Вопрос №3. Типы спектров звезд и их химические свойства.
Несмотря на то, что доля элементов тяжелее гелия в химическом составе звёзд исчисляется не более чем несколькими процентами, они играют важную роль в жизни звезды. Благодаря им ядерные реакции могут замедляться или ускоряться, а это отражается как на яркости звезды, так и на цвете и на продолжительности её жизни. Так, чем больше металличность массивной звезды, тем меньше будет остаток при взрыве сверхновой. Наблюдатель, зная химический состав звезды, может довольно уверенно судить о времени образования звезды. Химический состав звёзд очень сильно зависит от типа звёздного населения и отчасти от массы — у массивных звёзд в недрах полностью отсутствуют элементы тяжелее гелия (в молодом возрасте этих звёзд), жёлтые и красные карлики сравнительно богаты тяжёлыми элементами — они помогают зажечься звёздам при небольшой массе газопылевого облака.
Звезду также характеризует ее температура. Температура определяет цвет звезды и ее спектр. Так, например, если температура поверхностных слоев звезды 3-4 тыс. К, то ее цвет красноватый, 6-7 тыс. К - желтоватый. Очень горячие звезды с температурой свыше 10-12 тыс. К имеют белый и голубоватый цвет. В астрономии существуют вполне объективные методы измерения цвета звезд. Последний определяется так называемым "показателем цвета", равным разности фотографической и визуальной звездной величины*.
Каждому значению показателя цвета соответствует определенный тип спектра. У холодных красных звезд спектры характеризуются линиями поглощения нейтральных атомов металлов и полосами некоторых простейших соединений (например, СN, СН, Н2О и др.). По мере увеличения температуры поверхности в спектрах звезд исчезают молекулярные полосы, слабеют многие линии нейтральных атомов, появляются линии ионизованных атомов, а также линии нейтрального гелия. Сам вид спектра радикально меняется. Например, у горячих звезд с температурой поверхностных слоев, превышающей 20 тыс. К, наблюдаются преимущественно линии нейтрального и ионизованного гелия, а непрерывный спектр очень интенсивен в ультрафиолетовой части. У звезд с температурой поверхностных слоев около 10 тыс. К наиболее интенсивны линии водорода, в то время как у звезд с температурой около 6 тыс. К - линии ионизованного кальция, расположенные на границе видимой и ультрафиолетовой частей спектра. Заметим, что такой вид имеет спектр нашего Солнца.
Последовательность спектров звезд, получающихся при непрерывном изменении температуры их поверхностных слоев, обозначается следующими буквами: О, В, А, Р, О, К, М, от самых горячих к очень холодным. Каждая такая буква описывает спектральный класс. Спектры звезд настолько чувствительны к изменению температуры их поверхностных слоев, что оказалось целесообразным ввести в пределах каждого класса 10 подклассов. Например, если говорят, что звезда имеет спектр В9, то это означает, что он ближе к спектру А2, чем, например, к спектру В1. Исследования последних десятилетий позволили сделать вывод, что звезды вращаются вокруг своих осей. Выяснилось, что звезды различных спектральных классов вращаются с разной скоростью.
Взаимосвязь между характеристиками звезд была обнаружена свыше 70 лет назад. Диаграмма Герцшпрунга — Рассела показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Неожиданным является тот факт, что звёзды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки. Была предложена примерно в 1910 году независимо Эйнаром Герцшпрунгом (Дания) и Генри Расселом (США). Диаграмма используется для классификации звёзд и соответствует современным представлениям о звёздной эволюции.
Диаграмма даёт возможность (хотя и не очень точно) найти абсолютную величину по спектральному классу. Особенно для спектральных классов O—F. Для поздних классов это осложняется необходимостью сделать выбор между гигантом и карликом. Однако определённые различия в интенсивности некоторых линий позволяют уверенно сделать этот выбор. Около 90 % звёзд находятся на главной последовательности. Их светимость обусловлена ядерными реакциями превращения водорода в гелий. Выделяется также несколько ветвей проэволюционировавших звёзд — гигантов, в которых происходит горение гелия и более тяжёлых элементов. В левой нижней части диаграммы находятся полностью проэволюционировавшие белые карлики.
Свойством звезд является то, что они являются самосветящимися телами. За время своего свечения они успевают высветить огромное количество энергии. За счет чего покрываются эти энергетические потери, оставалось неизвестным ученым в течение века. Вопрос был поставлен в 40-е годы XIX века, с открытием закона сохранения энергии. Сразу же стало ясно, что источником энергии в принципе может быть гравитация. Так, Роберт Мейер, один из отцов закона сохранения энергии, полагал, что Солнце светится за счет кинетической энергии выпадающего на него метеорного вещества. Любопытно, что в течение многих десятилетий гипотеза Мейера считалась чуть ли не смехотворной и упоминалась лишь как исторический курьез. Однако теперь мы знаем, что модернизированный вариант механизма Мейера - аккреция - играет в мире звезд важную роль.
Другой пионер принципа сохранения энергии Герман Гельмгольц предположил, что свечение Солнца может поддерживаться его медленным вековым сжатием, что приводит, разумеется, к выделению гравитационной энергии. Вскоре вслед за Гельмгольцем Дж. Томсон (более известный нам как лорд Кельвин; титул лорда он получил за научные заслуги) уточнил его оценку времени такого сжатия, учтя неоднородность в распределении солнечного вещества вдоль радиуса. За счет такого, как мы теперь говорим, кельвиновского сжатия Солнце могло бы, заметно не меняясь, светить лишь десятки миллионов лет. Любопытно, что сам Кельвин, а вслед за ним и многие другие, рассматривали это как серьезный аргумент против правильности дарвиновских представлений о биологической эволюции, требовавшей по крайней мере на порядок больших времен. В конце XIX века вера в закон сохранения энергии была незыблема - а никакого другого источника энергии звезд, кроме самогравитации, видно не было. Правда, оценки возраста Земли, получавшиеся средствами геологии, давали по крайней мере сотни миллионов лет, что указывало на необходимость поиска какого-то дополнительного источника солнечной энергии.
Ситуация резко обострилась, можно сказать стала катастрофической, вскоре после открытия радиоактивности. Первые же надежные определения возраста Земли показали, что он не менее 1.5 миллиарда лет (современная оценка - 4.6 миллиарда). Отыскание источника энергии Солнца и звезд стало одной из жгучих проблем естествознания.
К середине 20-х годов выяснилось, что таким источником в принципе могли бы служить ядерные реакции, ведущие к превращению водорода в гелий. Масса четырех протонов слегка превосходит массу ядра атома гелия - альфа-частицы, так что при таком процессе превращалось бы энергию около 0.7% массы покоя. Но по соотношению Эйнштейна E = mc2 при превращении в энергию даже очень малой массы m выделяется колоссальная энергия, так как множитель пропорциональности - квадрат скорости света c2 - очень велик (в системе СГС - порядка 1021). Горячим проповедником идеи термоядерного горения водорода в 20-е годы был фактический создатель теории внутреннего строения звезд А.Эддингтон. Однако поначалу эта идея встретила серьезные возражения Резерфорда и его коллег. Температура в центре Солнца, рассчитанная самим же Эддингтоном (20 млн кельвинов) и оказавшаяся, как мы теперь твердо знаем, близкой к действительной (15.5 млн кельвинов), явно недостаточна для того, чтобы за счет кинетической энергии своего теплового движения протоны могли преодолеть электростатическое кулоновское отталкивание и сблизиться настолько, чтобы вступили в игру ядерные силы. Решение проблемы пришло с развитием квантовой механики. Согласно принципу неопределенности Гейзенберга, говорить о точном местоположении частицы не имеет смысла - она как бы размазана по некоторой области пространства и с разной вероятностью может быть обнаружена в разных местах. Это, в частности, делает возможным присутствие частицы и в тех областях пространства, где классические законы сохранения энергии и импульса это строго запрещают. В итоге непреодолимый для классической частицы кулоновский потенциальный барьер становится как бы "полупрозрачным" (так называемый туннельный эффект). Первыми на роль этого эффекта для решения загадки источников звездной энергии в 1929 г. указали Р.Аткинсон и Ф.Хаутерманс. Созданная в это же примерно время Г.А.Гамовым теория альфа-распада дала математический аппарат, положенный в конце тридцатых годов в основу количественной теории термоядерных реакций в недрах звезд. В 1937-1939 годах появляется, наконец, долгожданное окончательное решение давней загадки источника звездной энергии. В 1938 году Ганс Бете в США и Карл-Фридрих фон Вайцзеккер в Германии независимо друг от друга обнаружили первую реакцию, которая приводит к превращению водорода в гелий и может обеспечить необходимую энергию для поддержания жизни звезд. Этот процесс довольно сложен. Для его протекания необходимо, чтобы в звездах кроме водорода присутствовали и атомы других элементов, например, углерода. Ядра атомов углерода играют роль катализаторов. Протоны присоединяются к ядрам углерода, там же образуются атомы гелия. Затем ядро углерода выталкивает образовавшиеся из протонов ядра гелия, а само остается в результате этого процесса неизменным. В ходе этого процесса высвобождается энергия, которой достаточно для того, чтобы звезды могли светить миллиарды лет. Наряду с реакциями углеродного цикла происходят и другие, более простые превращения.
Протон-протонный цикл (водородный цикл). Эта реакция начинается с таких столкновений между протонами, в результате которых получается ядро тяжёлого водорода - дейтерия. Даже в условиях звёздных недр это происходит очень редко. Как правило, столкновения между протонами являются упругими: после столкновения частицы просто разлетаются в разные стороны. Для того чтобы в результате столкновения два протона слились в одно ядро дейтерия, необходимо, чтобы при таком столкновении выполнялись два независимых условия. Во-первых, надо, что у одного из сталкивающихся протонов кинетическая энергия раз в двадцать превосходила бы энергию тепловых движений при температуре звёздных недр. Как уже говорилось выше, только одна стомиллионная часть протонов имеет такую относительно высокую энергию, необходимую для преодоления «кулоновского барьера». Во-вторых, необходимо чтобы за время столкновения один из двух протонов успел бы превратиться в нейтрон, испустив позитрон и нейтрино. Ибо только протон с нейтроном могут образовать ядро дейтерия. Заметим, что длительность столкновения всего лишь около 10 секунды. Если всё это учесть, то получится, что каждый протон имеет реальные шансы превратиться таким способом в дейтерий только раз в течение несколько миллиардов лет. Но так как протонов в недрах звёзд достаточно много, такие реакции, и притом в нужном количестве, будут иметь место.
По-другому складывается судьба вновь образовавшихся ядер дейтерия. Они «жадно», всего через несколько секунд, «заглатывают» какой-нибудь близкий протон, превращаясь в изотоп. После этого изотоп гелия будет взаимодействовать с подобным себе ядром, в результате чего образуется ядро «обыкновенного» гелия и два протона. Так как концентрация изотопа чрезвычайна мала, то это произойдёт через несколько миллионов лет.
Космохимия - наука о химическом составе космических тел, законах распространённости и распределения химических элементов во Вселенной, процессах сочетания и миграции атомов при образовании космического вещества. Ранее исследования химических процессов в космическом пространстве и состава космических тел осуществлялись в основном путём спектрального анализа излучения Солнца, звёзд и, отчасти, внешних слоев атмосфер планет. Этот метод позволил открыть элемент гелий на Солнце ещё до того, как он был обнаружен на Земле. Единственным прямым методом изучения космических тел был анализ химического и фазового состава различных метеоритов, выпадавших на Землю. Так был накоплен значительный материал, имеющий фундаментальное значение и для дальнейшего развития космохимии. Развитие космонавтики, полёты автоматических станций к планетам Солнечной системы — Луне, Венере, Марсу — и, наконец, посещение человеком Луны открыли перед К. совершенно новые возможности. Прежде всего — это непосредственное исследование пород Луны при участии космонавтов или путём забора образцов грунта автоматическими (подвижными и стационарными) аппаратами и доставка их на Землю для дальнейшего изучения в химических лабораториях. Кроме того, автоматические спускаемые аппараты сделали возможным изучение вещества и условий его существования в атмосфере и на поверхности др. планет Солнечной системы, прежде всего Марса и Венеры. Одна из важнейших задач космохимии изучение на основе состава и распространённости химических элементов эволюции космических тел, стремление объяснить на химической основе их происхождение и историю. Наибольшее внимание в К. уделяется проблемам распространённости и распределения химических элементов. Распространённость химических элементов в космосе определяется нуклеогенезом внутри звёзд. Химический состав Солнца, планет земного типа Солнечной системы и метеоритов, по-видимому, практически тождествен. Образование ядер химических элементов связано с различными ядерными процессами в звёздах. Поэтому на разных этапах своей эволюции различные звёзды и звёздные системы имеют неодинаковый химический состав. Известны звёзды с особенно сильными спектральными линиями Ва или Mg или Li и др. Распределение химических элементов по фазам в космических процессах исключительно разнообразно. На агрегатное и фазовое состояние вещества в космосе на разных стадиях его превращений оказывают разностороннее влияние:1) огромный диапазон температур, от звёздных до абсолютного нуля; 2) огромный диапазон давлений, от миллионов атмосфер в условиях планет и звёзд до космического вакуума; 3) глубоко проникающие галактическое и солнечное излучения различного состава и интенсивности; 4) излучения, сопровождающие превращения нестабильных атомов в стабильные; 5) магнитное, гравитационное и др. физические поля. Установлено, что все эти факторы влияют на состав вещества внешней коры планет, их газовых оболочек, метеоритного вещества, космической пыли и др. При этом процессы фракционирования вещества в космосе касаются не только атомного, но и изотопного состава. Определение изотопных равновесий, возникших под влиянием излучений, позволяет глубоко проникать в историю процессов образования вещества планет, астероидов, метеоритов и устанавливать возраст этих процессов. Благодаря экстремальным условиям в космическом пространстве протекают процессы и встречаются состояния вещества, не свойственные Земле: плазменное состояние вещества звёзд (например, Солнца); конденсирование Не, На, CH4, NH3 и др. легколетучих газов в атмосфере больших планет при очень низких температурах; образование нержавеющего железа в космическом вакууме при взрывах на Луне; хондритовая структура вещества каменных метеоритов; образование сложных органических веществ в метеоритах и, вероятно, на поверхности планет (например, Марса). В межзвёздном пространстве обнаруживаются в крайне малых концентрациях атомы и молекулы многих элементов, а также минералы (кварц, силикаты, графит и т. д.) и, наконец, идёт синтез различных сложных органических соединений (возникающих из первичных солнечных газов Н, CO, NH3, O2, N2, S и других простых соединений в равновесных условиях при участии излучений). Все эти органические вещества в метеоритах, в межзвёздном пространстве — оптически не активны.