Responder:
Principalmente debido a las temperaturas y tamaños.
Explicación:
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.
Luminosidad
Proxima-Centauri es un enano rojo, el color rojo indica que la temperatura es inferior a 5000
Por otro lado, las White Dwarf son extremadamente calientes, mucho más calientes que nuestro propio Sol en su etapa de secuencia principal. Esta inmensa temperatura de una enana blanca se debe principalmente a la presión en el núcleo. Las enanas blancas son bastante débiles y la temperatura no es la culpable en esta ocasión. Es el Área de la enana blanca que lo hace bastante débil. El área de una enana blanca típica es casi igual a la del tamaño de la Tierra, por lo que es muy difícil detectar un objeto tan débil a distancias tan largas, incluso considerando el Sirius B más cercano a nosotros con 8.6 años luz.
Mac tiene 25 canicas, de las cuales el 20% son rojas. Thayer tiene 20 canicas, de las cuales el 75% no son rojas. ¿Cuál es la diferencia absoluta entre el número de canicas rojas que tienen?
0 Mac tiene un 20% de 25 canicas de color rojo (blanco) ("XXX") = 20 / 100xx25 = 5 canicas rojas. Thayer tiene 20 canicas de las cuales el 75% no es rojo. 25% de las 20 canicas de Thayer son rojas. color (blanco) ("XXX") = 25 / 100xx20 = 5 canicas rojas. Por lo tanto, cada uno de ellos tiene 5 canicas rojas y la diferencia (absoluta) entre el número de canicas rojas que tienen es cero.
¿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
Sería la temperatura de la superficie. ¿Las estrellas clasificadas como enanas blancas son generalmente más altas o más bajas que las estrellas clasificadas como supergigantes?
Ambos. Cuando una estrella entra en la etapa de evolución de la enana blanca, ya no está experimentando ninguna reacción de fusión, por lo tanto ya no está generando energía. La temperatura de la enana blanca es la temperatura residual que queda de la nova de la estrella. Esta temperatura puede ser muy alta para comenzar (alrededor de 100,000K) pero disminuirá constantemente. Siempre que tenga una temperatura más alta que la temperatura de fondo del espacio (2-3 K), se considera una enana blanca, por lo que podría tener una enana blanca en la posición 5 K. Una vez que alcan