen Konvektion kommen?
Was würden wir in Bezug auf Langlebigkeit an der Hauptreihe, Leuchtkraft und dem Emissionsspektrum eines schnell rotierenden Sterns im Vergleich zu einem langsam rotierenden Stern mit der gleichen Anfangsmasse feststellen ?
Dies ist ein gut untersuchtes Problem. Die Auswirkung der Rotation auf die Struktur eines Sterns mit geringer Masse (wie der Sonne) wird von Eggenberger (2013) zusammengefasst .
Es wird nie beobachtet, dass solche Sterne so schnell rotieren, dass die Rotation eine signifikante Rolle in ihrem hydrostatischen Gleichgewicht spielt, jedoch spielt die Rotation eine Rolle, indem sie eine zusätzliche Vermischung im Stern verursacht.
Dies ist aus zwei Gründen wichtig: (i) es hemmt die allmähliche Diffusion von Helium in Richtung des Kerns, dies verringert leicht die Opazität im Kern und erhöht sie in der Hülle (im Vergleich zu einem nicht rotierenden Stern). Dadurch ergibt sich eine etwas höhere Leuchtkraft und eine etwas höhere Oberflächentemperatur. (ii) Noch wichtiger ist, dass das zusätzliche Mischen zusätzlichen Wasserstoff in den Kern bringt und dies die Lebensdauer der Hauptsequenz erhöht.
Die Auswirkungen auf Sterne mit einer Sonnenmasse dürften in der Praxis jedoch nicht sehr signifikant sein, da diese Sterne während ihres frühen Lebens effizient durch einen magnetisierten Wind Drehimpuls verlieren und die Rotationseffekte selbst bei einem Vielfachen der Sonnenrotation wahrscheinlich nicht signifikant sind Rate.
Die Auswirkungen auf massereichere Sterne können schwerwiegender sein. Diese können sich für einen großen Teil ihres Lebens mit einem beträchtlichen Bruchteil ihrer Auflösungsrate drehen und verlieren nicht so effizient an Drehimpuls wie masseärmere Sterne (sie haben keine magnetisierten Winde). Die Wirkungen sind in dem kanonischen Artikel von Meynet & Maeder (2000) beschrieben ; sie sind ausgeprägter als bei masseärmeren Sternen und komplizierter wegen der Strahlungshülle und Unsicherheiten in der Rotationsabhängigkeit des signifikanten Massenverlusts.
Es wird erwartet, dass die hydrostatischen Effekte der Rotation früh in der Hauptsequenz wichtig sind und zu einer etwas niedrigeren Oberflächentemperatur beitragen. Zu späteren Zeitpunkten werden die dominierenden Effekte durch Änderungen in der Mischung und Diffusion in der Nähe des Kerns und in der Hülle wie bei den masseärmeren Sternen verursacht, was zu höheren Leuchtkräften und heißeren Temperaturen führt. Die Lebensdauer der Hauptsequenz kann durch die zusätzliche Beimischung von frischem Wasserstoffbrennstoff in den Kern um 30 % verlängert werden.