Responder:
Una estrella suficientemente masiva, aproximadamente 20 masas solares o más durante su vida de secuencia principal, terminará como una calabozo (http://en.wikipedia.org/wiki/Black_hole).
Explicación:
Para la mayoría de las estrellas, que finalmente incluye nuestro propio Sol, el colapso gravitatorio final del núcleo de la estrella muerta produce un objeto superdenso llamado enano blanco - aproximadamente un millón de veces más denso que el agua, tan masivo como el subíndice Syn pero no más grande que la Tierra.
En este nivel de densidad, los electrones se acumulan, forzados a estados de energía cada vez más altos debido a la densidad combinada con el Principio de Exclusión de Pauli, que evita que los electrones se acumulen en el número limitado de estados de baja energía. La energía agregada actúa contra la gravedad para equilibrar a la enana blanca, un fenómeno llamado presión de degeneración de electrones.
Pero no es infalible. Como descubrió Subrahmanyan Chandrasekhar (http://www.britannica.com/biography/Subrahmanyan-Chandrasekhar), si el núcleo estelar es aproximadamente 1.4 veces más masivo que el Sol o más, la gravedad supera la presión de la degeneración de los electrones. El colapso continúa, hasta que los electrones y los protones en la materia se ven obligados a unirse en un bulto gigante de neutrones.
Los neutrones luego producen su propia presión de degeneración para hacer una estrella neutrón, un objeto cuya densidad podría ser cientos de trillones (números de EE. UU.) tan densas como el agua: imagine dos masas solares comprimidas en el volumen que podríamos ver en una gran montaña en la Tierra.
Pero la presión de la degeneración de neutrones también falla cuando el núcleo tiene aproximadamente tres masas solares o más, lo que podemos obtener de una estrella que inicialmente tiene 20 masas solares. Ahora el colapso va hasta que nada puede escapar de la fuerza todopoderosa de la gravedad: un calabozo.
Y sabemos que están ahí fuera. Además de la evidencia indirecta en objetos tales como Cygnus X-1 (http://en.wikipedia.org/wiki/Cygnus_X-1), recientemente hemos encontrado una prueba directa del Detección de ondas gravitacionales. (http://www.ligo.caltech.edu/news/ligo20160211).
¿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.
¿Cuál es la diferencia en el destino de una estrella pequeña y una estrella muy masiva?
El sol se transformará en una enana blanca. Una secuencia principal La estrella, al igual que nuestro Sol, quemará su combustible lentamente a lo largo de su vida útil. Actualmente el Sol está fundiendo Hidrógeno a Helio. Lo ha estado haciendo durante aproximadamente 4.500 millones de años y continuará quemando hidrógeno durante los próximos 4.500 millones de años hasta que no pueda quemar más hidrógeno y todo lo que queda en su núcleo es helio. En este punto, el Sol expandirá sus capas externas transformándose en un Gigante Rojo. En esta etapa, el
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.