Хостинг от HOST PROM - это надежное место для Ваших проектов !

 


                   Химический состав звёзд

   По мере повышения температуры состав частиц, способных существовать в атмосфере звезды, конечно, упрощается. Спектральный

анализ звёзд классов О, B, A (температура от 50 000 до 10000 С) показывает в их атмосферах линии ионизированных  водорода и гелия и ионы металлов, в классе К (5000 С)обнаруживаются уже радикалы, а в классе М(3800 С) - даже молекулы оксидов.

   В таблице 1 указаны более подробносоотношения между отдельными элементами, встречающимися в одном иззвёздных классов, именно в классе В.

  т а б л и ц а 1

Химический составзвёзд В (относительные числа атомов)

 

        Элемент                       относительные количества атомов в звёздах

                                           t-Скорпиона             x   -Персея              g   -Пегаса        

    Водород                           8530                              8300                        8700

    Гелий                              1450                              1700                        1290

    Углерод                          2,0                                 1,5                           3,3

    Азот                                 3,1                                 1,7                           0,9

    Кислород                        11,0                               9,0                           3,7

    Фтор                                --                                    --                            0,028

      Неон                                4,5                                3,4                           4,65 

     Магний                           0,46                              0,49                         0,76

     Алюминий                    0,032                           0,05                        0,005

     Кремний                         0,75                              0,77                        0,094

     Фосфор                            --                                  --                             0,0028

     Сера                                 --                                   0,25                        0,55

     Хлор                                 --                                   --                            0,014

     Аргон                               --                                   --                            0,07

 

    В таблице 1 указаныотносительные числа. Это значит, что, например, в звезде g  - Пегаса на 8700 атомов водорода приходится1290 атомов гелия,   

0,9 атомов азота и т.д.

            В списке звезд первых четырех классов преобладают линииводорода и гелия, но по мере понижения температуры появляются линии другихэлементов и даже линии, указывающие на существование соединений. Эти соединенияеще очень просты. Это оксиды циркония, титана (класс М), а также радикалы CH, OH, NH, CH2, C2, C3, СаН  и др. Наружные слои звезд состоят  главным образом из водорода; в среднем на 10000 атомов водорода приходится около 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода именее одного атома других элементов.

            Существуют звезды, имеющие повышенное содержание того илииного элемента. Так, известны звезды с по повышенным содержанием кремния(кремниевые звезды), звезды, в которых много железа (железные звезды), марганца(марганцевые), углерода (углеродные) и т. п. Звезды с аномальным составомэлементов довольно разнообразны. В молодых звездах типа красных гигантовобнаружено повышенное содержание тяжелых элементов. В одной из них найденоповышенное содержание молибдена, в 26 раз превышающее его содержание вСолнце.  Вообще говоря, содержаниеэлементов, атомы которых имеют массу, большую массы атома гелия, постепенноуменьшается по мере старения звезды. Вместе с тем, химический состав звездызависит и от местонахождения звезды в галактике. В старых звездах сферической частигалактики содержится немного атомов тяжелых элементов, а в той части, котораяобразует своеобразные периферические спиральные « рукава » галактики, и в ее плоской части имеются звезды, относительно богатыетяжелыми элементами. Именно в этих частях и возникают новые звезды. Поэтомуможно связать наличие тяжелых элементов с особенностями химической эволюции,характеризующей жизнь звезды.

            Химический состав звезды отражает влияние двух факторов:природы межзвездной среды и тех ядерных реакций, которые развиваются в звезде втечение ее жизни. Начальный состав звезды близок к составу межзвездной материи- газо-пылевого облака,  из которого возникла звезда. Газо-пылевое облако не везде одинаково. Вполне возможно,что звезда, появившаяся в определенном месте вселенной, окажется, например,более богатой тяжелыми элементами, чем та, которая возникла в ином месте.

            Спектральное исследование состава звезд требует учетамножества факторов, к ним относятся силы тяжести, температура, магнитные поля ит. п. Но даже при выполнении всех правил исследования все же данные кажутсянеполными: ведь спектральный анализ относится к внешним, поверхностным слоямзвезды. Что происходит в недрах этих далеких объектов, как будто недоступно дляизучения. Однако опыт показал, что в спектрах звезд обнаруживаются явныепризнаки наличия тех элементов, которые являются продуктами ядерных реакций (барий, технеций, цирконий) и могут образоваться только в глубинах звезды.Отсюда следует, что звездное вещество подвергается процессам перемешивания. Сточки зрения физика, совместить перемешивание с равновесием своей огромноймассы звездного вещества довольно трудно, но для химика данные спектроскопиипредставляют бесценный материал, так как они позволяют сделать обоснованныепредположения о ходе ядерных реакций в недрах космических тел.

Анализ шаровыхскоплений звезд  в той части Галактики,которая отвечает наиболее старым звездам, показывает пониженное содержаниетяжелых металлов (Л. Аллер). С другой стороны,если   Галактика развивалась из газовогооблака, содержащего в основном водород, то в ней должны быть и чисто водородныезвезды. К таким звездам относятся          

    Т а б л и ц а 2

Распространенность элементову субкарликов.

            Элемент

распространенность 

распространенность

 

 HD 140283

  HD 19445

Углерод

      3,40

     2,25

Магний

      1,87

     0,58

Аргон

      3,73

     1,54

Кобальт

      2,02

     1,37

Скандий

      2,34

     1,84

Титан

      1,72

     1,20

Ванадий

      1,76

     1,93

Марганец

      1,99

     1,54

Железо

      2,06

     1,75

Никель

      1,42

     1,53

субкарлики. Они занимают промежуточное место между звездами главнойпоследовательности и белыми карликами. В субкарликахмного водорода и мало металлов.

            В таблице 8 (по Л. Аллеру)указаны логарифмы отношений чисел атомов данного элемента на Солнце к числаматомов этого же элемента у субкарликов(распространенность). Как видно, все эти числа больше нуля, т.е. Солнце богачеметаллами, чем субкарлтки.

Что касается следов ядерныхпревращений, изменивших «химическое лицо» звезды, то эти следы бывают иногдаочень отчетливыми. Так, существуют звезды, в которых водород превратился вгелий; атмосфера таких звезд состоит из гелия Возможно, что значительную роль вобогащении звезды (ее внешних слоев) гелием сыграло перемешивание звездного вещества.Так, А.А. Боярчук обнаружил 8 звезд, в которыхсодержание гелия было в 100 раз больше, чем содержание водорода, причем на 10000 атомов гелия в этих звездах приходится лишь 1 атом железа. Одна из гелиевыхзвезд вообще   не содержала водорода. Этонаблюдается редко и, по-видимому, свидетельствует о том, что в звездеводород  полностью  израсходован в процессе ядерных реакций.

            При тщательном изучении одной из таких звезд в ней были обнаружены углерод и неон, а такжетитан. У другой гелиевой звезды на 500 атомов гелия приходится углерода - 0.56,азота - 0.72, кислорода - 1.0, неона - 3.2, кремния - 0.05,  магния - 0.5. Яркая двойная звезда всозвездии Стрельца - сверхгигант с температурой поверхности  около 10 000° С - такжеявляется дефицитной по водороду: в ее спектре наблюдается четко выраженныелинии гелия и очень слабые линии водорода. По - видимому, это те звезды, вкоторых водород уже выгорел в пламени ядерных реакций. Наличие в них углерода иазота дает возможность сделать обоснованные предположения о ходе ядерныхреакций, доставляющих энергию и производящих ядра различных элементов.

            Очень интересны углеродные звезды. Это звездыотносительно холодные -  гиганты исверхгиганты. Их поверхностные температуры лежат обычно в пределах 2500 - 6000°С. При температурах выше 3500°С при равныхколичествах кислорода и углерода в атмосфере большая часть этих эламентов существует в форме оксида углерода со. Из другихуглеродных соединений в этих звездах найдены циан (радикал СN) и радикал СН. Имеется также некоторое количество оксидов титана ициркония, выдерживающие высокие температуры. При избытке водорода концентрацияСN, СО, С2 будет относительно меньшей, а концентрация СНувеличится. Такие звезды (СН-звезды) встречаются наряду со звездами, в которых наблюдается дефицит водорода.

