Эволюция звезд с точки зрения точной науки и теории относительности

Литература[ | код]

Природа планетарных туманностей

Итак, мы рассмотрели кратко жизненный цикл звезды. Но что представляет собой планетарная туманность? Превращаясь из огромного красного гиганта в белого карлика, иногда звезды сбрасывают внешние слои, и тогда ядро звезды становится обнаженным. Газовая оболочка начинает светиться под действием энергии, излучаемой звездой. Название свое эта стадия получила за счет того, что светящиеся газовые пузыри в этой оболочке часто похожи на диски вокруг планет. Но на самом деле они ничего общего с планетами не имеют. Жизненный цикл звезд для детей может не включать всех научных подробностей. Можно лишь описать основные фазы эволюции небесных светил.

Модель

Общая информация

Эволюция Звезд

Время жизни звезды любого типа – невероятно долгий и сложный процесс, сопровождаемый явлениями космического масштаба. Многогранность его просто невозможно полностью проследить и изучить, даже используя весь арсенал современной науки. Но на основании тех уникальных знаний, накопленных и обработанных за весь период существования земной астрономии, нам становятся доступными целые пласты ценнейшей информации. Это позволяет связать последовательность эпизодов из жизненного цикла светил в относительно стройные теории и смоделировать их развитие. Что же это за этапы?

Ссылки[править | править код]

• Звёздная эволюция
• Эволюция звёзд — Физическая энциклопедия

Для улучшения этой статьи желательно?: Проставив сноски, внести более точные указания на источники.

Википедия Звёздная эволюция адрес Викисловарь — адрес Викицитатник — адрес Викиучебник — адрес Викитека — адрес Викиновости — адрес Викиверситет — адрес Викигид — адрес

Выделить Звёздная эволюция и найти в: Вокруг света эволюция адрес Академик эволюция/ru/ru/ адрес Астронет адрес Элементы эволюция+&search адрес Научная Россия эволюция&mode=2&sort=2 адрес Кругосвет эволюция&results_per_page=10 адрес Научная Сеть Традиция — адрес Циклопедия — адрес Викизнание — эволюция адрес

Bing Yahoo Яндекс Mail.ru Рамблер Нигма.РФ Спутник Google Scholar Апорт Архив Интернета Научно-популярные фильмы на Яндексе Документальные фильмы

Список ru-вики Вики-сайты на русском языке Список крупных русскоязычных википроектов Каталог wiki-сайтов Русскоязычные wiki-проекты Викизнание:Каталог wiki-сайтов Научно-популярные сайты в Интернете Лучшие научные сайты на нашем портале Лучшие научно-популярные сайты Каталог научно-познавательных сайтов НАУКА В РУНЕТЕ: каталог научных и научно-популярных сайтов

• Страница — краткая статья
• Страница — энциклопедическая статья
• Разное — на страницах: , , ,

Звёзды большой массы

Когда водород у звезды большой массы полностью исчерпывается, в ядре начинает идти тройная гелиевая реакция и одновременно реакция образования кислорода (3He=>C и C+He=>О). В то же время на поверхности гелиевого ядра начинает гореть водород. Появляется первый слоевой источник.

Запас гелия исчерпывается очень быстро, так как в описанных реакциях в каждом элементарном акте выделяется сравнительно немного энергии. Картина повторяется, и в звезде появляются уже два слоевых источника, а в ядре начинается реакция C+C=>Mg.

Эволюционный трек при этом оказывается очень сложным. На диаграмме Герцшпрунга-Расселла звезда перемещается вдоль последовательности гигантов или (при очень большой массе в области сверхгигантов) периодически становится цефеидой.

https://youtube.com/watch?v=BnG8nUb59VQ

Читайте также

Эра дегенерации

Следом идет эра дегенерации (вырождения), которая начнется примерно через 1 квинтиллион лет после Большого Взрыва и продлится до 1 дуодециллиона после него. В этой период во Вселенной будут доминировать все видимые сегодня остатки звезд. На самом деле на космических просторах полно тусклых источников света: белые карлики, коричневые карлики и нейтронные звезды. Эти звезды гораздо холоднее и излучают меньше света. Таким образом, в эпоху дегенерации Вселенная будет лишена света в видимом спектре.

]]>

]]>

Тусклые остатки когда-то ярких звезд будут преобладать во Вселенной в эру дегенерации

В течение этой эры маленькие коричневые карлики будут удерживать большую часть доступного водорода, а черные дыры будут расти, расти и расти, питаясь остатками звезд. Когда водорода вокруг будет не достаточно, Вселенная со временем станет тусклее и холоднее. Затем протоны, существовавшие с самого начала Вселенной, начнут погибать, растворяя материю. В результате во Вселенной в основном останутся субатомные частицы, излучение Хокинга и черные дыры.

Термоядерный синтез в недрах звёзд[править | править код]

К 1939 году было установлено, что источником звёздной энергии является происходящий в недрах звёзд термоядерный синтез. Большинство звёзд испускают излучение потому, что в их недрах четыре протона соединяются через ряд промежуточных этапов в одну альфа-частицу. Это превращение может идти двумя основными путями, называемыми протон-протонным, или p-p-циклом, и углеродно-азотным, или CN-циклом. В маломассивных звёздах энерговыделение в основном обеспечивается первым циклом, в тяжёлых — вторым. Запас ядерного топлива в звезде ограничен и постоянно тратится на излучение. Процесс термоядерного синтеза, выделяющий энергию и изменяющий состав вещества звезды, в сочетании с гравитацией, стремящейся сжать звезду и тоже высвобождающей энергию, а также с излучением с поверхности, уносящим выделяемую энергию, являются основными движущими силами звёздной эволюции.

Объяснение финальной части эволюции звезд

Для нормальных равновесных звезд описанные процессы эволюции маловероятны. Однако существование белых карликов и нейтронных звезд доказывает реальное существование процессов сжатия звездной материи. Незначительное количество подобных объектов во Вселенной свидетельствует о скоротечности их существования. Финальный этап эволюции звезд можно представить в виде последовательной цепочки двух типов:

• нормальная звезда — красный гигант – сброс внешних слоев – белый карлик;
• массивная звезда – красный сверхгигант – взрыв сверхновой – нейтронная звезда или черная дыра – небытие.

Схема эволюции звезд. Варианты продолжения жизни звезд вне главной последовательности.

Объяснить с точки зрения науки происходящие процессы достаточно трудно. Ученые-ядерщики сходятся во мнении, что в случае с финальным этапом эволюции звезд мы имеем дело с усталостью материи. В результате длительного механического, термодинамического воздействия материя меняет свои физические свойства. Усталостью звездной материи, истощенной длительными ядерными реакциями, можно объяснить появление вырожденного электронного газа, его последующую нейтронизацию и аннигиляцию. Если все перечисленные процессы проходят от начала до конца, звездная материя перестает быть физической субстанцией – звезда исчезает в пространстве, не оставляя после себя ничего.

Межзвездные пузыри и газопылевые облака, являющиеся местом рождения звезд, не могут пополняться только за счет исчезнувших и взорвавшихся звезд. Вселенная и галактики находятся в равновесном состоянии. Постоянно происходит потеря массы, плотность межзвездного пространства уменьшается в одной части космического пространства. Следовательно, в другой части Вселенной создаются условия для образования новых звезд. Другими словами, работает схема: если в одном месте убыло определенное количество материи, в другом месте Вселенной такой же объем материи появился в другой форме.

Звезды красных гигантов и сверхгигантов

Как не существует абсолютно идентичных людей, так нет и одинаковых звезд во Вселенной. Среди них выделяют группу звезд-гигантов, которые излучают в тысячи раз больше света, чем Солнце. Такие объекты имеют значительные размеры (от 10 до 1 000 радиусов нашего Светила) и невысокую плотность (около 10-2 — 10-4 кг/м3). Кроме того, с поверхности ряда гигантов происходит интенсивное истечение газового вещества.

