Comment la rotation d'une étoile affecte une étoile dans la séquence principale?

J'ai cherché et j'ai trouvé que les questions se concentrent principalement sur les étoiles à neutrons, les naines blanches et les trous noirs. Ce n'était pas ce que je cherchais.

Fondamentalement, plus la masse de l'étoile est grande, plus sa réaction de fusion est intense et plus sa durée de vie est courte dans la séquence principale. Maintenant, imaginez qu'une étoile tourne beaucoup plus vite. Il y aura moins de gravité superficielle à l'équateur qu'aux pôles. Comment une rotation rapide affecte-t-elle la réaction de fusion de l'étoile?

1. La pression de la masse de l'étoile sur son cœur sera-t-elle plus faible à l'équateur et donc réduira-t-elle le taux de fusion nucléaire?

2. Y aura-t-il une convection plus profonde à cause de l'effet Coriolis?

3. Que remarquerons-nous en terme de longévité dans la séquence principale, la luminosité et le spectre d'émission d'une étoile à rotation rapide par rapport à une étoile à rotation lente de la même masse initiale ?

C'est un problème bien étudié. L'effet de la rotation sur la structure d'une étoile de masse à faible ish (comme le Soleil) est résumé par Eggenberger (2013) .

Ces étoiles ne sont jamais observées pour tourner si vite que la rotation joue un rôle important dans leur équilibre hydrostatique, mais la rotation ne joue un rôle en provoquant un mélange supplémentaire dans l'étoile.

Ceci est important pour deux raisons: (i) il inhibe la diffusion progressive de l'hélium vers le cœur, cela diminue légèrement l'opacité dans le cœur et l'élève dans l'enveloppe (par rapport à une étoile non tournante). Il en résulte une luminosité légèrement plus élevée et une température de surface légèrement plus élevée. (ii) Plus important encore, le mélange supplémentaire apporte de l'hydrogène supplémentaire dans le cœur, ce qui augmente la durée de vie de la séquence principale.

Il est cependant peu probable que les effets sur les étoiles d'une masse solaire soient très importants dans la pratique, car ces étoiles perdent efficacement leur moment angulaire via un vent magnétisé au cours de leurs premières vies et les effets de la rotation sont peu susceptibles d'être importants même à plusieurs reprises la rotation solaire taux.

Les effets sur les étoiles plus massives peuvent être plus graves. Ceux-ci peuvent tourner à une fraction appréciable de leur taux de rupture pendant une grande partie de leur vie et ne perdent pas leur élan angulaire aussi efficacement que les étoiles de masse inférieure (ils n'ont pas de vents magnétisés). Les effets sont décrits dans l'article canonique de Meynet et Maeder (2000) ; elles sont plus prononcées que pour les étoiles de masse inférieure et plus compliquées en raison de l'enveloppe radiative et des incertitudes dans la rotation-dépendance de la perte de masse significative.

Les effets hydrostatiques de rotation sont censés être importants au début de la séquence principale et contribuent à un peu plus faible température de surface. Plus tard, les effets dominants sont causés par des changements dans le mélange et la diffusion près du noyau et dans l'enveloppe comme pour les étoiles de masse inférieure, entraînant des luminosités plus élevées et des températures plus chaudes. Les durées de vie de la séquence principale peuvent être prolongées de 30% en raison du mélange supplémentaire d'hydrogène frais dans le cœur.