Ich denke, dass Größe und Masse nicht mit Temperatur korrelieren Andererseits tragen diese Faktoren zum Innendruck bei.
Ich würde gerne wissen, ob es eine Grenze für gibt, wie heiß ein Stern werden kann und welche Mechanismen einen Stern dazu bringen könnten, ungewöhnlich heiß zu werden .
Ich weiß auch, dass eine negative Temperatur im Laser heißer ist als eine positive Temperatur. Kann ein Stern eine negative Temperatur erzeugen?
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- Kern oder Oberfläche? Stabil oder während des Zusammenbruchs? Ich denke, während des Zusammenbruchs und der Bildung von Neutronensternen wird der Kern über eine Billion Grad erreichen, aber sobald er gebildet ist, kühlt sich der Neutronenstern ziemlich schnell ab.
Antwort
Ja, es gibt eine Grenze. Wenn der Strahlungsdruckgradient die lokale Dichte multipliziert mit der lokalen Schwerkraft überschreitet, ist kein Gleichgewicht möglich.
Der Strahlungsdruck hängt von der vierten Potenz der Temperatur ab. Der Strahlungsdruckgradient hängt daher von der dritten Potenz der Temperatur multipliziert mit dem Temperaturgradienten ab.
Daher ist für die Stabilität $$ T ^ 3 \ frac {dT} {dr} \ leq \ alpha \ rho g, $$ Dabei ist $ \ rho $ die Dichte, $ g $ die lokale Schwerkraft und $ \ alpha $ eine Sammlung physikalischer Konstanten, einschließlich der Undurchlässigkeit des Materials für Strahlung. Da Sterne einen Temperaturgradienten aufweisen müssen (sie sind innen heißer als außen), wird die Temperatur effektiv nach oben begrenzt. Dies ist eine Obergrenze von etwa 60.000 bis 70.000 K für die Oberflächentemperatur der massereichsten Sterne, die vom Strahlungsdruck dominiert werden.
In Regionen mit höherer Dichte oder höherer Schwerkraft beträgt der Strahlungsdruck kein solches Problem und die Temperaturen können viel höher sein. Die Oberflächentemperaturen der Weißen Zwergsterne (hohe Dichte und Schwerkraft) können 100.000 K betragen, die Oberflächen der Neutronensterne können eine Million K überschreiten.
Natürlich sind die Sterninnenräume viel dichter und können daher viel heißer sein. Die dortigen Maximaltemperaturen werden dadurch gesteuert, wie schnell Wärme durch Strahlung oder Konvektion nach außen geleitet werden kann. Die höchsten Temperaturen von $ \ sim 10 ^ {11} $ K werden in den Zentren der Kernkollaps-Supernovae erreicht. Normalerweise sind diese Temperaturen in einem Stern nicht erreichbar, da die Kühlung durch Neutrinos Energie sehr effektiv abführen kann. In den letzten Sekunden eines CCSn wird die Dichte so hoch, dass Neutrinos eingeschlossen werden und die durch den Kollaps freigesetzte potentielle Gravitationsenergie nicht frei entweichen kann – daher die hohen Temperaturen.
Was den letzten Teil Ihrer Temperatur betrifft Frage, ja, es gibt astrophysikalische Meister , die in den Umschlägen einiger entwickelter Sterne gefunden wurden. Der Pumpmechanismus ist noch umstritten. Die Helligkeitstemperaturen solcher Master können viel höher sein als alles, was oben diskutiert wurde.
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- Laut The Disappearing Spoon Die Geschwindigkeit, mit der die Fusion im Kern eines Sterns stattfindet, nimmt mit der Temperatur ab und scheint daher die Temperaturen in Sternen zu begrenzen, deren primäre Wärmequelle die Kernfusion ist. Wenn Sterne kollabieren und Wärme aus umgewandelter potentieller Energie anstelle von Fusion erzeugen, gehen solche Grenzen aus dem Fenster, aber für " stabile " Sterne I. Ich würde denken, dass sie ' der primäre begrenzende Faktor sind.
- @supercat Ich weiß nicht, was Verschwindender Löffel ist, aber es ' ist falsch. Wie Sie vielleicht anhand der Tatsache beurteilen können, dass massive Sterne mit höheren Innentemperaturen um Größenordnungen leuchtender sind.
- @RobJeffries: ' ist ein Buch. ' sagt nicht, dass alle Sterne die gleiche Gleichgewichtstemperatur haben (sie haben eindeutig nicht ' t), sondern dass für ein bestimmtes Niveau von Druck fällt die Schmelzrate mit der Temperatur ab. Sterne, die massereicher sind, können höhere Drücke erreichen und haben daher höhere Gleichgewichtstemperaturen, aber für einen Stern mit einer bestimmten Menge an Masse werden die Temperaturen, die die Fusion erreichen kann, durch die oben erwähnte Rückkopplung begrenzt / li>
- @supercat Sie (oder das Buch) sagen also, dass wenn $ \ rho T $ eine Konstante ist, die Fusionsreaktionen mit zunehmendem $ T $ abnehmen. Scheint mir falsch. Die $ T $ -abhängigkeit von Fusionsreaktionen ist weitaus steiler als die $ \ rho $ -Abhängigkeit. Tatsächlich ist die zentrale Dichte und der Druck von Sternen mit höherer Masse in der Hauptsequenz niedriger . Der begrenzende Faktor ist der Strahlungsdruck in den massereichsten Sternen. Die Zentraltemperaturen in weniger massereichen Sternen sind niedriger, da sie nicht so hoch sein müssen '.
- Ich verstehe, was das Buch sagt, dass bei einem bestimmten Druck steigende Temperaturen die Dichte der Sternmaterie ausreichend verringern, um die Geschwindigkeit zu verringern, mit der sie verschmilzt. Wenn steigende Temperaturen die Fusionsrate nicht ' verringern, warum sollten Sterne dann Millionen von Jahren halten können?