Teorema de von Zeipel

En astrofísica , el teorema de von Zeipel establece que el flujo radiativo en una estrella que gira uniformemente es proporcional a la gravedad efectiva local . El teorema recibe su nombre del astrónomo sueco Edvard Hugo von Zeipel . ${\estilo de visualización F}$${\displaystyle g_{\text{eff}}}$

El teorema es:

${\displaystyle F=-{\frac {L(P)}{4\pi GM_{*}(P)}}g_{\text{ef}},}$

donde la luminosidad y la masa se evalúan en una superficie de presión constante . La temperatura efectiva se puede encontrar entonces en una determinada colatitud a partir de la gravedad efectiva local: ^{[1] [2]}${\estilo de visualización L}$$Estilo de visualización M_ {*}}$${\estilo de visualización P}$ ${\displaystyle T_{\text{ef}}}$ ${\estilo de visualización \theta}$

${\displaystyle T_{\text{eff}}(\theta )\sim g_{\text{eff}}^{1/4}(\theta ).}$

Esta relación ignora el efecto de la convección en la envoltura, por lo que se aplica principalmente a las estrellas de tipo temprano . ^[3]

Según la teoría de las estrellas en rotación, ^[4] si la velocidad de rotación de una estrella depende únicamente del radio, no puede estar simultáneamente en equilibrio térmico e hidrostático. Esto se denomina paradoja de von Zeipel. Sin embargo, la paradoja se resuelve si la velocidad de rotación también depende de la altura o si existe una circulación meridional. Una situación similar puede surgir en los discos de acreción . ^[5]