Что заставляет газопылевое облако сжиматься и превращаться в звезду? Варианты: давление солнечного ветра; магнитное поле Земли; вращение Галактики; собственное тяготение.

собственное тяготение

Что происходит с недрами протозвезды по мере её сжатия? Варианты: они охлаждаются; они превращаются в вакуум; они разогреваются; они остаются холодными.

они разогреваются

Что сбрасывает звезда солнечного типа в конце своей жизни? Варианты: систему планет; внешнюю оболочку, образуя планетарную туманность; всё своё вещество без остатка; только магнитное поле.

внешнюю оболочку, образуя планетарную туманность

За счёт чего светит белый карлик? Варианты: за счёт запасённого тепла — термоядерных реакций в нём нет; за счёт синтеза гелия из водорода; за счёт распада урана; за счёт отражённого света соседних звёзд.

за счёт запасённого тепла — термоядерных реакций в нём нет

Чем заканчивается жизнь массивной звезды? Варианты: распадом на две звезды; спокойным остыванием; превращением в планету; вспышкой сверхновой.

вспышкой сверхновой

Что представляет собой нейтронная звезда? Варианты: остывший белый карлик; звезду главной последовательности из нейтронов; разреженное облако нейтронов; сверхплотный объект радиусом около 10 км.

сверхплотный объект радиусом около 10 км

Тема 7 · Астрономия

Эволюция звёзд

От газопылевого облака до белого карлика, нейтронной звезды и чёрной дыры. 100 заданий на отработку.

Родителю: как помочь с темой «Эволюция звёзд»

В теме 6 подтем: Стадии эволюции звезды, Судьба звезды, Время жизни звезды, Чёрные дыры, Компактные остатки звёзд, Рождение, жизнь и гибель звёзд.

Попросите ребёнка открыть теорию и за 2–3 минуты своими словами рассказать вам главное.
Затем 10 заданий во вкладке «Практика»: смотрите не на скорость, а на точность — и на то, где понадобилась подсказка.
Ошибки не решайте за него: разберите пошаговое решение вместе и вернитесь к ним через день-два.

Кабинет родителя: что проходят, проверочные, результат ребёнка по ссылке →

Решено

Правильно

Точность

Простыми словами

Звезда — как костёр: её «дрова» — водород, который в недрах превращается в гелий. Большой костёр горит ярко, но быстро прогорает; маленький тлеет долго. Так и звёзды: массивные живут мало и гибнут бурно, лёгкие живут долго и угасают тихо.

Судьбу звезды определяет прежде всего её масса.

Рождение звезды

Звёзды рождаются из холодных газопылевых облаков межзвёздной среды. Облако сжимается под действием собственного тяготения и нагревается. Сжимающийся и уже светящийся сгусток называют протозвездой. Когда в его центре температура достигает примерно 10 млн К, начинаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий — родилась звезда, она садится на главную последовательность.

Две дороги эволюции: звезда типа Солнца (слева) и массивная звезда (справа)

Схема для звезды с массой около солнечной: «главная последовательность → ? → планетарная туманность → белый карлик». Пропущен красный гигант. Для очень массивной: «красный сверхгигант → ? → нейтронная звезда» — пропущена вспышка сверхновой.

Сколько живёт звезда

Большую часть жизни звезда проводит на главной последовательности. Запас топлива пропорционален массе $M$ , а расход — светимости $L$ :

t \approx 1 0^{10} лет \cdot \frac{M / M _{⊙}}{L / L _{⊙}}

t

— время жизни на главной последовательности;

1 0^{10}

лет

= 10000

млн лет — срок для Солнца;

M

L

— в массах и светимостях Солнца

$M = 2 M_{⊙}$ , $L = 250 L_{⊙}$ . Время жизни в млн лет?

$\frac{M}{L} = \frac{2}{250} = 0, 008$ .
$t = 10000 млн лет \cdot 0, 008 = 80$ млн лет.

Для $M = 20$ , $L = 50000$ : $10000 \cdot \frac{20}{50 000} = 4$ млн лет.

Массивная звезда живёт меньше, хотя топлива у неё больше: светимость растёт с массой гораздо быстрее, чем запас водорода.

