Белы карлік: Розніца паміж версіямі
| [дагледжаная версія] | [дагледжаная версія] |
Змесціва выдалена Змесціва дададзена
арфаграфія |
др крыніцы |
||
Радок 7:
|месца = М.
|выдавецтва = МГУ
|год = 1981}}</ref> і, адпаведна, свяцільнасцямі ў ~10 000 разоў меншымі за сонечную. Шчыльнасць белых карлікаў складае 10<sup>5</sup>—10<sup>9</sup> г/см³<ref name="phiz_osn_str" />, што амаль у мільён разоў больш за шчыльнасць звычайных зорак [[галоўная паслядоўнасць|галоўнай паслядоўнасці]]. Па колькасці белыя карлікі складаюць, па розных ацэнках, 3—10%<ref name="
== Гісторыя адкрыцця ==
Радок 120:
<math>{}^{8}_{4}\textrm{Be} + {}^{4}_{2}\textrm{He} \rightarrow {}^{12}_{6}\textrm{C}</math> + '''7,3 МэВ'''.
Нягледзячы на вельмі нізкую раўнаважную канцэнтрацыю <sup>8</sup>Be (напрыклад, пры тэмпературы ~10<sup>8</sup> К адносіны канцэнтрацый [<sup>8</sup>Be]/[<sup>4</sup>He] ~10<sup>−10</sup>), хуткасць такой трайной геліевай рэакцыі аказваецца дастатковай для дасягнення новай гідрастатычнай раўнавагі ў гарачым ядры зоркі. Залежнасць энергавыдзялення ад тэмпературы ў трайной геліевай рэакцыі надзвычайна высокая, так, для дыяпазону тэмператур T ~1—2{{e|8}} К энергавыдзяленне <math>\varepsilon_{3\alpha}</math><ref>
<math>\varepsilon_{3\alpha} = 10^{-8} \rho
дзе {{math|''Y''}} — парцыяльная канцэнтрацыя гелію ў ядры (у дадзеным выпадку, калі вадарод амаль «вы́гараў», блізкая да адзінкі).
Радок 171 ⟶ 168:
| нумар = 3
| год = 1956
| старонкі = 315—329}}</ref> і падмацаваны шматлікімі дадзенымі назіранняў<ref name="Shklov2">{{кніга|спасылка=http://shklovsky-ocr.narod.ru/online/shklovsky.htm|аўтар=Шкловский И. С.|
== Фізіка і ўласцівасці белых карлікаў ==
Як ужо згадвалася, белыя карлікі маюць масы парадку сонечнай, але іх памеры складаюць толькі сотую (і нават меншую) частку сонечнага радыуса, гэта значыць шчыльнасць рэчыва ў белых карлікаў надзвычай высокая і складае <math> \rho \sim 10^5 - 10^9</math> г/см³. Пры такіх шчыльнасцях электронныя абалонкі атамаў разбураюцца, і рэчыва пераходзіць у стан электронна-ядзернай плазмы, прычым яе электронны складнік прадстаўляе сабой выраджаны электронны газ. Ціск {{math|''P''}} такога газу падпарадкоўваецца наступнай залежнасці<ref name="ДибайКаплан">[http://www.astronet.ru/db/msg/1252779/
<math> P =
дзе <math>\rho </math> — яго шчыльнасць, гэта значыць, у адрозненне ад [[ураўненне Клапейрона|ураўнення Клапейрона]] (ураўнення стану ідэальнага газу), ''для выраджанага электроннага газу тэмпература ва ўраўненне стану не ўваходзіць'' — яго ціск ад тэмпературы не залежыць, і, як вынік, будова белых карлікаў не залежыць ад тэмпературы. Такім чынам, для белых карлікаў, у адрозненне ад зорак галоўнай паслядоўнасці і гігантаў, не існуе залежнасці маса-свяцільнасць.
