Номер 3, страница 49, часть 2 - гдз по физике 9 класс учебник Генденштейн, Булатова

Часть 2. Строение и эволюция вселенной. Глава VIII. Звёзды и галактики. Параграф 29. Звёзды - номер 3, страница 49.

Условие.

3. Расскажите об основных этапах эволюции звезды.

Решение.

Эволюция звезды — это процесс изменений, которые звезда претерпевает на протяжении своего существования. Жизненный цикл звезды определяется в первую очередь ее начальной массой. Чем массивнее звезда, тем ярче она горит и тем короче ее жизнь. Весь процесс можно разделить на несколько ключевых этапов.

1. Рождение звезды: от туманности до протозвезды

Звезды рождаются в гигантских, холодных и разреженных облаках межзвездного газа и пыли, называемых молекулярными облаками или туманностями. Под действием гравитации или внешнего воздействия (например, ударной волны от взрыва сверхновой) в облаке начинают формироваться уплотнения. Эти уплотнения, или глобулы, продолжают сжиматься под действием собственной гравитации. В процессе сжатия гравитационная потенциальная энергия переходит в тепловую, и центр сгустка разогревается. Так формируется протозвезда — горячий, плотный и еще не светящийся за счет термоядерных реакций объект.

2. Главная последовательность: стабильная фаза жизни

Когда температура и давление в ядре протозвезды достигают критических значений (около 10-15 миллионов Кельвинов), запускается реакция термоядерного синтеза — превращение водорода в гелий. Этот момент считается рождением полноценной звезды. Выделяющаяся в ходе синтеза энергия создает мощное давление, направленное наружу, которое уравновешивает гравитационное сжатие. Наступает состояние гидростатического равновесия, и звезда вступает в самую длительную и стабильную фазу своей жизни — стадию главной последовательности. Наше Солнце сейчас находится именно на этой стадии. Основной процесс горения водорода в звездах типа Солнца описывается протон-протонным циклом:

$4{^1_1}H \rightarrow {^4_2}He + 2e^+ + 2\nu_e + E_{вых}$

Здесь $\text{H}$ — протон, $He$ — ядро гелия, $e^+$ — позитрон, $\nu_e$ — электронное нейтрино, а $E_{вых}$ — выделяемая энергия.

3. Поздние стадии эволюции: финал, зависящий от массы

Когда водород в ядре звезды иссякает, термоядерные реакции в центре прекращаются. Дальнейшая судьба звезды зависит от ее начальной массы.

Эволюция звезд малой и средней массы (до 8 масс Солнца)

После выгорания водорода в ядре, оно начинает сжиматься под действием гравитации и разогреваться. Водород продолжает "гореть" в слое, окружающем гелиевое ядро. Из-за этого внешние слои звезды сильно расширяются и остывают, превращая звезду в красного гиганта. Когда температура в ядре достигает примерно 100 миллионов Кельвинов, начинается горение гелия с образованием углерода и кислорода. Для звезд массой с Солнце этот процесс начинается взрывообразно (гелиевая вспышка). После выгорания гелия в ядре внешние оболочки звезды сбрасываются в окружающее пространство, образуя красивую светящуюся планетарную туманность. На месте звезды остается очень горячее и плотное ядро, состоящее в основном из углерода и кислорода — белый карлик. Лишенный источников энергии, белый карлик медленно остывает в течение миллиардов лет, постепенно превращаясь в гипотетический холодный объект — черный карлик.

Эволюция массивных звезд (более 8 масс Солнца)

Массивные звезды проживают свою жизнь гораздо быстрее. После стадии главной последовательности они также расширяются, но становятся красными сверхгигантами. Их ядро настолько массивно и горячо, что в нем последовательно запускаются реакции синтеза все более тяжелых элементов: гелий превращается в углерод, углерод — в неон, неон — в кислород, кислород — в кремний, и, наконец, кремний — в железо. Ядро железа является конечной точкой термоядерного синтеза в звездах, так как реакции с его участием уже не выделяют, а поглощают энергию. Лишившись внутреннего источника давления, ядро коллапсирует под действием гравитации за доли секунды. Этот катастрофический коллапс вызывает мощнейший взрыв — вспышку сверхновой. Во время взрыва в космос выбрасываются внешние слои звезды, обогащенные тяжелыми элементами, а также синтезируются элементы тяжелее железа. Остаток, который остается после взрыва, также зависит от массы исходной звезды:

• Если масса оставшегося ядра составляет от 1.4 до 3 масс Солнца, оно сжимается до состояния, когда протоны и электроны объединяются в нейтроны. Образуется сверхплотный объект — нейтронная звезда.
• Если масса ядра превышает примерно 3 массы Солнца, гравитация становится настолько сильной, что ее не может сдержать никакая сила. Ядро коллапсирует в сингулярность, образуя черную дыру — объект, гравитационное поле которого настолько велико, что его не может покинуть даже свет.

Ответ: Основные этапы эволюции звезды включают: 1) Рождение из газопылевой туманности с формированием протозвезды. 2) Длительная и стабильная стадия главной последовательности, где в ядре происходит термоядерный синтез водорода в гелий. 3) Дальнейшая судьба зависит от массы: звезды малой и средней массы превращаются в красных гигантов, затем сбрасывают оболочку (планетарная туманность) и становятся белыми карликами; массивные звезды эволюционируют в красных сверхгигантов, взрываются как сверхновые и оставляют после себя нейтронную звезду или черную дыру.