К одним из самых уникальных и интересных представителей больших звезд относятся красные гиганты. Эти звезды имеют низкую температуру. Температура красных гигантов  достигает в среднем 3 000 — 5 000С, а их радиус в сотни раз превосходит радиус Солнца. Отмечено, что светимость красных гигантов где-то в 100 раз больше, чем у нашей Звезды. Максимальное количество энергии излучения такого объекта приходится на красную и инфракрасную части спектра. Как следует из теории звездной эволюции, образование красных гигантов происходит из звезд главной последовательности после того, как в их центральной части произойдет практически полное выгорание водорода.

К тому времени, как вполне обычное светило превратится в красного гиганта, его структура успевает измениться: внутри образуется плотное, богатое гелием ядро. Вокруг ядра тонкий энерговыделяющий слой и протяженная оболочка. Масса красного гиганта составляет от 1,5 до 15 масс Солнца и плотность менее 0,001 г/см3, что намного меньше плотности нашей звезды. В астрономии к красным гигантам относятся:

• Альдебаран;
• Арктур;
• Гакрукс;
• Мира.

Среди этой категории светил встречаются особо крупные объекты, которые были выделены в отдельный класс красных сверхгигантов. Пока что таких звезд обнаружено совсем немного. Они отличаются достаточно большими размерами, а их светимость достигает 105 светимостей Солнца. Интересно, что такие объекты тяжелее нашего светила в 50 раз. Зато их радиусы достигают тысячи радиусов Солнца. Температура красного сверхгиганта 3 000 — 5 000С. Спектры этих объектов имеют молекулярные полосы поглощения, максимальное излучение приходится на спектральные области: красную, а также инфракрасную. Спектральный класс красного сверхгиганта К и М. Самым известным сверхгигантом является Бетельгейзе.

Что такое звезда?

Звезда — это гигантский газовый шар. Газ в ней настолько горячий, что он светится. Звезда состоит в основном из двух элементов — водорода и гелия. Вопрос может возникнуть: “Если звезда сделана из газа, почему газ не рассеивается?”

Это действительно хороший вопрос. Вот ответ на него: газовый шар настолько велик, что атомы газа удерживаются вместе под действием собственной гравитации.

Теперь возникает еще один вопрос: «Если гравитация удерживает форму звезды, почему из-за нее звезда не “сжимается” к центру?»

Да, это именно так и происходит. Внутри шара гравитация настолько интенсивна, что атомы газа фактически падают в центр и вызывают огромное повышение температуры. Именно эта высокая температура вызывает ядерную реакцию, называемую “реакцией синтеза”. При ней элементарные атомы соединяются, образуя тяжелые элементы.

Когда происходит это слияние, высвобождается огромное количество энергии. Эта энергия оказывает внешнее давление, идущее из центра, и действует как уравновешивающая сила против внутреннего гравитационного притяжения. Это сохраняет звезду такой, какая она есть, и не дает ей разрушиться из-за гравитации.

Слайды и текст этой презентации

Слайд 1

Текст слайда:

Эволюция звезд

Комарова Ирина НиколаевнаПреподаватель астрономии “Красноярский автотранспортный техникум”

Слайд 2

Текст слайда:

Этапы жизни звезд:

Рождение звездМолодые звездыСередина жизненного цикла звездыЗрелость Финальная стадия

Слайд 3

Текст слайда:

Рождение звезды (протозвезная фаза)

Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облакеГравитационное сжатие облакаГрадиент давления уравновешивает гравитационную силу, образуется гидростатическое ядро Аккре́ция — процесс приращения массы небесного тела путём гравитационного притяжения материи на него из окружающего пространства.

