|
Ввиду того, что белые карлики сжимаются скорее во времени, чем в пространстве, сжатие в пространстве за счет гравитационного движения в направлении галактического центра не влияет на звезды Класса D. Поэтому эволюционный путь, показанный на рисунке 19, совпадает с уровнем для шарового звездного скопления главной последовательности движения в пространстве, а не с положением звезд галактических полей. Однако конечное положение, обозначенное х, на главной последовательности движения в пространстве подвергается гравитационному сдвигу; и последняя фаза превращения из движения во времени в движение в пространстве включает как движение вверх на 0,8 величин, так и движение влево от В к х. Как отмечалось в главе 10, наблюдаемый паттерн Класса D – веское доказательство реальности гравитационного сдвига. Полученная из наблюдений информация о двух классах относительно больших белых карликов, которые мы рассматривали, - горячих субкарликов и их преемников – центральных звезд планетарных туманностей, - очень ограничена, но положения на диаграмме ЦВ, указанные доступными данными, полностью соответствуют эволюционному паттерну, выведенному нами из теории. Пунктирная линия на рисунке 18 показывает расположения горячих субкарликов, предложенные М. и Г Бербиджами.[96] Указанная область явно соответствует теоретическим выводам. Как уже сообщалось, расположения репрезентативной группы планетарных туманностей, определенные на рисунке 18, тоже пребывают в теоретических пределах. Из-за понижения температуры движение туманностей на диаграмме ЦВ, должно быть, по крайней мере, в общем, слева направо. (Это признают даже приверженцы традиционной астрономической теории. Смотри, например, диаграмму Пасачоффа.[97]) Дальнейшее подтверждение теоретических открытий можно получить посредством исследования соотнесения диаметров планет из списка Абелля с их расположениями на диаграмме. Рисунок 20 – это воспроизведение рисунка 18 с диаметрами в парсеках, показанными наряду с точками, указывающими расположения. Как и следовало ожидать, в свете разнообразия условий, в которых существуют туманности доступные наблюдению, индивидуальные величины широко варьируются необъяснимым образом, но общая тенденция ясна. Пренебрегая группой туманностей ниже линии А'В', предметом особого рассмотрения в главе 12, в левой половине выявленного региона туманностей имеется 16 туманностей со средним диаметром 84 парсека, и 7 туманностей диаметром 47 парсеков в правой половине. Полученная из наблюдений информация о массах планетарных звезд минимальна, но та, что доступна, соответствует наличию нижнего предела 1,1 солнечных масс или, по крайней мере, не конфликтует с ним. Предлагалась масса, равная 1,2 солнечных масс.[98] Как уже отмечалось, масса одного из видов планетарных звезд, горячих субкарликов, определялась как 1,5 на той же самой шкале. В главе 13 мы увидим, что масса другой звезды, которую мы будет определять как бывшую (старую) планетарную звезду, вычислена как 2,1 солнечных масс. Для подтверждения теоретического минимума результатов слишком мало, но они указывают в этом направлении. — 141 —
|