Страница 256 - гдз по физике 11 класс учебник Касьянов

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.

2. При каком условии и в какой последовательности звезда превращается в белый карлик?

Превращение звезды в белый карлик — это финальный этап эволюции для звезд определенного типа. Этот процесс определяется начальной массой звезды и проходит через ряд последовательных стадий.

При каком условии звезда превращается в белый карлик

Главное условие, определяющее, станет ли звезда белым карликом, — это ее начальная масса на стадии формирования. Этот эволюционный путь характерен для звезд малой и средней массы, которые составляют абсолютное большинство в нашей Галактике.

Масса звезды должна находиться в диапазоне приблизительно от $0.08$ до $8$ масс Солнца ($M_\odot$).

• Если масса протозвезды меньше $0.08 M_\odot$, температура и давление в ее ядре никогда не достигнут значений, необходимых для запуска устойчивых термоядерных реакций синтеза водорода. Такой объект называется коричневым карликом.
• Если начальная масса звезды превышает $8 M_\odot$ (по некоторым оценкам, до $10.5 M_\odot$), ее жизненный путь завершается гораздо более драматично — вспышкой сверхновой. В результате такой вспышки остается либо нейтронная звезда, либо черная дыра.

Наше Солнце, имея массу $1 M_\odot$, также завершит свою эволюцию, превратившись в белый карлик.

Ответ: Звезда превращается в белый карлик, если ее начальная масса находится в пределах от $0.08$ до $8$ масс Солнца.

В какой последовательности звезда превращается в белый карлик

Эволюция звезды от главной последовательности до белого карлика включает следующие этапы:

1. Звезда главной последовательности. На этой самой продолжительной стадии своей жизни звезда стабильно сжигает водород в своем ядре, превращая его в гелий. Внешнее давление, создаваемое термоядерными реакциями, уравновешивает внутреннее гравитационное сжатие.
2. Стадия красного гиганта. Когда водород в ядре заканчивается, термоядерный синтез в нем прекращается. Гравитация начинает сжимать теперь уже гелиевое ядро. Это сжатие разогревает ядро и окружающий его слой водорода, в котором начинается новая, более интенсивная термоядерная реакция. Выделяющаяся энергия заставляет внешние слои звезды сильно расширяться и остывать. Звезда превращается в красного гиганта.
3. Горение гелия в ядре. Сжатие ядра продолжается до тех пор, пока температура и плотность в нем не достигнут значений, достаточных для запуска синтеза гелия в углерод и кислород. Этот процесс стабилизирует звезду на некоторое время.
4. Стадия асимптотической ветви гигантов (АВГ). Когда и гелий в ядре исчерпывается, ядро, состоящее теперь из углерода и кислорода, снова начинает сжиматься. Вокруг ядра образуются два "горящих" слоя: внутренний, где гелий превращается в углерод, и внешний, где водород превращается в гелий. Звезда еще больше увеличивается в размерах, ее светимость растет, а структура становится нестабильной.
5. Образование планетарной туманности. На стадии АВГ звезда начинает сильно пульсировать и интенсивно терять вещество. В итоге она сбрасывает свои внешние газовые оболочки в окружающее пространство. Эти оболочки ионизируются горячим излучением оставшегося ядра и начинают светиться, образуя объект, называемый планетарной туманностью.
6. Формирование белого карлика. После того как внешние слои сброшены, от звезды остается только ее бывшее ядро — очень горячий, компактный и чрезвычайно плотный объект. Это и есть белый карлик. Он состоит в основном из углерода и кислорода, а от дальнейшего сжатия под действием гравитации его удерживает давление вырожденного электронного газа. Белый карлик больше не производит энергию и лишь медленно остывает, излучая накопленное тепло в течение миллиардов лет.

Ответ: Последовательность превращения звезды в белый карлик: звезда главной последовательности → красный гигант → горение гелия в ядре → звезда асимптотической ветви гигантов → сброс оболочки (планетарная туманность) → формирование белого карлика.

3. При каком условии и в какой последовательности звезда становится нейтронной?

Решение

Нейтронная звезда — это один из возможных конечных этапов эволюции звезд, который образуется в результате коллапса ядра массивной звезды.

При каком условии

Основным условием для образования нейтронной звезды является начальная масса звезды-прародительницы. Она должна быть достаточно большой, чтобы в ее недрах поддерживался термоядерный синтез вплоть до образования железного ядра. Принято считать, что в нейтронные звезды превращаются звезды с начальной массой в диапазоне примерно от 8 до 25 масс Солнца ($M_\odot$).

Более точное условие относится к массе ядра, которое остается после окончания всех стадий термоядерного горения и последующего взрыва сверхновой. Масса этого остатка должна превышать предел Чандрасекара (около $1.4 M_\odot$), который является максимальной массой для устойчивого белого карлика, но быть меньше предела Оппенгеймера — Волкова (около $2-3 M_\odot$). Если масса ядра превысит этот верхний предел, гравитационный коллапс продолжится, и образуется черная дыра.

