<<
>>

ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ЗВЕЗД

С самого начала развития звездной спектроскопии стало очевидно, что повсюду во Вселенной материя по существу одна и та же и что те же химические элементы, из которых построена Земля, входят в состав других планет, Солнца, звезд и далеких галактик.

Но, хотя повсюду в природе встречаются одни и те же элементы, их относительное содержание часто не одинаково не только у планет и звезд, но и у звезд разных классов. Эти различия в обилии элементов являются важными ключевыми данными для еще не вполне понятых проблем эволюции звезд, образования элементов и истории самой Галактики. Полнее мы обсудим эту проблему в гл. 8, 9 и 12.

А сейчас мы кратко изложим некоторые принципиально важные результаты, полученные при исследовании химического состава звезд. Конечно, наиболее досконально было изучено

Солнце. Пионерское исследование, выполненное в 1929 г. Генри Норрисом Расселом (Принстон, США) еще до изобретения кривой роста, выявило главные характерные черты химического состава Солнца. Затем многочисленными исследователями в различных странах эта работа была сделана значительно точнее сначала для Солнца, а затем и для различных звезд. Рассмотрим сначала результаты анализа состава Солнца, а затем сравним их с данными, полученными для других звезд.

Как видно из табл. 4, вполне уверенно в солнечной атмосфере было отождествлено семьдесят химических элементов. Отсутствие некоторых элементов в этом списке не означает, что они утрачены солнечной атмосферой. Некоторые из этих элементов, например ртуть, имеют свои сильнейшие линии в далеком ультрафиолете-—спектральной области, которую можно изучать только при помощи приемников, поднятых на космических аппаратах за пределы земной атмосферы. Элементы, добавленные к этому списку начиная с 1946 г., чаще всего оказывались обнаруженными по их линиям в ультрафиолетовых спектрах хромосферы и короны.

Другие отсутствующие элементы, судя по их дефициту на Земле, возможно, присутствуют на Солнце, но в столь ничтожных количествах, что их линии просто невозможно обнаружить. Примером подобного рода может служить уран, который встречается редко, и все его многочисленные линии имеют малые величины f.

Очень большой интерес представляет содержание на Солнце изотопов, в особенности тяжелого водорода, или дейтерия. Хотя некоторые данные свидетельствуют о том, что уран может образовываться в областях Солнца, характеризующихся сильной электромагнитной активностью — в окрестностях солнечных пятен, — подлинного доказательства его существования на Солнце, вообще говоря, нет. Отношение С13/С12 на Солнце, возможно, такое же, как на Земле, но и этот вопрос требует тщательного дальнейшего исследования.

Табл. 5 дает процентное содержание по числу атомов (т. е. объем) для некоторых элементов солнечной атмосферы и полную массу (в миллионных долях грамма) каждого элемента в вертикальном столбе атмосферы сечением 1 см2 и основанием в фотосфере. Обратите внимание на высокое содержание водорода и гелия. Свыше 85% атомов в солнечной атмосфере составляют атомы водорода, и, так как это большое число повторяется и для других звезд, нетрудно понять, почему линии водорода остаются в спектрах при столь гигантском диапазоне температур звездных атмосфер. Заметим также, что, хотя сильнейшие в спектре — это линии Н н К ионизованного кальция, есть элементы более обильные. Высокая интенсивность этих линий ионизованного кальция объясняется трм, что они возникают при

переходах с самого нижнего энергетического уровня, на котором находится большинство атомов кальция на Солнце (кальций в солнечной атмосфере в большинстве своем однажды ионизован). Соответствующие линии магния приходятся на ультрафиолет, находящийся за пределами прозрачности земной атмосферы. Наблюдаемые линии углерода, азота и кислорода все возникают со слабо населенных высоких энергетических уровней. Среди темных линий солнечного спектра гелия вообще нет.

Его линии наблюдаются в эмиссионном спектре хромосферы.

Таблица 4

Элементы, имеющиеся на Солнце

Водород

Калий

Ниобий

Тербий

Г елий

Кальций

Молибден

Диспрозий

. Литий

Скандий

Рутений

Эрбий

Бериллий

Титан

Родий

Тулий

Бор

Ванадий

Палладий

Иттербий

Углерод

Хром

Серебро

Лютеций

Азот

Марганец

Кадмий

Гафний

Кислород

Железо

Индий

Тантал

Фтор

Кобальт

Олово

Вольфрам

Неон

Никель

Сурьма

Осмий

Натрий

Медь

Барий

Иридий

Магний

Цинк

Лантан

Платина

Алюминий

Г аллий

Церий

Золото

Кремний

Г ерманий

Празеодим

Свинец

Фосфор

Рубидий

Неодим

Висмут?

