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

Звезды

49. Мы переходим к необычайно большой и важной группе космических тел — к тем трем - четырем миллиардам звездных миров, которые составляют основу нашего мироздания, в которых накоплена главная часть мировой материи, где таится еще не разгаданная картина истории космических процессов.

За последние десятилетия изучение звезд сделало огромные успехи, оно выросло в целую самостоятельную область астрономии, а исследования астрофизики дали возможность судить о величинах, расстояниях, массах, скоростях, температурах и внутренней природе звездных миров. Сейчас, особенно после работ индийца Са г а, термодинамическая обстановка поверхности звезд оказалась выясненною, и это дало возможность критически пересмотреть старые вопросы о химических элементах звезд и подвергнуть совершенно новому анализу те длинные списки линий элементов, которые давались астрофизическими исследованиями.

Между старой и новой концепцией химии звезд сейчас лежит огромная пропасть, и нет сомнения в том, что в свете новых идей старые схемы об эволюции химических элементов в звездах, красиво и логично построенные Локайером, Круксом, Морозовым, сейчас уже отошли в область истории.

Старые идеи Локайера устанавливали, что звезды по составу слагающих их химических элементов резко различны между собой. Целый ряд групп, намечаемых различными классификациями, отличаются одни от других развитием или образованием тех или иных атомов. Так как между всеми этими группами наблюдались постепенные переходы, то Локайер создал необычайно стройную и логичную гипотезу последовательного развития звезд, причем постепенные стадии их развития характеризовались и изменением температур, и новообразованием или преобразованием химических элементов. Эволюция космическая сводилась к эволюции типов атома. Локайер очень стройно расположил все звезды в две ветви повышающейся и понижающейся температуры, связал с отдельными фазами процесса те или иные типы старых классификаций Секки и Фогеля и по спектральным линиям для каждого типа, как особой фазы длительного процесса, определил химическую природу звезды.

Однако, современные теории Ионизации элементов поставили этот вопрос на совершенно новую почву. Оказалось,-что различие в спектрах и в появлении тех или иных линий элементов вызывается не только наличием или отсутствием того или иного элемента в звезде, но термодинамическими условиями ее поверхности. «Die typischen Sternspektren illustrieren lUckenlos die physikalischen Erscheinungen, die aufeinanderfolgen, wenn mann die Temperatur allmahlig von 4.000 bis 30.000° abs. steigert», говорил Сага (1921 г.), прибавляя, что в общем он думает, что. все виды звезд, как и солнце, составлены из тех-же элементов, что и земля.

Таким образом проблема анализа спектральных линий получила совершенно новое течение. Я в дальнейшем вкратце изложу результаты старых астрофизических наблюдений, как базу для новых работ, и только потом перейду к анализу химических элементов звезд.

§ 50. Из старых классификаций в основу современных идей Положены схемы Секки, Фогеля и особенно Гарвардской Обсерватории. На фоне этих схем Локайер расположил звезды в известной системе и дал очень детальную характеристику, подробно сравнивая их спектры со спектрами в электрической искре *) (73).

^Anderson, в связи с работами Обсерватории Mount Wilson, пропускал через тонкую нить в Ю'5 секунд ток в 26.000 вольт, благодаря

Заимствую из классической книги А. Белопольского (1921 г.) описание основных типов, сведенных мною кратко на прилагаемой таблице (стр. 104—105).

В I классе помещены звезды, в спектре которых видны линии гелия и водорода, причем интенсивность линий того и другого элемента почти одинакова. Фиолетовый конец спектра ярок и простирается далеко. Класс этот обозначается буквою В, но стоит на первом месте, так как последовательно пришли к убеждению, что звезды этого типа наиболее молодые в эволюции. В этих спектрах совсем нет линий металлов.

Последовательные ослабления линий гелия, усиление водородных линий и появление слабых линий кальция дают критерий для перехода от типа В к следующему через градацию В,, В2, В3 и т. д. до В9 и А.

Звезды типа В встречаются чаще вблизи и в самом Млечном пути, чем в остальных областях неба, и особенно много их в созвездии Ориона, отчего их часто называют Орионовыми.

