Белые карлики

Ответы на вопросы

1. Чем отличается белый карлик от нейтронной звезды? Вся эволюция звезды основывается на первоначальной ее массе, от этого параметра и будет зависть ее светимость, продолжительность жизни и во что она превратится в конце. Для звезды массой 0,5-1,44 солнечной, жизнь закончится тем, что звезда расширится и превратится в красного гиганта, который сбросив свои внешние оболочки образует планетарную туманность оставит после себя лишь одно ядро, состоящее из вырожденного газа.

   Это упрощенный механизм того, как образуется белый карлик. Если масса звезды больше 1,44 массы Солнца (так называемый предел Чандрасекара, при котором звезда может существовать как белый карлик. Если масса будет превышать его, то она станет нейтронной звездой.), то звезда израсходовав весь водород в ядре начинает синтез более тяжелых элементов, вплоть до железа. Дальнейший синтез элементов, которые тяжелее железа, невозможен т.к. требует больше энергии чем выделяется в процессе синтеза и ядро звезды коллапсирует в нейтронную звезду. Электроны срываются с орбит и падают в ядро, там сливаются с протонами и в итоге образуются нейтроны. Нейтронное вещество весит в сотни и миллионы раз больше чем любое другое.

2. Отличие белого карлика и пульсара. Все те же самые отличия что и в случае с нейтронной звездой, только стоит учитывать, что пульсар (а это и есть нейтронная звезда) еще и очень быстро вращается, десятки раз в секунду, а период вращения белого карлика составляет, на примере звезды 40 Eri B, 5 часов 17 минут. Разница ощутима!

3. Из-за чего светятся белые карлики? Так термоядерные реакции уже не происходят все имеющееся излучение это тепловая энергия, так почему они светятся? По сути он медленно остывает, как раскаленное железо, которое сперва ярко белое, а затем краснеет. Вырожденный газ очень хорошо проводит тепло из центра и он остывает на 1% за сотни миллионов лет. Со временем остывание замедляется и он может просуществовать триллионы лет.
4. Во что превращаются белые карлики? Возраст Вселенной слишком мал, для того чтобы могли образоваться, так называемые, черные карлики, конечной стадия эволюции. Так что видимых подтверждений у нас пока нет. На основе расчетов его остывания мы знаем лишь одно, что их продолжительность жизни, имеет поистине огромную, превышающую возраст Вселенной (13,7 млрд. лет) и теоретически составляющую триллионы лет.

5. Существует ли белый карлик с сильным магнитным полем как у нейтронной звезды? Некоторые из них обладают мощными магнитными полями, гораздо сильнее, чем любые созданные нами на Земле. Например, сила магнитного поля на поверхности Земли составляет всего от 30 до 60 миллионных долей тесла, в то время как напряженность магнитного поля белого карлика может достигать 100 000 тесла.

   Но нейтронная звезда, обладает поистине сильным магнитным полем – 10*11 Тл и называется магнетаром! На поверхности некоторых магнетаров могут образовываться толчки, которые формируют колебания в звезде. Эти колебания часто приводят к огромным выбросам гамма-излучения магнетаром. Так, например, магнетар SGR 1900+14, который находится на расстоянии на 20 000 световых лет, в созвездии Орла, взорвался 27 августа 1998 г. Мощная вспышка гамма излучения была настолько сильной, что заставила выключить аппаратуру космического аппарата NEAR Shoemaker в целях ее сохранения.

https://youtube.com/watch?v=cpOSIjDoxh8

Научно-популярный фильм о героях нашей статьи

Эволюция белых карликов Править

За крайне короткое время (~30 лет) светимость гелиевого источника увеличивается настолько, что горение гелия переходит в конвективный режим, слой расширяется, выталкивая наружу водородный слоевой источник, что ведёт к его охлаждению и прекращению горения водорода. После выгорания избытка гелия в процессе вспышки светимость гелиевого слоя падает, внешние водородные слои красного гиганта сжимаются, и происходит новый поджог водородного слоевого источника.

Ибен предположил, что пульсирующий красный гигант может сбросить оболочку, образовав планетарную туманность, как в фазе гелиевой вспышки, так и в спокойной фазе с активным слоевым водородным источником, и, поскольку поверхность отрыва оболочки зависит от фазы, то при сбросе оболочки во время гелиевой вспышки обнажается «гелиевый» белый карлик спектрального класса DB, а при сбросе оболочки гигантом с активным слоевым водородным источником — «водородный» карлик DA; длительность гелиевой вспышки составляет около 20 % от длительности цикла пульсации, что и объясняет соотношение водородных и гелиевых карликов DA:DB ~ 80:20.

$ j =\sigma T^4, $

Как уже отмечалось, в уравнение состояния вырожденного электронного газа температура не входит — то есть радиус белого карлика и излучающая площадь остаются неизменными: в результате, во-первых, для белых карликов не существует зависимость масса — светимость, но существует зависимость возраст — светимость (зависящая только от температуры, но не от площади излучающей поверхности), и, во-вторых, сверхгорячие молодые белые карлики должны достаточно быстро остывать, так как поток излучения и, соответственно, темп остывания, пропорционален четвёртой степени температуры.

Белые карлики и нейтронные звезды

Считается, что белые карлики – это обнажившееся ядро звезды, находившейся до
сброса наружных слоев на .
Когда оболочка планетарной туманности рассеется, ядро звезды,
находившейся до этого на ветви сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу
диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в верхний угол диаграммы для . Ядро будет горячее, маленькое и голубое с низкой светимостью –
это и характеризует звезду как белый карлик.

Белые карлики состоят из углерода и кислорода с небольшими добавками водорода
и гелия, однако у массивных сильно проэволюционировавших звезд ядро может состоять
из кислорода, неона или магния. Белые карлики имееют чрезвычайно высокую плотность(106
г/cм3). Ядерные реакции в белом карлике не идут (см. строение
белых карликов).

Белый карлик находится в состоянии гравитационного равновесия и его давление
определяется давлением вырожденного электронного газа. Поверхностные температуры
белого карлика высокие – от 100,000 К до 200,000 К. Массы белых карликов порядка
солнечной (0.6 М_sun – 1.44M_sun). Для белых карликов
существует зависимость “масса радиус”, причем чем больше масса, тем
меньше радиус. Существует предельная масса, так называемый ,выше которой давление вырожденного газа не может противостоять
гравитационному сжатию и наступает коллапс звезды, т.е. радиус стремится к нулю.
Радиусы большинства белых карликов сравнимы с радиусом Земли.

Сравнение свойств белого карлика Сириус В с Землей и Солнцем

Так как в белом карлике нет выделения энергии, то ему остается только медленно
остывать, превращаясь со временем в мертвую звезду (.

Нейтронные звезды

Не всегда из остатков сверхгиганта формируется белый карлик. Судьба остатка
сверхгиганта зависит от массы оставшегося ядра. При нарушении гидростатического
равновесия наступает гравитационный коллапс (длящийся секунды или доли секунды)
и если М_ядраsun, то ядро сожмется до размеров
Земли и получится белый карлик. Если 1.4М_sunМ_ядраsun,
то давление вышележащих слоев будет так велико, что электроны “вдавливаются”
в протоны, образуя нейтроны и испуская нейтрино. Образуется так называемый

p+ + e-n+n_e

Давление нейтронного вырожденного газа препятствует дальнейшему сжатию звезды.
Однако, по-видимому, часть нейтронных звезд формируется при вспышках сверхновых
и является остатками массивных звезд взорвавшихся как Сверхновая
второго типа. Радиусы нейтронных звезд, как и у белых карликов уменьшаются
с ростом массы и могут быть от 100 км до 10 км. Плотность нейтронных звезд приближается
к атомной и составляет примерно 1014г.см3. Сначала нейтронные
звезды были предсказаны теоретически и только в 60-70 годы двадцатого столетия
открытые пульсары были признаны нейтронными звездами. Пульсары оказались маленькими
очень быстро вращающимися звездами с огромным магнитным полем (можно предположить,
что пульсар сохраняет угловой момент вращения и магнитный поток звезды прародительницы).
Периоды вращения пульсаров – от нескольких милисекунд до нескольких секунд,
а магнитные поля достигают 1012-1013 Гс. Открыты пульсары
были как источники импульсного радиоизлучения со стабильным периодом, в настоящее
время наблюдаются пульсары излучающие во всех диапазонах от радиодиапазона до
рентгеновского и гамма диапазона.

Ничто не может помешать дальнейшему сжатию ядра, имеющего массу, превышающую
3М_sun. Такая суперкомпактная точечная масса называется.

Литература Править

Я. Б. Зельдович, С. И. Блинников, Н. И. Шакура. Физические основы строения и эволюции звёзд. — М., 1981. (см. ISBN )

Шкловский И. С. Звёзды: их рождение, жизнь и смерть. — М.: Наука, 1984. (см. ISBN )

Steven D. Kawaler, Igorʹ Dmitrievich Novikov, Ganesan Srinivasan, G. Meynet, Daniel Schaerer. Stellar remnants. — Springer, 1997. — ISBN 3540615202, 9783540615200. (см. ISBN )

Киппенхан Р. (англ.)русск. 100 миллиардов солнц: Рождение, жизнь и смерть звезд = 100 Milliarden Sonnen / Пер. с нем. А. С. Доброславский, Б. Б. Страумал, под ред. И. М. Халатникова, А. В. Тутукова. — Мир. — М., 1990. — 293 с. — 88 000 экз. — ISBN 5-03-001195-1. (см. ISBN )

Белые карлики // Физика космоса: Маленькая энциклопедия. — М.: Советская энциклопедия, 1986. (см. ISBN )

Astrophysics with White Dwarfs.

Белые карлики

История открытия

Белые карлики – одна из увлекательнейших тем в истории астрономии: впервые были открыты небесные тела, обладающие свойствами, весьма далёкими от тех, с которыми мы имеем дело в земных условиях. И, по всей вероятности, разрешение загадки белых карликов положило начало исследованиям таинственной природы вещества, запрятанного где-то в разных уголках Вселенной. Во Вселенной много белых карликов. Одно время они считались редкостью, но внимательное изучение фотопластинок, полученных в обсерватории Маунт-Паломар (США), показало, что их количество превышает 1500. Удалось оценить пространственную плотность белых карликов: оказывается, в сфере с радиусом в 30 световых лет должно находиться около 100 таких звёзд. История открытия белых карликов восходит к началу 19в, когда Фридрих Вильгельм Бессель, прослеживая движение наиболее яркой звезды Сириус, открыл, что её путь является не прямой линией, а имеет волнообразный характер. Собственное движение звезды происходило не по прямой линии; казалось, что она едва заметно смещалась из стороны в сторону. К 1844г., спустя примерно десять лет после первых наблюдений Сириуса, Бессель пришёл к выводу, что рядом с Сириусом находится вторая звезда, которая, будучи невидимой, оказывает на Сириус гравитационное воздействие; оно обнаруживается по колебаниям в движении Сириуса. Ещё более интересным оказалось то обстоятельство, что если тёмный компонент действительно существует, то период обращения обеих звёзд относительно их общего центра тяжести равен приблизительно 50 годам.

Таким образом, Сириус стал предметом всеобщего интереса и многих исследований, ибо физические характеристики двойной системы заинтриговали астрономов.

В 1915г. с использованием всех технических средств, которыми располагала крупнейшая обсерватория того времени Маунт-Вилсон (США), были получены удачные фотографии спектра Сириуса. Это привело к неожиданному открытию: температура спутника составляла 8000 К, тогда как Солнце имеет температуру 5700 К. Таким образом, спутник в действительности оказался горячее Солнца, а это означало, что светимость единицы его поверхности также больше.

В результате несложных арифметических действий получаем, что плотность спутника почти в 100 000 раз превышает плотность воды. Кубический сантиметр этого вещества на Земле весил бы 100 кг, а 0,5 л такого вещества – около 50 т.

Такова история открытия первого белого карлика. А теперь зададимся вопросом: каким образом вещество можно сжать так, чтобы один кубический сантиметр его весил 100 кг ?

Виды белых карликов

Некоторые белые карлики в шаровом скоплении NGC 6397, снимок Хаббла

Спектрально их разделяют по двум группам. Излучение белого карлика делят на наиболее распространенный «водородный» спектральный класс DA (до 80 % от общего количества), в котором отсутствуют спектральные линии гелия, и более редкий «гелиевый белый карлик» тип DB, в спектрах звезд которого отсутствуют водородные линии.

Американский астроном Ико Ибен предложил различные сценарии их происхождения: в виду того, что горение гелия в красных гигантах неустойчиво, периодически развивается слоевая гелиевая вспышка.  Он удачно предположил механизм сброса оболочки в разные стадии развития гелиевой вспышки – на ее пике и в период между двумя вспышками. Образование его зависит от механизма сброса оболочки соответственно.

Астрономия 11 класс

«Глушко» – Был главным редактором нескольких изданий энциклопедии “Космонавтика”. Похоронен на Новодевичьем кладбище. Почетный гражданин 8 городов. Назначен генеральным конструктором. Постановление Особого Совещание. Глушко Валентин Петрович. Академик АН СССР. Арестован органами НКВД. Кратер. Основоположник отечественного ракетного двигателестроения. Научно-популярные и научные работы.

«Солнце и его влияние на Землю» – Солнце. Наблюдения. Солнечные пятна. Как солнце влияет на Землю. Солнечный диск. Физические характеристики. Строение Солнца. Наблюдение Солнца. Часть клеток и тканей. Звезды главной последовательности. Особенность. Судьба Солнца. Электромагнитное излучение. Магнитная буря. Солнечный ветер. Водород. Энергия. Ученые. Размер Солнечного диска. Бомбардировка энергичными частицами. Солнце очень активно.

«Влияние Солнца на жизнь Земли» – Солнце без огня горит. Гипотеза. Положение Солнца. Роль Солнца в жизни животных. Солнце является источником света. Возможна ли жизнь без Солнца. Роль Солнца в жизни человека. Солнце влияет на жизнь. Жизнь без Солнца невозможна. Роскошь растительности. Роль Солнца в жизни растений. Солнце – главный источник света на Земле. Тепло. Влияние Солнца на человека. Как влияет солнечная погода на ваше настроение.

«Радиогалактика» – Лебедь А. Первые наблюдения. NGC 1316. Известные радиогалактики. Гигантская эллиптическая галактика. Центавр А. Радиогалактика Центавр A. Основная информация. Исследования. Галактика во Вселенной.

«Типы звёзд» – Сверхновая. Важный аспект. Исторические значения. Типы сверхновых. Механизм вспышки. Пример остатка. Сверхновая звезда. Парадокс плотности. Изображение пульсара. Пульсары. Экзотические звезды. «Новые» звезды. Открытие. Оптические и рентгеновские лучи. Виды двойных звезд и их обнаружение. Существование чёрных дыр. Компоненты двойных звезд. Наблюдения сверхновых звезд. Гравитационное взаимодействие между компонентами.

«Движение небесных тел» – Большой треугольник образуют созвездия Лира, Лебедь и Орёл. Ближайшее солнечное затмение. Звёзды Ориона и ярчайшая звезда неба – Сириус. Вид неба осенним вечером над северным горизонтом. Зимняя часть эклиптики. Иногда на небе удаётся наблюдать несколько планет одновременно. В созвездии Андромеды находится знаменитая туманность М31. Незаходящие созвездия средних широт северного полушария. Небесная сфера вращается вокруг Полюса Мира.

«Астрономия 11 класс»

История открытия

Видимое движение Сириуса по небесной сфере

В 1844 году немецкий астроном и математик Фридрих Бессель при наблюдении Сириуса обнаружил небольшое отклонение звезды от прямолинейного движения, и сделал предположение о наличии у Сириуса невидимой массивной звезды-спутника.

Его предположение было подтверждено уже в 1862 году, когда американский астроном и телескопостроитель Альван Грэхэм Кларк, занимаясь юстировкой самого крупного в то время рефрактора, обнаружил возле Сириуса неяркую звезду, которую впоследствии окрестили Сириус Б.

Белый карлик Сириус Б имеет низкую светимость, а гравитационное поле воздействует на своего яркого компаньона довольно заметно, что свидетельствует о том, что у этой звезды крайне малый радиус при значительной массе. Так впервые был открыт вид объектов, названный белыми карликами. Вторым подобным объектом была звезда Маанена, находящаяся в созвездии Рыб.

Происхождение белых карликов Править

Тройная гелиевая реакция и изотермические ядра красных гигантов Править

$ {}^{4}_{2}\textrm{He} + {}^{4}_{2}\textrm{He} \rightarrow {}^{8}_{4}\textrm{Be} $

$ {}^{8}_{4}\textrm{Be} + {}^{4}_{2}\textrm{He} \rightarrow {}^{12}_{6}\textrm{C} $ + 7,3 МэВ.

Несмотря на весьма низкую равновесную концентрацию 8Be (например, при температуре ~108 К отношение концентраций / ~10−10), скорость такой тройной гелиевой реакции оказывается достаточной для достижения нового гидростатического равновесия в горячем ядре звезды. Зависимость энерговыделения от температуры в тройной гелиевой реакции чрезвычайно высока, так, для диапазона температур $ T $ ~1—2×108 К энерговыделение $ \varepsilon _{3\alpha } $:

$ \varepsilon _{3\alpha } = 10^8 \rho ^2 Y^3 *\left( {{T \over {10^8 }}} \right)^{30} $

где $ Y $ — парциальная концентрация гелия в ядре (в рассматриваемом случае «выгорания» водорода близка к единице).

Дополнительным фактором, по-видимому, влияющим на эволюцию ядер красных гигантов, является сочетание высокой температурной чувствительности тройной гелиевой реакции и реакций синтеза более тяжёлых ядер с механизмом нейтринного охлаждения: при высоких температурах и давлениях возможно рассеяние фотонов на электронах с образованием нейтрино-антинейтринных пар, которые свободно уносят энергию из ядра: звезда для них прозрачна. Скорость такого объёмного нейтринного охлаждения, в отличие от классического поверхностного фотонного охлаждения, не лимитирована процессами передачи энергии из недр звезды к её фотосфере. В результате реакции нуклеосинтеза в ядре звезды достигается новое равновесие, характеризующееся одинаковой температурой ядра: образуется изотермическое ядро (рис. 2).

Потеря массы красными гигантами и сброс ими оболочки Править

Ядерные реакции в красных гигантах происходят не только в ядре: по мере выгорания водорода в ядре, нуклеосинтез гелия распространяется на ещё богатые водородом области звезды, образуя сферический слой на границе бедных и богатых водородом областей. Аналогичная ситуация возникает и с тройной гелиевой реакцией: по мере выгорания гелия в ядре она также сосредотачивается в сферическом слое на границе между бедными и богатыми гелием областями. Светимость звёзд с такими «двухслойными» областями нуклеосинтеза значительно возрастает, достигая порядка нескольких тысяч светимостей Солнца, звезда при этом «раздувается», увеличивая свой диаметр до размеров земной орбиты. Зона нуклеосинтеза гелия поднимается к поверхности звезды: доля массы внутри этой зоны составляет ~70 % массы звезды. «Раздувание» сопровождается достаточно интенсивным истечением вещества с поверхности звезды, наблюдаются такие объекты как протопланетарные туманности (см. рис. 4).

Такие звёзды явно нестабильны, и в 1956 году астроном и астрофизик Иосиф Шкловский предложил механизм образования планетарных туманностей через сброс оболочек красных гигантов, при этом обнажение изотермических вырожденных ядер таких звёзд приводит к рождению белых карликов.
Точные механизмы потери массы и дальнейшего сброса оболочки для таких звёзд пока неясны, но можно предположить следующие факторы, способные внести свой вклад в потерю оболочки:

• Из-за крайне высокой светимости существенным становится световое давление потока излучения звезды на её внешние слои, что, по расчётным данным, может привести к потере оболочки за несколько тысяч лет.
• Вследствие ионизации водорода в областях, лежащих ниже фотосферы, может развиться сильная конвективная неустойчивость. Аналогичную природу имеет солнечная активность, в случае же красных гигантов мощность конвективных потоков должна значительно превосходить солнечную.
• В протяжённых звёздных оболочках могут развиваться неустойчивости, приводящие к сильным колебательным процессам, сопровождающимся изменением теплового режима звезды. На рис. 4 наблюдаются волны плотности выброшенной звездой материи, которые могут быть следствиями таких колебаний.

Так или иначе, но достаточно длительный период относительно спокойного истечения вещества с поверхности красных гигантов заканчивается сбросом его оболочки и обнажением его ядра. Такая сброшенная оболочка наблюдается как планетарная туманность (см. рис. 5). Скорости расширения протопланетарных туманностей составляют десятки км/с, то есть близки к значению параболических скоростей на поверхности красных гигантов, что служит дополнительным подтверждением их образования сбросом «излишка массы» красных гигантов.

Сейчас предложенный Шкловским сценарий конца эволюции красных гигантов является общепринятым и подкреплён многочисленными наблюдательными данными.

Механизм образования

Белые карлики представляют собой конечную стадию эволюции небольшой звезды с массой, сравнимой с массой Солнца. В каком случае они появляются? Когда в центре звезды, например, как наше Солнце, выгорает весь водород, ее ядро сжимается до больших плотностей, тогда как внешние слои сильно расширяются, и, сопровождаясь общим потускнением светимости, звезда превращается в красного гиганта. Пульсирующий красный гигант затем сбрасывает свою оболочку, поскольку внешние слои звезды слабо связаны с центральным горячим и очень плотным ядром. Впоследствии эта оболочка становится расширяющейся планетарной туманностью. Как видите красные гиганты и белые карлики очень тесно взаимосвязаны.

Процесс охлаждения белого карлика и кристаллизации его центральной части

Сжатие ядра происходит до крайне малых размеров, но, тем не менее, не превышает предела Чандрасекара, то есть верхний предел массы звезды, при котором она может существовать в виде белого карлика.

Виды звезд в наблюдаемой Вселенной

Во Вселенной существует множество различных звезд. Большие и маленькие, горячие и холодные, заряженные и не заряженные. В этой статье мы назовем основные виды звезд, а также дадим подробную характеристику Жёлтым и Белым карликам.