Слайд 4

Слайд 5

Текст слайда:

Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца)

сжатие останавливаетсяпостепенное остываниеКоричневые карлики

Слайд 6

Текст слайда:

Молодые звёзды промежуточной массы (от 2 до 8 масс Солнца)

Нет конвективных зонОни эффективно нагревают и рассеивают остатки протозвёздного облака

Слайд 7

Текст слайда:

Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс

Звезды с такими массами уже обладают характеристиками нормальных звезд, поскольку прошли все промежуточные стадии для достижения гидростатического равновесия ядра. У этих звёзд истечение массы и светимость настолько велики, что разгоняют облако прочь. Скорее всего, этим и объясняется отсутствие в нашей галактике звёзд с массой больше, чем около 300 масс Солнца.

Слайд 8

Слайд 9

Текст слайда:

Середина жизненного цикла

Маленькие и холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности десятки миллиардов лет, в то время как массивные сверхгиганты сходят с главной последовательности уже через несколько десятков миллионов (а некоторые спустя всего несколько миллионов) лет после формирования.Звёзды среднего размера, такие как Солнце, остаются на главной последовательности в среднем 10 миллиардов лет. Считается, что Солнце все ещё на ней, так как оно находится в середине своего жизненного цикла. Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она покидает главную последовательность.

Слайд 10

Слайд 11

Текст слайда:

Зрелость

Истощение запаса водорода приводит к остановке термоядерных реакций.звезда снова начинает сжиматьсятермоядерные реакции с участием гелияЗвезда «распухает», становясь очень «рыхлой», и её размер увеличивается приблизительно в 100 разСтановятся красными гигантами

Слайд 12

Текст слайда:

Красные гиганты

Слайд 13

Текст слайда:

Старые звёзды с малой массой

Красные карлики, такие как Проксима Центавра, срок пребывания которых на главной последовательности составляет от десятков миллиардов до десятков триллионов лет. После прекращения в их ядрах термоядерных реакций, они, постепенно остывая, будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра.

Слайд 14

Текст слайда:

Звёзды среднего размера

начинаются реакции синтеза углерода из гелия (миллиард лет)Изменения (размера, температуры поверхности и выпуск энергии)1) белый карлик2) нейтронная звезда (пульсар)3) чёрная дыраВ двух последних ситуациях эволюция звёзды завершается катастрофическим событием — вспышкой сверхновых.

Слайд 15

Текст слайда:

Белые карлики

Белые карлики представляют собой компактные звёзды с массами, сравнимыми или большими, чем масса Солнца, но с радиусами в 100 раз меньшими

Слайд 16

Текст слайда:

Нейтро́нная звезда́ — космическое тело, состоящее, в основном, из нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой (∼1 км) корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов.

Слайд 17

Текст слайда:

Черная дыра

Чёрная дыра́ — область пространства-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света, в том числе кванты самого света.

Слайд 18

Текст слайда:

Сверхмассивные звёзды

Синтезируются всё более тяжёлые элементы: гелий, углерод, кислород, кремний и железо, что временно сдерживает коллапс ядра.Взрыв сверхновой звезды невероятной мощности

Слайд 19

См. также

Общая информация

Эволюция Звезд

Время жизни звезды любого типа – невероятно долгий и сложный процесс, сопровождаемый явлениями космического масштаба. Многогранность его просто невозможно полностью проследить и изучить, даже используя весь арсенал современной науки. Но на основании тех уникальных знаний, накопленных и обработанных за весь период существования земной астрономии, нам становятся доступными целые пласты ценнейшей информации. Это позволяет связать последовательность эпизодов из жизненного цикла светил в относительно стройные теории и смоделировать их развитие. Что же это за этапы?

Стадии эволюции звезд

Судьба светила в находится в зависимости от исходной массы звезды и ее химического состава. Пока в ядре сосредоточены основные запасы водорода, звезда пребывает в так называемой главной последовательности. Как только наметилась тенденция на увеличение размеров звезды, значит, иссяк основной источник для термоядерного синтеза. Начался длительный финальный путь трансформации небесного тела.

