Звёздная эволюция

В зоне непрерывного контроля

Особенность загоризонтной радиолокационной станции заключается в способности мониторить воздушное пространство за пределами радиогоризонта. Такие РЛС являются частью системы предупреждения о ракетном нападении (СПРН).

Также по теме

«Создание надёжной системы обороны»: Россия развернула загоризонтные РЛС «Подсолнух» на трёх направлениях

Российские загоризонтные РЛС «Подсолнух» развёрнуты на Дальнем Востоке, Балтике и Каспии. Об этом рассказал глава разработавшего эти…

«Загоризонтные РЛС — вид локаторов, предназначенных для сверхдальней разведки воздушного пространства. Они вскрывают намерения противника задолго до того, как его средства воздушного нападения сформируются и предпримут атаку или провокацию с пересечением границы», — говорится в материалах Минобороны РФ. 

В свою очередь, на сайте «РТИ Системы» отмечается, что современные российские загоризонтные радиолокационные станции позволяют передавать необходимую информацию средствам ПВО для обеспечения перехвата воздушных целей.

К достоинствам отечественных РЛС относят непрерывный 24-часовой мониторинг воздушного пространства, высокую степень автоматизации основных процессов, автоматизированную адаптацию к геофизическим и помеховым условиям, а также возможность эксплуатации в различных природно-климатических зонах.

Новейшие российские загоризонтные станции способны практически безошибочно обнаруживать самолёты (с вероятностью не менее 80%). Период обнаружения самолёта в зоне непрерывного контроля не превышает 350 секунд (не более 6 минут). Групповые цели фиксируются за 6—15 минут с момента взлёта.

Заступивший на боевое дежурство «Контейнер» является одной из новейших отечественных разработок в области радиолокации. Станция представляет собой антенное поле, состоящее из 144 мачт высотой с 10-этажный дом каждая. Длина площадки, на которой расположены элементы РЛС, составляет 1300 м, ширина — 200 м. Аппаратурный комплекс станции размещён в транспортабельных контейнерах. Сектор обзора РЛС — 180°, диапазон рабочих частот — 3—30 МГц.

• Расчёты РЛС «Контейнер» на построении

По данным Минобороны РФ, максимальная дальность действия «Контейнера» составляет 3 тыс. км (по информации разработчика — 6 тыс. км). РЛС может брать на одновременное сопровождение 5 тыс. воздушных объектов. Военные уверены, что детище НИИДАР «обеспечит разведку воздушных объектов, в том числе и гиперзвуковых, над территорией западноевропейских государств и в Юго-Западном регионе».

«Станция является важным звеном в системе стратегического сдерживания, важнейшим звеном и краеугольным камнем в системе разведки и предупреждения о воздушно-космическом нападении», — приводит слова командующего 1-й армии ПВО-ПРО Воздушно-космических сил РФ генерал-лейтенанта Андрея Дёмина пресс-служба Минобороны.

При разработке «Контейнера» специалисты НИИДАР опирались на опыт создания советской загоризонтной РЛС «Дуга». В 1980-е годы она располагалась в Чернобыле и в Комсомольске-на-Амуре. За недолгое время эксплуатации станции отследили свыше 100 запусков американских ракет.

Также по теме

«Незаменим для подготовки к боевым миссиям»: каковы экспортные перспективы российского самолёта Як-130

На стартующем 17 ноября в ОАЭ международном авиасалоне Dubai Airshow 2019 впервые будет представлен российский учебно-боевой самолёт…

Уникальность «Контейнера» заключается в использовании эффекта отражения радиосигнала от ионосферы Земли. Речь идёт о так называемых пространственных волнах. Их применение позволяет мониторить ситуацию на территории, которая недоступна для прямолинейных радиоволн обычных РЛС.

«Станция использует явление отражения радиоволн декаметрового диапазона от ионосферы. Но у этой РЛС есть так называемая мёртвая зона. Она составляет 900 километров, поэтому было принято решение о расположении станции в глубине страны. Это позволяет ей находиться в безопасности и контролировать воздушное пространство сопредельных государств», — заявил в октябрьском интервью РИА Новости генеральный директор НИИДАР Кирилл Макаров.

Топ-менеджер сообщил, что предприятие планирует поставить Минобороны РФ четыре «Контейнера». Станции будут размещены для мониторинга воздушной обстановки на западном, восточном, северо-западном и южном направлениях.

Из числа загоризонтных РЛС, помимо «Контейнера», концерн «РТИ Системы» поставляет в части ВКС России станцию «Подсолнух», которая позволяет контролировать ситуацию в пределах 200-мильной прибрежной экономической зоны. Данная РЛС способна сопровождать до 200 надводных и до 100 воздушных целей. Подобно «Контейнеру, «Подсолнух» также обнаруживает самолёты, изготовленные по технологии «стелс».

Обозначения

См. также

Финальные стадии эволюции звезд

Достигнув фазы красного гиганта, нормальная звезда под влиянием гравитационных процессов становится белым карликом. Если масса звезды примерно равна массе нашего Солнца, все основные процессы в ней будут происходить спокойно, без импульсов и взрывных реакций. Белый карлик будет умирать долго, выгорая дотла.

В случаях, когда звезда изначально имела массу больше солнечной в 1,4 раза, белый карлик не будет финальной стадией. При большой массе внутри звезды начинаются процессы уплотнения звездного вещества на атомном, молекулярном уровне. Протоны превращаются в нейтроны, плотность звезды увеличивается, а ее размеры стремительно уменьшаются.

Нейтронная звезда

В том случае, если мы имели изначально дело со звездой большой массы, финальный этап эволюции принимает другие формы. Судьба массивной звезды – черная дыра — объект с неизученной природой и непредсказуемым поведением. Огромная масса звезды способствует увеличению гравитационных сил, приводящих в движение силы сжатия. Приостановить этот процесс не представляется возможным. Плотность материи растет до тех пор, пока не превращается в бесконечность, образуя сингулярное пространство (теория относительности Эйнштейна). Радиус такой звезды в конечном итоге станет равен нулю, став черной дырой в космическом пространстве. Черных дыр было бы значительно больше, если бы в космосе большую часть пространства занимали массивные и сверхмассивные звезды.

Черная дыра

Рождение сверхновой – самая впечатляющая финальная стадия эволюции звезд. Здесь действует естественный закон природы: прекращение существование одного тела дает начало новой жизни. Период такого цикла, как рождение сверхновой, в основном касается массивных звезд. Израсходовавшиеся запасы водорода приводят к тому, что в процесс термоядерного синтеза включается гелий и углерод. В результате этой реакции давление снова растет, а в центре звезды образуется ядро железа. Под воздействием сильнейших гравитационных сил центр массы смещается в центральную часть звезды. Ядро становится настолько тяжелым, что неспособно противостоять собственной гравитации. Как следствие, начинается стремительное расширение ядра, приводящее к мгновенному взрыву. Рождение сверхновой — это взрыв, ударная волна чудовищной силы, яркая вспышка в бескрайних просторах Вселенной.

Взрыв сверхновой

Следует отметить, что наше Солнце не является массивной звездой, поэтому подобная судьба ее не грозит, не стоит бояться такого финала и нашей планете. В большинстве случаев взрывы сверхновых происходят в далеких галактиках, с чем и связано их достаточно редкое обнаружение.

Молодые звёзды

Процесс формирования звёзд можно описать единым образом, но последующие стадии эволюции звезды почти полностью зависят от её массы, и лишь в самом конце эволюции звезды свою роль может сыграть её химический состав.

Молодые звёзды малой массы

Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца)[источник не указан 1525 дней], находящиеся на подходе к главной последовательности, полностью конвективны, — процесс конвекции охватывает все тело звезды. Это ещё по сути протозвёзды, в центрах которых только-только начинаются ядерные реакции, и всё излучение происходит, в основном, из-за гравитационного сжатия. До тех пор пока гидростатическое равновесие не установится, светимость звезды убывает при неизменной эффективной температуре. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела такие звёзды формируют почти вертикальный трек, называемый треком Хаяши. По мере замедления сжатия молодая звезда приближается к главной последовательности. Объекты такого типа ассоциируются со звёздами типа T Тельца.

В это время у звёзд массой больше 0,8 масс Солнца ядро становится прозрачным для излучения, и лучистый перенос энергии в ядре становится преобладающим, поскольку конвекция все больше затрудняется всё большим уплотнением звездного вещества. Во внешних же слоях тела звезды превалирует конвективный перенос энергии.

О том, какими характеристиками в момент попадания на главную последовательность обладают звёзды меньшей массы, достоверно неизвестно, так как время нахождения этих звёзд в разряде молодых превышает возраст Вселенной[источник не указан 1106 дней]. Все представления об эволюции этих звёзд базируются только на численных расчётах и математическом моделировании.

По мере сжатия звезды начинает расти давление вырожденного электронного газа и при достижении определённого радиуса звезды сжатие останавливается, что приводит к остановке дальнейшего роста температуры в ядре звезды, вызываемого сжатием, а затем и к её снижению. Для звёзд меньше 0,0767 масс Солнца это не происходит: выделяющейся в ходе ядерных реакций энергии никогда не хватит, чтобы уравновесить внутреннее давление и гравитационное сжатие. Такие «недозвёзды» излучают энергии больше, чем образуется в процессе термоядерных реакций, и относятся к так называемым коричневым карликам. Их судьба — постоянное сжатие, пока давление вырожденного газа не остановит его, и, затем, постепенное остывание с прекращением всех начавшихся термоядерных реакций.

Молодые звёзды промежуточной массы

Молодые звёзды промежуточной массы (от 2 до 8 масс Солнца)[источник не указан 1525 дней] качественно эволюционируют точно так же, как и их меньшие сестры и братья, за тем исключением, что в них нет конвективных зон вплоть до главной последовательности.

Объекты этого типа ассоциируются с т. н. звёздами Ae\Be Хербига неправильными переменными спектрального класса B—F0. У них также наблюдаются диски и биполярные джеты. Скорость истечения вещества с поверхности, светимость и эффективная температура существенно выше, чем для T Тельца, поэтому они эффективно нагревают и рассеивают остатки протозвёздного облака.

Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс

Звезды с такими массами уже обладают характеристиками нормальных звезд, поскольку прошли все промежуточные стадии и смогли достичь такой скорости ядерных реакций, которая компенсировала потери энергии на излучение, пока накапливалась масса для достижения гидростатического равновесия ядра.
У этих звёзд истечение массы и светимость настолько велики, что не просто останавливают гравитационный коллапс ещё не ставших частью звезды внешних областей молекулярного облака, но, наоборот, разгоняют их прочь. Таким образом, масса образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвёздного облака. Скорее всего, этим и объясняется отсутствие в нашей галактике звёзд с массой больше, чем около 300 масс Солнца.

Исторический путь легионов

Время жизни звезд. Жизненный цикл звезд

После того как внутри звезды исчерпываются запасы водорода, приходят серьезные перемены. Остатки водорода начинают сгорать не внутри ее ядра, а на поверхности. При этом все больше сокращается время жизни звезды. Цикл звезд, по крайней мере, большинства из них, на этом отрезке переходит в стадию красного гиганта. Размер звезды становится больше, а ее температура – напротив, меньше. Так появляется большинство красных гигантов, а также сверхгигантов. Этот процесс входит в состав общей последовательности происходящих со звездами изменений, которые ученые назвали эволюцией звезд. Цикл жизни звезды включает все ее стадии: в конечном счете все звезды стареют и умирают, а продолжительность их существования напрямую определяется количеством топлива. Большие звезды заканчивают свою жизнь огромным, эффектным взрывом. Более скромные, наоборот, погибают, постепенно сжимаясь до размеров белых карликов. Затем они просто угасают.

