Хімічний склад зірок
Химия

Хімічний склад зірок


Завантажити реферат: Хімічний склад зірок

У міру підвищення температури склад часток, здатних існувати в атмосфері зірки, звичайно спрощується. Спектральний
аналіз зірок класів О, B, A (температура від 50 000 до 10 000 С) показує в їх атмосферах лінії іонізованих водню та гелію та іони металів, у класі К (5000 С) виявляються вже радикали, а в класі М(3800 С) — Навіть молекули оксидів.
У таблиці 1 вказані докладніше співвідношення між окремими елементами, які у одному з зоряних класів, саме у класі У.

Таблиця 1
Хімічний склад зірок (відносні числа атомів)

Элемент     относительные количества атомов в звёздах
-Скорпиона -Персея -Пегаса
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

У таблиці 1 наведено відносні числа. Це означає, що, наприклад, у зірці g — Пегаса на 8700 атомів водню припадає 1290 атомів гелію,
0,9 атомів азоту тощо.
У списку зірок перших чотирьох класів переважають лінії водню та гелію, але з зниженням температури з’являються лінії інших елементів і навіть лінії, що вказують на існування сполук. Ці з’єднання дуже прості. Це оксиди цирконію, титану (клас М), а також радикалиCH, OH, NH, CH2, C2, C3, СаН та ін Зовнішні шари зірок складаються головним чином з водню; в середньому на 10 000 атомів водню припадає близько 1000 атомів гелію, 5 атомів кисню та менше одного атома інших елементів.
Існують зірки, що мають підвищений вміст того чи іншого елемента. Так, відомі зірки з підвищеним вмістом кремнію (кремнієві зірки), зірки, в яких багато заліза (залізні зірки), марганцю (марганцові), вуглецю (вуглецеві) і т. п. Зірки з аномальним складом елементів досить різноманітні. У молодих зірках типу червоних гігантів виявлено підвищений вміст тяжких елементів. В одній з них знайдено підвищений вміст молібдену, який у 26 разів перевищує його вміст у Сонці. Взагалі кажучи, вміст елементів, атоми яких мають масу, більшу за масу атома гелію, поступово зменшується в міру старіння зірки. Водночас хімічний склад зірки залежить і від місцезнаходження зірки в галактиці. У старих зірках сферичної частини галактики міститься кілька атомів важких елементів, а тій частині, що утворює своєрідні периферичні спіральні « рукава » галактики, й у її плоскої частини є зірки, щодо багаті важкими елементами. Саме у цих частинах і виникають нові зірки. Тому можна пов’язати наявність важких елементів із особливостями хімічної еволюції, що характеризує життя зірки.
Хімічний склад зірки відображає вплив двох факторів: природи міжзоряного середовища та тих ядерних реакцій, що розвиваються у зірці протягом її життя. Початковий склад зірки близький до складу міжзоряної матерії — газо-пилової хмари, з якої виникла зірка. Газо-пилова хмара не скрізь однакова. Цілком можливо, що зірка, що з’явилася в певному місці всесвіту, виявиться, наприклад, багатшою на важкі елементи, ніж та, яка виникла в іншому місці.
Спектральне дослідження складу зірок вимагає врахування безлічі факторів, до них відносяться сили тяжіння, температура, магнітні поля тощо. Але навіть при виконанні всіх правил дослідження все ж таки дані здаються неповними: адже спектральний аналіз відноситься до зовнішніх, поверхневих шарів зірки. Що відбувається у надрах цих далеких об’єктів, начебто недоступне вивчення. Однак досвід показав, що у спектрах зірок виявляються явні ознаки наявності тих елементів, які є продуктами ядерних реакцій (барій, технецій, цирконій) і можуть утворитися лише у глибинах зірки. Звідси випливає, що зіркова речовина піддається процесам перемішування. З погляду фізика, поєднати перемішування з рівновагою своєї величезної маси зоряної речовини досить важко, але для хіміка дані спектроскопії є безцінним матеріалом, оскільки вони дозволяють зробити обґрунтовані припущення про хід ядерних реакцій у надрах космічних тіл.
Аналіз кульових скупчень зірок у частині Галактики, що відповідає найстарішим зіркам, показує знижений вміст важких металів (Л. Аллер). З іншого боку, якщо Галактика розвивалася з газової хмари, що містить в основному водень, то в ній мають бути чисто водневі зірки. До таких зірок належать субкарлики. Вони займають проміжне місце між зірками головної послідовності та білими карликами. У субкарликах багато водню та мало металів.
