Astronet > Kak i zachem izuchayut himicheskii sostav zvezd

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Himicheskii sostav - odin iz fundamental'nyh parametrov zvezdy, ot kotorogo zavisyat ee stroenie i spektr ispuskaemogo izlucheniya. Pokazana vazhnost' izucheniya himicheskogo sostava zvezd pri reshenii obshenauchnyh problem, takih, kak proishozhdenie himicheskih elementov, evolyuciya zvezd, proishozhdenie i razvitie Vselennoi.

Kak i zachem izuchayut himicheskii sostav zvezd

L.I.MAShONKINA

Kazanskii gosudarstvennyi universitet

Vvedenie

V zemnyh laboratoriyah ne sostavlyaet truda izuchit' himicheskii sostav lyubogo obrazca prirodnogo materiala. V estestvennyh usloviyah obnaruzheny 92 himicheskih elementa i okolo dvuh desyatkov sintezirovany chelovekom. Takomu raznoobraziyu elementov my obyazany ne tol'ko razvitiem novyh tehnologii, poyavleniem novyh istochnikov energii, no i samim svoim sushestvovaniem. Soedineniya atomov S, N, O, H sozdali osnovu dlya poyavleniya zhivoi materii. Glyadya na Periodicheskuyu tablicu elementov D.I. Mendeleeva, nevol'no zadaesh'sya voprosami. A kak obrazovalis' razlichnye himicheskie elementy? Tipichen li ih nabor dlya vsei Vselennoi? Vstrechayutsya li vne nashei planety atomy i soedineniya, vazhnye dlya zarozhdeniya zhizni? Otvety na eti voprosy fundamental'noi vazhnosti mozhno poluchit' tol'ko putem analiza himicheskogo sostava zvezd i drugih nebesnyh tel.

Soderzhaniya elementov vo vnezemnom veshestve vpervye byli opredeleny M. Minnartom (Niderlandy) i ego sotrudnikami v 1931 godu. Eto bylo sdelano dlya Solnca. S teh por issledovaniya rasprostraneny na bol'shuyu chast' zvezd nashei Galaktiki i dazhe na drugie galaktiki, raspolozhennye na rasstoyanii v milliardy svetovyh let. U 90% issledovannyh zvezd soderzhaniya himicheskih elementov v predelah oshibok opredeleniya sovpadayut s solnechnymi. Eti zvezdy razlichayutsya svoimi temperaturami, massami, radiusami, ih vozrast nahoditsya v shirokom diapazone - primerno ot 5 mlrd let, kak u Solnca, do neskol'kih millionov let. No ih ob'edinyayut prinadlezhnost' k naibolee zaselennoi diskovoi sostavlyayushei Galaktiki i obshnost' evolyucionnoi stadii, kogda istochnikom energii zvezdy sluzhat termoyadernye reakcii prevrasheniya vodoroda v gelii. Na etoi stadii produkty reakcii ne vyhodyat za predely yadra zvezdy i himicheskii sostav poverhnostnyh sloev, kotoryi tol'ko i mozhet byt' izuchen, otrazhaet soderzhanie elementov v mezhzvezdnom veshestve v moment formirovaniya zvezdy. Sledovatel'no, sostav veshestva v diske Galaktiki prakticheski ne menyalsya v techenie poslednih 5 mlrd let. Svidetelyami bolee rannih epoh v zhizni Galaktiki yavlyayutsya zvezdy sfericheskoi sostavlyayushei, ili galo. Oni byli pervym pokoleniem v sformirovavsheisya Galaktike. Zvezdy s massoi bol'she solnechnoi uzhe zavershili svoi evolyucionnyi put', i v nastoyashee vremya my vidim v galo tol'ko malomassivnye zvezdy, u kotoryh prodolzhitel'nost' stadii goreniya vodoroda v yadre sravnima s vozrastom Galaktiki (14-15 mlrd let). Okazalos', chto eti zvezdy bedny tyazhelymi elementami. Zametim, chto v astrofizike vse elementy s zaryadom yadra Z $\geq$ 6 prinyato nazyvat' tyazhelymi ili metallami. Deficit sostavlyaet dva i dazhe tri poryadka. Znachit, izmenenie soderzhanii himicheskih elementov v Galaktike vse-taki proishodilo. Kakim obrazom i kakie processy za eto otvetstvenny?

