En el núcleo de una estrella, ya sea de cualquier tipo, la presión y la temperatura son lo suficientemente altas como para comprimir los núcleos atómicos iniciando la fusión nuclear. Por ejemplo, los núcleos de hidrógeno se fusionan para formar helio y de helio a otros elementos más pesados, pero cuanto más pesado es el elemento, más presión y temperatura se requieren para fusionar ese elemento en un elemento mucho más pesado.
El Sol en su etapa de Secuencia principal quemará Hidrógeno en Helio y una vez que no tenga más hidrógeno para quemarlo quemará Helio, pero la fusión de Helio requiere mucha más densidad, lo que sugiere que el Sol será mucho más denso en su etapa de Gigante Rojo que la Secuencia principal de la etapa. A pesar de que el Sol en su etapa de Gigante Rojo será enorme y mucho más grande, no quemará elementos más pesados, elementos más pesados que el Carbón.
En las estrellas mucho más masivas, la presión y la temperatura dentro del núcleo son mucho más altas que el Sol, por lo que esta presión permite que se fusione más hidrógeno muy rápidamente, por lo que las estrellas más masivas tienden a vivir una vida corta. En contraste con el Sol, las estrellas masivas, mucho más masivas que nuestro Sol, aproximadamente 8 veces la masa de nuestro Sol, luego de que queman todo su helio en carbono también pueden quemar ese carbono en otros elementos más pesados como el Magnesio, Neón y Sodio, etc. pero no es que también puedan quemar magnesio en oxígeno, oxígeno en silicio y de silicio en hierro. La reacción de fusión se detiene después de que el núcleo de la estrella se llena con hierro, ya que el hierro es el elemento más estable.
Después de toda esta quema y fusión, las estrellas de masa más alta solo tienden a vivir unos pocos millones de años, ya que queman combustible mucho más rápido que las estrellas de masa baja.
Mi estrella tiene la temperatura de 3000 Kelvins. ¿Cómo utiliza la Ley de Wein para calcular la longitud de onda para la cual la intensidad de la radiación emitida por su estrella es la más alta?
Lambda_ {max} T = b; qquad b = 2.8977729 times10 ^ {- 3} quad mK lambda_ {max} = b / T = (2.8977720 times10 ^ {- 3} quad mK) / (3000 quad K) qquad qquad = 0.9659 quad mum = 965.9 quad nm
El potasio tiene una masa de 39,1 amu. El cloruro tiene una masa de 35,45 amu. Por la ley de conservación de la masa, ¿cuál es la masa del cloruro de potasio, cuando estos dos iones se combinan?
Simplemente se agregarán masas atómicas ya que la fórmula es KCl.
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.