Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 
На сайте
Астрометрия
Астрономические инструменты
Астрономическое образование
Астрофизика
История астрономии
Космонавтика, исследование космоса
Любительская астрономия
Планеты и Солнечная система
Солнце

Белые карлики

БЕЛЫЕ КАРЛИКИ - компактные звёзды с массами $\mathfrak M$, сравнимыми с массой Солнца $\mathfrak M_\odot$, но с радиусами R, примерно в 100 раз меньшими радиуса Солнца $R_\odot$. Вследствие малых размеров ср. плотность Б. к. (~106 г/см3) в миллионы раз выше плотности норм. звёзд. При таких плотностях давление вещества определяется электронным вырожденным газом. Поэтому часто Б. к. наз. вырожденными звёздами. Название "Б. к." связано с цветом первых открытых представителей этого класса - Сириуса В и 40 Эридана В - горячих белых звёзд. Позднее были открыты и более холодные жёлтые и красные Б. к. Все они относятся к звёздам, находящимся на одной из конечных стадий эволюции звёзд. По числу Б. к. составляют 3-10% всех звёзд Галактики.

Б. к. существуют благодаря устойчивому равновесию сил гравитации и давления вырожденного газа электронов, к-рое определяется практически только плотностью вещества и почти не зависит от темп-ры и хим. состава (поскольку в недрах Б. к. нет водорода, а у др. элементов число электронов на ед. массы почти постоянно). Вследствие однозначной связи давления с плотностью теория предсказывает однозначное соотношение между $\mathfrak M$, и R Б. к.: чем больше масса, тем меньше радиус. Более того, должен существовать верхний предел массы Б. к. (т. н. Чандрасекара предел $\mathfrak M_{ч} \approx 1,4 \mathfrak M_\odot$), превышение этого предела на поздних стадиях эволюции приводит к гравитац. коллапсу звезды. Существование предела массы у Б. к. (он был рассчитан С. Чандрасекаром в 1931 г.) объясняется тем, что с ростом плотности скорость электронов приближается к предельной, т. е. к скорости света. Из-за этого давление р растёт с плотностью r недостаточно быстро (р ~ r4/3), чтобы удержать звезду в устойчивом равновесии. Для устойчивости равновесия необходим рост давления более быстрый, чем при показателе степени 4/3 (см. Гравитационный коллапс). Потере устойчивости способствуют также нейтронизация вещества и эффекты общей теории относительности.

По совр. представлениям, Б. к. образуется из норм. звезды с начальной массой в неск. $\mathfrak M_\odot$ после сброса внеш. слоев, окружающих плотное ядро звезды (конечная масса Б. к. всегда меньше 1,4 $\mathfrak M_\odot$). Образование плотного ядра внутри норм, звезды (это ядро впоследствии переходит в Б. к.) связано с исчерпанием термоядерного горючего в центральной области звезды. После сброса оболочки (см. Планетарные туманности) ядро, практически лишённое источников термоядерной энергии, имеет очень высокую темп-ру поверхности (Тп до >2.105К) и постепенно остывает, переходя в Б. к. У наиболее горячего из известных Б. к. Тп >7.104К, у наиболее холодных - ок. 5.103 К. Осн. источником светимости Б. к. явл. просто расход тепловой энергии ионов, запасённой в недрах звезды. На стадии образования и начального остывания Б. к. существенную роль в эволюции играют нейтринные потери. Теория остывания одиночных Б. к. предсказывает связь светимости L с возрастом, в общих чертах подтверждаемую наблюдениями (светимости $\backsim 10^{-3} L_\odot$ соответствует возраст ~109 лет). При очень низких светимостях (меньше $10^{-4} L_\odot$ ) в недрах Б. к. должна происходить кристаллизация, однако точность наблюдений пока недостаточна, чтобы заметить её эффекты. Если Б. к. входит в тесную двойную систему, то существенный вклад в его светимость может давать термоядерное горение на поверхности аккрецируемого вещества звезды-спутника. Это горение имеет, по-видимому, нестационарный характер, что, возможно, объясняет вспышки новых звёзд и новоподобных звёзд.

Получены спектры неск. сотен Б. к. Они сильно отличаются от спектров обычных звёзд. Линии поглощения в спектрах Б. к. сильно уширены. Кроме того, они испытывают гравитац. красное смещение, эквивалентное скорости в неск. десятков км/с. Оба эффекта помогают проверить теоретич. соотношение масса - радиус. Хим. состав атмосфер Б. к., определяемый по спектрам, также очень необычен. У большинства Б. к. атмосферы состоят почти из чистого водорода, содержание др. элементов в десятки и сотни раз снижено по сравнению с норм. звёздами. В то же время в недрах этих Б. к. водорода не должно быть, иначе они бы взорвались из-за быстрого выделения энергии при термоядерном горении водорода. У др. Б. к. осн. элемент в атмосферах - гелий, а водорода в сотни тыс. раз меньше. Различия в составе атмосфер Б. к. объясняются эффектами эволюции, аккреции и разделения вещества в сильном гравитац. поле (ускорение свободного падения на поверхности Б. к. ~108 см/с2).

У десятка Б. к. обнаружена сильная поляризация излучения или расщепление спектр. линий вследствие Зеемана эффекта, что указывает на существование у Б. к. магн. полей от 106 до 108 Гс. Ещё у ~10 Б. к. обнаружены оптич. пульсации с периодами 102-103с.

Лит.: Белые карлики. Сб. ст., пер. с англ., М., 1975; Блинников С. И., Белые карлики, М., 1977.

(С.И. Блинников)


Глоссарий Astronet.ru


А | Б | В | Г | Д | З | И | К | Л | М | Н | О | П | Р | С | Т | У | Ф | Х | Ц | Ч | Ш | Э | Я 
Публикации с ключевыми словами: белый карлик
Публикации со словами: белый карлик
Карта смысловых связей для термина БЕЛЫЕ КАРЛИКИ
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Оценка: 2.9 [голосов: 60]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования