Образование химических элементов в космических телах 1

Лаврухина А. К.

Колесов Г. М.

ОБРАЗОВАНИЕ ХИМИЧЕСКИХ ЭЛЕМЕНТОВ В КОСМИЧЕСКИХ ТЕЛАХ

 

 

ПРЕДИСЛОВИЕ

На протяжении многих веков человек изучает различные явления природы, открывает один за другим ее законы. Однако еще и сейчас существует много научных проблем, о решении которых люди давно мечтали. Одна из этих сложных и интересных проблем — происхождение химических элементов, из которых состоят все окружающие нас тела. Шаг за шагом познавал человек природу химических элементов, строение их атомов, а также распространенность элементов на Земле и других космических телах. Но загадка рождения атомов до самого последнего времени остается не вполне разрешенной.

Проблема образования химических элементов имеет не только большое познавательное значение; знание процессов синтеза химических элементов в природе позволит людям добиться их осуществления в лабораторных условиях.

Вопрос о происхождении элементов с самого начала возникновения и на протяжении всей истории его развития всегда тесно и неразрывно связывался с вопросом о превращении элементов. И действительно, только после осуществления ядерных реакций, получения огромного количества искусственных радиоактивных изотопов и 15 новых элементов, не найденных на Земле, решение проблемы происхождения химических элементов получило твердые научные основы. Осуществление ядерных превращений в широких масштабах позволило найти некоторые способы синтеза химических элементов. Начались поиски космических объектов, в которых могли протекать подобные превращения. Долгое время усилия исследователей были безуспешны, и тогда появились теории о том, что синтез химических элементов происходит только на некоторой дозвездной стадии существования вещества Вселенной. Однако достижения молодой науки астрофизики за последнее десятилетие позволили опровергнуть это положение. Ученые считают, что синтез химических элементов протекает в звездах и сейчас.

В настоящей книге показано, что синтез химических элементов может протекать на всех стадиях развития звезд в тесной связи с ядерными реакциями, которые обеспечивают светимость звезд, их химический состав и эволюцию. Рассказывается также о том, что синтез ядер элементов и разрушение их в космическом пространстве, туманностях и таких телах, как Земля и метеориты, являются закономерными процессами эволюции вещества во Вселенной.

 

Глава первая

ПРЕДСТАВЛЕНИЕ ОБ ЭЛЕМЕНТАХ И АТОМАХ

 

Наука прошла очень длинный путь, прежде чем была установлена природа элементов — основных частей нашего мироздания.

Человек постепенно проникал в тайну состава и строения всех природных тел, находил способы разложения их на простые и составные части и совершенствовал методы выделения химических элементов в чистом виде. Только после этого началось изучение их свойств и распространенности на Земле и в других космических телах, что привело к возможности постановки вопроса о происхождении химических элементов.

 

1. Об элементах

Большую роль в развитии наших представлений об элементах сыграли работы голландского ученого Ван-Гельмонта (1577–1644 гг.). Он первый высказал мысль о том, что можно «признавать присутствие какого-нибудь известного вещества и в то время, когда оно не обнаруживает некоторых из своих характеристических признаков». В качестве примера Ван-Гельмонт приводил медный купорос, который «содержит медь, хотя он и не обладает свойствами, характерными для меди». Эти взгляды были подтверждены работами известного химика Р. Глаубера (1604–1668 гг.). Таким образом, впервые в истории химии ученые подошли к мысли, что составными частями тел в действительности являются не отвлеченные качества — «начала» (по мнению древних философов), а определенные вещества — металлы, кислоты, щелочи и т. д. Эти взгляды дали толчок к развитию нового направления в науке — изучению состава тел, которое привело впоследствии к появлению понятия о сложных и простых телах.

Решающий шаг в этом направлении сделал английский ученый Р. Бойль (1627–1691 гг.). Он впервые предложил понимать под элементами простые тела, неразложимые химическим путем и состоящие из одинаковых первичных частиц — корпускул. Таким образом, у него понятие об элементе сочеталось с понятием об атоме.' Однако, несмотря на многочисленные эксперименты, Бойль все же смог установить, какие вещества являются элементами.

Огромную роль в развитии химии вообще и понятия о химическом элементе в частности сыграли работы И. Ньютона (1642–1727 гг.). В книге «Математические основания естественной философии» (1686 г.) он показал, что веса тел, находящихся на одинаковом расстоянии от центра Земли, пропорциональны количеству данного вещества в каждом теле. Ньютон впервые указал, каким путем можно изучать количественные химические превращения вещества. Этот путь, который привел к современной химии, оказался довольно простым — вещество необходимо взвешивать до и после превращения.

М. В. Ломоносов (1711–1765 гг.) впервые занялся этим вопросом. Изучая с помощью весов количественные изменения вещества при химических превращениях, он установил, что общий вес вещества при этом не изменяется — «остается в одной мере». Таким образом, было доказано, что вещество не уничтожается и не создается. Это положение Ломоносов распространил ка все явления природы. «Все перемены, в натуре случающиеся, такого суть состояния, что сколько чего у одного тела отнимется, столько присовокупится к другому. Так, ежели где убудет несколько материи, то умножится в другом месте», — писал Ломоносов. Таким образом, он установил один из основных законов природы.

М. В. Ломоносов ввел в науку понятие о простых и сложных телах. Согласно его учению составные части сложных тел могут быть разделены на мельчайшие частицы, но «. нельзя, однако, идти до бесконечности, — писал он, — … должны в конце концов существовать составляющие, которые нельзя отделить друг от друга никакими химическими операциями». По мнению Ломоносова, «элемент есть часть тела, не состоящая из каких-либо меньших и отличающихся от него тел».

Дальнейшее количественное изучение превращения веществ и особенно процессов, связанных с их разложением, привело к правильным представлениям о простых и сложных телах и, самое главное, о химических элементах как основных составных частях всех тел окружающего мира. Количественный анализ дал возможность познать состав сложных тел. С его помощью крупнейший французский химик А. Лавуазье (1743–1789 гг.) впервые доказал, что вода и воздух, считавшиеся еще с глубокой древности «элементами», являются на самом деле сложными веществами; вода, например, состоит из водорода и кислорода. Лавуазье на основании многочисленных опытов сделал вывод, что металлы (медь, железо, золото, серебро и другие), а также кислород, сера, фосфор, азот и водород являются химическими элементами, многие из которых входят в состав сложных тел. Таким образом, Лавуазье впервые ввел в химию понятие о химическом элементе, которое соответствует нашим современным представлениям.

Во времена Лавуазье было известно около 30 химических элементов, но он считал, что это не предел: усовершенствование методов количественного анализа должно привести к открытию еще большего числа элементов. «Химия идет к своей цели, к полному совершенству, разделяя, подразделяя и еще подразделяя тела, и мы не знаем, каков предел ее успехов. Мы не можем поэтому утверждать, что тело, считающееся сегодня простым, действительно простое: мы можем только сказать, что данное вещество есть теперешний предел химического анализа …»— писал Лавуазье. И действительно, многие из веществ, которые Лавуазье считал за элементы: известь, магнезия, барит, глинозем, кремнезем и другие — на самом деле оказались сложными веществами.

Видное место в истории химии занимает французский ученый Д. Дальтон (1766–1844 гг.). Его заслуга заключается в том, что он соединил понятие химического элемента, данное Лавуазье, с атомистической теорией. Атомами он считал мельчайшие, неделимые частицы химических элементов. Согласно Дальтону для каждого химического элемента характерен определенный вид атомов, имеющих постоянный вес. Атом одного химического элемента по своей природе отличается от атомов другого элемента.

Быстрое развитие производства после промышленных революций в ряде стран потребовало увеличения добычи многих металлов, в том числе и тех, которые содержатся в рудах в относительно малых количествах. Применение усовершенствованных методов количественного анализа позволило открыть в этих рудах и в отходах после их переработки многие новые металлы. Открытию последних, безусловно, способствовало и применение нового, очень чувствительного метода — спектрального анализа, разработанного в 1859 г. Р. Бунзеном и Г. Кирхгофом. С помощью этого метода были открыты рубидий, цезий, индий, таллий, гелий и другие элементы.

К середине XVIII столетия стало известно уже около 60 химических элементов. Все они обладали различными свойствами — атомным весом, цветом, плотностью и т. д. Таким образом, изучение состава разнообразных природных тел привело к открытию большого многообразия элементов, из которых состоят эти тела. Природа оказалась значительно сложнее, чем ее представляли себе люди. Факт многообразия химических элементов оказал огромное влияние на все последующее развитие наших представлений о природе. Прежде всего это вызвало стремление к систематизации всех химических элементов и к поискам взаимосвязи между ними. Впервые идея о взаимосвязи между элементами была высказана в работах английского врача и химика В. Проута в 1815 г. «Мы почти что можем считать первичную материю древних воплощенной в водороде», — писал он. По его мнению, все химические элементы произошли путем постепенного сгущения «протила», т. е. водорода. Было высказано много опровержений этой: гипотезы. А после того, как было установлено, что атомные веса элементов имеют дробные значения, о ней забыли. Среди химиков возникали и другие попытки воскресить мысль древних философов о единстве вещества, о происхождении всех его разновидностей от одного «начала», распространить эту мысль на новые представления о химическом элементе.

 

2. Периодическая система химических элементов

В середине XIX века было предпринято несколько попыток создать систему химических элементов. Однако только великому русскому химику Д. И. Менделееву удалось выполнить эту задачу. За основу своей системы он принял наиболее характерное для того времени свойство химических элементов — их атомный вес. Расположив все известные в 1869 г. химические элементы (табл. 1) в порядке возрастания их атомных весов, он обнаружил периодическое изменение всех основных свойств элементов. Менделеев писал: «Если все элементы расположить в порядке по величине их атомного веса, то получится периодическое повторение свойств. Это выражается законом периодичности: свойства простых тел, также формы и свойства соединений элементов находятся в периодической зависимости. от величины атомных весов элементов». Самым существенным оказался тот факт, что каждый элемент занимал определенное место в системе. Поэтому Менделееву пришлось исправлять атомные веса некоторых элементов — урана, иттрия, церия и других. Например, атомный вес урана был ранее принят равным около 100, что находилось в явном противоречии с его местом в периодической системе элементов. Последующие тщательные определения доказали правоту взглядов Менделеева.

В составленной Д. И. Менделеевым периодической системе обнаружились незаполненные места (табл. 2), что позволило ему предсказать существование новых химических элементов, например аналогов бора, алюминия, кремния, циркония, марганца, теллура, цезия, бария, тантала и других. Эти предсказания вскоре подтвердились: в 1875 г. французский химик Лекок де Буабодран открыл галлий — экаалюминий, Нильсон в 1879 г. выделил скандий — экабор, Винклер в 1886 г. открыл германий — экакремний. Позднее, в 1918 г., Ган, Мейтнер, Содди, Кранстон обнаружили протактиний, в 1923 г. Хевеши и Костер открыли гафний — эка-цирконий, в 1925 г. В. и И. Ноддак, Берг и другие нашли рений — экамарганец.

Блестящим подтверждением периодического закона явилось открытие инертных газов — гелия (1868 г.), аргона (1895 г.), неона, криптона и ксенона (1898 г.). Они были помещены в систему Д. И. Менделеева перед щелочными элементами, такое положение их полностью совпало с атомными весами и свойствами этих газов. Все открытые впоследствии химические элементы, указанные в табл. 1, нашли свое место в периодической системе без изменения ее основ. После открытия германия — экакремния известный химик Винклер писал: «Едва ли можно найти иное более поразительное доказательство справедливости учения о периодичности, как осуществление гипотетического экасилиция во вновь открытом элементе. Это не просто подтверждение смелой теории: здесь мы видим очевидное расширение химического кругозора, мощный шаг в область познания».

Периодический закон Д. И. Менделеева впервые с несомненностью показал, что между различными химическими элементами существует генетическая связь. Этот закон отражает родство между атомами элементов и свидетельствует о том, что по мере перехода от одного элемента к другому происходит нарастание какой-то величины (по предположению Менделеева — атомного веса). В зависимости от ее изменения наблюдается скачкообразное изменение свойств элементов. Вследствие этого закон периодичности отражает диалектический закон развития материи.

Таким образом, закон Менделеева раскрыл одну из глубоких тайн природы и оказал неоценимую помощь в понимании многих ее явлений. Открытие периодического закона элементов впервые указало на сложность атомов химических элементов и на общность их состава. Д. И. Менделеев уже к концу 1870 г. пришел к выводу, что не водород является составной частью элементов, а какие-то более первичные и простые материальные образования, которые он назвал «ультиметами». Эти взгляды были далее развиты русским революционером-ученым Н. А. Морозовым. Анализируя периодический закон и таблицу Д. И. Менделеева, он предположил, что все атомы построены из трех первичных частиц.

Таблица 1. Химические элементы

 

 

 

Продолжение табл. 1

 

Идея о сложности атомов химических элементов привела к другому очень важному для нас предвидению — возможности превращения элементов. Ведь признание единства и сложности атомов различных по своим свойствам элементов неизбежно влечет за собой признание единства их происхождения и возможности превращения. В статье «Естественная система элементов и применение ее к указанию свойств некоторых элементов» в ноябре 1870 г. Д. И. Менделеев писал, что «все (в природе) сводится на элементы, все учение химии состоит в учении о свойствах элементов — цель и задача — превратить один в другой». Следовательно, только после открытия периодического закона об изменении свойств химических элементов идея превращаемости элементов, о претворении которой люди мечтали много веков, впервые получила теоретическую основу.

 

3. Атомы и их строение

Один из важнейших этапов в развитии наших представлений об атоме начался после открытия в 1896 г. французским физиком А. Беккерелем радиоактивности урановых солей. Было обнаружено, что уран и его соли самопроизвольно испускают лучи, обладающие большой проникающей способностью. Это новое явление заинтересовало многих ученых. Начались интенсивные исследования природы этого излучения. Вскоре крупнейший французский физик Мария Кюри показала, что радиоактивностью обладает и другой тяжелый элемент — торий. Затем были открыты и другие радиоактивные элементы.

В 1900 г. Пьер и Мария Кюри заметили, что воздух, окружающий соли радия, становится радиоактивным. Английские физики Ф. Содди и Э. Резерфорд проанализировали этот воздух и обнаружили в нем радиоактивный газ, который по свойствам напоминал уже известные тогда инертные газы. Этот радиоактивный газ назвали эманацией радия, что означает «выделяемый радием». Вскоре определили атомный вес этого нового элемента. Причем измерение его было связано с большими трудностями, ибо исследователи имели в своих, руках только 0,001 мг газа в объеме 0,1 мм. Было показано, что атомный вес эманации равен 222.

На основании факта образования эманации радия Э. Резерфорд и Ф. Содди в 1902 г. высказали очень смелую гипотезу о том, что в основе явления радиоактивности лежит превращение элементов. Это вскоре подтвердилось экспериментально. В 1902 г. У. Рамзай и Ф. Содди обнаружили, что в запаянной трубке с эманацией радия через некоторое время начинают появляться спектральные линии гелия по мере того, как интенсивность линий эманации уменьшается. Это был первый экспериментально доказанный факт превращения элементов (рис. 1).

 

Рис. 1. Схема превращения радия в радон и гелий.

 

Таким образом, экспериментально удалось доказать., что атомы химических элементов не являются неизменными, а могут самопроизвольно превращаться в атомы более легких элементов. Этот факт, несомненно, свидетельствовал об единообразии в строении атомов различных химических элементов.

Первую модель атома предложил английский физик Дж. Томсон в 1903 г. В ее основу был положен тот факт, что атомы химических элементов в определенных условиях испускают электроны. Поскольку атомы нейтральны, а электроны заряжены отрицательно, Томсон пришел к выводу, что атомы состоят из электронов и положительных зарядов. Он считал, что электроны в виде точек вкраплены в «облако положительного электричества», а атом имеет форму шара. Но вскоре оказалось, что эта модель не согласуется с рядом вновь открытых фактов и, в частности, с опытами по прохождению через вещество альфа-частиц, испускаемых радиоактивными элементами. Работы Э. Резерфорда показали, что альфа-частицы, проходя сквозь десятки тысяч атомов вещества, наталкиваются на какое-то препятствие и резко отклоняются от своего первоначального направления. На основании этих результатов он предположил, что положительно заряженные частицы находятся в чрезвычайно плотном скоплении внутри атома.

Данные, полученные Э. Резерфордом, послужили основой для создания так называемой ядерной или планетарной модели атома, предложенной им в 1911 г. Согласно этой модели, электроны, подобно планетам солнечной системы, двигаются по круговым, вернее эллиптическим орбитам вокруг центра, в котором размещается положительно заряженное ядро. Так как атом электрически нейтрален, то заряд его ядра должен быть равен сумме зарядов всех вращающихся вокруг него электронов.

Считалось, что электроны удерживаются на соответствующих орбитах за счет электростатических сил притяжения с ядром и поэтому не разлетаются в пространство. Однако, по представлениям классической физики, всякое вращающееся заряженное тело должно излучать энергию в виде электромагнитных волн. Но это привело бы, во-первых, к остановке вращения и падению электронов на ядро атома. Во-вторых, вследствие постепенного изменения скорости вращения электронов электромагнитное излучение атома должно состоять из непрерывного ряда лучей различной длины волны. Иными словами, спектр атома должен быть сплошным, т. е. состоящим из линий всевозможных длин волн. На самом же деле спектр атомов оказался состоящим из ряда отдельных линий. Еще в 1900 г. М. Планк высказал предположение, что законы, справедливые для описания явлений в обычном для нас макромире, непригодны для мира атома. Согласно его теории, энергия в атоме излучается не непрерывно, а определенными порциями, или «квантами». Поэтому его теория стала называться квантовой теорией.

Опираясь на квантовую теорию, знаменитый датский Физик Н. Бор выдвинул несколько положений, сущность которых сводилась. к следующему.

1. Электрон может вращаться вокруг ядра не по любым, а только по строго определенным, тдк называемым квантованным орбитам. При движении по таким орбитам он не излучает энергии.

2. Поглощение и излучение атомом энергии происходит только при переходе электрона с одной орбиты на другую. При этом частота испускаемого излучения может быть выражена соотношением

где h —постоянная Планка, равная 6,62 · 10~ 27 эрг/сек, а ΔE — разница энергии орбит, между которыми произошел переход электронов.

На основании этих положений произвели расчет модели атома водорода. Он совпал с данными опытов. Например, вычисленные длины волн лучей, возникающих при переходах электронов с одних орбит на другие, оказались одинаковыми с длинами волн, соответствующими наблюдаемым линиям спектра атома водорода. Кроме того, Н. Бор вычислил радиус ближайшей к ядру орбиты атома водорода. Он оказался равным 0,53 А.

Остальные орбиты располагаются на значительно больших расстояниях. В атоме каждая орбита характеризуется определенным числом л, называемым главным квантовым числом. Число л может принимать значения 1, 2, 3 и т. д. в зависимости от расположения орбит относительно ядра. Электроны, вращающиеся по определенным орбитам, группируются в оболочки, которые обозначают буквами К, L, Μ, N, О, Р и Q. При этом ближайшая к ядру орбита называется К-оболочкой n = 1), следующая — L-оболочкой (n = 2) и т. д. Максимальное число электронов (N e ), находящихся в каждой оболочке, подчиняется определенному правилу и может быть найдено из соотношения

N e = 2n 2 . (2)

Так максимальное число электронов на К-оболочке равно 2, на L-оболочке—8, на М — 18, на N—32 и т. д.

Опыты по рассеянию альфа-частиц позволили определить заряд ядер атомов различных элементов. Оказалось, что величина заряда ядра атома любого химического элемента, выраженная в единицах заряда электрона, равна порядковому номеру элемента. Поэтому основной характеристикой атома стал считаться не атомный вес, а заряд ядра элемента.

 

Рис. 2. Схема строения наиболее простых атомов.

 

Определив заряд ядер, нашли и число электронов в атоме, также равное порядковому числу элемента в периодической системе. Знание числа электронов для каждого элемента и его положение в системе Д. И. Менделеева позволило построить атомные модели для всех элементов.

На рис. 2 схематически изображено строение атомов водорода, гелия и лития. Атом самого легкого элемента — водорода состоит из двух частиц. Вокруг ядра вращается один электрон. Вокруг ядра гелия вращаются уже два электрона, вокруг ядра лития — три. Чем тяжелее атом, тем сложнее его строение. Например, кислород, занимающий восьмое место в периодической системе элементов, имеет восемь электронов: два из них вращаются на K-оболочке, остальные шесть — на L-оболочке. Конечно, приведенные модели атомов отражают их строение весьма схематично. На самом деле пространственная структура атома значительно сложнее. Электроны движутся по разнообразным эллиптическим орбитам, причем сами орбиты также перемещаются в пространстве. Все химические свойства элементов зависят от строения наружной электронной оболочки.

Для познания структуры ядер атомов решающее значение имело открытие ядерных реакций. Первое искусственное ядерное превращение осуществил Э. Резерфорд в 1919 г. Ему удалось наблюдать превращение ядра азота Ν14 при бомбардировке последнего альфа-частицами, испускаемыми изотопами полония (Ро214) со скоростью 19 200 кж/сек в ядро кислорода. Эта первая ядерная реакция может быть изображена в следующем гиде:

7 N 14 + 2 Не 4  » 8 О 17 + 1 Η 1 или сокращенно 7 Ν 14 (α, ρ) 8 O 17 ,

где а — ядро атома гелия 2 Не 4 ;

р (протон) — ядро атома водорода 1 Η 1 .

Первым крупным открытием, связанным с осуществлением ядерных реакций, было открытие в 1932 г. нейтронов (0n1). Английский физик Д. Чэдвик, ученик Э. Резерфорда, обнаружил их при изучении следующей ядерной реакции:

4 Ве 9 + 2 Не 4  »  6 C 12 + 0 n 1 .

Изучение свойств нейтрона показало, что он представляет собой частицу, которая не имеет электрического заряда. Масса его равна 1,00893; эта величина несколько больше массы ионизированного атома водорода, который с 1920 г. по предложению Резерфорда стал называться протоном. Его масса равна 1,008123.

Открытие нейтрона сыграло исключительно важную роль в науке. Оно привело прежде всего к созданию протонно-нейтронной модели атомного ядра, предложенной советским физиком Д. Д. Иваненко. Она существует и в настоящее время.

Согласно этой модели, ядра атомов состоят из протонов, число которых (Z) равно порядковому номеру элемента в периодической системе Менделеева. Число нейтронов (N) равно разности А — Z, где А — массовое число изотопа, т. е. его атомный вес, округленный до целого числа. Ядро самого простого химического элемента— водорода состоит из одного протона (см. рис. 2), ядра атомов других элементов — из большего числа протонов и нейтронов. Например, ядро 13 Аl 27 (Ζ = 13 и А = 27) состоит из 13 протонов и 14 нейтронов. Обе составляющие части ядра называются сейчас нуклонами.

 

Рис. 3. Схема первой ядерной реакции, осуществленной Э. Резерфордом.

 

С этого времени стали считать, что атомы химических элементов состоят из трех элементарных частиц — протонов, нейтронов и электронов. С точки зрения протонно-нейтронной модели можно было объяснить и механизм протекания ядерных реакций. Первая ядерная реакция Резерфорда, согласно этой модели, схематически изображена на рис. 3.

Протонно-нейтронная модель послужила основой для дальнейшего детального изучения свойств атомных ядер. Оказалось, что ядро заключает в себе 99,98 о всей массы атома, хотя его диаметр в среднем в 100 тысяч раз меньше диаметра атома. В общей форме радиус ядра может быть вычислен из соотношения

R = 1,45·10 -13 ·A 1/2 см. (3)

Расчеты показывают, что диаметр самого тяжелого и большого ядра атома урана составляет примерно 1,8 · 10 -12 см , диаметр водорода равен 2,9 · 10 -13 см , т. е. в семь раз меньше. Размеры всех других ядер атомов изменяются в этих пределах. Поскольку радиус ядра увеличивается с ростом А, можно сделать вывод, что протоны и нейтроны с одинаковой плотностью размещены во всех ядрах.

Однако исследования последних лет показали, что протоны и нейтроны располагаются в ядре не хаотично, а по определенным оболочкам, подобно тому как электроны в атоме находятся на строго определенных орбитах. Модели атомных ядер еще окончательно не построены, но имеется много данных о том, что в некоторых ядрах есть заполненные нейтронные и протонные оболочки, содержащие определенное число нуклонов, равное 2, 8, 20, 28, 50, 82 и 126. Эти числа получили название «магических». Ядра, содержащие в своем составе магическое число протонов или нейтронов, наиболее устойчивы. Об этом свидетельствуют, прежде всего, повышенные величины энергии связи нуклонов в таких ядрах.

