Odpowiedź:
Gwiazdy neutronowe są mniejsze i bardziej gęste. Białe karły są bardziej powszechne
Wyjaśnienie:
Biały karzeł jest trupem gwiazdy o niskiej masie (mniej niż 10-krotnie większej od masy Słońca). Pod koniec etapu bycia czerwonym olbrzymem zewnętrzny rdzeń dryfuje w przestrzeń, pozostawiając gorący gęsty rdzeń zwany białym karłem. Siły grawitacyjne przeciwdziałają degeneracji elektronowej zapobiegając dalszemu zapadnięciu się grawitacji. Ma większy promień niż gwiazda neuronowa.
Gwiazdy neutronowe to zwłoki gwiazd o dużej masie. W przeciwieństwie do białego karła, degeneracja elektronowa nie jest wystarczająca, aby zatrzymać dalsze załamanie grawitacyjne. Elektrony zostają zgniecione do jąder tworząc neutrony. Rdzeń zapada się w gwiazdę neutronową lub czarną dziurę. Gwiazdy neutronowe są mniejsze niż białe karły i znacznie bardziej gęste.
We Wszechświecie jest więcej gwiazd o niskiej masie, więc rozsądne jest założenie, że białe karły są bardziej powszechne
Jaka jest przybliżona średnica gwiazdy białego karła o masie Słońca?
Gdy gwiazda podobna do słońca stanie się białym karłem, jej średnica będzie równa średnicy Esrtha Około 12756 kilometrów w przeliczeniu na Wikipedię.
Jaka jest temperatura gwiazdy białego karła?
Nie ma ustalonej temperatury Biały karzeł jest normalną gwiazdą, która zapadła się, gdy jego paliwo się wypaliło, dając gęstość około 1000 kg / cm³. Biały karzeł nie ma paliwa, więc nie wytwarza ciepła i powoli ochładza się, dopóki nie wyemituje żadnego światła widzialnego, co czyni go czarnym karłem. Dlatego trudno jest ustawić temperaturę białych karłów w ogóle, ponieważ zależy to od tego, jak długo był bez paliwa.
W podwójnym układzie gwiazd mały biały karzeł krąży wokół towarzysza z okresem 52 lat w odległości 20 A.U. Jaka jest masa białego karła, zakładając, że gwiazda towarzysząca ma masę 1,5 masy Słońca? Wielkie dzięki, jeśli ktoś może pomóc !?
Korzystając z trzeciego prawa Keplera (uproszczonego w tym konkretnym przypadku), który ustala relację między odległością między gwiazdami a ich okresem orbitalnym, określimy odpowiedź. Trzecie prawo Keplera ustala, że: T ^ 2 propo a ^ 3, gdzie T oznacza okres orbitalny, a a oznacza pół-główną oś orbity gwiazdy. Zakładając, że gwiazdy krążą na tej samej płaszczyźnie (tj. Nachylenie osi obrotu względem płaszczyzny orbity wynosi 90º), możemy stwierdzić, że współczynnik proporcjonalności między T ^ 2 a ^ 3 jest określony przez: frac {G ( M_1 + M_2)} {4 pi ^ 2} = frak {a ^ 3} {T ^ 2} lub, podając M_1 i