¿Cuál es el límite superior e inferior de las temperaturas que se encuentran en las estrellas?

La respuesta depende de lo que quieras considerar como una "estrella". Si solo está pensando en estrellas en la secuencia principal , entonces puede referirse a las letras clásicas de tipo estelar, " OBAFGKM " (que se ha ampliado relativamente recientemente para acomodar las enanas marrones más geniales con las letras "LTY"), donde Las estrellas O son las estrellas más calientes (~30 000 K) y las estrellas Y son las más frías, las llamadas estrellas de "temperatura ambiente" (~300 K).

Los objetos gaseosos autogravitatorios son incapaces de fusionar deuterio por debajo de unas 13 masas de Júpiter y, por lo tanto, simplemente colapsan y se enfrían perpetuamente (como es el caso de todos los planetas gigantes de nuestro sistema solar). Estos objetos pueden tener una temperatura inferior a 300 K, pero técnicamente no son estrellas, ya que no experimentan fusión nuclear.

Para las estrellas que abandonan la secuencia principal, dos posibles resultados son una estrella enana blanca o una estrella de neutrones , las cuales nacen extremadamente calientes: las enanas blancas nacen con temperaturas superficiales de ~10^9 K, mientras que las estrellas de neutrones nacen con temperaturas superficiales temperaturas de ~ 10 ^ 12 K. Sin embargo, tanto las enanas blancas como las estrellas de neutrones se enfrían a medida que envejecen, siendo las enanas blancas más frías conocidas ~ 3000 K, y las estrellas de neutrones se enfrían a ~ 10 ^ 6 K.

Entonces, para responder a la primera parte de su pregunta: las estrellas más frías conocidas son las estrellas Y (es decir, las enanas marrones) y las estrellas más calientes conocidas son las estrellas O o las estrellas de neutrones jóvenes, dependiendo de si considera objetos que han dejado la secuencia principal O no.

Y en cuanto a los límites estrictos inferior y superior, las estrellas más frías posibles son probablemente enanas negras , que es en lo que se convierten las enanas blancas después de enfriarse durante mucho tiempo (> 10 ^ 15 años). Las estrellas más calientes son probablemente las estrellas de neutrones recién nacidas que mencioné anteriormente, es muy difícil calentarse mucho más de 10 ^ 12 K porque cualquier exceso de energía se lleva a través de los neutrinos.

Esta pregunta ya tiene una muy buena respuesta, solo me gustaría agregar algunos detalles.

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

Dice aquí que cuando el universo tenía 10^-33cm de diámetro, su temperatura era de 10^32K. Por lo tanto, esa debería ser la temperatura máxima absoluta alcanzable en este universo, por lo que la temperatura máxima de una estrella debería estar por debajo de eso; muy interesante lo que dijo Guillochon arriba, que los neutrinos se llevan el exceso de energía por encima de 10^12K.

El color de una estrella delata su temperatura. Es interesante notar que la corona de una estrella, incluido nuestro Sol, puede tener más de un millón de K, aunque la temperatura de la superficie de nuestra estrella es de alrededor de 6000 K.

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

Además, en los núcleos estelares, la fusión de hidrógeno en helio comienza a los 3 millones de K, mientras que la fusión de carbono comienza a más de 500 millones de K, y la fusión de silicio comienza a más de 2700 millones de K para comparar.

Las estrellas más calientes, y aquí, asumo que "estrella" excluye remanentes estelares como enanas blancas, estrellas de neutrones y otros objetos compactos exóticos, son probablemente estrellas Wolf-Rayet , una clase de estrellas calientes con deficiencia de hidrógeno caracterizadas por el agotamiento de hidrógeno. y líneas notables de carbono, nitrógeno y oxígeno. El subtipo masivo de Población I son probablemente antiguas estrellas de secuencia principal de gran masa de tipo O con vientos estelares excepcionalmente fuertes.

La respuesta de Guillochon menciona que las estrellas de tipo O a menudo tienen temperaturas superficiales de alrededor de 30,000 K. Muchas, si no la mayoría, de las estrellas Wolf-Rayet superan eso en cantidades drásticas. Algunos de los más calientes pueden ser los componentes Wolf-Rayet de los binarios AB7 y AB8 , en la Pequeña Nube de Magallanes. Ambos tienen compañeros normales de tipo O, que también son extremadamente atractivos. Sin embargo, las temperaturas máximas para los componentes de Wolf-Rayet pueden ser de 105 000 K y 141 000 K, respectivamente (Wikipedia cita a Shenar et al. (2016) aquí).

Ahora, aquí está el problema. Es notoriamente difícil determinar las temperaturas de las estrellas Wolf-Rayet con la precisión deseada. ¿Por qué? Bueno, en gran parte se debe a sus vientos estelares y sus altas tasas de pérdida de masa. Partes de las atmósferas y los vientos son ópticamente gruesos, lo que significa que no necesariamente podemos observar dónde se encuentra la "superficie", como se describe normalmente en la astrofísica estelar. Por lo tanto, tengamos en cuenta que las temperaturas enumeradas pueden variar un poco, aunque las estrellas Wolf-Rayet todavía son claramente más calientes que las estrellas normales de tipo O.

Las estrellas más calientes que aún se están fusionando en sus núcleos son las estrellas Wolf-Rayet que se encuentran en el extremo de la secuencia WC, clasificadas apropiadamente como estrellas WO, que muestran líneas de emisión de oxígeno prominentes. La estrella más caliente conocida es WR 102, que tiene un tipo espectral de WO2 y una temperatura superficial de 210 000 Kelvin.

Se cree que WR 102 tiene una masa de ~16,7 masas solares. Dado que se trata de una estrella Wolf-Rayet altamente evolucionada, la mayor parte de esta masa está compuesta por el núcleo en fusión con una capa radiativa muy delgada que lo rodea. Como referencia, el umbral para ser una estrella de tipo O es de aproximadamente 16 masas solares, con solo una fracción de esa masa en el núcleo de fusión. Esto significa que WR 102 probablemente comenzó con alrededor de 50-60 masas solares en ZAMS.

En este punto, se desconoce qué produce exactamente una estrella WO, si es una etapa evolutiva después de ser una estrella WC o si se necesita una estrella extraordinariamente masiva que pasa directamente a WO después de pasar por una etapa WN. El número de estrellas WO conocidas actualmente es de un solo dígito, por lo que todavía hay mucho que aprender sobre este tipo de estrellas.