Хімічний склад зірок

Щодо хімічного складу звёзд.

Принаймні підвищення температури склад частинок, здатних існувати в атмосфері зірки, звісно, спрощується. Спектральний аналіз зірок класів Про, B, A (температура від 50 000 до 10 000 З) показує у тому атмосферах лінії іонізованих водню і гелію і іони металів, в класі До (5000 С) обнаруживаются вже радикали, а класі М (3800 З) — навіть молекули оксидов.

У таблиці 1 вказані докладніше співвідношень між окремими елементами, зустрічаються у одному з звёздных класів, саме у класі У. т, а б л і ц, а 1 Щодо хімічного складу зірок У (відносні числа атомов).

Елемент відносні кількості атомів в звёздах.

(-Скорпіона (-Персея (-Пегаса.

Водень 8530 8300 8700.

Гелій 1450 1700 1290.

Вуглець 2,0 1,5 3,3.

Азот 3,1 1,7 0,9.

Кисень 11,0 9,0.

3,7.

Фтор — — 0,028.

Неон 4,5 3,4 4,65.

Магній 0,46 0,49 0,76.

Алюміній 0,032 0,05.

0,005.

Кремній 0,75 0,77.

0,094.

Фосфор — -;

0,0028.

Сірка -;

0,25 0,55.

Хлор -;

— 0,014.

Аргон — — 0,07.

У таблиці 1 вказані відносні числа. Це означає, що, наприклад, в зірці (- Пегаса на 8700 атомів водню доводиться 1290 атомів гелію, 0,9 атомів азоту та т.д.

У творчому списку зірок перших чотирьох класів переважають лінії водню і гелію, зате принаймні зниження температури з’являються лінії інші елементи і навіть лінії, що вказують існувати сполук. Ці сполуки ще дуже прості. Це оксиди цирконію, титану (клас М), і навіть радикали CH, OH, NH, CH2, C2, C3, СаН та інших. Зовнішні верстви зірок складаються головним чином, з водню; загалом на 10 000 атомів водню припадає близько 1000 атомів гелію, 5 атомів кисню і менше одного атома інших элементов.

Існують зірки, мають підвищений вміст тієї чи іншої елемента. Так, відомі зірки з за підвищеними змістом кремнію (кремнієві зірки), зірки, у яких багато заліза (залізні зірки), марганцю (марганцеві), вуглецю (вуглецеві) тощо. п. Зірки з аномальним складом елементів досить різноманітними. У молодих зірках типу червоних гігантів виявлено підвищений вміст важких елементів. У одній їх знайдено підвищений вміст молібдену, в 26 раз що перевищує його вміст у Сонце. Власне кажучи, зміст елементів, атоми яких мають безліч, велику маси атома гелію, поступово зменшується принаймні старіння зірки. Разом про те, хімічний склад зірки залежить від місцезнаходження зірки в галактиці. У старих зірках сферичної частини галактики міститься трохи атомів важких елементів, а тієї частини, яка утворює своєрідні периферичні спіральні «рукави «галактики, і її пласкою частини є зірки, щодо багаті важкими елементами. Саме у цих частинах і з’являються нові зірки. Тому можна зв’язати наявність важких елементів особливостям хімічної еволюції, що характеризує життя звезды.

Щодо хімічного складу зірки відбиває вплив двох чинників: природи міжзоряному середовища проживання і тих ядерних реакцій, що розвиваються в зірці в протягом її життя. Початковий склад зірки близький до складу міжзоряному матерії - газо-пылевого хмари, з яких виникла зірка. Газо-пылевое хмару не скрізь однаково. Цілком можливо, що зірка, що з’явилася певному місці всесвіту, виявиться, наприклад, багатшою важкими елементами, ніж те, що виникла будь-якому іншому месте.

Спектральне дослідження складу зірок потребує врахування безлічі чинників, до них відносяться сили тяжкості, температура, магнітні поля тощо. п. Але навіть за виконанні всіх правил дослідження все-таки дані здаються неповними: адже спектральний аналіз належить до зовнішніх, поверховим верствам зірки. Що відбувається у надрах цих далеких об'єктів, начебто недоступно з вивчення. Проте досвід показав, що у спектрах зірок виявляються явні ознаки наявності тих елементів, що є продуктами ядерних реакцій (барій, технецій, цирконій) і може утворитися лише у глибинах зірки. Звідси випливає, що зоряне речовина піддається процесам перемішування. З погляду фізика, поєднати перемішування з рівновагою своєї безлічі зоряного речовини досить складно, але для хіміка дані спектроскопії представляють безцінний матеріал, оскільки вказують зробити обгрунтовані припущення ході ядерних реакцій у надрах космічних тел.

Аналіз кульових скупчень зірок у частині Галактики, яка відповідає найбільш старим зіркам, показує занижений вміст важких металів (Л. Аллер). З іншого боку, якщо Галактика розвивалася з газового хмари, що містить у основному водень, то ній слід і суто водневі зірки. До таких зіркам относятся.

Т, а б л і ц, а 2 Поширеність елементів у субкарликов. | Елемент |поширеність |поширеність | | | HD 140 283 | HD 19 445 | |Вуглець | 3,40 | 2,25 | |Магній | 1,87 | 0,58 | |Аргон | 3,73 | 1,54 | |Кобальт | 2,02 | 1,37 | |Скандій | 2,34 | 1,84 | |Титан | 1,72 | 1,20 | |Ванадій | 1,76 | 1,93 | |Марганець | 1,99 | 1,54 | |Залізо | 2,06 | 1,75 | |Нікель | 1,42 | 1,53 |.

субкарлики. Вони займають проміжне місце між зірками головною послідовності і білими карликами. У субкарликах багато водню мало металлов.

У таблиці 8 (по Л. Аллеру) вказані логарифми відносин чисел атомів даного елемента на Сонце до числам атомів цього ж елемента у субкарликов (поширеність). Як бачимо, всі ці числа більше нуля, тобто. Сонце багатшими металами, ніж субкарлтки. Що ж до слідів ядерних перетворень, змінили «хімічне обличчя» зірки, то ці сліди бувають іноді дуже отчетливыми. Так, існують зірки, у яких водень перетворився на гелій; атмосфера таких зірок складається з гелію Можливо, що таку значну роль збагаченні зірки (її зовнішніх верств) гелієм зіграло перемішування зоряного речовини. Так, А. А. Боярчук виявив 8 зірок, у яких вміст гелію був у 100 раз більше, ніж зміст водню, причому на 10 000 атомів гелію у тих зірках припадає лише 1 атом заліза. Один із гелієвих зірок взагалі містила водню. Це є рідко й, очевидно, свідчить про тому, що у зірці водень повністю витрачено у процесі ядерних реакций.

При ретельному вивченні одній з таких зірок у ній знайшли вуглець і неон, і навіть титан. У інший гелиевой зірки на 500 атомів гелію доводиться вуглецю — 0.56, азоту — 0.72, кисню — 1.0, неону — 3.2, кремнію — 0.05, магнію — 0.5. Яскрава подвійна зоря у сузір'ї Стрільця — сверхгигант з температурою поверхні близько 20 000(З — є також дефіцитної за воднем: у її спектрі спостерігається чітко виражені лінії гелію і дуже слабкі лінії водню. По — видимому, це зірки, в яких водень вже вигорів у полум'ї ядерних реакцій. Наявність у них вуглецю й азоту дає зробити обгрунтовані припущення ході ядерних реакцій, що доставляють енергію та які виробляють ядра різних элементов.

Напрочуд цікаві вуглецеві зірки. Це зірки щодо холодні - гіганти і надгіганти. Їх поверхневі температури лежать зазвичай, у межах 2500 — 6000(С. При температурах вище 3500(С за рівних кількостях кисню і вуглецю у атмосфері велику частину цих эламентов існує у формі оксиду вуглецю зі. Серед інших вуглецевих сполук, у цих зірках знайдено ціан (радикал СN) і радикал СП. Є також певна кількість оксидів титану, а цирконію, що витримують високих температур. При надлишку водню концентрація СN, ЗІ, С2 буде щодо меншою, а концентрація СП збільшиться. Такі зірки (СН-звезды) зустрічаються разом із зірками, в яких спостерігається дефіциту водорода.

У одній із зірок знайшли підвищену ставлення змісту вуглецю до змісту заліза: кількість вуглецю в 25 разів перевищувало кількість заліза й те водночас ставлення змісту вуглецю до змісту водню дорівнювало 40. Це означає, що зірка дуже багата вуглецем при значної недостачу водню. Коливання блиску одній з зірок цього виду було й приписано ослаблення світності, викликуваному твердими вуглецевими частинками, розсіяними у атмосфері зірки. Проте більшість вуглецевих зірок характеризується нормальним змістом водню у атмосфері (Л. Аллер).

Важливою особливістю вуглецевих зірок є підвищений вміст ізотопу вуглецю 13С. Роль цього ізотопу у енергетичному балансі зірки дуже великий. Процеси, пов’язані з його участю, живлять зірку енергією і розвиваються лише за дуже високих температур в глибинних зонах. Поява ізотопу 13С в поверхневих шарах, мабуть, зумовлено процесами перемешивания.

Деякі типи зірок характеризуються підвищеним змістом металів, розміщених у одному стовпці періодичної системи з цирконієм; у тих зірках є хитливий елемент технецій 4399Тс. Ядра технецію могли утворитися з 98Мо внаслідок захоплення нейтрона з викиданням електрона з ядра молібдену або за фотопроцессе з 97Мо. Принаймні наявність нестабільного ядра — переконливе доказ розвитку ядерних реакцій в звездах.

Астрономи і астрофізики виконали велику роботу з аналізові досягнень і зіставленню спектральних даних, і результатів досліджень метеоритів. Виявилося, що елементи з парними порядковими номерами зустрічаються частіше, ніж із непарними. Ядра елементів з парними порядковими номерами більш стійкі; стійкість ядра залежить від співвідношення у ньому числа протонів і нейтронів. Найбільш стійкі ядра мали більше шансів утворитися і зберегтися у жорстких условиях.