Эволюция нормальных звезд

Образовавшиеся во Вселенной светила изначально делятся на три самых распространенных типа:

• нормальные звезды (желтые карлики);
• звезды-карлики;
• звезды-гиганты.

Звезды с малой массой (карлики) медленно сжигают запасы водорода и проживают свою жизнь достаточно спокойно.

Таких звезд большинство во Вселенной и к ним относится наша звезда –  желтый карлик. С наступлением старости желтый карлик становится красным гигантом или сверхгигантом.

Процесс образования нейтронной звезды

Исходя из теории происхождения звезд, процесс формирования звезд во Вселенной не закончился. Самые яркие звезды в нашей галактике являются не только самыми крупными, в сравнении с Солнцем, но и самыми молодыми. Астрофизики и астрономы называют такие звезды голубыми сверхгигантами. В конце концов, их ожидает одна и та же участь, которую переживают триллионы других звезд. Сначала стремительное рождение, блистательная и ярая жизнь, после которой наступает период медленного затухания. Звезды такого размера, как Солнце, имеют продолжительный жизненный цикл, находясь в главной последовательности (в средней ее части).

Главная последовательность

Используя данные о массе звезды, можно предположить ее эволюционный путь развития. Наглядная иллюстрация данной теории — эволюция нашей звезды. Ничто не бывает вечным. В результате термоядерного синтеза водород превращается в гелий, следовательно, его первоначальные запасы расходуются и уменьшаются. Когда-то, очень не скоро, эти запасы закончатся. Судя по тому, что наше Солнце продолжает светить уже более 5 млрд. лет, не меняясь в своих размерах, зрелый возраст звезды еще может продлиться примерно такой же период.

Красный гигант

Запасов водорода и гелия в этой части звезды хватит еще на миллионы лет. Еще очень нескоро истощение запасов водорода приведет к увеличению интенсивность излучения, к увеличению размеров оболочки и размеров самой звезды. Как следствие, наше Солнце станет очень большим. Если представить эту картину через десятки миллиардов лет, то вместо ослепительного яркого диска на небе будет висеть жаркий красный диск гигантских размеров. Красные гиганты — это естественная фаза эволюции звезды, ее переходное состояние в разряд переменных звезд.

Исторический путь легионов

Важнейшие закономерности в мире звезд

Мы видели, что существуют и одиночные, и двойные, и кратные звезды, переменные звезды различных типов, новые и сверхновые, сверхгиганты и карлики, звезды разнообразнейших размеров, светимостей, температур и плотностей. Но образуют ли они хаос физических характеристик? Оказывается, что нет. Обобщая полученные данные о звездах, установили ряд закономерностей между ними.

1. Сопоставляя известные массы и светимости звезд, можно убедиться, что с увеличением массы быстро растет светимость звезд: L = m3.9. По этой так называемой зависимости «масса — светимость» можно определить массу одиночной звезды, зная ее светимость (белые карлики этой зависимости не подчиняются). Для наиболее распространенных типов звезд справедлива формула L = R5.2, где R — радиус звезды. Во всех случаях берется полная светимость. Эти формулы показывают, что входящие в них физические характеристики звезд взаимосвязаны.

2. Исключительно большой интерес представляет сопоставление светимости звезд с их температурой и цветом. Эта зависимость представлена на диаграмме «цвет — светимость» (Ц—С) (диаграмма Герцшпрунга — Рессела, рис. 88). На этой диаграмме по оси ординат откладывают логарифмы светимостей или абсолютные звездные величины М, а по оси абсцисс — спектральные классы, или соответствующие им логарифмы температур, или величину, характеризующую цвет. Точки, соответствующие звездам с известными характеристиками, располагаются на диаграмме не хаотично, а вдоль некоторых линий — последовательностей. Большинство звезд располагаются вдоль наклонной линии, идущей слева сверху вправо вниз. В этом направлении уменьшаются одновременно светимости, радиусы и температуры звезд. Это главная последовательность. На ней» крестиком отмечено положение Солнца как звезды — желтого карлика. Параллельно главной последовательности располагается последовательность субкарликов, которые на одну звездную величину слабее звезд главной последовательности с такой же температурой.

