Vraag:
Hoe variëren stellaire temperaturen?
Zoltán Schmidt
2013-09-26 21:40:43 UTC
view on stackexchange narkive permalink

De temperatuur van het oppervlak van de zon (fotosfeer) ligt tussen 4500 ° - 6000 ° Kelvin. Binnen in de kern is het ongeveer 15,7 miljoen graden Kelvin.

In andere soorten sterren (neutronensterren, witte dwergen, enz.), Wat is de temperatuur van deze gebieden (hoewel veel niet dezelfde lagen hebben ) en hoe kunnen ze zich verhouden tot de temperaturen van de zon?

Twee antwoorden:
#1
+6
Rory Alsop
2013-09-27 11:47:33 UTC
view on stackexchange narkive permalink

Deze vraag bestaat uit twee delen:

Oppervlaktetemperaturen

Een erg handig diagram dat de oppervlaktetemperaturen laat zien en je ook de temperatuur van een ster geeft u kunt zien is het Herzsprung-Russell-diagram, dit van le.ac.uk.

enter image description here

Zoals u kunt zien, is de gele van onze eigen zon plaatst het in de 4,5 kKelvin tot 6 kKelvin, zoals vermeld in de vraag. Deze temperatuur is gedaald naar de onderkant van het gemiddelde. De hoofdreeks, waar de meeste sterren zijn, is ongeveer 20 kKelvin, en er zijn er enkele tot de 40 kKelvin-regio - ze worden hier niet weergegeven omdat ze veel zeldzamer zijn.

Witte dwergen zijn een beetje heter dan onze zon - tussen 6 kKelvin en 10 kKelvin.

Neutronensterren zijn ver verwijderd van de hoofdreeks - jonge sterren kunnen meer dan 1 MKelvin zijn!

Kerntemperatuur:

Intern zijn de kerntemperaturen afhankelijk van de massa van de ster. In onze zon wordt energie geleverd via het proton-proton-kettingmechanisme, dat optreedt tot ongeveer 20 MKelvins, terwijl zwaardere sterren de koolstof-stikstof-zuurstofcyclus kunnen gebruiken - die plaatsvindt vanaf ongeveer 15 MKelvins.

De verschillen zijn voornamelijk te wijten aan convectie- en stralingsverschillen - dit uittreksel van Wikipedia's Main Sequence-pagina beschrijft dit in detail:

Omdat er een temperatuurverschil is tussen de kern en het oppervlak, of fotosfeer, energie wordt via straling en convectie naar buiten getransporteerd. Een stralingszone, waar energie door straling wordt getransporteerd, is stabiel tegen convectie en er is weinig menging van het plasma. Daarentegen wordt in een convectiezone de energie getransporteerd door bulkbeweging van plasma, waarbij heter materiaal stijgt en koeler materiaal daalt. Convectie is een efficiëntere modus om energie te vervoeren dan straling, maar het zal alleen plaatsvinden onder omstandigheden die een steile temperatuurgradiënt veroorzaken. In massieve sterren (meer dan 10 solaire massa) de snelheid van energieopwekking door de CNO-cyclus is erg gevoelig voor temperatuur, dus de fusie is sterk geconcentreerd in de kern. Bijgevolg is er een hoge temperatuurgradiënt in het kerngebied, wat resulteert in een convectiezone voor efficiënter energietransport. Deze menging van materiaal rond de kern verwijdert de heliumas uit het waterstofverbrandingsgebied, waardoor meer waterstof in de ster kan worden verbruikt tijdens de levensduur van de hoofdreeks. De buitenste regionen van een massieve ster transporteren energie door straling, met weinig of geen convectie. Tussenmassasterren zoals Sirius kunnen energie voornamelijk door straling transporteren, met een klein kernconvectiegebied. Middelgrote sterren met een lage massa zoals de zon hebben een kerngebied dat stabiel is tegen convectie, met een convectiezone nabij het oppervlak die de buitenste lagen mengt. Dit resulteert in een gestage opbouw van een heliumrijke kern, omgeven door een waterstofrijk buitengebied. Daarentegen zijn koele sterren met een zeer lage massa (minder dan 0,4 zonsmassa's) overal convectie. Het helium dat in de kern wordt geproduceerd, wordt dus over de ster verdeeld, waardoor een relatief uniforme atmosfeer en een verhoudingsgewijs langere levensduur van de hoofdreeks ontstaat.

#2
+2
Bruno Alessi
2014-01-31 20:39:35 UTC
view on stackexchange narkive permalink

Hier lees je: "De temperatuur in een nieuw gevormde neutronenster is van ongeveer 10 11 tot 10 12 kelvin."

Volgens de Spectroscopically Identified White Dwarfs -catalogus van McCook en Sion is de populairste White Dwarf RE J150208 + 661224 met 170 kK.

Ik heb ergens gelezen dat de koudste WD's Teffs hebben tussen 3000 en 4000 K. Als het universum oud genoeg zou zijn, zouden de eerste WD's nu Black Dwarfs zijn, zo koud als de ruimte om hen heen, 3 K.

Voor niet -gedegenereerde sterren, hebben we:

Mogelijk is de heetste bekende hoofdreeksster HD 93129 A met 52 kK. De hypothetische Populatie III-sterren zouden warmer zijn dan dat.

Ter vergelijking: de temperatuur van de zon is 5778 K (wikipedia).

De koudste bekende hoofdreeksster is mogelijk 2MASS J0523-1403 met slechts 2075 K. Dieterichs artikel suggereert dat de koudst mogelijke ster niet veel kouder zou kunnen zijn dan dat, anders zou het niet zo zijn teer, maar een bruine dwerg.

Voor fusoren (objecten die waterstof - sterren - plus objecten die deuterium versmelten - bruine dwergen) voorspellen modellen dat in de huidige leeftijd van het universum een ​​BD zou zijn afgekoeld tot ~ 260 K (sorry dat ik me de referentie nu niet meer kan herinneren). Net als WD's zouden BD's zo koud kunnen zijn als de ruimte als het universum oud genoeg zou zijn, denk ik. En afgezien van de zwarte dwergen lijkt het erop dat het veilig is om objecten die kouder zijn dan 260 K als planeten te beschouwen.

Merk op dat alle temperaturen die hier worden vermeld, behalve die van de neutronensterren, temperaturen zijn gemeten aan het oppervlak van deze sterren . Hun centra zijn veel heter dan dat.

Ten slotte vergat ik andere hypothetische objecten zoals Quark-sterren, Q-sterren, enz. Het zou me niet verbazen als (ze bestaan ​​echt buiten de theorie) dat hun centrale temperaturen zou hoger zijn dan 10 12 kelvin.

Wat zou de temperatuur zijn van een superzwaar zwart gat?



Deze Q&A is automatisch vertaald vanuit de Engelse taal.De originele inhoud is beschikbaar op stackexchange, waarvoor we bedanken voor de cc by-sa 3.0-licentie waaronder het wordt gedistribueerd.
Loading...