Responder:
Cero, hipotéticamente.
Explicación:
Una enana negra es lo que quedaría (hipotéticamente) cuando una enana blanca perdió toda su energía. Por lo tanto, la energía sería cero y la temperatura sería la misma que el espacio, 2-3 grados K. Como no se genera energía (las enanas blancas ya no generan calor, solo lo pierden lentamente en el espacio), el rango sería cero.
La existencia de enanas negras es completamente hipotética, ya que se estima que tomará más de un billón de años para que una estrella se enfríe completamente, y el universo no tiene ni siquiera 14 mil millones de años. Las enanas blancas más antiguas conocidas tienen alrededor de 11 mil millones de años y todavía rondan los 3000 grados.
¿Qué determina si una estrella evolucionará en una enana blanca, un agujero negro o una estrella de neutrones?
Misa de la estrella. El límite de Chandra shekher dice que las estrellas con una masa inferior a 1,4 masa solar se convertirán en enanas blancas. Las estrellas grandes con más masa dicen que 8 o 10 masas solares se convertirán en supernova y se convertirán en estrella de neutrones o agujero negro,
¿Qué es una estrella enana negra? ¿Tiene existencia probada o es hipotética?
Las enanas negras son completamente hipotéticas. Una enana negra se considera la etapa final de una estrella de tamaño normal como nuestro Sol. Nuestro Sol tiene 4.500 millones de años y tiene suficiente hidrógeno para arder durante los próximos 4.500 millones de años. Después de 10 mil millones de años, el Sol habría quemado todo su hidrógeno a Helio, su núcleo se reducirá y las capas externas se expandirán. Esta etapa se llama la etapa del Gigante Rojo. En la etapa del gigante rojo, el Sol quemará aún más helio durante los próximos 100 m
En un sistema estelar binario, una pequeña enana blanca orbita a un compañero con un período de 52 años a una distancia de 20 A.U. ¿Cuál es la masa de la enana blanca suponiendo que la estrella compañera tiene una masa de 1.5 masas solares? Muchas gracias si alguien puede ayudar!
Usando la tercera ley de Kepler (simplificada para este caso particular), que establece una relación entre la distancia entre las estrellas y su período orbital, determinaremos la respuesta. La tercera ley de Kepler establece que: T ^ 2 propto a ^ 3 donde T representa el período orbital y a representa el eje semi-mayor de la órbita de la estrella. Suponiendo que las estrellas están orbitando en el mismo plano (es decir, la inclinación del eje de rotación con respecto al plano orbital es de 90º), podemos afirmar que el factor de proporcionalidad entre T ^ 2 y a ^ 3 está dado por: