Cevap:
Hepsi bir Yıldızın büyüklüğüne ve kütlesine bağlıdır.
Açıklama:
Hepsi bir Yıldızın kütlesine bağlıdır. Güneşimiz gibi ana dizilim yıldızları, bir Redgiant olmadan önce yaklaşık 9-10 Milyar yıl boyunca yakıtlarını yakacak. Bu durumda, önümüzdeki birkaç milyon yıl boyunca Helyum'u Karbon'a yakacaklar ve yakacak Helyumları kalmayacak ve Karbon toplayacak kadar yoğun değillerdir. Bu zamanda, Redgiant Sun, Güneş'in içsel hareketini durduran hiçbir füzyon enerjisi olmayacağından çekirdeğinin üzerinde çökecek. Güneş, dış katmanlarını yıldızlararası uzaya döker ve kendisini Dünya'nın Boyutuyla ilgili daha yoğun ve daha soğuk bir Yıldız olan Beyaz cüceye dönüştürür.
Güneş'imizden daha büyük olan Yıldızlar Süper, Güneş kütlesinin yaklaşık 5-8 katı olan devleri yakıtlarını Güneş'imizden çok daha hızlı yakacak ve aynı zamanda karbonu diğer elementlere bile yakacak kadar yoğun olacak, başka bir şey bulana kadar çok hızlı olacak Yakmak ve Yıldız hızla patlayacak bir nötron yıldızını geride bırakarak hızla dönecek şekilde Pulsars denir.
Süper Devler'den bile daha büyük olan yıldızlar bile SUn kütlesinin 10-15 katı yakıtlarını en hızlı yakacak ve en yoğun yıldızlar olacaktır. Süpernova'ya gittiklerinde A kara deliği olarak bilinen en yoğun nesneleri geride bırakacaklar.
Bir yıldızın bir beyaz cüceye, bir kara deliğe mi yoksa bir nötron yıldızına mı dönüşeceğini belirler?
Yıldızın kütlesi. Chandra şekeri limiti, 1.4 güneş kütlesinden daha az kütleye sahip olan yıldızların beyaz cüce olacağını söylüyor. Daha fazla kütleye sahip olan büyük yıldızlar 8 veya 10 güneş kütlesinin süpernovaya dönüşeceğini ve nötron yıldızı veya kara deliğe dönüşeceğini söyler.
İkili bir yıldız sisteminde, küçük bir beyaz cüce 20 A.U. uzaklıktaki 52 yıllık bir süreye eşlik eder. Eşlik eden yıldızın 1.5 güneş kütlesi kütlesi olduğunu varsayarsak, beyaz cücenin kütlesi nedir? Herkes yardım edebilirse çok teşekkürler !?
Yıldızlar ve yörünge periyotları arasındaki mesafeyi belirleyen üçüncü Kepler yasasını (bu özel durum için basitleştirilmiş) kullanarak cevabı belirleyeceğiz. Üçüncü Kepler yasası şunları belirler: T ^ 2, '^' nin T yörünge periyodunu temsil ettiği ve a, yıldız yörüngesinin yarı-ana eksenini temsil eder. Yıldızların aynı düzlemde yuvarlandığı varsayılarak (yani, yörünge düzlemine göre dönme ekseninin eğimi 90º) olduğu varsayımıyla, T ^ 2 ile a ^ 3 arasındaki orantılılık faktörünün şö
Yüzey sıcaklığı olur. beyaz cüceler olarak sınıflandırılan yıldızların yıldızları genellikle süper yıldız olarak sınıflandırılan yıldızlarınkinden daha yüksek veya daha düşük mü?
Her ikisi de. Bir yıldız evrimin beyaz cüce aşamasına girdiğinde, artık herhangi bir füzyon reaksiyonuna girmez, bu nedenle artık herhangi bir enerji üretmez. Beyaz cücenin sıcaklığı yıldızın novasından kalan artık sıcaklıktır. Bu sıcaklık başlamak için çok yüksek olabilir (yaklaşık 100.000 K civarında), ancak sürekli azalacak. Uzay arka plan sıcaklığından (2-3K) daha yüksek bir sıcaklığa sahip olduğu sürece, beyaz bir cüce olarak kabul edilir, böylece 5 K'da beyaz bir cüceye sahip olabilirsiniz. 2-3K'ya ulaştığında siyah cüce olarak adlandırılır