Fråga:
Vad är den övre och nedre gränsen för temperaturer som finns på stjärnor?
user8
2013-09-25 05:48:52 UTC
view on stackexchange narkive permalink

Vilka är de mest extrema temperaturerna (både heta och kalla) stjärnor har upptäckts vid? Finns det en övre och nedre gräns för den detekterade temperaturen hos stjärnor?

Fyra svar:
#1
+17
Guillochon
2013-09-25 09:26:03 UTC
view on stackexchange narkive permalink

Svaret beror på vad du vill betrakta som en "stjärna". Om du bara tänker på stjärnor i huvudsekvensen, kan du bara hänvisa till de klassiska bokstäverna " OBAFGKM" (som relativt nyligen har utvidgats till rymma de coolaste bruna dvärgarna med bokstäverna "LTY"), där O-stjärnor är de hetaste stjärnorna (~ 30 000 K) och Y-stjärnor är de kallaste, så kallade "rumstemperatur" -stjärnorna (~ 300 K).

Självgraviterande, gasformiga föremål är oförmögna att smälta deuterium under cirka 13 Jupiter-massor och därmed helt enkelt kollapsa och kyla ständigt (som är fallet för alla jätteplaneter i vårt solsystem). Dessa objekt kan vara kallare än 300 K men är inte tekniskt stjärnor eftersom de inte genomgår kärnfusion.

För stjärnor som lämnar huvudsekvensen är två möjliga resultat en vit dvärgstjärna eller en neutronstjärna, som båda föds extremt heta: Vita dvärgar föds med yttemperaturer på ~ 10 ^ 9 K, medan neutronstjärnor föds med yttemperaturer på ~ 10 ^ 12 K. Men både vita dvärgar och neutronstjärnor svalnar när de åldras, med de kallaste vita dvärgarna som är ~ 3000 K, och neutronstjärnor svalnar till ~ 10 ^ 6 K.

Så för att svara på den första delen av din fråga: De kallaste kända stjärnorna är Y-stjärnor (dvs. bruna dvärgar) och de hetaste kända stjärnorna är antingen O-stjärnor eller unga neutronstjärnor, beroende på om du tänker på objekt som har lämnat huvudsekvensen eller inte.

Och när det gäller strikta nedre och övre gränser är de kallaste stjärnorna troligtvis svarta dvärgar, vilket är vad vita dvärgar blir efter kylning för en mycket lång tid (> 10 ^ 15 år). De hetaste stjärnorna är sannolikt de nyfödda neutronstjärnorna som jag nämnde tidigare, det är väldigt svårt att bli mycket varmare än 10 ^ 12 K eftersom överflödig energi transporteras bort via neutriner.

+1 Bra svar, vad är de hetaste och kallaste stjärnorna som någonsin upptäckts. Jag visste inte att stjärnor kunde vara så coola, otroligt!
Vad sägs om http://en.wikipedia.org/wiki/Quark_star
Sannolikt skulle de inte vara varmare än normala unga neutronstjärnor, eftersom deras ytor fortfarande skulle svalna via neutrinoemission, vilket är mycket effektivt vid temperaturer över 10 ^ 10 K.
Hur får du den här gränsen på 10 ^ 10K? Teori? Kan du förklara exakt hur du får det här?
+1 Men jag tror att de hetaste temperaturerna för NS och WD kan vara för höga och återspegla kärntemperaturen snarare än yttemperaturen?
#2
+4
jmarina
2013-10-29 13:49:08 UTC
view on stackexchange narkive permalink

Den här frågan har redan ett mycket bra svar, jag vill bara lägga till några detaljer.

http://www.astro.ucla.edu/~wright/BBhistory.html

Här säger att när universum var 10 ^ -33 cm i diameter var dess temperatur 10 ^ 32K. Därför borde det vara den absoluta maximala temperaturen som kan nås i detta universum, och så bör den maximala temperaturen för en stjärna vara under den; väldigt intressant vad Guillochon sa ovan, att neutriner tar bort överflödig energi över 10 ^ 12K.

