Antworten:
Wenn die Wasserstoffverbrennung fast vorbei ist, wird der Stern zuerst zum Roten Riesen.
Erläuterung:
Die äußeren Schichten werden aufgebläht, um einen planetarischen Nebel zu bilden. Die innere Masse schrumpft und stoppt mit einem Druck, der als degenerativer Druck bekannt ist. Dies geschieht bei den meisten Sternen unter chandra sekhar limit. Da keine Verschmelzung stattfindet, wird der Stern durch Elektronendegenerationsdruck unterstützt.
Was ist gleich (f-g) (- 5)? Farbe (weiß) ("d") Farbe (weiß) ("d") f (x) = 2 + x "," Farbe (weiß) ("d") g (x) = x ^ 2 + 5
-33 Farbe (blau) ("Präambel") Beachten Sie, dass f und g nur Namen sind. Der Fragenposer hat diese Namen den angegebenen Gleichungsstrukturen zugewiesen. Wenn Sie also im Zusammenhang mit DIESER FRAGE den Namen g sehen, wissen Sie, dass sie über x ^ 2 + 5 ~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~ sprechen ~~~~~~~~~~~~~~ Farbe (blau) ("Beantworten der Frage") Legen Sie y_1 = f (Farbe (rot) (x)) = 2 + Farbe (rot) (x) fest Durch Ersetzen von (-5) für x haben wir: y_1 = f (Farbe (rot) (- 5)) = 2+ (Farbe (rot) (- 5)) = -3 ~~~~~~~~~~~~~~ ~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~ Set y_2 = g (Farbe (rot) (x)) = Farbe (rot) (x)
In einem Doppelsternsystem umkreist ein kleiner weißer Zwerg einen Begleiter mit einem Zeitraum von 52 Jahren in einem Abstand von 20 A.U. Was ist die Masse des Weißen Zwerges, wenn der Begleitstern eine Masse von 1,5 Sonnenmassen hat? Vielen Dank, wenn jemand helfen kann?
Anhand des dritten Kepler-Gesetzes (vereinfacht für diesen speziellen Fall), das eine Beziehung zwischen der Entfernung zwischen Sternen und ihrer Umlaufzeit feststellt, bestimmen wir die Antwort. Das dritte Kepler-Gesetz legt fest, dass: T 2 propto a ^ 3 ist, wobei T die Umlaufperiode und a die halbe Hauptachse der Sternbahn darstellt. Unter der Annahme, dass Sterne auf derselben Ebene umlaufen (dh die Neigung der Rotationsachse relativ zur Orbitalebene beträgt 90 °), können wir bestätigen, dass der Proportionalitätsfaktor zwischen T ^ 2 und a ^ 3 gegeben ist durch: frac {G ( M_1 + M_2)} {4 p
Warum ist ein weißer Zwerg heißer als ein roter Riesenstern?
Ein weißer Zwerg hat eine höhere Oberflächentemperatur als ein roter Riesenstern. Ein roter Riesenstern ist ein Stern mit hauptsächlich Heliumkern, der nicht heiß genug ist, um Fusionsreaktionen zu starten. Wasserstoff wird in einer Hülle um den Kern herum fusioniert. Durch die Wasserstoffschmelzschale dehnen sich die äußeren Schichten des Sterns stark aus. Um einen roten Riesen in die richtige Perspektive zu rücken, wird unsere Sonne, wenn sie zu einem roten Riesen wird, ungefähr so groß wie die Umlaufbahn der Erde. Der Kern eines roten Riesen wird also sehr heiß