Responder:
Un colapso masivo del núcleo de hierro requiere la conversión de protones en neutrones, lo que resulta en la emisión de neutrinos.
Explicación:
El núcleo de hierro de una estrella masiva debe resistir el colapso bajo la gravedad. Cuando el núcleo experimenta reacciones de fusión, esto resiste el colapso gravitacional. Una vez que la fusión se detiene, el colapso del núcleo se detiene por la presión de degeneración de los electrones. Este es efectivamente el principio de exclusión de Pauli que prohíbe que dos electrones estén en el mismo estado cuántico.
Si el núcleo tiene una masa de más de 1,4 masas solares, la presión de la degeneración de electrones ya no puede detener el colapso gravitacional. El núcleo en esta etapa se derrumba en una estrella de neutrones.
Para que la estrella de neutrones forme electrones y protones se combinan para convertirse en neutrones. Para preservar los números de bariones, se emite un neutrino en el proceso.
Por lo tanto, la formación de una estrella de neutrones produce un gran número de neutrinos.
¿Cuáles son las diferencias significativas entre la vida y el destino final de una estrella masiva y una estrella de tamaño medio como el sol?
Hay un montón Esta ilustración es perfecta para responder a su pregunta.
La densidad del núcleo de un planeta es rho_1 y la de la capa externa es rho_2. El radio del núcleo es R y el del planeta es 2R. El campo gravitacional en la superficie exterior del planeta es el mismo que en la superficie del núcleo, cuál es la relación rho / rho_2. ?
3 Supongamos que la masa del núcleo del planeta es m y la de la capa externa es m 'Entonces, el campo en la superficie del núcleo es (Gm) / R ^ 2 Y, en la superficie de la cubierta será (G (m + m ')) / (2R) ^ 2 Dado, ambos son iguales, entonces, (Gm) / R ^ 2 = (G (m + m')) / (2R) ^ 2 o, 4m = m + m 'o, m' = 3m Ahora, m = 4/3 pi R ^ 3 rho_1 (masa = volumen * densidad) y, m '= 4/3 pi ((2R) ^ 3 -R ^ 3) rho_2 = 4 / 3 pi 7R ^ 3 rho_2 Por lo tanto, 3m = 3 (4/3 pi R ^ 3 rho_1) = m '= 4/3 pi 7R ^ 3 rho_2 Entonces, rho_1 = 7/3 rho_2 o, (rho_1) / (rho_2 ) = 7/3
La estrella A tiene un paralaje de 0.04 segundos de arco. La estrella B tiene un paralaje de 0.02 segundos de arco. ¿Qué estrella está más alejada del sol? ¿Cuál es la distancia a la estrella A desde el sol, en parsecs? ¿Gracias?
La estrella B está más distante y su distancia del Sol es de 50 parsecs o 163 años luz. La relación entre la distancia de una estrella y su ángulo de paralaje viene dada por d = 1 / p, donde la distancia d se mide en parsecs (igual a 3.26 años luz) y el ángulo de paralaje p se mide en segundos de arco. Por lo tanto, la estrella A está a una distancia de 1 / 0.04 o 25 parsecs, mientras que la estrella B está a una distancia de 1 / 0.02 o 50 parsecs. Por lo tanto, la estrella B es más distante y su distancia del Sol es de 50 parsecs o 163 años luz.