генів за-ряж. частинок.
В
рис 2
Незважаючи на те, що склад більшості зірок, галактик і міжзоряного середовища в осн. слід стандартної кривої РН, існують відхилення від неї, викликані разл. фіз. причинами. Старі зірки, що належать гало Галактики і кульовим зоряним скупчень, містять важких елементів у 10-103 разів менше, ніж Сонячна система. Це пов'язано з хім. еволюцією галактик. Нек-риє групи зірок містять важкі елементи в пропорціях, що істотно відрізняються від стандартних Поширення, такі, напр., т. н. суперметалліч. зірки (барієві, CNO та ін.) Існують також збагачені і збіднені гелієм зірки, зірки з низьким вмістом Са. Зірки з аномальним хім. складом становлять приблизно 10% всіх зірок, що знаходяться поблизу гол. послідовності (див. Герцшпрунга - Ресселла діаграма) і мають темп-ру поверхні від 8000 до 20 000 К (див. Хімічно пекулярні зірки). p> З'явилися свідчення на користь того, що ізотопний склад Сонячної системи теж не є настільки однорідним, як здавалося раніше. Відкриті аномалії (більшість з них на рівні часток відсотка) у поширеності ізотопів кисню, неону, магнію. Все це вказує на різноманіття процесів, що сформували речовина зірок, галактик і Сонячної системи. Походження і поширеність хімічних елементів у природі
Вам добре відомо, що різні хімічні елементи поширені вкрай нерівномірно. Елемент може бути в сотні і тисячі разів більш-менш поширеним, ніж його безпосередній сусід по періодичній системі. Ви знаєте, що атомів одних елементів (кисень, кремній, алюміній, залізо та ін) на нашій планеті значно більше, ніж атомів інших елементів (мідь, золото, германій та ін.) А звідки взагалі взялася така різноманітність хімічних елементів? Давайте, перш ніж перейти до розгляду питання про відносну поширеності хімічних елементів, коротко познайомимося з існуючою точкою зору з питання їх походження.
За прийнятої зараз моделі розвитку Всесвіту, формування слагающего її речовини є результатом В«Великого вибухуВ». У перші миті після нього сталося формування елементарних частинок. Спочатку - фотонів, нейтрино, електронів, позитронів. Потім - протонів і нейтронів. Після зниження температур нижче рівня 1011о До починається з'єднання протонів з нейтронами. Утворюються ядра важких ізотопів водню, можливо також ядер гелію, і невеликих кількостей Li, Be.
Синтез більш важких атомних ядер починається після формування великих і щільних гарячих газових скупчень - зірок. Спочатку - триває утворення 4Не. Далі ж відбувається т.зв. В«ВигоранняВ» гелію:
34Не Ю12С
і далі, з приєднанням нових ядер гелію: 16O, 20Ne, 24Mg, 28Si, 32S тощо, аж до 56Fe і 58Ni. Зверніть увагу, що все це - саме синтез ядер (Нуклеосинтез), а не атомів в цілому, так як електрони при настільки високих температурах залишаються у вільному стані.
Освіта ядер проміжних елементів - результат реакцій захоплення або втрати протона або нейтрона.
Атоми важче Fe і Ni у звичайних процесах внутрізвездного нуклеосинтеза НЕ формуються (не вистачає енергії). Ці процеси реалізуються тільки при вибухах В«НадновихВ» зірок. При спостереженні за найновішими в їх спектрі виявлені яскраві лінії, характерні для 254Cf. Цікаво, що швидкість падіння яскравості наднових (56 діб) дуже точно збігається з періодом напіврозпаду каліфорнія. Таким чином, формування ядер атомів від нікелю до урану - результат ядерного синтезу в процесі вибуху наднових, а також розпаду каліфорнія і, можливо, інших трансуранових елементів (може, і більш важких, які нам невідомі).
Існують зірки першого і другого покоління. Тільки другі можуть містити в складі елементи важче нікелю і мати планетні системи типу Сонячної.
Отже, в хімічному щодо зірки є досить простими системами. Доступна для вивчення частина Всесвіту має в основному воднево-гелієвий склад. Збулося пророкування англійської астрофізика А. Еддінгтона, який на початку ХХ століття писав, що легше буде розібратися в складі зірок, ніж у процесах, оточуючих нас на Землі.
Закономірності поширення хімічних елементів у космосі і на Землі спочатку були встановлені чисто емпірично. Було помічено, що:
Поширеність швидко падає від елементів з низькими атомними номерами (приблизно до номера 30), а потім, для більш важких елементів залишається приблизно постійною.
Тільки десять елементів - H, He, C, N, O, Ne, Mg, Si, S, Fe, атомні номери яких менше 27, характеризуються високою поширеністю; з них водень різко переважає над іншими.
Елементи з парними порядковими номерами більш поширені, ніж непарні (закон Оддо - Гаркінса). p> Уточнення до закону Оддо-Гаркінса згодом сформулювали А.Є. Ферсман та інші геохіміки, але основна суть його залишається незмінною. Витоки закономірностей - у будову атомних ядер. Спочатку геохіміки припускали, що це може бути якось пов'язано з різним ступенем стійкості атомних ядер різних елементів. Зараз зізнається, що це відображає меха...
