книги из ГПНТБ / Тугаринов А.И. Общая геохимия. Краткий курс учеб. пособие

группы имеют малую плотность, быстро вращаются, их сопровож­ дает большое число спутников.

Существование планет является особенностью нашей Солнечной системы, так как аналогичные космические тела (планеты) в окру­ жении других звезд неизвестны. Возможно, это связано с меньшей яркостью планет, чем звезд, что затрудняет их обнаружение.

О химическом составе звезд наиболее подробные сведения могут быть получены при изучении ближайшей к нам звезды — Солнца. Наиболее полную информацию дают спектры поглощения атмосфе­ ры Солнца, впервые полученные в прошлом столетии Г. Роулендом. Подобный спектр, охватывающий диапазон волн от 0,3 до 25 мкм насчитывает около 30 000 зарегистрированных линий,

В последние годы при помощи спектрографов, поднятых раке­ тами на высоту до 250 км (за пределы поглощающего влияния зем­ ной атмосферы), были получены новые данные в области ультрафио­ летовой части спектра Солнца. В результате этих исследований в спектре Солнечной атмосферы обнаружено 69 химических элемен­ тов.

Часть весьма распространенных на Солнце элементов, таких как гелий, подобным методом установить не удалось, так как для их возбуждения в ультрафиолетовой области спектра требовалась энергия более 20 Мэв и температура, превышающая 180 000° К. Элемент гелий был обнаружен впервые в верхней атмосфере Солнца по спектру его излучения.

Результаты этих исследований приведены в табл. 4.

* N —число атомов элементов.

Помимо отдельных атомов, для спектра Солнца характерно при­ сутствие радикалов и молекул: CN, СН, С2, NH3, СО, ОН и т. д.

Обращает на себя внимание преимущественная распространен­ ность легких газов — водорода и гелия, дефицит лития и бериллия, преимущественная роль среди металлов магния и близкие к еди­ нице соотношения углерода, азота, кислорода и неона.

Атмосфера Солнца неоднородна. В ней выделяются по крайней мере три зоны (рис. 3): фотосфера (200 км), хромосфера (15 000 км) и корона (до 5 • ІО6 км).

дела устойчивости, разделение очередного нового изотопа на два самостоятельных неравных стабильных ядра с выделением колос­ сальной энергии.

Отличаются ли другие звезды по своему составу от нашего Солнца?

Рис. 4. Солнечный протуберанец (фото обсерватории НьюМексико, 28 сентября 1957 г.).

В начале XX в. были исследованы тысячи звезд, что позволило их классифицировать: 1) сверхгиганты; 2) промежуточные сверх­ гиганты; 3) нормальные гиганты; 4) субгиганты; 5) нормальные кар­

лики.

На основании спектров поглощения найден средний химический состав звезд, весьма близкий к составу Солнца (рис. 6). Однако, как и для Солнца, мы вынуждены допустить, что возникновение спект-

ралыіых линий начинается с фотосферы, т. е. все эти данные отно­ сятся лишь к атмосферам звезд.

Наблюдаются следующие отклонения химического состава у разных типов звезд.

У так называемых гелиевых звезд соотношение Не : Н дости­ гает 300 и отмечается заметное снижение содержания водорода по отношению к кремнию, отсутствуют спектральные линии азота и кислорода.

Рис. 5. Солнечная корона во время затмения 15 февраля 1961 г. (фото об­ серватории Прованс).

«Углеродные» звезды отличаются обилием молекул С2, СН и CN. Следует отметить, что по сравнению с большинством звезд наше

Солнце заметно обогащено кислородом.

Особый тип составляют Новые и Сверхновые звезды, отличаю­ щиеся кратковременным (десятки лет) возрастанием яркости в сот­ ни и миллионы раз и столь же быстрым ее убыванием. В момент максимальной яркости Новой резко изменяется ее спектр, харак­ теризующийся смещением линий в фиолетовую часть спектра, что может служить основанием для предположения о быстром расши­ рении звезды. Химический состав ее в такой момент, судя по спект­ рам поглощения, сохраняется прежним: водород, кальций, натрий, железо, титан, кислород, углерод. Зато эмиссионные спектры сви­ детельствуют о появлении новых элементов, в частности о возраста­ ющем свечении гелия.

Рис. 6. Распространенность главных химических эле­ ментов в космосе (величины кружков означают по­ рядок относительного распространения элементов; по Гаврусевичу, 1968 г.).

При вспышке Сверхновой звезды тот же эффект оказывается во много раз больше. Достаточно сказать, что блеск появившейся в 1885 г. в туманности Андромеды Сверхновой звезды превысил блеск всей Галактики и оказался в 4 млрд, раз более интенсивным, чем блеск Солнца.

В среднем Сверхновая звезда появляется в каждой галактике один раз в 350 млн. лет. За время своей вспышки она излучает ги­ гантскую энергию — порядка ІО48 эрг. После угасания на ее месте сохраняется газовая туманность, отличающаяся эффективным ра­ диоизлучением.