Известно, что масса ядра всегда меньше арифметической суммы масс протонов и нейтронов, входящих в его состав. Это означает, что при образовании ядер происходит потеря в массе (Δт), которая, согласно теории относительности, предложенной А. Эйнштейном в 1905 г., эквивалентна энергии (Е)

Е = Δ тc 2 , (4)

где с — скорость света в вакууме, равная 3 · 10 10 см/сек . Чем больше происходит потеря в весе, тем больше выделяется энергии, и поэтому образуется более прочное ядро.

 

Рис. 4. Зависимость средней энергии связи нуклонов в атомных ядрах (нижняя кривая) и дефекта масс (верхняя кривая) от их массовых чисел (составлена И. П. Селиновым).

 

Таким образом, мерой устойчивости ядра и энергии связи его нуклонов является величина Ат, которая равна

Δ т = Zm p + (А — Z) т п — m z А , (5)

где т р — масса протона;

т п — масса нейтрона;

mz,a — масса ядра с массовым числом А и порядковым номером Z.

На рис. 4 приведены кривые зависимости энергии связи нуклонов в ядрах (Е/А) и дефекта масс  от их массовых чисел и пересчете на один нуклон. Видно, что максимумы энергии связи и величин дефекта масс соответствуют изотопам элементов группы железа; кроме того, энергии связи высоки для ядер Не2 (2 протона и 2 нейтрона), О16 (8 протонов и 8 нейтронов) и других. Следует отметить, что ядро гелия — одно из самых устойчивых ядер, особенно среди легких элементов. Расчеты показывают, что при образовании этих ядер из двух нейтронов и двух протонов должна выделяться колоссальная энергия. Так, при образовании 4 г гелия будет выделяться энергия, равная 646 млн. ккал. Повышение энергии связи наблюдается для ядер, которые содержат магическое число нейтронов или протонов. Как мы увидим дальше, эти изотопы имеют наибольшую распространенность на Земле и в метеоритах.

Атомные ядра благодаря своим малым размерам имеют необычайно высокую плотность — около 1014 г/см 3 . Эта величина свидетельствует о чрезвычайно больших силах, которые удерживают нуклоны в ядре. Природа этих сил еще полностью не установлена.

Существенно новый этап в развитии наших представлений об атомных ядрах и элементарных частицах начался с постройкой гигантских ускорителей заряженных частиц — фазотронов (синхроциклотронов) и синхрофазотронов. Первый из них был построен в 1947 г. в г. Беркли в США. Второй, более мощный, ускоритель был построен в СССР в г. Дубна в 1949 г.; он ускоряет протоны до энергии около 700 Мэв (мегаэлектронвольт). Сейчас там работает другой ускоритель, дающий протоны с энергией 10 000 Мэв.

В Швейцарии, близ Женевы, пущен синхротрон Европейского совета по ядерным исследованиям, ускоряющий протоны до 25 000—30 000 Мэе. Ускорители такого типа — гигантские сооружения, свидетельствующие о высоком уровне современной техники.

Протоны и другие частицы очень высоких энергий позволили не только открыть новые ядерные реакции, но и проникнуть еще глубже в тайны ядра. Установлено, что в результате ядерных реакций с частицами больших энергий из ядер (или нуклонов) вылетают новые элементарные частицы. Первая из них была открыта в 1948 г. в реакциях с альфа-частицами, ускоренными до 380 Мэв. Она имела массу, равную 273 электронным массам, и получила название пи-мезон, что в переводе на русский язык означает «средний». Действительно, масса пи-мезона занимает промежуточное положение между массами электрона и протона. Следует отметить, что пи-мезоны были обнаружены еще в 1937 г. в космических лучах.

По мере увеличения энергии бомбардирующих частиц открываются все новые и новые частицы. Сейчас известно около 30 частиц (табл. 3). Их можно разделить на пять групп: гипероны, нуклоны, мезоны, лептоны и фотон.

Время жизни многих частиц очень мало; для гиперонов оно составляет, например, всего лишь 10 -10 сек .

Одним из крупнейших событий последних лет в области элементарных частиц явилось открытие античастиц. Сразу же после открытия позитрона — «антиэлектрона» — была высказана мысль, что в природе наблюдается симметрия между заряженными частицами, т. е. у каждой частицы есть античастица с противоположным знаком заряда или магнитного момента. Теоретически было рассчитано, что для рождения пары протон— антипротон нужна энергия, большая чем 2  т р С2 = 2 · 10 9 эв . Экспериментально эта идея была доказана только в 1955 г., когда американские физики во главе с Э. Сегре при бомбардировке меди протонами с энергией больше 6000 Мэв обнаружили антипротон. Число открываемых античастиц увеличивается с каждым годом.

В марте 1960 г. на синхрофазотроне в 10 000 Мэв в Объединенном институте ядерных исследований (г. Дубна) коллектив русских, китайских, румынских, польских, вьетнамских, корейских и чехословацких ученых открыл новую ядерную частицу — антисигму-минус гиперон. Ее существование предсказывалось физиками-теоретиками еще несколько лет назад. Однако открытие затруднялось тем, что этот антигиперон образуется с очень малой вероятностью. Ученым пришлось тщательно проанализировать 40 000 фотоснимков следов частиц, полученных с помощью специальной установки— пропановой пузырьковой камеры.

 

Таблица 3

Элементарные частицы

Примечание. Знак ~ означает античастицу. В третьей графе слева от кружочков приведена величина массы элементарных частиц, выраженная в электронных массах.

 

Одно из самых важных свойств элементарных частиц— их взаимопревращаемость. Сразу же после открытия позитрона была обнаружена его способность аннигилировать, т. е. взаимодействовать с электроном с образованием двух гамма-квантов по реакции е + — e -   → ← 2y -кванта. Известен и обратный процесс: возникновение при столкновении двух гамма-квантов — позитрона и электрона. Этот факт явился первым убедительным доказательством взаимопревращаемости элементарных частиц.

Протон и нейтрон также взаимопревращаемые частицы п → ← p  + e‾ Нейтрон может существовать длительное время только в ядре. Период полураспада свободного нейтрона равен 12 мин. Испытывают превращение и другие частицы и античастицы. Например, на рис. 5 изображены схемы распада некоторых гиперонов на мезоны и нуклоны.

Число элементарных частиц возрастает с каждым годом. Поэтому в физике в настоящее время создается такое же положение, какое было в химии до создания периодической системы химических элементов. Среди физиков все сильнее проявляется стремление к систематизации элементарных частиц и к сведению их числа к минимуму. Делаются попытки отыскать ту «первоматерию», из которой построены все частицы. Высказываются предположения, что некоторые из них являются самостоятельными частицами только в возбужденном состоянии или представляют собой комбинации других частиц.

Изучение процессов взаимодействия быстрых частиц с атомными ядрами привело к выявлению структуры нуклонов — протонов и нейтронов. В опытах по рассеянию быстрых электронов ядрами водорода и дейтерия получено, что нуклон состоит из плотной «сердцевины» диаметром 2  · 10 -14 см и двух концентрических мезонных оболочек (рис. 6). Оказалось также, что у протона сердцевина содержит 12 % полного заряда, внутренняя оболочка — 60 % и внешняя — 28 %. Такая структура нуклонов свидетельствует о том, что их взаимодействие в ядре может осуществляться путем обмена мезонами. Один нуклон испускает мезон, другой поглощает его. Взаимодействиями подобного рода, по-видимому, и обусловлены ядерные силы.

 

Рис. 5. Схемы распада некоторых гиперонов. На фотографии, полученной в камере Вильсона, запечатлен распад ламбда-нуль-частицы на протон и пи-минус мезон.

 

Рис. 6. Структура нуклона: 1 — «сердцевина» нуклона; 2 — оболочка из мезонов.

 

4. О ядерных реакциях

Под ядерными реакциями понимается взаимодействие различных частиц (нейтронов—о n 1 , протонов — р, дейтронов — d, α-частиц, многозарядных ионов, γ-квантов и мезонов) с ядрами химических элементов, что приводит к изменению заряда или массового числа последних. В настоящее время изучено уже более тысячи различных ядерных реакций. Основные их характеристики — порог и сечение реакции.

 

Рис. 7. Зависимость потенциальной энергии ядра ( U) от расстояния между ним и заряженной частицей (R). Стрелкой указано проникновение заряженной частицы с энергией Е, меньшей высоты потенциального барьера.

 

Чтобы вызвать ядерные превращения, бомбардирующая частица должна прежде всего проникнуть в ядро мишени, преодолев потенциальный барьер, т. е. область с повышенной потенциальной энергией, которая разделяет области с более низкими энергиями. В ядре (рис. 7) потенциальный барьер образуется в результате наложения ядерных сил (выраженных участком MKDC) и кулоновского отталкивания (участок АВ). Высота этого участка, называемого кулоновским барьером, зависит от массового числа атома и природы бомбардирующих частиц. Она может быть определена по формулам:

Так, для альфа-частиц высота кулоновского барьера в углероде составляет около 3 Мэв, в меди —10 Мэв и в свинце— 22 Мэв. Нейтроны не имеют заряда, и поэтому для них не существует кулоновского барьера ядра. Они могут проникать в него при любых малых энергиях. Этим фактом объясняется большая эффективность ядерных реакций с нейтронами. Та минимальная энергия бомбардирующей частицы, ниже которой ядерная реакция уже не может протекать, называется порогом реакции. Обычно порог ядерных реакций с заряженными частицами составляет несколько мегаэлектронвольт.

Другой характеристикой ядерных реакций является величина их эффективного сечения, которая отражает вероятность протекания того или иного ядерного процесса. Если на тонкую мишень падает поток частиц ε с постоянной плотностью и в ней в единицу времени происходит п реакций, то эффективным сечением данной реакции, отнесенным на одно ядро, будет называться величина где q — число ядер в веществе облучаемой мишени;

ε — число частиц на сантиметр квадратный в секунду;

σ — имеет размерность площади.

Как уже отмечалось, величины радиусов атомных ядер лежат в пределах 10-13— 10-12 см, следовательно, площадь геометрического сечения ядер составляет примерно 10-25 — 10-24 см 2 . Величина, равная 10-24 см 2 , принята за единицу сечения ядерных реакций и называется барном, величина, в тысячу раз меньшая — (10-27 см 2 ),  — миллибарном.

Величина эффективного сечения зависит главным образом от энергии и типа бомбардирующих частиц, а также от массового числа облучаемых ядер. Для заряженных частиц с энергией, превышающей энергию кулоновского барьера, сечение реакций все же меньше геометрического и составляет 0,1–0,01 барн.

Наибольшие сечения имеют реакции присоединения тепловых нейтронов — (n, γ) — реакции. Для большинства элементов они равны геометрическим сечениям облученных ядер. Для некоторых изотопов бора, самария, кадмия, гадолиния и других элементов сечение значительно выше. Например, для гадолиния оно составляет 22 000 барн. Наименьшие сечения для таких реакций имеют ядра, обладающие магическим числом нейтронов или протонов, например Са40(20 протонов, 20 нейтронов), Zr90 (40 протонов, 50 нейтронов), La139 (57 протонов, 82 нейтрона) и РЬ208 (82 протона и 126 нейтронов). Этот факт также свидетельствует о большой устойчивости таких ядер.

Многие ядерные реакции сопровождаются значительным выделением энергии в том случае, если сумма масс бомбардирующей частицы и ядра мишени больше суммы масс продуктов реакции. Например, энергию ядерной реакции а + b — с + d можно определить по формуле Эйнштейна (4), где

Δm = (т а + m b ) — (т с + m d ).

Один грамм вещества эквивалентен 25 млн. квт ч. Известно, что во всем мире ежегодно производится около 1400 млрд, квт ч. электроэнергии, что эквивалентно всего лишь 56 кг массы вещества.

Большинство ядерных реакций протекает в две стадии. Сначала происходит захват бомбардирующей частицы ядром мишени и образование промежуточного возбужденного ядра (см. рис. 3 и 8), которому бомбардирующая частица передает всю свою энергию. Время жизни такого ядра очень мало и составляет 10 -16 ― 10 -14 сек . Вторая стадия связана с тем, что из возбужденного ядра вылетают нуклоны, подобно молекула я жидкости при испарении, энергия которых превышает среднюю энергию всех нуклонов в ядре. При этом «испаряющиеся» частицы уносят с собой значительную часть энергии возбужденного ядра, которое остается либо в слабовозбужденном состоянии, способном к радиоактивному распаду, либо вообще в невозбужденном стабильном состоянии. В результате таких реакций происходит изменение массового числа или порядкового номера облучаемого элемента на несколько единиц. Например, присоединение к ядру z Me А нейтронов по (η, γ) — реакции дает новое ядро z Me А +1 . Его массовое число увеличивается на единицу. Исключение представляют реакции с многозарядными ионами. Так, в реакции z Me А + 6 С 12 = z+f Me А +10 + 2 о п 1 массовое число облучаемого ядра увеличивается на 10 единиц, а заряд — на 6.

