Главная >> Физика 11 класс. Мякишев

Глава 16. Солнце и звезды

обучение Физика 11 Мякишев

§ 123. Эволюция звезд: рождение, жизнь и смерть звезд

В Млечном Пути наблюдаются газопылевые облака. Некоторые из них настолько плотные, что начинают сжиматься под действием собственного тяготения. По мере сжатия плотность и температура облака повышается, и оно начинает обильно излучать в инфракрасном диапазоне спектра. На этой стадии сжатия облако получило название протозвезда. Когда температура в недрах протозвезды повышается до нескольких миллионов кельвинов, в них начинаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий и протозвезда превращается в обычную звезду главной последовательности. Продолжительность пребывания звезд на главной последовательности определяется мощностью излучения звезды (светимостью) и запасами ядерной энергии.

После выгорания водорода в недрах звезды она раздувается и становится красным гигантом или сверхгигантом в зависимости от массы.

Раздувшаяся оболочка звезды небольшой массы уже слабо притягивается ее ядром и, постепенно удаляясь от него, образует планетарную туманность (рис. X на цветной вклейке). После окончательного рассеяния оболочки остается лишь горячее ядро звезды — белый карлик. От звезды типа Солнца останется углеродный белый карлик.

Эволюция массивных звезд происходит более бурно. В конце своей жизни такая звезда может взорваться сверхновой звездой, а ее ядро, резко сжавшись, превратиться в сверхплотный объект — нейтронную звезду или даже в черную дыру. Сброшенная оболочка, обогащенная гелием и другими тяжелыми элементами, образовавшимися в недрах звезды, рассеивается в пространстве и служит материалом для формирования звезд нового поколения. В частности, есть основания полагать, что Солнце — звезда второго поколения.

В процессе эволюции протозвезда переходит на стадию звезды главной последовательности, исчерпав водород в ядре, становится красным гигантом. Звезды типа Солнца становятся белыми карликами, а звезды с большими массами взрываются и становятся либо нейтронными звездами, либо черными дырами.

Вопросы к параграфу

1. Чем определяется время жизни звезды главной последовательности?

2. Чем предположительно станет Солнце в конце своей эволюции?

3. Что такое сверхновая звезда?

4. Что может остаться в конце эволюции массивной звезды?

Краткие итоги главы 16

1. На Солнце наблюдается активность, которая имеет одиннадцатилетний цикл и влияет на жизненные процессы на Земле.

2. Звезды — раскаленные газовые шары, отличающиеся цветом, массой, светимостью и радиусом. Звезды по их спектрам и цвету разбиваются на спектральные классы. Наблюдается связь между светимостью и спектром звезд.

3. Солнце — ближайшая к нам звезда главной последовательности спектрального класса G, его светимость L = 4 • 10²⁶ Вт, масса M = 2 • 10³⁰ кг, температура поверхности T = 6000 К.

4. Источником энергии Солнца и звезд главной последовательности являются термоядерные реакции синтеза гелия из водорода, протекающие в центре звезды при температурах свыше 10⁶ К.

По мере исчерпания водорода в центре ядро звезды сжимается, а оболочка расширяется и охлаждается — звезда переходит в красный гигант или сверхгигант.

5. В дальнейшем звезда типа Солнца сбросит оболочку и будет наблюдаться планетарная туманность, а на месте звезды останется белый карлик.

Массивные звезды эволюционируют быстрее, взрываясь в конце жизни в виде сверхновой звезды. После взрыва может образоваться либо нейтронная звезда (пульсар), либо черная дыра.