В какой последовательности

Последовательность событий, приводящая к рождению нейтронной звезды, следующая:

1. Эволюция массивной звезды. Звезда с массой $>8 M_\odot$ проходит стадию горения водорода на главной последовательности, а затем превращается в красного сверхгиганта. В ее ядре последовательно «сгорают» все более тяжелые элементы: гелий, углерод, неон, кислород, кремний.
2. Формирование железного ядра. Конечным продуктом ядерного синтеза в звезде является железо. Синтез более тяжелых ядер энергетически невыгоден (он требует затрат энергии, а не выделяет ее). Когда в центре звезды образуется ядро из железа, источник энергии иссякает.
3. Гравитационный коллапс. Лишившись внутреннего давления от термоядерных реакций, которое уравновешивало гравитацию, железное ядро начинает стремительно сжиматься под действием собственного веса. Этот процесс занимает доли секунды.
4. Нейтронизация. В ходе коллапса плотность и температура ядра достигают экстремальных значений. Гравитация «вдавливает» электроны ($e^-$) в протоны ($p^+$), образуя нейтроны ($n^0$) и нейтрино ($\nu_e$). Этот процесс называется нейтронизацией или обратным бета-распадом: $p^+ + e^- \to n^0 + \nu_e$.
5. Взрыв сверхновой. Коллапс ядра прекращается, когда его плотность становится сопоставимой с плотностью атомного ядра. В этот момент вступает в действие давление вырожденного нейтронного газа — мощная сила отталкивания, обусловленная квантовыми эффектами. Ядро резко останавливается и «отскакивает», создавая ударную волну. Волна, усиленная энергией от потока нейтрино, движется наружу, сбрасывая внешние оболочки звезды в космос. Это явление наблюдается как вспышка сверхновой типа II.
6. Образование нейтронной звезды. В центре взрыва остается сверхплотное ядро, состоящее в основном из нейтронов, — это и есть новорожденная нейтронная звезда. Она удерживается от дальнейшего коллапса именно давлением вырожденного нейтронного газа.

Ответ: Звезда становится нейтронной при условии, что ее начальная масса находится в диапазоне примерно от 8 до 25 масс Солнца, а масса ее ядра после взрыва сверхновой — между $1.4$ и $3$ массами Солнца. Последовательность такова: исчерпание ядерного топлива в массивной звезде, формирование железного ядра, гравитационный коллапс ядра, процесс нейтронизации вещества, взрыв сверхновой и формирование из остатка ядра нейтронной звезды, стабилизированной давлением вырожденного нейтронного газа.

4. Какие процессы в звёздах вызывают синтез тяжёлых элементов?

Синтез тяжёлых элементов в звёздах — это сложный многоступенчатый процесс, называемый звёздным нуклеосинтезом. Характер этих процессов зависит от массы звезды и стадии её эволюции. Можно выделить несколько ключевых этапов и механизмов.

1. Нуклеосинтез элементов до железа (Fe)

Эти элементы образуются в ходе термоядерных реакций слияния в недрах звёзд, где высочайшие температура и давление позволяют преодолеть электростатическое отталкивание атомных ядер.

• Горение водорода: Начальный этап жизни любой звезды. Происходит превращение водорода в гелий. В звёздах, подобных Солнцу, преобладает протон-протонный цикл. В более массивных звёздах ($M > 1.5 M_\odot$) — CNO-цикл (углеродно-азотно-кислородный).

• Горение гелия (Тройной альфа-процесс): После выгорания водорода в ядре, оно сжимается и нагревается до температур порядка $10^8$ K. В этих условиях три ядра гелия (альфа-частицы) могут слиться, образуя ядро углерода:

  $3~{}^4\text{He} \rightarrow {}^{12}\text{C} + \gamma$ (энергия)

• Альфа-процесс: При дальнейшем повышении температуры образовавшиеся ядра углерода начинают захватывать альфа-частицы, формируя более тяжёлые элементы:

  ${}^{12}\text{C} + {}^4\text{He} \rightarrow {}^{16}\text{O} + \gamma$

  ${}^{16}\text{O} + {}^4\text{He} \rightarrow {}^{20}\text{Ne} + \gamma$

  ${}^{20}\text{Ne} + {}^4\text{He} \rightarrow {}^{24}\text{Mg} + \gamma$

• Горение углерода, кислорода, кремния: В звёздах с массой более 8 солнечных масс ($M > 8 M_\odot$) последовательно запускаются реакции горения всё более тяжёлых элементов. Это создаёт в звезде слоистую структуру, подобную луковице, где в центре идут реакции с самыми тяжёлыми элементами. Конечным продуктом этих реакций являются элементы группы железа (в основном изотоп $~{}^{56}\text{Fe}$), так как ядро железа-56 обладает одной из самых высоких энергий связи на нуклон. Дальнейший синтез путём слияния ядер становится энергетически невыгодным (реакции становятся эндотермическими, т.е. требуют поглощения энергии).

