Strona G堯wna · Artyku造 · Download · Forum · Kategorie News闚 23. Pa寮ziernik 2019 00:36
Nawigacja
Strona G堯wna
Artyku造
Download
FAQ
Forum
Kategorie News闚
Galeria
Szukaj
Polska w Kosmosie
* Polskie sukcesy w Astronomii
* Pierwszy polski satelita PW-SAT
Poj璚ia w Astronomii i Fizyce 'beta'
_______________
A
*Astrofizyka
*Astronomia
*Asysta Grawitacyjna

Wi璚ej
Uk豉d S這neczny
*S這鎍e
*Planety
*Planety Kar這wate
*Planetoidy
*Plutoidy
*Komety
*Pas Kuipera
*Dysk Rozproszony
Gwiazdy
*Gwiazdy najbli瞠j Ziemi
_________________________
_________________________
*Gwiazda Neutronowa
*Bia造 Karze
*Br您owy Karze
*Czerwony Karze
*Pomara鎍zowy Karze
*草速y Karze
*Czerwony Olbrzym
*B喚kitny Olbrzym
*Br您owy Podkarze
Faza Ksi篹yca
CURRENT MOON
Bia造 Karze
Bia造 karze - niewielki (rz璠u rozmiar闚 Ziemi) obiekt astronomiczny emituj帷y m.in. promieniowanie widzialne. Powstaje po ustaniu reakcji j康rowych w ma這 lub 鈔ednio masywnej gwie寮zie. Ma這 masywne gwiazdy (od 0,08 do 0,4 masy S這鎍a), nie osi庵aj w trakcie swojej ewolucji warunk闚 wystarczaj帷ych do zap這nu helu w reakcjach syntezy termoj康rowej i powstaj z nich bia貫 kar造 helowe. 字ednio masywne gwiazdy (od 0,4 do ok. 4 masy S這鎍a) spalaj hel daj帷 bia貫 kar造 w璕lowe, lub w璕lowo-tlenowe. Pozosta這軼i gwiazd o masach w zakresie 4-8 mas S這鎍a (na ci庵u g堯wnym) s bia貫 kar造 z domieszk tlenu, neonu i magnezu.

Gwiazda macierzysta podczas spalania wodoru w otoczce zwi瘯sza promie (stadium czerwonego olbrzyma), za zewn皻rzne warstwy po oddzieleniu si staj si mg豉wic planetarn z gor帷ym j康rem (powsta造m po b造sku helowym), zawieraj帷ym cz瘰to g堯wnie tlen i w璕iel. J康ro to, nie produkuj帷 energii, stopniowo och豉dza si poprzez wypromieniowywanie nagromadzonego ciep豉. Zmniejszone ci郾ienie promieniowania po ustaniu reakcji termoj康rowych we wn皻rzu sprawia, 瞠 obiekt zapada si pod w豉snym ci篹arem osi庵aj帷 ogromn g瘰to嗆 rz璠u 108 gram闚 na centymetr sze軼ienny; gwiazda o masie S這鎍a staje si w闚czas kul o promieniu por闚nywalnym z ziemskim. Dalszemu zapadaniu bia貫go kar豉 przeciwstawia si jedynie ci郾ienie materii, w tym elektron闚. Maksymalna masa stabilnego bia貫go kar豉 nazywana jest granic Chandrasekhara i wynosi 1,44 masy S這鎍a. Po przekroczeniu tej wielko軼i w wyniku akrecji materii z drugiego sk豉dnika uk豉du podw鎩nego, bia造 karze wybucha jako supernowa typu Ia lub (hipotetycznie) w procesie tzw. cichej supernowej, pozostawiaj帷 po sobie gwiazd neutronow. Wspomniany przep造w musi by jednak du穎 intensywniejszy ni w przypadku nowych, znacznie zwi瘯szaj帷y ca趾owit mas gwiazdy i znosz帷y degeneracj materii w bia造m karle, co umo磧iwia zapocz徠kowanie syntezy bardziej masywnych pierwiastk闚. W stanie pozbawionym degeneracji poprawnym opisem stanu materii w gwie寮zie jest rozk豉d Boltzmanna lub Fermiego-Diraca, ale w zakresie temperatur znacznie wy窺zych, ni temperatura Fermiego.

