Каковы верхний и нижний предел температуры звезд?

Ответ зависит от того, что вы хотите считать «звездой». Если вы просто думаете о звездах на главной последовательности , то вы можете просто обратиться к классическим буквам звездного типа « OBAFGKM » (которые относительно недавно были расширены для включения самых крутых коричневых карликов с буквами «LTY»), где O-звезды — самые горячие звезды (~ 30 000 К), а Y-звезды — самые холодные, так называемые звезды «комнатной температуры» (~ 300 К).

Самогравитирующие газообразные объекты не способны синтезировать дейтерий ниже массы Юпитера примерно в 13 раз, поэтому они просто коллапсируют и постоянно остывают (как это происходит со всеми планетами-гигантами в нашей Солнечной системе). Эти объекты могут быть холоднее 300 К, но технически они не являются звездами, поскольку не подвергаются ядерному синтезу.

Для звезд, покинувших главную последовательность, возможны два исхода: белый карлик или нейтронная звезда , обе из которых рождаются чрезвычайно горячими: белые карлики рождаются с температурой поверхности ~10^9 К, тогда как нейтронные звезды рождаются с температурой поверхности температуры ~ 10 ^ 12 К. Однако и белые карлики, и нейтронные звезды остывают по мере старения, причем самые холодные из известных белых карликов имеют температуру ~ 3000 К, а нейтронные звезды охлаждаются до ~ 10 ^ 6 К.

Итак, чтобы ответить на первую часть вашего вопроса: самые холодные известные звезды — это Y-звезды (то есть коричневые карлики), а самые горячие известные звезды — это либо O-звезды, либо молодые нейтронные звезды, в зависимости от того, рассматриваете ли вы объекты, покинувшие главную последовательность. или не.

А что касается строгих нижних и верхних пределов, самые холодные из возможных звезд, вероятно , являются черными карликами , которыми становятся белые карлики после охлаждения в течение очень долгого времени (> 10 ^ 15 лет). Самыми горячими звездами, вероятно, являются только что родившиеся нейтронные звезды, о которых я упоминал ранее. Очень трудно стать намного горячее, чем 10 ^ 12 К, потому что любая избыточная энергия уносится нейтрино.

На этот вопрос уже есть очень хороший ответ, я просто хотел бы добавить несколько деталей.

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

Здесь говорится, что когда Вселенная была 10^-33см в диаметре, ее температура была 10^32К. Следовательно, это должна быть абсолютная максимальная температура, достижимая в этой вселенной, и поэтому максимальная температура звезды должна быть ниже этой; очень интересно то, что выше сказал Гийошон, что нейтрино уносят лишнюю энергию выше 10^12К.

Цвет звезды выдает ее температуру. Интересно отметить, что температура короны звезды, включая наше Солнце, может превышать миллион К, хотя температура поверхности нашей звезды составляет около 6000 К.

http://en.wikipedia.org/wiki/Корона

Кроме того, в звездных ядрах синтез водорода в гелий начинается при 3 миллионах К, в то время как синтез углерода начинается при температуре выше 500 миллионов К, а синтез кремния начинается при температуре более 2700 миллионов К для сравнения.

Самые горячие звезды — и здесь я предполагаю, что «звезда» исключает звездные остатки, такие как белые карлики, нейтронные звезды и другие экзотические компактные объекты, — это, вероятно , звезды Вольфа-Райе , класс горячих звезд с дефицитом водорода, характеризующихся истощением запасов водорода. и заметные линии углерода, азота и кислорода. Массивные подтипы населения I, вероятно, представляют собой бывшие массивные звезды главной последовательности O-типа с исключительно сильными звездными ветрами.

В ответе Гильошона упоминается, что звезды O-типа часто имеют температуру поверхности около 30 000 K. Многие, если не большинство, звезды Вольфа-Райе значительно превышают эту температуру. Одними из самых горячих могут быть компоненты Вольфа-Райе двойных систем AB7 и AB8 в Малом Магеллановом Облаке. У обоих есть обычные компаньоны O-типа, которые также чрезвычайно горячие. Однако максимальные температуры для компонентов Вольфа-Райе могут составлять 105 000 К и 141 000 К соответственно (здесь Википедия цитирует Шенара и др. (2016) ).

Вот в чем проблема. Общеизвестно, что определить температуру звезд Вольфа-Райе с желаемой точностью очень сложно. Почему? Ну, во многом это из-за их звездных ветров и высокой скорости потери массы. Части атмосферы и ветра оптически толстые, а это означает, что мы не обязательно можем наблюдать, где находится «поверхность», как обычно описывается в звездной астрофизике. Поэтому давайте иметь в виду, что указанные температуры могут быть немного неверными, хотя звезды Вольфа-Райе по-прежнему явно горячее, чем обычные звезды O-типа.

Самыми горячими звездами, которые все еще сливаются в своих ядрах, являются звезды Вольфа-Райе, которые находятся на крайнем конце последовательности WC, соответственно классифицируемые как звезды WO, которые демонстрируют заметные эмиссионные линии кислорода. Самая горячая известная звезда — WR 102, имеет спектральный класс WO2 и температуру поверхности 210 000 Кельвинов.

Считается, что масса WR 102 составляет ~ 16,7 массы Солнца. Поскольку это высокоразвитая звезда Вольфа-Райе, большая часть этой массы состоит из плавящегося ядра с очень тонким радиационным слоем, окружающим его. Для справки, порог для того, чтобы быть звездой O-типа, составляет около 16 солнечных масс, и лишь часть этой массы приходится на плавящееся ядро. Это означает, что WR 102, вероятно, началась с массой около 50-60 солнечных масс в ZAMS.

На данный момент неизвестно, что именно производит звезду WO, является ли это эволюционной стадией, следующей за звездой WC, или требуется необычайно массивная звезда, которая идет прямо к WO после перехода через стадию WN. Количество звезд WO, известных в настоящее время, исчисляется однозначными числами, поэтому еще многое предстоит узнать об этих звездах.