Химический состав звёзд
По мере повышения температуры состав частиц , способных существовать в атмосфере звезды , конечно , упрощается . Спектральный
анализ звёзд классов О , B, A (температура от 50 000 до 10 000 С) показывает в их атмосферах линии ионизированных водорода и гелия и ионы металлов , в классе К (5000 С)обнаруживаются уже радикалы , а в классе М(3800 С) - даже молекулы оксидов .
В таблице 1 указаны более подробно соотношения между отдельными элементами , встречающимися в одном из звёздных классов , именно в классе В .
т а б л и ц а 1
Возможно вы искали - Реферат: Чёрные дыры
Химический состав звёзд В (относительные числа атомов)
 |
Элемент относительные количества атомов в звёздах
t-Скорпиона x -Персея g -Пегаса
Водород 8530 8300 8700
Гелий 1450 1700 1290
Похожий материал - Реферат: Цивилизации во Вселенной
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
Очень интересно - Реферат: Черные Дыры
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
Вам будет интересно - Реферат: Черные дыры вселенной
Хлор -- -- 0,014
Аргон -- -- 0,07
 |
В таблице 1 указаны относительные числа . Это значит , что , например , в звезде g - 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, CH 2 , C 2 , C 3 , 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.
Похожий материал - Реферат: Что такое звёзды
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