¿Cómo varían las temperaturas estelares?

Esta pregunta tiene dos partes:

Temperaturas de la superficie

Un diagrama muy útil que muestra las temperaturas de la superficie y también te da la temperatura de cualquier estrella que puedas observar es el Diagrama de Herzsprung-Russell, este de le.ac.uk.

Como puede ver, el amarillo de nuestro propio sol lo ubica en los 4,5 kKelvin a 6 kKelvin, como se indica en la pregunta. Esta temperatura está hacia el extremo inferior del promedio. La secuencia principal, donde se encuentran la mayoría de las estrellas, supera los 20 kKelvin, y hay algunas en la región de los 40 kKelvin; no se muestran aquí porque son mucho más raras.

Las enanas blancas son un poco más calientes que nuestro sol, entre 6 kKelvin y 10 kKelvin.

Las estrellas de neutrones están muy lejos de la secuencia principal: ¡las jóvenes pueden tener más de 1 MKelvin!

Temperatura del núcleo:

Internamente, las temperaturas del núcleo dependen de la masa de la estrella. En nuestro sol, la energía se entrega a través del mecanismo de la cadena protón-protón, que se produce hasta unos 20 MKelvins, mientras que las estrellas más masivas pueden utilizar el ciclo de carbono-nitrógeno-oxígeno, que se produce a partir de unos 15 MKelvins.

Las diferencias se deben principalmente a las diferencias de convección y radiación: este extracto de la página de Secuencia principal de Wikipedia describe esto con cierto detalle:

Debido a que existe una diferencia de temperatura entre el núcleo y la superficie, o fotosfera, la energía se transporta hacia el exterior a través de la radiación y la convección. Una zona de radiación, donde la energía es transportada por radiación, es estable frente a la convección y hay muy poca mezcla del plasma. Por el contrario, en una zona de convección, la energía es transportada por el movimiento masivo del plasma, con el material más caliente ascendiendo y el material más frío descendiendo. La convección es un modo más eficiente para transportar energía que la radiación, pero solo ocurrirá en condiciones que creen un gradiente de temperatura pronunciado. En estrellas masivas (por encima de 10 masas solares) la tasa de generación de energía por el ciclo CNO es muy sensible a la temperatura, por lo que la fusión está muy concentrada en el núcleo. En consecuencia, hay un gradiente de temperatura alto en la región central, lo que da como resultado una zona de convección para un transporte de energía más eficiente. Esta mezcla de material alrededor del núcleo elimina la ceniza de helio de la región de combustión de hidrógeno, lo que permite que se consuma más hidrógeno en la estrella durante la vida útil de la secuencia principal. Las regiones exteriores de una estrella masiva transportan energía por radiación, con poca o ninguna convección. Las estrellas de masa intermedia como Sirio pueden transportar energía principalmente por radiación, con una pequeña región de convección en el núcleo. Las estrellas de tamaño medio y baja masa como el Sol tienen una región central que es estable frente a la convección, con una zona de convección cerca de la superficie que mezcla las capas exteriores. Esto da como resultado una acumulación constante de un núcleo rico en helio, rodeado por una región exterior rica en hidrógeno. Por el contrario, las estrellas frías de muy baja masa (menos de 0,4 masas solares) son convectivas en todo momento.

Aquí se lee: "La temperatura dentro de una estrella de neutrones recién formada es de alrededor de 10 ¹¹ a 10 ¹² kelvin".

Según el catálogo de enanas blancas identificadas espectroscópicamente de McCook y Sion, la enana blanca más caliente es RE J150208+661224 con 170 kK.

Leí en alguna parte que las WD más frías tienen Teffs entre 3000 y 4000 K. Si el universo fuera lo suficientemente viejo, las primeras WD ahora serían Black Dwarfs tan frías como el espacio que las rodea, 3 K.

Para estrellas no degeneradas, tenemos:

Posiblemente, la estrella de secuencia principal conocida más caliente es HD 93129 A con 52 kK. Las estrellas hipotéticas de Población III podrían ser más calientes que eso.

A modo de comparación, la temperatura del Sol es 5778 K (wikipedia).

La estrella de secuencia principal conocida más fría es posiblemente 2MASS J0523-1403 con solo 2075 K. El artículo de Dieterich sugiere que la estrella más fría posible no podría ser mucho más fría que eso, o de lo contrario no sería una estrella, sino una enana marrón.

Para fusores (objetos que fusionan hidrógeno - estrellas - más objetos que fusionan deuterio - enanas marrones), los modelos predicen que en la edad actual del universo un BD se habría enfriado a ~260 K (perdón por no recordar la referencia ahora). Al igual que los WD, los BD podrían ser tan fríos como el espacio si el universo tuviera la edad suficiente, supongo. Entonces, dejando de lado las enanas negras, parece que es seguro considerar los objetos más fríos que 260 K como planetas.

Tenga en cuenta que todas las temperaturas enumeradas aquí, excepto las de las estrellas de neutrones, son temperaturas medidas en la superficie de estas estrellas . Sus centros son mucho más calientes que eso.

Finalmente, me olvidé de otros objetos hipotéticos como estrellas Quark, estrellas Q, etc. No me sorprendería si (realmente existen fuera de la teoría) que sus temperaturas centrales fueran superiores a 10 ¹² kelvin.

¿Cuál sería la temperatura de un agujero negro supermasivo?