Формирование звёзд и планет с точки зрения школьной физики. Детальный алгоритм рождения звёзд и появления планет, и следствия из него - страница 4

Темой моей работы исходно является именно рассмотрение первого этапа эволюции Солнца и других звёзд – от туманности, через протозвезду к звезде современного состояния. Но следствием работы является и изменение дальнейшей возможной эволюции Солнца – возможная отмена стадии красного гиганта, и, после его взрыва, стадии планетарной туманности.

Исходное состояние – плывёт в космическом пространстве некое газовое облако (рис.1 п.1), в основном состоящее из водорода с гелием, и незначительным количеством не влияющих на физические процессы примесей. Это облако имеет настолько большую массу, что даже на его периферии, на расстоянии сотен или тысяч астрономических единиц, гравитационное притяжение начинает постепенно преодолевать силы внутреннего давления газа. А давление газа у нас считается по очень простой формуле: P*V=k*T, где P – давление препятствующее сжатию, V – объём облака, k – коэффициент показывающий количество вещества в облаке, с учётом постоянной Больцмана, и T- температура. Реальное облако, разумеется, в разных своих частях имеет разную плотность, температуру и давление, но для первичного рассмотрения возникающих проблем этим вполне можно пренебречь, взяв усреднённые значения.

При сжатии облака его объём уменьшается, что с необходимостью вызывает увеличение давления, даже при постоянстве температуры, которое и препятствует дальнейшему сжатию. Так же, при сжатии облака выделяется гравитационная энергия, которая преобразуется в повышение температуры газа, которая ещё больше поднимает давление газа, которое ещё больше препятствует этому сжатию. А раз так, то, чтобы облако могло и далее самостоятельно сжиматься – ему нужно остыть, то есть сбросить свою энергию в окружающий космос, единственным доступным способом – через излучение тепловых фотонов. А раз так, то начнём с вопроса – сколько именно энергии выделится из облака при его гравитационном сжатии до размера звезды, исходно подразумевая именно наше Солнце с его массой 2*10^30кг и радиусом около 7*10^8м (^ – значок возведения в степень), и в первом приближении подразумевая Солнце шаром однородной плотности.

Берём всем известную формулу гравитационного притяжения двух тел

F=M1*M2*G/R^2 [1]

И вычисляем – сколько энергии выделится, если пробное тело массы M2 приблизится к неподвижной массе M1 из бесконечности до расстояния R. Это получается простейший интеграл