   Рис. 88. Диаграмма «цвет — светимость» (Ц — С) для звезд

   Вверху параллельно оси абсцисс расположены самые яркие звезды — последовательность сверхгигантов. У них цвет и температура различны, а светимость почти одинакова.

   От середины главной последовательности вправо вверх отходит последовательность красных гигантов. Наконец, внизу располагаются белые карлики с различными температурами. Бело-голубую последовательность составляют звезды, вспыхивающие как новые, и другие типы горячих звезд, смыкающихся на диаграмме «цвет — светимость» с белыми карликами.

   Эта диаграмма показывает нам связь основных физических характеристик звезд. Заметим, что принадлежность звезды к той или иной последовательности можно распознать по некоторым деталям в ее спектре (§ 23).

3. Мы видим, что в природе не существует произвольных комбинаций массы, светимости, температуры и радиуса. Теория показывает, что место звезды на диаграмме Ц—С определяется прежде всего ее массой и возрастом, следовательно, диаграмма отражает эволюцию звезд. Важным завоеванием науки является выяснение связи между принадлежностью звезд к той или иной последовательности и их расположением в пространстве. Плоская часть больших звездных систем (галактик) состоит из звезд главной последовательности, спиральные ветви в них включают горячие сверхгиганты и цефеиды, а субкарлики и гиганты образуют в галактиках сферическую систему. Это отражает различия условий и времени образования звезд.

Сверхгигантов и белых карликов везде очень мало. Звезд же главной последовательности тем больше, чем меньше их светимость.

1. По данным таблицы IV приложения вычислите абсолютные величины и светимости некоторых звезд. Нанесите звезды по этим данным на диаграмму Ц—С (рис. 88).
2. Оцените массы тех же звезд по их светимости.

Обозначения

Протозвезды: начало жизненного цикла

Если на поверхность протозвезды падает вещество, оно быстро сгорает и превращается в тепло. Как следствие, температура протозвезд постоянно увеличивается. Когда она поднимается настолько, что в центре звезды запускаются ядерные реакции, протозвезда обретает статус обыкновенной. С началом протекания ядерных реакций у звезды появляется постоянный источник энергии, который поддерживает ее жизнедеятельность в течение длительного времени. Насколько долгой будет жизненный цикл звезды во Вселенной, зависит от ее первоначального размера. Однако считается, что у звезд, диаметром с Солнце, энергии хватит на то, чтобы безбедно существовать в течение приблизительно 10 млрд лет. Несмотря на это, случается и так, что даже более массивные звезды живут всего лишь несколько миллионов лет. Это происходит по причине того, что сжигают они свое топливо гораздо быстрее.

Естествознание

§ 75. Эволюция звезд и синтез тяжелых элементов

В каждой естественной науке заключено столько
истины, сколько в ней есть математики.
И. Кант

Как связана масса, мощность излучения звезды и время ее жизни? Какие процессы происходят в недрах звезд и какова их роль в эволюции Вселенной?

Урок-практикум

ЦЕЛЬ РАБОТЫ. Ознакомиться с процессами, происходящими на звездах, и их ролью в эволюции Вселенной. Выяснить, как связана масса звезды с временем ее жизни.

ПЛАН РАБОТЫ. Выполните задания 1—6. По результатам работы сделайте выводы о значении процессов, происходящих в недрах звезд в эволюции Вселенной.

