Химический состав звезд

Химический состав звзд По мере повышения температуры состав частиц, способных существовать в атмосфере звезды, конечно, упрощается. Спектральный анализ звзд классов О, B, A температура от 50 000 до 000 С показывает в их атмосферах линии ионизированных водорода и гелия и ионы металлов, в классе К 5000 Собнаруживаются уже радикалы, а в классе М3800 С - даже молекулы оксидов.В таблице 1 указаны более подробно соотношения между отдельными элементами, встречающимися в одном из звздных классов, именно в классе В. т а б л и ц а 1 Скорпиона -Персея -Пегаса Водород 8700 Гелий 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 В таблице 1 указаны относительные числа.

Это значит, что, например, в звезде - Пегаса на 8700 атомов водорода приходится 1290 атомов гелия, 0,9 атомов азота и т.д. В списке звезд первых четырех классов преобладают линии водорода и гелия, но по мере понижения температуры появляются линии других элементов и даже линии, указывающие на существование соединений.

Эти соединения еще очень просты. Это оксиды циркония, титана класс М, а также радикалы CH, OH, NH, CH2, C2, C3, СаН и др. Наружные слои звезд состоят главным образом из водорода в среднем на 10 000 атомов водорода приходится около 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода и менее одного атома других элементов. Существуют звезды, имеющие повышенное содержание того или иного элемента.

Так, известны звезды с по повышенным содержанием кремния кремниевые звезды, звезды, в которых много железа железные звезды, марганца марганцевые, углерода углеродные и т. п. Звезды с аномальным составом элементов довольно разнообразны.

В молодых звездах типа красных гигантов обнаружено повышенное содержание тяжелых элементов. В одной из них найдено повышенное содержание молибдена, в 26 раз превышающее его содержание в Солнце. Вообще говоря, содержание элементов, атомы которых имеют массу, большую массы атома гелия, постепенно уменьшается по мере старения звезды. Вместе с тем, химический состав звезды зависит и от местонахождения звезды в галактике. В старых звездах сферической части галактики содержится немного атомов тяжелых элементов, а в той части, которая образует своеобразные периферические спиральные рукава галактики, и в ее плоской части имеются звезды, относительно богатые тяжелыми элементами.

Именно в этих частях и возникают новые звезды. Поэтому можно связать наличие тяжелых элементов с особенностями химической эволюции, характеризующей жизнь звезды. Химический состав звезды отражает влияние двух факторов природы межзвездной среды и тех ядерных реакций, которые развиваются в звезде в течение ее жизни.

Начальный состав звезды близок к составу межзвездной материи - газо-пылевого облака, из которого возникла звезда. Газо-пылевое облако не везде одинаково. Вполне возможно, что звезда, появившаяся в определенном месте вселенной, окажется, например, более богатой тяжелыми элементами, чем та, которая возникла в ином месте. Спектральное исследование состава звезд требует учета множества факторов, к ним относятся силы тяжести, температура, магнитные поля и т. п. Но даже при выполнении всех правил исследования все же данные кажутся неполными ведь спектральный анализ относится к внешним, поверхностным слоям звезды.

Что происходит в недрах этих далеких объектов, как будто недоступно для изучения. Однако опыт показал, что в спектрах звезд обнаруживаются явные признаки наличия тех элементов, которые являются продуктами ядерных реакций барий, технеций, цирконий и могут образоваться только в глубинах звезды.

Отсюда следует, что звездное вещество подвергается процессам перемешивания. С точки зрения физика, совместить перемешивание с равновесием своей огромной массы звездного вещества довольно трудно, но для химика данные спектроскопии представляют бесценный материал, так как они позволяют сделать обоснованные предположения о ходе ядерных реакций в недрах космических тел. Анализ шаровых скоплений звезд в той части Галактики, которая отвечает наиболее старым звездам, показывает пониженное содержание тяжелых металлов Л. Аллер. С другой стороны, если Галактика развивалась из газового облака, содержащего в основном водород, то в ней должны быть и чисто водородные звезды.

К таким звездам относятся Т а б л и ц а 2 Распространенность элементов у субкарликов. Элементраспространенность распространенность HD 140283 HD 19445Углерод 3,40 2,25Магний 1,87 0,58Аргон 3,73 1,54Кобальт 2,02 1,37Скандий 2,34 1,84Титан 1,72 1,20Ванадий 1,76 1,93Марганец 1,99 1,54Железо 2,06 1,75Никель 1,42 1,53субкарлики.

Они занимают промежуточное место между звездами главной последовательности и белыми карликами. В субкарликах много водорода и мало металлов.

В таблице

по Л. Это значит, что звезда очень богата углеродом при значительной недоста... Аллер. Роль этого изотопа в общем энергетическом балансе звезды очень велика.... Появление изотопа 13С в поверхностных слоях, вероятно, обусловлено про...