Posleduyushie razdely stat'i posvyasheny rasskazu o tom, kak opredelyayut soderzhaniya himicheskih elementov i kak eti rezul'taty pomogayut vossozdat' kartinu proishozhdeniya elementov, evolyucii ih soderzhanii v kosmose i utochnit' nekotorye fundamental'nye velichiny, vazhnye dlya ponimaniya evolyucii Vselennoi v celom.

Opredelenie himicheskogo sostava zvezd

Priroda spektral'nyh linii

V 1802 godu angliiskii fizik U.H. Vollaston obratil vnimanie na temnye uzkie linii na fone poluchennogo s pomosh'yu steklyannoi prizmy nepreryvnogo spektra Solnca. No issledoval ih nemeckii fizik i astronom '. Fraungofer, pochemu oni i ponyne nazyvayutsya fraungoferovymi. Imenno nalichie temnyh linii v spektre pomoglo ponyat' v seredine proshlogo veka, chto Solnce okruzheno gazovoi obolochkoi, bolee holodnoi, chem nizhelezhashie sloi. Soglasno zakonam spektral'nogo analiza gazov G.R. Kirhgofa i R. Bunzena, takoi spektr, kotoryi nazyvayut absorbcionnym ili spektrom poglosheniya, imeet holodnyi gaz, pomeshennyi pered istochnikom nepreryvnogo spektra. Gazovye obolochki Solnca i zvezd nazvali atmosferami.

Sravnenie solnechnogo spektra s laboratornymi spektrami dlya razlichnyh obrazcov pozvolilo ustanovit', chto na Solnce est' zhelezo i elementy ego gruppy, vodorod, kal'cii, natrii i drugie izvestnye na Zemle himicheskie elementy. No v 1868 godu P. Zhansen (Franciya) i Dzh.N. Lok'er (Angliya) obnaruzhili zheltuyu liniyu, ne otvechavshuyu ni odnomu iz izvestnyh togda elementov. Eto byl novyi himicheskii element, nazvannyi v chest' Solnca geliem ot grecheskogo imeni nashego svetila . V chest' etogo sobytiya Parizhskaya akademiya nauk vypustila dazhe pamyatnuyu medal'. V techenie mnogih let gelii schitalsya chisto kosmicheskim elementom, no snachala Pal'mieri v 1881 godu [1] i zatem U. Ramzai (Angliya) v 1895 godu obnaruzhili ego na Zemle i v atmosfere. K nastoyashemu vremeni v spektrah Solnca i drugih nebesnyh ob'ektov naideny linii 72 elementov, vse oni yavlyayutsya i zemnymi tozhe.

Nabor spektral'nyh linii v spektrah zvezd razlichen. V spektre Solnca preobladayut linii elementov gruppy zheleza (ris. 1), dlya yarchaishei zvezdy - Siriusa harakterny ochen' shirokie i sil'nye linii vodoroda, a dlya odnoi iz zvezd v sozvezdii Yashericy 10 Lac - linii HeI i HeII.

Ris. 1. Obrazcy spektrov treh zvezd s razlichnymi temperaturami. Ukazany atomy i iony, otvetstvennye za obrazovanie otdel'nyh spektral'nyh linii. Dlya spektra Solnca linii FeI otmecheny v verhnei chasti risunka

V spektroskopii rimskie cifry ispol'zuyut dlya oboznacheniya stadii ionizacii: dlya neitral'nyh atomov - I, dlya pervyh ionov - II i t.d. No eto vovse ne oznachaet, chto zvezdy sil'no razlichayutsya himicheskim sostavom. Dva vazhnyh otkrytiya v fizike sposobstvovali ponimaniyu etogo. Pervoe - eto kvantovaya teoriya N. Bora, soglasno kotoroi spektral'naya liniya voznikaet pri kvantovom perehode mezhdu energeticheskimi urovnyami atoma ili iona. I vtoroe - teoriya ionizacii gazov, razrabotannaya v 1920-1921 godah indiiskim fizikom i astronomom M. Saha. On pokazal, chto sostoyanie ionizacii v zvezdnyh atmosferah yavlyaetsya funkciei temperatury i davleniya.