 

Рис. 8. Схема процесса деления ядра U 235 .

 

К еще более радикальным изменениям ядер приводит процесс деления ядер. Схематически он изображен на рис. 8. Видно, что процесс деления ядер урана на два новых ядра сопровождается выделением трех нейтронов. Эти нейтроны вызывают деление других ядер урана, вследствие чего реакция приобретает цепной характер. Процесс развивается лавинообразно и мгновенно. При этом выделяется колоссальное количество энергии, равное 200 Мэв на один акт деления. Так, деление одного килограмма урана сопровождается выделением энергии, равной 22 млн. квт ч, что равноценно теплу, получающемуся при сгорании 2500 т угля.

Процесс деления тяжелых ядер идет самыми различными путями, и поэтому мы наблюдаем осколки деления самых разных масс и зарядов. Так, из кривой рис. 9 видно, что при делении ядер U235 тепловыми нейтронами образуются осколки в области массовых чисел от 70 до 160. Число их достигает 500, причем большинство осколков радиоактивно. Процесс деления многих тяжелых ядер протекает с большой вероятностью.

 

Рис. 9. Зависимость выхода осколков деления U 235 тепловыми нейтронами от массовых чисел.

 

Например, сечение деления ядер U235 тепловыми нейтронами составляет 545 барн. Поэтому этот процесс, осуществляемый на практике в ядерных реакторах, позволяет получить большие, даже весомые количества радиоактивных и стабильных продуктов деления ядер урана. Ядер-ный реактор, кроме того, является мощным источником нейтронов, которые используются для осуществления различных (п, γ) — реакций. Это позволяет получать радиоактивные изотопы всех элементов.

 

5. Изотопы

Детальное исследование радиоактивных превращений урана, радия, тория и других элементов позволило установить, что некоторые из них превращаются в другие радиоактивные элементы. Оказалось, что цепочки радиоактивных превращений весьма длинны и продолжаются до свинца, который не обнаруживает радиоактивных свойств. Установлена генетическая связь между многими продуктами распада, найдены три радиоактивных семейства — семейство урана, актиния и тория. На рис. 10, например, приведена цепочка последовательных радиоактивных превращений урана.

На основании изучения цепочек распада было сделано два важных вывода.

Во-первых, К. Фаянс и Ф. Содди сформулировали правило сдвига: если при распаде какого-нибудь радиоактивного элемента испускаются альфа-лучи, то дочерний продукт будет представлять собой элемент, располагающийся в системе Д. И. Менделеева на две клетки левее; если же радиоактивное вещество распадается с испусканием бета-лучей, то образующееся дочернее вещество будет по своим химическим свойствам представлять элемент, располагающийся на одну клетку правее. При этом атомный вес уменьшается на четыре единицы при альфа-распаде и остается без изменения при бета-распаде.

Во-вторых, изучение радиоактивных цепочек привело к открытию явления изотопии. Было замечено, что многие радиоактивные элементы, составляющие определенные звенья в цепочке распада, обладают одинаковыми химическими свойствами и их невозможно разделить никакими химическими операциями. Например, при распаде полония и таллия (см. рис. 10) образуются элементы, подобные по своим свойствам свинцу. При распаде радона и висмута образуются «два» полония. Видно, что эти «элементы» различаются только атомными весами. Так, свинец имеет три вида атомов с атомными весами 214, 210 и 206; висмут — два вида с атомными весами 214 и 210. Содди в 1911 г. такие разновидности атомов одного химического элемента назвал изотопами, что означает «занимающие одно место» в периодической системе элементов Д. И. Менделеева.

Следует вспомнить, что А. М. Бутлеров еще в начале 80-х годов XIX в. сделал предположение о возможности существования различных видоизменений химических элементов, обладающих различными атомными весами. Как видно, предвидение Бутлерова оправдалось и не только на примере радиоактивных элементов.

 

Рис. 10. Схема радиоактивного семейства U 238 .

 

В 1913 г. Дж. Томсон на примере неона получил первые сведения о существовании изотопов среди нерадиоактивных элементов. С помощью маес-спектрометрического анализа удалось найти изотопы многих других природных элементов, например магния, кальция и других. В настоящее время изучен. изотопный состав всех известных природных элементов. Оказывается, что только 22 элемента: фтор, натрий, фосфор, ванадий, марганец, празеодим, золото, висмут и другие — состоят из одного вида изотопов. Все они являются нечетными элементами, т. е. имеют нечетный порядковый номер. Остальные элементы, в основном четные, имеют несколько стабильных изотопов. Особенно много изотопов у олова и ксенона, которые представляют собой смеси из 9 стабильных изотопов; по 8 изотопов имеют теллур и кадмий. Многие тяжелые элементы имеют по семь изотопов. К ним относятся ртуть, осмий, иттербий, диспрозий, гадолиний, самарий, неодим, и элементы средней части периодической системы Д. И. Менделеева — рутений и молибден. Из сравнительно легких элементов наибольшее число изотопов имеет кальций (пять изотопов). Сейчас известно 225 стабильных изотопов. На диаграмме атомных ядер (рис. 11) они закрашены в черный цвет. Видно, что в ядрах стабильных изотопов легких элементов число протонов примерно равно числу нейтронов. Начиная с кальция (Ζ>20), число нейтронов у стабильных изотопов резко возрастает, и для изотопов самых тяжелых элементов отношение числа нейтронов и протонов составляет 1,6. Наличие в ядрах ядерных сил между нуклонами и электростатических сил отталкивания между протонами приводит к тому, что стабильными могут быть только те изотопы, у которых отношения между числами протонов и нейтронов в ядрах лежат в определенных пределах, изменяющихся по мере увеличения порядкового номера элемента. Из диаграммы видно, что все стабильные изотопы занимают сравнительно узкую область. Исключение составляют изотопы таких элементов, как кальций, цирконий, олово и другие, которые имеют замкнутые протонные или нейтронные оболочки и поэтому обладают повышенной устойчивостью.

Зависимость устойчивости атомных ядер от соотношения в них протонов и нейтронов можно подтвердить следующими фактами. Элементы, содержащие нечетное число протонов, имеют один или в крайнем случае Два стабильных изотопа. К ним относятся самые легкие элементы, вплоть до азота. Все стабильные изототопы элементов тяжелее азота с нечетным Z обладают только нечетными массовыми числами. Отсюда следует, что нечетное число протонов образует устойчивые ядра лишь в соединении с четным числом нейтронов. Элементы с четным Z имеют стабильные изотопы как c четным, так и с нечетным числом нейтронов, однако у них отсутствуют стабильные изотопы с такими массовыми числами, с какими встречаются изотопы у соседних элементов с нечетным Z. Два изотопа с одинаковым массовым числом не могут быть оба стабильными, если их Z отличаются на единицу. Вследствие этих закономерностей в природе отсутствуют стабильные изотопы элементов с Z, равным 43 и 61, а все изотопы элементов с Z ≥ 84 — радиоактивны.

В настоящее время, благодаря усовершенствованию техники измерения очень слабой радиоактивности в природных объектах, удалось обнаружить, что природные изотопы многих элементов, ранее считавшиеся стабильными, на самом деле проявляют радиоактивные свойства. В периодической системе химических элементов Д. И. Менделеева эти элементы обозначены красным цветом. Сейчас известно 50 долгоживущих радиоактивных изотопов, к которым относятся такие изотопы, как К 40 , U 235 и U 238 , играющие большую роль в истории нашей планеты. Общее число известных природных радиоактивных изотопов достигает 90; оно увеличивается с каждым годом, и в недалеком будущем, по-видимому, будут найдены радиоактивные изотопы многих элементов.

Периоды полураспада природных радиоактивных изотопов различны и составляют от нескольких долей секунды до многих триллионов лет. Самым долгоживущим изотопом является Те130, период полураспада (Т) которого равен около 1000 триллионов лет (1021 лет); изотопы Са 48 , Mo 92 , Nd 150 , Dy 136 и Bi 209 имеют T≈ 10 18 лет.

Благодаря бурному развитию ускорительной техники и постройке различных ядерных реакторов, в настоящее время получено и изучено большое число искусственных радиоактивных изотопов всех элементов периодической системы Д. И. Менделеева. Число известных радиоактивных изотопов превышает 1200. Все они нанесены на диаграмму атомных ядер, по которой можно судить о типе радиоактивного распада. Последний определяется величиной соотношения нейтронов и протонов в ядрах.

Наибольшее число радиоактивных изотопов распадается путем β—-распада. В его основе лежит превращение нейтрона в протон. β—-Распад характерен в основном для изотопов с избытком нейтронов. Такие изотопы являются наиболее тяжелыми изотопами всех элементов. Например, элемент лантан (Ζ = 57) имеет стабильный изотоп с А = 139 ; β—-распадом обладают изотопы с A от 140 до 144.

β ― - Активные изотопы составляют около 45 % суммы всех радиоактивных изотопов.

Значительно распространен позитронный (β + )  — распад. Он часто сопровождается другим видом распада — K-захватом. Сущность его состоит в том, что электрон, находящийся на одной из ближайших к ядру оболочек, чаще всего на K-оболочке, захватывается ядром. При K-захвате, так же как и при позитронном распаде, один из протонов ядра превращается в нейтрон р + е-  → 0 п 1 . Около 25 % изотопов распадаются таким путем. Позитронный распад и K-захват встречаются только у изотопов с недостатком нейтронов, которые являются самыми легкими изотопами данного элемента. Так, у лантана к ним относятся изотопы со значениями А от 131 до 138.

Более одной шестой части радиоактивных ядер обладают способностью испускать альфа-частицы. В основном это изотопы самых тяжелых элементов.

Среди радиоактивных изотопов обнаружены изомеры — два радиоактивных изотопа с различными периодами распада, но с одинаковым массовым числом. Здесь мы встречаемся уже с разновидностью изотопов, подобно тому как изотопы являются разновидностью атома. К настоящему времени обнаружено уже более двухсот изомерных пар. Это явление значительно расширяет наше представление об изотопах, и не исключено, что все радиоактивные изотопы существуют в виде двух или даже более изомерных состояний.

Следует указать еще на один вид распада ядер — спонтанное, т. е. самопроизвольное деление, открытое в 1940 г. советскими физиками Г. Н. Флеровым и К. А. Петржаком у ядер U 238 . Этот процесс подобен искусственному делению ядер и характерен только для изотопов самых тяжелых элементов. Периоды полураспада спонтанного деления изотопов меняются в самых широких пределах: от 10 21 лет для Th 232 до 30 мин для Md 256 — изотопа искусственного элемента с Z = 101, названного менделевием. Всего известно 36 изотопов, для которых спонтанное деление — основной вид распада.

Опыты с радиоактивными веществами показали, что самое сильное нагревание или охлаждение, высокое давление, самые активные химические реагенты, сильные электрические и магнитные поля никак не влияют на скорость радиоактивного распада. П. Кюри на основании количественных опытов установил экспоненциальный закон радиоактивного распада, который выражается следующим уравнением:

N t = N 0 e ¯λt  , (10)

где N t   — число распадающихся атомов в какой-то момент t;

N 0 — число распадающихся атомов в начальный момент времени;

λ — постоянная распада, которая равняется — ,

где Т — период полураспада, т. е. время, в течение которого число распадающихся атомов уменьшается наполовину.

Величина периода полураспада является основной характеристикой каждого радиоактивного элемента и определяет время его жизни. Периоды полураспада всех известных радиоактивных изотопов изменяются от миллионных долей секунды до многих миллионов лет (рис. 12). Из рисунка видно, что максимальное число радиоизотопов имеет периоды полураспада от 30 сек до 10 дней.

В 1903 г. П. Кюри заметил, что при радиоактивном распаде выделяется тепло. Было установлено, что 1 г радия выделяет 136 малых калорий в час. Таким образом, при полном превращении в радон одного моля радия, равного 226 г, должно выделяться 1011 малых калорий, что эквивалентно теплу, выделяющемуся при сгорании примерно 10 000 кг каменного угля.

 

Рис. 12. Распределение радиоактивных изотопов различного вида по периодам полураспада:

1 — α-распад; 2 — β-распад; 3 — изомерный переход; 4 — К-захват или β +-распад.

 

Эти опыты впервые показали, что процессы радиоактивных превращений элементов сопровождаются выделением большого количества внутриатомной энергии, которая в несколько миллионов раз превышает энергию, выделяющуюся при обычных химических реакциях. Например, самая высокая экзотермическая реакция (т. е. реакция с выделением тепла) — образование одного моля воды из водорода и кислорода — сопровождается выделением лишь около 7·104 малых калорий. Тепло, выделяемое долгоживущими естественными радиоактивными изотопами, играет большую роль в истории развития многих космических тел.

После того как мы познакомились с основными понятиями о химических элементах, атомах, с их составом и строением, без которых были бы непонятны основы теории синтеза элементов в звездах, необходимо рассмотреть некоторые характеристики космических тел и главным образом их химический состав.

Распространенность элементов и их изотопов — единственная характеристика, по которой мы можем судить о процессах, приведших к их образованию, и о последующей эволюции. Подобно тому, как по археологическим раскопкам восстанавливают историю народог так и по распространенности элементов в различны — космических телах на основании знания законов ядерных превращений можно изучать историю атомов — их рождение и изменение.

 

Глава вторая

РАСПРОСТРАНЕННОСТЬ ЭЛЕМЕНТОВ В КОСМИЧЕСКИХ ТЕЛАХ

 

Наблюдения небесных тел ведутся уже несколько тысяч лет. Однако широкое и разностороннее изучение их началось только после создания телескопов, благодаря которым достигнуты современные успехи в области исследования различных космических тел. Сочетание телескопов с методами спектрального анализа, фотографии и регистрации различного рода излучений позволило получить сведения о строении и химическом составе звезд и других космических тел.

Новый этап в овладении космическим пространством и его изучении начался 4 октября 1957 г., когда был запущен первый советский искусственный спутник Земли. Этот день навсегда войдет в историю науки как начало новой эры истории человечества, эры освоения космоса. С помощью искусственных спутников Земли, ракет и космических кораблей впервые проведены чрезвычайно интересные исследования в верхних слоях атмосферы Земли и межпланетном пространстве. Полет первой космической ракеты на Луну ознаменовал новую эпоху в астрономии, которая с этого момента из науки чисто наблюдательной стала превращаться в науку экспериментальную.

В связи с тем, что только развитие теории внутреннего строения и эволюции звезд позволило выявить процессы образования химических элементов и найти космические тела, в которых они протекают, необходимо хотя бы очень кратко ознакомить читателя с основами современных представлений о звездных системах и различных космических телах, а также рассказать об их строении и химическом составе.

 

1. Разнообразие галактик

Галактики — это звездные системы, содержащие огромное число звезд. Наша Земля и солнечная система входят в состав галактики, называемой Млечным Путем. Это одна из многочисленных и разнообразных галактик, известных в настоящее время. Число открываемых галактик — а их сейчас около миллиарда — увеличивается с каждым годом. Например, только с помощью рефлектора Маунт-Паламарской обсерватории удалось обнаружить свыше 400 млн. галактик. Создание новых, более совершенных телескопов, безусловно, будет способствовать открытию новых звездных систем

Галактики имеют колоссальные размеры. Лучу света требуются десятки тысяч лет, чтобы пройти расстояние, равное поперечнику галактики средних размеров. Ближайшими к нам галактиками являются Большое и Малое Магеллановы Облака. Расстояние их от нашей планеты чрезвычайно велико и составляет около 160 000 световых лет (световой год равен 9,5 · 1012 км). Они имеют размеры около 16 000 и 12 000 световых лет соответственно. Галактика, называемая туманностью Андромеды, имеет диаметр 70 000 световых лет. Лучи света, испущенные этой галактикой, достигают поверхности Земли только через 2 млн. лет.

Большинство галактик расположено значительно дальше и имеет меньшие размеры, чем туманность Андромеды. Расстояние до наиболее далеких галактик — около 1 млрд, световых лет. Галактики содержат от 1 до 100 и более млрд, звезд; массы отдельных галактик равны от 1042 до 1045 г, однако преобладают галактики малых размеров.

Галактики различаются не только по числу звезд, но и по своей структуре. Сейчас обнаружено три типа галактик: спиральные (около 77 %), эллиптические (около 20 %) и неправильные (около 3 %)· Как мы увидим дальше, именно в неправильных галактиках протекают интенсивные процессы рождения новых звезд с одновременным выбрасыванием гигантских облаков газа в космическое пространство. Все это и обусловливает неправильную крючкообразную форму таких галактик, а также вихревые движения газа и межзвездной материи.

Неправильные галактики являются источниками сравнительно мощного радиоизлучения, по которому они в основном и обнаруживаются. Типичные представители таких галактик — Большое и Малое Магеллановы Облака. В неправильных галактиках замечено большое количество пыли.

Спиральные галактики — наиболее интересные объекты Вселенной. Внешний вид их с ветвями в виде спиралей, кажущимися нам из-за большой удаленности неподвижными, очень красив. Характерные представители такого типа галактик — туманность Андромеды, Млечный Путь и галактики в созвездиях Треугольника, Большой Медведицы и Гончих Псов.

На рис. 13 приведена фотография спиральной галактики NGC 3031. Строение спиральных галактик мы опишем несколько подробнее, когда будем рассматривать строение галактики Млечный Путь. Укажем только, что для этих галактик, так же как и для неправильных, характерно наличие ярких звезд и сравнительно большого количества пыли и газа.

Эллиптические галактики имеют круглую или вытянутую форму дисков и светятся ровным светом по всей поверхности. Они весьма однообразны по своему строению и не содержат ярких звезд и пыли.

Различаются галактики и по своему возрасту. В настоящее время считают, что неправильные галактики— самые молодые образования. Например, Магеллановы Облака существуют не более 100 млн. лет. Спиральные галактики более старые; так, возраст нашей Галактики не менее 8–9 млрд. лет. Эллиптические галактики значительно старше спиральных. Связь между нозрастом галактик и их структурой — очень важный Момент для познания эволюции вещества во Вселенной.

В 1959 г. сотрудники Бюраканской астрофизической обсерватории под руководством В. А. Амбарцумяна открыли галактики нового вида, которые они назвали нестационарными или голубыми.

 

Рис. 13. Спиральная галактика NGC 3031.

 

Эти галактики находятся в стадии рождения, большую часть их массы составляет газ, из которого, по-видимому, образуются новые звезды. Изучение голубых галактик позволяет обнаружить совершенно новые физические явления и свойства материи. В этих галактиках гораздо интенсивнее, чем в других, протекают различные физические процессы, обусловленные перемещением вещества. До сих пор подобные явления еще не наблюдались ни в одной из известных нам звездных систем. Факт существования голубых галактик — доказательство непрерывного рождения новых звездных миров во Вселенной.

 

Рис. 14. Структура галактики Млечный Путь: 1— сферическая составляющая; 2 — плоская составляющая.

 

В настоящее время полагают, что наша Галактика имеет в своем составе около 150 млрд, звезд, однако современные телескопы позволили сфотографировать всего только несколько миллиардов звезд, а огромное большинство слабо светящихся звезд еще не доступно наблюдениям. Диаметр Галактики составляет около 100 000, а толщина — около 16 000 световых лет. Галактика, кроме звезд, содержит около 100 млн. туманностей, состоящих из газа и пыли; общая ее масса оценивается в 2,5 · 1044 г, что эквивалентно 120 млрд, масс солнца.

Наша Галактика (рис. 14) состоит из двух частей: пара, называемого в астрофизике сферической составляющей Галактики, и диска — плоской составляющей. Диск и шар имеют общий центр и частично проникают друг в друга. В сферической составляющей звезды сгущаются к центру, в то время как для плоской составляющей характерно сгущение звезд к плоскости. Одно из основных различий между двумя составляющими Галактики заключается в том, что в сферической составляющей совершенно отсутствует космическая пыль, в то время как плоская составляющая содержит очень большое количество пыли и газа.

Одно из самых крупных достижений наблюдательной астрофизики последних лет — установление фундаментального различия во внутренних свойствах звезд плоской и сферической составляющей. Еще в 1942 г. У. Бааде получил первые указания на такие различия. Он в течение нескольких лет фотографировал разные области Галактики на пластинки, чувствительные к красному и обычному свету, и обнаружил, что на обычных пластинках резче проявляются звезды плоской составляющей, а на пластинках, чувствительных к красному свету, — звезды сферической составляющей. В последующие годы эти различия были детально исследованы. Особенно большая роль в таких исследованиях принадлежит Б. В. Кукаркину. Наблюдаемые различия в строении и составе звезд двух составляющих нашей Галактики имеют большое значение для понимания процессов образования химических элементов.

 

2. Звезды Галактики и их основные характеристики

Для наиболее ясного понимания различий в строении звезд укажем их основные характеристики и в первую очередь светимость и цвет. Вначале рассмотрим принятые обозначения звезд. Еще со времен глубокой древности близко расположенные звезды объединяли в созвездия. Так, уже Птолемей упоминал о 48 созвездиях. Все они носили имена героев древнегреческих мифов или животных. Сейчас различают 88 созвездий. Самая яркая звезда в созвездии обозначается буквой α, следующая по яркости— буквой β, все другие — последующими буквами греческого алфавита в порядке убывания яркости звезд. Слабые звезды обозначают числами, которые приписываются к названию созвездия, например 61 Лебедя А. Иногда звезды известны под номером, занесенным в каталоги. Самые слабые звезды, зафиксированные только на фотопластинках, обычно обозначаются с помощью координат, определяющих положение этих звезд на небе. Самые яркие звезды получили особые названия, так а Большого Пса называют Сириусом, а Лиры — Вегой и т. д.

Светимость звезды — это полное количество энергии, излучаемой звездой за единицу времени. Поскольку звезды находятся на различных расстояниях от нас, мы не можем судить об их светимости только по наблюдаемому их блеску, не учитывая расстояния. Согласно законам физики, блеск звезды прямо пропорционален ее светимости и обратно пропорционален квадрату расстояния до нее. Различия в расстояниях могут привести к тому, что звезда с очень большой светимостью будет казаться нам менее яркой, чем слабо светящая, но близко расположенная к нам звезда. Впервые расстояние до самых близких от нас звезд были установлены В. Я. Струве. В 1837 г. он определил расстояние до звезды Веги, равное 26,1 светового года. Это означает, что луч света, скорость которого равна 300 000 км/сек, дойдет от Веги до нас почти за 26 лет. В настоящее время для обозначения расстояния между звездами введена единица — парсек, равная 3,08 · 1013 км, или 3,26 светового года. Только около 30 звезд находятся от Солнца на расстояниях от 1,3 до 3,9 парсека, среди них такие звезды, как а Центавра, 61 Лебедя А, а Большого Пса А, τ Кита, Росс 614 и другие. Ближайшая к нам звезда α Центавра, свет от нее идет до Земли 4,3 года.

Для сравнения светимостей различных звезд принимается величина, равная светимости, которую имела бы звезда на расстоянии 10 парсеков от Земли. Ее называют абсолютной звездной величиной. Для Солнца, например, абсолютная звездная величина равна + 4,9. Светимость Сириуса в сорок раз больше светимости Солнца. Некоторые звезды обладают еще большей светимостью. С другой стороны, имеется большое число звезд, светимость которых намного меньше светимости Солнца; так светимость Протоксимы Центавра в 15 000, а красной звезды Вольф 359 в 50 000 раз меньше светимости солнца.

Цвет звезд определяется характером их спектров, поэтому спектральный анализ играет огромную роль при изучении звезд. Спектры звезд характерны тем, то у них на непрерывный фон наложены многочисленные темные и светлые линии, причем комбинации этих линий никогда не бывают одинаковыми для двух звезд. Все спектры известных нам звезд могут быть расположены в непрерывной последовательности. Это указывает на единство звезд, а также, как мы увидим дальше, на последовательность их эволюции, которая сопровождается постепенным изменением их спектров. Все звездные спектры разбиты на десять классов, их последовательность выражается следующим образом

Каждый спектральный класс, обозначенный определенной буквой, подразделяется еще на 10 подклассов, обозначаемых цифрами. После такого разделения последовательность спектров может быть изображена в виде:… В9— А0 — A1 — А2 — АЗ — А4 … — А9 — F0…

Спектр звезд зависит не только от химического состава, но и от их температуры. Различие температур вызывает разнообразное состояние атомов химических элементов в атмосфере звезды. Последнее обстоятельство определяет главным образом большие разновидности спектров звезд. Поясним это положение несколькими примерами. Звезды класса М имеют температуру поверхности около 3000°; это самые холодные звезды плоской составляющей Галактики. При такой температуре могут существовать некоторые химические соединения, такие, как окись титана, которые образуют в спектре широкие полосы поглощения. Звезды классов К и G имеют температуру поверхности 4000–6000°. В спектрах этих звезд преобладают линии атомов металлов. В звездах класса F температура поверхности равна около 7500°, вследствие чего возможна ионизация атомов металлов. Поэтому в спектрах звезд этого класса наблюдаются линии ионизированных атомов металлов.

Для звезд спектрального класса А характерна температура поверхности 8000—10 500°. При этой температуре от атомов металлов уже отрываются два и более электрона и также начинает ионизироваться водород. У звезд класса В температура поверхности достигает 12 000—25 000°. В атмосферах этих звезд происходит ионизация атомов кислорода и азота. В спектрах, кроме линий, соответствующих этим элементам, появляются линии неионизированного гелия. Самые горячие звезды относятся к классу О, они имеют температуру от 25 000 до 50 000° и даже более. При такой температуре наступает ионизация гелия, и его линии в спектре очень характерны для звезд этого класса.

С изменением температуры звезд изменяется и их цвет. Так, звезды классов О и В самые горячие, имеют белую, слегка голубоватую окраску. Звезды класса А белые. Для звезд класса F характерен желтоватый оттенок. К желтым звездам относятся звезды класса G. Звезды класса К оранжевые, а зведы классов Μ, N и R красные. К голубым звездам относится звезда Пласкетта, — одна из горячих звезд, температура поверхности которой около 28 000°. Солнце относится к желтым звездам с температурой поверхности 6000°.

Со светимостью звезды тесно сязана ее масса. Советский астроном Π. П. Паренаго на основании многочисленных наблюдений пришел к выводу, что светимость большинства звезд пропорциональна ее массе в степени 3,3. Кроме того, существует, конечно, соответствие между диаметром звезды и ее светимостью. Звезды сильно различаются по своим диаметрам и массам; очень большие звезды почти всегда принадлежат к классам К или М и называются красными гигантами или сверхгигантами. К таким звездам относится, например, красный гигант Антарес — главная звезда в созвездии Скорпиона. Большинство звезд, однако, имеет размеры, близкие к размерам Солнца. Сириус, например, только в два раза больше Солнца и в два раза тяжелее его. Большой интерес представляют белые звезды очень малых размеров — это группа белых карликов. К ним относятся спутник Сириуса — Щенок, звезда ван-Маанена и Вольф 457. Масса Щенка почти равна массе Солнца, диаметр его в 33 раза меньше. Объем такой звезды в 36 000 раз меньше, чем объем Солнца. Светимость Щенка составляет всего 2 % светимости Солнца. Одна из самых маленьких звезд — звезда Вольф 457—по размерам меньше Марса, а недавно обнаружена звезда, равная по размерам Луне. Светимость таких звезд чрезвычайно мала, поэтому их очень трудно наблюдать, хотя в настоящее время известно уже несколько сот белых карликов.

Большие различия наблюдаются между звездами и по плотности. Средняя плотность Солнца равна 1,5 г/с м, плотность красных гигантов — примерно 0,0000016 г/см. Последняя величина почти в тысячу раз меньше плотности воздуха в обычных земных условиях.

Поразительные данные в отношении плотности найдены для белых карликов. У Щенка плотность в 24 500 раз превышает плотность Солнца. Еще выше плотность звезды ван-Маанена, она в 300 000 раз больше, чем плотность Солнца. Один литр вещества такой звезды весит 36 000 т. Обнаружены белые карлики, 1 см вещества которых весит от 4 до 8 т. Такую плотность вещества трудно себе представить в наших земных условиях, существование ее можно объяснить лишь тем, что атомы вещества белых карликов почти совершенно лишены электронов. Поэтому появляется возможность сжатия вещества до огромных плотностей.

 

3. Закономерности в мире звезд

Мы видели, что в пределах нашей Галактики наблюдается чрезвычайно большое разнообразие звезд, которые различаются между собой по цвету, размерам, плотности и светимости. Однако с каждым годом становится все яснее, что для каждой составляющей Галактики характерны звезды более или менее одного типа, причем для них существует определенная зависимость между различными параметрами звезд и прежде всего между цветом звезды или их спектральным классом и светимостью. Эта зависимость видна из диаграммы «цвет — светимость» (рис. 15), названной диаграммой Герцшпрунга — Рассела. Из этой диаграммы видно, что звезды располагаются на ней не хаотично, а по вполне определенным направлениям, которые в астрономии называются последовательностями.

 

Рис. 15. Диаграмма «цвет — светимость».

 

Каждая последовательность есть совокупность однородных по своим характеристикам звезд, имеющих близкоестроение. Диаграмма для звезд плоской составляющей нашей Галактики имеет пять последовательностей — сверхгиганты, гиганты, субгиганты, звезды главной последовательности и белые карлики.

Основное количество звезд принадлежит к главной последовательности, она проходит от верхнего левого угла диаграммы (см. рис. 15) к нижнему правому углу. Самые яркие и большие звезды этой последовательно-:ти (белые и голубые) лежат в левом верхнем углу. К ним относится Сириус, положение которого на диаграмме обозначено квадратом. Эти звезды самые яркие во всей плоской составляющей Галактики, которая поэтому ярче всего видна на фотопластинках, чувствительных к обычному свету.

В главной последовательности расположено и Солнце, на рис. 15 оно изображено крестиком. В правом нижнем углу главной последовательности располагаются красные карлики с очень низкой светимостью. Выше главной последовательности в правом углу диаграммы расположены последовательности красных гигантов и сверхгигантов, у которых высокая светимость сочетается с красным цветом и низкой температурой. Между главной последовательностью и красными гигантами расположены субгиганты.

В левом углу диаграммы ниже главной последовательности располагаются белые звезды, они имеют высокую температуру, но низкую светимость: это белые карлики. Между ними и главной последовательностью расположены субкарлики, которые относятся к сферической составляющей и представляют сохранившуюся там в процессе эволюции часть главной последовательности. Число белых карликов и субкарликов на диаграмме очень мало; это связано исключительно с трудностями их обнаружения. На самом деле их должно быть больше, чем красных гигантов и ярких белых звезд, но меньше, чем красных карликов. По подсчетам В. А. Амбарцумяна число звезд главной последовательности превышает 100 млрд., число белых карликов равно около 100 млн., число же красных гигантов равно лишь около 100 000.

В 1947 г. советский астроном Б. А. Воронцов-Вельяминов установил, что от звезд класса О и до белых карликов диаграмма заполнена различными объектами с высокой светимостью — звездами с яркими линиями в спектре, называемыми звездами Вольф-Райе, планетарными туманностями и новыми звездами. Он предложил назвать эту группу космических тел бело-голубой последовательностью.

Изучать спектры и светимости звезд сферической составляющей Галактики очень трудно. Только в самые последние годы обнаружили, что 'звезды этой составляющей образуют многочисленные шаровые скопления (рис. 16). Каждое из них содержит около 100 000 звезд и характеризуется заметным увеличением плотности звезд по направлению к центру.

 

Рис. 16. Шаровое звездное скопление.

 

Шаровое скопление является как бы миниатюрной копией своей сферической составляющей. Они обнаружены и в других галактиках. Например, туманность Андромеды содержит 140 шаровых скоплений.

В сферической составляющей почти отсутствуют звезды главной последовательности. От нее остались только красные карлики и субкарлики. Ярких белых и голубых звезд в сферической составляющей совсем нет, зато очень резко в ней выражена последовательность красных гигантов и появилась новая последовательность желтых гигантов. Следовательно, в сферической составляющей большинство звезд — красные или близкие к нему по цвету. Поэтому звезды этой составляющей так резко видны на фотопластинках, чувствительных к красному свету.

Звезды двух составляющих Галактики различаются между собой не только по цвету и внутреннему строению, но и по возрасту. Звезды сферической составляющей более старые, чем звезды плоской составляющей.

В настоящее время установлено, что большинство звезд Вселенной похоже на звёзды, входящие в состав шаровых скоплений, т. е. является старыми красными гигантами. Здесь мы опять видим, что существует определенная зависимость между возрастом звезд и их основными характеристиками, подобно тому как существует связь между структурой галактик и временем, пройденным с момента их образования. Ниже мы покажем, что наблюдается также самая тесная связь между химическим составом звезд и их возрастом. Это обстоятельство очень важно для понимания процессов образования химических элементов во Вселенной и их последующей эволюции.

 

4. Вспышки Новых и Сверхновых звезд

Совершенно исключительное явление во Вселенной представляют собой Новые и Сверхновые звезды. Еще Гиппарх две тысячи лет назад наблюдал появление на небе новой яркой звезды в том месте, где раньше ничего не было видно. С тех пор такие звезды наблюдались неоднократно. Позднее, когда стали применять мощные телескопы, было установлено, что это явление вовсе не связано с рождением новой звезды. На самом деле звезда очень слабой светимости внезапно увеличивает свою светимость в десятки тысяч раз, а затем через какой-то промежуток времени (величина его различна для отдельных звезд) снова превращается в слабую звезду с прежней светимостью. При вспышке новой звезды происходит резкое увеличение темпера-туры ее поверхности (до 100 000°); такие звезды называются Новыми.

Во время вспышки объем Новых звезд увеличивается в сотни раз. При этом часть вещества звезд выбрасывается в космическое пространство, однако масса выбрасываемого вещества не очень велика (составляет примерно около одной стотысячной доли массы звезды). Новая звезда постепенно возвращается в прежнее состояние.

Среди Новых звезд наиболее изучены звезды, наблюдаемые в созвездиях Персея (1901 г.), Орла (1918 г.) и Живописца (1925 г.). 7 марта 1960 г. норвежский астроном Хассель обнаружил в Млечном Пути на стыке созвездий Орла и Геркулеса Новую звезду, видимую даже невооруженным глазом. 9 марта ее наблюдали в г. Вильнюсе уже значительно более яркой. Это был первый случай, когда Новую звезду обнаружили в период увеличения ее блеска. Эта звезда названа Новая Геркулеса 1960. При ее вспышке выделилось столько энергии, сколько выделяет Солнце примерно в течение 100 000 лет.

Каждый год в нашей Галактике удается сфотографировать в различных участках неба несколько Новых звезд. Предполагается, однако, что общее число их за год составляет около 100. Наиболее часто наблюдаются вспышки Новых звезд в плоской составляющей Галактики и почти совсем не обнаружены в сферической составляющей. Так как светимости Новых звезд очень велики, то их сравнительно легко наблюдать и в других галактиках. В туманности Андромеды, например, за последние десять лет было зарегистрировано свыше сотни Новых звезд.

Одно из самых грандиозных и необычайных явлений природы — вспышки так называемых Сверхновых звезд. Первые описания таких явлений мы находим в древних китайских и арабских летописях. Так, в китайской летописи «Вень-Сянь-Тин-Као» за 185–186 гг. нашей эры можно найти следующие интересные строки: «В эпоху Чжун-пина, на второй год, в десятую луну, в день Квейхая появилась необыкновенная Звезда Нан-Мана. Она была величиной с бамбуковую циновку и последовательно показывала пять цветов. Постепенно уменьшала она блеск к шестой луне еле-дующего года, когда исчезла». В книге арабских летописей за 1060 г. отмечается: «Первого шабана 396 года появилась большая необыкновенная звезда слева с Иракской Коблы. Она посылала лучи на Землю, подобно Луне, и наблюдалась до пятнадцатого децикада, когда погасла». Эта запись отражает одну из самых мощных вспышек Сверхновых звезд, которая произошла 4 июня 1054 г. в созвездии Тельца. Появившаяся в результате вспышки звезда была видна даже днем. Ее также зафиксировал китайский астроном Ма Туанлин в обсерватории Большого Дракона в Пекине.