Сколько по времени живет средняя звезда? Жизненный цикл звезды может длиться от менее 1,5 млн лет и до 1 млрд лет и более. Все это, как было сказано, зависит от ее состава и размеров. Звезды, подобные Солнцу, живут от 10 до 16 млрд лет. Очень яркие звезды, наподобие Сириуса, живут относительно недолго – всего лишь несколько сотен миллионов лет. Схема жизненного цикла звезды включает в себя следующие этапы. Это молекулярное облако – гравитационный коллапс облака – рождение сверхновой звезды – эволюция протозвезды – окончание протозвездной фазы. Затем следуют этапы: начало стадии молодой звезды – середина жизни – зрелость – стадия красного гиганта – планетарная туманность – этап белого карлика. Последние две фазы свойственны звездам малого размера.

Зрелость звезды

По прошествии определённого времени — от миллиона до десятков миллиардов лет (в зависимости от начальной массы) — звезда истощает водородные ресурсы ядра. В больших и горячих звёздах это происходит гораздо быстрее, чем в маленьких и более холодных. Истощение запаса водорода приводит к остановке термоядерных реакций.

Без давления, возникавшего в ходе этих реакций и уравновешивавшего внутреннюю гравитацию в теле звезды, звезда снова начинает сжиматься, как уже было ранее в процессе её формирования. Температура и давление снова растут, но, в отличие от стадии протозвезды, до гораздо более высокого уровня. Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре приблизительно в 100 миллионов К не начнутся термоядерные реакции с участием гелия.

Возобновившееся на новом уровне термоядерное «горение» вещества становится причиной чудовищного расширения звезды. Звезда «распухает», становясь очень «рыхлой», и её размер увеличивается приблизительно в 100 раз. Так звезда становится красным гигантом, а фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет. Практически все красные гиганты являются переменными звёздами.

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.

Середина жизненного цикла звезды

Среди звёзд встречается широкое многообразие цветов и размеров. По спектральному классу они варьируются от горячих голубых до холодных красных, по массе — от 0,0767 до около 300 Солнечных масс по последним оценкам. Светимость и цвет звезды зависят от температуры её поверхности, которая, в свою очередь, определяется её массой. Все новые звёзды «занимают своё место» на главной последовательности согласно своему химическому составу и массе. Речь, естественно, идёт не о физическом перемещении звезды — только о её положении на указанной диаграмме, зависящем от параметров звезды. Фактически, перемещение звезды по диаграмме отвечает лишь изменению параметров звезды.

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.

Звёзды в созвездии Стрельца (вид с Земли на центр галактики Млечный Путь)

На вооружении

Сербская «Рапира».

Кумулятивный выстрел к пушке.

• Азербайджан Азербайджан — 72 МТ-12, по состоянию на 2017 год
• Армения Армения — 36 МТ-12, по состоянию на 2016 год
• Болгария Болгария — 126 МТ-12, по состоянию на 2016 год
• Грузия Грузия — 40 МТ-12, по состоянию на 2017 год
• Казахстан Казахстан — 68 T-12/МT-12, по состоянию на 2016 год
• Киргизия Киргизия — 18 T-12/МT-12, по состоянию на 2016 год
• Молдавия Молдавия — 37 МТ-12, по состоянию на 2016 год
• Монголия Монголия — некоторое количество, по состоянию на 2016 год
• Россия Россия — 526 МT-12, (2000 T-12/МT-12 на хранении), по состоянию на январь 2016 год
• Туркмения Туркмения — 60 T-12/МT-12, по состоянию на 2016 год
• Узбекистан Узбекистан — 36 T-12/МT-12, по состоянию на 2016 год
• Украина Украина — не менее 500 T-12/МT-12, по состоянию на 2016 год

Бывшие операторы

• Алжир Алжир — 10 Т-12, по состоянию на 2010 год
• Босния и Герцеговина Босния и Герцеговина — 155 T-12/МT-12, по состоянию на 2013 год
• Венгрия Венгрия
• ГДР ГДР
• Ирак Ирак
• Польша Польша
• СССР СССР
• Югославия Югославия
• Хорватия Хорватия — 133 Т-12, по состоянию на 2010 год
• Черногория Черногория — 36 МТ-12, по состоянию на 2010 год

Зрелость

По прошествии определённого времени — от миллиона до десятков миллиардов лет (в зависимости от начальной массы) — звезда истощает водородные ресурсы ядра. В больших и горячих звёздах это происходит гораздо быстрее, чем в маленьких и более холодных. Истощение запаса водорода приводит к остановке термоядерных реакций.