Intensivnost' spektral'noi linii stala teper' kolichestvenno vychislyaemoi velichinoi, opredelyaemoi fizicheskim sostoyaniem zvezdnoi atmosfery. Effektivnye temperatury T_ef Solnca, Siriusa i 10 Lac ravny 5770, 10 000 i 35 000 K sootvetstvenno. Dlya linii HI v vidimoi chasti spektra (4000-7000 A) energiya nizhnego urovnya (n = 2) ravna 10,2 eV. Eto slishkom bol'shaya velichina dlya togo, chtoby v atmosfere Solnca dostatochnoe kolichestvo atomov vodoroda nahodilis' v etom sostoyanii. U Siriusa temperatura vyshe i zaselennost' urovnya s n = 2 vozrastaet, no s dal'neishim rostom temperatury nastupaet ionizaciya vodoroda, i v atmosfere 10 Lac atomov na etom urovne uzhe malo. Etim i ob'yasnyaetsya slabost' linii HI u Solnca i 10 Lac po sravneniyu s zamechatel'nymi vodorodnymi liniyami v spektre Siriusa (ris. 1). Tak zhe mozhno ob'yasnit' i izmenenie intensivnostei linii drugih himicheskih elementov.

Kolichestvennyi analiz zvezdnyh spektrov

Formula Saha dlya vychisleniya koncentracii atomov v raznyh stadiyah ionizacii vmeste s formuloi Bol'cmana dlya raspredeleniya atomov po energeticheskim urovnyam v techenie neskol'kih desyatiletii ispol'zovalas' v teorii zvezdnyh atmosfer dlya polucheniya teoreticheskih spektrov zvezd. Sravnenie nablyudaemogo poglosheniya v liniyah issleduemogo elementa s teoreticheski predskazannym i pozvolyaet opredelit' ego soderzhanie. Raspredeleniya Bol'cmana-Saha byli vyvedeny dlya gaza, nahodyashegosya v termodinamicheskom ravnovesii. V etom sluchae temperatura odinakova po vsemu ob'emu, dlya kazhdogo perehoda v atome sushestvuet detal'nyi balans, to est' kazhdyi pryamoi process uravnoveshivaetsya obratnym. V atmosfere zvezdy fizicheskie usloviya izmenyayutsya vdol' radiusa, no esli predpolozhit', chto vzaimnoe vliyanie gaza na raznyh glubinah neveliko, to v kazhdoi tochke ego sostoyanie mozhno opisat' formulami Bol'cmana-Saha pri lokal'nyh znacheniyah temperatury i plotnosti. Eto predpolozhenie nazyvayut lokal'nym termodinamicheskim ravnovesiem (LTR). Protivorechivost' ego ochevidna. Energiya, vyrabatyvaemaya v nedrah zvezdy v hode termoyadernyh reakcii, prosachivaetsya naruzhu v rezul'tate mnogokratnyh vzaimodeistvii s chasticami gaza. Na bol'shih glubinah, gde dlina svobodnogo probega fotona mala, usloviya v mestah ego rozhdeniya i gibeli fakticheski odinakovy i predpolozhenie LTR vpolne opravdanno. No chem blizhe k poverhnosti, tem bol'she dlina svobodnogo probega. Kvanty sveta, ispushennye v glubokih, goryachih sloyah, pri vzaimodeistvii s bolee holodnym gazom verhnih sloev narushayut ravnovesie v nem. Naselennost' atomnyh urovnei v etom sluchae opredelyaetsya temperaturoi i plotnost'yu ne tol'ko v dannoi tochke, no i v drugih tochkah atmosfery. Otkaz ot predpolozheniya LTR trebuet rassmotreniya vseh processov vzaimodeistviya atoma s drugimi chasticami i polem izlucheniya. V bol'shinstve sluchaev est' osnovaniya polagat', chto naselennosti atomnyh urovnei ne menyayutsya so vremenem. Togda, chtoby ih naiti, nuzhno dlya kazhdogo urovnya zapisat' uravnenie statisticheskogo ravnovesiya, vyrazhayushee balans zaselyayushih i opustoshayushih processov. No poskol'ku radiativnye processy zavisyat ot intensivnostei polya izlucheniya na raznyh chastotah, to poluchennye uravneniya dolzhny reshat'sya sovmestno s uravneniyami, opisyvayushimi perenos izlucheniya v atmosfere zvezdy. V rezul'tate my imeem delo s sistemoi integral'no-differencial'nyh uravnenii, prichem ih obshee chislo mozhet namnogo prevyshat' sotnyu. Etot podhod, al'ternativnyi LTR, nazyvayut ne-LTR-podhodom.

