Gibt es eine Grenze dafür, wie heiß ein Stern sein kann?

Ich denke, dass Größe und Masse nicht mit der Temperatur korrelieren , aber andererseits tragen diese Faktoren zum Innendruck bei.

Ich würde gerne wissen, ob es eine Grenze dafür gibt, wie heiß ein Stern werden kann, und welche Mechanismen einen Stern dazu bringen könnten, ungewöhnlich heiß zu werden .

Ich weiß auch, dass negative Temperaturen im Laser heißer sind als positive Temperaturen, und kann ein Stern negative Temperaturen erzeugen?

Kern oder Oberfläche? Stabil oder während des Zusammenbruchs? Ich denke, während des Zusammenbruchs und der Bildung von Neutronensternen wird der Kern über eine Billion Grad erreichen, aber sobald er gebildet ist, kühlt der Neutronenstern ziemlich schnell ab.

Antworten (1)

Ja, es gibt eine Grenze. Wenn der Strahlungsdruckgradient die lokale Dichte multipliziert mit der lokalen Schwerkraft übersteigt, ist kein Gleichgewicht möglich.

Der Strahlungsdruck hängt von der vierten Potenz der Temperatur ab. Der Strahlungsdruckgradient hängt daher von der dritten Potenz der Temperatur multipliziert mit dem Temperaturgradienten ab.

Daher zur Stabilität

T 3 d T d r ≤ a ρ g ,
wo ρ ist die Dichte, g ist die lokale Schwerkraft und a ist eine Sammlung physikalischer Konstanten, einschließlich der Strahlungsundurchlässigkeit des Materials. Da es in Sternen einen Temperaturgradienten geben muss (sie sind innen heißer als außen), setzt dies der Temperatur effektiv eine Obergrenze. Dies setzt der Oberflächentemperatur der massereichsten Sterne, die vom Strahlungsdruck dominiert werden, eine Obergrenze von etwa 60.000 bis 70.000 K.

In Regionen mit höherer Dichte oder höherer Schwerkraft ist der Strahlungsdruck kein solches Problem und die Temperaturen können viel höher sein. Die Oberflächentemperaturen von Weißen Zwergsternen (hohe Dichte und Schwerkraft) können 100.000 K betragen, die Oberflächen von Neutronensternen können eine Million K überschreiten.

Natürlich ist das Innere von Sternen viel dichter und kann folglich viel heißer sein. Die maximalen Temperaturen dort werden dadurch gesteuert, wie schnell Wärme durch Strahlung oder Konvektion nach außen transportiert werden kann. Die allerhöchsten Temperaturen von ∼ 10 11 K werden in den Zentren von Kernkollaps-Supernovae erreicht. Normalerweise sind diese Temperaturen in einem Stern unerreichbar, weil die Kühlung durch Neutrinos Energie hocheffektiv abtransportieren kann. In den letzten Sekunden eines CCSn wird die Dichte so hoch, dass Neutrinos eingefangen werden und die durch den Kollaps freigesetzte Gravitationspotentialenergie nicht ungehindert entweichen kann – daher die hohen Temperaturen.

Zum letzten Teil Ihrer Frage: Ja, es gibt astrophysikalische Maser , die in den Hüllen einiger entwickelter Sterne gefunden wurden. Der Pumpmechanismus wird noch diskutiert. Die Helligkeitstemperaturen solcher Maser können viel höher sein als alles oben Besprochene.

Laut The Disappearing Spoon nimmt die Geschwindigkeit, mit der die Fusion im Kern eines Sterns stattfindet, mit der Temperatur ab, so dass die Temperaturen in Sternen, deren primäre Wärmequelle die Kernfusion ist, zu begrenzen scheinen. Wenn Sterne kollabieren und Wärme eher aus umgewandelter potentieller Energie als aus Fusion erzeugen, gehen solche Grenzen aus dem Fenster, aber für "stabile" Sterne würde ich denken, dass sie der primäre begrenzende Faktor sind.
@supercat Ich weiß nicht, was Disappearing Spoon ist, aber es ist falsch. Wie Sie aus der Tatsache ersehen können, dass massereiche Sterne mit höheren Innentemperaturen um Größenordnungen leuchtender sind.
@RobJeffries: Es ist ein Buch. Es sagt nicht, dass alle Sterne die gleiche Gleichgewichtstemperatur haben (das haben sie eindeutig nicht), aber dass die Fusionsrate bei einem bestimmten Druckniveau mit der Temperatur abfällt. Sterne, die massereicher sind, können höhere Drücke erreichen und haben daher höhere Gleichgewichtstemperaturen, aber für einen Stern mit einer bestimmten Menge an Masse werden die Temperaturen, die die Fusion erreichen kann, durch die oben erwähnte Rückkopplung begrenzt.
@supercat Also sagst du (oder das Buch) das, wenn ρ T ist eine Konstante, dann wie Sie zunehmen T Fusionsreaktionen nehmen ab. Scheint mir falsch. Das T -Abhängigkeit von Fusionsreaktionen ist weitaus steiler als die ρ Abhängigkeit. Tatsächlich ist die zentrale Dichte und der zentrale Druck von massereicheren Hauptreihensternen geringer . Der begrenzende Faktor ist der Strahlungsdruck in den massereichsten Sternen. Zentraltemperaturen in weniger massereichen Sternen sind niedriger, weil sie nicht so hoch sein müssen.
Mein Verständnis dessen, was das Buch sagt, ist, dass bei einem bestimmten Druck steigende Temperaturen die Dichte der Sternmaterie ausreichend verringern, um die Geschwindigkeit zu verringern, mit der sie fusioniert. Wenn steigende Temperaturen die Fusionsrate nicht verringern, warum könnten Sterne Millionen von Jahren überdauern?
@supercat Ich glaube, ich habe die Frage anders gelesen. Meine Antwort ist, wie heiß Sterne im Allgemeinen werden können. Die Antwort ist anders, wenn Sie fragen, wie heiß ein Stern einer bestimmten Masse werden kann. Fusionsreaktionen wirken wie ein Thermostat, und die hohe Temperaturabhängigkeit bedeutet, dass das Innere nur ein wenig heißer ist als die Schwellentemperatur, bei der eine bestimmte Reaktion signifikant wird.
@supercat Die Prämisse Ihres letzten Kommentars ist falsch. In einem idealen Gas P ∝ ρ T . Die Fusionsreaktionsrate ist ∝ ρ a T β . Für die pp-Kette a = 1 , β = 4 . Für den Triple-Alpha-Prozess a = 2 , sondern β = 40 !. Sterne leben lange, weil Energieübertragungsprozesse schnell genug ablaufen, um eine Erwärmung des Kerns zu verhindern - die Leuchtkraft eines Sterns ist die Energie, die durch Kernreaktionen freigesetzt wird. Wenn sich der Kern erhitzen würde, würde der Druck zunehmen (allerdings nicht in einem entarteten Gas), der Kern würde sich ausdehnen und abkühlen . Es ist das verringerte T, das zählt.
Gibt es eine Grenze dafür, wie heiß ein Stern sein kann?
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