Ik denk dat grootte en massa niet correleren met temperatuur , maar aan de andere kant dragen deze factoren bij aan de interne druk.
Ik zou graag willen weten of er een limiet is aan hoe heet een ster kan worden en welk mechanisme (s) een ster kan drijven om ongewoon heet te worden .
Ik weet ook dat een negatieve temperatuur die optreedt in een laser heter is dan een positieve temperatuur, en kan een ster een negatieve temperatuur produceren?
Reacties
- Kern of oppervlak? Stabiel of tijdens instorten? Ik denk dat tijdens de ineenstorting en vorming van neutronensterren de kern meer dan een biljoen graden zal bereiken, maar eenmaal gevormd koelt de neutronenster vrij snel af.
Antwoord
Ja, er is een limiet. Als de stralingsdrukgradiënt groter is dan de lokale dichtheid vermenigvuldigd met de lokale zwaartekracht, dan is er geen evenwicht mogelijk.
Stralingsdruk hangt af van de vierde macht van temperatuur. De stralingsdrukgradiënt hangt daarom af van de derde macht van de temperatuur vermenigvuldigd met de temperatuurgradiënt.
Vandaar voor stabiliteit $$ T ^ 3 \ frac {dT} {dr} \ leq \ alpha \ rho g, $$ waarbij $ \ rho $ de dichtheid is, $ g $ de plaatselijke zwaartekracht en $ \ alpha $ een verzameling fysische constanten is, inclusief hoe ondoorzichtig het materiaal is voor straling. Omdat er in sterren een temperatuurgradiënt moet zijn (ze zijn aan de binnenkant heter dan aan de buitenkant), legt dit effectief een bovengrens aan de temperatuur. Dit is dat een bovengrens van ongeveer 60.000-70.000 K stelt aan de oppervlaktetemperatuur van de zwaarste sterren, die worden gedomineerd door stralingsdruk.
In gebieden met een hogere dichtheid of hogere zwaartekracht is de stralingsdruk niet zon probleem en de temperaturen kunnen veel hoger zijn. De oppervlaktetemperaturen van witte dwergsterren (hoge dichtheid en zwaartekracht) kunnen 100.000 K bedragen, de oppervlakken van neutronensterren kunnen meer dan een miljoen K bedragen.
Natuurlijk zijn stellaire interieurs veel dichter en kunnen daardoor veel heter zijn. De maximale temperaturen daar worden bepaald door hoe snel warmte naar buiten kan worden verplaatst door straling of convectie. De allerhoogste temperaturen van $ \ sim 10 ^ {11} $ K worden bereikt in de centra van supernovae die de kern instorten. Normaal gesproken zijn deze temperaturen onbereikbaar in een ster omdat koeling door neutrinos energie zeer effectief kan afvoeren. In de laatste seconden van een CCSn wordt de dichtheid zo hoog dat neutrinos vast komen te zitten en dus kan de potentiële zwaartekrachtenergie die vrijkomt door de ineenstorting niet vrij ontsnappen – vandaar de hoge temperaturen.
Wat betreft het laatste deel van je vraag, ja, er zijn astrofysische masers gevonden in de enveloppen van sommige ontwikkelde sterren. Over het pompmechanisme wordt nog steeds gedebatteerd. De helderheidstemperaturen van dergelijke masers kunnen veel hoger zijn dan alles wat hierboven is besproken.
Opmerkingen
- Volgens The Disappearing Spoon , de snelheid waarmee fusie plaatsvindt in de kern van een ster neemt af met de temperatuur, dus het lijkt erop dat de temperatuur wordt beperkt in sterren waarvan de primaire warmtebron kernfusie is. Wanneer sterren instorten en warmte genereren uit omgezette potentiële energie in plaats van uit kernfusie, gaan dergelijke limieten buiten het raam, maar voor " stabiele " sterren I zouden denken dat ze ' d de primaire beperkende factor zijn.
- @supercat Ik weet niet wat Verdwijnende lepel is, maar het is ' s fout. Zoals je kunt afleiden uit het feit dat massieve sterren met hogere binnentemperaturen ordes van grootte helderder zijn.
- @RobJeffries: Het ' is een boek. Er staat niet ' t dat alle sterren dezelfde evenwichtstemperatuur hebben (ze hebben duidelijk geen ' t), maar dat voor een bepaald niveau van druk daalt de fusiesnelheid met de temperatuur. Sterren die zwaarder zijn, kunnen hogere drukken bereiken en hebben dus hogere evenwichtstemperaturen, maar voor een ster met een bepaalde hoeveelheid massa zullen de temperaturen die fusie kan bereiken worden beperkt door de bovengenoemde feedback. / li>
- @supercat Dus jij (of het boek) zegt dat als $ \ rho T $ een constante is, de reacties afnemen naarmate je $ T $ verhoogt. Lijkt mij onjuist. De $ T $ -afhankelijkheid van fusiereacties is veel groter dan de $ \ rho $ -afhankelijkheid. In feite is de centrale dichtheid en druk van hoofdreekssterren met een hogere massa lager . De beperkende factor is de stralingsdruk in de zwaarste sterren. De centrale temperaturen in minder zware sterren zijn lager, omdat ze niet ' t zo hoog hoeven te zijn.
- Ik begrijp wat het boek zegt dat bij een bepaalde druk, toenemende temperaturen de dichtheid van stellaire materie voldoende zullen verminderen om de snelheid waarmee het samensmelt te verminderen. Als stijgende temperaturen ' de fusiesnelheid niet verminderen, waarom zouden sterren dan miljoenen jaren meegaan?