¿Existe un límite para lo caliente que puede ser una estrella?

Sí, hay un límite. Si el gradiente de presión de radiación excede la densidad local multiplicada por la gravedad local, entonces no es posible el equilibrio.

La presión de radiación depende de la cuarta potencia de la temperatura. El gradiente de presión de radiación, por lo tanto, depende de la tercera potencia de temperatura multiplicada por el gradiente de temperatura.

Por lo tanto, para la estabilidad $$ T ^ 3 \ frac {dT} {dr} \ leq \ alpha \ rho g, $$ donde $ \ rho $ es la densidad, $ g $ es la gravedad local y $ \ alpha $ es una colección de constantes físicas, incluida la opacidad del material a la radiación. Debido a que debe haber un gradiente de temperatura en las estrellas (están más calientes en el interior que en el exterior), esto efectivamente pone un límite superior a la temperatura. Es esto lo que establece un límite superior de alrededor de 60.000-70.000 K a la temperatura de la superficie de las estrellas más masivas, que están dominadas por la presión de radiación.

En regiones de mayor densidad o mayor gravedad, la presión de radiación es no es un problema y las temperaturas pueden ser mucho más altas. Las temperaturas superficiales de las estrellas enanas blancas (alta densidad y gravedad) pueden ser de 100.000 K, las superficies de las estrellas de neutrones pueden superar el millón de K.

Por supuesto, los interiores estelares son mucho más densos y, en consecuencia, pueden ser mucho más calientes. Las temperaturas máximas están controladas por la rapidez con que el calor puede moverse hacia afuera por radiación o convección. Las temperaturas más altas de $ \ sim 10 ^ {11} $ K se alcanzan en los centros de las supernovas de colapso del núcleo. Por lo general, estas temperaturas son inalcanzables en una estrella porque el enfriamiento por neutrinos puede llevar la energía de manera muy efectiva. En los últimos segundos de un CCSn, la densidad aumenta lo suficiente como para que los neutrinos queden atrapados y la energía potencial gravitacional liberada por el colapso no pueda escapar libremente, de ahí las altas temperaturas.

En cuanto a la última parte de su pregunta, sí, hay máseres astrofísicos que se encuentran en las envolturas de algunas estrellas evolucionadas. El mecanismo de bombeo todavía se debate. Las temperaturas de brillo de tales máseres pueden ser mucho más altas que las discutidas anteriormente.

Comentarios

• Según The Disappearing Spoon , la velocidad a la que se produce la fusión en el núcleo de una estrella disminuye con la temperatura, por lo que parecería limitar las temperaturas en las estrellas cuya principal fuente de calor es la fusión nuclear. Cuando las estrellas colapsan y generan calor a partir de la energía potencial convertida en lugar de la fusión, esos límites desaparecen, pero para las estrellas " estables " I pensaría que ' sería el factor limitante principal.
• @supercat No sé qué es Cuchara que desaparece , pero ' s incorrecto. Como puede juzgar por el hecho de que las estrellas masivas con temperaturas interiores más altas son órdenes de magnitud más luminosas.
• @RobJeffries: Es ' es un libro. No ' t dice que todas las estrellas tienen la misma temperatura de equilibrio (claramente no ' t), pero eso para un nivel dado de presión, la velocidad de fusión disminuye con la temperatura. Las estrellas que son más masivas pueden alcanzar presiones más altas y, por lo tanto, tener temperaturas de equilibrio más altas, pero para una estrella con una cantidad particular de masa , las temperaturas que puede alcanzar la fusión estarán limitadas por la retroalimentación antes mencionada.
• @supercat Entonces usted (o el libro) está diciendo que si $ \ rho T $ es una constante, entonces, a medida que aumenta $ T $, las reacciones de fusión disminuyen. Me parece incorrecto. La dependencia de $ T $ de las reacciones de fusión es mucho más pronunciada que la dependencia de $ \ rho $. De hecho, la densidad central y la presión de las estrellas de secuencia principal de mayor masa es más baja . El factor limitante es la presión de radiación en las estrellas más masivas. Las temperaturas centrales en las estrellas menos masivas son más bajas, porque no ' no necesitan ser tan altas.
• Mi comprensión de lo que dice el libro es que a una presión dada, el aumento de las temperaturas reducirá la densidad de la materia estelar lo suficiente como para reducir la velocidad a la que se fusiona. Si el aumento de las temperaturas no ' t reduce la velocidad de fusión, ¿por qué las estrellas podrían durar millones de años?