Rotación de las estrellas
La velocidad de rotación de las estrellas se puede determinar a través de la medición espectroscópica, o más exactamente mediante el seguimiento de sus manchas estelares. Las estrellas jóvenes pueden tener una rotación de más de 100 km/s en el ecuador. Por ejemplo, la estrella de la clase B Achernar tiene una velocidad ecuatorial de unos 225 km/s o más, lo que hace que su ecuador sobresalga hacia fuera y le da un diámetro ecuatorial que es más del 50 % mayor que entre los polos. Esta velocidad de rotación está justo por debajo de la velocidad crítica de 300 km/s, velocidad a la que la estrella se rompería. Por el contrario, el Sol gira una vez cada 25-35 días, dependiendo de la latitud, con una velocidad ecuatorial de 1994 km/s. El campo magnético de una estrella de secuencia principal y el viento estelar sirven para ralentizar su rotación en una cantidad significativa a medida que evoluciona en la secuencia principal.
Las estrellas degeneradas se han contraído en una masa compacta, dando como resultado una velocidad de rotación rápida. Sin embargo, tienen tasas de rotación relativamente bajas en comparación con lo que cabría esperar por la conservación del momento angular: la tendencia de un cuerpo giratorio a compensar una contracción del tamaño aumentando su velocidad de giro. Una gran parte del momento angular de la estrella se disipa como resultado de la pérdida de masa mediante el viento estelar. A pesar de esto, la velocidad de rotación de un púlsar puede ser muy rápida. Por ejemplo, el púlsar en el corazón de la nebulosa del Cangrejo gira 30 veces por segundo. La velocidad de rotación del púlsar disminuirá gradualmente debido a la emisión de radiación.
Fuente: Wikipedia