Сера

Стронций

Самарий

Торий

Хлор

Иттрий

Европий

Аргон

Цирконий

Г адолнний

Хотя когда-то полагали, что химический состав большинства звезд почти такой же, как у Солнца, и расхождения ограничены главным образом очень холодными звездами, в настоящее время известно, что в химических составах звезд существует заметное различие, которое весьма существенно с точки зрения теории образования химических элементов и эволюции звезд.

Различия бывают двух типов: связанные с различиями химиче'- ского состава той среды, из которой образовались звезды, и обусловленные ядерными процессами внутри самих звезд. Более детально мы обсудим эти вопросы в гл. 8 и 9, здесь же мы коснемся лишь некоторых проблем, которые встречаются при исследовании составов звезд.

Звезды с высокими температурами обладают определенными, свойственными только им преимуществами в отношении

5. Анализ звезд

Ге^Илег,ХиХмИМЛЧ.еСК0Г0 С0СТаВа' СаМЫе СИЛЬНЫе линии принад- *I легким элементам; непрозрачность атмосферы обуслов-

электпонямГЬ4МпВОД°РОДОМ И Г6ЛИеМ’ 3 также Рассеянием света ня^1 п нм Э ° 0Ч6НЬ молодые звезды; их состав рассказывает

обпазоваяисГй Межзвездной среде, из которой они недавно глЕжиы I В принципе соответствующие вычисления не ^астТизп^иР^°ВаерИТЬ ИХ НЭ практике трУДно, так как большая Ппи н пмУ              звезд испУСкается в далеком ультрафиолете.

Р гтпТ              М0дели атмосфер могут быть весьма различными и

Г„ДРеД^аЗЫВаЮТЛ0ЧТИ одинаковую картину для наблюдаемых

ВО и п\пяпКТРа' геРХ Т0Г°’ ДЛЯ ЗВеЗД спектральных классов ВО и О уравнение Саха и уравнение Больцмана (которое связывает^ между собой населенности различных энергетических уровней; см. приложение VI) непригодны, поскольку населен- ности уровней атомов уже не просто зависят от локальной тем- ературы, а подвержены сильному влиянию особенностей дан- «°^СГ1Ра излучеаия- Вычисления формы спектральных линий ™ГСИВН°СТеИ Х°ТЯ И В03М0ЖНЫ’ но оказываются очень

СЛОЖНЫМИ.

МутшлекиеР[^УГривеса?СРосса,ЫМолераЛнЛцgt;р.аНИЯХ ЛамбеРта- У°РиеРа- О’Хара, Мюллера,

Другая крайность —спектры холодных звезд, определяемые сложными молекулярными полосами, каждая из которых состоит

из множества тонких компонент. Теоретически каждую из этих компонент можно рассматривать как линию, образованную некоторым определенным числом поглощающих молекул во многом подобно тому, как образуются атомарные линии.

Задача усложнена тем фактом, что по мере роста числа поглощающих молекул линии эти сильно перекрываются. Кроме того, за исключением спектрограмм, полученных в очень крупном масштабе, линии эти так близки друг к другу, что их невозможно разделить на отдельные компоненты, и анализ оказывается сложным.

По аналогии с положением для атомарных линий полная чернота молекулярных полос зависит от количества участвующего в их образовании соединения и от температуры и плотности звездной атмосферы. В свою очередь обилие данных молекул зависит от количества входящих в их состав атомов. Это одна из классических задач химии, в которой рассматриваются реакции между атомами и молекулами. Сначала задаются различными смесями атомов, а затем вычисляют число молекул, которое ожидается для каждой из смесей.

Предположим, что два атома А и В, скажем титана и кислорода, взаимодействуя, образуют молекулу АВ и что молекула тоже может рассыпаться на составляющие ее отдельные атомы. Эта обратимая реакция может быть записана символически в виде

Эти два обратимых процесса будут продолжаться до тех пор, пока не уравняются скорости, с которыми они происходят. В этом случае говорят, что эти две реакции находятся в равновесии. Получающиеся в результате относительные количества атомов и молекул зависят от концентрации атомов, температуры и количества энергии, необходимого для диссоциации этой молекулы. Процесс этот аналогичен ионизации атомов, и его можно описать формулой, подобной формуле Саха для атомов, ионов и электронов (см. главу 4):

где К зависит от температуры и вида молекул. Это уравнение называется формулой диссоциации.

Первое тщательное исследование молекул в спектре холодных звезд было выполнено Генри Норрисом Расселом.

Он первый исследовал атмосферу, в какой-то мере аналогичную солнечной, но в которой кислорода было больше, чем углерода. При температурах значительно ниже температуры Солнца количества молекулярного углерода Сг, углеводорода СН и циана CN

очень значительны, но полосы этих веществ приходятся на ненаблюдаемую область спектра. При еще более низких температурах (около 3000°) образование очень стойкой молекулы окиси углерода СО — знакомой и вместе с тем смертоносной составляющей дыма автомобильных выхлопов—-крадет углерод у других молекул. По-видимому, эти теоретические исследования указывают на то, что в той мере, в какой это касается отношения кислород/углерод, химический состав звезд К и М такой же, как у Солнца.

Более того, теоретические расчеты Рассела объяснили, почему полосы циана интенсивнее у звезд-гигантов, сила тяжести на поверхности которых меньше, чем у звезд-карликов. У холодных звезд с одинаковой температурой полосы CN у гигантов должны быть сильнее, чем у карликов. Стремление этой молекулы к диссоциации в условиях более низкой плотности в атмосфере звезды-гиганта нейтрализуется исключительной «затума- ненностью» более плотной атмосферы карликовой звезды. Мы наблюдаем гораздо большие глубины, т. е. смотрим сквозь гораздо большую толщу вещества, в гигантских звездах, чем в звездах-карликах. Если мы будем сравнивать гиганты и карлики одного спектрального класса, то увидим, что полосы CN у гигантов гораздо сильнее. Объясняется это тем, что карлики горячее гигантов того же спектрального класса, а высокая температура благоприятствует диссоциации молекул.

Оказывается, что образующиеся соединения и получающиеся в результате типы спектров крайне чувствительны к тому, чего больше в звезде — углерода или кислорода. Если в какой-то холодной звезде углерода больше, то практически весь кислород будет находиться в связанном состоянии в виде окиси углерода и в ничтожно малом количестве в виде TiO, а наличие избытка углерода способствует образованию в больших количествах СН, CN и С2. Звезды R и N, или углеродные звезды, имеют в спектрах сильные полосы С2, СН и CN. Этот факт указывает на то, что в этих звездах углерода гораздо больше, чем кислорода. Такую интерпретацию предложил много лет назад Кёртис. С ростом температуры молекулярные полосы исчезают и спектр углеродной звезды становится похожим на спектр «нормальной» звезды класса К, если, конечно, ее состав не очень отличается от обычного.

Другим замечательным классом звезд являются холодные, так называемые S-звезды, в спектре которых полосы окиси циркония выделяются сильнее, чем полосы окиси титана. У этих звезд интенсивны и атомарные линии циркония, а также особенно заметны линии соседних по периодической таблице с цирконием элементов: ниобия, молибдена и рутения. Еще более замечательны линии технеция (Z = 43)— элемента, который на

Земле в природе не встречается, но его можно создать путем бомбардировки соседних элементов нейтронами. Совершенно фантастическим было открытие Адлером и Каули синтетического элемента прометия в атмосфере спектральной переменной звезды класса A HR 465. Время полураспада этого элемента 18 лет. Это значит, что через 18 лет от первоначального килограмма Pm останется лишь 500 г. Как этот, так и другие подобные элементы, очевидно, возникают в ходе ядерных реакции, происходящих в самих звездных атмосферах.

Причудливые химические соединения часто встречаются в составе гигантских и сверхгигантских звезд — объектов, которые находятся в стадии развития. У таких карликовых звезд, как Солнце, подобные химические соединения не обнаруживаются. Поэтому мы сначала рассмотрим проблему эволюции звезд, а уж затем обсудим подробнее различия в их химических составах.

<< | >>
Источник: А. Аллер. АТОМЫ, ЗВЕЗДЫ И ТУМАННОСТИ. 1976

Еще по теме ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ЗВЕЗД:

  1. ПЕРВОЕ ЗНАКОМСТВО СО ЗВЕЗДАМИ И ТУМАННОСТЯМИ
  2. СОРТИРОВКА ЗВЕЗД
  3. ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ЗВЕЗД
  4. МЕЖЗВЕЗДНЫЕ ПЫЛИНКИ
  5. АНАТОМИЯ ЗВЕЗДЫ
  6. ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД
  7. ОБРАЗОВАНИЕ ХИМИЧЕСКИХ ЭЛЕМЕНТОВ В ЗВЕЗДАХ
  8. История звезды с массой в 7 раз больше солнечной
  9. Приложение А Скорость движения звезд
  10. ЗВЕЗДНЫЕ ВЕКА ЧЕЛОВЕЧЕСТВА В. Г. Сурдин
  11. Имена и обозначения звезд
  12. 4.52. Самые популярные звездные каталоги
  13. Расчет эволюции звезды
  14. Диаграмма «цвет — светимость» звезд в скоплениях
  15. Мы - звездные люди!
  16. Химический состав