astro192

astro192



Ewolucja gwiazd małomasywnych - II


6)    Temperatura wystarcza do zapalenia Helu. Na początku proces przebiega lawinowo aż do chwili kiedy zostanie zniesiona degeneracja jądra. Wtedy zaczyna obowązywać równanie stanu gazu doskonałego, eskspansja jądra, ochłodzenie, a to spowoduje spadek wydajności reakcji jądrowych. Gwiazda emituje w tej fazie moc porównywalną z mocą całej galaktyki, ale trwa to krótko i zuzyte jest do zniesienia degeneracji.

7)    Faza palenia helu w jądrze (paliwa starcza na ok. miliarda lat). „Powtórzenie” etapu palenia H.


Wyszukiwarka

Podobne podstrony:
astro191 Ewolucja gwiazd małomasywnych - II 4)    Koniec ewolucji na ciągu głównym (1
astro190 Ewolucja gwiazd małomasywnych -1 0.8 M_s < M < 3 M_s 1)    Kurcząca si
astro193 Ewolucja gwiazd małomasywnych - III 8) Następuje odrzucenie otoczki (powstaje mgławica plan
astro194 Ewolucja gwiazd mało masywnych Gwiazdy o M < 0.5 M_S ewoluują bardzo wolno podążając do
astro151 Ewolucja gwiazd mało masywnych Evolution of the Sun Luminosity (L^
astro195 Ewolucja gwiazd masywnych M > 10 M_S Jądro nigdy me ulega degeneracji T zawsze wysoka w
IMG69 BLOK II, ZESTAW B f W wymienniku płaszczaworurowym chłodzi się 4140 kg/h brzeczki od temperat
astro140 Klasyfikacja Widmowa Kolor gwiazdy zależy od temperatury. Z prawa Wien’a oczekujemy dla gwi
238 (36) w temperaturze wyższej od 14 K (wtedy k - T = 1.99 • 10”22 J), to energia cieplna wystarcza

więcej podobnych podstron