Y a-t-il une limite à la chaleur dune étoile?

Oui, il y a une limite. Si le gradient de pression de rayonnement dépasse la densité locale multipliée par la gravité locale, alors aucun équilibre nest possible.

La pression de rayonnement dépend de la quatrième puissance de la température. Le gradient de pression de rayonnement dépend donc de la troisième puissance de température multipliée par le gradient de température.

Donc pour la stabilité $$ T ^ 3 \ frac {dT} {dr} \ leq \ alpha \ rho g, $$ où $ \ rho $ est la densité, $ g $ est la gravité locale et $ \ alpha $ est une collection de constantes physiques, y compris le degré dopacité du matériau au rayonnement. Parce quil doit y avoir un gradient de température dans les étoiles (elles sont plus chaudes à lintérieur quà lextérieur), cela met effectivement une limite supérieure à la température. Cest ce qui fixe une limite supérieure denviron 60 000 à 70 000 K à la température de surface des étoiles les plus massives, qui sont dominées par la pression de rayonnement.

Dans les régions de densité plus élevée ou de gravité plus élevée, la pression de rayonnement est pas un tel problème et les températures peuvent être beaucoup plus élevées. Les températures de surface des étoiles naines blanches (haute densité et gravité) peuvent être de 100 000 K, les surfaces des étoiles à neutrons peuvent dépasser le million de K.

Bien sûr, les intérieurs stellaires sont beaucoup plus denses et peuvent par conséquent être beaucoup plus chauds. Les températures maximales y sont contrôlées par la rapidité avec laquelle la chaleur peut être déplacée vers lextérieur par rayonnement ou convection. Les températures les plus élevées de $ \ sim 10 ^ {11} $ K sont atteintes au centre des supernovae deffondrement du cœur. Habituellement, ces températures sont inaccessibles dans une étoile car le refroidissement par les neutrinos peut transporter lénergie de manière très efficace. Dans les dernières secondes dun CCSn, la densité devient suffisamment élevée pour que les neutrinos soient piégés et ainsi lénergie potentielle gravitationnelle libérée par leffondrement ne peut pas séchapper librement – doù les températures élevées.

Quant à la dernière partie de votre question, oui il y a des masers astrophysiques trouvés dans les enveloppes de certaines étoiles évoluées. Le mécanisme de pompage est toujours débattu. Les températures de luminosité de ces masers peuvent être beaucoup plus élevées que tout ce qui a été discuté ci-dessus.

Commentaires

• Selon La cuillère qui disparaît , la vitesse à laquelle la fusion se produit dans le noyau dune étoile diminue avec la température, il semblerait donc limiter les températures dans les étoiles dont la principale source de chaleur est la fusion nucléaire. Lorsque les étoiles seffondrent et génèrent de la chaleur à partir de lénergie potentielle convertie plutôt que de la fusion, ces limites disparaissent, mais pour les étoiles " stables " I penserait quils ' d être le principal facteur limitant.
• @supercat Je ne sais pas ce quest Disappearing Spoon , mais cest ' est faux. Comme vous pouvez en juger par le fait que les étoiles massives avec des températures intérieures plus élevées sont des ordres de grandeur plus lumineuses.
• @RobJeffries: Cest ' est un livre. On ne dit ' t que toutes les étoiles ont la même température d’équilibre (elles n’ont clairement pas ' t), mais que pour un niveau donné de pression, le taux de fusion diminue avec la température. Les étoiles plus massives peuvent atteindre des pressions plus élevées, et donc avoir des températures déquilibre plus élevées, mais pour une étoile avec une certaine quantité de masse particulière , les températures que la fusion peut atteindre seront limitées par la rétroaction susmentionnée.
• @supercat Donc vous (ou le livre) dites que si $ \ rho T $ est une constante, alors que vous augmentez $ T $, les réactions de fusion diminuent. Cela me semble incorrect. La dépendance $ T $ des réactions de fusion est bien plus raide que la dépendance $ \ rho $. En fait, la densité centrale et la pression des étoiles de la séquence principale de masse plus élevée sont plus faibles . Le facteur limitant est la pression de rayonnement dans les étoiles les plus massives. Les températures centrales des étoiles moins massives sont plus basses, car elles nont ' pas besoin dêtre aussi élevées.
• Ma compréhension de ce que dit le livre est quà une pression donnée, laugmentation des températures réduira suffisamment la densité de la matière stellaire pour réduire la vitesse à laquelle elle fusionne. Si laugmentation des températures ne ' t réduit pas le taux de fusion, pourquoi les étoiles pourraient-elles durer des millions dannées?