Mielestäni koko ja massa eivät korreloi lämpötilan kanssa , mutta sitten taas nämä tekijät vaikuttavat sisäiseen paineeseen.
Haluaisin tietää, onko rajalla kuinka kuumaksi tähti voi tulla ja mikä mekanismi (t) voi ajaa tähtiä epätavallisen kuumaksi .
Tiedän myös, että negatiivinen lämpötila laserilla on korkeampi kuin positiivinen lämpötila, ja voiko tähti tuottaa negatiivisen lämpötilan?
Kommentit
- Ydin tai pinta? Vakaa vai romahduksen aikana? Luulen, että neutronitähtien romahtamisen ja muodostumisen aikana ydin saavuttaa yli biljoonan asteen, mutta kun se on muodostunut, neutronitähti jäähtyy melko nopeasti.
Vastaus
Kyllä, on olemassa raja. Jos säteilypaineen gradientti ylittää paikallisen tiheyden kerrottuna paikallisella painovoimalla, tasapaino ei ole mahdollinen.
Säteilypaine riippuu lämpötilan neljännestä voimasta. Säteilypaineen gradientti riippuu lämpötilan kolmannesta tehosta kerrottuna lämpötilagradientilla.
Siksi vakaus $$ T ^ 3 \ frac {dT} {dr} \ leq \ alpha \ rho g, $$ missä $ \ rho $ on tiheys, $ g $ on paikallinen painovoima ja $ \ alpha $ on joukko fyysisiä vakioita, mukaan lukien kuinka läpinäkymätön materiaali on säteilylle. Koska tähdissä on oltava lämpötilagradientti (ne ovat sisäpuolelta kuumempia kuin ulkopuoliset), tämä asettaa lämpötilan tehokkaasti ylärajan. Juuri tämä asettaa noin 60 000-70 000 K: n ylärajan massiivisimpien tähtien pintalämpötilalle, joita säteilyn paine hallitsee.
Suuremman tiheyden tai korkeamman painovoiman alueilla säteilypaine on ei tällainen ongelma ja lämpötilat voivat olla paljon korkeammat. Valkoisten kääpiötähtien (suuri tiheys ja painovoima) pintalämpötilat voivat olla 100 000 K, neutronitähtien pinnat voivat ylittää miljoonan K.
Tietysti tähtien sisätilat ovat paljon tiheämpiä ja voivat siten olla paljon kuumempia. Suurimpia lämpötiloja siellä ohjataan kuinka nopeasti lämpöä voidaan siirtää ulospäin säteilyllä tai konvektiolla. Korkeimmat lämpötilat $ \ sim 10 ^ {11} $ K saavutetaan ytimessä romahtavien supernoovien keskuksissa. Tavallisesti näitä lämpötiloja ei saavuteta tähdessä, koska neutriinojen jäähdyttäminen voi kuljettaa energiaa erittäin tehokkaasti. CCSn: n viimeisissä sekunneissa tiheys nousee riittävän suureksi, jotta neutriinot jäävät loukkuun, joten romahduksen vapauttama gravitaatiopotentiaalienergia ei voi paeta vapaasti – siis korkeat lämpötilat.
kysymys, kyllä, eräiden kehittyneiden tähtien kirjekuorista löytyy astrofyysisiä masereita . Pumppausmekanismista keskustellaan edelleen. Tällaisten masereiden kirkkauslämpötilat voivat olla paljon korkeammat kuin mikään edellä mainituista.
Kommentit
- Katoavan lusikan mukaan , fuusion esiintymisnopeus tähden sydämessä pienenee lämpötilan mukana, joten näyttää siltä, että se rajoittaa lämpötiloja tähdissä, joiden ensisijainen lämmönlähde on ydinfuusio. Kun tähdet romahtavat ja tuottavat lämpöä muunnetusta potentiaalienergiasta eikä fuusiosta, tällaiset rajat menevät ulos ikkunasta, mutta " vakaa " tähti I luulisi, että he ' olisivat ensisijainen rajoittava tekijä.
- @supercat En tiedä mikä Katoava lusikka on, mutta se ' väärin. Kuten voit päätellä siitä, että massiiviset tähdet, joiden sisätilat ovat korkeammat, ovat suuruusluokkaa enemmän valoa.
- @RobJeffries: Se ' s kirja. Se ei ' ei sano, että kaikilla tähdillä on sama tasapainolämpötila (ne selvästi eivät ' t), mutta tietyllä paine fuusionopeus putoaa lämpötilan mukana. Massiivisemmilla tähdillä voidaan saavuttaa korkeammat paineet ja siten korkeammat tasapainolämpötilat, mutta tähdellä jossa on tietty määrä massaa , lämpötilat, joihin fuusio voi päästä, rajoitetaan edellä mainitulla palautteella. / li>
- @supercat Joten sinä (tai kirja) sanot, että jos $ \ rho T $ on vakio, niin kun lisäät $ T $, fuusioreaktiot vähenevät. Minusta näyttää väärältä. Fuusioreaktioiden $ T $ -riippuvuus on paljon jyrkempi kuin $ \ rho $ -riippuvuus. Itse asiassa suuremmasta massasta koostuvien tähtien keskitiheys ja paine on pienempi .. Rajoittava tekijä on säteilypaine massiivisimmissa tähdissä. Vähemmän massiivisten tähtien keskilämpötilat ovat matalampia, koska niiden ei tarvitse olla yhtä korkeita. <