En stjärnas färg ger bort sin temperatur. Det är intressant att notera att korona för en stjärna inklusive vår sol kan vara över en miljon K trots att yttemperaturen för vår stjärna är cirka 6000 K.

http: // sv. wikipedia.org/wiki/Corona

Även i stjärnkärnor börjar vätefusion till helium vid 3 miljoner K, medan kolfusion börjar vid över 500 miljoner K och kiselfusion börjar vid över 2700 miljoner K för jämförelse.

Mest irrelevant.
#3
+3
HDE 226868
2018-06-12 05:02:17 UTC
view on stackexchange narkive permalink

De hetaste stjärnorna - och här antar jag att "stjärna" utesluter stjärnrester som vita dvärgar, neutronstjärnor och andra exotiska kompakta föremål - är sannolikt Wolf-Rayet-stjärnor, en klass av heta, vätebristiga stjärnor som kännetecknas av uttömning av väte och märkbara kol-, kväve- och syrelinjer. Den massiva undergruppen Population I är troligtvis tidigare O-typ huvudmassstjärnor med exceptionellt starka stjärnvindar.

Guillochons svar nämner att stjärnor av O-typ ofta har yta temperaturer på cirka 30 000 K. Många, - om inte mest - Wolf-Rayet-stjärnor överskrider det drastiskt. Några av de hetaste kan vara Wolf-Rayet-komponenterna i binärfilerna AB7 och AB8 , i Small Magellanic Moln. Båda har normala följeslagare av O-typ, som också är extremt heta. Maximaltemperaturerna för Wolf-Rayet-komponenterna kan dock vara 105 000 K respektive 141 000 K (Wikipedia citerar Shenar et al. (2016) här).

Nu, här är problemet. Det är notoriskt svårt att bestämma temperaturerna för Wolf-Rayet-stjärnor med önskad noggrannhet. Varför? Det beror till stor del på deras starka vindar och höga massförluster. Delar av atmosfären och vindarna är optiskt tjocka, vilket innebär att vi inte nödvändigtvis kan observera var "ytan", som normalt beskrivs i stjärnastrofysik, ligger. Låt oss därför komma ihåg att de listade temperaturerna kan vara lite av - även om Wolf-Rayet-stjärnor fortfarande är ganska tydligt hetare än vanliga stjärnor av O-typ.

#4
+1
ShroomZed
2019-05-29 00:26:02 UTC
view on stackexchange narkive permalink

De hetaste stjärnorna som fortfarande smälter samman i sina kärnor är Wolf-Rayet-stjärnor som befinner sig i yttersta änden av WC-sekvensen, lämpligt klassificerade som WO-stjärnor, som visar framträdande syreemissionslinjer. Den hetaste kända stjärnan är WR 102, som har en spektral typ av WO2 och en yttemperatur på 210 000 Kelvin.

WR 102 tros ha en massa av ~ 16,7 solmassor. Eftersom detta är en högutvecklad Wolf-Rayet-stjärna består majoriteten av denna massa av den smältande kärnan med ett mycket tunt strålningsskikt som omger den. Som referens är tröskeln för att vara en stjärna av O-typ cirka 16 solmassor, med bara en bråkdel av den massan som smältkärnan. Det betyder att WR 102 förmodligen började med cirka 50-60 solmassor vid ZAMS.

Vid denna tidpunkt är det okänt vad som exakt producerar en WO-stjärna, oavsett om det är ett evolutionärt stadium efter att vara en WC-stjärna eller om det tar en extraordinär massiv stjärna som går direkt till WO efter att ha skiftat genom ett WN-steg . Antalet för närvarande kända WO-stjärnor finns i enkelsiffrorna så det finns fortfarande mycket att lära sig om den här typen av stjärnor.



Denna fråga och svar översattes automatiskt från det engelska språket.Det ursprungliga innehållet finns tillgängligt på stackexchange, vilket vi tackar för cc by-sa 3.0-licensen som det distribueras under.
Loading...