Úgy gondolom, hogy a méret és a tömeg nincs összefüggésben a hőmérséklet kel , de ezek a tényezők ismét hozzájárulnak a belső nyomáshoz.
Szeretném tudni, van-e korlátozás arra, hogy mennyire forró lehet egy csillag, és milyen mechanizmus (ok) vezérelhetik a csillagot, hogy szokatlanul forró legyen .
Azt is tudom, hogy a negatív hőmérséklet a lézerben magasabb, mint a pozitív hőmérséklet, és képes-e egy csillag negatív hőmérsékletet produkálni?
Megjegyzések
- Mag vagy felület? Stabil vagy összeomlás közben? Azt hiszem, a neutroncsillagok összeomlása és kialakulása során a mag több mint billió fokot fog elérni, de miután kialakult, a neutroncsillag meglehetősen gyorsan lehűl.
Válasz
Igen, van egy korlát. Ha a sugárzási nyomásgradiens meghaladja a lokális sűrűséget szorozva a helyi gravitációval, akkor nem lehetséges az egyensúly.
A sugárzási nyomás a hőmérséklet negyedik teljesítményétől függ. A sugárzási nyomásgradiens tehát a hőmérséklet harmadik teljesítményétől függ, szorozva a hőmérsékleti gradienssel.
Ennélfogva a stabilitáshoz $$ T ^ 3 \ frac {dT} {dr} \ leq \ alpha \ rho g, $$ ahol $ \ rho $ a sűrűség, $ g $ a helyi gravitáció, a $ \ alpha $ pedig fizikai állandók gyűjteménye, beleértve azt is, hogy az anyag mennyire nem átlátszó a sugárzással szemben. Mivel a csillagokban hőmérséklet-gradiensnek kell lennie (belül melegebbek, mint a külső részek), ez gyakorlatilag felső határt szab a hőmérsékletnek. Ez határozza meg a 60 000–70 000 K körüli felső határt a legnagyobb tömegű csillagok felületi hőmérsékletéhez, amelyeket a sugárzás nyomása ural.
Nagyobb sűrűségű vagy nagyobb gravitációs területeken a sugárzási nyomás nem ilyen kérdés, és a hőmérséklet sokkal magasabb lehet. A fehér törpe csillagok (nagy sűrűségű és gravitációs) felületi hőmérséklete 100 000 K lehet, a neutroncsillagok felülete meghaladhatja az egymillió K értéket.
Természetesen a csillagok belső terei sokkal sűrűbbek, következésképpen sokkal melegebbek is lehetnek. Az ottani maximális hőmérsékleteket az szabályozza, hogy milyen gyorsan lehet a hőt sugárzással vagy konvekcióval kifelé mozgatni. A $ \ sim 10 ^ {11} $ K legmagasabb hőmérsékletét a mag-összeomlás szupernóvák középpontjában érik el. Ezek a hőmérsékletek általában nem érhetők el egy csillagban, mert a neutrínók által történő hűtés nagyon hatékonyan képes elvezetni az energiát. A CCSn utolsó másodpercében a sűrűség elég magas lesz ahhoz, hogy a neutrínók csapdába essenek, és így az összeomlás által felszabadított gravitációs potenciális energia nem szabadulhat ki – ezért a magas hőmérséklet.
Ami a kérdés, igen, vannak asztrofizikai maszekosok , amelyek megtalálhatók néhány fejlett csillag borítékában. A szivattyúzási mechanizmusról még mindig viták folynak. Az ilyen maszerek fényességi hőmérséklete jóval magasabb lehet, mint bármi, amit fentebb tárgyaltunk.
Megjegyzések
- A Az eltűnő kanál szerint , a fúzió előfordulásának sebessége a csillag magjában csökken a hőmérséklettel, ezért úgy tűnik, hogy korlátozza a hőmérsékletet azokban a csillagokban, amelyek elsődleges hőforrása a magfúzió. Amikor a csillagok összeomlanak és hőt generálnak a fúzió helyett átalakított potenciális energiából, akkor az ilyen határok kijönnek az ablakon, de " stabil " I csillagok esetén azt gondolná, hogy ' ők lesznek az elsődleges korlátozó tényezők.
- @supercat Nem tudom, mi az a Eltűnő kanál , de ez ' s téves. Ahogy megítélheti abból a tényből, hogy a magasabb belső hőmérsékletű hatalmas csillagok nagyságrendekkel világosabbak.
- @RobJeffries: Ez egy könyv '. Nem mondja, hogy ' nem állítja, hogy minden csillagnak azonos az egyensúlyi hőmérséklete (egyértelműen nem ' t), de ez egy adott nyomáson a fúziós sebesség csökken a hőmérséklettel. A nagyobb tömegű csillagok nagyobb nyomást érhetnek el, és így magasabb az egyensúlyi hőmérsékletük, de egy bizonyos tömegű csillag esetén a fúziós hőmérsékletet a fent említett visszacsatolás korlátozza.
- @supercat Tehát te (vagy a könyv) azt mondod, hogy ha a $ \ rho T $ állandó, akkor a $ T r növelésével a fúziós reakciók csökkennek. Helytelennek tűnik nekem. A fúziós reakciók $ T $ -függősége sokkal meredekebb, mint a $ \ rho $ -függőség. Valójában a nagyobb tömegű fő szekvenciájú csillagok központi sűrűsége és nyomása alacsonyabb . A korlátozó tényező a legnagyobb tömegű csillagok sugárzási nyomása. A kevésbé masszív csillagok középhőmérséklete alacsonyabb, mert ezeknek nem kell olyan magasnak lenniük.
- Megértettem a könyv mondanivalóját, hogy egy adott nyomáson az emelkedő hőmérséklet elegendő mértékben csökkenti a csillaganyag sűrűségét ahhoz, hogy csökkenjen az olvadás sebessége. Ha a hőmérséklet emelkedése nem csökkenti a fúzió sebességét, akkor miért képesek a csillagok évmilliókig kitartani?