Номер 2, страница 207, часть 2 - гдз по физике 9 класс учебник Белага, Воронцова

Часть 2. Глава 12. Строение и эволюция вселенной. Параграф 112. Физическая природа Солнца и звёзд. Вопросы и задания - номер 2, страница 207.

Условие.

2. Как рождаются и умирают звёзды?

Решение.

Жизненный цикл звезды — это процесс, который охватывает миллиарды лет и включает в себя рождение, долгую стабильную фазу и, в конечном итоге, смерть. Этот путь напрямую зависит от начальной массы звезды.

Рождение звёзд

Звёзды зарождаются внутри гигантских холодных облаков межзвёздного газа и пыли, которые называются молекулярными облаками или звёздными колыбелями. Эти облака в основном состоят из водорода и гелия. Под действием гравитации или из-за внешнего толчка, например, ударной волны от взрыва сверхновой, в облаке возникают более плотные сгустки. Эти сгустки начинают сжиматься под действием собственной силы тяжести (гравитационный коллапс). По мере сжатия вещество в центре уплотнения разогревается и начинает светиться — так формируется протозвезда. Сжатие и разогрев продолжаются до тех пор, пока температура и давление в ядре протозвезды не достигнут критических значений (около 15 миллионов градусов по Цельсию). При таких условиях запускается реакция термоядерного синтеза: ядра водорода начинают сливаться, образуя ядра гелия и высвобождая колоссальное количество энергии. Эта энергия создаёт давление, направленное изнутри наружу, которое уравновешивает силу гравитационного сжатия. Звезда становится стабильной и вступает в самую длительную фазу своей жизни — стадию главной последовательности, на которой находится наше Солнце.

Смерть звёзд

Конец жизни звезды определяется её начальной массой. Существует два основных сценария эволюции.

1. Звёзды малой и средней массы (до 8 масс Солнца)

Когда в ядре такой звезды, как Солнце, заканчивается водородное топливо, термоядерные реакции в нём прекращаются. Гравитация начинает сжимать ядро, из-за чего оно разогревается ещё сильнее. Этот разогрев зажигает термоядерную реакцию в слое водорода, окружающем ядро. Внешние слои звезды при этом сильно расширяются и остывают, превращая звезду в красного гиганта. В конце концов, ядро раскаляется настолько, что в нём начинается синтез гелия в углерод. После исчерпания гелия звезда становится нестабильной и сбрасывает свои внешние газовые оболочки, которые образуют красивую, расширяющуюся структуру, называемую планетарной туманностью. На месте звезды остаётся только её очень горячее и плотное ядро — белый карлик. Лишённый источников энергии, белый карлик медленно остывает в течение миллиардов лет, постепенно превращаясь в холодный тёмный объект — гипотетический чёрный карлик.

2. Массивные звёзды (более 8 масс Солнца)

Жизнь массивных звёзд гораздо короче и драматичнее. Они проходят те же начальные стадии, но превращаются в красных сверхгигантов. Благодаря огромной массе и температуре в их ядре последовательно "сгорают" всё более тяжёлые элементы: водород, гелий, углерод, кислород, и так вплоть до железа. Синтез элементов тяжелее железа не выделяет, а поглощает энергию. Когда ядро звезды становится железным, оно больше не может производить энергию для противодействия гравитации. Ядро мгновенно коллапсирует (сжимается) под собственным весом, что вызывает грандиозный взрыв — сверхновую. Во время этого взрыва в космос выбрасывается огромное количество энергии и тяжёлых элементов, из которых позже сформируются новые звёзды и планеты. Судьба остатка ядра после взрыва зависит от его массы:

• Если масса ядра составляет от 1,4 до 3 масс Солнца, оно превращается в нейтронную звезду — невероятно плотный объект, состоящий из нейтронов.
• Если масса ядра превышает 3 массы Солнца, гравитация становится настолько сильной, что её не может сдержать никакая сила. Ядро коллапсирует в точку с бесконечной плотностью, образуя чёрную дыру — объект, гравитационное притяжение которого так велико, что его не может покинуть даже свет.

Ответ: Звёзды рождаются в результате гравитационного сжатия гигантских газопылевых облаков, когда в их центре начинаются реакции термоядерного синтеза. Их дальнейшая судьба и смерть определяются их начальной массой: звёзды малой массы, подобные Солнцу, эволюционируют в красных гигантов, затем сбрасывают внешние оболочки (образуя планетарную туманность) и становятся белыми карликами. Массивные звёзды заканчивают свою жизнь взрывом сверхновой, после которого остаётся либо нейтронная звезда, либо чёрная дыра.