W przypadku bia貫go kar豉 nieakreuj帷ego materii, jego temperatura zmniejsza si, a przestaje by widoczny staje si czarnym kar貫m. Jednak瞠 szacowany wiek Wszech鈍iata jest zbyt kr鏒ki (ok. 15 mld lat), by takie obiekty zd捫y造 powsta nawet z najd逝瞠j istniej帷ych bia造ch kar堯w.

Szacowane masy znanych bia造ch kar堯w mieszcz si w zakresie od 0,17 do 1,33 masy Slo鎍a, za najbardziej typowe masy wi瘯szo軼i z nich to od 0,5 do 0,7 masy S這鎍a (Eisenstein i in. 2006, Astroph. J. Supp., 167, 40). Typowo wi璚 wok馧 weglowo-tlenowego j康ra znajduj si cienkie pow這ki pozosta貫go helu i wodoru. W zale積o軼i od sk豉du atmosfery, wyr騜nia si wiele typ闚 widmowych, przede wszystkim bia貫 kar造 o atmosferze wodorowej (typ DA) lub helowej (typy DB i DO).

Dla modeli politropowych mo積a wyprowadzi zale積o嗆 mi璠zy mas a promieniem bia貫go kar豉. W przypadku nierelatywistycznym, ci郾ienie zdegenerowanych elektron闚 zale篡 od g皻o軼i materii w pot璠ze 5/3. Poniewa wi瘯sza masa oznacza wi瘯sz si喚 grawitacyjn, kt鏎ej przeciwdzia豉 musi ci郾ienie, to zachodzi zale積o嗆:
a zatem wraz ze wzrostem masy bia貫go kar豉 jego promie maleje. W przypadku skrajnie relatywistycznym, elektrony poruszaj si z pr璠ko軼iami bliskimi pr璠ko軼i 鈍iat豉 i ci郾ienie jest proporcjonalne do g瘰to軼i w pot璠ze 4/3. Masa nie zale篡 ju w闚czas od promienia i jest sta豉, r闚na maksymalnej masie bia貫go kar豉. Dla masy zbli瘸j帷ej si do limitu Chandrasekhara, promie bia貫go kar豉 d捫y do zera.

Temperatury powierzchniowe najgor皻szych bia造ch kar堯w si璕aj 150000 K. Gwiazdy te mog by 廝鏚貫m mi瘯kiego promieniowania rentgenowskiego. Na podstawie obserwacji polaryzacji promieniowania stwierdzono, 瞠 niekt鏎e bia貫 kar造 posiadaj pola magnetyczne o nat篹eniach od 2000 do miliarda gaus闚.
Komentarze
Brak komentarzy.
Dodaj komentarz
Zaloguj si, 瞠by m鏂 dodawa komentarze.
Oceny
Dodawanie ocen dost瘼ne tylko dla zalogowanych U篡tkownik闚.

Prosz si zalogowa lub zarejestrowa, 瞠by m鏂 dodawa oceny.

Brak ocen.
Logowanie
Nazwa U篡tkownika

Has這



Nie jeste jeszcze naszym U篡tkownikiem?
Kilknij TUTAJ 瞠by si zarejestrowa.

Zapomniane has這?
Wy郵emy nowe, kliknij TUTAJ.
Online
Go軼i Online: 1
Brak U篡tkownik闚 Online

Zarejestrowanch Uzytkownik闚: 16
Najnowszy U篡tkownik: Stephenfup
Programy o Astronomii
Symulator Kolonii Na Marsie: MARS COLONY

Symulator 3D: CELESTIA

----------
Turbo Pascal Web Page

RANKING RANKING紟

Wszech鈍iat

astrolista
UNIVERSE-site | Ranking Stron Astronomicznych





Za堯 : W豉sne Darmowe Forum | W豉sn Stron Internetow | Zg這 nadu篡cie | fashionideas.icu