Cred că mărimea și masa nu se corelează cu temperatura , dar din nou acești factori contribuie la presiunea internă.
Aș dori să știu dacă există o limită la cât de fierbinte poate obține o stea și ce mecanisme ar putea determina o stea să se încălzească neobișnuit .
Știu, de asemenea, că temperatura negativă apare în laser este mai fierbinte decât o temperatură pozitivă și poate o stea să producă temperatură negativă?
Comentarii
- Miez sau suprafață? Stabil sau în timpul prăbușirii? Cred că, în timpul prăbușirii și formării stelelor de neutroni, nucleul va atinge peste un trilion de grade, dar odată format, steaua de neutroni se răcește destul de repede.
Răspuns
Da, există o limită. Dacă gradientul de presiune a radiației depășește densitatea locală înmulțită cu gravitația locală, atunci nu este posibil un echilibru.
Presiunea de radiație depinde de a patra putere a temperaturii. Prin urmare, gradientul de presiune a radiației depinde de a treia putere a temperaturii înmulțită cu gradientul de temperatură.
Prin urmare, pentru stabilitate $$ T ^ 3 \ frac {dT} {dr} \ leq \ alpha \ rho g, $$ unde $ \ rho $ este densitatea, $ g $ este gravitația locală și $ \ alpha $ este o colecție de constante fizice, inclusiv cât de opac este materialul față de radiații. Deoarece trebuie să existe un gradient de temperatură în stele (acestea sunt mai fierbinți în interior decât în exterior), acest lucru pune în mod eficient o limită superioară la temperatură. Aceasta stabilește o limită superioară de aproximativ 60.000-70.000 K la temperatura suprafeței celor mai masive stele, care sunt dominate de presiunea radiației.
În regiunile cu densitate mai mare sau cu o greutate mai mare, presiunea radiației este nu o astfel de problemă și temperaturile pot fi mult mai ridicate. Temperaturile de suprafață ale stelelor pitice albe (densitate și gravitație ridicate) pot fi de 100.000 K, suprafețele stelelor cu neutroni pot depăși un milion de K.
Desigur că interiorul stelar este mult mai dens și, prin urmare, poate fi mult mai cald. Temperaturile maxime de acolo sunt controlate de cât de repede poate fi deplasată căldura spre exterior prin radiații sau convecție. Cele mai ridicate temperaturi de $ \ sim 10 ^ {11} $ K sunt atinse în centrele supernovelor care se prăbușesc. În mod obișnuit, aceste temperaturi nu pot fi atinse într-o stea, deoarece răcirea cu neutrini poate duce energia departe foarte eficient. În ultimele secunde ale unui CCSn, densitatea devine suficient de mare încât neutrinii să fie prinși și astfel energia potențială gravitațională eliberată de prăbușire nu poate scăpa liber – de aici și temperaturile ridicate.
În ceea ce privește ultima parte a întrebare, da, există masers astrofizici găsiți în plicurile unor stele evoluate. Mecanismul de pompare este încă dezbătut. Temperaturile de luminozitate ale unor astfel de masere pot fi mult mai mari decât orice s-a discutat mai sus.
Comentarii
- Conform The Disappearing Spoon , rata la care se produce fuziunea în miezul unei stele se diminuează odată cu temperatura, așa că ar părea să limiteze temperaturile la stelele a căror sursă primară de căldură este fuziunea nucleară. Când stelele se prăbușesc și generează căldură din energia potențială convertită, mai degrabă decât din fuziune, astfel de limite ies pe fereastră, dar pentru " stabile " stele I ar crede că ' ar fi principalul factor limitativ.
- @supercat Nu știu ce este Lingura care dispare , dar ' e greșit. După cum puteți judeca din faptul că stelele masive cu temperaturi interioare mai ridicate sunt ordine de mărime mai luminoase.
- @RobJeffries: ' este o carte. Nu ' nu spune că toate stelele au aceeași temperatură de echilibru (în mod clar nu ' t), dar că pentru un nivel dat de presiunea viteza de fuziune scade cu temperatura. Stelele care sunt mai masive pot atinge presiuni mai mari și, prin urmare, au temperaturi de echilibru mai mari, dar pentru o stea cu o anumită cantitate de masă , temperaturile pe care le poate atinge fuziunea vor fi limitate de feedback-ul menționat anterior.
- @supercat Deci tu (sau cartea) spui că dacă $ \ rho T $ este o constantă, atunci pe măsură ce crești $ T $ reacțiile de fuziune scad. Mi se pare incorect. $ T $ -dependența reacțiilor de fuziune este mult mai abruptă decât $ \ rho $ dependența. De fapt, densitatea centrală și presiunea stelelor cu secvență principală de masă mai mare sunt mai mici .. Factorul limitativ este presiunea radiației în cele mai masive stele. Temperaturile centrale ale stelelor mai puțin masive sunt mai scăzute, deoarece nu trebuie să fie ' nu trebuie să fie la fel de ridicate.
- Înțeleg ceea ce spune cartea este că, la o presiune dată, creșterea temperaturilor va reduce densitatea materiei stelare suficient pentru a reduce rata la care se fuzionează. Dacă temperaturile în creștere nu ' nu reduc rata de fuziune, de ce ar putea stelele să dureze milioane de ani?