Я поискал и обнаружил, что вопросы в основном касаются нейтронных звезд, белых карликов и черных дыр. Это было не то, чего я хочу.
По сути, чем больше масса звезды, тем интенсивнее реакция ее синтеза и тем короче ее продолжительность жизни на главной последовательности. А теперь представьте, что звезда вращается намного быстрее. На экваторе гравитация будет меньше, чем на полюсах. Как быстрое вращение влияет на реакцию синтеза звезды?
Будет ли давление массы звезды на ее ядро меньше на экваторе и, следовательно, уменьшит ли скорость ядерного синтеза?
Будет ли более глубокая конвекция из-за эффекта Кориолиса?
Что бы мы заметили с точки зрения долговечности главной последовательности, светимости и спектра излучения быстро вращающейся звезды по сравнению с медленно вращающейся звездой той же начальной массы ?
Это хорошо изученная проблема. Влияние вращения на структуру звезды с малой массой (например, Солнца) резюмировано Эггенбергером (2013) .
Никогда не наблюдалось, чтобы такие звезды вращались так быстро, чтобы вращение играло какую-либо значительную роль в их гидростатическом равновесии, однако вращение действительно играет роль, вызывая дополнительное перемешивание в звезде.
Это важно по двум причинам: (i) тормозит постепенную диффузию гелия к ядру, это несколько снижает непрозрачность в ядре и повышает ее в оболочке (по сравнению с невращающейся звездой). Это приводит к немного более высокой яркости и немного более высокой температуре поверхности. (ii) Что еще более важно, дополнительное перемешивание вносит дополнительный водород в активную зону, и это увеличивает время жизни на главной последовательности.
Однако влияние на звезды с массой Солнца вряд ли будет очень значительным на практике, потому что эти звезды эффективно теряют угловой момент из-за намагниченного ветра в начале своей жизни, а эффекты вращения вряд ли будут значительными даже в несколько раз больше, чем вращение Солнца. ставка.
Воздействие на более массивные звезды может быть более серьезным. Они могут вращаться со значительной долей скорости распада в течение большей части своей жизни и не теряют угловой момент так же эффективно, как звезды с меньшей массой (у них нет намагниченных ветров). Эффекты описаны в канонической статье Meynet & Maeder (2000) ; они более выражены, чем у звезд с меньшей массой, и более сложны из-за радиационной оболочки и неопределенностей в зависимости значительной потери массы от вращения.
Ожидается, что гидростатические эффекты вращения будут играть важную роль в начале главной последовательности и будут способствовать несколько более низкой температуре поверхности. В более поздние времена доминирующие эффекты вызваны изменениями в смешивании и диффузии вблизи ядра и в оболочке, как у звезд с меньшей массой, что приводит к более высокой светимости и более горячим температурам. Сроки службы главной последовательности могут быть увеличены на 30% за счет дополнительного подмешивания свежего водородного топлива в активную зону.