Химический состав звезд определяют с помощью


Спектральный анализ звезд и других космических объектов

Луч света, проходящий через стеклянную призму преломляется, и после выхода из призмы идет уже по другому направлению. При этом лучи разного цвета преломляются различно. Из семи цветов радуги сильнее всего отклоняются световые лучи фиолетового цвета, в меньшей степени — синего, еще меньше — голубые лучи, затем — зеленые, желтые, оранжевые, меньше всего отклоняются красные лучи.

Любое светящееся тело испускает в пространство лучи разного цвета. Но так как они накладываются один на другой, то для человеческого глаза все они сливаются в один цвет.

Например, Солнце испускает лучи белого цвета, но если мы пропустим такой луч через призму и тем самым разложим его на составные части, то окажется, что белый цвет луча сложный: он состоит из смеси всех цветов радуги. Смешав эти цвета вместе, мы опять получим белый цвет.

В астрономии, для изучения того как устроены звезды, активно используются так называемые спектры звезд. Спектром называется луч какого-нибудь источника света, пропущенный через призму и разложенный ею на свои составные части. Немного отвлекшись, можно сказать, что обычная земная радуга есть ничто иное, как спектр Солнца, ведь своим появлением она обязана преломлению солнечного света в капельках воды, действующих в данном случае подобно призме.


Для того чтобы получить спектр в более чистом виде, ученые пользуются не простой стеклянной призмой, а специальным прибором — спектроскопом.

Если мы осветим щель спектроскопа светящимися парами какого-нибудь вещества, то увидим, что спектр этого вещества состоит из нескольких цветных линий на темном фоне. При этом цвета линий для каждого вещества всегда одни и те же – независимо от того, говорим мы о Земле или Альфа Центавра. Кислород или водород всегда остаются самим собой. Соответственно, зная как выглядит каждый из привычных нам химических элементов на спектрографе, мы можем очень точно определить их наличие в составе далеких звезд, просто сравнив спектр их излучения с нашим земным “эталоном”.

Располагая списком спектров разных веществ, мы сможем каждый раз точно определить, с каким же веществом мы имеем дело. Достаточно малейшей примеси какого-либо вещества в металлическом сплаве или в горной породе, и это вещество выдаст свое присутствие, заявит о себе цветным сигналом в спектре.

Смесь паров нескольких химических элементов, не образующих химического соединения, дает наложение их спектров один на другой. По таким спектрам мы и распознаем химический состав смеси. Если светятся не разложенные на атомы молекулы сложного химического вещества, то есть химического соединения, то их спектр состоит из широких ярких цветных полос на темном фоне. Для всякого химического соединения эти полосы тоже всегда определенные, и мы их умеем распознавать.


Спектр в виде полоски, состоящей из всех цветов радуги, дают твердые, жидкие и раскаленные вещества, например нить электрической лампочки, расплавленный чугун и раскаленный прут железа. Такой же спектр дают огромные массы сжатого газа, из которого состоит Солнце.

Вскоре после того как в спектре Солнца были обнаружены темные линии, некоторые из ученых обратили внимание на такое явление: в желтой части этого спектра есть темная линия, которая имеет ту же длину волны, что и яркая желтая линия в спектре разреженных светящихся паров натрия. Что это означает?

Для выяснения вопроса ученые провели опыт.

Был взят раскаленный кусок извести, дающий непрерывный спектр без всяких темных линий. Затем перед этим куском извести было помещено пламя газовой горелки, содержащей пары натрия. Тогда в непрерывном спектре, полученном от раскаленной извести, свет которой прошел через пламя горелки, появилась в желтой части темная линия. Стало ясно, что сравнительно более холодные пары натрия поглощают или задерживают лучи той же самой длины волны, какую эти пары сами по себе способны испускать.

Опытным путем, было установлено, что светящиеся газы и пары поглощают свет тех самых длин волн, которые они сами способны испускать, будучи достаточно нагретыми.

Так вслед за первой тайной — причиной окрашивания пламени в тот или другой цвет парами определенных веществ — была раскрыта и вторая тайна: причина появления темных линий в солнечном спектре.


Спектральный анализ в исследовании Солнца

Очевидно, Солнце — раскаленное тело, испускающее белый свет, спектр которого непрерывен — окружено слоем более холодных, но все же раскаленных газов. Эти газы и образуют вокруг Солнца его оболочку, или атмосферу. А в этой атмосфере содержатся пары натрия, которые и поглощают из лучей солнечного спектра лучи с гой самой длиной волны, которую натрий способен испускать. Поглощая, задерживая эти лучи, пары натрия создают в свете Солнца, прошедшем сквозь его атмосферу и дошедшем до нас, недостаток желтых лучей с этой длиной волны. Вот почему в соответствующем месте желтой части спектра Солнца мы находим темную линию.

Так, не побывав никогда на Солнце, находящемся от нас на расстоянии 150 миллионов километров, мы можем утверждать, что в составе солнечной атмосферы есть натрий.

Таким же образом, определив длины волн других темных линий, видимых в спектре Солнца, и сравнив их с длинами волн ярких линий, испускаемых парами различных веществ и наблюдаемых в лаборатории, мы точно определим, какие еще другие химические элементы входят в состав солнечной атмосферы.


Так было выяснено, что в солнечной атмосфере присутствуют те же химические элементы, что и на земле: водород, азот, натрий, магний, алюминий, кальций, железо и даже золото.

Спектры звезд, свет которых тоже можно направить в спектроскоп, похожи на спектр Солнца. И по темным линиям их мы можем определить химический состав звездных атмосфер так же, как мы определили химический состав солнечной атмосферы по темным линиям спектра Солнца.

Таким путем ученые установили, что даже количественно химический состав атмосфер Солнца и звезд очень похож на количественный химический состав земной коры.

Самый легкий из всех газов, из всех химических элементов — водород — составляет на Солнце 42% по весу. На долю кислорода приходится 23% по весу. Столько же приходится на долю всех металлов, вместе взятых. Углерод, азот и сера составляют вместе 6% от состава солнечной атмосферы. И только 6% приходится на все остальные элементы, вместе взятые.

Надо учесть, что атомы водорода легче всех остальных. Поэтому их число далеко превосходит число всех других атомов. Из каждой сотни атомов в атмосфере Солнца 90 атомов принадлежит водороду.

Средняя плотность Солнца на 40% больше плотности воды и все-таки оно ведет себя во всех отношениях как идеальный газ. Плотность на внешнем видимом краю Солнца составляет приблизительно одну миллионную от плотности воды, в то время как плотность вблизи его центра примерно в 50 раз выше плотности воды.

Спектральный анализ и температура звезд


Спектры звезд — это их паспорта с описанием всех звездных примет, всех их физических свойств. Надо лишь уметь в этих паспортах разобраться. Многое еще мы не умеем из них извлечь в будущем, но уже и сейчас мы читаем в них немало.

По спектру звезды мы можем узнать ее светимость, а следовательно, и расстояние до нее, температуру, размер, химический состав ее атмосферы, скорость движения в пространстве, скорость ее вращения вокруг оси и даже то, нет ли вблизи нее другой невидимой звезды, вместе с которой она обращается вокруг их общего центра тяжести.

Спектральный анализ дает ученым также возможность определять скорость движения светил к нам или от нас даже в тех случаях, когда эту скорость и вообще движение светил никакими другими способами обнаружить невозможно.

Если какой-нибудь источник колебаний, распространяющихся в виде волн, движется по отношению к нам, то, понятно, длина волны колебаний, воспринимаемая нами, меняется. Чем быстрее приближается к нам источник колебания, тем короче делается длина его волны. И наоборот, чем быстрее источник колебаний удаляется, тем длина волны по сравнению с той длиной волны, которую воспринял бы наблюдатель, неподвижный по отношению к источнику, увеличивается.

То же самое происходит и со светом, когда источник света — небесное светило — движется по отношению к нам. Когда светило приближается к нам, длина волны всех линий в его спектре становится короче. А когда источник света удаляется, то длина волны тех же самых линий становится больше. В соответствии с этим в первом случае линии спектра сдвигаются в сторону фиолетового конца спектра (то есть в сторону коротких длин волн), а во втором случае они смещаются к красному концу спектра.


Точно так же путем изучения распределения яркости в спектре звезд мы узнали их температуру.

Звезды красного цвета — самые «холодные». Они нагреты до 3 тысяч градусов, что примерно равняется температуре в пламени электрической дуги.

Температура желтых звезд составляет 6 тысяч градусов. Такова же температура поверхности нашего Солнца, которое тоже относится к разряду желтых звезд. Температуру в 6 тысяч градусов наша техника пока не может искусственно создать на Земле.

Белые звезды еще более горячие. Температура их составляет от 10 до 20 тысяч градусов.

Наконец, самыми горячими среди известных нам звезд являются голубые звезды, раскаленные до 30, а в некоторых случаях даже до 100 тысяч градусов.

В недрах звезд температура должна быть значительно выше. Определить ее точно мы не можем, потому что свет из глубины звезд до нас не доходит: свет звезд, наблюдаемый нами, излучается их поверхностью. Можно говорить лишь о научных расчетах, о том, что температура внутри Солнца и звезд составляет примерно 20 миллионов градусов.


Несмотря на раскаленность звезд, нас достигает лишь ничтожная доля испускаемого ими тепла — так далеки от нас звезды. Больше всего тепла доходит к нам от яркой красной звезды Бетельгейзе в созвездии Ориона: меньше Одной десятой от миллиардной доли малой калории 1 на квадратный сантиметр за минуту.

Иными словами, собирая с помощью 2,5–метрового вогнутого зеркала это тепло, в течение года мы бы могли нагреть им наперсток воды всего лишь на два градуса!

Источник: starcatalog.ru

Спектральные линии помогают, дело в том, что каждый элемент имеет определенный цвет спектра и рассматривая какую нибудь планету (звезду) ну в общем объект, при помощи специальных приборов — спектрографов, мы можем увидить их испускаемый цвет или ряд цветов! Потом по табличке специальной смотрится, какому веществу эти линии принадлежат! ! Наука этим занимающаяся — спектроскопия
Спектроскопия — раздел физики, посвященный изучению спектров электромагнитного излучения.
Спектральный анализ — совокупность методов определения состава (например, химического) объекта, основанный на изучении свойств приходящего от него излучения (в частности, света) . Оказалось, что атомы каждого химического элемента имеют строго определенные резонансные частоты, в результате чего именно на этих частотах они излучают или поглощают свет.
о приводит к тому, что в спектроскопе на спектре видны линии (тёмные или светлые) в определённых местах, характерных для каждого вещества. Интенсивность линий зависит от количества вещества и даже его состояния. В количественном спектральном анализе определяют содержание исследуемого вещества по относительной или абсолютной интенсивностям линий или полос в спектрах. Различают атомный и молекулярный спектральный анализ, эмиссионный ”по спектрам испускания” и абсорбционный ”по спектрам поглощения”.

Оптический спектральный анализ характеризуется относительной простотой выполнения, экспрессностью, отсутствием сложной подготовки проб к анализу, незначительным количеством вещества (10—30 мг) , необходимого для анализа на большое число элементов. Спектры эмиссии получают переведением вещества в парообразное состояние и возбуждением атомов элементов нагреванием вещества до 1000—10000°С. В качестве источников возбуждения спектров при анализе материалов, проводящих ток, применяют искру, дугу переменного тока. Пробу помещают в кратер одного из угольных электродов. Для анализа растворов широко используют пламя различных газов. Спектральный анализ — чувствительный метод и широко применяется в химии, астрофизике, металлургии, машиностроении, геологической разведке и др. Метод был предложен в 1859 г. Г. Кирхгофом и Р. Бунзеном. С его помощью гелий был открыт на Солнце ранее, чем на Земле.
Химический состав звезд определяют с помощью

Источник: otvet.mail.ru

Химический состав звезд

Вы когда-нибудь задумывались, из чего состоят звезды? Вы были бы удивлены, узнав их состав — это те самые материалы, из которых сделана вся остальная Вселенная:

  • 73% — водород;
  • 25% — гелий;
  • 2% — остальные элементы.

Вот и все, за исключением некоторых различий в определенных материалах, звезды созданы в значительной степени из одинакового вещества.

Звезды образовывались со времен зарождения Вселенной. Фактически астрономами рассчитано, что каждый год в галактике Млечный Путь формируется 5 новых звезд. Некоторые из них имеют больше тяжелых элементов от предыдущих звезд – металлически богатые, а некоторые содержат меньше – металлически бедные. Но даже так, соотношение элементов остается в равной степени.

