计算太阳核心温度约为1500万K，压力约为2.5×1011个大气压，是核聚变反应发生的区域 🆔 ID: 99695 ✅ 可用
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推导主序星的光度L与质量M满足L∝M^3.5关系，质量越大光度越高 🆔 ID: 99696 ✅ 可用
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模拟红矮星质量小于0.5倍太阳质量，表面温度约2000 - 4000K，寿命可达数百亿年 🆔 ID: 99697 ✅ 可用
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计算太阳每秒钟将约6亿吨氢聚变成5.96亿吨氦，亏损的质量转化为能量，遵循质能方程E = mc2 🆔 ID: 99698 ✅ 可用
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推导恒星内部的辐射压与温度的四次方成正比，P_rad∝T^4，对恒星结构稳定起重要作用 🆔 ID: 99699 ✅ 可用
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模拟恒星的形成始于分子云的引力坍缩，当密度足够大时触发核聚变反应开始发光 🆔 ID: 99700 ✅ 可用
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计算赫罗图中，恒星的光度与表面温度分布反映了恒星的演化阶段 🆔 ID: 99701 ✅ 可用
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推导恒星的寿命t∝M^(-2.5)，质量越大寿命越短，大质量恒星寿命可能只有数百万年 🆔 ID: 99702 ✅ 可用
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模拟白矮星是中小质量恒星演化的末期产物，主要由电子简并压支撑，密度极高 🆔 ID: 99703 ✅ 可用
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计算中子星是大质量恒星超新星爆发后的残骸，主要由中子简并压支撑，密度可达10^17kg/m3 🆔 ID: 99704 ✅ 可用
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推导超新星爆发时释放的能量可达10^44 - 10^46焦耳，是宇宙中最剧烈的天体活动之一 🆔 ID: 99705 ✅ 可用
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模拟恒星内部的核聚变反应主要有质子 - 质子链反应和碳氮氧循环，为恒星提供能量 🆔 ID: 99706 ✅ 可用
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计算恒星的光球层是恒星向外辐射能量的可见表面，温度和亮度在此层确定 🆔 ID: 99707 ✅ 可用
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推导恒星的对流层中，物质的上下对流运动有助于能量的传输和物质的混合 🆔 ID: 99708 ✅ 可用
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模拟恒星的磁场由恒星内部的等离子体运动产生，对恒星的活动如耀斑、黑子等有重要影响 🆔 ID: 99709 ✅ 可用
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计算恒星的黑子是光球层上温度较低的区域，磁场强度可达数千高斯 🆔 ID: 99710 ✅ 可用
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推导恒星的耀斑是恒星表面局部区域的剧烈能量释放现象，释放出大量的电磁辐射和高能粒子 🆔 ID: 99711 ✅ 可用
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模拟恒星在演化末期可能会抛射出外层物质形成行星状星云，中心留下白矮星 🆔 ID: 99712 ✅ 可用
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计算恒星的质量损失率与恒星的星风强度有关，大质量恒星的星风更强，质量损失更快 🆔 ID: 99713 ✅ 可用
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推导恒星的双星系统中，两颗恒星相互绕转，通过物质交换和引力相互作用影响彼此的演化 🆔 ID: 99714 ✅ 可用
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模拟食双星系统中，一颗恒星会周期性地遮挡另一颗恒星，通过光变曲线可研究恒星参数 🆔 ID: 99715 ✅ 可用
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计算恒星的视向速度可通过多普勒效应测量，用于研究恒星的运动和双星系统 🆔 ID: 99716 ✅ 可用
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推导恒星的自转速度会影响恒星的形状，快速自转的恒星会呈扁球状 🆔 ID: 99717 ✅ 可用
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模拟恒星内部的元素丰度随着恒星的演化而变化，重元素在恒星内部逐渐合成 🆔 ID: 99718 ✅ 可用
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计算恒星的金属丰度（除氢和氦以外的元素）与恒星的形成环境和演化历史有关 🆔 ID: 99719 ✅ 可用
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推导恒星的光谱类型（O、B、A、F、G、K、M）反映了恒星的表面温度和恒星类型 🆔 ID: 99720 ✅ 可用
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模拟恒星的光谱线特征可以用于确定恒星的化学成分、温度、压力等物理参数 🆔 ID: 99721 ✅ 可用
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计算恒星的年龄可以通过恒星的光度、质量、化学成分以及所在星团等信息综合推断 🆔 ID: 99722 ✅ 可用
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推导恒星在赫罗图上的主序带是恒星稳定燃烧氢的阶段，大部分恒星都处于主序带 🆔 ID: 99723 ✅ 可用
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模拟恒星在离开主序带后，会根据质量的不同进入红巨星、超巨星等不同的演化阶段 🆔 ID: 99724 ✅ 可用
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