Responder:
Las estrellas mantienen su salida de energía a través de un proceso conocido como fusión.
Explicación:
Las estrellas se forman cuando una enorme nube de gas y polvo se colapsa debido a la gravedad. A medida que aumenta la masa, atrae más gas y polvo. Debido a la presión muy alta, el centro aumenta la temperatura y cuando alcanza aproximadamente 15 millones de grados K comienza la fusión de hidrógeno y nace una estrella. Permanece en la secuencia principal y la fusión continúa hasta agotar todo el hidrógeno.
Una estimación es que hay 1010 estrellas en la galaxia Vía Láctea, y que hay 1010 galaxias en el universo. Suponiendo que el número de estrellas en la Vía Láctea es el número promedio, ¿cuántas estrellas hay en el universo?
10 ^ 20 Supongo que tu 1010 significa 10 ^ 10. Entonces el número de estrellas es simplemente 10 ^ 10 * 10 ^ 10 = 10 ^ 20.
¿Por qué hay tantas estrellas enanas (rojas y blancas) entre las estrellas más cercanas, pero ninguna entre las estrellas más brillantes?
Principalmente debido a las temperaturas y tamaños. Hay una historia diferente para cada tipo de estrella enana que no podemos ver. Si está considerando Proxima-Centauri, Proxima-Centauri es la estrella más cercana al Sol, pero al mismo tiempo es muy débil debido a su tamaño y principalmente debido a su temperatura. Existe una relación simple entre la luminosidad de un objeto frente a su área y temperatura. Dice así. Área de prop de luminosidad * T ^ 4 Proxima-Centauri es una enana roja. El color rojo indica que la temperatura está por debajo de los 5000 grados centígr
¿Por qué las vidas de las estrellas binarias cercanas pueden diferir de las de las estrellas individuales?
Los sistemas estelares binarios cerrados tienen la capacidad de supernova. En un sistema estelar binario, la estrella más grande se convierte en un gigante rojo y luego se derrumba en una enana blanca. Algún tiempo después, la segunda estrella se convertirá en una gigante roja. Si las estrellas están lo suficientemente cerca, como en un sistema binario cerrado, la enana blanca acumulará material del gigante rojo. Cuando la enana blanca acumule material suficiente para acercarse al límite de Chandrasekhar de 1,44 masas solares, comenzará a colapsar. En este punto se iniciará la f