1. В предыдущем параграфе говорилось о стадии эволюции звезды, в течение которой звезда называется нормальной звездой. Эта стадия характеризуется тем, что в недрах звезды происходит превращение протонов в ядро гелия. Как и многие химические реакции, эта ядерная реакция представляет собой цепочку реакций:

В этих формулах символами V, е‘ и X обозначены нейтрино, позитрон (антиэлектрон) и гамма-квант. Энергия, выделяющаяся при реакциях, выражена в мегаэлектронвольтах. Напомним, что 1 эВ= 1,6 • 10-19 Дж. Объясните, почему в первой из этих реакций выделяется меньше энергии, чем в двух последующих.

ПОДСКАЗКА. Вспомните, что говорилось о фундаментальных взаимодействиях в микромире.

2. Энергия порядка нескольких мегаэлектронвольт очень мала. Однако такая энергия выделяется при синтезе одного ядра гелия. Рассчитайте, сколько энергии выделяется при превращении в гелий одного грамма водорода, и оцените, сколько бензина нужно сжечь для получения такой же энергии. При сжигании 1 кг бензина выделяется 4,6 • 107 Дж.

ПОДСКАЗКА. В цепочке приведенных реакций 4 протона превращаются в ядро гелия. В 1 г водорода приблизительно 1 моль атомарного водорода, т. е. 6 • 1023 протонов.

3. Время жизни звезды ограничено запасом ядерного горючего, т. е. ее массой. Тем не менее более массивная звезда меньше живет. Предложите гипотезу, которая может это объяснить.

ПОДСКАЗКА. Масса звезды связана с энергией излучения. Вспомните о такой характеристике, как мощность излучения.

4. Астрономические исследования показывают, что мощность излучения звезды (астрономы называют ее светимостью и обозначают через L) пропорциональна 4-й степени массы, т. е. L = СМ4, где С — некоторая константа. Оцените, какой степени массы пропорционально время жизни звезды.

ПОДСКАЗКА. Для оценки примите самую простою модель, согласно которой мощность звезды не изменяется со временем. Далее используйте энергетические соображения.

5. Время жизни звезды типа Солнца порядка 10 млрд лет. Оцените, сколько времени живут звезды в 10 раз большей массы и в 10 раз меньшей массы.

6. Уменьшение количества водорода на звезде способствует сжатию ее гравитационными силами. Возникают условия для превращения ядер гелия в ядра более тяжелых элементов. Постепенно образуются все более тяжелые ядра. Гипотезы об эволюции Вселенной говорят о том, что все тяжелые ядра, в том числе и те, которые входят в состав нашего организма, образовались на звездах. Объясните, почему железо является одним из самых распространенных элементов в составе Земли.

ПОДСКАЗКА. Вспомните об удельной энергии связи (см. рис. 24)

В недрах звезд происходят реакции термоядерного синтеза с выделением энергии, во много раз превосходящей энергию химической реакции. В процессе этих реакций образовались все тяжелые элементы, существующие в природе. Мощность излучения звезд возрастает с их массой, в результате чего время жизни более массивных звезд меньше, чем у менее массивных.

Литература для дополнительного чтения

1. Засов А. В. Астрономия. Учеб. для 11 кл. / А В. Засов, Э. В. Кононович. — М.: Просвещение, 1996.

Термоядерный синтез в недрах звёзд

К 1939 году было установлено, что источником звёздной энергии является происходящий в недрах звёзд термоядерный синтез. Большинство звёзд испускают излучение потому, что в их недрах четыре протона соединяются через ряд промежуточных этапов в одну альфа-частицу. Это превращение может идти двумя основными путями, называемыми протон-протонным, или p-p-циклом, и углеродно-азотным, или CN-циклом. В маломассивных звёздах энерговыделение, в основном, обеспечивается первым циклом, в тяжёлых — вторым. Запас ядерного топлива в звезде ограничен и постоянно тратится на излучение. Процесс термоядерного синтеза, выделяющий энергию и изменяющий состав вещества звезды, в сочетании с гравитацией, стремящейся сжать звезду и тоже высвобождающей энергию, а также с излучением с поверхности, уносящим выделяемую энергию, являются основными движущими силами звёздной эволюции.

Ссылки