В спектре типа А главным критерием являются водородные линии — широкие и густые. Гелиевые совсем отсутствуют. Хорошо заметны линии кальция. В начальных стадиях в спектре этого типа с большим трудом заметны наиболее яркие линии лабораторного или солнечного спектра — спектра железа. По мере развития этого типа (Aj, А2, А3 и т. д.) линии металлов, кальция и железа, а затем и других металлов становятся все заметнее, при этом фиолетовый конец спектра слабеет и укорачивается.

Тип F заключает еще неясные линии водорода, но испещрен множеством тонких резких линий железа, титана, магния; линии кальция бросаются в глаза, по ширине подходят к линиям водорода в типе А. Переход тип» F через градации Fb Fa, F3 и т. д. показателен последовательным усилением яркости линий металлов, ослаблением водородных линий, значительным расширением, до размера полос, линий Н и К и ослаблением фиолетового конца спектра.

Тип G, в который переходит тип F, заключает в себе солнце и тожественную по спектру звезду а - Aurigae. Сплошной спектр так испещрен линиями различной интенсивности, что трудно найти место, свободное от них. Водородные линии того-же порядка.

Переход к следующему типу К характеризуется последовательным усилением линий металлов, ослаблением водородных линий и значительным укорочением фиолетового конца. В спектре последних градаций этого типа начинают попадаться полосы в сплошном спектре, обусловленные химическими соединениями. Эти полосы с особою резкостью появляются в следующем типе, обозначенном буквою М.

Звезды, в спектре которых встречаются блестящие линии, обозначаются б)Ч<вою О, причем этот класс, в свою очередь подразделяется на Оа, Ob, Ос, Od, Ое, в зависимости от разной яркости линий. Повидимому, подразделение Ое предшествует в эволюционном порядке типу В, особенно подразделение Ое5.

Буквою Р обозначаются планетарные туманности.

Буквою Q — звезды со спектрами, не укладывающимися во все описанные выше подразделения, по преимуществу с блестящими линиями.

§ 51. Перейдем теперь к современным взглядам на характер тех линий, по коим созданы схемы Локайера, и которые служили основанием для представления о распространении отдельных элементов на звездах разных типов.

Профессор физики Калькутского Университета, молодой индиец Megh Nad Saha, выдвинул теорию ионизации элементов, и очень скоро выяснилось, что эта теория совершенно правильно разгадала проблему спектров звезд. В сущности многое из старых понятий Локайера могло-бы быть оставлено лишь с заменою его гипотетических протометаллов и протоэлементов ионизированными атомами (см. § 45).

В газовой смеси при нагревании от 3.000 до 25 — 30.000° идет ионизация элементов, т. е. отделение отрицательных электронов, благодаря чему изменяется спектр элемента, давая новые серии, перемещаясь к ультрафиолетовой части и, наконец, совершенно скрываясь за ее пределом в условиях наших методов наблюдения. Таким образом, сильно ионизированный газ оказывается лишенным своих типических линий или даже оказывается совершенно невидимым. Степень ионизации зависит от t; р и А; она увеличичивается с температурой и атомным весом элемента (в грубой схеме) и уменьшается с увеличением давления.

Таким образом, видимость линий того или иного элемента зависит от легкости или трудности его ионизации, и при одних и тех-же термодинамических условиях трудно ионизированный элемент может быть видимым, а легко ионизированный — нет.

Russel дает примерный список потенциала ионизаций некоторых элементов:

Cs Rb К Na     Li        H

3,8 4,16 4,32 5,11      5,33     13,54

Ba Sr Ca Mg   Zn       He

5,12 5,67 6,08 7,65    9,4       25,2

В этом списке более тяжелые элементы ионизируются легче и, потому, гораздо труднее и реже будут наблюдаться, чем более легкие, в условиях высоких температур. Чем выше температура, тем вероятнее сохранение линий только у последних; чем ниже,—тем понятнее линии и у более тяжелых элементов. Отсюда ясно, что в очень нагретых звездах (см. таблицу) мы имеем Н и Не и что Rb может быть найден лишь на самых холодных. При 23.000° abs- водород совершенно ионизируется и делается невидимым, для Не в интервалах температур от 23 до 30 тысяч появляется новая серия линий.

