Responder:
Cuando la quema de hidrógeno está casi sobre la estrella, primero se convierte en gigante rojo.
Explicación:
Las capas externas se hinchan para formar una nebulosa planetaria. La masa interna se contrae y se detiene con una presión conocida como presión degenerativa. Esto sucede en la mayoría de las estrellas bajo el límite de Chandra Sekhar. Cuando no se produce fusión, la estrella está soportada por la presión de degeneración de los electrones.
¿Qué determina si una estrella evolucionará en una enana blanca, un agujero negro o una estrella de neutrones?
Misa de la estrella. El límite de Chandra shekher dice que las estrellas con una masa inferior a 1,4 masa solar se convertirán en enanas blancas. Las estrellas grandes con más masa dicen que 8 o 10 masas solares se convertirán en supernova y se convertirán en estrella de neutrones o agujero negro,
¿Cuál es la comparación entre una enana blanca y una estrella de neutrones? ¿Cuál de estos cadáveres estelares es más común? ¿Por qué?
Las estrellas de neutrones son más pequeñas y más densas. Las enanas blancas son más comunes Una enana blanca es el cadáver de una estrella de masa baja (menos de 10 veces la masa del sol). Al final de la etapa de ser un gigante rojo, el núcleo externo se desplaza hacia el espacio dejando un núcleo denso y caliente llamado enano blanco. Las fuerzas gravitacionales son contrarrestadas por la degeneración de los electrones, lo que evita un mayor colapso gravitacional Tiene un radio más grande que una estrella neuronal. Las estrellas de neutrones son el cadáver de las estrella
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: