Только лучшие рефераты рунета    
 
 

Партнеры:



 
 

Реферат Химический состав звёзд








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
Химический состав звёзд В (относительные числа атомов)

Элемент                        относительные количества атомов в звёздах
                       ?-Скорпиона             ?   -Персея              ?   -Пегаса 
Водород                    8530                      8300                  8700
Гелий                      1450                      1700                  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.


 
     
 

2021 © Copyright, Abcreferats.ru
E-mail:

 

диваны, кухни, кресла похудение, спортивное питание Каталог офисной мебели Яндекс.Метрика