Svar:
Alt avhenger av størrelsen og massen av en stjerne.
Forklaring:
Alt avhenger av massen av en stjerne. Hovedsekvensen stjerner som vår Sun vil brenne sitt drivstoff i ca 9-10 milliarder år før de blir en rødgigant. I denne tilstanden vil de brenne Helium til Carbon i de neste millioner årene til de ikke har mer Helium igjen å brenne og er ikke tette nok til å bun Carbon. På denne tiden vil den rødgudsunne kollapse på kjernen, da det ikke vil være noen fusjonsenergi som stopper solens innadvirkende tyngdekraft. Solen vil kaste det ytre lag i interstellare rom og forvandle seg til en hvit dverg en kjøligere ekstremt tett stjerne om jordens størrelse.
Stjerner større enn vår sønn Supergigantene rundt 5-8 ganger solens masse vil brenne drivstoffet mye raskere enn vår Sol, og vil også være tette nok til å til og med brenne karbon til andre elementer, det for fort til de ikke har noe annet å brenne og stjernen vil voldsomt eksplodere etterlater en nøytronstjerne som ved roterende raskt kalles pulsarer.
Stjerner enda større enn Super Giants 10-15 ganger massen av SUn vil brenne drivstoffet deres raskeste og bli de tetteste stjernene. Når de går Supernovae, vil de legge igjen de mest tette gjenstandene kjent som et svart hull.
Hva bestemmer om en stjerne vil utvikle seg til en hvit dverg, et svart hull eller en nøytronstjerne?
Massen av stjernen. Chandra Shekher-grensen sier at stjerner som har masse mindre enn 1,4 solmasse, vil bli hvit dverg. Store stjerner med mer masse sier 8 eller 10 solmasse vil bli supernova og forandre seg til neutronstjerne eller svart hull,
I et binært stjernesystem dreier en liten hvit dverg en følgesvenn med en periode på 52 år i en avstand på 20 A.U. Hva er massen av den hvite dverg som antar at følgesvennsstjernen har masse på 1,5 solmasser? Mange takk hvis noen kan hjelpe !?
Ved å bruke den tredje Kepler-loven (forenklet for dette tilfellet), som etablerer et forhold mellom avstanden mellom stjerner og deres orbitale periode, skal vi avgjøre svaret. Tredje Kepler-loven fastslår at: T ^ 2 propto a ^ 3 hvor T representerer omløpsperiode og a representerer den halve hovedaksjonen av stjernebanen. Forutsatt at stjernene er omkrets i samme plan (det vil si at tilbakegangsaksen i forhold til orbitalplanet er 90º), kan vi bekrefte at proporsjonsfaktoren mellom T ^ 2 og a ^ 3 er gitt av: frac {G ( M_1 + M_2)} {4 pi ^ 2} = frac {a ^ 3} {T ^ 2} eller gi M_1 og M_2 på solmas
Hvorfor er det så mange dvergstjerner (rød og hvit) blant de nærmeste stjernene, men ingen blant de lyseste stjernene?
Hovedsakelig på grunn av temperaturer og størrelser. Det er en annen historie for hver type dvergstjerne som vi ikke kan se. Hvis du vurderer Proxima-Centauri, er Proxima-Centauri skjønt den nærmeste stjernen til Solen, men samtidig er den veldig svak på grunn av størrelsen og hovedsakelig på grunn av temperaturen. Det er et enkelt forhold mellom lysstyrke av et objekt vs. området og temperaturen. Det går slik. Luminosity prop Area * T ^ 4 Proxima-Centauri er en rød-dverg, rød farge indikerer at temperaturen er under 5000 grader celcius. Overflatetemperaturen til Proxi