            В одной из звезд было найдено повышенное отношениесодержания углерода к содержанию железа: количество углерода в 25 раз превышалоколичество   железа и в то же времяотношение содержания углерода к содержанию водорода равнялось 40. Это значит,что звезда очень богата углеродом  призначительной недостаче водорода. Колебание блеска одной из звезд этого видабыло даже приписано ослаблению светимости, вызываемому твердыми углероднымичастицами, рассеянными  в атмосферезвезды. Однако большинство углеродных звезд характеризуется нормальнымсодержанием водорода в атмосфере (Л. Аллер).

            Важной особенностью углеродных звезд являетсяповышенное  содержание изотопа углерода 13С.Роль этого изотопа в общем энергетическом балансе звезды очень велика.Процессы, связанные с его участием, питают звезду энергией и развиваются лишьпри очень высоких температурах в глубинных зонах. Появление изотопа 13Св поверхностных слоях, вероятно, обусловлено процессами перемешивания.

            Некоторые типы звезд характеризуются повышеннымсодержанием  металлов, расположенных водном столбце периодической системы с цирконием; в этих звездах имеетсянеустойчивый элемент технеций  4399Тс.Ядра технеция могли образоваться из 98Мо в результате захватанейтрона с выбрасыванием электрона из ядра молибдена или при фотопроцессе из 97Мо.Во всяком случае наличие нестабильного ядра - убедительное доказательстворазвития ядерных реакций в звездах.

            Астрономы и астрофизики выполнили большую работу поанализу и сопоставлению спектральных данных и результатов исследованийметеоритов. Оказалось, что элементы с четными порядковыми номерами встречаютсячаще, чем с нечетными. Ядра элементов с четными порядковыми номерами болееустойчивы; устойчивость ядра зависит от соотношения в нем числа протонов инейтронов. Наиболее устойчивые ядра имели больше шансов образоваться исохраниться в жестких условиях.

 

[нет1] 


PAGE \# "'Стр: '#' '"   [нет1]


 


Быстрый хостинг
Быстрый хостинг - Скорость современного online бизнеса

 

Яндекс.Метрика

Load MainLink_Second mode.Simple v3.0:
Select now URL.REQUEST_URI: webknow.ru%2Fastronomija_00009.html
Char set: data_second: Try get by Socet: webknow.ru%2Fastronomija_00009.html&d=1
					  

Google

На главную Авиация и космонавтика Административное право
Арбитражный процесс Архитектура Астрология
Астрономия Банковское дело Безопасность жизнедеятельности
Биографии Биология Биология и химия
Ботаника и сельское хозяйство Бухгалтерский учет и аудит Валютные отношения
Ветеринария Военная кафедра География
Геодезия Геология Геополитика
Государство и право Гражданское право и процесс Делопроизводство
Деньги и кредит Естествознание Журналистика
Зоология Издательское дело и полиграфия Инвестиции
Иностранный язык Информатика, программирование Исторические личности
История История техники Кибернетика
Коммуникации и связь Косметология Краткое содержание произведений
Криминалистика Криптология Кулинария
Культура и искусство Культурология Литература и русский язык
Литература зарубежная Логика Логистика
Маркетинг Математика Медицина, здоровье
Международное публичное право Частное право Отношения
Менеджмент Металлургия Москвоведение
Музыка Муниципальное право Налоги
Наука и техника Новейшая история Разное
Педагогика Политология Право
Предпринимательство Промышленность Психология
Психология, педагогика Радиоэлектроника Реклама
Религия и мифология Риторика Сексология
Социология Статистика Страхование
Строительство Схемотехника Таможенная система
Теория государства и права Теория организации Теплотехника
Технология Транспорт Трудовое право
Туризм Уголовное право и процесс Управление
Физика Физкультура и спорт Философия
Финансы Химия Хозяйственное право
Цифровые устройства Экологическое право Экология
Экономика Экономико-математическое моделирование Экономическая география
Экономическая теория Этика Юриспруденция
Языковедение Языкознание, филология

design by BINAR Design