Чандрасекара предел

Масса звёзд, у к-рых давление определяется вырожденными электронами, не может превысить Л/, [Чандрасекара предел). Звезды, в к-рых преобладает давление вырожденных электронов, наз. белыми карликами за их небольшие размеры и горячую поверхность. На графике А/(р ) для холодных звёзд (рис. 6) белые карлики расположены левее [c.494]

Чандрасекара предел 261 Чепмена — Энскога метод 142 Число заполнения 94, 215, 487 [c.515]

При со = 1 Т1о-> оо. В этом случае, разделив обе части (10.27а) на г о и переходя к пределу при -оо, получаем, что весовая функция W (р.) превращается в у (м.). Функция у (ц) связана с введенной Чандрасекаром [19] функцией изотропного рассеяния Я(ц) соотношением [7] [c.389]

Эта масса известна под названием предела Чандрасекара. Таким образом, согласно нашей модели, звезда может стать белым карликом только в том случае, если масса ее не превосходит 1,4Жф. [c.261]

Поздние стадии эволюции звезды начинаются с термоядерного горения гелия в её центр, области, что на Герцшпрунга — Ресселла диаграмме соответствует пере-ХО.ДУ звезды с гл, последовательности в область красных или голубых гигантов. В процессе эволюции центр, область звезды становится всё плотнее и горячее, а её оболочка, наоборот, расширяется и охлаждается. При этом возрастают и становятся определяющими потери энергии за счёт нейтринного излучения (нейтрино образуются гл. обр. при аннигиляции электрон-позитрон-ных пар). После завершения гелиевого горения в центре звезды образуется углеродно-кислородное ядро (С-О-ядро), причём его масса тем больше, чем больше масса звезды на гл. последовательности. В С-О-ядре с достаточно малой массой давление полностью определяется вырожденным газом электронов. Вырожденное G-0-ядро может иметь массу вплоть до Чандрасекара предела, т. е. до верх. Предела массы вырожденной звезды, ещё находящейся в гидростатич. равновесии. Для С-О-ядра предел Чандрасекара равен 1,44 Mq, и ядро с массой, превышающей это значение, является невырожденным. Дальнейшая эволюция звезды происходит по-разному для вырожденного и невырожденного С-О-ядра. [c.434]

В заключение следует остановиться на термомеханическом эффекте в случае, когда свяаь между двумя объемами гелия осуществляется посредством пленки. Первые наблюдения Доунта и Мендельсона [18] показали, что в небольшом дьюаре, частично погруженном в Не II, уровень жидкости при подводе тепла во внутренний сосуд слегка поднимается. Этот эффект можно было значительно усилить [162], если увеличить связующий периметр пленки путем использования пучка проволоки (фиг. 92). Из количественных оценок скорости испарения и скорости переноса по илепке следовало, что обратное вязкое течение в пленке пренебрежимо мало. Этот же эффект изучали Чандрасекар и Мендельсон [86], использовавшие сосуд Дьюара, закрытый крышкой, не препятствовавшей свободному истечению пленки, но значительно затруднявшей перенос паров гелия. С помощью этого в высокой степени адиа-батичпого устройства было обнаружено, что до определенного предела скорость наполнения прямо пропорциональна теплоподводу (фиг. 93). При дальнейшем увеличении мощности выше этого критического значения скорость переноса уже более не увеличивалась. Эти опыты показывают, что перенос пленки под действием термомеханического давления [c.868]

Конечные стадии эволюции звезд [33]. Конечное состояние звезды после истощения ядерного топлива и сброса массы в ходе эволюции либо при вспышке сверхновой зависит от массы коллапсирующего остатка. Белые карлики представляют собой звезды, в котоЛ рых сила тяжести уравновешивается давлением вырожденного электронного газа. Их излучение обеспечивается тепловой энергией, запасенной в их недрах. Масса белого карлика не может превысить значение (предел Чандрасекара) Л1=1,46 (2/р.) Mq, где M. = A/Z — молекулярная масса на электрон (для элементов в интервале Не—Fe р, = 2). Радиусы белых карликов составляют 10 —г10 м (рис. 45.22), светимости — (10-2—10- ) Z/0, центральные плотности — порядка 10 кг/м . Зеемановское расщепление линий свидетельствует о наличии у ряда белых карликов магнитных полей с В=102ч-103 Тл. [c.1212]

Рис. 1. Качественный вид зависимости массы дв холодных звёзд от их центра.чьной плотности Ро (по горизонтальной оси масштаб не выдержан). Устойчивые ноафигурации изображены жирными сплошными линиями, неустойчивые — штриховыми линиями. 1 — белые карлики, г — нейтронные звёзды, аВч — предел Чандрасекара для белых карликов.

Сравнение с экспериментом. Как уже указывалось, проводящие жидкости, которые могут стать объектом лабораторного эксперимента, имеют такие параметры, что Рт < Р. Поэтому речь может идти об экспериментальной проверке выводов, касающихся лишь монотонной неустойчивости. Такая проверка предпринята в серии работ Накагавы (основные работы [ 2 ]). В этих работах изучалась граница конвективной устойчивости горизонтального слоя ртути в поперечном магнитном поле. Критическая разность температур фиксировалась по кризису теплО передачи. Напряженность поля изменялась в пределах Яо = = 250 н-8000 гг при значениях толщины слоя Л = 3, 4, 5 и 6 см. Таким образом, числа Гартмана были заключены в пределах 6,3 ч-410. Экспериментальные значения критических чисел Рэлея в зависимости от поля приведены на рис. 70 вместе с теоретической кривой Чандрасекара для случая обеих твердых границ (в опытах практически имел место именно этОт случай, так как на свободной поверхности из-за загрязнений возникала неподвижная пленка). [c.197]

В этой главе будем рассматривать перенос энергии излучением на основе концепции локального термодинамического равновесия. Будет выведено интегродифференциальное уравнение для потока энергии, переносимой излучением, и дано его представление соответственно для трех различных приближений. Первое — так называемое диффузионное приближение, справедливо для оптически толстых слоев, в пределах которых излучаемые газом фотоны поглощаются с большой вероятностью. Второе — эмиссионное приближение, справедливо для оптически тонких слоев, в которых излученные фотоны поглощаются незначительно и могут свободно покидать рассматриваемое пространство. Оба эти приближения ведут к определению двух средних непрозрачностей, которые могут быть выражены через соответствующим образом усредненный но частотам фотона средний свободный пробег. Это хорошо известные непрозрачность Росселанда (оптически толстый слой) и непрозрачность Планка (оптически тонкий слой). Третье приближение описывает холодную не излучающую среду, сквозь которую проходит излучение. Несколько иной подход к рассмотрению лучистого переноса был использован Чандрасекаром [1] и Кургановым [2]. [c.357]

График зависимости устойчивого размера белого карлика от его массы приведен на рис. 101. Характерно, что в зависимости R = R(M) имеется критическое значение, называемое пределом Чандрасекара (S. handrasekhar, 1957) [c.249]

Умножив левую и правую часть этого соотношения на и проинтегрировав по х в каких-либо пределах Х х < Xj, мы получим соотношение, которое Чандрасекар назвал формулой Крамерса (Н. А. Kramers, 1940) [c.116]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...