Без давления, возникавшего в ходе этих реакций и уравновешивавшего внутреннюю гравитацию в теле звезды, звезда снова начинает сжиматься, как уже было ранее в процессе её формирования. Температура и давление снова растут, но, в отличие от стадии протозвезды, до гораздо более высокого уровня. Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре приблизительно в 100 миллионов К не начнутся термоядерные реакции с участием гелия.

Возобновившееся на новом уровне термоядерное «горение» вещества становится причиной чудовищного расширения звезды. Звезда «распухает», становясь очень «рыхлой», и её размер увеличивается приблизительно в 100 раз. Так звезда становится красным гигантом, а фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет. Практически все красные гиганты являются переменными звёздами.

То, что происходит далее, также зависит от массы звезды.

Ссылки

А 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.

Эволюция звезд с научной точки зрения

Любая звезда зарождается из сгустка холодного межзвездного газа, который под действием внешних и внутренних гравитационных сил сжимается до состояния газового шара. Процесс сжатия газовой субстанции не останавливается ни на мгновение, сопровождаясь колоссальным выделением тепловой энергии. Температура нового образования растет до тех пор, пока не запускается в ход термоядерный синтез. С этого момента сжатие звездной материи прекращается, достигнут баланс между гидростатическим и тепловым состоянием объекта. Вселенная пополнилась новой полноценной звездой.

Главное звездное топливо — атом водорода в результате запущенной термоядерной реакции

В эволюции звезд принципиальное значение имеют их источники тепловой энергии. Улетучивающаяся в пространство с поверхности звезды лучистая и тепловая энергия пополняются за счет охлаждения внутренних слоев небесного светила. Постоянно протекающие термоядерные реакции и гравитационное сжатие в недрах звезды восполняют потерю. Пока в недрах звезды имеется в достаточном количестве ядерное топливо, звезда светится ярким светом и излучает тепло. Как только процесс термоядерного синтеза замедляется или прекращается совсем, для поддержания теплового и термодинамического равновесия запускается в действие механизм внутреннего сжатия звезды. На данном этапе объект уже излучает тепловую энергию, которая видна только в инфракрасном диапазоне.

Исходя из описанных процессов, можно сделать вывод, эволюция звезд представляет собой последовательную смену источников звездной энергии. В современной астрофизике процессы трансформации звезд можно расставить в соответствии с тремя шкалами:

• ядерная временная шкала;
• тепловой отрезок жизни звезды;
• динамический отрезок (финальный) жизни светила.

В каждом отдельном случае рассматриваются процессы, определяющие возраст звезды, ее физические характеристики и разновидность гибели объекта. Ядерная временная шкала интересна до тех пор, пока объект питается за счет собственных источников тепла и излучает энергию, являющуюся продуктом ядерных реакций. Оценка длительности этого этапа вычисляется путем определения количества водорода, которое превратится в процессе термоядерного синтеза в гелий. Чем больше масса звезды, тем больше интенсивность ядерных реакций и соответственно выше светимость объекта.

Размеры и масса различных звезд, начиная от сверхгиганта, заканчивая красным карликом

Тепловая временная шкала определяет этап эволюции, в течение которого звезда расходует всю тепловую энергию. Этот процесс начинается с того момента, когда израсходовались последние запасы водорода и ядерные реакции прекратились. Для поддержания равновесия объекта запускается процесс сжатия. Звездная материя падает к центру. При этом происходит переход кинетической энергии в тепловую энергию, затрачиваемую на поддержание необходимого температурного баланса внутри звезды. Часть энергии улетучивается в космическое пространство.

Принцип работы системы

После приказа, полученного от высших звеньев управления РВСН на специальный командный пункт, происходит запуск командной ракеты 15П011 со специальной головной частью 15Б99, которая в полёте передаёт команды на пуск всем ПУ и командным пунктам РВСН, имеющим соответствующие приёмники.

Модель

Литература[ | код]

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.