Белый карлик

Cтраница 4

Высота ( над поверхностью белого карлика) фронта ударной волны может изменяться с характерным време-вем порядка неск. Кроме того, могут существовать еще 5 типов нестабильности, связан-дых с возможными неоднородностями трехмерной АК. [46]

Пределы устойчивости на плоскости ( М - J. Распределение момента количества движения такое же, как у твердотельно вращающегося однородного сфероида. Для М 2MQ кривые взяты из работы Острайкера и Тассуля ( 1969. Около штриховых кривых, соответствующих постоянному характерному времени TS вековой неустойчивости из-за реакции гравитационного излучения, указаны Igr ( в годах. Пунктирная кривая ограничивает область, в которой, согласно Джеймсу ( 1964, заключены модели твердотельно вращающихся белых карликов. Углерод загорается в центрах углерод-кислородных моделей под штрихпунктирной линией. Жирная линия - предел динамической устойчивости, тонкая линия - предел вековой устойчивости. ( Durisen R. H. Apf J., 199, 179, 1975. С разрешения The University of Chicago Press. 1975 by the American Astronomical Society. [47]

Итак, модели дифференциально вращающихся белых карликов с вековой и динамической устойчивостью к неосесимметричным возмущениям можно строить лишь в определенном диапазоне масс и полных моментов количества движения. Отметим, что на рис. 13.6 изображена также кривая, ниже которой модели с плотностями в центре, превосходящими 3 109 г / см3, могут становиться неустойчивыми относительно детонации или имплозии. [48]

Следствия этого результата для белых карликов малой массы обсуждаются в гл. [49]

Эддингтон далее утверждал, что белые карлики должны встречаться весьма часто во Вселенной, ибо хотя в то время было твердо установлено существование только трех белых карликов, все три находились очень близко от Солнца. [50]

Зависимость массы от центральной плотности для невращаюшихся звезд нулевой температуры в состоянии полного ядерного равновесия. Звезды слева от максимума ( Чандрасекхаров-ского предела при рс 1 4 - 10 г / см3 есть устойчивые белые карлики, а справа от минимума при р. 1 55 1014г / см3 - нейтронные звезды. При построении штриховых линий используются уравнения состояния, полученные Пандарипан-де с учетом гиперонов ( нижняя кривая и для чистых нейтронов ( верхняя. Нейтронные звезды за вторым максимумом неустойчивы. [51]

Эволюционные пути определяют реальные массы белых карликов и нейтронных звезд. [52]

В работе [384] устойчивые модели белых карликов с конечным ядром новой фазы Пропущены, поэтому кривая М ( рс) ошибочно имеет максимум при рс, совпадающим с началом нейтронизации. [53]

Отметим, что у некоторых белых карликов измерены гораздо более сильные магнитные поля; они лежат в диапазоне 1 106 - 50 10 Гс. [54]

Мы знаем, что для белых карликов и нейтронных звезд, которые имеют максимальные массы порядка 1 4 MQ и 2 - 3 MQ соответственно, это вовсе не так. [55]

Другой важный способ проверки теории белых карликов основан на изучении их остывания. Как будет описано ниже, эта проверка состоит в сравнении светимости с возрастом белого карлика, т.е. в сопоставлении величин, связь между которыми определяется скоростью остывания. Теория остывания белых карликов представляет интерес не только с астрофизической точки зрения, но и как красивое приложение физики твердого тела в весьма необычных условиях. [56]

Когда звезда доходит до стадии белого карлика, единственным источником излучаемой энергии является остаточная тепловая энергия ионов. При дальнейшем гравитационном сжатии высвобождается очень мало энергии, так как звезда уже достигла вырожденного состояния. Энергия, выделяемая при испускании нейтрино, существенна только на очень ранней высокотемпературной стадии. [57]

Результаты оценок масс и радиусов белых карликов из наблюдений используются для подтверждения астрофизических моделей ( см. разд. В то же время наблюдательные данные о массах и радиусах нейтронных звезд с учетом неопределенностей в уравнении состояния применяются даже для проверки теорий ядерной физики. [58]

Страницы: 1 2 3 4