Do nachala 70-h godov ego realizaciya prakticheski byla nevozmozhna kak iz-za bol'shoi vychislitel'noi slozhnosti, tak i iz-za libo otsutstviya, libo nedostatochnoi tochnosti neobhodimyh atomnyh parametrov. Dlya sovremennyh moshnyh komp'yuterov reshenie ne-LTR-zadach perestalo byt' problemoi, no ostaetsya slozhnoi metodika analiza, tak kak lyubaya ne-LTR-zadacha mnogoparametricheskaya. Poetomu hotya bol'shinstvo spektroskopistov soznayut vazhnost' ucheta otklonenii ot LTR pri opredelenii fizicheskih parametrov zvezd i osobenno himicheskogo sostava, no osvoen ne-LTR-podhod tol'ko v neskol'kih astrofizicheskih centrah v mire, a v Rossii tol'ko v Kazanskom universitete.

K nachalu 70-h godov byl nakoplen ogromnyi massiv dannyh o fizicheskih parametrah zvezd, i vse oni polucheny v ramkah predpolozheniya LTR. Eti dannye ispol'zovalis' dlya utochneniya teorii zvezdnoi evolyucii, postroeniya kartiny evolyucii soderzhanii v Galaktike. No naskol'ko im mozhno doveryat'? Veliko li vliyanie otklonenii ot LTR na zvezdnye spektry? Kakie oshibki my vnosim v opredelenie himicheskogo sostava i drugih parametrov, kogda prenebregaem otkloneniyami ot LTR? Imeyutsya li takie linii, takie atomy i iony, takie tipy zvezd, dlya kotoryh predpolozhenie LTR opravdanno? Provedennye v poslednie dva s polovinoi desyatiletiya issledovaniya pokazali, chto ne sushestvuet obshih otvetov na eti voprosy.

Otkloneniya ot LTR naibolee veliki v atmosferah goryachih zvezd s T_ef = 30 000-50 000 K. Analiz v ramkah LTR privodil k vyvodu ob izbytke u nih soderzhanii mnogih himicheskih elementov po sravneniyu s okruzhayushim mezhzvezdnym gazom, iz kotorogo oni tol'ko-tol'ko (po kosmicheskim merkam) sformirovalis'. Dlya geliya izbytok poluchalsya v dva raza, dlya kremniya - v pyat'-sem' raz, a dlya magniya - dazhe v desyat' raz. Esli by eti cifry okazalis' real'nymi, eto potrebovalo by ser'eznogo peresmotra teorii zvezdnoi evolyucii. Primenenie bolee realistichnogo ne-LTR-podhoda [2] pozvolilo snyat' problemu i privesti soderzhaniya v sootvetstvie s kosmicheskoi rasprostranennost'yu etih elementov.

Eshe odna interesnaya problema zaklyuchalas' v tom, chto v spektrah zvezd s T_ef > 40 000 K sushestvuyut emissionnye linii NIII l4640 A i CIII l5696 A, v to vremya kak drugie linii etih ionov i linii drugih elementov ostayutsya absorbcionnymi, kakimi i polozheno byt' liniyam zvezdnogo spektra. Emissionnaya liniya v zvezdnom spektre - eto anomaliya, kotoraya ne mozhet byt' ob'yasnena v ramkah LTR. Okazalos', chto dlya ukazannyh linii ne-LTR-effekty sozdayut inversnuyu zaselennost' verhnego i nizhnego urovnei, chto i vedet k poyavleniyu v nih emissii.