Исходя из этого, Saha и Emden строят следующую примерную картину химии звезд, причем ионы отмечены химическим знаком +:

Эта таблица для четырех элементов Н, Не, Са, Mg устанавливает те термодинамические условия, при которых каждый из них виден в спектральных линиях. Так как эта таблица необычайно близко отвечает тому, что наблюдается на звездах, то мы можем сказать, что по отношению к указанным выше элементам различие разных типов звезд определяется не наличием или отсутствием одного из них, а лишь термодинамическими условиями, в которых атомы находятся.

Если таким образом целый ряд наших старых выводов падает, то все-же возникают новые, намечающие новые пути к решению вопроса о химии звезд. Так, отсутствие Mg при наличии Са определенно говорит, что Mg мало или вовсе нет; отсутствие Li при наличии К и Na тоже говорит, что Li нет, и т. д. Таким образом, только сейчас намечаются правильные пути к познанию химии звезд, но на них еще только вступает современная астрофизика, пересматривая свои старые выводы и строя новые, более достоверные.

§ 52. Как мы только что видели, современные теории совершенно устранили старое представление о разном химическом составе звезд и выдвинули идею об их термодинамических различиях. Отсюда вытекают, с одной стороны, все современные теории об эволюции звезд, с другой — ряд гипотетических предположений о процессах изменения атома. Нет никакого сомнения, что наиболее стройная теория в первом направлении дана Директором Обсерватории в Кембридже Эддингтоном, который, противополагая Ньютоновские силы притяжения и силы светового давления, дал схему последовательности изменения во времени звезд — газовой массы со средним атомным весом около 2,8 — 3,3. Именно эта схема, в согласии с идеями Кап- тейна, легла в основу таблицы химии звезд на стр. 104  ) (74).

Однако, эта теория оставляла без внимания вопросы химические и, строго говоря, в свете идей Сага они не могли подниматься. С точки зрения идеи ионизации у нас нет никаких объективных критериев для суждения об эволюции вещества в звездах; даже больше—как будто-бы эта теория устанавливает полное единство химического состава всех типов звезд. Однако, такая постановка, как мы уже видели на частном примере солнца, тоже неприемлема. Огромное нагревание звезд до таких температур, при которых даже наружные части нагреваются до 20 — 25 тысяч градусов, не находит себе объяснения без допущения какого-либо источника энергии внутри атома. Отсюда вытекает необходимость принятия каких-либо явлений экзотермического характера, каковым может ' явиться или синтез элементов с превращением части массы в энергию, или радиоактивный распад тяжелых атомных систем.

Большинство (Eddington, Perrin, Arrhenius, Hale и др.) кладут в основу нагревания звезд процесс образования более тяжелых атомов, идущий в центральных частях звезд, где, по Эддингтону, господствуют температуры порядка миллионов и десятков миллионов градусов J) и давление в 107 атмосфер. Особенно детально термический ход этого процесса намечен Нернстом, хотя и он в основу/ нагревания ставит не синтез, а распад с его основными законами (1921 г.).

Так или иначе, но нельзя не принять при процессе образования звезд какого-то еще нам неизвестного ближе источника энергии.

В начале мы имеем большие холодные туманности, близкие по температуре к абсолютному нулю, с большою силою тяготения, светящиеся благодаря электрическим разрядам. Состав их, по Планку, почти исключительно из твердого вещества; из возможных газовых частей—только Н, Не и вероятный промежуточный газ Neb, (небулий). Начинается процесс сжимания и одновременно экзотермической конденсации элементов; этот процесс регулируется взаимоотношением между Ньютоновскими силами и силами светового давления. В результате конденсации появляются сначала более легкие группировки Mg, Si, С, потом более тяжелые—Са, Ti, Fe. Большая звезда гигант довольно быстро раскаляется, и формулы Нернста дают картину кривой ее температуры. Массы звезд окружены роем космической пыли. Постепенно и значительно медленнее идет охлаждение, звезда превращается в карликовую, наконец, совершенно гаснет, чтобы потом где-либо вновь загореться в виде Nova.

