3.7. Как определили возрасты Солнца, звезд, Вселенной? Каков диапазон временных интервалов во Вселенной? Как восстанавливают эволюцию звезд?

Возраст Земли и метеоритов, а отсюда косвенно и др. тел Солнечной системы наиболее надёжно оценивается методами космохронологии ядерной, напр. по количеству изотопов свинца²⁰⁶Рb и²⁰⁷Рb, образовавшихся в исследуемых породах в результате радиоактивного распада изотопов урана²³⁸U и²³⁵U. С момента прекращения контакта исследуемого образца породы с возможными источниками²³⁸U и²³⁵U (напр., после выделения породы из расплава в случае её вулканич. происхождения или механич. изоляции в случаеметеоритов, к-рые могут быть осколками более крупных космич. тел) образование изотопов²⁰⁶Рb и²⁰⁷Рb идёт за счёт имеющихся в образце изотопов урана. Поскольку скорость радиоактивного распада постоянна, количество накопившихся изотопов свинца характеризует время, прошедшее с момента изоляции образца до момента исследования. Практически возраст породы определяется по отношению содержания изотопов²⁰⁶Рb и²⁰⁷Рb к содержанию природного изотопа²⁰⁴Рb, не порождённого радиоактивностью. Этот метод даёт для возраста древнейших пород земной коры оценку до 4,5 млрд. лет. Анализ содержания изотопов свинца в железных метеоритах даёт обычно оценки до 4,6 млрд. лет. Возраст каменных метеоритов, определяемый по радиоактивному превращению в них изотопа калия⁴⁰К в изотоп аргона⁴⁰Аг, колеблется от 0,5 до 5 млрд. лет. Это указывает на то, что часть метеоритов возникла сравнительно недавно.

Анализ пород, доставленных с Луны на Землю, показал, что количество содержащихся в них инертных газов - продуктов радиоактивного распада - отвечает возрасту пород от 2 до 4,5 млрд. лет. Т. о., возраст лунных пород и древнейших пород земной коры примерно одинаков.

Планеты Солнечной системы, но совр. представлениям, возникли из вещества в конденсированной фазе (пылинок или метеоритов). Планеты, следовательно, моложе нек-рых метеоритов. В связи с этим возраст Солнечной системы оценивается обычно в 4,6 млрд. лет.

Возраст отдельных звёздиСолнцаоценивают на основе теории строения и эволюции звёзд. Согласно этой теории, звёзды светят за счётгравитационной энергиии ядерной энергии, выделяемых соответственно при сжатии звезд и в термоядерных реакциях, протекающих в их центр. области (на разных стадиях эволюции преобладающую роль играет то один, то другой из этих источников энергии). Изменение типа термоядерной реакции знаменует переход к новой стадии эволюции. Длительность каждой стадии эволюции тем меньше, чем более массивна звезда.

К 1939 году было установлено, что источником звёздной энергии является происходящий в недрах звёзд термоядерный синтез. Большинство звёзд излучают потому, что в их недрах четыре протона соединяются через ряд промежуточных этапов в одну альфа-частицу. Запас ядерной энергии в звезде постоянно тратится на излучение. Звёздная эволюция - последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. За такие колоссальные промежутки времени звезда претерпевает значительные изменения.

Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемым звёздной колыбелью. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см³. Молекулярное облако же имеет плотность около миллиона молекул на см³. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000—10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике.

По мере того, как молекулярное облако вращается вокруг какой-либо галактики, несколько факторов могут вызвать гравитационный коллапс. К примеру, облака могут столкнуться друг с другом, или одно из них может пройти через плотный рукав спиральной галактики. Другим фактором может стать близлежащий взрыв сверхновой звезды, ударная волна которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования, по мере того, как газовые облака в каждой из галактик сжимаются и возбуждаются в результате столкновения.

При коллапсе молекулярное облако разделяется на части, образуя всё более и более мелкие сгустки. Фрагменты с массой меньше ~100 солнечных масс способны сформировать звезду. В таких формированиях газ нагревается по мере сжатия, вызванного высвобождением гравитационной потенциальной энергии, и облако становится протозвездой, трансформируясь во вращающийся сферический объект.

Звёзды на начальной стадии своего существования, как правило, скрыты от взгляда внутри плотного облака пыли и газа. Часто силуэты таких звёздообразующих коконов можно наблюдать на фоне яркого излучения окружающего газа. Такие образования получили название глобул Бока.

Очень малая доля протозвёзд не достигает достаточной для реакций термоядерного синтеза температуры. Такие звёзды получили название «коричневые карлики», их масса не превышает одной десятой солнечной. Такие звёзды быстро умирают, постепенно остывая за несколько сотен миллионов лет. В некоторых наиболее массивных протозвёздах температура в из-за сильного сжатия может достигнуть 10 миллионов К, делая возможным синтез гелия из водорода. Такая звезда начинает светиться. Начало термоядерных реакций устанавливает гидростатическое равновесие, предотвращая ядро от дальнейшего гравитационного коллапса. Далее звезда может существовать в стабильном состоянии. Звезда начинает свою жизнь как холодное разрежённое облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура газового шара возрастает. Когда температура в ядре достигает нескольких миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. В таком состоянии звезда пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга - Рассела, пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превратится в гелий, термоядерное горение водорода продолжается на периферии гелиевого ядра.

В этот период структура звезды начинает заметно меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом. На ветви гигантов звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда масса её изотермического гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно тяжела, возрастающая при этом температура может вызвать термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы.

Изучение звёздной эволюции невозможно наблюдением лишь за одной звездой — многие изменения в звёздах протекают слишком медленно, чтобы быть замеченными даже по прошествии многих веков. Выход из положения кроется в изучении множества звёзд, каждая, из которой находится на определённой стадии жизненного цикла. Возраст отдельных звёзд и Солнца оценивают на основе теории строения и эволюции звёзд. Согласно этой теории, звёзды светят за счёт гравитационной энергии и ядерной энергии, выделяемых соответственно при сжатии звезд и в термоядерных реакциях, протекающих в их центр. области (на разных стадиях эволюции преобладающую роль играет то один, то другой из этих источников энергии). Изменение типа термоядерной реакции знаменует переход к новой стадии эволюции. Длительность каждой стадии эволюции тем меньше, чем более массивна звезда, и с учётом зависимости между массой и светимостью для звёзд главной последовательности.

Возможно установить пределы возраста звезды данной массы, находящейся в той или иной стадии эволюции, но находится ли она в начале этой стадии или уже почти прошла её, выяснить значительно сложнее. Прямую оценку возраста звезды можно было бы получить, сравнив процентное содержание водорода и гелия в её ядре (находится расчётом внутреннего строения звезды) и оболочке (находится по спектру звезды). При условии неперемешивання внешних и внутренних слоев, но изменению состава звезды в центре, обусловленного термоядерными процессами, можно было бы определить её возраст. К сожалению, соотношение гелия н водорода и звёздах оценивается очень грубо, и то лишь у звёзд спектр. классов О и В, в спектрах которых наблюдаются сильные линии гелия.

Для Солнца эта оценка очень приблизительна - 5 млрд. лет со времени начала стадии горения водорода. Это согласуется с оценками возраста Солнечной системы, но не исключено также, что Солнце старше её на 1-2 млрд. лет. Если возраст Солнца 5 млрд. лет, оно будет находиться на главной последовательности ещё около 5 млрд. лет. Пройдёт ли оно, затем стадию красного гиганта или же сразу будет белым карликом, пока неясно, хотя первое вероятнее. В старейших из известных звёздных скоплений звёзды с массой Солнца или несколько меньшей ещё занимают главную последовательность, и их дальнейшая эволюция пока с достаточной полнотой неизвестна.

Судя по химическому составу, Солнце не является ровесником Галактики, оно моложе, хотя и относится к старейшим звёздам галактического диска.

Возраст звёздных скоплений и ассоциаций, в которых звёзды возникли почти одновременно, оценивается намного надёжнее, чем возраст отдельных звёзд. Наиболее массивные звёзды рассеянных скоплений быстро продвигаются в своей эволюции, уходят с главной последовательности и становятся красными гигантами или (наиболее массивные) - сверхгигантами.

Возраст доступной для наблюдений части Вселенной (Метагалактики) оценивается по закону расширения Метагалактики. Согласно закону Хаббла, галактики удаляются друг от друга со скоростью 50-100 км/с на Мпк. Если эта скорость мало изменилась с начала расширения, то величина, обратная скорости, даёт оценку макс. возраста Метагалактики: ¹/₅₀км^-1. с^.Мпк 20 млрд. лет, а¹/₁₀₀км^{-1 .} с^. Мпк 10 млрд. лет. Однако обычно предполагают, что расширение Метагалактики замедляется со временем, поэтому возраст её должен быть несколько меньше. Оценка возраста в сильной степени зависит от точности определения постоянной расширения и от величины замедления, т. е. предполагаемой модели мира.

4.7. Какими корпускулярными свойствами обладает свет? Поясните смысл понятия «фотон». Какие явления, и каким образом были объяснены с помощью квантовой теории света? Если фотон рассеялся на неподвижном электроне на угол 90°, то чему равно изменение длины волны фотона? Почему свет проявляет свойства и волны, и частицы?

Cкорость света измерялась много раз различными способами, астрономическими и земными. В настоящее время она известна с очень большой точностью. Для пространства, в котором нет вещества, она составляет 299 776 км в секунду. При этом за первые пять цифр можно поручиться полностью, и только последняя, шестая цифра не достоверна. Важно отметить, что в пустом пространстве скорость света не зависит от длины волны; она одинакова как для красных, так и для синих лучей. Это доказывается с громадной точностью тем, что при затмении удаленных звезд, например в случае захода одной из двойных звезд в тень другой, не происходит никакого заметного изменения цвета звезды. Если бы скорость различных простых цветов была хотя бы ничтожно разной, то при таком затмении необходимо происходила бы резкая перемена цвета звезды.

При распространении света в веществе, например в воде или в стекле, скорость его, наоборот, зависит от длины волны; в этом как раз состоит причина разложения света призмой в спектр. Наблюдая на небе радугу, мы воочию убеждаемся, что скорость распространения лучей разной цветности в водяных каплях разная. Определить эту скорость можно, если разделить скорость света в пустом пространстве на показатель преломления. Самый показатель преломления равен отношению скорости света в пустом пространстве к скорости света данной цветности в веществе.

Если скорость света разделить на длину волны, то мы узнаем число перемен, испытываемых световым лучом в секунду, т.е. так называемую частоту света. Обозначим частоту буквой , скорость света с, длину волны. Тогда :=c/.

Частота видимого света колоссальна: например, для желтого света с длиной волны в 600 mона равна полумиллиону миллиардов раз в секунду!

Согласно сегодняшним представлениям свет обладает корпускулярно-волновым дуализмом, то есть проявляет свойства частиц (фотонов) и свойства волн (электромагнитного излучения).

Если рассматривать свет как поток фотонов, то, согласно принципам классической механики, частицы при ударе о тело должны передавать импульс, другими словами - оказывать давление. Такое давление иногда называют радиационным давлением.

Для вычисления давления света можно воспользоваться следующей формулой:

где W- количество лучистой энергии, падающей нормально на 1 м²поверхности за 1 с;c- скорость света,p- коэффициент отражения.

По законам геометрии прямолинейные лучи от малого источника света на таком расстоянии должны были бы дать безукоризненно правильную тень.

Следовательно, проходя сквозь узкие щели и обходя малые предметы, свет огибает их. Гримальди назвал это явление дифракцией. Ньютон, по обычаю своему, тщательно исследовал явление и установил, что дифракция совершенно не зависит от того, из какого материала сделана щель или огибаемый предмет, и, следовательно, отвечает основному свойству самого света.

Впоследствии было доказано, что дифракция существует у всех лучей по всему спектру от радио- до лучей Рентгена. Чем меньше длина волны, тем уже должны быть отверстия и предметы, при помощи которых отклонения от прямолинейности и дифракция становятся заметными.

Мы просмотрели несколько важнейших свойств света, обнаруженных на опыте: периодичность, скорость, поляризацию, дифракцию. Все эти свойства, вместе взятые, явно подсказывают объединяющую мысль о свете как волновом потоке с поперечными колебаниями. Временно воздержимся, однако, от таких обобщений, отложив их до окончательного ознакомления со всеми основными свойствами света. Известны еще и другие свойства, о которых мы до сих пор ничего не говорили.

Свет всегда исходит от вещества, рождается в веществе и, поглощаясь, исчезает в веществе. Встреча света с веществом всегда сопровождается взаимодействиями. С одной стороны, вещество отражает, преломляет, поглощает свет, может поворачивать плоскость его поляризации. Действие вещества на свет начинается еще на расстоянии. Лучи звезд, проходя около Солнца на расстояниях в миллионы километров, заметно отклоняются, как бы притягиваются к Солнцу, и в результате звезды кажутся нам смещенными на небесном своде. С другой стороны, свет, встречая вещество, проявляет разнообразные действия. Свет давит на вещество, хотя это давление и крайне незначительно. Свет может производить химические изменения в веществе (фотографическая пластинка, лист растения, загар и пр.). Под действием света из вещества могут выбрасываться составные части атомов - электроны. При прохождении света вещество может начать светиться само (рассеяние света, флуоресценция, фосфоресценция). Наконец, свет, поглощаясь, нагревает вещество.

Рассмотрение электромагнитного поля даже в рамках классической теории позволяет приписать ему "традиционные" для частиц характеристики: энергию и импульс. Квантованный характер обмена энергией между веществом и полем и открытые законы фотоэффекта делали весьма соблазнительной идею рассмотрения поля как совокупности частиц фотонов, рождающихся и гибнущих при излучении и поглощении света соответственно. Поскольку скорость распространения электромагнитного поля в вакууме совпадает с предельным значением с, фотон является ультрарелятивистской частицей с равной нулю массой покоя: в противном случае импульс фотона был бы бесконечно большим, и процедура загорания на пляже не доставляла бы нам ни малейшего удовольствия:

Наличие импульса у фотона позволило изящно и количественно правильно описать явление светового давления как простое следствие закона сохранения импульса при поглощении света веществом.

Концепция фотонов привела к большим трудностям при интерпретации экспериментов по интерференции и дифракции, доказывающих волновую природу света.

5.7. Как развивалось учение о химических процессах? Как можно ускорить или замедлить ход реакции и каково промышленное значение этого? Дайте представление о химической кинетике. Как можно сместить химическое равновесие и направление реакции?

В XIX веке результате развития основ химической термодинамики химики научились рассчитывать состав равновесной смеси для обратимых химических реакций. Кроме того, на основании несложных расчетов можно было, не проводя экспериментов, сделать вывод о принципиальной возможности или невозможности протекания конкретной реакции в данных условиях. Однако «принципиальная возможность» реакции еще не означает, что она пойдет. Например, реакция с точки зрения термодинамики весьма благоприятна, во всяком случае, при температурах ниже 1000° С (при более высоких температурах происходит уже распад молекул СО₂), т.е. углерод и кислород должны (практически со 100%-ным выходом) превратиться в диоксид углерода.

Однако опыт показывает, что кусок угля может годами лежать на воздухе, при свободном доступе кислорода, не претерпевая никаких изменений. То же можно сказать и о множестве других известных реакций. Например, смеси водорода с хлором или с кислородом могут сохраняться очень долго без всяких признаков химических реакций, хотя в обоих случаях реакции термодинамически благоприятны. Это означает, что после достижения равновесия в стехиометрической смеси H₂ + Cl₂ должен остаться только хлороводород, а в смеси 2Н₂ + О₂ – только вода. Другой пример: газообразный ацетилен вполне стабилен, хотя реакция не только термодинамически разрешена, но и сопровождается значительным выделением энергии. Действительно, при высоких давлениях, ацетилен взрывается, однако в обычных условиях он вполне стабилен.

Термодинамически разрешенные реакции, подобные рассмотренным, могут пойти только в определенных условиях. Например, после поджигания уголь или сера самопроизвольно соединяются с кислородом; водород легко реагирует с хлором при повышении температуры или при действии ультрафиолетового света; смесь водорода с кислородом (гремучий газ) взрывается при поджигании или при внесении катализатора. Почему же для осуществления всех этих реакций необходимы специальные воздействия – нагревание, облучение, действие катализаторов? Химическая термодинамика не дает ответа на этот вопрос – понятие времени в ней отсутствует. В то же время для практических целей очень важно знать, пройдет ли данная реакция за секунду, за год или же за многие тысячелетия.

Скорость реакции. Проще всего определить скорость для реакции, протекающей между газообразными или жидкими реагентами в гомогенной (однородной) смеси в сосуде постоянного объема. В этом случае скорость реакции определяется как изменение концентрации любого из участвующих в реакции веществ (это может быть исходное вещество или продукт реакции) в единицу времени. Это определение можно записать в виде производной: v = dc/dt, где v – скорость реакции; t – временя, c – концентрация. Эту скорость легко определить, если есть экспериментальные данные по зависимости концентрации вещества от времени. По этим данным можно построить график, который называется кинетической кривой. Скорость реакции в заданной точке кинетической кривой определяется наклоном касательной в этой точке. Определение наклона касательной всегда связано с некоторой ошибкой. Точнее всего определяется начальная скорость реакции, поскольку вначале кинетическая кривая обычно близка к прямой; это облегчает проведение касательной в начальной точке кривой.

Если время измерять в секундах, а концентрацию – в молях на литр, то скорость реакции измеряется в единицах моль/(л·с).

Таким образом, скорость реакции не зависит от объема реакционной смеси: при одинаковых условиях она будет одинаковой и в маленькой пробирке, и в многотоннажном реакторе.

Химическая кинетика – (от греч. кинетикос – движущий) наука о механизмах химических реакций и закономерностях их протекания во времени.

Скорость химической реакции определяется как изменение молярной концентрации одного из реагирующих веществ за единицу времени. Скорость химической реакции - величина всегда положительная, поэтому, если она определяется по исходному веществу(концентрация которого убывает в процессе реакции), то полученное значение домножается на -1.

Например для реакции : A + B → C + D

В 1865 году Н.Н. Бекетовым и в 1867 году Гульдбергом и Вааге был сформулирован закон действующих масс:

Скорость химической реакции в каждый момент времени пропорциональна концентрациям реагентов, возведенным в некоторые степени.

Для элементарных реакций показатель степени при значении концентрации каждого вещества равен его стехиометрическому коэффициенту, для более сложных реакций это правило не соблюдается.

Кроме концентрации на скорость химической реакции оказывают влияние следующие факторы: природа реагирующих веществ, наличие катализатора, температура(правило Вант-Гоффа) и площадь поверхности реагирующих веществ.

Если мы рассмотрим самую простую химическую реакцию A + B → C , то мы заметим, что мгновенная скорость химической реакции величина непостоянная. Катализатор — вещества или внешние воздействия (например ультразвук или ионизирующие излучения), которые ускоряют различные химические и физические процессы (например полимеризация) в заданном направлении.

Основная функция катализатора - образовывать с исходными веществами более реакционно-способные промежуточные соединения и комплексы, позволяющие снизить энергию активации или способствующие образованию определённых изомеров с заданной структурой.

Каталитическими свойствами обладают многие вещества, сплавы, газы и т.д., но лишь немногие из них находят практическое использование. Пример наиболее широко употребляемых катализаторов: платина, родий, палладий, медь, никель, олово, рений, окислы ванадия, меди, серебра, железа, хрома и др., двуокись азота и др. газы, гамма-излучение, нейтроны, протоны. Катализаторы имеют как правило сильно развитую поверхность и зачастую распределяются на инертном носителе (силикагель, окись алюминия, активированный уголь и др.).

Ионизирующие излучения используются в процессах окисления, восстановления, полимеризации, и предпочтительны для химических и физических реакций протекающих по цепному механизму, их особенность как катализаторов это - полное отсутствие загрязнения готового продукта и исключительная дешевизна их применения.

Химическое равновесие— подвижное (динамическое) равновесие в обратимых реакциях, когда скорость прямой реакции равна скорости обратной реакции:

При химическом равновесии соотношение концентраций реагирующих веществ постоянно при данной температуре.

Обратимые реакции — химические реакции, протекающие одновременно в двух противоположных направлениях (прямом и обратном), направлении:

3H₂+N₂= 2NH₃

Большинство реакций, используемых в промышленности, относятся к гетерогенно-каталитическим. Они протекают на поверхности раздела фаз между твердым катализатором и газовой или жидкой фазой. На поверхности раздела двух фаз протекают и такие реакции как обжиг сульфидов, растворение металлов, оксидов и карбонатов в кислотах, ряд других процессов. Для таких реакций скорость зависит и от величины поверхности раздела, поэтому скорость гетерогенной реакции относят не к единице объема, а к единице поверхности.

Если реакция протекает в замкнутом объеме, то ее скорость в большинстве случаев максимальна в начальный момент времени (когда максимальна концентрация исходных веществ), а затем, по мере превращения исходных реагентов в продукты и, соответственно, снижения их концентрации, скорость реакции уменьшается. Встречаются и реакции, в которых скорость увеличивается со временем. Например, если медную пластинку опустить в раствор чистой азотной кислоты, то скорость реакции будет расти со временем, что легко наблюдать визуально. Ускоряются со временем также процессы растворения алюминия в растворах щелочей, окисления многих органических соединений кислородом, ряд других процессов. Причины такого ускорения могут быть разными. Например, это может быть связано с удалением защитной оксидной пленки с поверхности металла, или с постепенным разогревом реакционной смеси, или с накоплением веществ, ускоряющих реакцию (такие реакции называются автокаталитическими).