1. Жёлтый карлик. Жёлтый карлик – тип небольших звёзд главной последовательности, имеющих массу от 0,8 до 1,2 массы Солнца и температуру поверхности 5000–6000 K. Подробнее об этом типе звезд нем смотрите ниже.
2. Красный гигант. Красный гигант – это крупная звезда красноватого или оранжевого цвета. Образование таких звезд возможно как на стадии звездообразования, так и на поздних стадиях их существования. Крупнейшие из гигантов превращаются в красных супергигантов. Звезда под названием Бетельгейзе из созвездия Орион – самый яркий пример красного супергиганта.
3. Белый карлик. Белый карлик – это то, что остаётся от обычной звезды с массой, не превышающей 1,4 солнечной массы, после того, как она проходит стадию красного гиганта. Подробнее об этом типе звезд нем смотрите ниже.
4. Красный карлик. Красные карлики – самые распространённые объекты звёздного типа во Вселенной. Оценка их численности варьируется в диапазоне от 70 до 90% от числа всех звёзд в галактике. Они довольно сильно отличаются от других звезд.
5. Коричневый карлик. Коричневый карлик – субзвездные объекты (с массами в диапазоне примерно от 0,01 до 0,08 массы Солнца, или, соответственно, от 12,57 до 80,35 массы Юпитера и диаметром примерно равным диаметру Юпитера), в недрах которых, в отличие от звезд главной последовательности, не происходит реакции термоядерного синтеза c превращением водорода в гелий.
6. Субкоричневые карлики. Субкоричневые карлики или коричневые субкарлики – холодные формирования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов. Масса их меньше примерно одной сотой массы Солнца или, соответственно, 12,57 массы Юпитера, нижний предел не определён. Их в большей мере принято считать планетами, хотя к окончательному заключению о том, что считать планетой, а что – субкоричневым карликом научное сообщество пока не пришло.
7. Черный карлик. Черные карлики – остывшие и вследствие этого не излучающие в видимом диапазоне белые карлики. Представляет собой конечную стадию эволюции белых карликов. Массы черных карликов, подобно массам белых карликов, ограничиваются сверху 1,4 массами Солнца.
8. Двойная звезда. Двойная звезда – это две гравитационно связанные звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс.
9. Новая звезда. Звезды, светимость которых внезапно увеличивается в 10 000 раз. Новая звезда представляет собой двойную систему, состоящую из белого карлика и звезды-компаньона, находящейся на главной последовательности. В таких системах газ со звезды постепенно перетекает на белый карлик и периодически там взрывается, вызывая вспышку светимости.
10. Сверхновая звезда. Сверхновая звезда – это звезда, заканчивающая свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Вспышка при этом может быть на несколько порядков больше чем в случае новой звезды. Столь мощный взрыв есть следствие процессов, протекающих в звезде на последний стадии эволюции.
11. Нейтронная звезда. Нейтронные звезды (НЗ) – это звездные образования с массами порядка 1,5 солнечных и размерами, заметно меньшими белых карликов, порядка 10-20 км в диаметре. Они состоят в основном из нейтральных субатомных частиц – нейтронов, плотно сжатых гравитационными силами. В нашей Галактике, по оценкам ученых, могут существовать от 100 млн до 1 млрд нейтронных звёзд, то есть где-то по одной на тысячу обычных звёзд.
12. Пульсары. Пульсары – космические источники электромагнитных излучений, приходящих на Землю в виде периодических всплесков (импульсов). Согласно доминирующей астрофизической модели, пульсары представляют собой вращающиеся нейтронные звёзды с магнитным полем, которое наклонено к оси вращения. Когда Земля попадает в конус, образуемый этим излучением, то можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Некоторые нейтронные звёзды совершают до 600 оборотов в секунду.
13. Цефеиды. Цефеиды – класс пульсирующих переменных звёзд с довольно точной зависимостью период-светимость, названный в честь звезды Дельта Цефея. Одной из наиболее известных цефеид является Полярная звезда. Приведенный перечень основных видов (типов) звезд с их краткой характеристикой, разумеется, не исчерпывает всего возможного многообразия звезд во Вселенной.

Примечания код

1. ↑
2. Sinuosités observées dans le mouvement propre de Sirius, Fig. 320, Flammarion C., Les étoiles et les curiosités du ciel, supplément de «l’Astronomie populaire», Marpon et Flammarion, 1882
3. E. Schatzman. White Dwarfs. — Amsterdam: North-Holland, 1958. — С. 1.
4.  (англ.). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (12 January 1844). Дата обращения 22 июля 2009.
5. van Maanen A. . Publications of the Astronomical Society of the Pacific (12 января 1917). — Vol. 29, No. 172, pp. 258—259.

6. Holberg, J. B. How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs (англ.) // American Astronomical Society Meeting 207 : journal. — 2005. — Vol. 207. — P. 1503. — .

7. В. В. Иванов. . Астронет (17 сентября 2002). Дата обращения 6 мая 2009.
8. ↑ Fowler R. H.  (англ.). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (12 January 1926). Дата обращения 22 июля 2009.
9. ↑
10. J. Frenkel. Anwendung der Pauli-Fermischen Elektronengastheorie auf das Problem der Kohäsionskräfte (нем.) // Zeitschrift für Physik. — 1928. — Bd. 50, Nr. 3—4. — S. 234—248.
11. Chandrasekhar S.  (англ.). Astrophysical Journal (7 January 1931). Дата обращения 22 июля 2009.

12. Шкловский И. С. О природе планетарных туманностей и их ядер (рус.) // Астрономический журнал. — 1956. — Т. 33, № 3. — С. 315—329.

13. . xray.sai.msu.ru. Дата обращения 14 мая 2019.
14. . www.msu.ru. Дата обращения 14 мая 2019.
15. София Нескучная. . газета.ru (13 ноября 2009). Дата обращения 23 мая 2011.
16. Блинников С. И. // Белые карлики. — М.: Знание, 1977. — 64 с.
17. Иванов В. В. . Астрономический институт им. В. В. Соболева. Дата обращения 6 января 2010.