Fundamentado en una simulación realizada por ordenador encargado de predecir la temperatura interna de una combinación de 30 MeV (350 GK) en un sistema binario de estrellas de neutrones (que genera un poderoso rayo de longitud de onda Gamma). Las estrellas del modelo tenían entre 1,2 y 1,6 masas solares y un diámetro de 20 km, orbitando en su baricentro] (centro de gravedad común entre ambas estrellas) a una frecuencia de 390 Hz durante unos milisegundos antes de la fusión. La porción de 350 GK fue localizada en un pequeño volumen entre los dos núcleos y tenía un gradiente brusco de temperaturas de 1 hasta 7 km a lo largo de un intervalo de 5 ms. Cita: Torus Formation in Neutron Star Mergers and Well-Localized Short Gamma-Ray Bursts, R. Oechslin et al. de Max Planck Institute for Astrophysics., arXiv:astro-ph/0507099 v2, 22 Feb. 2006. Download paper (725 kB PDF) (procedente de la Cornell University Library’s arXiv.org server). Para verlo se puede acudir al sumario de los investigadores, cliqueando aquí.
Fundamentado en una simulación realizada por ordenador encargado de predecir la temperatura interna de una combinación de 30 MeV (350 GK) en un sistema binario de estrellas de neutrones (que genera un poderoso rayo de longitud de onda Gamma). Las estrellas del modelo tenían entre 1,2 y 1,6 masas solares y un diámetro de 20 km, orbitando en su baricentro] (centro de gravedad común entre ambas estrellas) a una frecuencia de 390 Hz durante unos milisegundos antes de la fusión. La porción de 350 GK fue localizada en un pequeño volumen entre los dos núcleos y tenía un gradiente brusco de temperaturas de 1 hasta 7 km a lo largo de un intervalo de 5 ms. Cita: Torus Formation in Neutron Star Mergers and Well-Localized Short Gamma-Ray Bursts, R. Oechslin et al. de Max Planck Institute for Astrophysics., arXiv:astro-ph/0507099 v2, 22 Feb. 2006. Download paper (725 kB PDF) (procedente de la Cornell University Library’s arXiv.org server). Para verlo se puede acudir al sumario de los investigadores, cliqueando aquí.
nasa.gov
La temperatura del núcleode una estrella de masa alta (>8–11 de la masa solar) tras abandonar la secuencia principal en el Diagrama Hertzsprung–Russell y comienza la proceso alfa (con duración aproximada de 24 horas terrestres) en el que quema su combustible de silicio–28 generando elementos más pesados en los procesos siguientes: azufre–32 → argón–36 → calcio–40 → titanio–44 → cromo–48 → hierro–52 → níquel–56. durante los minutos finales hasta el final de la secuencia, justo instante en el que la estrella explota como una supernova de tipo II. Cita: Stellar Evolution: The Life and Death of Our Luminous Neighbors (por Arthur Holland y Mark Williams de la Universidad de Míchigan). Enlace al artículo. enlaces sobre el mismo tema se pueden encontrar en here, y here, un tratado conciso pero efectivo sobre estrellas realizado en la NASA is aquíArchivado el 8 de mayo de 2005 en Wayback Machine..
nuclearweaponarchive.org
Elvalor 350 MK es el pico máximo de temperatura en el instante de la fusión del combustible en una configuración Teller–Ulam (conocida como “bomba de hidrógeno”). Los picos de temperatura en una configuración Gadget de los núcleos de las bombas (conocido generalmente como “bomba atómica”) están en el rango de 50 a 100 MK. Cita: Nuclear Weapons Frequently Asked Questions, 3.2.5 Matter At High Temperatures.Enlace a la página relevante..
umich.edu
La temperatura del núcleode una estrella de masa alta (>8–11 de la masa solar) tras abandonar la secuencia principal en el Diagrama Hertzsprung–Russell y comienza la proceso alfa (con duración aproximada de 24 horas terrestres) en el que quema su combustible de silicio–28 generando elementos más pesados en los procesos siguientes: azufre–32 → argón–36 → calcio–40 → titanio–44 → cromo–48 → hierro–52 → níquel–56. durante los minutos finales hasta el final de la secuencia, justo instante en el que la estrella explota como una supernova de tipo II. Cita: Stellar Evolution: The Life and Death of Our Luminous Neighbors (por Arthur Holland y Mark Williams de la Universidad de Míchigan). Enlace al artículo. enlaces sobre el mismo tema se pueden encontrar en here, y here, un tratado conciso pero efectivo sobre estrellas realizado en la NASA is aquíArchivado el 8 de mayo de 2005 en Wayback Machine..
uni-freiburg.de
kis.uni-freiburg.de
La medida fue realizada en 2002 y tiene un grado de precisión del orden de ±3 kelvins. Una 1989 medida de valor 5777 ±2,5 K. Cita: Overview of the Sun (Chapter 1 lecture notes on Solar Physics by Division of Theoretical Physics, Dept. of Physical Sciences, University of Helsinki). Artículo disponible en (252 kB PDF)
web.archive.org
La medida fue realizada en 2002 y tiene un grado de precisión del orden de ±3 kelvins. Una 1989 medida de valor 5777 ±2,5 K. Cita: Overview of the Sun (Chapter 1 lecture notes on Solar Physics by Division of Theoretical Physics, Dept. of Physical Sciences, University of Helsinki). Artículo disponible en (252 kB PDF)
Picosde temperatura en una reacción de fusión por un montante de varios millones de grados centígrados. La temperatura >2 GK fue alcanzada sobre un período de diez nanosegundos durante el denominado disparo “shot Z1137.” De hecho, los iones de plasma de hierro y manganeso tuvieron una media de 3,58 ±0,41 GK (309 ±35 keV) durante 3 ns (ns 112 hasta 115). Cita: Ion Viscous Heating in a Magnetohydrodynamically Unstable Z Pinch at Over 2 × 109 Kelvin, M. G. Haines et al, Physical Review Letters 96, Issue 7, id. 075003. Link to Sandia’s news release.
La temperatura del núcleode una estrella de masa alta (>8–11 de la masa solar) tras abandonar la secuencia principal en el Diagrama Hertzsprung–Russell y comienza la proceso alfa (con duración aproximada de 24 horas terrestres) en el que quema su combustible de silicio–28 generando elementos más pesados en los procesos siguientes: azufre–32 → argón–36 → calcio–40 → titanio–44 → cromo–48 → hierro–52 → níquel–56. durante los minutos finales hasta el final de la secuencia, justo instante en el que la estrella explota como una supernova de tipo II. Cita: Stellar Evolution: The Life and Death of Our Luminous Neighbors (por Arthur Holland y Mark Williams de la Universidad de Míchigan). Enlace al artículo. enlaces sobre el mismo tema se pueden encontrar en here, y here, un tratado conciso pero efectivo sobre estrellas realizado en la NASA is aquíArchivado el 8 de mayo de 2005 en Wayback Machine..
