Химический состав звезд - Химические элементы Солнца

 

Химический состав звезд

 

Знания о составе астрономических объектов — звезд, удаленных на расстояния, исчисляемые световыми годами, были бы чудом, если бы не научные доказательства. Методы астрономической спектроскопии позволили выяснить свойства небесных объектов: планет, туманностей и пр., несмотря на значительные расстояния.

 

История изучения состава звезд началась с предпринятым в конце девятнадцатого века трудоемким фотографированием их спектра. По итогам этой деятельности в 1920-х годах был составлен каталог для двухсот тысяч объектов, где они подверглись сортировке и были разделены на семь спектральных групп, обозначаемые латинскими буквами. Все звезды по мере их изучения включаются в этот каталог, называемый Гарвардской классификацией спектров. По итогам исследований подтвердилось единство материи Вселенной, а состав элементов всех наблюдаемых объектов не выходит за пределы таблицы Менделеева. Разница появилась в результате эволюции галактик и проявляется в процентном соотношении тех или иных компонентов тела светил.

 

Химические элементы Солнца

 

По понятным причинам самые полные данные накоплены о составе центрального светила нашей планетной системы. Первые спектрограммы были систематизированы к 1930 году, далее по мере улучшения методик обследования, они уточнялись. Выяснилось, что масса Солнца— это 99,9 % веса нашей системы, остальное приходится на планеты, планетоиды и пр. Наше светило — это водородно-гелиевый шар (в пропорции Н/Не 3: 1), на долю остальных элементов приходится менее 2 % веса. По мере убывания это: кислород, углерод, неон, азот, железо, магний, кремний всего 75 позиций. Количественно цифры менялись по мере совершенствования методик наблюдения и общего прогресса. Например, первые исследователи считали долю магния значительно меньшей из-за поглощения отдельных линий спектра атмосферой.

 

Химический состав звезд

 

Изменения состава звезд солнечной группы

 

Первоначально считалось, что состав химических элементов в остальных звездах варьирует в незначительном диапазоне, и сильнее всего они проявляются у холодных светил. Но дальнейшие наблюдения опровергли эту гипотезу. Вселенная поддерживает соотношение основных веществ подобно Солнцу. Разница приходится на 2 % тяжелых элементов, от которых зависит судьба звезды, и на разных этапах ее развития эта пропорция меняется.

 

По мере старения светила происходят следующее изменения: по результатам термоядерных процессов слияния атомов водорода и трансформации их в гелий, доля последнего будет расти. По мере его накопления запустится реакция превращения его в бериллий, а далее в кислород и углерод. Соответственно все изменения химического состава звезд ведут к превращению легких фракций в тяжелые. Светила группы Солнца будут различаться по составу в зависимости от стадии развития.

 

Состав и температуры светил

 

Звезды, как разогретые термоядерной энергией водородно-гелиевые шары, согласно Гарвардской классификации разделены на семь групп. Астрономами отмечены следующие закономерности:

 

• - в составе звезд класса O с температурой более тридцати тысяч градусов преобладают линии ионизированного гелия и водорода;
• класс B (диапазон 11-30 тысяч градусов) — гелий и водород уже без ионизации;
• класс A (от 7 до 11 тысяч градусов) – водород и гелий и ионы металлов;
• класс F (от 6 до 7 тысяч) ионизированный кальций;
• класс G (5 - 6 тысяч градусов) — кальций, металлы нейтральные по заряду;
• класс K (от 3.5 до 5 тыс. градусов) — нейтральные металлы, свободные радикалы;
• класс M (менее 3,5 тыс. градусов) — металлы, полосы молекул оксидов титана, циркония;
• класс R (менее 3,5 тыс. градусов) — полосы соединений циана;
• класс N (менее 3,5 тыс. градусов) — углерод.

 

Здесь тоже прослеживается закономерность усложнения состава в зависимости от возраста. Молодые горячие звезды однообразны по набору элементов, понижение температуры увеличивает их количество.

 

Уникальные звезды

 

Так как звезд много (только в нашей Галактике их 100 миллиардов) — то и велико число отклонений от средних показателей. Их тоже объединили по группам аномалий. К гелиевым относят звезды с пропорциями газов Н/Не как 1:100, иногда даже с полным отсутствием водорода. Остальные аномалии можно понять из названий: углеродные, бариевые, кремниевые и т.д. Есть смелая гипотеза что это- признак далеких цивилизаций.