Вас пока дождешься сам все решишь. Не понимаю, я дал за задание и не кто даже не захотел его решить людям из интернет урока, ответы верны у меня 4 за эту работу.
1. 3, 1, 4, 2
3. T1 = 365 суток
T2 = T1 корень (R2/R1) в третьей степени = 365 корень 30.1 в третьей степени = 365 * 165.13 = 60272,45 суток или 165.13 лет
4. В них происходит формирование зведз, и в них есть огромные иоазбые звезды которые формируются.
5. Дано
U= 14.4 * 10 в степени 3 км/с
H= 72 км/с*Мnk
r-?
Решение
U=Hr r= U/H
r= 14.4 * 10 в степени 3 км/с = 2*10 в степени 2 Mnk = 200 Mnk
7,2 * 10 км/с*Mnk
ответ: r=200Mnk
6. Финал звездной эволюции определяется рядом факторов: массой звезды, ее вращением, магнитным полем, входит ли звезда в состав тесной двойной системы или нет, начальным химическим составом. В дальнейшем ради упрощения ограничимся рассмотрением изолированной невращающейся немагнитной звезды. В этом случае конечная фаза в жизни звезды зависит, главным образом, от ее массы. Но не только. На исход эволюции звезды в значительной степени оказывает влияние потеря вещества звездой. Неопределенности этого процесса не позволяют однозначно связать заключительные стадии звезды с ее начальной массой, однако исследования показывают три возможных исхода звездной эволюции.
1. При начальной массе меньше примерно (неопределенность этой оценки составляет ) звезда эволюционирует в спокойном режиме. В конце своей жизни она, сбросив подавляющую часть массы в виде звездного ветра и оболочек - так называемых планетарных туманностей, превращается в белый карлик.
Если начальная масса звезда превышает примерно , то ее эволюция заканчивается катастрофой: она взрывается как сверхновая.
Что же остается на месте взорвавшейся сверхновой звезды?
2. В том случае, когда масса звездного остатка не превышает , образуется нейтронная звезда ( что это такое - см. ниже. §§ 39, 40). Как показывают исследования этот вариант реализуется, по-видимому, тогда, когда начальная масса звезда заключена в пределах .
3. Если масса остатка сверхновой больше (соответственно, начальная масса звезда больше ), то силы давления не в состоянии уравновесить силу гравитации, и он будет сжиматься, превращаясь в черную дыру (см. § 41).
Вас пока дождешься сам все решишь. Не понимаю, я дал за задание и не кто даже не захотел его решить людям из интернет урока, ответы верны у меня 4 за эту работу.
1. 3, 1, 4, 2
3. T1 = 365 суток
T2 = T1 корень (R2/R1) в третьей степени = 365 корень 30.1 в третьей степени = 365 * 165.13 = 60272,45 суток или 165.13 лет
4. В них происходит формирование зведз, и в них есть огромные иоазбые звезды которые формируются.
5. Дано
U= 14.4 * 10 в степени 3 км/с
H= 72 км/с*Мnk
r-?
Решение
U=Hr r= U/H
r= 14.4 * 10 в степени 3 км/с = 2*10 в степени 2 Mnk = 200 Mnk
7,2 * 10 км/с*Mnk
ответ: r=200Mnk
6. Финал звездной эволюции определяется рядом факторов: массой звезды, ее вращением, магнитным полем, входит ли звезда в состав тесной двойной системы или нет, начальным химическим составом. В дальнейшем ради упрощения ограничимся рассмотрением изолированной невращающейся немагнитной звезды. В этом случае конечная фаза в жизни звезды зависит, главным образом, от ее массы. Но не только. На исход эволюции звезды в значительной степени оказывает влияние потеря вещества звездой. Неопределенности этого процесса не позволяют однозначно связать заключительные стадии звезды с ее начальной массой, однако исследования показывают три возможных исхода звездной эволюции.
1. При начальной массе меньше примерно (неопределенность этой оценки составляет ) звезда эволюционирует в спокойном режиме. В конце своей жизни она, сбросив подавляющую часть массы в виде звездного ветра и оболочек - так называемых планетарных туманностей, превращается в белый карлик.
Если начальная масса звезда превышает примерно , то ее эволюция заканчивается катастрофой: она взрывается как сверхновая.
Что же остается на месте взорвавшейся сверхновой звезды?
2. В том случае, когда масса звездного остатка не превышает , образуется нейтронная звезда ( что это такое - см. ниже. §§ 39, 40). Как показывают исследования этот вариант реализуется, по-видимому, тогда, когда начальная масса звезда заключена в пределах .
3. Если масса остатка сверхновой больше (соответственно, начальная масса звезда больше ), то силы давления не в состоянии уравновесить силу гравитации, и он будет сжиматься, превращаясь в черную дыру (см. § 41).
ответ к заданию по физике