Изучение китайских, японских, индийских; арабских и других летописей за последние две тысячи лет показало, что описание необыкновенных звезд встречается всего пять-шесть раз. Это свидетельствует о чрезвычайной редкости вспышек Сверхновых звезд. В среднем в каждой галактике вспыхивает по одной такой звезде раз в триста лет. За последние 500 лет в нашей Галактике наблюдалось только две вспышки Сверхновых звезд. Первая вспыхнула в 1572 г. в созвездии Кассиопея и была зарегистрирована датским астрономом Тихо Браге. Вторая Сверхновая звезда появилась в созвездии Змееносца в 1604 г., она была обнаружена И. Кеплером. Сверхновые звезды вспыхивают внезапно, при этом светимость звезды, которая до вспышки была еле заметна даже в самые сильные телескопы, увеличивается во много миллионов раз, превышая светимость Солнца в 107—1010 раз. После вспышки светимость начинает постепенно уменьшаться, но ее падение происходит не одинаково для всех Сверхновых звезд. Оказывается, что у некоторых Сверхновых наблюдается очень быстрый спад их светимости в течение первых дней существования, а затем он замедляется и происходит далее строго по экспоненциальному закону, подобно тому как спадает радиоактивность. Уменьшение вдвое светимости некоторых Сверхновых звезд происходит в течение 55 дней. Этот факт, как мы увидим ниже, имеет большое значение для выявления процессов, приводящих к вспышкам Сверхновых, а также для выяснения вопроса о происхождении химических элементов.

Наблюдения показали, что Сверхновые звезды окутаны большими светлыми облаками неправильной формы. Вещество этих облаков выбрасывается Сверхновыми звездами во все стороны с огромными скоростями (до 6000 км/сек), однако, несмотря на это, вещество полностью не рассеивается в космическом пространстве, а сохраняется еще очень долгое время после вспышки в виде туманности.

 

Рис. 17. Крабовидная туманность — остаток Сверхновой 1054.

 

Примером может служить Крабовидная туманность в созвездии Тельца (рис. 17), которая, несомненно, является остатком звезды Гостьи после ее вспышки в 1054 г. Крабовидная туманность представляет очень большой интерес и поэтому тщательно исследуется.

 

5. Состав звезд

В 1859 г. Г. Кирхгоф показал, что темные линии, наблюдаемые в спектре Солнца, принадлежат одному из распространенных на Земле элементов — натрию. Позднее в спектре Солнца были обнаружены линии еще семи элементов — магния, кальция, хрома, меди, цинка, бария и никеля. Спектральный метод анализа — чрезвычайно мощный и пока единственный метод исследования состава космических объектов. Триумфом — его явилось открытие нового элемента — гелия в спектре атмосферы Солнца. 18 августа 1868 г. французский астрофизик Ж. Жансен во время полного солнечного затмения обнаружил в спектрах протуберанцев оранжево-желтую блестящую линию. Это явление наблюдал и Н. Локьер, который пришел к выводу, что обнаруженная линия принадлежит еще неизвестному химическому элементу, и предложил его назвать в честь Солнца гелием. Только в 1895 г. английский химик У. Рамзай выделил элемент гелий из минералов земной коры — уранинита и клевеита.

В спектрах Солнца и других звезд обнаружены спектральные линии 67 химических элементов, найденных ранее в породах Земли. Более того, элемент технеций, полученный в земных условиях только искусственным путем и до сих пор не обнаруженный в земной коре в сколь-нибудь заметных количествах, несколько лет назад был зафиксирован в спектре Солнца и некоторых красных гигантов. Этот факт впервые показал, что химические элементы могут существовать в одних космических телах и отсутствовать в других.

Большинство звезд в основном состоит из водорода. Его линии наблюдались в спектре Солнца еще в 1802 г. У. Волластоном, расшифрованы они были значительно позднее Г. Кирхгофом. В 1876 г. А. Хеггинсон впервые сфотографировал линии водорода в спектре атмосферы Веги. Сейчас известно около 2000 звезд с яркими линиями водорода в спектре. Большинство из них принадлежит к классу В, хотя некоторые относятся к классу О и А. Второе местр по распространенности занимает гелий, сравнительно много в звездах кальция и железа.

Для решения вопроса о происхождении химических элементов очень важно, что звезды и другие космические объекты сильно отличаются по содержанию в них различных элементов. Большинство звезд нашей Галактики имеют атмосферы с явным преобладанием водорода. Остальные элементы, кроме гелия, содержатся в них в очень малых количествах. Об этом свидетельствуют данные табл. 4, в которой приведено содержание некоторых элементов в атмосфере наиболее хорошо изученных звезд — τ Скорпиона и γ Пегаса, а также в атмосфере Солнца.

 

Таблица 4

Содержание элементов в некоторых космических объектах

(содержание атомов кислорода принято за единицу)1

 

Однако не все звезды имеют аналогичный состав. Замечательные аномалии в этом отношении представляют собой редкие гелиевые звезды. Недавно советский астроном А. А. Боярчук обнаружил восемь таких звезд. В среднем у них содержание водорода, гелия и Железа относится как 100: 10 000: 1. У одной из них водород не обнаружен вообще. Отсутствует он также в атмосферах некоторых белых карликов; бедны водородом также атмосферы звезды ν Стрельца, HD 30353, переменной Северной Короны и других сходных с ней углеродных звезд (звезды с большим содержанием углерода типа Вольфа-Райе).

 

Рис. 18. Сравнительная характеристика химического состава атмосферы звезды Новая Геркулеса 1934 (1) и среднего состава звездных атмосфер (2).

 

В атмосферах Сверхновых звезд водород также менее распространен, чем в обычных звездах. С этой точки зрения безусловный интерес представляют недавно полученные Мустелем и Боярчуком данные о химическом составе атмосферы звезды Новая Геркулеса 1934. Если сравнить ее состав со средним составом звезд (рис. 18), то можно увидеть, что в атмосфере данной звезды сравнительно мало водорода, но зато преобладают атомы углерода, азота и кислорода.

Интересны молодые звезды — красные гиганты типа Ва II, возраст которых равен около 107 лет. Их атмосферы обладают аномальным составом. С помощью 100-дюймового телескопа недавно определили распространенность 33 элементов в атмосфере звезды типа НР46407. Установлено, что содержание сравнительно легких элементов не отличается от содержания их в атмосфере Солнца. Распространенность же большинства элементов тяжелее стронция значительно выше, чем в солнечной атмосфере. Например, распространенность молибдена в три раза, а празеодима даже в 28 раз больше.

По распространенности более тяжелых, чем гелий, элементов все известные в настоящее время звезды нашей Галактики можно подразделить на пять основных категорий с различным возрастом. В сферической составляющей Галактики преобладают звезды с содержанием элементов тяжелее гелия около 0,3 вес. %, причем это число очень сильно меняется для различных звезд. Это самые старые звезды в нашей Галактике. Возраст их исчисляется от 6 до 6,5 млрд. лет. Другая группа звезд, имеющих возраст от 5 до 6 млрд, лет, содержит около 1 вес. % тяжелых элементов; звезды с возрастом от 3 до 5 млрд, лет — 2 вес. %. Звезды описанных трех групп составляют 90 % массы Галактики и наиболее распространены во Вселенной.

Звезды с возрастом от 1 до 3 млрд, лет, сконцентрированные в плоской составляющей нашей Галактики, содержат до 3 вес. % элементов тяжелее гелия, и, наконец, сравнительно молодые звезды — 4 вес. %. Они имеют возраст до 1 млрд, лет и находятся в спиральных рукавах плоской составляющей Галактики, в которых обычно концентрируется значительное количество межзвездного газа и пыли.

Следовательно, содержание элементов, более тяжелых, чем гелий, в атмосферах звезд уменьшается с увеличением возраста звезды. Кроме того, оно связано с расположением звезды в той или иной части Галактики. В звездах сферической составляющей, имеющих большой возраст, содержание тяжелых элементов очень мало. И наоборот, в плоской составляющей и тем более в спиральных рукавах, т. е. там, где по современным представлениям происходит образование новых звезд, содержание тяжелых элементов максимально. Эти факты, как мы увидим дальше, имеют принципиально важное значение для познания процессов образования и эволюции химических элементов.

 

6. Межзвездная среда

В середине прошлого столетия русский астроном В. Я. Струве открыл явление межзвездного поглощения света, которое показало, что пространство между звездами не пустое, а заполнено пылью и газом. Пыль состоит из твердых частиц размером в несколько десятитысячных долей миллиметра. Плотность космической пыли очень мала и составляет в среднем 10¯26 г/см3. Пыль сосредоточена в плоской составляющей нашей Галактики и в основном в ее спиральных рукавах; то же самое можно сказать и о других спиральных галактиках. Слой скопления пыли относительно тонок, его толщина равна около 200 парсеков. Однако пыль распространена в этом слое не равномерно, а образует облака размером до 5 парсеков. Среднее число таких облаков в спиральных ветвях равно примерно восьми на 1000 парсеков.

Более плотные и протяженные облака межзвездной пыли образуют темные туманности. В темных туманностях плотность пыли может в 100 раз превышать среднюю плотность межзвездной среды. Полное количество космической пыли в таких туманностях, например в созвездиях Тельца и Змееносца, в десятки раз превышает массу Солнца. Эти туманности в очень сильной степени ослабляют свет, идущий от звезд, которые за ними расположены. В плоскости нашей Галактики находится около 500 000 пылевых туманностей.

В настоящее время нет еще определенных сведений о химическом составе межзвездной пыли. Высказываются соображения о том, что пылинки появляются при конденсации молекул межзвездного вещества, подобно тому как из газообразных продуктов горения угля образуются твердые частицы дыма. В связи с тем что в межзвездных условиях существуют в основном молекулы типа Н 2 О, ΝΗ 3 и СН 4 , межзвездная пыль может-состоять из конденсатов этих молекул, к которым могут прилипать ионы или атомы любых химических элементов и их соединений. В межзвездной среде существует, по-видимому, равновесие между процессами, роста и разрушения пылинок; поэтому размеры частичек кажутся почти одинаковыми в различных местах. Галактики.

Наряду с пылью в межзвездной среде имеется и газ, количество которого примерно в 200 раз больше, чем пыли. В целом на межзвездный газ нашей Галактики приходится не менее 2 % ее массы; в других галактиках, например в туманности Андромеды, — около 1 %. Межзвездный газ, так же как и пыль, образует облака, размеры которых в среднем составляют около 30 световых лет. Такие облака движутся в Галактике в различных направлениях со средней скоростью примерно 10 км/сек. Средняя плотность облаков равна 10 атомам или ионам водорода на 1 см 3 , плотность же газа между облаками в 100 раз меньше. Облака занимают около 5 % объема Галактики. Более плотные облака межзвездного газа образуют газовые туманности.

Химический состав межзвездного газа подобен составу атмосфер Солнца и многих звезд (см. табл. 4). Основную массу этого газа составляет водород, содержание гелия еще не установлено, но не исключено, что оно значительно. Содержание металлов очень мало; так, на нисколько сот тысяч атомов водорода приходится один атом кальция. Обнаружены в межзвездном газе простейшие двухатомные молекулы, например СН. Одна такая молекула приходится в среднем на сто миллионов атомов водорода. Средняя плотность водорода в нашей Галактике в ее центральной части равна приблизительно четырем атомам на 10 см 3 . Эта величина растет к периферии Галактики, достигая на расстоянии 6000 парсеков от центра концентрации, равной одному атому на 1 см 3 . При дальнейшем увеличении расстояния содержание водорода уменьшается. Так как концентрация звезд непрерывно уменьшается по мере Удаления от центра Галактики, то водород в центре составляет очень малую долю общей плотности вещества. На периферии же его доля значительна и составляет около 15 % общего количества вещества.

 

7. Распространенность элементов в телах Солнечной системы

Солнце, центр нашей планетной системы (рис. 19), представляет собой желтую звезду с температурой поверхности около 6000°. В центральной части Солнца температура достигает, по-видимому, 20 млн. град. Поперечник его равен 1400 тыс. км, а масса выражается огромной цифрой 2 · 1027 т.

 

Рис. 19. Схематическое расположение планет Солнечной системы.

 

В спектре атмосферы Солнца обнаружено свыше 20 000 линий поглощения, которые отождествлены с 60 химическими элементами, найденными на Земле.

Наиболее распространенным элементом, как мы уже указывали, является водород, число атомов которого в четыре раза больше, чем атомов гелия, и почти в тысячу раз превышает долю атомов всех остальных элементов.

Сравнительно много в атмосфере Солнца кислорода, углерода и азота. Обнаружены такие тяжелые элементы, как золото и торий. Рассчитано, что содержание технеция в атмосфере Солнца составляет около 10¯10% содержания водорода. Эта величина близка к распространенности многих соседних элементов — молибдена, рубидия. В атмосфере Солнца сравнительно много железа, которое по содержанию занимает одно из первых мест после водорода.

