Химия космоса

А.Е. Ферсман

Смотрите также:

Ферсман. Рассказы о самоцветах

ФЕРСМАН. ЗАНИМАТЕЛЬНАЯ МИНЕРАЛОГИЯ

Ферсман. Путешествия за камнем

Геология

Основы геологии

Геолог Ферсман

Ферсман. Геохимия - химия земли

Гидрогеохимия. Химия воды

Минералогия

Почва и почвообразование

Почвоведение. Типы почв

Химия почвы

Круговорот атомов в природе

Книги Докучаева

Происхождение жизни

Вернадский. Биосфера

Биология

Эволюция биосферы

Геоботаника

 Биографии геологов, почвоведов

Эволюция

Химия солнца

§ 43. Химия солнца вырисовывается на фоне многочисленных и весьма детальных астрофизических исследований и, потому, мы о солнце имеем весьма полные и интересные сведения. Яркость и количество линий отдельных элементов служили вместе с тем показанием распространенности отдельных элементов, и только последние работы индийского ученого Саги внесли серьезный корректив в эти данныя. Особый. интерес представляет связь элементов с определенными глубинными зонами солнца, что позволяет проводить некоторую аналогию с геохимическими зонами земли.

В виду сложности проблем, связанных с изучением химии солнца, я предполагаю коснуться этого вопроса в следующей последовательности: в настоящем параграфе я намерен дать картину распространения отдельных элементов на солнце, независимо от глубинных зон и от явлений ионизации, т. е. картину, вытекающую из более старых астрофизических данных; в следующем — вкратце намечу распределение этих элементов по отдельным зонам с тем, чтобы потом подвергнуть эти данныя пересмотру в свете современных идей ионизации атомов; наконец, в заключительной части я остановлюсь на общих выводах. Вопросу о тепловом режиме солнца я посвящаю отдельный параграф (§ 63) в главе XII (66).

Спектр солнечных оболочек изучен с огромною детальностью, особенно благодаря работам знаменитой Калифорнийской Обсерватории на Mount Wilson, выдающимися работниками которой дополняется и исправляется классический список линий солнца в каталоге Роуланда (36 элементов).

Комбинируя оба фактора, поставленные в основу признания распространенности элемента на солнце, — резкость линий и число их совпадений, мы могли по старым представлениям прийти в первом приближении к следующей таблице элементов нашего светила:

ТАБЛИЦА XXXV. Элементы солнца (в скобках поставлены порядковые номера).

{.Элементы срезкимилиниями и с большим сов- 1 падениемлиний: Не, Са, Fe, Н, Na, Ni, Mg, Со, Si, Al, Ti, Cr, Mn, Sr, V, Ba, C, Sc Y, Zr, Mo, La, Nb, Pd, Nd (сюда-же необходимо относить и газ ко-* роний — может быть ядро с одним отрицательным зарядом).            I

II.        Элементы с о слабыми линиями:

Cu, Zn, Cd, Се, Be, Ge, Ag, Sn, Pb, Er, K, Ru (1920 г.), Rh, Ga, Eu, Rb (1922 г., только в пятнах), Li (только в пятнах), О.

III.       Элементы сомнительные:

Ir (77)! Os (76), Pt (78), Та (73), Th (90), U (92), W (74).

IV.       Элементы, вероятно отсутствующие:

As (33), Bi (83). Cs (55), Au (79), Se (34), В (5), N (7), In (49), Hg (80), : P (15), S (16),TI (81) и Prd (59). Grammont еще прибавляет Se (34), < Те (52).

V.        Элементы под вопросом: CI, J, Br, F, Ra и редкие газы, кроме Не.

К этой таблице необходимо сделать ряд следующих примечаний: ненахождение линий ряда металлоидов, повидимому,, вызывается не отсутствием этих элементов, а характером их спектра, получаемого в условиях солнечных зон. Кислород, долго не находимый на солнце, был откры.т лишь недавно на Аллеген- ской Обсерватории (1920 г.) и позднее подтвержден Russel'eM (1922 г.). Grammont и Veronet определенно подчеркивали, что физическое состояние металлоидов и некоторых тяжелых металлов на солнце таково, что обусловливает отсутствие их видимого спектра. Еще более осторожно к этим данным подходит Сага, который, как мы ниже увидим, определенно высказывается за мысль, что отсутствие линий какого-либо элемента на солнце еще не определяет отсутствия самого элемента.

§ 44. Если мы попытаемся связать элементы солнца с определенными его зонами, то мы получим очень интересную картину, тоже, однако, получающую правильное толкование лишь в свете вышеприведенных новых идей Grammont и Saha, тем более, что мы сейчас знаем, что температура поверхностных оболочек солнца (фотосферы) около 5000 — 6000°, а температура пятен почти на две тысячи градусов ниже (68). С этими температурами только и приходится считаться при анализе той физико-химической среды, которая нам дает спектры, ибо остальные, более глубокие зоны, вероятно, с весьма высокими температурами до 106 Т abs., нам остаются неизвестными '). Вообще оболочки с глубиною обладают большею температурою.

В наиболее поверхностной наружной, более холодной, зоне— короне мы встречаемся с весьма разреженною средою, которая характеризуется линиями отчасти Н, но главным образом неизвестным газом—коронием на фоне сплошного спектра мельчайших твердых частиц — пылинок метеорного типа, очевидно сплошным роем, по мнению Аррениуса, окружающих солнце и отражающих его лучи.

Далее следует хромосфера — толстый слой весьма разреженной материи, преимущественно из Н; выступы короны в виде протуберанцев до 600.000 клм. длины состоят из Н и сильно ионизированных атомов Са (в основании их Не, отчасти Mg). В более глубоких частях хромосферы мы видим появление линий Fe, Ti, Ni, Мп, немного Cr, отчасти V. Еще глубже следует весьма тонкий слой (обращающий) с парами металлов и, наконец, в глубине светящаяся, как твердое тело или уплотненный газ, фотосфера с яркими факелами (линиями Са, Sc) и темными пятнами; в последних Fe, Ti, Mg, Са, V и как будто-бы спектры их соединений с кислородом и водородом (ТЮ2, Mg(OH)2, Са(ОН)о) 2).

Если строение солнца, этой карликовой звезды, сравнить с другими типами звезд, то, согласно указаниям А. Белопольского,

Одновременно с этими температурными условиями необходимо отметить и характер электромагнитных полей: поле самого солнца лишь в 80 раз больше земного; зато для пятен оно превышает земное в 9000 .раз.

2) В спектре пятен наблюдаются элементы, сильная ионизация коих не позволяет их видеть в газовых оболочках (а именно Rb). Кроме того в спектре пятен обнаружен и Li, отсутствующий в других частях солнечного спектра.

отдельные части солнечных оболочек отвечают разным стадиям эволюции звезд: спектр наружной части хромосферы можно сблизить со спектром звезд типа В (см. ниже в § 50), а спектр фотосферы с типом G — К и, наконец, пятна со спектром К — М. Такие соотношения весьма любопытны, так как они в известном отношении дают нам в этой последовательности в наружной части солнца отдельные стадии космического процесса, и таким образом пятна обнаруживают более поздние стадии в про- тивоположность наружным газовым оболочкам  ).

До тех пор пока Сага не дал свою теорию ионизации, казалось совершенно непонятным, что высота наблюдаемых линий не находилась в зависимости от атомного веса, так как линии Са, Fe или Ti оказывались в более отдаленных от центра частях, чем, напр., линии столь легкого газа, как Н. Сейчас весь этот вопрос получил совершенно иное объяснение.

§ 45. Megh Nad Saha (69) первый, обратил внимание на то,что природа линий в спектрах солнца может быть выяснена лишь при сравнении их с теми спектрами, которые получаются при перегревании паров и газов в тех температурах, которые по возможности близки к температурам солнечных зон (3000— 6000° abs). Учитывая влияние высоких температур, Saha отметил, что при нагревании атомы ионизируются, т.е.теряют свои внешние электроны, и их спектр, перемещаясь в ультрафиолетовую часть, может совершенно выйти за пределы возможных наблюдений. Таким образом, совершенно ионизированный газ не даст при современных методах исследования никаких линий спектра и будет принят, как отсутствующий. Поэтому, чем труднее элемент ионизируется, тем больше, при прочих равных условиях, остается он заметным для глаз наблюдателя.

ТАБЛИЦА XXXVI. Таблица ионизации атомов на солнце (Saha).

            Ионизация     Яркость линий:

            в вольтах.       солнца            „«т.»

Na                   5,11     30        60

К                     4,32     6          15

Rb                   4.16                 1

Cs                   3,81                           

Mg                  7,65     30        30

Са                               6.08     20        25

Sr-                   5,67     1          3

Ва                                           5,12     ~          —

Мы видим из этих данных, что необыкновенная распространенность Mg и Са в некоторых частях солнца и в протуберанцах, более высокое выбрасывание кальция по сравнению с водородом могут быть объяснены не действительным преобладанием этих более тяжелых элементов, а лишь сохранением ими своих атомов неионизированными.

Таким образом приходится критически подойти к анализу линий спектра солнца, и с этой точки зрения можно сказать, что отсутствие каких -либо линий элементов на солнце не может быть принято за доказательство отсутствия самих элементов, и по двум причинам: во-первых, потому что часть металлоидов при физических условиях солнечных оболочек не может дать светящего спектра в присутствии паров металлов, а во-вторых, так как и для металлов, обладающих весьма большою способностью к ионизации, характерные видимые спектры будут отсутствовать. В общем ионизация увеличивается с повышением температуры и атомного веса элемента и с понижением давления.