Dlya zvezd sravnitel'no holodnyh, takih, kak nashe Solnce, otkloneniya ot LTR tozhe mogut byt' znachitel'nymi. Na ris. 2 dlya zvezdy s parametrami, ochen' blizkimi k solnechnym, dlya otdel'nyh urovnei v atome NaI pokazano povedenie s glubinoi otnoshenii b = n_nLTR / n_LTR , gde n_nLTR i n_LTR - naselennosti urovnei pri ne-LTR i LTR.

Ris. 2. Otkloneniya naselennostei ot ravnovesnyh dlya urovnei v atome NaI na razlichnyh glubinah v atmosfere zvezdy. V kachestve harakteristiki glubiny ispol'zovana opticheskaya tolshina $\tau_{5000}$ . Glubina s $\tau_{5000}$ = 1 primerno sootvetstvuet sloyam, otvetstvennym za formirovanie nepreryvnogo spektra na dline volny 5000 A. Spektral'nye linii obrazuyutsya vyshe etogo urovnya, pri $\tau_{5000}$

Kak vidno, naselennosti mogut otklonyat'sya ot ravnovesnyh v tri raza, prichem kak v men'shuyu, tak i v bol'shuyu storonu dlya raznyh urovnei. A kak eto vliyaet na opredelenie soderzhanii? Nashi issledovaniya v Kazani pokazali, chto oshibka soderzhanii, poluchennyh v predpolozhenii LTR, sil'no zavisit ot parametrov zvezdy, ee temperatury, svetimosti (svetimost' - polnaya energiya, izluchaemaya zvezdoi, zavisit ne tol'ko ot temperatury, no i ot radiusa) i obshego soderzhaniya tyazhelyh elementov. Poslednyuyu velichinu nazyvayut metallichnost'yu. V celom, chem vyshe T_ef i svetimost', tem vazhnee stanovyatsya ne-LTR-effekty. Naprimer, dlya Solnca ispol'zovanie LTR vedet k oshibke 15-25% v soderzhanii Na po raznym liniyam, a dlya zvezdy s toi zhe temperaturoi, no svetimost'yu, v 1000 raz bol'shei (takie zvezdy est', i oni nazyvayutsya sverhgigantami), oshibka vozrastaet do 40-80%. U zvezd s ponizhennoi metallichnost'yu, kogda v spektre ostayutsya tol'ko naibolee sil'nye linii NaI, oshibka dostigaet 500%! Dlya natriya LTR-soderzhaniya vsegda poluchayutsya zavyshennymi, a dlya sosednego elementa - magniya oni mogut byt' kak zavyshennymi, tak i zanizhennymi v zavisimosti ot ispol'zuemyh pri analize linii MgI. Dlya stronciya i bariya predpolozhenie LTR vpolne opravdanno v sluchae zvezd tipa Solnca, no dlya zvezd s maloi metallichnost'yu LTR-soderzhaniya zanizhayutsya v 1,5-2 raza i eshe sil'nee dlya zvezd s T_ef 8000 K - v 2,5-10 raz.

Eti rezul'taty kachestvenno ne izmenyayut poluchennyh ranee vyvodov o himicheskom sostave zvezd kak diska, tak i galo Galaktiki. No dlya poslednih my schitaem neobhodimym provesti reviziyu soderzhanii s uchetom otklonenii ot LTR. Eto pomozhet utochnit' tempy obogasheniya veshestva Galaktiki tyazhelymi elementami na razlichnyh etapah ee zhizni i detal'nee izuchit' mehanizmy etogo obogasheniya.

Proishozhdenie himicheskih elementov

Problema proishozhdeniya himicheskih elementov reshaetsya sovmestnymi usiliyami specialistov po yadernoi fizike, kosmologii, teorii zvezdnoi evolyucii i zvezdnoi spektroskopii. Soglasno priznannoi v nastoyashee vremya modeli nestacionarnoi Vselennoi, kotoruyu v literature chasto nazyvayut Bol'shim Vzryvom, samye legkie elementy s zaryadom yadra Z $\leq$ 5 obrazovalis' primerno cherez minutu posle nachala rasshireniya, kogda temperatura upala do 1-2 mlrd gradusov, v sleduyushih cepochkah termoyadernogo sinteza:

n + p $\rightarrow$ D + $\gamma$ ,

D + p $\rightarrow$ ³He + $\gamma$ ,

2³He $\rightarrow$ ⁴He + ²H + $\gamma$ ,

³He + ⁴He $\rightarrow$ ⁷Be + $\gamma$ ,

⁷Be + e^- $\rightarrow$ ⁷Li + $\nu$ .

