Was ist die obere und untere Grenze der Temperaturen, die auf Sternen gefunden werden?

Die Antwort hängt davon ab, was Sie als "Star" betrachten möchten. Wenn Sie nur an Sterne auf der Hauptreihe denken , dann können Sie sich einfach auf die klassischen Buchstaben des Sterntyps „ OBAFGKM “ (die vor relativ kurzer Zeit erweitert wurden, um die coolsten Braunen Zwerge mit den Buchstaben „LTY“ aufzunehmen) beziehen O-Sterne sind die heißesten Sterne (~30.000 K) und Y-Sterne sind die kältesten, sogenannten "Raumtemperatur"-Sterne (~300 K).

Gasförmige Objekte mit Eigengravitation sind nicht in der Lage, Deuterium unterhalb von etwa 13 Jupitermassen zu verschmelzen, und kollabieren daher einfach und kühlen ständig ab (wie es bei allen Riesenplaneten in unserem Sonnensystem der Fall ist). Diese Objekte können kälter als 300 K sein, sind aber technisch gesehen keine Sterne, da sie keiner Kernfusion unterliegen.

Für Sterne, die die Hauptreihe verlassen, sind zwei mögliche Ergebnisse ein Weißer Zwergstern oder ein Neutronenstern , die beide extrem heiß geboren werden: Weiße Zwerge werden mit Oberflächentemperaturen von ~10^9 K geboren, während Neutronensterne mit einer Oberfläche geboren werden Temperaturen von ~10^12 K. Allerdings kühlen sowohl Weiße Zwerge als auch Neutronensterne mit zunehmendem Alter ab, wobei die kältesten bekannten Weißen Zwerge ~3.000 K und Neutronensterne auf ~10^6 K abkühlen.

Um den ersten Teil Ihrer Frage zu beantworten: Die kältesten bekannten Sterne sind Y-Sterne (dh Braune Zwerge) und die heißesten bekannten Sterne sind entweder O-Sterne oder junge Neutronensterne, je nachdem, ob Sie Objekte betrachten, die die Hauptreihe verlassen haben oder nicht.

Und was strenge Unter- und Obergrenzen betrifft, so sind die kältesten Sterne, die möglich sind, wahrscheinlich Schwarze Zwerge , zu denen Weiße Zwerge nach sehr langer Abkühlung werden (> 10 ^ 15 Jahre). Die heißesten Sterne sind wahrscheinlich die neugeborenen Neutronensterne, die ich zuvor erwähnt habe. Es ist sehr schwierig, viel heißer als 10 ^ 12 K zu werden, da überschüssige Energie über Neutrinos abgeführt wird.

Diese Frage hat bereits eine sehr gute Antwort, ich möchte nur ein paar Details hinzufügen.

http://www.astro.ucla.edu/~wright/BBhistory.html

Hier steht, dass, als das Universum einen Durchmesser von 10^-33cm hatte, seine Temperatur 10^32K betrug. Daher sollte dies die absolute Höchsttemperatur sein, die in diesem Universum erreichbar ist, und daher sollte die Höchsttemperatur eines Sterns darunter liegen; Sehr interessant, was Guillochon oben gesagt hat, dass Neutrinos überschüssige Energie über 10^12K wegtragen.

Die Farbe eines Sterns verrät seine Temperatur. Es ist interessant festzustellen, dass die Korona eines Sterns, einschließlich unserer Sonne, weit über einer Million K liegen kann, obwohl die Oberflächentemperatur unseres Sterns etwa 6000 K beträgt.

http://en.wikipedia.org/wiki/Corona

Außerdem beginnt in Sternkernen die Wasserstofffusion zu Helium bei 3 Millionen K, während die Kohlenstofffusion bei über 500 Millionen K beginnt und die Siliziumfusion zum Vergleich bei über 2700 Millionen K beginnt.

Die heißesten Sterne – und hier nehme ich an, dass „Stern“ Sternreste wie Weiße Zwerge, Neutronensterne und andere exotische kompakte Objekte ausschließt – sind wahrscheinlich Wolf-Rayet-Sterne , eine Klasse heißer, wasserstoffarmer Sterne, die durch Wasserstoffverarmung gekennzeichnet sind und auffällige Kohlenstoff-, Stickstoff- und Sauerstofflinien. Der massereiche Untertyp Population I sind wahrscheinlich ehemalige massereiche Hauptreihensterne vom O-Typ mit außergewöhnlich starken Sternwinden.

In Guillochons Antwort wird erwähnt, dass Sterne vom O-Typ oft Oberflächentemperaturen von etwa 30.000 K haben. Viele, wenn nicht die meisten, Wolf-Rayet-Sterne überschreiten diese Temperatur um drastische Werte. Einige der heißesten könnten die Wolf-Rayet-Komponenten der Binärdateien AB7 und AB8 in der Kleinen Magellanschen Wolke sein. Beide haben normale O-Typ-Begleiter, die auch außerordentlich heiß sind. Die maximalen Temperaturen für die Wolf-Rayet-Komponenten können jedoch 105.000 K bzw. 141.000 K betragen (Wikipedia zitiert hier Shenar et al. (2016) ).

Nun, hier ist das Problem. Es ist notorisch schwierig, die Temperaturen von Wolf-Rayet-Sternen mit der gewünschten Genauigkeit zu bestimmen. Wieso den? Nun, das liegt vor allem an ihren Sternwinden und hohen Massenverlustraten. Teile der Atmosphären und Winde sind optisch dick, was bedeutet, dass wir nicht unbedingt beobachten können, wo die "Oberfläche", wie sie normalerweise in der Sternastrophysik beschrieben wird, liegt. Denken wir also daran, dass die angegebenen Temperaturen etwas abweichen können – obwohl Wolf-Rayet-Sterne immer noch deutlich heißer sind als normale O-Typ-Sterne.

Die heißesten Sterne, die immer noch in ihren Kernen verschmelzen, sind Wolf-Rayet-Sterne, die sich am äußersten Ende der WC-Sequenz befinden und entsprechend als WO-Sterne klassifiziert werden und markante Sauerstoffemissionslinien aufweisen. Der heißeste bekannte Stern ist WR 102, der einen Spektraltyp von WO2 und eine Oberflächentemperatur von 210.000 Kelvin hat.

WR 102 soll eine Masse von ~16,7 Sonnenmassen haben. Da es sich um einen hochentwickelten Wolf-Rayet-Stern handelt, besteht der Großteil dieser Masse aus dem Schmelzkern mit einer ihn umgebenden sehr dünnen Strahlungsschicht. Als Referenz liegt die Schwelle, um ein O-Typ-Stern zu sein, bei etwa 16 Sonnenmassen, wobei nur ein Bruchteil dieser Masse der Schmelzkern ist. Das bedeutet, dass WR 102 wahrscheinlich mit etwa 50-60 Sonnenmassen am ZAMS gestartet ist.

An diesem Punkt ist nicht bekannt, was genau einen WO-Stern hervorbringt, ob es sich um eine Evolutionsstufe handelt, die darauf folgt, ein WC-Stern zu werden, oder ob es einen außergewöhnlich massiven Stern braucht, der direkt zu WO geht, nachdem er eine WN-Stufe durchlaufen hat. Die Anzahl der derzeit bekannten WO-Stars liegt im einstelligen Bereich, so dass es noch viel über diese Art von Stars zu lernen gibt.