Номер 1, страница 256 - гдз по физике 11 класс учебник Касьянов

Вопросы. § 69. Эволюция звёзд. Глава 9. Эволюция Вселенной - номер 1, страница 256.

В О П Р О С Ы

1. Почему возможная масса звезды имеет ограничение сверху и снизу?

Почему возможная масса звезды имеет ограничение сверху и снизу?

Масса звезды, формирующейся из газопылевого облака, имеет как нижний, так и верхний пределы. Эти ограничения обусловлены фундаментальными физическими процессами, которые лежат в основе определения самого понятия "звезда" и ее стабильности.

Ограничение снизу (минимальная масса)

Главным признаком звезды является ее способность поддерживать в своем ядре устойчивые термоядерные реакции синтеза водорода в гелий. Для запуска этих реакций необходимы чрезвычайно высокие температура (порядка 10-15 миллионов кельвинов) и давление. Такие условия создаются в центре протозвезды под действием сил гравитационного сжатия.

Если масса сжимающегося объекта недостаточна, то гравитационное сжатие будет остановлено силами отталкивания между электронами (давлением вырожденного электронного газа) еще до того, как температура и давление в ядре достигнут порога, необходимого для начала термоядерного горения водорода. Такой объект не превращается в полноценную звезду. Его называют коричневым карликом. Коричневые карлики могут излучать тепло, накопленное в процессе сжатия, а самые массивные из них способны на короткое время запустить синтез дейтерия, но они не могут стабильно "гореть" на протяжении миллиардов лет, как настоящие звезды.

Теоретически рассчитанная минимальная масса, необходимая для запуска устойчивых реакций синтеза водорода, составляет примерно 0,075-0,08 массы Солнца ($0.075 M_☉ - 0.08 M_☉$). Объекты с меньшей массой звездами не становятся.

Ограничение сверху (максимальная масса)

Верхний предел массы связан с балансом сил внутри звезды. Гравитация постоянно стремится сжать звезду, а внутреннее давление (создаваемое горячим газом и излучением) препятствует этому сжатию. У стабильной звезды эти силы находятся в равновесии.

С увеличением массы звезды температура в ее ядре и скорость термоядерных реакций растут экспоненциально. Светимость звезды (полная энергия, излучаемая в секунду) пропорциональна ее массе в высокой степени (примерно $L \propto M^{3.5}$). Это означает, что очень массивные звезды невероятно яркие.

Мощный поток излучения (фотонов), идущий из ядра звезды наружу, создает лучистое давление. В звездах с огромной массой это давление становится настолько сильным, что начинает преобладать над силами гравитации. Когда лучистое давление достигает критического значения (так называемый предел Эддингтона), оно буквально "сдувает" внешние слои звезды в окружающее пространство. Звезда становится крайне нестабильной, она не может удержать свое вещество и эффективно теряет массу через мощнейший звездный ветер, что препятствует ее дальнейшему росту. Фактически, звезда сама себя разрушает.

Современные астрофизические модели показывают, что верхний предел массы для стабильной звезды находится в диапазоне 150–200 масс Солнца ($150 M_☉ - 200 M_☉$).

Ответ: Масса звезды ограничена снизу, потому что для зажигания термоядерных реакций синтеза водорода, что является определяющим свойством звезды, требуется минимальная масса (около $0.08 M_☉$) для создания достаточного гравитационного сжатия, температуры и давления в ядре. Масса ограничена сверху, так как у звезд с массой более $150-200 M_☉$ светимость становится настолько огромной, что создаваемое ею давление излучения преодолевает гравитацию и срывает внешние слои звезды, делая ее существование нестабильным.