Zdes' ispol'zovany obsheprinyatye oboznacheniya: n dlya neitrona, p dlya protona, D dlya deiteriya, $\gamma$ dlya fotona, $\nu$ dlya neitrino i t.d. Soglasno raschetam, na gelii prihoditsya okolo 25% obshei massy nuklonov, a na litii, berillii i bor - ischezayushe malaya dolya poryadka 10^-8 %. Elementy tyazhelee Ne ne sinteziruyutsya v skol'ko-nibud' zametnyh kolichestvah iz-za togo, chto v prirode ne sushestvuet stabil'nyh yader s massovymi chislami 5 i 8. Na etom process nukleosinteza ostanavlivaetsya na milliony let, do teh por poka ne obrazuyutsya pervye galaktiki i zvezdy v nih. Imenno zvezdy yavlyayutsya toi kuhnei, gde "vypekayutsya" tyazhelye elementy. Rassmotrim, kak eto proishodit.

Istochnikom energii v zvezdah yavlyayutsya termoyadernye reakcii sinteza. Na pervom etape zhizni zvezdy v ee nedrah vodorod prevrashaetsya v gelii v reakcii 4¹H $\rightarrow$ ⁴He. Zatem v obrazovavshemsya gelievom yadre idet sintez ugleroda i kisloroda putem zahvata a-chastic: 3⁴He $\rightarrow$ ¹²C, 4⁴He $\rightarrow$ ¹⁶O. Na sleduyushem etape termoyadernym toplivom sluzhat uglerod i kislorod. V $\alpha$ -processah i pri vzaimodeistvii produktov reakcii mezhdu soboi rozhdayutsya novye elementy ot Ne do gruppy Fe. Dal'neishie reakcii zahvata zaryazhennyh chastic yavlyayutsya endotermicheskimi, to est' idut s zatratami energii, poetomu nukleosintez ostanavlivaetsya. K etomu momentu temperatura v yadre zvezdy povyshaetsya do 4-5 mlrd gradusov. Iz-za ostanovki termoyadernyh reakcii narushaetsya mehanicheskoe ravnovesie obrazovavshegosya zheleznogo yadra i nachinaetsya gravitacionnoe szhatie, kotoroe proishodit katastroficheski, potomu chto chast' energii szhatiya rashoduetsya v reakciyah raspada yader zheleza na $\alpha$ -chasticy i neitrony. Harakternoe vremya etogo processa, ili gravitacionnogo kollapsa, poryadka 1 sekundy. V rezul'tate rezkogo uvelicheniya temperatury v obolochke szhimayusheisya zvezdy proishodyat termoyadernye reakcii goreniya ostavshihsya v nei H, He, C i O.

Vydelenie ogromnoi energii, v 10¹⁶-10¹⁸ raz bol'shei, chem energiya, izluchaemaya Solncem za 1 sekundu, privodit k chudovishnomu vzryvu i razletu veshestva zvezdy. Dlya vneshnego nablyudatelya yarkost' zvezdy za neskol'ko sutok vozrastaet v sotni millionov raz. Eto yavlenie nazyvaetsya Sverhnovoi. Pri vzryve Sverhnovoi proishodit uskorenie chastic do energii 10²⁰-10²¹ eV, chto znachitel'no prevoshodit vozmozhnosti sovremennyh uskoritelei elementarnyh chastic. I analogichno tomu, kak proishodit sintez novyh elementov v zemnyh uskoritelyah, v razletayushemsya veshestve Sverhnovoi potoki neitronov bombardiruyut yadra ranee obrazovavshihsya elementov. Zahvat neitronov yadrami proishodit do obrazovaniya izotopov, neustoichivyh po otnosheniyu k $\beta$ -raspadu, i posleduyushii raspad privodit k poyavleniyu bolee vysokozaryadnogo yadra:

^AZ + n $\rightarrow$ ^A+1Z $\rightarrow$ ^A+1(Z+ 1) + $\beta$

ili

^AZ + n + n + ... $\rightarrow$ ^{A + k}Z $\rightarrow$ ^{A + k}(Z + k') + $\beta$ + $\beta$ + ...

