minor fixes

AShepelevv · Jul 23, 2024 · 701b033 · 701b033
1 parent dd86c04
commit 701b033
Show file tree

Hide file tree

Showing 2 changed files with 2 additions and 2 deletions.
diff --git a/sections/objects/degen-stars.tex b/sections/objects/degen-stars.tex
@@ -33,7 +33,7 @@ \subsection{Вырожденные звёзды}
 
 \term{Белые карлики}~--- проэволюционировавшие звёзды лишённые собственных источников термоядерной энергии и светящие за счёт остывания. Масса белого карлика находится в диапазоне от $0.6M_{\odot}$ до $1.44 M_{\odot}$. Верхняя границы массы белого карлика называется пределом Чандрасекара, звезда с массой больше данного предела не может существовать как белый карлик. Радиус белых карликов примерно в $10^2$ раз меньше солнечного, т.е. можно считать, что $R_\text{БК} \simeq R_\oplus$. Плотность белых карликов лежит в диапазоне $10^7$\,--\,$10^{10}$~$\text{кг}/\text{м}^3$. Зависимость масса-радиус для белых карликов имеет сложную форму \lookPicRef{pic:mass-radius-wd}. Вертикальная асимптота на графике соотвтетствует пределу Чандрасекара. 
 
-Спектры белых карликов отличаются от спектров невырожденных звёзд. Главной особенностью являются \imp{широкие линии поглощения}, также примечательно малое присутствие или вовсе отсутсвие слабых линий в спектре. Белые карлики принято выделять в отдельный спектральный класс D, а подклассов выделяют по принципу присутствия тех или иных спектральных линий в спектре. Основные подклассы:
+Спектры белых карликов отличаются от спектров невырожденных звёзд. Главной особенностью являются \imp{широкие линии поглощения}, также примечательно малое присутствие или вовсе отсутсвие слабых линий в спектре. Белые карлики принято выделять в отдельный спектральный класс D, а подклассы выделяют по принципу присутствия тех или иных спектральных линий в спектре. Основные подклассы:
 \begin{itemize}
 	\item \term{DA} — водородные белые карлики, составляют около 80\% от популяции белых карликов;
 	\item \term{DB} — гелиевые белые карлики, составляют около 20\% от популяции белых карликов.

diff --git a/sections/objects/spectr-types.tex b/sections/objects/spectr-types.tex
@@ -85,7 +85,7 @@ \subsection{Спектральные классификация звёзд}
 
 Помимо основных спектральных классов звёзд существуют дополнительные: W — звёзды Вольфа-Райе, очень тяжёлые яркие звёзды с температурой порядка 70000 К и интенсивными эмиссионными линиями спектра; L — звёзды или коричневые карлики с температурой 1500–2000 К и соединениями металлов в атмосфере; T — метановые коричневые карлики с температурой 700-1500 К; Y — очень холодные (метано-аммиачные) коричневые карлики с температурой ниже 700 К; C — углеродные звёзды, гиганты с повышенным содержанием углерода. Ранее относились к классам R и N.
 
-Однако гарвардская классификация учитывает лишь влияние температуры на спектр, для более точного разбиения вместе с температурой требуется учитывать и светимость звезды. Классификация звёзд по светимости называется Йеркской и основывается она на линиях, которые напрямую связаны с силой гравитации на поверхности звезды. Классификация сводится к разбиению на 6 классов:
+Однако гарвардская классификация учитывает лишь влияние температуры на спектр, для более точного разбиения вместе с температурой требуется учитывать и светимость звезды. Классификация звёзд по светимости называется Йеркской и основывается она на линиях, которые напрямую связаны с силой гравитации на поверхности звезды. Классификация сводится к разбиению на 8 классов:
 \begin{itemize}
 	\item \term{Класс Ia}. Наиболее яркие свехргиганты;
 	\item \term{Класс Ib}. Менее яркие сверхгиганты;