Розніца паміж версіямі "Белы карлік"

Аб’ём не змяніўся ,  6 гадоў таму
др
няма тлумачэння праўкі
др (вікіфікацыя, афармленне, стылявыя змены, арфаграфія)
др
=== Парадокс шчыльнасці ===
 
У пачатку [[XX стагоддзе|XX стагоддзя]] [[Эйнар Герцшпрунг|Герцшпрунгам]] і [[Генры Норыс РасэлРасел|РасэламРаселам]] была адкрыта заканамернасць у дачыненні да [[спектральны клас|спектральнага класа]] (гэта значыць тэмпературы) і свяцільнасці зорак — [[дыяграма Герцшпрунга — РасэлаРасела]] (Г-Р дыяграма). Здавалася, што ўся разнастайнасць зорак укладваецца ў дзве вобласці Г-Р дыяграмы — [[галоўная паслядоўнасць|галоўную паслядоўнасць]] і вобласць [[Чырвоны гігант|чырвоных гігантаў]]. У ходзе работ па назапашванню статыстыкі размеркавання зорак па спектральнаму класу і свяцільнасці РасэлРасел звярнуўся ў [[1910]] годзе да прафесара [[Эдуард Чарльз Пікерынг|Эдуарда Пікерынга]]. Далейшыя падзеі РасэлРасел апісвае так<ref name="ivanov">{{cite web
| author = В. В. Иванов.
| date = 17.09.2002
</blockquote>
 
Здзіўленне РасэлаРасела цалкам зразумелае: 40 Эрыдана B адносіцца да адносна блізкіх зорак, і па назіраемаму [[паралакс]]у можна дастаткова дакладна вызначыць адлегласць да яе і, адпаведна, свяцільнасць. Свяцільнасць 40 Эрыдана B аказалася анамальна нізкай для яе спектральнага класа — белыя карлікі ўтварылі новую вобласць на Г-Р дыяграме. Такое спалучэнне свяцільнасці, масы і тэмпературы было незразумелым і не знаходзіла тлумачэння ў рамках стандартнай мадэлі будовы зорак галоўнай паслядоўнасці, распрацаванай у 1920-я гады.
 
Высокая шчыльнасць белых карлікаў заставалася невытлумачальнай у рамках [[класічная фізіка|класічнай фізікі]] і астраноміі і знайшла тлумачэнне толькі ў рамках [[Квантавая механіка|квантавай механікі]] пасля з'яўлення [[статыстыка Фермі — Дзірака|статыстыкі Фермі — Дзірака]]. У 1926 [[Ральф Фаулер|Фаулер]] у артыкуле «Шчыльная матэрыя» ({{lang|en|«On dense matter», Monthly Notices R.&nbsp;Astron. Soc. 87, 114—122}})<ref name="On_dense_matter_Fowler">{{cite web
35 447

правак