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星の進化に関する質問。

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絶対等級や等時線を使用せずに、星の年齢と進化状態をどのように知ることができますか？
恒星の年齢を推定する通常の方法には、等時線近似が含まれます。また、その絶対等級を有効温度および見かけの等級と相関させることにより、星の半径を推定するのにも役立ちます。これらの測定値や証拠となる変動の観察がない場合、星の年齢と進化の状態をどのように推測するのでしょうか？ 単一の高解像度スペクトルを唯一のデータポイントとすると、星の年齢と進化の状態を正確に推測するのはどれほど簡単ですか。たとえば、赤い矮星と赤い巨人の間で、T _ {\ mathrm {eff}} = 4000〜\ mathrm {K}のスペクトルはどのように異なりますか？または年齢層の2つの赤い矮星の間に2〜\ mathrm {} Gyrとし、8〜\ mathrm {} Gyrと？(R≳50000)(R≳50000)(R\gtrsim 50000)Teff=4000 KTeff=4000 KT_{\mathrm{eff}} = 4000~\mathrm{K}2 Gyr2 Gyr2~\mathrm{Gyr}8 Gyr8 Gyr8~\mathrm{Gyr} 良い答えは、表面重力(logg)(log⁡g)(\log g)がスペクトル線にどのように影響するか（そしてこれが恒星の質量と半径にどのように関係するか）、進化のさまざまな段階でより強く観測できる要素、およびジャイロクロノロジーのいくつかの観測結果を説明できます。
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中性子星の最終的な目的地は何ですか？
私が理解しているように、中性子星は、超新星で死滅する星の非常に明るく、非常に高速で回転するコアとして生まれます。しかし、いくつかのウェブサイトは、数年の歳月の中、中性子星の表面温度は数から落ちることを教え兆へのケルビンだけで数百万ケルビン。さらに、時間の経過とともに中性子星の回転速度も大幅に低下します。 これは問題を提起します：中性子星の最終的な運命は何ですか？それは常にひどく磁気的で、熱くて高速で回転し続けますか、それともずっと弱い磁場を持つ何らかの形の冷たい、非常に密な星のコアに劣化し続けますか？永遠に（または少なくとも数千億年）高レベル？
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太陽は赤い巨大な形でゆっくり回転しますか？
太陽が水素を使い果たして融合すると、サイズが大きくなります。私の質問は、回転するアイススケート選手が腕を伸ばして角速度を下げるように、回転が遅くなるのでしょうか。より頻繁な太陽フレアやおそらくより暗いスポットなど、より遅いダイナモ（プラズマの大きなボール）にはどのような結果が伴いますか？
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太陽（または他の星）で生成された酸素はどうなりますか？
核融合により、太陽は（少なくとも、いつかは）酸素を含むすべての元素の原子を生成することができます。そして、少なくとも地球化学では、酸素、水素、および少量の熱を組み合わせると水が得られます。または、リチウムと酸素と熱が酸化リチウムを生成します。これらの個々のコンポーネントはすべて、太陽のような星で簡単に入手できます。 だから私の質問は、太陽（または他の星、現在、未来、または過去）によって生成された酸素が、星の大気に存在する他の元素と（たとえば、酸化または燃焼プロセスを通じて）化学的に反応するかどうかです。 ？ あるいは、より一般的には、星の核融合によって形成された元素が化学的に相互作用して、より複雑な分子を生成するのでしょうか（そうでない場合は、なぜそうでないのでしょうか）。
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どのようにして太陽（または、さらに言えば星）が進化するかを知るにはどうすればよいでしょうか。
太陽の進化の経路はいくらか詳細に説明されていますが、微妙な違いはさておき、何十年もの間そのように説明されてきました-地球を覆う赤い巨星のステージ、ヘリウムの閃光など。 60年代以降、そうではないとしても、このような予測が行われています。 どのようにしてそれが起こるのか、そして記述されているタイムスケールでそれを知るのですか？太陽の質量と組成を測定/推定し、核物理学-核融合エネルギーなどの理解とニュートン物理学の理解（またはアインシュタインを呼び出さなければならないか？）を使用する場合、予測は必然的に失敗しますか？ 予測が間違っていませんか？初期条件に対する特定の計算の感度などが原因で、不確実性の重要な尺度はありますか？ 私たちの太陽の赤い巨大な未来は確固たる結論ですか、それとも他の人たちの間でありそうな可能性であり、それが最も可能性が高いと思われるという理由だけで一般的に話されていますか？
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オーバーコンタクトバイナリスターシステムはどのくらい持続しますか？
私は最近、両方の星の質量がほぼ等しいオーバーコンタクト連星系VFTS 352について読みました。私が（マスメディアタイプの出版物で）読んだすべてのレポートは、システムには2つの運命の1つがあると述べています。2つの星が合体するか、超新星になるでしょう。しかし、これはいつ起こるのでしょうか？ コンタクトバイナリのウィキペディアページには、数百万から数十億年の寿命があると書かれていますが、オーバーコンタクトバイナリの場合は違いません。また、彼らはしばしば数ヶ月から数年の寿命を持つ一般的なエンベロープと混同されており、そのスペクトルのどこに過剰接触があるのか​​（または実際にはその区別が何であるのか、接触バイナリのページに記載されているため、それらはエンベロープを共有します。これは一般的なエンベロープの定義に聞こえます）。また、両方の星の質量がほぼ等しいことが寿命に影響を与えるかどうかもわかりません。 私が読んだマスメディアの記事は、合併や超新星がすぐに起こっていることを暗示していましたが、これが人間のスケール（月）か銀河のスケール（何百万年）のスケールであるのかわかりません。
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低質量恒星残骸対地球の特性
地球は、（低質量の）恒星の残骸とどのように違いますか？それは、核融合を停止し、その外層が吹き飛ばされました。 恒星の残骸は、地球と同じくらい豊富な元素で終わるのでしょうか？ つまり、星が死んだときに星が物質を多く失って、残骸が物質の退化した形にならない可能性はありますか？
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タイプAの星でH_deltaが目立つのはなぜですか？
私は、H線がタイプAの星で最も顕著であり、HRダイアグラムのより極端なタイプの星ではそれほど顕著ではないことを実際に理解しています。しかし、なぜO型やF型などのより極端な型の星では目立たないのか疑問に思っていました。F型の星の場合、これは正しくない可能性があります。非常に少ないので）Hバルマーラインは多くありません。ただし、O型の星でEW Hが低い理由がよくわかりません。誰かがこれを説明してくれますか、ありがとう！δδ\deltaδδ\deltaδδ\delta
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Ia型超新星がII型よりも多くの鉄を生成するのはなぜですか
天文学に関する私のコースブックは次のように述べています。 古い星は鉄よりも酸素の量が多いようです。説明は、これらのより古い星が形成されていた当時はタイプII超新星が一般的でしたが、タイプIaはそうではなかったということです。それで、後にタイプIaがより一般的になったとき、-今はより若い-スターはより高い鉄存在量で形成されました。 タイプIa超新星はタイプIIより鉄の濃縮に優れているのに、これらのタイプII超新星は酸素量が多いほど優れている-または鉄の生成があまり得意ではない（そしてその理由）？
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