¿Hay un límite para lo caliente que puede ser una estrella?

Creo que el tamaño y la masa no se correlacionan con la temperatura , pero nuevamente estos factores contribuyen a la presión interna.

Me gustaría saber si existe un límite para el calor que puede alcanzar una estrella y qué mecanismo(s) podría(n) hacer que una estrella se caliente de forma inusual .

También sé que la temperatura negativa que se produce en el láser es más caliente que una temperatura positiva, y ¿puede una estrella producir una temperatura negativa?

¿Núcleo o superficie? ¿Estable o durante el colapso? Creo que, durante el colapso y la formación de estrellas de neutrones, el núcleo alcanzará más de un billón de grados, pero una vez formada, la estrella de neutrones se enfría con bastante rapidez.

Respuestas (1)

Sí, hay un límite. Si el gradiente de presión de radiación excede la densidad local multiplicada por la gravedad local, entonces no es posible el equilibrio.

La presión de radiación depende de la cuarta potencia de la temperatura. Por lo tanto, el gradiente de presión de radiación depende de la tercera potencia de la temperatura multiplicada por el gradiente de temperatura.

Por lo tanto para la estabilidad

T 3 d T d r ≤ α ρ gramo ,
dónde ρ es la densidad, gramo es la gravedad local y α es una colección de constantes físicas, incluida la opacidad del material a la radiación. Debido a que debe haber un gradiente de temperatura en las estrellas (son más calientes en el interior que en el exterior), esto pone efectivamente un límite superior a la temperatura. Es esto lo que establece un límite superior de alrededor de 60.000-70.000 K a la temperatura de la superficie de las estrellas más masivas, que están dominadas por la presión de radiación.

En regiones de mayor densidad o gravedad, la presión de radiación no es un problema y las temperaturas pueden ser mucho más altas. Las temperaturas superficiales de las estrellas enanas blancas (alta densidad y gravedad) pueden ser de 100 000 K, las superficies de las estrellas de neutrones pueden superar el millón de K.

Por supuesto, los interiores estelares son mucho más densos y, en consecuencia, pueden ser mucho más calientes. Las temperaturas máximas allí están controladas por la rapidez con la que el calor se puede mover hacia el exterior por radiación o convección. Las temperaturas más altas de ∼ 10 11 K se alcanzan en los centros de las supernovas de colapso del núcleo. Por lo general, estas temperaturas son inalcanzables en una estrella porque el enfriamiento de los neutrinos puede transportar energía de manera muy efectiva. En los segundos finales de un CCSn, la densidad aumenta lo suficiente como para que los neutrinos queden atrapados y, por lo tanto, la energía potencial gravitatoria liberada por el colapso no pueda escapar libremente, de ahí las altas temperaturas.

En cuanto a la última parte de su pregunta, sí, se encuentran máseres astrofísicos en las envolturas de algunas estrellas evolucionadas. El mecanismo de bombeo todavía se debate. Las temperaturas de brillo de tales máseres pueden ser mucho más altas que las discutidas anteriormente.

Según The Disappearing Spoon , la velocidad a la que se produce la fusión en el núcleo de una estrella disminuye con la temperatura, por lo que parecería limitar las temperaturas en estrellas cuya principal fuente de calor es la fusión nuclear. Cuando las estrellas colapsan y generan calor a partir de la energía potencial convertida en lugar de la fusión, tales límites desaparecen, pero para las estrellas "estables", creo que serían el principal factor limitante.
@supercat No sé qué es Disappearing Spoon , pero está mal. Como puede juzgar por el hecho de que las estrellas masivas con temperaturas interiores más altas son órdenes de magnitud más luminosas.
@RobJeffries: Es un libro. No dice que todas las estrellas tengan la misma temperatura de equilibrio (claramente no la tienen), sino que para un nivel dado de presión, la velocidad de fusión disminuye con la temperatura. Las estrellas que son más masivas pueden alcanzar presiones más altas y, por lo tanto, tener temperaturas de equilibrio más altas, pero para una estrella con una cantidad particular de masa , las temperaturas que puede alcanzar la fusión estarán limitadas por la retroalimentación antes mencionada.
@supercat Así que tú (o el libro) estás diciendo que si ρ T es una constante, entonces a medida que aumenta T Disminuyen las reacciones de fusión. Me parece incorrecto. Él T La dependencia de las reacciones de fusión es mucho más pronunciada que la ρ dependencia. De hecho, la densidad central y la presión de las estrellas de secuencia principal de mayor masa son menores . El factor limitante es la presión de radiación en las estrellas más masivas. Las temperaturas centrales en estrellas menos masivas son más bajas, porque no necesitan ser tan altas.
Mi comprensión de lo que dice el libro es que a una presión dada, el aumento de las temperaturas reducirá la densidad de la materia estelar lo suficiente como para reducir la velocidad a la que se fusiona. Si el aumento de las temperaturas no reduce la tasa de fusión, ¿por qué las estrellas podrían durar millones de años?
@supercat Creo que leí la pregunta de manera diferente. Mi respuesta es cuán calientes pueden llegar a ser las estrellas en general. La respuesta es diferente si pregunta qué tan caliente puede llegar a ser una estrella de una masa determinada. Las reacciones de fusión actúan como un termostato y la alta dependencia de la temperatura significa que el interior estará solo un poco más caliente que el umbral de temperatura en el que una reacción en particular se vuelve significativa.
@supercat La premisa de su último comentario es incorrecta. En un gas ideal PAG ∝ ρ T . La velocidad de la reacción de fusión es ∝ ρ α T β . Para la cadena pp α = 1 , β = 4 . Para el proceso triple alfa α = 2 , pero β = 40 !. Las estrellas viven mucho tiempo porque los procesos de transferencia de energía actúan lo suficientemente rápido como para evitar que el núcleo se caliente: la luminosidad de una estrella es la energía liberada por las reacciones nucleares. Si el núcleo se calentara, la presión aumentaría (aunque no en un gas degenerado), el núcleo se expandiría y se enfriaría . Es la T disminuida lo que importa.
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