Wie heiß muss ein Stern werden, bevor er als Stern betrachtet wird?

Wie heiß muss ein Stern werden, bevor er tatsächlich zum Stern wird? Warum muss es so heiß werden? Bitte finden Sie eine offizielle Seite, aus der Sie zitieren können, wenn Sie können.

Die Sternentemperatur ist eine interessante Frage, da die Temperatur in einem Stern sehr unterschiedlich ist. Ich denke, dass die relevantere Temperatur für diese Frage die Kerntemperatur des Sterns ist: Ein Stern entsteht, wenn er beginnt, Wasserstoff in seinem Kern zu verbrennen.

Schließlich beginnt Wasserstoff im Kern des Sterns zu verschmelzen, und der Rest des Hüllmaterials wird entfernt. Dies beendet die protostellare Phase und beginnt die Hauptsequenzphase des Sterns im H-R-Diagramm.

(Siehe diese Wikipedia-Seite )

Die Temperatur, die zum Verbrennen von Wasserstoff benötigt wird, beträgt 10 Millionen Kelvin . So heiß muss ein Stern sein, um als Stern zu gelten. Es muss so heiß werden, weil es sonst keinen Wasserstoff verbrennt und ein "gescheiterter Stern" wird: ein Brauner Zwerg .

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Die Oberflächentemperatur kann irreführend sein, da die Temperaturbereiche, in denen Laiensterne liegen, nicht nur von Sternen, sondern auch von anderen Objekten wie heißen Jupitern mit einer Oberflächentemperatur zwischen 1000 und 3000 K besiedelt sind .

Aus physikalischer Sicht

Aus physikalischer Sicht ist ein Objekt ein Stern, wenn es eine Kernfusion durchläuft, im Allgemeinen von Wasserstoffatomen in seinem Kern, unabhängig von seiner Temperatur!

Ein Stern wird nicht durch seine Temperatur bestimmt, sondern durch seine internen Prozesse.

Dies bedeutet, dass Jupiter, wenn er mit der Kernfusion beginnen würde, als ein Stern angesehen würde, wenn auch als ein winziger.

In diesem Fall ist es eine Ja / Nein-Unterscheidung, ob ein Objekt ein Stern ist.

Vom Standpunkt der Beobachtung aus gibt es 7 Gruppen, in die ein Stern fallen kann, sobald er als Stern eingestuft wird, und die durch seine Merkmale bestimmt werden.

Quelle: http://en.wikipedia.org/wiki/Star#Classification

Klasse Temperatur
O: 33.000 K +
B: 10,500-30,000 K
A: 7,500-10,000 K
F: 6,000-7,200 K
G: 5,500-6,000 K
K: 4,000-5,250 K
M: 2,600-3,850 K

Hinweis: Drei weitere Klassifizierungen LT und Y wurden am kälteren Ende dieser Liste hinzugefügt, aber ich bin mir nicht sicher, ob die Grenzpunkte so ausgelassen wurden.

Aber seltsamerweise werden sie nicht nach Temperatur, sondern nach ihrem Spektrum klassifiziert. Es kommt einfach so vor, dass ihr Spektrum mit ihrer Temperatur korreliert! Die Temperatur, von der hier gesprochen wird, bezieht sich auf die Photosphäre des Sterns (wo die Photonen frei strömen), nicht auf seinen Kern (wo Photonen aus laufenden Fusionsreaktionen erzeugt werden).

Zwergsterne haben jedoch ein eigenes Klassifizierungssystem, dem der Buchstabe D vorangestellt ist.

Zitat aus Wiki-Artikel:

Weiße Zwergsterne haben eine eigene Klasse, die mit dem Buchstaben D beginnt. Diese wird in Abhängigkeit von den im Spektrum vorkommenden Linienarten in die Klassen DA, DB, DC, DO, DZ und DQ unterteilt. Darauf folgt ein numerischer Wert, der den Temperaturindex angibt.

Wie andere Antworten bereits sagten, wird die Definition eines "Sterns" im Allgemeinen als ein Objekt verstanden, das eine ausreichende Wasserstofffusion durchläuft, um ein Gleichgewicht zwischen der durch die Fusion erzeugten Energie und der Energie, die es ausstrahlt, zu erreichen. Die genaue Definition variiert, hat jedoch keinen großen Einfluss auf diese Antwort.

Wenn "Sterne" jung sind, sind sie groß, und ihre Kerne sind zu kalt, um eine Wasserstofffusion auszulösen. Sie ziehen sich dann zusammen und die Wasserstofffusion beginnt, wenn ihre Kerne etwa 3 Millionen K erreichen (siehe z. B. Burrows et al. 1997) .

Warum so heiß? Weil die Coulomb-Abstoßung zwischen positiv geladenen Protonen die Fusion verhindert. Die Fusionsreaktion verläuft durch quantenmechanisches Tunneln, erfordert aber auch dann, dass die Protonen über ausreichende kinetische Energie verfügen, um ihre Coulomb-Abstoßung zumindest teilweise zu überwinden.

$0.075 M_{\odot}$ . Ihre Oberflächentemperaturen zu Beginn der Fusion liegen bei etwa 2800 K, aber dann kühlen sie weiter ab, so dass die ältesten in unserer Galaxie jetzt bei 2300 K und "L-Zwergen" liegen könnten (siehe z. B. Chabrier & Baraffe 1997 ).

Rote Riesen sind jedoch auch Sterne - entweder brennender Wasserstoff oder Helium oder beides in Schalen um einen inerten Kern. Ihre Innentemperaturen sind viel höher als die oben beschriebenen Objekte mit geringer Masse, aber da sie sehr groß sind, können ihre Oberflächen sehr kühl sein. Die kühlsten roten Riesen haben auch Temperaturen um 2600-2800 K.