Конец жизни: что остаётся

Когда водород в ядре кончается, звезда раздувается в красного гиганта (или сверхгиганта). Звезда солнечного типа затем сбрасывает оболочку — получается светящаяся планетарная туманность, а ядро остаётся белым карликом, который остывает, светя запасённым теплом. Массивная звезда взрывается сверхновой, в центре остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра.

Масса остатка ядра	Что образуется	Размер
меньше $1, 4 M_{⊙}$	белый карлик	порядка размеров Земли (тысячи км)
примерно $1, 4$ – $3 M_{⊙}$	нейтронная звезда (наблюдается как пульсар)	радиус около 10 км
больше $3 M_{⊙}$	чёрная дыра	гравитационный радиус 3 км на каждую $M_{⊙}$

Наибольшая возможная масса белого карлика — около $1, 4 M_{⊙}$ .

Радиус около 4000 км (как у Земли), масса $0, 7 M_{⊙}$ , реакций нет. Масса меньше $1, 4 M_{⊙}$ и размер «земной» — белый карлик. Остаток ядра $0, 5 M_{⊙}$ — тоже белый карлик; остаток $10 M_{⊙}$ — больше $3 M_{⊙}$ , значит, чёрная дыра.

Чёрные дыры

Чёрная дыра — область, из которой из-за огромного тяготения не может вырваться даже свет. Её граница — горизонт событий, радиус которого называют гравитационным радиусом:

R_{g} = \frac{2 GM}{c ^{2}} \approx 3 км \cdot \frac{M}{M _{⊙}}

G

— гравитационная постоянная,

M

— масса,

c

— скорость света

$M = 16 M_{⊙}$ : $R_{g} = 3 \cdot 16 = 48$ км. $M = 96 M_{⊙}$ : $R_{g} = 3 \cdot 96 = 288$ км.

Все химические элементы тяжелее гелия образовались в недрах звёзд и при вспышках сверхновых. Атомы железа в нашей крови и кальция в костях когда-то были внутри звёзд.

Порядок порогов: 1,4 — белый карлик/нейтронная звезда; 3 — нейтронная звезда/чёрная дыра. «Меньше 1,4 — карлик, больше трёх — дыра».

Нейтронные звёзды и пульсары

Плотность белого карлика — около тонны в кубическом сантиметре ( $\approx 1 0^{9}$ кг/м³); нейтронной звезды — порядка плотности атомного ядра ( $\approx 1 0^{17}$ кг/м³).
Нейтронную звезду от дальнейшего сжатия удерживает давление вырожденного нейтронного вещества.
Наблюдают нейтронные звёзды как пульсары — источники строго периодических импульсов: звезда быстро вращается, и её узкий пучок излучения, как луч маяка, периодически проходит через Землю. Пульсары открыли Джоселин Белл и Энтони Хьюиш в 1967 году.
Крабовидная туманность — остаток сверхновой 1054 года, описанной китайскими астрономами; в её центре — пульсар. Остаток сверхновой спустя столетия — расширяющаяся газовая туманность.

Сверхновые и чёрные дыры: факты

Сверхновые типа Ia — взрывы белых карликов в тесных двойных системах, набравших предельную массу (около $1, 4 M_{⊙}$ ).
Сверхновая SN 1987A в Большом Магеллановом Облаке — первая почти за 400 лет, видимая невооружённым глазом.
Чёрные дыры в двойных системах находят по рентгеновскому излучению падающего на них газа и по движению звезды-компаньона.
В 2015 году детекторы LIGO впервые зарегистрировали гравитационные волны от слияния двух чёрных дыр.
Очень молодые звёзды чаще всего находятся в плотных газопылевых облаках спиральных рукавов.
Эволюционный трек — линия, которую звезда вычерчивает на диаграмме Герцшпрунга — Рессела за жизнь. Проследить эволюцию одной звезды нельзя — она длится миллионы и миллиарды лет; её восстанавливают по множеству звёзд на разных стадиях.

Серия: 0

Звезда	Масса, M⊙	Светимость, L⊙	Время на главной последовательности, млн лет
Солнце	1	1	10 000
звезда	2	250	?