Svar:
Rød gigant, hvit dverg og nebulær er sluttfasen av livet til en stjerne.
Forklaring:
Hovedsekvensstjerner under ca 8 solmasser, som vår Sun, smelter hydrogen til Helium i deres kjerner. Når tilførselen av hydrogen i kjernen er utmattet begynner kjernen å kollapse og oppvarmes. Dette starter fusjonsreaksjoner i lagene som omgir kjernen. Dette fører til at de ytre lagene av stjernen utvides til en rød gigant.
Den nå hovedsakelig Helium-kjerne kollapser og oppvarmer til Helium-fusjonen starter. Når Helium er utmattet, er den nå hovedsakelig karbon- og oksygenkjernen ikke massiv nok til å starte karbonfusjon. Kjernen danner nå en hvit dverg.
Større stjerner har en mer voldelig ende. Alle stjerner ende opp med en degenerert kjerne som enten er en hvit dverg, en nøytronstjerne eller et svart hull. De ytre lagene av stjernen, som hovedsakelig inneholder hydrogen, danner en gasssky, kalt en nebula. Nebulae kan også dannes fra gasser i interstellare rom som danner en sky.
Når en nebula kollapser under tyngdekraften, blir en ny stjerne født.
Hva er forskjellene mellom en nebula og en planetarisk nebula?
Nebula er en stor sky av gass og støv i rommet. Mange stjerner blir født på disse stedene. Noen av dem har masse omtrent en halv million ganger solens. Planetarisk nebula er en sky av gass puffet ut av en døende stjerne på slutten av sin røde gigantiske scene. Det ser ut som en ring fra jorden.
Hva er sammenligningen mellom en hvit dverg og en nøytronstjerne? Hvilke av disse stjernene er mer vanlige? Hvorfor?
Neutronstjerner er mindre og tettere. Hvite dverger er vanligere En hvit dverg er lik av en lavmassestjerne (mindre enn 10 ganger solens masse). På slutten av scenen for å være en rød gigant, går den ytre kjernen inn i rommet og forlater en varm tett kjerne kalt en hvit dverg. Gravitasjonskreftene motvirkes av elektron degenerasjon som hindrer ytterligere gravitasjonssammenbrudd. Den har en større radius enn en nevronstjerne. Neutronstjerner er liket av høymassestjerner. I motsetning til i en hvit dverg er ikke degenerasjon av elektronen tilstrekkelig til å stoppe ytterligere gravita
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