Эти важные наблюдения заставляют нас отнестись с большою осторожностью к анализу присутствия или отсутствия каких- либо элементов на солнце и вместе с тем показывают, что и яркость линий и количество совпадений еще не могут быть приняты за доказательство преимущественного распространения данного элемента, если не будут учтены вышеизложенные поправки на ионизацию и на взаимное ослабление линий при совместном нахождении металлоидов с металлами.

К вопросам ионизации элементов я еще вернусь при анализе химических элементов звезд.

(§ 51). Попытку такого анализа делает Russel, устанавливая сходство состава земли и солнца и подчеркивая малое содержание в последнем Li и Sr.

§ 46. Попытаемся сейчас несколько проанализировать выше- сообщенные данныя. Для этого в нижеприведенной таблице Менделеева расположены элементы таблицы XXXV, причем элементы первой группы, т. е. наиболее важные, отмечены жирно; элементы со слабыми линиями — корпусом; элементы сомнительные—петитом (70).

Среди указанных в таблице элементов De-Launay пытается найти и некоторые количественные соотношения и,рисует для газовой оболочки глубоких слоев хромосферы следующую схему количественного распространения элементов, которая, как ни мало обоснована и гипотетична, все же интересна:

Fe Mg Ni Са Al Na H He Mn, Cr. Ti, Sn и др. о/о 65 8 6 3,5 1 0,5 0,5 0,5 около 15

всего 100°/о

Вышеприведенная таблица XXXVII весьма важна, особенно если ее сравнить с таблицею распространения элементов в земной коре; в общем валовой состав земной и солнечной оболочек весьма сходны; бросается в глаза преобладание обычных элементов пород, начиная с гранитов и кончая перидотитами, причем налицо и характерные спутники и тех, и других: для гранитов— Zr,,Nb, TR, Mo, Та, для ультраосновных пород — V, Cr, Со, Ni и обе платиновые группы. Элементы левого металлического поля отходят на второй план. Заметно преобладание четных вертикальных групп системы; так, на четные приходится 30 элементов (включая Не), на нечетные —16. Очень сильно представлены группы, кратные 4 — IV и VIII; из относящихся к ним 22 элементов на солнце известно 17. Несомненно доминируют элементы более легкие: из 28 первых элементов не хватает только 8, но в том числе есть ряд металлоидов, отсутствие которых — вопрос, окончательно еще не разрешенный.

§ 47. На основании сказанного мы можем сделать следующие выводы относительно элементов поверхностных частей солнца:

1.         Помимо неизвестного ближе, легкого газа—корония, солнце состоит из тех-же элементарных тел, из которых составлена земля и метеориты.

2.         Спектральный анализ обнаруживает на солнце присутствие по преимуществу элементов легких, именно 3-го и 4-го малого периода, что вполне совпадает со средним составом и земной коры, и метеоритов.

3.         Атомы элементов являются на солнце сильно ионизированными, чем и объясняется ряд отлйчий спектров и отсутствие линий ряда элементов.

4.         По отсутствию линий металлоидов и некоторых легко тонизированных элементов нельзя выводить заключения об отсутствии и самих элементов.

5.         Легко ионизированные элементы или элементы бблыиих атомных весов могут быть открыты лишь в более холодных йятнах.

6.         Отсутствие линий трудно ионизированных элементов может служить доказательством отсутствия данных элементов (напр., Li, который открыт в слабых линиях только в пятнах).

7.         В общем в поверхностных частях солнца преобладают элементы поля обыкновенного и отчасти поля кислого, что отвечает взглядам Вашингтона и Аббота на сходство состава и химического строения земли и солнца и на распространенность на солнце элементов петрогенических, как и в*оболочке земли.

8.         Менее отчетливо, чем на земле, проявляется на солнце преобладание элементов с атомными весами, кратными 4; в грубых чертах это проявляется в значении для солнца Не, Са, Mg, Fe, Ti, отчасти Ni. Однако, систематически это положение проведено быть не может.

9.         Все вышеприведенные соображения касаются лишь наружных оболочек солнца, тогда как о более центральных его частях мы ничего не знаем.

10.       Так как солнце является карликового звездою спектрального типа G, то приведенные выше соображения, вероятно, могут быть приложены к большинству аналогичных жедтовато - красных звезд нисходящей ветви (см. § 50).

К содержанию книги: ХИМИЧЕСКИЕ ЭЛЕМЕНТЫ ЗЕМЛИ И КОСМОСА