Zdes' A - atomnaya massa.

V processah neitronnyh zahvatov sinteziruyutsya elementy tyazhelee zheleza. Takim obrazom, vzryv Sverhnovoi - eto vazhneishii mehanizm obogasheniya mezhzvezdnoi sredy elementami ot litiya do samyh tyazhelyh. Do etoi stadii dohodyat tol'ko naibolee massivnye zvezdy s massami v 8-10 raz bol'she solnechnoi. Po kosmicheskim merkam ih evolyuciya proishodit ochen' bystro, vsego za 5-10 mln let. Za vremya zhizni Galaktiki mnogie pokoleniya zvezd uchastvovali v pererabotke pervichnogo N i v uvelichenii soderzhanii tyazhelyh elementov. Dobavku v soderzhaniya naibolee tyazhelyh elementov s Z > 26 vnosili takzhe zvezdy s massoi ot 2 do 8 solnechnyh. Na odnom iz promezhutochnyh etapov evolyucii v obolochkah etih zvezd sozdayutsya blagopriyatnye usloviya dlya processov neitronnyh zahvatov, a nestacionarnye yavleniya v obolochke privodyat k sbrosu znachitel'noi ee chasti v mezhzvezdnoe prostranstvo.

Ot zvezdnoi spektroskopii k ustroistvu vselennoi

Izuchenie malomassivnyh, medlenno evolyucioniruyushih zvezd, sformirovavshihsya na raznyh etapah zhizni Galaktiki, pozvolyaet postroit' empiricheskie zavisimosti soderzhanii elementov ot vremeni. Sravnenie ih s teoreticheski predskazannymi - eto zamechatel'naya proverka i teorii zvezdnoi evolyucii, i yadernoi fiziki, i kosmologicheskih modelei Vselennoi. Privedem neskol'ko primerov.

1. Vtorym po rasprostranennosti elementom v kosmose yavlyaetsya gelii. Ego soderzhanie prakticheski odinakovo v naibolee staryh zvezdah Galaktiki ( $\approx$ 22% obshei massy veshestva), na Solnce (26,8%) i v mezhzvezdnoi srede v nastoyashuyu epohu (23-30%), i ono sovpadaet s vyhodom pervichnogo geliya v Bol'shom Vzryve. Eto, s odnoi storony, podtverzhdaet sovremennye predstavleniya o zvezdnoi evolyucii, tak kak hotya gelii postoyanno obrazuetsya pri gorenii vodoroda v nedrah zvezd, no dalee on libo polnost'yu sgoraet, prevrashayas' v bolee tyazhelye elementy, libo v vide gelievyh karlikov ostaetsya v zakonservirovannom sostoyanii i ne uchastvuet v krugovorote veshestva. S drugoi storony, eto podtverzhdenie modeli Vselennoi.

2. Rasshirenie Vselennoi podtverzhdaetsya nablyudatel'nymi faktami, no budet li ono prodolzhat'sya beskonechno soglasno modeli otkrytoi Vselennoi, ili smenitsya szhatiem, kak predskazyvaet model' zakrytoi Vselennoi. Eto zavisit ot sovremennoi srednei plotnosti veshestva v kosmose $\rho$ . Esli $\rho$ men'she ili ravna kriticheskoi $\rho_0$ = 10^{- 26} kg/m³, to Vselennaya otkryta. Po sovremennym predstavleniyam, nablyudaemaya ee chast' dolzhna byt' ploskoi i, znachit, $\rho$ dolzhna sovpadat' s $\rho_0$ ? Pryamye izmereniya dayut $\rho$ ~ 0,005 $\rho_0$ , no eta velichina opredelyaetsya massoi tol'ko izluchayushego veshestva. Na sushestvovanie temnoi, ili skrytoi, massy, prevyshayushei primerno v 10 raz massu vidimogo veshestva, ukazyvaet izuchenie skoplenii galaktik. Okazyvaetsya, prirodu skrytoi massy mozhno ponyat' putem analiza soderzhaniya deiteriya vo Vselennoi. Vyhod pervichnogo deiteriya chuvstvitelen k plotnosti obychnogo veshestva, protonov, neitronov i elektronov: chem ona vyshe, tem men'she obrazuetsya deiteriya. Esli by v epohu sinteza vse veshestvo bylo obychnym i ego plotnost' sootvetstvovala $\rho_0$ , to deiteriya dolzhno bylo obrazovat'sya na shest' poryadkov men'she sovremennyh nablyudaemyh znachenii. Otsyuda nuzhno sdelat' vyvod, chto tol'ko okolo 1/10 massy prinadlezhalo obychnomu veshestvu, a ostal'naya dolzhna byla nahodit'sya v kakoi-to ekzoticheskoi forme, naprimer v vide slabovzaimodeistvuyushih chastic tipa neitrino. Eto sootnoshenie dolzhno sohranit'sya do nastoyashei epohi.

3. Vyhod pervichnogo Ne pri izvestnoi velichine r zavisit ot togo, skol'ko sushestvuet tipov neitrino. Esli dopustit', chto ih bol'she chetyreh, to nablyudaemoe soderzhanie Ne vo Vselennoi okazyvaetsya men'she pervichnogo, chto ob'yasnit' nevozmozhno. Kak vidim, zvezdnaya spektroskopiya pomogaet ustanovit' takuyu fundamental'nuyu harakteristiku prirody, kak chislo tipov neitrino. Tri uzhe obnaruzheny, i samoe bol'shee mozhet dobavit'sya eshe odin.

4. Opisannaya shema proishozhdeniya elementov v obshem podtverzhdaetsya nablyudatel'nymi dannymi, hotya ostayutsya problemy, kotorye trebuyut dal'neishego izucheniya. Do sih por ne obnaruzheny ob'ekty, himicheskii sostav kotoryh sovpadal by s pervichnym, to est' ob'ekty, sostoyashie tol'ko iz N i Ne. V samyh staryh zvezdah Galaktiki soderzhanie metallov na tri-chetyre poryadka nizhe sovremennogo, no ne nulevoe! V kvazarah, kotorye schitayutsya zarodyshami galaktik i kotorye obrazovalis' vskore posle nachala rasshireniya Vselennoi, uzhe est' uglerod, azot i drugie elementy, i ih soderzhaniya blizki k sovremennym v nashei Galaktike! Sushestvovala li epoha pervichnogo zvezdnogo nukleosinteza, kotoryi privel k obogasheniyu veshestva metallami eshe do formirovaniya galaktik, ili kosmologicheskie modeli trebuyut dorabotki? Eto ser'eznye voprosy dlya teorii formirovaniya zvezd i galaktik i kosmologii.

Literatura


[1]	Populyarnaya biblioteka himicheskih elementov. M.: Nauka, 1977. Kn. 1: H - Pd. 565 s.
[2]	Mihalas D. Zvezdnye atmosfery. M.: Mir, 1982. T. 2. 422 s.
[3]	Kramarovskii Ya.M., Chechev V.P. Sintez elementov vo Vselennoi. M.: Nauka, 1987. 159 s.
[4]	Lyubimkov L.S. Himicheskii sostav zvezd: Metod i rezul'taty analiza. NPF "Astroprint", 1995. 323 s.

Publikacii s klyuchevymi slovami: zvezdy - proishozhdenie elementov - Evolyuciya zvezd - spektr zvezdy - himicheskii sostav zvezd Publikacii so slovami: zvezdy - proishozhdenie elementov - Evolyuciya zvezd - spektr zvezdy - himicheskii sostav zvezd
Sm. takzhe: Chernaya dyra razrushaet zvezdu: animaciya Zvezdy, pyl' i tumannost' v NGC 6559 Pererabotka veshestva v Kassiopee A 25 samyh yarkih zvezd na nochnom nebe Animaciya: chernaya dyra razrushaet zvezdu Sravnenie razmerov zvezd Samaya dalekaya iz vseh izvestnyh zvezd? Vse publikacii na tu zhe temu >>

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce