Wie variieren Sterntemperaturen?

Diese Frage besteht aus zwei Teilen:

Oberflächentemperaturen

Ein sehr nützliches Diagramm, das Oberflächentemperaturen zeigt und Ihnen auch die Temperatur jedes Sterns gibt, den Sie beobachten können, ist das Herzsprung-Russell-Diagramm, dieses von le.ac.uk .

Wie Sie sehen können, platziert das Gelb unserer eigenen Sonne es im Bereich von 4,5 kKelvin bis 6 kKelvin, wie in der Frage angegeben. Diese Temperatur liegt am unteren Ende des Durchschnitts. Die Hauptreihe, in der sich die meisten Sterne befinden, übersteigt etwa 20 kKelvin, und es gibt einige bis in die 40-kKelvin-Region - sie werden hier nicht gezeigt, da sie viel seltener sind.

Weiße Zwerge sind etwas heißer als unsere Sonne – zwischen 6 kKelvin und 10 kKelvin.

Neutronensterne sind weit von der Hauptreihe entfernt - junge Sterne können über 1 MKelvin sein!

Kerntemperatur:

Intern sind die Kerntemperaturen abhängig von der Masse des Sterns. In unserer Sonne wird Energie über den Proton-Proton-Kettenmechanismus geliefert, der bis zu etwa 20 MKelvin auftritt, während massereichere Sterne den Kohlenstoff-Stickstoff-Sauerstoff-Zyklus nutzen können - der ab etwa 15 MKelvin aufwärts stattfindet.

Die Unterschiede sind hauptsächlich auf Konvektions- und Strahlungsunterschiede zurückzuführen - dieser Auszug aus der Hauptsequenzseite von Wikipedia beschreibt dies ausführlich:

Da zwischen dem Kern und der Oberfläche bzw. Photosphäre ein Temperaturunterschied besteht, wird Energie über Strahlung und Konvektion nach außen transportiert. Eine Strahlungszone, in der Energie durch Strahlung transportiert wird, ist stabil gegen Konvektion und es gibt eine sehr geringe Durchmischung des Plasmas. Im Gegensatz dazu wird in einer Konvektionszone die Energie durch Massenbewegung des Plasmas transportiert, wobei heißeres Material aufsteigt und kühleres Material absinkt. Konvektion ist ein effizienterer Modus zum Transport von Energie als Strahlung, tritt jedoch nur unter Bedingungen auf, die einen steilen Temperaturgradienten erzeugen. In massereichen Sternen (über 10 Sonnenmassen) ist die Rate der Energieerzeugung durch den CNO-Zyklus sehr temperaturempfindlich, sodass die Fusion stark auf den Kern konzentriert ist. Folglich gibt es im Kernbereich einen hohen Temperaturgradienten, wodurch eine Konvektionszone für einen effizienteren Energietransport entsteht. Diese Materialmischung um den Kern herum entfernt die Heliumasche aus der wasserstoffverbrennenden Region, wodurch mehr Wasserstoff im Stern während der Hauptreihenlebensdauer verbraucht werden kann. Die äußeren Regionen eines massereichen Sterns transportieren Energie durch Strahlung mit wenig oder keiner Konvektion. Sterne mit mittlerer Masse wie Sirius können Energie hauptsächlich durch Strahlung transportieren, mit einer kleinen Kernkonvektionsregion. Mittelgroße, massearme Sterne wie die Sonne haben eine konvektionsstabile Kernregion mit einer oberflächennahen Konvektionszone, die die äußeren Schichten durchmischt. Dies führt zu einem stetigen Aufbau eines heliumreichen Kerns, umgeben von einer wasserstoffreichen äußeren Region. Im Gegensatz dazu sind kühle, sehr massearme Sterne (unter 0,4 Sonnenmassen) durchgehend konvektiv.

Hier lesen Sie: "Die Temperatur im Inneren eines neu entstandenen Neutronensterns beträgt etwa 10 ¹¹ bis 10 ¹² Kelvin."

Laut McCook und Sion Spectroscopically Identified White Dwarfs - Katalog ist der heißeste Weiße Zwerg RE J150208+661224 mit 170 kK.

Ich habe irgendwo gelesen, dass die kältesten WDs Teffs zwischen 3000 und 4000 K haben. Wenn das Universum alt genug wäre, wären die ersten WDs jetzt Schwarze Zwerge, die so kalt sind wie der Raum um sie herum, 3 K.

Für nicht entartete Sterne gilt:

Der möglicherweise heißeste bekannte Hauptreihenstern ist HD 93129 A mit 52 kK. Die hypothetischen Sterne der Population III könnten heißer sein.

Zum Vergleich: Die Temperatur der Sonne beträgt 5778 K (Wikipedia).

Der kälteste bekannte Hauptreihenstern ist möglicherweise 2MASS J0523-1403 mit nur 2075 K. Dieterichs Arbeit legt nahe, dass der kältestmögliche Stern nicht viel kälter sein könnte, sonst wäre er kein Stern, sondern ein Brauner Zwerg.

Für Fusoren (Objekte, die Wasserstoff verschmelzen – Sterne – plus Objekte, die Deuterium verschmelzen – Braune Zwerge) sagen Modelle voraus, dass eine BD im gegenwärtigen Alter des Universums auf ~260 K abgekühlt wäre (sorry, dass ich mich jetzt nicht an die Referenz erinnere). Wie WDs könnten BDs so kalt wie der Weltraum sein, wenn das Universum alt genug wäre, denke ich. Abgesehen von schwarzen Zwergen scheint es sicher zu sein, Objekte, die kälter als 260 K sind, als Planeten zu betrachten.

Beachten Sie, dass alle hier aufgeführten Temperaturen außer denen der Neutronensterne Temperaturen sind, die an der Oberfläche dieser Sterne gemessen wurden . Ihre Zentren sind viel heißer als das.

Schließlich habe ich andere hypothetische Objekte wie Quarksterne, Q-Sterne usw. vergessen. Ich wäre nicht überrascht, wenn (sie existieren wirklich außerhalb der Theorie) ihre zentralen Temperaturen höher als 10 ¹² Kelvin wären.

Welche Temperatur hätte ein supermassereiches Schwarzes Loch?