답변:
답은 "별"로 고려할 대상에 따라 다릅니다. 메인 시퀀스의 별에 대해서만 생각하고 있다면 고전적인 별 모양의 문자 " OBAFGKM "( " LTY "라는 문자 가있는 가장 멋진 갈색 왜소 를 수용하도록 비교적 최근에 확장 된 )을 참조하면됩니다. O- 별 은 가장 핫한 별 (~ 30,000K)이고 Y- 별 은 가장 차가운 소위 "실온"별 (~ 300K)입니다.
자체 중력, 기체 물질은 약 13 목성 질량 이하의 중수소를 융합시킬 수 없으므로 단순히 태양계의 모든 거대한 행성의 경우와 같이 단순히 붕괴되고 냉각됩니다. 이러한 물체는 300K보다 차가울 수 있지만 핵융합을받지 않기 때문에 기술적으로 별이 아닙니다.
주 계열을 떠나는 별의 경우, 두 가지 가능한 결과는 백색 왜성 또는 중성자 별 이며, 둘 다 매우 뜨겁게 태어납니다. 백색 왜성은 ~ 10 ^ 9 K의 표면 온도로 태어나고 중성자 별은 표면으로 태어납니다. 그러나 백색 왜성과 중성자 별은 나이가 들어감에 따라 차가워지며 가장 차가운 것으로 알려진 백색 왜성 이 ~ 3,000K이고 중성자 별은 ~ 10 ^ 6K까지 냉각됩니다.
질문의 첫 번째 부분에 답하십시오. 알려진 가장 차가운 별은 Y- 별 (예 : 갈색 왜성)이고 가장 인기있는 별은 주 계열을 벗어난 물체를 고려하는지에 따라 O- 별 또는 젊은 중성자입니다. 또는 아닙니다.
그리고 엄격한 하한과 상한에 관해서는, 가장 차가운 별이 검은 왜성 일 가능성이 있는데, 이것은 매우 오랜 시간 (> 10 ^ 15 년) 동안 냉각 된 후 백색 왜성이 발생하는 것입니다. 가장 뜨거운 별은 내가 이전에 언급 한 새로 태어난 중성자 별일 가능성이 높습니다. 초과 에너지가 중성미자를 통해 운반되기 때문에 10 ^ 12K보다 훨씬 더 뜨거워지는 것은 매우 어렵습니다.
이 질문에는 이미 좋은 답변이 있습니다. 몇 가지 세부 정보를 추가하고 싶습니다.
http://www.astro.ucla.edu/~wright/BBhistory.html
우주의 지름이 10 ^ -33cm 일 때 온도는 10 ^ 32K 였다고합니다. 그러므로 그것은이 우주에서 도달 할 수있는 절대 최대 온도 여야하며, 따라서 별의 최대 온도는이 온도보다 낮아야합니다. 길로 촌이 위에서 말한 것 중 매우 흥미로운 것은 중성미자가 10 ^ 12K 이상의 과도한 에너지를 운반한다는 것입니다.
별의 색은 온도를 떨어 뜨립니다. 우리 태양의 표면 온도가 약 6000K이지만 태양을 포함한 별의 코로나가 백만 K를 훨씬 상회 할 수 있다는 점은 흥미 롭습니다.
http://en.wikipedia.org/wiki/Corona
또한 스텔라 코어에서 헬륨으로의 수소 융합은 3 백만 K에서 시작하는 반면, 탄소 융합은 5 억 K 이상에서 시작하고 실리콘 융합은 2 억 7 천만 K 이상에서 시작합니다.
가장 인기있는 별들-그리고 여기서, "스타"는 백색 왜성, 중성자 별들 및 다른 이국적인 소형 물체들과 같은 별들의 잔재를 배제한다고 가정합니다- 수소 고갈을 특징으로하는 뜨겁고 수소가 부족한 별 들인 Wolf-Rayet 별 들일 것입니다 그리고 눈에 띄는 탄소, 질소 및 산소 라인. 거대 인구 I 하위 유형은 아마도 별의 바람이 강한 전 O 형 고 질량 주 계열 성일 가능성이 높습니다.
기요 촌의 답변에 따르면 O 형 별의 표면 온도는 종종 약 30,000K입니다. 대부분은 아니지만 대부분의 Wolf-Rayet 별은 그 온도를 급격히 초과합니다. 가장 인기있는 일부는 Small Magellanic Cloud에서 바이너리 AB7 및 AB8 의 Wolf-Rayet 구성 요소 일 수 있습니다 . 둘 다 정상적인 O 형 컴패니언을 가지고 있으며, 매우 뜨겁습니다. 그러나 Wolf-Rayet 구성 요소의 최대 온도는 각각 105,000K 및 141,000K 입니다 (Wikipedia cites Shenar et al. (2016) ).
자, 여기 문제가 있습니다. Wolf-Rayet 별의 온도를 원하는 정확도 로 결정하는 것은 매우 어렵습니다 . 왜? 글쎄, 그것은 주로 풍성한 바람과 높은 질량 손실률 때문입니다. 대기와 바람의 일부는 광학적으로 두껍습니다. 즉, 천체 천체 물리학에서 일반적으로 설명하는 "표면"이 어디에 있는지 반드시 관찰 할 수는 없습니다. 따라서 Wolf-Rayet 별은 여전히 일반적인 O 형 별보다 훨씬 더 뜨겁지 만 나열된 온도가 약간 떨어질 수 있음을 명심하십시오.
여전히 핵심에 융합되어있는 가장 인기있는 별은 WC 시퀀스의 맨 끝에있는 Wolf-Rayet 별이며, WO별로 적절하게 분류되어 눈에 띄는 산소 방출 선을 표시합니다. 가장 잘 알려진 스타는 WR 102이며, 스펙트럼 유형은 WO2이고 표면 온도는 210,000Kelvin입니다.
WR 102는 ~ 16.7 태양 질량의 질량으로 생각됩니다. 이것은 고도로 진화 된 Wolf-Rayet 별이므로,이 질량의 대부분은 매우 얇은 복사 층을 가진 융합 코어로 구성되어 있습니다. 참고로, O 형 별의 임계 값은 약 16 태양 질량이며, 그 질량의 일부만 융합 코어입니다. 이것은 WR 102가 아마도 ZAMS에서 약 50-60 태양 질량으로 시작했음을 의미합니다.
이 시점에서 WC 스타가 된 이후의 진화 단계인지 또는 WN 스테이지를 통해 이동 한 후 WO로 바로가는 엄청난 별이 필요한지 여부에 따라 WO 스타를 정확히 생성하는 것은 알 수 없습니다. 현재 알려진 WO 별의 수는 한 자리 숫자이므로 이러한 종류의 별에 대해 여전히 배울 점이 많습니다.