Kuinka kuuma tähden on oltava ennen kuin siitä todella tulee tähti? Miksi sen täytyy tulla niin kuumaksi? Etsi virallinen sivusto, josta voit lainata, jos voit.
Kommentit
- liittyvät, vastaus osoitteeseen astronomy.stackexchange.com/questions/79/…
Vastaa
Tähtien lämpötila on mielenkiintoinen kysymys, koska lämpötila vaihtelee paljon tähdessä. Luulen, että tähän kysymykseen merkityksellisempi lämpötila on tähden ytimen lämpötila: tähti syntyy, kun se alkaa polttaa hydrogeeniä ytimessään.
Lopuksi vety alkaa sulautua tähden ytimeen, ja loput ympäröivästä materiaalista puhdistuu. Tämä päättyy protosellun vaihe ja alkaa tähden pääjaksosarja H – R-kaaviossa.
(Katso tämä Wikipedia-sivu )
Hydrogeenien polttamiseen tarvittava lämpötila on 10 miljoonaa kelviniä , niin että ”kuinka kuumaa tähtiä on pidettävä tähtinä. Sen täytyy lämmetä niin kuumaksi, koska muuten se ei onnistu polttamaan hydrogeeniä ja siitä tulee ”epäonnistunut tähti”: ruskea kääpiö .
Muokkaa:
Pintalämpötila voi olla harhaanjohtava, koska lämpötila-alueet, joissa munivia tähtiä ei ole asuu vain tähdillä, mutta myös muilla esineillä, kuten kuumilla Jupiterillä, , joiden pintalämpötila on välillä 1000-3000 K .
Kommentit
- tyylikkäimmät " tähdet " ovat itse asiassa punaisia jättiläisiä.
- Oikeastaan olen ' väärässä jättiläisten suhteen – vanha L2-kääpiö on tyylikkäin tähti. Mutta ydinpolton lämpötilan kynnys on liian korkea.
Vastaa
Fysiikan näkökulmasta
Fysiikan näkökulmasta esine on tähti, kun sillä tapahtuu ydinfuusio, yleensä vetyatomien kohdalla sen ydin, tämä on riippumatta sen lämpötilasta!
Tähtiä ei määritä sen lämpötila, vaan sen sisäiset prosessit.
Tämä tarkoittaa, että jos Jupiter alkoi ydinfuusio, sitä pidettäisiin tähtinä, vaikkakin vähäisenä.
Tässä tapauksessa se on kyllä / ei ero, onko esine tähti.
Havainnointikohdasta näkökulmasta, kun jokin on luokiteltu tähdeksi, on 7 ryhmää, joihin se voi kuulua ominaisuuksiensa perusteella.
Lähde: http://en.wikipedia.org/wiki/Star#Classification
Luokka Lämpötila
O: 33 000 K +
B: 10 500–30 000 K
A: 7500–10 000 K
F: 6000–7200 K
G: 5500–6000 K
K: 4 000–5 250 K
M: 2600–3,850 K
Huomaa: Tämän luettelon kylmempään päähän on lisätty vielä kolme luokitusta LT ja Y, mutta en ole varma, että raja-arvot niin jättivät pois.
Mutta kummallakin tavalla heitä ei luokitella lämpötilan vaan spektrin mukaan, sattuu kuitenkin, että niiden spektri korreloi niiden lämpötilan kanssa! Lämpötila, josta täällä puhutaan, on tähti-fotosfääristä (jossa fotonit aloittavat vapaan virtauksen), ei sen ytimestä (jossa fotonit syntyvät käynnissä olevista fuusioreaktioista).
Kääpiötähdillä on oma luokitusjärjestelmä etuliitteenä D-kirjaimella.
Lainaus Wikiartikkelista:
Valkoisilla kääpiötähdillä on oma luokka, joka alkaa D-kirjaimella. jaettu luokkiin DA, DB, DC, DO, DZ ja DQ, riippuen spektristä löytyvien näkyvien viivojen tyypistä. Tätä seuraa numeerinen arvo, joka osoittaa lämpötilaindeksin.
Kommentit
- Tämä on eräänlainen " tarkkailijan näkökulma " enemmän kuin " fyysinen näkökulma ". Fyysisestä näkökulmasta tämä kysymys on selvästi " kyllä / ei " kysymys: hydrogeeniä ei voi polttaa, sinä ' ei ole tähti.
- Tähden määritteleminen vain sen pintalämpötilan perusteella on jopa vaarallista: kuumilla Jupiterilla voi olla pintalämpötila lähellä M-tyypin tähtiä, eivätkä ne todellakaan ole tähtiä!
- Olen edelleen en ole samaa mieltä suurimman osan vastauksesta, jonka pidän edelleen harhaanjohtavana. ' puhumme täällä tähden määritelmästä, eikä pintalämpötila sisälly tähän määritelmään. Tähtien luokittelulla ei ole mitään tekemistä tähden määritelmän kanssa.
- @MBR on merkityksellinen siinä, että se selittää tähtien luokitukset, kun jokin on määritelty tähdeksi, tein tämän selvemmäksi, miltä sinusta tuntuu muokkaatko?
- " Kääpiötähdet … "? Tarkoitat " valkoisia kääpiötähtiä … ". Huomaa myös, että L, T ja Y kääpiöt eivät voi koskaan olla tähtiä; ne ovat ruskeita kääpiöitä. M-kääpiöiden tyylikkäimmät ovat myös todennäköisesti ruskeat kääpiöt. Tähden määritelmä on vetyfuusio. Et ole vastannut kysymykseen.
Vastaa
Kuten muut vastaukset ovat sanoneet, ”tähden” määritelmä ”pidetään yleensä esineenä, joka käy läpi riittävän vetyfuusion päästäkseen tasapainoon fuusiolla tuotetun energian ja sen säteilemän energian välillä. Tarkka määritelmä vaihtelee, mutta ei vaikuta tähän vastaukseen paljon.
Kun ”tähdet” ovat nuoria, ne ovat suuria, niiden ytimet ovat liian viileitä vetyfuusion aloittamiseksi. Sitten ne supistuvat ja vetyfuusio käynnistyy, kun niiden ytimet saavuttavat noin 3 miljoonaa K (esim. Katso Burrows et ai. 1997 .
Miksi niin kuuma? Koska positiivisesti varautuneiden protonien välinen Coulombin repulsio estää fuusion. Fuusioreaktio etenee kvanttimekaanisella tunneloinnilla, mutta vaatii silloinkin että protoneilla on riittävästi kineettistä energiaa ainakin osittain voittaakseen Coulombin hylkäämisen.
Pienimmän vetyfuusion aloittavat massaesineet ovat pintalämpötilojensa ,075 M_ {mukaan. \ odot} $. Heidän pintalämpötilansa fuusion alkaessa ovat noin 2800 K, mutta sitten niiden pinnat jäähtyvät, joten galaksissamme vanhin voi olla nyt noin 2300 K ja ”L kääpiöt” (katso esimerkiksi Chabrier & Baraffe 1997 ).
Punaiset jättiläiset ovat kuitenkin myös tähtiä – joko vetyä tai heliumia polttavia,tai molemmat kuorissa inertin ytimen ympärillä. Niiden sisätilat ovat paljon kuumempia kuin edellä kuvatut pienimassaiset esineet, mutta koska ne ovat erittäin suuria, niiden pinnat voivat olla hyvin viileitä. Siisteimpien punaisten jättiläisten lämpötila on myös noin 2600–2800 K.