Так, в 1054 г. в созвездии Тельца наблюдалась вспышка Сверх­ новой, которая была видна даже в дневное время, как об этом сви­ детельствуют арабские, китайские и японские летописи («звездагостья»), В этом же районе до сих пор наблюдается Крабовидная туманность, являющаяся мощным источником радиоизлучения.

§ 5. ПРОИСХОЖДЕНИЕ ЭЛЕМЕНТОВ

Рассматривая распространенность элементов, мы уже обращали внимание на необычность для Вселенной тяжелых изотопов, отли­ чающихся не только малой распространенностью, но и радиоактив­ ностью. Последнее подтверждало их неустойчивость, чужеродность современным термодинамическим условиям Вселенной. Поэтому мог быть сделан вывод, что возникновение элементов должно было происходить в колоссальных сгущениях вещества при значительном возрастании давления и температуры.

Существующие теории зарождения элементов предполагают два возможных варианта условий: 1) термодинамическое равновесие в среде заряженных частиц либо в нейтронной среде и 2) отсутствие термодинамического равновесия в результате синтеза тяжелых ядер за счет более легких.

Первая из этих теорий принадлежит Г. Н. Покровскому, исходив­ шему из идеи первичного идеального газа с Т=109— Ю10°К и энер­ гией частиц около п Мэв. При последующем охлаждении такой си­ стемы синтез ядер должен был бы прекратиться.

Однако эта теория не смогла разрешить вопрос о современной распространенности тяжелых ядер, оказавшейся на несколько по­ рядков больше расчетной.

В 1940 г. В. В. Чердынцев предложил вероятный механизм син­ теза ядер в нейтронной среде, отвечающей 0,0 п плотности ядра. При взрыве подобной системы возникали нейтронные ядра и их осколки, путем последующего медленного бета-распада превращав­ шиеся преимущественно в четные ядра. По относительной распро­ страненности образующиеся элементы должны были бы отвечать современным космическим кларкам элементов. Тем самым эта гипо­ теза значительно лучше других объясняла современную распро­ страненность элементов.

Теория образования тяжелых ядер из заряженных частиц была впервые предложена Р. Аткинсоном н Ф. Гаутермансом в 1929 г. Предполагаемая среда для протекания таких реакций слияния лег­ ких ядер — недра звезд — не позволяла преодолеть температурный барьер. Дальнейшие попытки С. Вейцзеккера привлечь для этого процесса нейтроны, возникающие при ядерных реакциях, наталки­ вались на трудности, например возможные реакции альфа-распада, накопление гелия и др.

В 1948 г. на основании сделанного ранее (1934 г.) открытия роли нейтронов в синтезе тяжелых ядер была создана альфа-бета-гамма- теория. Согласно этой теории, кривая сечения захвата а нейтронов атомными ядрами является функцией атомного веса и зеркальным отражением кривой кларков.

Этот процесс мог протекать в среде плотностью ІО-3 г/см3 при Т == 109°К, т. е. в расширяющемся газовом облаке.

Однако эта концепция не объясняет современного преимущест­ венного распространения четных ядер, и кроме того, известные дан­ ные о сечениях захвата нейтронов в ряде случаев противоречат тео­ рии. Так, для РЬ208 и Ві209 о равны, в то время как распространен­ ность РЬ208 в 70 раз больше, чем Ві209.

Из рассмотренных теорий происхождения элементов наиболее рациональна концепция В. В. Чердынцева об исходной плотной ней­ тронной среде (107 — 1013гІсм3), соответствующей T — 1011—1010°К- Если теперь представить, что подобная среда, вызвавшая образо­ вание в первую очередь тяжелых ядер, могла существовать в началь­ ную стадию расширяющейся Вселенной, то наблюдающееся сейчас соотношение между элементами должно отвечать термодинамиче­ ским равновесиям, установившимся к моменту завершения нуклео­ синтеза.

Подобные теории отодвигают время образования элементов нуклеогенеза к началу расширения Вселенной — более чем на 5—6 млрд, лет назад. Они рисуют картину создания элементов как сложный процесс эволюции вещества, в котором первоначально доминировали процессы нуклеогенеза и затем следовали явления радиоактивного распада наименее устойчивых ядер с интенсивно­ стью, прямо пропорциональной их величине и количеству.

Наиболее образно эту идею выразили Г. Зюсс и Г. Юрей: «Пред­ ставляется, что распространенность элементов и их изотопов опре­ деляется ядерными свойствами и что окружающее нас вещество по­ хоже на золу космического ядерного пожара, в котором оно было создано».

Если легкие ядра могли возникнуть при термоядерных процессах подобно сгоранию водорода в гелии, то более тяжелые ядра образо­ вывались при последовательном захвате нейтронов, в ряде случаев сопровождавшемся бета-распадом.

Можно наметить несколько процессов, ведущих к образованию ныне известных ядер в космосе:

1) «сгорание» водорода с образованием гелия;