У таблиці 8 (за Л. Аллером) зазначені логарифми відношень чисел атомів даного елемента на Сонці до числа атомів цього ж елемента у субкарликів (поширеність). Як бачимо, всі ці числа більше нуля, тобто. Сонце багатше металами, ніж субкарлтки.
Що ж до слідів ядерних перетворень, які змінили «хімічне обличчя» зірки, ці сліди бувають іноді дуже виразними. Так, існують зірки, в яких водень перетворився на гелій; атмосфера таких зірок складається з гелію Можливо, що значну роль у збагаченні зірки (її зовнішніх шарів) гелієм відіграло перемішування зіркової речовини. Так, А.А. Боярчук виявив 8 зірок, у яких вміст гелію був у 100 разів більший, ніж вміст водню, причому на 10 000 атомів гелію у цих зірках припадає лише 1 атом заліза. Одна з гелієвих зірок взагалі не містила водню. Це спостерігається рідко і, мабуть, свідчить про те, що у зірці водень повністю витрачений у процесі ядерних реакцій.
При ретельному вивченні однієї з таких зірок у ній було виявлено вуглець і неон, і навіть титан. У іншої гелієвої зірки на 500 атомів гелію припадає вуглецю – 0.56, азоту – 0.72, кисню – 1.0, неону – 3.2, кремнію – 0.05, магнію – 0.5. Яскрава подвійна зірка в сузір’ї Стрільця — надгігант з температурою поверхні близько 10 000 ° С — також дефіцитна по водню: в її спектрі спостерігається чітко виражені лінії гелію і дуже слабкі лінії водню. Очевидно, це зірки, у яких водень вже вигорів у полум’ї ядерних реакцій. Наявність в них вуглецю та азоту дає можливість зробити обґрунтовані припущення про перебіг ядерних реакцій, що доставляють енергію та виробляють ядра різних елементів.
Дуже цікаві вуглецеві зірки. Це зірки відносно холодні — гіганти та надгіганти. Їхні поверхневі температури лежать зазвичай у межах 2500 — 6000°С. При температурах вище 3500°С при рівних кількостях кисню і вуглецю в атмосфері більшість цих еламентів існує у формі оксиду вуглецю. З інших вуглецевих сполук у цих зірках знайдено ціан (радикал СN) та радикал СН. Є також кілька оксидів титану і цирконію, що витримують високі температури. При надлишку водню концентрація СN, З, С2 буде відносно меншою, а концентрація СН збільшиться. Такі зірки (СН-зірки) зустрічаються поряд із зірками, в яких спостерігається дефіцит водню.
В одній із зірок було знайдено підвищене відношення вмісту вуглецю до вмісту заліза: кількість вуглецю в 25 разів перевищувала кількість заліза і в той же час відношення вмісту вуглецю до вмісту водню дорівнювало 40. Це означає, що зірка дуже багата на вуглець при значній нестачі водню. Коливання блиску однієї з зірок цього виду було навіть приписано ослаблення світності, що викликається твердими вуглецевими частинками, розсіяними в атмосфері зірки. Однак більшість вуглецевих зірок характеризується нормальним вмістом водню в атмосфері (Л. Аллер).
Важливою особливістю вуглецевих зірок є підвищений вміст ізотопу вуглецю 13С. Роль цього ізотопу у загальному енергетичному балансі зірки дуже велика. Процеси, пов’язані з його участю, живлять зірку енергією та розвиваються лише за дуже високих температур у глибинних зонах. Поява ізотопу 13С поверхневих шарах, ймовірно, обумовлено процесами перемішування.
Деякі типи зірок характеризуються підвищеним вмістом металів, які розташовані в одному стовпці періодичної системи з цирконієм; у цих зірках є нестійкий елемент технецій 4399Тс. Ядра технеція могли утворитися з 98Мо в результаті захоплення нейтрону з викиданням електрона з ядра молібдену або фотопроцесі з 97Мо. У всякому разі, наявність нестабільного ядра — переконливий доказ розвитку ядерних реакцій у зірках.
Астрономи та астрофізики виконали велику роботу з аналізу та зіставлення спектральних даних та результатів досліджень метеоритів. Виявилося, що елементи з парними номерами порядковими зустрічаються частіше, ніж з непарними. Ядра елементів з парними порядковими номерами стійкіші; стійкість ядра залежить від співвідношення у ньому числа протонів та нейтронів. Найбільш стійкі ядра мали більше шансів утворитися та зберегтися у жорстких умовах.

© Реферат плюс



Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *