https://amwiki.ru/index.php?action=history&feed=atom&title=%D0%91%D0%B5%D0%BB%D1%8B%D0%B5_%D0%BA%D0%B0%D1%80%D0%BB%D0%B8%D0%BA%D0%B8 2026-04-23T22:00:21Z История изменений этой страницы в вики MediaWiki 1.40.1 https://amwiki.ru/index.php?title=%D0%91%D0%B5%D0%BB%D1%8B%D0%B5_%D0%BA%D0%B0%D1%80%D0%BB%D0%B8%D0%BA%D0%B8&diff=33151&oldid=prev 2021-03-10T20:24:24Z

<p>Новая страница: «:&#039;&#039;&#039;&#039;&#039;Источник статьи:&#039;&#039;&#039; Большая российская энциклопедия&#039;&#039;&lt;ref name=&quot;БРЭ&quot;&gt;[https://bigenc.ru/physics/text/1856580 &#039;…»</p> <p><b>Новая страница</b></p><div>:'''''Источник статьи:''' Большая российская энциклопедия''&lt;ref name=&quot;БРЭ&quot;&gt;[https://bigenc.ru/physics/text/1856580 ''Блинников С. И.'' БЕЛЫЕ КАРЛИКИ // Большая российская энциклопедия. Электронная версия (2016); 10.03.2021.]&lt;/ref&gt;<br /> <br /> '''БЕ́ЛЫЕ КА́РЛИКИ''' – компактные звёзды с массами порядка массы Солнца (''M''&lt;sub&gt;☉&lt;/sub&gt;) и радиусами, примерно в 100&amp;nbsp;раз меньшими, чем радиус Солнца. Средняя плотность вещества белых карликов 10&lt;sup&gt;8&lt;/sup&gt;–10&lt;sup&gt;9&lt;/sup&gt; кг/м&lt;sup&gt;3&lt;/sup&gt;. Белые карлики составляют несколько процентов всех звёзд Галактики. Многие белые карлики входят в двойные звёздные системы. Первой звездой, отнесённой к белым карликам, был Сириус B (спутник [[Сириус]]а), открытый американским астрономом А.Кларком в 1862. В 1910-х&amp;nbsp;гг. белые карлики выделены в особый класс звёзд; их название связано с цветом первых представителей этого класса.<br /> <br /> Имея массу звезды и размер небольшой планеты, белый карлик обладает колоссальным притяжением вблизи своей поверхности, которое стремится сжать звезду. Но она сохраняет устойчивое равновесие, поскольку гравитационным силам противостоит давление [[вырожденный газ|вырожденного газа]] электронов: при высокой плотности вещества, характерной для белых карликов, концентрация практически свободных электронов в нём столь велика, что, согласно принципу Паули, они обладают большим импульсом. Давление вырожденного газа практически не зависит от его температуры, поэтому при остывании белый карлик не сжимается.<br /> <br /> Чем больше масса белого карлика, тем меньше его радиус. Теория указывает для белого карлика верхний предел массы около 1,4''M''&lt;sub&gt;☉&lt;/sub&gt; (так называемый [[предел Чандрасекара]]), превышение которого приводит к гравитационному коллапсу. Наличие такого предела обусловлено тем, что по мере роста плотности газа скорость электронов в нём приближается к скорости света и далее возрастать не может. В результате давление вырожденного газа уже не способно противостоять силе тяготения.<br /> <br /> Белые карлики образуются в конце эволюции обычных звёзд с начальной массой менее 8''M''&lt;sub&gt;☉&lt;/sub&gt; после исчерпания ими запаса термоядерного горючего. В этот период звезда, пройдя через стадию красного гиганта и планетарной туманности, сбрасывает свои внешние слои и обнажает ядро, имеющее очень высокую температуру. Постепенно остывая, ядро звезды переходит в состояние белого карлика, продолжая ещё долго светить за счёт запасённой в недрах тепловой энергии. С возрастом светимость белого карлика падает. При возрасте около 1 млрд. лет светимость белого карлика в тысячу раз ниже солнечной. Температура поверхности у изученных белых карликов лежит в диапазоне от 5·10&lt;sup&gt;3&lt;/sup&gt; до 10&lt;sup&gt;5&lt;/sup&gt; К.<br /> <br /> У некоторых белых карликов обнаружена оптическая переменность с периодами от нескольких минут до получаса, объясняемая проявлением гравитационных нерадиальных колебаний звезды. Анализ этих колебаний методами астросейсмологии позволяет изучать внутреннее строение белого карлика. В спектрах около 3% белых карликов наблюдается сильная поляризация излучения или зеемановское расщепление спектральных линий, что указывает на существование у них магнитных полей индукцией 3·10&lt;sup&gt;4&lt;/sup&gt;–10&lt;sup&gt;9&lt;/sup&gt; Гс.<br /> <br /> Если белый карлик входит в тесную двойную систему, то существенный вклад в его светимость может давать термоядерное горение водорода, перетекающего с соседней звезды. Это горение часто носит нестационарный характер, что проявляется в виде вспышек новых и новоподобных звёзд. В редких случаях накопление водорода на поверхности белого карлика приводит к термоядерному взрыву с полным разрушением звезды, наблюдаемому как вспышка сверхновой. <br /> <br /> == Литература статьи Большой российской энциклопедии ==<br /> <br /> * ''Блинников С. И.'' Белые карлики. М., 1977.<br /> * ''Шапиро С., Тьюколски С.'' Черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды: В 2 ч. М., 1985.<br /> <br /> == Примечания ==<br /> {{примечания}}<br /> [[Категория:Ревизия 2021.03.10]]<br /> [[Категория:НАЭ]]<br /> [[Категория:Э]]</div>

Aqui