सबसे चरम तापमान (गर्म और ठंडे दोनों) तारों का क्या पता लगाया गया है? क्या तारों के ज्ञात तापमान के लिए एक ऊपरी और निचली सीमा है?
सबसे चरम तापमान (गर्म और ठंडे दोनों) तारों का क्या पता लगाया गया है? क्या तारों के ज्ञात तापमान के लिए एक ऊपरी और निचली सीमा है?
जवाबों:
जवाब इस बात पर निर्भर करता है कि आप "स्टार" के रूप में क्या विचार करना चाहते हैं। यदि आप मुख्य अनुक्रम पर सितारों के बारे में सोच रहे हैं , तो आप केवल शास्त्रीय तारकीय प्रकार के अक्षरों, " OBAFGKM " (जिसे अपेक्षाकृत हाल ही में "LTY" अक्षरों के साथ सबसे अच्छे भूरे रंग के बौनों को समायोजित करने के लिए बढ़ाया गया है ) को संदर्भित कर सकते हैं, जहां O- तारे सबसे गर्म तारे (~ 30,000 K) और Y- तारे सबसे ठंडे, तथाकथित "कमरे के तापमान" वाले तारे (~ 300 K) हैं।
सेल्फ-ग्रैविटेटिंग, गैसीय वस्तुएं लगभग 13 बृहस्पति द्रव्यमान के नीचे फ्यूजिंग ड्यूटेरियम के लिए अक्षम हैं, और इस प्रकार बस ढह जाती हैं और स्थायी रूप से शांत होती हैं (जैसा कि हमारे सौर मंडल के सभी विशाल ग्रहों के लिए होता है)। ये वस्तुएं 300 K से अधिक ठंडी हो सकती हैं लेकिन ये तकनीकी रूप से तारे नहीं हैं क्योंकि ये नाभिकीय संलयन से नहीं गुजरती हैं।
मुख्य अनुक्रम को छोड़ने वाले सितारों के लिए, दो संभावित परिणाम एक सफेद बौना तारा या एक न्यूट्रॉन स्टार हैं , जो दोनों बेहद गर्म पैदा होते हैं: सफेद बौने ~ 10 ^ 9 K के सतह के तापमान के साथ पैदा होते हैं, जबकि न्यूट्रॉन सितारे सतह पर पैदा होते हैं तापमान ~ 10 ^ 12 K. हालांकि, दोनों सफेद बौने और न्यूट्रॉन तारे उम्र के अनुसार ठंडा होते हैं, सबसे ठंडे ज्ञात सफेद बौने ~ 3,000 K और न्यूट्रॉन तारे ~ 10 ^ 6 K तक ठंडा होते हैं।
तो अपने प्रश्न के पहले भाग का उत्तर देने के लिए: सबसे ठंडे ज्ञात तारे Y- तारे (यानी ब्राउन बौने) हैं और सबसे गर्म ज्ञात तारे या तो O- तारे या युवा न्यूट्रॉन तारे हैं, इस पर निर्भर करता है कि आप उन वस्तुओं पर विचार करते हैं जो मुख्य अनुक्रम को छोड़ चुके हैं या नहीं।
और सख्त निचली और ऊपरी सीमाओं के लिए, संभवत: सबसे ठंडे तारे संभावित काले बौने होते हैं , जो कि बहुत लंबे समय तक (> 10 ^ 15 वर्ष) तक ठंडा करने के बाद सफेद बौने बन जाते हैं। सबसे गर्म तारों की संभावना नव-जन्म वाले न्यूट्रॉन सितारों की है जिसका मैंने पहले उल्लेख किया था, 10 ^ 12 K की तुलना में बहुत अधिक गर्म होना बहुत मुश्किल है क्योंकि न्यूट्रिनो के माध्यम से किसी भी अतिरिक्त ऊर्जा को दूर किया जाता है।
इस सवाल का पहले से ही बहुत अच्छा जवाब है, मैं कुछ विवरण जोड़ना चाहूंगा।
http://www.astro.ucla.edu/~wright/BBhistory.html
यहाँ कहते हैं कि जब ब्रह्मांड 10 ^ -33cm व्यास का था, तब इसका तापमान 10 ^ 32K था। इसलिए इस ब्रह्माण्ड में पूर्ण अधिकतम तापमान होना चाहिए, और इसलिए किसी तारे का अधिकतम तापमान इससे कम होना चाहिए; बहुत दिलचस्प है कि गिलोचोन ने ऊपर क्या कहा, कि न्यूट्रिनो 10 ^ 12K से अधिक अतिरिक्त ऊर्जा ले जाते हैं।
एक तारे का रंग उसके तापमान को दूर कर देता है। यह ध्यान रखना दिलचस्प है कि हमारे सूर्य सहित एक तारे का कोरोना एक मिलियन K से भी अच्छा हो सकता है, जबकि हमारे तारे का सतह का तापमान 6000 K के आसपास है।
http://en.wikipedia.org/wiki/Corona
इसके अलावा, तारकीय कोर में, हीलियम में हाइड्रोजन संलयन 3 मिलियन K से शुरू होता है, जबकि कार्बन संलयन 500 मिलियन K से ऊपर शुरू होता है, और तुलनात्मक रूप से सिलिकॉन संलयन 2700 मिलियन K से अधिक से शुरू होता है।
सबसे गर्म तारे - और यहाँ, मुझे लगता है कि "तारा" सफेद बौने, न्यूट्रॉन तारे और अन्य विदेशी कॉम्पैक्ट वस्तुओं जैसे तारकीय अवशेषों को छोड़कर - वुल्फ-रेएट तारे , गर्म, हाइड्रोजन-कमी वाले तारों के एक वर्ग में हाइड्रोजन विखंडन की विशेषता है। और ध्यान देने योग्य कार्बन, नाइट्रोजन और ऑक्सीजन लाइनें। बड़े पैमाने पर जनसंख्या I उप-प्रकार की संभावना पूर्व ओ-प्रकार के उच्च-द्रव्यमान वाले मुख्य अनुक्रम सितारों में असाधारण मजबूत तारकीय हवाओं के साथ होती है।
गुइलोकोन के जवाब में उल्लेख किया गया है कि ओ-प्रकार के तारों में अक्सर सतह का तापमान लगभग 30,000 K. कई होता है, यदि सबसे अधिक नहीं है - वुल्फ-रेयट तारे कठोर मात्रा से अधिक है। सबसे में से कुछ युग्मक की वुल्फ-Rayet घटक हो सकता है AB7 और AB8 , लघु मैगेलैनिक बादल में। दोनों में सामान्य ओ-प्रकार के साथी हैं, जो अत्यधिक गर्म भी हैं। हालांकि, वुल्फ-रेएट घटकों के लिए अधिकतम तापमान क्रमशः 105,000 K और 141,000 K हो सकता है (विकिपीडिया संसार एट अल। (2016) यहाँ)।
अब, यहाँ समस्या है। वांछित सटीकता के लिए वुल्फ-रेएट सितारों के तापमान को निर्धारित करना काफी मुश्किल है । क्यों? खैर, यह काफी हद तक उनके तारकीय हवाओं और उच्च जन-हानि दरों के कारण है। वायुमंडल और हवाओं के हिस्से वैकल्पिक रूप से मोटे हैं, जिसका अर्थ है कि हम आवश्यक रूप से "सतह" का निरीक्षण नहीं कर सकते हैं, जैसा कि आमतौर पर तारकीय खगोल भौतिकी में वर्णित है। इसलिए, ध्यान रखें कि सूचीबद्ध तापमान थोड़ा बंद हो सकता है - हालांकि वुल्फ-रेएट सितारे अभी भी सामान्य ओ-प्रकार के तारों की तुलना में काफी स्पष्ट रूप से गर्म हैं।
सबसे गर्म तारे जो अभी भी अपने कोर में फ्यूज कर रहे हैं, वोल्फ-रेएट तारे हैं जो WC अनुक्रम के चरम छोर पर हैं, जिन्हें उचित रूप से WO तारे के रूप में वर्गीकृत किया गया है, जो प्रमुख ऑक्सीजन उत्सर्जन लाइनों को प्रदर्शित करते हैं। सबसे प्रसिद्ध तारा WR 102 है, जिसका वर्णक्रम प्रकार WO2 और सतह का तापमान 210,000 केल्विन है।
डब्ल्यूआर 102 को ~ 16.7 सौर द्रव्यमान का एक द्रव्यमान माना जाता है। चूंकि यह एक अत्यधिक विकसित वुल्फ-रेएट तारा है, इसलिए इस द्रव्यमान का अधिकांश भाग फ्यूज़िंग कोर से बना होता है, जिसके चारों ओर बहुत पतली विकिरण की परत होती है। संदर्भ के लिए, ओ-टाइप स्टार होने की दहलीज लगभग 16 सौर द्रव्यमान है, जिसमें द्रव्यमान का एक अंश फ्यूजिंग कोर है। इसका मतलब है कि WR 102 शायद ZAMS में लगभग 50-60 सौर द्रव्यमानों के साथ शुरू हुआ।
इस बिंदु पर यह अज्ञात है कि वास्तव में एक डब्ल्यूओ स्टार क्या पैदा करता है, क्या यह डब्ल्यूसी स्टार होने के बाद एक विकासवादी चरण है या अगर यह एक असाधारण बड़े स्टार को लेता है जो डब्ल्यूएन चरण के माध्यम से शिफ्ट होने के बाद सीधे डब्ल्यूओ के पास जाता है। वर्तमान में ज्ञात WO सितारों की संख्या एकल अंकों में है इसलिए इन प्रकार के सितारों के बारे में अभी भी बहुत कुछ सीखना बाकी है।