2. Нуклеосинтез элементов тяжелее железа

Поскольку слияние ядер не может создавать элементы тяжелее железа, их синтез происходит в основном за счёт процессов нейтронного захвата.

• s-процесс (от англ. slow — медленный): Происходит в недрах звёзд-гигантов и сверхгигантов на поздних стадиях их эволюции. В условиях относительно невысокой плотности нейтронов атомные ядра медленно захватывают нейтроны. Если образовавшийся изотоп нестабилен, он успевает претерпеть бета-распад до захвата следующего нейтрона. Таким образом, шаг за шагом, образуется примерно половина всех элементов тяжелее железа, например, стронций (Sr), барий (Ba), свинец (Pb).
• r-процесс (от англ. rapid — быстрый): Этот процесс требует экстремальных условий — очень высокой температуры и колоссальной плотности свободных нейтронов. Такие условия возникают во время катастрофических астрономических событий:
  • Взрывы сверхновых: При гравитационном коллапсе ядра массивной звезды возникает мощнейший поток нейтронов. Ядра вещества, окружающего ядро, захватывают огромное количество нейтронов за очень короткое время (доли секунды), не успевая распасться. Это приводит к образованию очень тяжёлых, перегруженных нейтронами изотопов, которые затем через цепочку бета-распадов превращаются в стабильные ядра самых тяжёлых элементов, таких как золото (Au), платина (Pt), уран (U).
  • Слияния нейтронных звёзд: Сегодня считается, что слияние двух нейтронных звёзд является основным источником элементов, образующихся в r-процессе. При таком слиянии в космос выбрасывается вещество, чрезвычайно богатое нейтронами, что создаёт идеальные условия для r-процесса.

Ответ: Синтез тяжёлых элементов в звёздах происходит в ходе процессов звёздного нуклеосинтеза. Элементы до железа (например, углерод, кислород) образуются в результате термоядерных реакций слияния в недрах звёзд в течение их жизни. Элементы тяжелее железа формируются преимущественно путём захвата нейтронов. Этот захват бывает двух типов: медленный (s-процесс), протекающий в звёздах-гигантах, и быстрый (r-процесс), который происходит во время взрывов сверхновых и при слиянии нейтронных звёзд, создавая самые тяжёлые элементы во Вселенной.

5. Что представляют собой квазары?

Что представляют собой квазары?

Квазары (название происходит от английского quasi-stellar radio source, что означает «квазизвёздный радиоисточник») — это класс чрезвычайно мощных и далёких астрономических объектов. Они являются одними из самых ярких объектов в наблюдаемой Вселенной.

Ключевые характеристики и природа квазаров:

• Внешний вид и название: При наблюдении в телескопы квазары выглядят как тусклые точечные источники света, похожие на звёзды. Именно поэтому их назвали «квазизвёздными», то есть «похожими на звезду». Однако их спектральный анализ показал огромное красное смещение, что, согласно закону Хаббла, свидетельствует об их расположении на колоссальных расстояниях от нас — миллиарды световых лет.
• Источник энергии: Современная научная модель объясняет феномен квазара как активное ядро галактики на раннем этапе её развития. В центре такой галактики находится сверхмассивная чёрная дыра (с массой от миллионов до десятков миллиардов масс Солнца).
• Аккреционный диск: Эта чёрная дыра активно поглощает окружающее вещество: газ, пыль и даже целые звёзды. Падая на чёрную дыру, это вещество закручивается в огромный, быстро вращающийся диск, называемый аккреционным диском. Из-за сил трения и гравитационного сжатия вещество в диске разогревается до температур в миллионы градусов и начинает испускать гигантское количество энергии в виде электромагнитного излучения во всех диапазонах — от радиоволн до рентгеновских и гамма-лучей.
• Светимость: Мощность излучения квазара настолько велика, что она может в сотни раз превышать суммарную светимость всех звёзд его родительской галактики. Из-за этого саму галактику, в которой находится квазар, часто очень трудно или невозможно разглядеть.
• Джеты: У многих квазаров наблюдаются релятивистские джеты — узконаправленные струи плазмы, выбрасываемые из полярных областей аккреционного диска со скоростями, близкими к скорости света. Эти джеты могут простираться на сотни тысяч световых лет в межгалактическое пространство.
• Значение в космологии: Поскольку квазары очень далеки, свет от них добирается до Земли миллиарды лет. Таким образом, наблюдая квазары, мы видим Вселенную такой, какой она была в далёком прошлом. Это делает их бесценным инструментом для изучения ранних этапов эволюции галактик, распределения материи и химического состава ранней Вселенной.

Ответ: Квазар — это чрезвычайно яркое и далёкое активное ядро молодой галактики. Его колоссальная энергия генерируется сверхмассивной чёрной дырой в центре, которая поглощает окружающее вещество, образуя раскалённый аккреционный диск.