Космическая пыль, отогнанная сильным световым давлением, в новых местах космоса собирается в новую холодную туманность, чтобы снова начать цикл образования космических тел.

Развитие звезды протекает тем медленнее, чем больше ее масса.

Ход температурной кривой позволяет Нернсту нарисовать картину как количества различных звезд, так и продолжительности отдельной стадии: очень мало гигантских звезд, очень много более плотных белых звезд, довольно много желтых карликовых, очень много карликовых красных звезд. Стадия гигантов не долгая, не свыше 400 миллионов лет с момента нагревания туманности; продолжительность охлаждения от высшего нагревания до состояния нашего солнца не превосходит 3 миллиардов лет (3.109); для продолжительности жизни на земле, по мнению Нернста, остается не свыше 400 миллионов лет (76).

Такова наиболее вероятная концепция развития звезд; в ней химические превращения играют еще совершенно не познанную нами роль.

§ 53. Мы подходим, следовательно, к тем выводам, которые провозгласил еще Шварцшильд (1908 г.) и-которые сейчас положены в основу современных воззрений: повсюду во вселенной химическое строение материи одно и то-же...; звезды составлены равномерно из всех элементов... Сейчас, после классических работ Сага, как будто - бы выбита основа из-под теорий эволюции, и лишь косвенным образом, на основании ряда предположений, нарисованных в предыдущем'параграфе, мы допускаем некоторый процесс интеграции элементов.

Но, если мы отрешимся от этих еще далеко не доказанных положений, перед нами остается задача — собрать воедино, независимо от звездного типа, общую картину всех элементарных тел, наблюдаемых на звездах. Эта общая картина дается мною ниже на следующей таблице (причем элементы, известные только на солнце, в нее не включены).

Я нанес на диаграмму лишь основные элементы, набрав жирным те из них, которые, повидимому, имеют особое значение. Конечно, таблица очень не полна, но и она снова выдвигает элементы порядковых номеров от 11 до 28 и снова занимает то «поле обычное», которое являлось характеристичным и для земной коры, и для метеоритов.

На основании сказанного выше, мы должны прийти к нижеследующим выводам;

1.         Несмотря на огромное количество и разнообразие типов звезд, возможен их химический анализ на фоне знания их величины, массы, яркости, температуры поверхностных слоев, удельного веса и скоростей движения.

2.         Большинство типов звезд располагаются по вышеуказанным признакам в общую систему, связанную постепенными переходами и, вероятно, представляющую один или немного общих генетических рядов.

3.         Казавшиеся раньше резкими различия в химическом составе звезд ныне объясняются различием термодинамической обстановки поверхностных зон звезд, в общем представляющих газовые скопления.

4.         Нет данных, которые-бы говорили против признания химического состава звезд более или менее одинаковым.

5.         Химические элементы звезд в общем тожественная с землей и с метеоритами, хотя не исключено некоторое увеличение Н и Не в известных звездных типах.

6.         Хотя мы не имеем еще достаточно полной картины ионизации элементов, связанных с—t, р и А (температура, давление и атомный вес), тем не менее надо думать, что в звездах преобладают элементы не тяжелые, с атомными весами не свыше 60.

7.         Можно думать, что в составе звезд преобладают элементы Н, Не, С, Mg, Si, Са, Ti, Cr, Mn, Fe, № (в меньшей степени О, N, Sr, V, Со), т. е., за исключением (из главных) Н и Мп, почти исключительно элементы кратные 4 и, вероятно, построенные из гелиогрупп.

8.         Вышеприведенный список элементов почти тожествен с элементами наиболее глубинных зон земной коры и особенно с элементами метеоритов.

К содержанию книги: ХИМИЧЕСКИЕ ЭЛЕМЕНТЫ ЗЕМЛИ И КОСМОСА