별이 얼마나 뜨거울 수 있는지에 제한이 있습니까?

예, 제한이 있습니다. 복사 압력 구배가 국부 밀도에 국부 중력을 곱한 값을 초과하면 평형이 불가능합니다.

방사 압력은 온도의 4 승에 따라 달라집니다. 따라서 복사 압력 구배는 온도의 세 번째 거듭 제곱에 온도 구배를 곱한 값에 따라 달라집니다.

따라서 안정성을 위해 $$ T ^ 3 \ frac {dT} {dr} \ leq \ alpha \ rho g, $$ 여기서 $ \ rho $는 밀도, $ g $는 국부 중력, $ \ alpha $는 물질이 방사선에 대해 얼마나 불투명한지를 포함하여 물리적 상수의 모음입니다. 별에는 온도 구배가 있어야하기 때문에 (외부보다 내부가 더 뜨겁습니다) 이것은 효과적으로 온도의 상한을 설정합니다. 이것은 복사압이 지배하는 가장 무거운 별의 표면 온도에 대해 약 60,000-70,000K의 상한을 설정하는 것입니다.

밀도가 높거나 중력이 높은 지역에서 복사 압력은 다음과 같습니다. 그런 문제가 아니며 온도가 훨씬 더 높을 수 있습니다. 백색 왜성 (고밀도 및 중력)의 표면 온도는 100,000K가 될 수 있고 중성자 별의 표면은 백만 K를 초과 할 수 있습니다.

물론 항성 내부는 훨씬 밀도가 높고 결과적으로 훨씬 더 뜨거울 수 있습니다. 최대 온도는 복사 또는 대류에 의해 열이 외부로 얼마나 빨리 이동할 수 있는지에 의해 제어됩니다. $ \ sim 10 ^ {11} $ K의 가장 높은 온도는 코어 붕괴 초신성의 중심에 도달합니다. 일반적으로 이러한 온도는 중성미자에 의한 냉각이 매우 효과적으로 에너지를 운반 할 수 있기 때문에 별에서 얻을 수 없습니다. CCSn의 마지막 몇 초 동안 밀도가 높아져 중성미자가 갇히게되어 붕괴로 인해 방출되는 중력 위치 에너지가 자유롭게 빠져 나갈 수 없으므로 고온이됩니다.

당신의 마지막 부분에 관해서는 질문, 예, 일부 진화 된 별의 봉투에는 천체 물리학 메이저 가 있습니다. 펌핑 메커니즘은 여전히 논쟁 중입니다. 이러한 메이저의 밝기 온도는 위에서 설명한 것보다 훨씬 더 높을 수 있습니다.

댓글

• 사라지는 숟가락 에 따르면 , 별의 핵에서 융합이 일어나는 속도는 온도에 따라 감소하므로 주요 열원이 핵융합 인 별의 온도를 제한하는 것처럼 보입니다. 별이 붕괴되어 융합이 아닌 변환 된 위치 에너지에서 열을 생성하면 이러한 한계가 사라집니다. 그러나 " 안정된 " 별의 경우 I 그들이 ' 주요 제한 요소라고 생각할 것입니다.
• @supercat 사라지는 숟가락 이 무엇인지 모르겠지만 그게 '이 잘못되었습니다. 내부 온도가 더 높은 거대한 별이 훨씬 더 빛난다는 사실로 판단 할 수 있습니다.
• @RobJeffries : ' 책입니다. ' 모든 별이 동일한 평형 온도를 가지고 있다고 말하지는 않지만 (분명히 ' t) 주어진 수준의 융합 속도는 온도에 따라 떨어집니다. 더 무거운 별은 더 높은 압력을 얻을 수 있으므로 더 높은 평형 온도를 가질 수 있지만 특정 질량의 양 을 가진 별의 경우 융합이 도달 할 수있는 온도는 앞서 언급 한 피드백에 의해 제한됩니다.
• @supercat 그래서 당신 (또는 책)은 만약 $ \ rho T $가 상수이면, $ T $를 증가 시키면 융합 반응이 감소한다고 말하고 있습니다. 나에게 잘못된 것 같습니다. 융합 반응의 $ T $ 의존성은 $ \ rho $ 의존성보다 훨씬 더 가파 릅니다. 사실 더 높은 질량의 주 계열 별들의 중심 밀도와 압력은 낮습니다 .. 제한 요인은 가장 무거운 별의 복사 압력입니다. 덜 무거운 별의 중앙 온도는 더 낮습니다. '만큼 높을 필요가 없기 때문입니다.
• 이 책이 말하는 내용에 대한 나의 이해는 주어진 압력에서 온도를 높이면 항성 물질의 밀도가 충분히 감소하여 융합 속도를 줄일 수 있다는 것입니다. 기온 상승이 ' 융합 속도를 감소시키지 않는다면 왜 별이 수백만 년 동안 지속될 수 있을까요?