Die Rotation von Sternen
Sterne können erhebliche Rotationsgeschwindigkeiten aufweisen, was zu einer starken Deformation der Sternoberfläche führt – diese Sterne erscheinen nicht mehr kugelförmig, sondern gleichen eher einem Rotationsellipsoid. Besonders interessant sind in diesem Zusammenhang Be-Sterne. Diese sehr heißen, massereichen Hauptreihensterne der Spektralklasse B weisen in ihren Spektren markante Emissionslinien (v.a. Wasserstofflinien) auf, die durch eine dünne, zirkumstellare Gasscheibe, um den Äquator erzeugt werden. Diese Gasscheibe entsteht bei schnell rotierenden BE-Sternen, wenn die Rotation kritische Werte annimmt und der Stern aufgrund der Zentrifugalkräfte droht, auseinandergerissen zu werden.
Außer der Randverdunkelung, die bei BE-Sternen eher schwach ausgeprägt ist, weisen schnell rotierende Sterne eine starke Gravitationsverdunkelung auf. Je weiter die Sternoberfläche von der Rotationsachse entfernt ist, desto geringer ist dort die Temperatur und desto dunkler erscheint die Oberfläche. Das führt dazu, dass im Äquatorbereich des Sterns die Verdunkelung aufgrund der geringeren Schwerkraft und der starken Zentrifugalkräfte mitunter extrem ausfallen kann.
Die Simulation ermöglicht, den Parameter frei zu wählen, wie auch die Winkel für die Inklination und für die projizierte Orientierung der Rotationsachse am Himmel. Dies führt dann zu einer skalierten Darstellung der Sternoberfläche (in Einheiten des Polradius) auf dem Bildschirm.
Acht schnell rotierende Sterne wurden als Beispiele ausgewählt, wobei die Winkelgeschwindigkeit, der Polradius und die Masse des Sterns, sowie Winkelangaben der Literatur entnommen wurden. So lassen sich weitere charakteristische Größen dieser Sterne ermitteln. Das Programm berechnet zunächst alle Punkte des dreidimensionalen Sternenkörpers. Erst danach wird dieses Gebilde auf der Beobachtungsebene (Bildschirm) zweidimensional abgebildet.
Das PdF-Dokument enthält ein ausführliches Skript zur Berechnung zentraler Größen rotierender Sterne nach dem "Roche-Modell".