Розніца паміж версіямі "Белы карлік"

6 байтаў выдалена ,  6 гадоў таму
арфаграфія
(арфаграфія)
 
<blockquote>
«Я быў у свайго сябра... прафесара Э. Пікерынга з дзелавым візітам. З характэрнай для яго дабрынёй ён прапанаваў атрымаць спектры ўсіх зорак, якія Хінкс і я назіралі... з мэтай вызначэння іх [[паралакс]]а. Гэтая частка працы, якая здавалася руціннай, аказалася вельмі плённай — яна прывяла да адкрыцця таго, што ўсе зоркі вельмі малой абсалютнай велічыні (гэта значыць нізкай свяцільнасці) маюць спектральны клас M (гэта значыць вельмі нізкую паверхневую тэмпературу). Як мне помніцца, абмяркоўваючы гэтае пытанне, я спытаў у Пікерынга аб некаторых іншых слабых зорках..., упамянуўшы, у прыватнасці, [[40 Эрыдана B]]. Паводзячы сябе характэрным для яго чынам, ён тут жа адправіў запыт у офіс (Гарвардскай) абсерваторыі, і неўзабаве быў атрыманы адказ (я думаю, ад місіс [[Вільяміна Флемінг|Флемінг]]), што спектр гэтай зоркі — A (гэта значыць высокая паверхневая тэмпература). Нават у тыя палеазойскія часы я ведаў пра гэтыя рэчы дастаткова, каб адразу ж зразумець, што тут была крайняя неадпаведнасць паміж тым, што мы тады назвалі б "магчымымі" значэннямі паверхневай яркасці і шчыльнасці. Я, мабыць, не схаваў, што не проста здзіўлены, а літаральна ўражаны гэтым выключэннем з таго, што здавалася цалкам нармальным правілам для характарыстык зорак. Пікерынг жа ўсміхнуўся мне і сказаў: "Іменна такія выключэнні і вядуць да пашырэння нашых ведаў" — і белыя карлікі ўвайшлі ў свет доследуемагадаследаванага
</blockquote>
 
Здзіўленне Расела цалкам зразумелае: 40 Эрыдана B адносіцца да адносна блізкіх зорак, і па назіраемамуназіраным [[паралакс]]уе 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
гэта значыць, хоць перапад ціску і гравітацыйныя сілы аднолькава залежаць ад радыуса, але па-рознаму залежаць ад масы — як <math>\! \sim M^{4/3}</math> і <math>\! \sim M^2</math> адпаведна. Вынікам такіх суадносін залежнасцей з'яўляецца існаванне некаторага значэння масы зоркі, пры якой яны ўраўнаважваюцца, і, раз гравітацыйныя сілы залежаць ад масы мацней, чым перапад ціску, пры павелічэнні масы белага карліка яго радыус памяншаецца (гл. мал. 6). Іншым вынікам з'яўляецца тое, што калі маса перавышае нейкую мяжу, то зорка [[Гравітацыйны калапс|скалапсуе]].
 
Такім чынам, для белых карлікаў існуе верхні рубеж масы ([[мяжа Чандрасекара]]). Цікава, што для назіраемыхназіраных белых карлікаў існуе і аналагічная ніжняя мяжа: паколькі хуткасць эвалюцыі зорак прапарцыйная іх масе, то мы можам назіраць як маламасіўныя белыя карлікі толькі рэшткі тых зорак, якія паспелі праэволюцыяніраваць за час ад пачатковага перыяду зоркаўтварэння [[Сусвет]]у да нашых дзён.
 
=== Асаблівасці спектраў і спектральная класіфікацыя ===
Белыя карлікі пачынаюць сваю эвалюцыю як аголеныя выраджаныя ядры чырвоных гігантаў, скінуўшых сваю абалонку — гэта значыць у якасці цэнтральных зорак маладых планетарных туманнасцей. Тэмпературы фотасферы ядраў маладых планетарных туманнасцей надзвычай высокія — так, напрыклад, тэмпература цэнтральнай зоркі туманнасці NGC 7293 складае ад 90000 [[Кельвін, адзінка вымярэння|К]] (ацэнка па лініях паглынання) да 130000 К (ацэнка па рэнтгенаўскаму спектру)<ref>{{Cite journal| volume = 422| pages = 205-207| last = Leahy| first = D. A.| coauthors = C. Y. Zhang, Sun Kwok| title = Two-temperature X-ray emission from the planetary nebula NGC 7293| journal = The Astrophysical Journal| accessdate = 2010-07-05| date = 1994| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...422..205L}}</ref>. Пры такіх тэмпературах вялікая частка спектра прыпадае на жорсткае [[Ультрафіялетавае выпраменьванне|ультрафіялетавае]] і мяккае [[рэнтгенаўскае выпраменьванне]].
 
Разам з тым, назіраемыяназіраныя белыя карлікі па сваіх спектрах пераважна дзеляцца на дзве вялікія групы<ref>http://www.svoboda.org/content/article/423884.html Открыты белые карлики с углеродной атмосферой</ref>:
* «вадародныя» спектральнага класа DA, у спектрах якіх адсутнічаюць лініі гелію, складаюць ~80% папуляцыі белых карлікаў,
* і «геліевыя» спектральнага класа DB без ліній вадароду ў спектрах, складаюць большую частку астатніх 20% папуляцыі.
468

правак