Солнце — пример богатой на металл звезды, имеет более высокое количество тяжелых элементов внутри, нежели в среднем среди таких же представителей. И все же, наше светило обладает схожим соотношением долей элементов: 75% водорода, 24% гелия, а остальные — кислород, углерод, азот.

Преобразование водорода в гелий внутри ядра Солнца происходит уже 4,5 миллиарда лет

Химический состав звезд определяют с помощью

Химический состав звезд


В списке всех звезд, которые относятся к первым четырем классам, преобладают линии гелия и водорода, однако постепенно, по мере снижения температуры можно обнаружить линии уже других элементов, которые даже могут указывать на существование соединений. Безусловно, соединения эти довольно просты. Это оксиды титана (класс М), циркония и радикалы. Наружный слой большинства звезд состоит, как правило, из водорода

 На 10 тысяч атомов водорода в среднем приходится порядка тысячи атомов гелия, всего лишь 5 атомов кислорода и меньше 1 атома любых других элементов.

Не редко встречаются звезды, которые в своем химическом составе имеют повышенное содержание определенного элемента. Ученым известны те звезды, которые в своем химическом составе имеют повышенное количество кремния (так называемые кремниевые звезды), железные звезды (звезды, с повышенным содержанием железа). Также существует множество звезд с повышенным содержанием марганца, углерода и т.д.

В космосе находится большое количество звезд, имеющих аномальный состав элементов. В некоторых молодых звездах, относящихся к типу красных гигантов, было найдено повышенное содержание различных тяжелых элементов.

В одной из таких звезд было обнаружено содержание молибдена, которое было явно завышено и более того, доля молибдена на Солнце в 26 раз меньше, нежели у этой звезды.

По мере старения звезды содержание элементов уменьшается у тех звезд, которые имеют атомы большей массы, нежели масса атома гелия.

Также  вариации химического состава звезд зависят и от месторасположения звезд в Галактике. В старых звездах, которые находятся в сферической части галактики можно обнаружить мало атомов тяжелых элементов. Абсолютно противоположную ситуацию можно наблюдать в части, которая создает периферические своеобразные спиральные «рукава» галактики можно обнаружить достаточно большое количество звезд, в состав которых входит множество тяжелых элементов. Как правило, именно в таких частях и появляются новые звезды.

Исходя из этого, ученые пришли к выводу, что наличие тяжелых элементов приводит к своеобразной химической эволюции, которая характеризует начало жизни звезд.

Старение звезды и изменение состава

Со временем термоядерные реакции внутри звезд постепенно изменяют их состав. Главной и самой простой реакцией синтеза, который протекает в большинстве звезд во Вселенной, и в нашем Солнце в том числе, является протон-протонный цикл. В нем четыре атома водорода сливаются воедино, образуя в итоге один атом гелия и очень большой выход энергии — до 98% общей энергии звезды.

Химический состав звезд определяют с помощью

Такой процесс называется еще «горением» водорода: в Солнце «сгорает» до 4 миллионов тонн водорода ежесекундно.

Изменение состава на примере Солнца

Количество гелия в ядре Солнца будет увеличиваться; соответственно, будет расти объем ядра звезды. Из-за этого увеличится площадь термоядерной реакции, а вместе с ней — интенсивность свечения и температура Солнца. Через 1 миллиард лет (в возрасте 5,6 млрд лет) энергия звезды вырастет на 10%. В возрасте 8 миллиардов лет (через 3 млрд лет от сегодняшнего дня) солнечное излучение составит 140% от современного.

Условия на Земле к тому времени поменяются настолько, что она в точности будет напоминать Венеру.

Рост интенсивности протон-протонной реакции сильно отразится на составе звезды — водород, мало затронутый с момента рождения, станет сгорать куда быстрее. Нарушится баланс между оболочкой Солнца и его ядром — водородная оболочка станет расширяться, а гелиевое ядро, наоборот, сужаться. В возрасте 11 миллиардов лет сила излучения из ядра звезды станет слабее сжимающей его гравитации — греть ядро теперь станет именно растущее сжатие.

Химический состав звезд определяют с помощью

Существенные изменения в составе звезды произойдут еще через миллиард лет, когда температура и сжатие ядра Солнца вырастет настолько, что запустится следующая стадия термоядерной реакции — «горение» гелия.

В итоге реакции, атомные ядра гелия сначала сбиваются вместе, превращаясь в нестабильную форму бериллия, а затем в углерод и кислород. Сила этой реакции невероятно велика — когда будут зажигаться нетронутые островки гелия, Солнце будет вспыхивать до 5200 раз ярче, чем сегодня!

Во время этих процессов ядро Солнца будет продолжать накаляться, а оболочка расширится до границ орбиты Земли и значительно остынет — ибо чем больше площадь излучения, тем больше энергии теряет тело. Пострадает и масса светила: потоки звездного ветра будут уносить остатки гелия, водорода и новообразованных углерода с кислородом в далекий космос.

Так наше Солнце превратится в красного гиганта. Полностью завершится развитие светила тогда, когда оболочка звезды окончательно истощится, и останется только плотное, горячее и маленькое ядро — белый карлик. Оно медленно будет остывать миллиардами лет.

Изменение состава звезд-гигантов

Цепочка трансформации крупных звезд куда дольше: она доходит вплоть до самого железа. Создаются и элементы потяжелее. У таких звезд уже нет пути назад — они взорвутся сверхновой, оставив по себе черную дыру или нейтронную звезду.

Химический состав звезд определяют с помощью

Хотя углерод и кислород существуют в звезде одновременно, во время реакций синтеза они создают вещества, распределяющиеся на принципиально разных уровнях звезды.

Так, углерод порождает легкие вещества, вроде неона, натрия или магния.

Кислород же создает тяжелые неметаллы, наподобие серы или фосфора, или неплотные металлы, как вот алюминий. А вместе с азотом они участвуют в CNO-цикле горения водорода — основном термоядерном процессе в больших звездах Главной последовательности.

Структура звезды

В общем случае у звезды, находящейся на главной последовательности, можно выделить три внутренние зоны:

  • ядро;
  • конвективную зону;
  • зону лучистого переноса.

Ядро — это центральная область звезды, в которой идут ядерные реакции.

Конвективная зона — зона, в которой перенос энергии происходит за счёт конвекции. Для звёзд с массой менее 0,5 M☉ она занимает всё пространство от поверхности ядра до поверхности фотосферы. Для звёзд с массой, сравнимой с солнечной, конвективная часть находится на самом верху, над лучистой зоной. А для массивных звёзд она находится внутри, под лучистой зоной.

Лучистая зона — зона, в которой перенос энергии происходит за счёт излучения фотонов. Для массивных звёзд эта зона расположена между ядром и конвективной зоной, у маломассивных она отсутствует, а у звёзд больше массы Солнца находится у поверхности.

Химический состав звезд определяют с помощью

На более поздних стадиях добавляются дополнительные слои, в которых идут ядерные реакции с элементами, отличными от водорода. И чем больше масса, тем больше таких слоев. У звёзд с массой, на 1—2 порядка превышающей Мʘ, таких слоёв может быть до 6, где в верхнем, первом слое всё ещё горит водород, а в нижнем идут реакции превращения углерода в более тяжёлые элементы, вплоть до железа. В таком случае в недрах звезды расположено инертное, в плане ядерных реакций, железное ядро.

Над поверхностью звезды находится атмосфера, как правило, состоящая из трёх частей: фотосферы, хромосферы и короны.

Фотосфера — самая глубокая часть атмосферы, в её нижних слоях формируется непрерывный спектр. Поскольку их толщина составляет не более одной трёхтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца.

Хромосфера (греч. «сфера света») названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна вовремя полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих ей вид горящей травы.

Химический состав звезд определяют с помощью

В отличие от хромосферы и фотосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца – корона – обладает огромной протяжённостью: она простирается на миллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам. Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере.

P.S.

По мнению американского астронома, выдающегося популяризатора науки Карла Сагана, все мы и окружающие нас предметы и объекты (люди, планета Земля и остальные объекты Космоса) состоим из вещества, образовавшегося в недрах звёзд, т.е. состоим из элементов, которые образовались в звездах в процессе ядерных реакций и при взрывах сверхновых звезд.

Но, возможно, мы сделаны не только из вещества, образованного в звездах, но и пыли, выбрасываемой квазарами.

Видео



Источник: asteropa.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте, как обрабатываются ваши данные комментариев.