Радок 184 ⟶ 181:
[[Файл:WhiteDwarf.Mass-Luminosity.Diagram.PNG|міні|Мал. 6. Залежнасць маса — радыус для белых карлікаў. Вертыкальная асімптота адпавядае мяжы Чандрасекара]]
Прыведзенае вышэй ураўненне стану справядлівае для халоднага электроннага газу, але тэмпература нават у некалькі мільёнаў градусаў малая ў параўнанні з характэрнай фермі-энергіяй электронаў (<math> kT \ll E_F </math>). Разам з тым, пры росце шчыльнасці рэчыва з-за [[Прынцып Паўлі|забароны Паўлі]] (два электроны не могуць мець адзін квантавы стан, гэта значыць аднолькавую энергію і [[спін]]), энергія і хуткасць электронаў узрастаюць настолькі, што пачынаюць дзейнічаць эфекты [[тэорыя адноснасці|тэорыі адноснасці]] — выраджаны электронны газ становіцца рэлятывісцкім. Залежнасць ціску {{math|''P''}} рэлятывісцкага выраджанага электроннага газу ад шчыльнасці ўжо іншая<ref
<math> P =
Для такога ўраўнення стану складваецца цікавая сітуацыя. Сярэдняя шчыльнасць белага карліка
Радок 282 ⟶ 279:
Тэмпература паверхні маладых белых карлікаў — ізатропных ядраў зорак пасля скідвання абалонак, вельмі высокая — большая за 2{{e|5}} К, аднак досыць хутка падае за кошт нейтрыннага ахалоджвання і выпраменьвання з паверхні. Такія вельмі маладыя белыя карлікі назіраюцца ў [[Рэнтгенаўскае выпраменьванне|рэнтгенаўскім дыяпазоне]] (напрыклад, назіранні белага карліка HZ 43 спадарожнікам ROSAT). У рэнтгенаўскім дыяпазоне свяцільнасць белых карлікаў перавышае свяцільнасць зорак галоўнай паслядоўнасці: ілюстрацыяй могуць служыць здымкі [[Сірыус]]а, зробленыя рэнтгенаўскім тэлескопам «Чандра» (гл. Мал. 9) — на іх белы карлік Сірыўс Б выглядае ярчэй, чым Сірыўс А спектральнага класа A1, які ў аптычным дыяпазоне ў ~10 000 разоў ярчэйшы за Сірыус Б<ref>[http://chandra.harvard.edu/photo/2000/0065/ Sirius A and B: A Double Star System In The Constellation Canis Major // Photo Album of Chandra X-Ray Observatory]</ref>.
Тэмпература паверхні найбольш гарачых белых карлікаў — 7{{e|4}} К, найбольш халодных — ~5{{e|3}} К<ref
Асаблівасцю выпраменьвання белых карлікаў ў рэнтгенаўскім дыяпазоне з'яўляецца той факт, што асноўнай крыніцай рэнтгенаўскага выпраменьвання для іх з'яўляецца фотасфера, што рэзка адрознівае іх ад «нармальных» зорак: у апошніх у рэнтгене выпраменьвае [[Сонечная карона|карона]], разагрэтая да некалькіх мільёнаў кельвінаў, а тэмпература фотасферы занадта нізкая для выпускання рэнтгенаўскага выпраменьвання.
Радок 322 ⟶ 319:
|тыраж = 88000
}}
* {{кніга|спасылка=http://www.astronet.ru/db/FK86/_e2|загаловак=Белые карлики // Физика космоса: Маленькая энциклопедия|месца=М.|выдавецтва=Советская энциклопедия|год=1986|старонкі=141-142}}
* {{кніга|аўтар=Мартынов Д. Я.|загаловак=Курс общей астрофизики|выдавецтва=Наука|месца=М.|год=1971|старонак=616}}
* {{кніга|аўтар=Дибай Э. А., Каплан С. А.|загаловак=Размерности и подобие астрофизических величин|выдавецтва=Наука|месца=М.|год=1976|старонак=400}}
== Гл. таксама ==
| |||