Responder:
Una enana negra es hipotetizada como la etapa final del ciclo de vida de una estrella similar al Sol.
Explicación:
Una enana negra es hipotetizada como la etapa final del ciclo de vida de una estrella similar al Sol. Cuando el Sol quema todo su hidrógeno en helio, su núcleo se contraerá y se reorganizará, expandiendo sus capas externas o formando una Estrella Redgiante. En esta etapa, quemará helio durante los próximos 100 millones de años a Carbono y cuando salga del helio, se reorganizará una vez más, ya que el Sol en la etapa del Gigante Rojo no será lo suficientemente denso para fusionar el Carbono con otros elementos más pesados. Con calma derramará sus capas exteriores y se convertirá en una enana blanca.
Los científicos han planteado la hipótesis de que en esta etapa, el Sol seguirá irradiando calor y Energía durante las próximas decenas de cientos de miles de millones de años hasta que se quede sin calor. Esto se llama un enano negro. Dado que el universo todavía es demasiado joven, es imposible encontrar enanas negras.
¿Cómo se ve una enana negra?
De cerca: Más lejos:
¿Qué es una estrella enana negra? ¿Tiene existencia probada o es hipotética?
Las enanas negras son completamente hipotéticas. Una enana negra se considera la etapa final de una estrella de tamaño normal como nuestro Sol. Nuestro Sol tiene 4.500 millones de años y tiene suficiente hidrógeno para arder durante los próximos 4.500 millones de años. Después de 10 mil millones de años, el Sol habría quemado todo su hidrógeno a Helio, su núcleo se reducirá y las capas externas se expandirán. Esta etapa se llama la etapa del Gigante Rojo. En la etapa del gigante rojo, el Sol quemará aún más helio durante los próximos 100 m
En un sistema estelar binario, una pequeña enana blanca orbita a un compañero con un período de 52 años a una distancia de 20 A.U. ¿Cuál es la masa de la enana blanca suponiendo que la estrella compañera tiene una masa de 1.5 masas solares? Muchas gracias si alguien puede ayudar!
Usando la tercera ley de Kepler (simplificada para este caso particular), que establece una relación entre la distancia entre las estrellas y su período orbital, determinaremos la respuesta. La tercera ley de Kepler establece que: T ^ 2 propto a ^ 3 donde T representa el período orbital y a representa el eje semi-mayor de la órbita de la estrella. Suponiendo que las estrellas están orbitando en el mismo plano (es decir, la inclinación del eje de rotación con respecto al plano orbital es de 90º), podemos afirmar que el factor de proporcionalidad entre T ^ 2 y a ^ 3 está dado por: