Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...

Статьи Чертежи Таблицы О сайте Реклама

Белые карлики

У белых карликов значения Мэв/ зв велики, вследствие чего они отличаются сравнительно большим гравитационным красным  [c.418]

Плотность ядерного вещества чрезвычайно велика, подобных плотностей для макроскопических тел в природе не встречается (макроскопические плотности примерно в 10 раз меньше ядерной плотности). Наиболее плотными макроскопическими образованиями считаются звезды белые карлики. Полагают, что их вещество находится в несколько необычном (вырожденном) состоянии. Однако их плотности  [c.91]


Для белых карликов для нейтронных звезд  [c.1213]

L — светимость, Т — температура поверхности I — главная последовательность, 2 — последовательность красных гигантов. S — сверхгиганты, 4 — белые карлики. Крестиком отмечено положение Солнца.  [c.600]

При М < М р звезда может быть стабилизирована давлением вырожденного электронного газа. Предполагается, что белые карлики удерживаются в равновесии именно вырожденным электронным газом.  [c.611]

В двойной системе вещество, падающее на белый карлик, нейтронную звезду или чёрную дыру от компаньона — нормальной звезды, может обладать большим моментом кол-ва движения. В процессе падения скорость вещества увеличивается, и центробежная сила начинает уравновешивать гравитацию. В резуль-  [c.33]

За исключением спектров белых карликов в большинстве звёздных спектральных линий преобладает многократное рассеяние света радиац. переходы намного более вероятны, чем ударные. Это приводит к тому, что при количеств, анализе спектров прибегают в общем случае к весьма громоздким расчётам переноса излучения в спектральных линиях с перераспределением энергии по частоте.  [c.62]

В фотосферах звёзд устанавливается распределение темп-ры, падающее наружу, и распределение плотности, определяемое барометрической формулой. Характерная толщина фотосферы ДЛ определяется длиной свободного пробега фотонов в слое с оптич. глубиной (толщиной) т —1. Она близка к величине шкалы высот в фотосфере, тем самым пропорциональна темп-ре Т и обратно пропорциональна гравитац. ускорению g, т. е. при заданной массе пропорциональна радиусу звезды R. Для большинства звёзд ДЛ/Л<1, напр. AR/R iO для горячих звёзд гл. последовательности 10 —10 для красных карликов, красных гигантов и сверхгигантов для белых карликов  [c.62]

Ускорение свободного падения на поверхности звезды — белого карлика. Рассмотрим звезду белый карлик с массой, равной массе Солнца, и ра-Лиусом, равным 0,02 радиуса Солнца, Эти данные приближенно характеризуют наиболее известный бедай карлик, Сириус В, являющийся одним из ком-Лонентов Сириуса — дамой яркой звезды небесного свода (рис, 9,27), Предпо-  [c.295]

Рис. 9.27. Визуально иаблюдав мые траектории звезд — компонент Сириуса, а) Жирная кривая показывает синусоидальное движение главной звезды, тонкая кривая соответствует синусоидальному движению сопутствующего ей белого карлика, а пунктирной кривой изображено движение центра масс системы, б) Орбиты движения обеих компонент вокруг их общего центра масс, е) Орбита движения сопутствующей звезды вокруг главной. Рис. 9.27. Визуально иаблюдав мые <a href="/info/428058">траектории звезд</a> — компонент Сириуса, а) Жирная кривая показывает синусоидальное <a href="/info/186899">движение главной</a> звезды, тонкая кривая соответствует синусоидальному движению сопутствующего ей белого карлика, а пунктирной кривой изображено <a href="/info/9531">движение центра масс</a> системы, б) Орбиты движения обеих компонент вокруг их общего <a href="/info/8255">центра масс</a>, е) Орбита движения сопутствующей звезды вокруг главной.

После выгорания водорода в ядре начинается горение водорода в окружающем ядро слое, а затем последовательное горение гелия, углерода и других эле ментов. На этих стадиях происходит увеличение размеров и светимости звезды, в результате чего она перемещается по диаграмме Герцшпрунга — Рессела вправо и вверх. В области красных гигантов находятся звезды со слоевым источником энергии. На горизонтальную ветвь попадают звезды умеренных масс (около Mq), в ядре которых горит гелий. На поздних стадиях эволюции звезды интенсивно теряют массу. После истощения всех источников термоядерной энергии звездный остаток в зависимости от его массы превращается в белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру.  [c.1209]

Рис. 45.20. Связь между показателями цвета U—B и B—V для звезд главной последовательности (сплошная линия), сверхгигантов (пунктир), гигантов (точки). Заштрихованы области, занимаемые белыми карликами (Wd) и субкарликами (Sd). Штрихпунктирная линия соответствует излучению черного тела. Показано положение Солнца (Q), квазара ЗС273 ( ), рентгеновского источника Лебедь Х-1 (х) [3] Рис. 45.20. <a href="/info/553145">Связь между</a> показателями цвета U—B и B—V для звезд главной последовательности (<a href="/info/232485">сплошная линия</a>), сверхгигантов (пунктир), гигантов (точки). Заштрихованы области, занимаемые белыми карликами (Wd) и субкарликами (Sd). <a href="/info/4465">Штрихпунктирная линия</a> соответствует <a href="/info/4063">излучению черного тела</a>. Показано положение Солнца (Q), квазара ЗС273 ( ), рентгеновского источника Лебедь Х-1 (х) [3]
Переменные белые карлики (звез- 200—1000 с 500 с ( ) 1 ( ) A5 - F5 ( ) + 10- - + 15 ( )  [c.1210]

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. 45.22. Зависимость радиуса белого карлика от его массы. Приведены результаты расчетов для белых карликов, состоящих из углерода, железа и железа с учетом нейтронизации [34] Рис. 45.22. Зависимость радиуса белого карлика от его массы. Приведены <a href="/info/555466">результаты расчетов</a> для белых карликов, состоящих из углерода, железа и железа с учетом нейтронизации [34]
Характерной чертой этой диаграммы является наличие полосы, идуш,ей из левого верхнего угла в правый нижний. Эта полоса называется главной последовательностью соответственно звезды, расположенные в пределах этой полосы, называются звездами главной последовательности. В частности, к таким звездам относится и Солнце. От главной последовательности вверх отходит последовательность красных гигантов — звезд, которые при относительно низкой поверхностной температуре обладают большими светимостями и, следовательно, большими размерами (отсюда название — красный гигант). Например, диаметр красного гиганта Бетельгейзе в созвездии Ориона в 450 раз больше диаметра Солнца. В левом нижнем углу расположена последовательность белых карликов — звезд с очень высокой поверхностной температурой и очень малой светимостью и, следовательно, очень малыми размерами. Например, диаметр белого карлика Вольф 457 в 300 раз меньше солнечного. Принадлежность звезд к классам красных гигантов или белых карликов определяется только их размерами. Массы же красных гигантов и белых карликов в большинстве случаев имеют порядок солнечной.  [c.600]

Плотно заселенные зоны диаграммы Герцшпрунга — Рассела — главная последовательность и последовательности красных гигантов и белых карликов — соответствуют наиболее длительным стадиям эволюции звезд. Действительно, при случайной выборке звезд вероятность занести на диаграмму Герцшпрунга — Рассела звезду, находящуюся в состоянии, переходном от одной длительной стадии к другой, является, очевидно, очень малой. Мы приходим к выводу о том, что в эволюции звезд следует различать во всяком случае три стадии главная последовательность, красный гигант, белый карлик. Отождествление источников энергии звезд с экзотермическими ядерными реакциями и теоретическая разработка звездных моделей позволили решить нетривиальный вопрос о направле- НИИ звездной эволюции. Оказалось, что средняя звезда начинает свой видимый жизненный путь как звезда главной последовательности, проходит стадию красного гиганта и завершает жизнь белым карликом.  [c.601]


А. на одиночные звезды происходит в начале и конце их эволюции. Б процессе формирования звезды сначала образуется небольшое гидростатически равновесное ядро с массой порядка 0,01 нач. массы облака Л/ , затем А. вещества из окружающей оболочки приводит к образованию звезды с массой М Мц. Стадия А. сменяется истечением, к-рос преобладает вплоть до конца жизни звезды и препятствует А. На конечных стадиях эволюции звезда превращается в белый карлик, нейтронную звезду либо чёрную дыру, А. на к-рыо сопровождается разнообразными наблюдат. проявлениями.  [c.32]

К важным следствиям приводит А. на белые карлики. В результате А. хим. состав поверхностных слоев может существенно отличаться от хим. состава внутр. областей. Водородно-гелиевый слои на поверхности белого карлика с ростом массы слоя становится не-усто1гчивым относительно ядерного горения. Проие-ходит теп,10вая вспышка, приводящая к появлению новой звезды,. Аналогичные термоядерные взрывы в слое у поверхности нейтронной звезды могут объяснить существование вспыхивающих рентг. источников.  [c.34]

Д),. R. с. в спектрах звёзд слс1 Ка сдвинут от в сторону больших Л п размыт на десятки, а для белых карликов — на сотни А. Это является следствием ушире-ния ст ктральных линий давлением. Вблизи границы серпи Бальмера линии сливаются друг с другом, как бы продолжая непрерывный спектр и отодвигая положение Б. с. По положению и размытию Б. с., а также  [c.176]

Hi. ro термоядерного синтеэ ЭГМ — электронный газ в металлах ЭДП — апектронно-дыроч-. ная плазма в полупроводниках БК — вырожденный электронный газ в белых карликах И — плазма ионосферы СВ — плазма солнечного ветра СК — плазма солнечной кпроны С — плазма в центре Солнца МП — плазма в магнитосферах пульсаров.  [c.470]


Смотреть страницы где упоминается термин Белые карлики : [c.278]    [c.296]    [c.1208]    [c.1211]    [c.1211]    [c.33]    [c.128]    [c.130]    [c.130]    [c.262]    [c.342]    [c.423]    [c.423]    [c.443]    [c.443]    [c.444]    [c.444]    [c.444]    [c.551]    [c.564]    [c.591]    [c.66]    [c.66]    [c.69]    [c.98]    [c.292]    [c.470]    [c.488]    [c.488]    [c.1230]   
Смотреть главы в:

Таблицы физических величин  -> Белые карлики

Статистическая термодинамика  -> Белые карлики



ПОИСК



Ансамбль квантовый Белые карлики» звезды

Белов

Белые карлики . Ядерная материя

Белый

Вязкость Применения распределения Ферми — Дирака. Металлы и белые карлики Основное состояние ферми-газа в одномерном случае

Применения распределения Ферми — Дирака. Металлы и белые карлики

Теория звезд. белых карликов



© 2025 Mash-xxl.info Реклама на сайте