Номер 4, страница 191 - гдз по физике 11 класс учебник Башарулы, Шункеев

4. Как возникают звезды? Когда образовалось Солнце? Как будет заканчиваться его жизненный цикл?

4. Как возникают звезды? Когда образовалось Солнце? Как будет заканчиваться его жизненный цикл?

Как возникают звезды?

Звезды рождаются в огромных, холодных и плотных облаках межзвездного газа и пыли, называемых гигантскими молекулярными облаками. Процесс их формирования можно разбить на несколько этапов:

1. Гравитационная неустойчивость и коллапс. Внутри молекулярного облака существуют более плотные участки. Под действием собственной гравитации эти уплотнения начинают сжиматься. Если масса уплотнения превышает определенный предел (массу Джинса), гравитационные силы становятся сильнее внутреннего газового давления, и начинается неконтролируемое сжатие – гравитационный коллапс.

2. Образование протозвезды. В центре сжимающегося фрагмента облака формируется горячее и плотное ядро – протозвезда. Вещество из окружающей оболочки продолжает падать на протозвезду, увеличивая ее массу и температуру. Вокруг протозвезды часто образуется вращающийся газопылевой диск, называемый аккреционным диском.

3. Начало термоядерных реакций. По мере сжатия температура и давление в ядре протозвезды растут. Когда температура в центре достигает примерно 10-15 миллионов градусов Кельвина, начинаются реакции термоядерного синтеза, в ходе которых ядра водорода сливаются, образуя ядра гелия. Этот процесс высвобождает огромное количество энергии.

4. Рождение звезды. Выделяющаяся в ходе термоядерных реакций энергия создает давление, направленное наружу, которое уравновешивает силу гравитационного сжатия. Объект достигает состояния гидростатического равновесия и становится полноценной звездой главной последовательности. Его дальнейшая эволюция определяется начальной массой.

Когда образовалось Солнце?

Согласно современным научным данным, Солнце и вся Солнечная система образовались примерно 4,6 миллиарда лет назад. Этот возраст был определен с помощью радиоизотопного датирования древнейших метеоритов (хондритов), которые считаются остатками того же протопланетного диска, из которого сформировались Солнце и планеты. Они являются ровесниками нашей звезды.

Как будет заканчиваться его жизненный цикл?

Солнце — это звезда типа желтый карлик, и его жизненный цикл будет протекать следующим образом:

1. Стадия красного гиганта. Примерно через 5 миллиардов лет в ядре Солнца закончится водородное топливо. Ядро, состоящее теперь из гелия, начнет сжиматься и нагреваться. Это приведет к началу горения водорода в оболочке вокруг ядра. Внешние слои Солнца сильно расширятся, и оно превратится в красного гиганта. Его радиус увеличится настолько, что оно поглотит Меркурий, Венеру и, возможно, Землю.

2. Горение гелия. Когда температура в ядре достигнет 100 миллионов градусов, начнется термоядерная реакция превращения гелия в углерод и кислород. Солнце несколько сожмется и станет менее ярким.

3. Планетарная туманность и белый карлик. После того, как запасы гелия в ядре иссякнут, Солнце станет нестабильным. Его внешние слои будут сброшены в окружающее пространство, образовав красивую светящуюся оболочку – планетарную туманность. В центре останется очень горячее и плотное ядро бывшей звезды – белый карлик. Он будет состоять в основном из углерода и кислорода и иметь размер, сравнимый с размером Земли, но массу — около половины текущей массы Солнца.

4. Черный карлик. Белый карлик больше не производит энергию и будет медленно остывать в течение миллиардов и триллионов лет, пока не превратится в холодный, темный объект – черный карлик.

Ответ: Звезды возникают из-за гравитационного сжатия плотных облаков межзвездного газа и пыли, в центре которых зажигаются термоядерные реакции. Солнце образовалось около 4,6 млрд лет назад. Его жизненный цикл закончится превращением в красного гиганта, затем оно сбросит внешние оболочки, образовав планетарную туманность, а в центре останется остывающий белый карлик.

5. Как проходит жизненный цикл у массивных звезд? Как можно объяснить коллапс?

Как проходит жизненный цикл у массивных звезд?

Жизненный цикл массивных звезд, масса которых превышает примерно 8 масс Солнца ($M > 8 M_☉$), значительно отличается от жизненного цикла звезд типа Солнца. Он короче и драматичнее.

1. Главная последовательность. Массивные звезды намного горячее и ярче Солнца (часто это голубые гиганты и сверхгиганты). Из-за высокой температуры в их ядрах термоядерные реакции идут гораздо интенсивнее, поэтому они "сжигают" свой водород всего за несколько миллионов лет (в отличие от 10 миллиардов лет у Солнца).

2. Синтез тяжелых элементов. После исчерпания водорода в ядре, звезда начинает последовательно "сжигать" все более тяжелые элементы. Гелий превращается в углерод, углерод — в неон, неон — в кислород, кислород — в кремний. Каждая следующая стадия горения происходит при более высокой температуре и давлении и длится все меньше времени. Это создает в звезде слоистую структуру, похожую на луковицу, где в центре находятся самые тяжелые элементы.

3. Образование железного ядра. Процесс синтеза элементов в ядре останавливается на железе. Дело в том, что термоядерные реакции с участием ядер железа не выделяют, а, наоборот, поглощают энергию. Таким образом, в центре звезды формируется инертное железное ядро, которое больше не может производить энергию для поддержания своего равновесия.

Как можно объяснить коллапс?

Коллапс является финальной стадией жизни массивной звезды, приводящей к одному из самых мощных явлений во Вселенной – взрыву сверхновой.

1. Гравитационный коллапс ядра. Как только в ядре звезды прекращается выработка энергии, ничто больше не может противостоять силе гравитации. Железное ядро, имеющее массу больше массы Солнца, но размер меньше Земли, начинает катастрофически быстро сжиматься под собственным весом. Этот процесс занимает доли секунды.

2. Взрыв сверхновой. Сжатие ядра останавливается только тогда, когда оно достигает плотности атомного ядра. В этот момент протоны и электроны сливаются, образуя нейтроны и нейтрино ($p^+ + e^- \to n + ν_e$). Ядро превращается в сверхплотный объект – протонейтронную звезду. Внешние слои звезды, продолжающие падать на это несжимаемое ядро со скоростью в десятки тысяч километров в секунду, "отскакивают" от него, порождая мощнейшую ударную волну. Эта волна, дополнительно усиленная потоком нейтрино из ядра, срывает и выбрасывает в космос всю внешнюю оболочку звезды. Происходит взрыв сверхновой типа II. Во время взрыва синтезируются элементы тяжелее железа (золото, платина, уран и др.) и рассеиваются по межзвездной среде.

3. Звездный остаток. Судьба ядра после взрыва зависит от его массы. Если масса исходной звезды была в диапазоне от 8 до 20-25 масс Солнца, на месте взрыва остается нейтронная звезда. Если же масса звезды была еще больше, то даже давление нейтронов не способно остановить гравитационный коллапс, и ядро сжимается в точку бесконечной плотности, образуя черную дыру.

Ответ: Массивные звезды ($M > 8 M_☉$) живут быстро и ярко, последовательно синтезируя в своих недрах элементы вплоть до железа. Когда в центре образуется железное ядро, выработка энергии прекращается, и ядро коллапсирует под действием гравитации. Этот коллапс приводит к мощному взрыву сверхновой, в результате которого образуется либо нейтронная звезда, либо черная дыра.