а) Планеты

Все планеты солнечной системы подразделяются на две группы. В одну из них входят планеты сравнительно небольших размеров — Меркурий, Венера, Марс и Земля. Ко второй группе в основном относятся планеты-гиганты— Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун.

 

Рис. 20. Размеры Солнца и планет.

 

Сравнительные размеры планет и Солнца видны на рис. 20.,

Меркурий — самая близкая к Солнцу и самая маленькая планета. Объем ее в 15 раз меньше объема Земли. Средняя плотность вещества этой планеты составляет 5.5 г/см г . Меркурий обращен к Солнцу всегда одной стороной, температура которой достигает 400 °C, другое полушарие имеет температуру около минус 250 °C, и поэтому там вечный мрак и холод. Меркурий лишен атмосферы и воды.

Вторая от Солнца планета — Венера находится от Солнца на расстоянии 108 млн. км. По размерам и плотности она приближается к Земле, окружена плотной атмосферой с густым слоем облаков. Средняя плотность вещества Венеры 4,86 г/см 3 .

Средняя температура. на освещенном полушарии Венеры составляет около 30 °C. В верхних слоях ее атмосферы обнаружено большое количество углекислого газа; в 1960 г. при подъеме телескопа на воздушном шаре на высоту 24 км удалось обнаружить также наличие паров воды. Высказывается предположение, что вся поверхность этой планеты покрыта океанами.

Наиболее хорошо изучена планета Марс. На небе ее можно видеть в виде оранжево-красного светила, быстро перемещающегося между созвездиями. Марс находится от Солнца на расстоянии 228 млн. км. По размерам он в два раза меньше Земли, средняя плотность его вещества составляет 3,9 г/с см3. Поверхность Марса покрыта пылью, гор не найдено. В 1909 г. русский астроном Г. А. Тихов установил, что атмосфера Марса менее плотная, чем на Земле. В атмосфере Марса обнаружено большое количество пылеобразного вещества. Предполагается, что это частицы пыли, поднятые ветром с поверхности, кристаллы воды и углекислоты, а также метеорная пыль.

В атмосфере Марса достоверно обнаружен только углекислый газ, количество которого вдвое больше, чем в атмосфере Земли. Много сил было потрачено на поиски в атмосфере Марса кислорода и водяного пара, который содержится в очень незначительных количествах. Французский астроном Вокулёр считает наиболее правдоподобным, что состав атмосферы Марса соответствует данным, приведенным в табл. 5, которая для сравнения содержит также и сведения о химическом составе атмосферы Земли.

Из-за большей удаленности от Солнца на Марсе холоднее, чем на Земле, но на нем, так же как на нашей планете, происходит смена времен года. Зимой температура снижается до —70 °C, летом она достигает 5— 10 °C тепла и только у экватора приближается к 20 °C.

Наблюдаются резкие суточные колебания температуры от +20 °C днем до — 40 °C ночью.

 

Таблица 5

Химический состав атмосферы Марса и Земли

(в объемных процентах)*

 

Самая большая планета солнечной системы — Юпитер, его диаметр около 144 000 км, а объем в 1345 раз превосходит объем Земли. Расстояние от Юпитера до Солнца равно 778 млн. км, поэтому температура его поверхности низка и составляет —130 °C. Плотность вещества Юпитера равна 1,31 г/см 3 ; общая масса его в 318 раз больше, чем масса Земли. Юпитер имеет протяженную атмосферу, состоящую из водорода, аммиака и метана.

Строение Юпитера представляется в настоящее время в следующем виде (рис. 21). В центре его имеется плотное ядро с радиусом около 36 000 км. Оно окружено слоем льда толщиной до 25 000 км. Над ним простирается мощная газовая оболочка толщиной более Ю 000 км, состоящая преимущественно из водорода и его соединений. В этой газовой оболочке плавают облака из аммиака и метана. Основную часть вещества планеты Юпитер составляет водород. Советские астрономы В. Г. Фесенков, А. Г. Масевич, А. А. Абрикосов и Н. А. Козырев оценивают, что содержание водорода на планете может быть равным 60–80 вес. %.

Сатурн обладает очень малой плотностью — 0,7 г/см 3 . Поэтому эта планета легче воды, по объему она в 760 раз больше Земли. Сатурн находится от Солнца в два раза дальше, чем Юпитер, вследствие чего температура его поверхности достигает —150 °C.

 

Рис. 21. Схематическое строение Юпитера.

Рис. 22. Схематическое строение Земли.

 

Предполагается, что строение Сатурна подобно Юпитеру: твердое ядро его имеет радиус 30 000 км, оно окружено ледяным покровом толщиной около 10 000 км. Над ним располагается оболочка из водорода толщиной около 15 000 км с облаками из аммиака и метана. Поражает тот факт, что масса газовой оболочки Сатурна очень велика и, по данным В. Г. Фесенкова, почти равна массе твердого ядра. Масса земной атмосферы составляет менее одной миллионной доли массы Земли.

Главная особенность Сатурна — его кольца, толщина которых достигает 20 км. Они опоясывают планету по экватору. Согласно теории В. Г. Фесенкова, кольца Сатурна образовались из оболочек твердых частичек, отделившихся от планеты.

Планеты Уран и Нептун очень похожи друг на друга как по размерам, так по массе и плотности. Радиус их почти в 3,5 раза больше радиуса Земли; плотность вещества более чем в два раза выше плотности Сатурна. Они находятся на чрезвычайно больших расстояниях от Солнца: уран удален от него на 2800 млн. км, Нептун— на 4500 млн. км. Обе планеты имеют плотные атмосферы с таким же составом, как у Сатурна. Температура их поверхности ниже — 160 °C.

Самая отдаленная от Солнца планета Плутон еще очень мало изучена. Расстояние ее от Солнца равно 6000 млн. км. Выше — 230 °C температура не поднимается. Размеры Плутона еще точно не установлены. Предполагается, что его объем примерно равен объему Земли. Газовой оболочки эта планета, по всей вероятности, не имеет.

б) Земля

Земля представляет собой относительно большое космическое тело (рис. 22), полярный диаметр которого равен 12 714 км, а экваториальный —12 757 км. Объем Земли составляет 83 млрд. км 3 , длина окружности по экватору 40 070 км. Поверхность равна 510 млн. км 2 . Земля весит около 6 млрд, триллионов тонн. Она находится от Солнца на расстоянии 150 млн. км. С помощью анализа горных пород и минералов на содержание радиоактивных элементов — урана и тория и их продуктов распада — стабильных изотопов свинца установлен возраст Земли. Оказывается, что Земля как космическое тело существует около 4,5 млрд. лет.

Из рис. 22 видно, что Земля состоит из трех сфер: ядра, промежуточной оболочки и земной коры. Ядро Земли имеет радиус около 3500 км, плотность вещества ядра составляет 11 г/см 3 . Промежуточная оболочка, называемая мантией, заполняет пространство Земли от нижней поверхности земной коры до поверхности ядра. Толщина мантии около 2900 км, плотность от 3,5 до 5 г/см 3 . Земная кора представляет собой каменную оболочку Земли толщиной 15–70 км со средней плотностью 2,7–2,8 г/см 3 . Сверху она ограничена атмосферой — воздушной оболочкой Земли и гидросферой — водным пространством океанов и морей на поверхности Земли. Общий вес земной коры равен 3 · 1025 г, что составляет всего лишь 0,5 % веса всей Земли.

Много веков изучали люди состав пород и минералов земной коры, но вглубь Земли удалось продвинуться только незначительно. Самая глубокая скважина, которая была пробурена в земной коре, не достигает даже 7 км. Было высказано много проектов проникновения значительно глубже внутрь Земли. Один из способов предложил недавно геофизик А. Бэскел — начать бурение скважины не с поверхности суши, а со дна какой-либо океанической впадины, глубина которой превышает 10 км. Таким путем можно проникнуть вглубь Земли на расстояние 16–17 км. Осуществление этого проекта даст возможность выяснить многие вопросы, связанные со строением, химическим составом и происхождением нашей планеты.

Решением вопроса о химическом составе земной коры занимались крупнейшие геохимики — Ф. Кларк, В. И. Вернадский, А. Е. Ферсман, А. П. Виноградов, супруги И. и В. Ноддак и другие. Была проделана колоссальная по объему работа. Особенно много труда потратили на определение содержания мало распространенных элементов. Так, например, чтобы доказать наличие элемента рения в земной коре и определить его среднее содержание, супруги Ноддак произвели 1600 анализов разнообразных минералов и горных пород.

В настоящее время получены сведения о средней распространенности всех химических элементов в литосфере— верхней части земной коры толщиной 16 км (см. табл. 2), морской воде и атмосфере. На рис. 23 приведена диаграмма, показывающая неравномерность распространения 50 основных элементов в земной коре. Несмотря на чрезвычайное разнообразие пород и минералов, все они состоят главным образом всего из нескольких химических элементов — кислорода, кремния, алюминия, железа, кальция, магния, натрия, калия и некоторых других. Наиболее распространенный элемент в литосфере — кислород; на его долю приходится около 50 % веса всей литосферы; примерно 26 % составляет кремний, 7–8 % — алюминий и около 4 % — железо. Суммарное содержание магния, кальция, калия и натрия немногим превышает 10 %. На долю остальных элементов (более восьмидесяти) приходится несколько процентов.

В атмосфере (см. табл. 5) преобладает кислород и азот; на их долю приходится 98,66 % веса всей атмосферы. Соотношение содержания этих двух элементов сохраняется постоянным до весьма большой высоты, вплоть до 150 км. Водород в земной атмосфере содержится в крайне ничтожных количествах, его почти в миллион раз меньше, чем кислорода.

 

Рис. 23. Распространенность элементов в земной коре.

 

Однако свыше 160 км состав атмосферы изменяется. Данные, полученные с помощью искусственных спутников, показали, что на высоте 1500–2000 км водород в земной атмосфере становится основным ее компонентом. На долю кислорода, водорода, хлора и натрия в морской воде приходится 99,5 вес. %. Содержание всех остальных элементов составляет всего лишь 0,5 вес. %.

Химический состав мантии и ядра Земли еще не исследован.

 

Рис. 24. Относительное содержание различных элементов в атмосфере Солнца (1) и на Земле (2).

 

Предполагается, что они более богаты окисями магния и железа, чем земная кора, но зато содержат меньше кремнезема — SiO2. Неоднократно делались попытки подсчитать общий средний химический состав Земли. По данным акад. А. Е. Ферсмана, который исходил из гипотезы о зональном строении Земли, наиболее распространенным элементом в Земле является железо. Его содержание равно 37 %. На втором месте по распространенности стоит кислород, на третьем — кремний. Для Земли в целом сохраняются те же самые закономерности в распространенности элементов, что и для земной коры. Основная масса также приходится на долю относительно легких элементов. На долю элементов тяжелее железа остается всего лишь около 0,5 % веса Земли.

На рис. 24 показано относительное содержание различных элементов в атмосфере Солнца и на Земле. Видно, что относительное содержание тяжелых элементов, начиная с натрия, почти одинаково как в атмосфере Солнца, так и на Земле. Содержание кислорода, углерода, азота, гелия и тем более водорода в атмосфере Солнца во много десятков раз больше, чем на Земле. Особенно велика разница для водорода. Содержание его в атмосфере Солнца более чем в сто тысяч раз превышает содержание его на Земле.

в) Малые тела Солнечной системы

У многих планет есть спутники. Всего в солнечной системе в настоящее время обнаружено 30 спутников, причем совсем недавно, 1 мая 1949 г., был открыт второй спутник Нептуна — Нереида. Не исключено, что будут еще обнаружены новые спутники, особенно у планет, далеко расположенных от Земли и в первую очередь у Плутона, который еще очень мало исследован. Все спутники представляют собой твердые тела различных размеров, лишенные атмосферы. Только один спутник Сатурна — Титан, самый большой из всех спутников, масса которого почти в два раза больше массы Луны, имеет сравнительно плотную атмосферу. Она состоит преимущественно из метана.

Наибольший интерес для нас, безусловно, представляет спутник нашей планеты Луна. Это холодное тело шарообразной формы, покрытое толстым слоем пыли. На Луне нет ни воды, ни воздушной оболочки. Луна имеет диаметр 3476 км, который только в четыре раза меньше диаметра Земли, масса Луны в 80 раз меньше массы нашей планеты. Плотность равна

3,3 г/с см3. Давно человек изучил лунный пейзаж с той стороны, которая видна с Земли. Вторая сторона до самого последнего времени оставалась скрытой от глаз человека. И только теперь, благодаря мощной современной технике, впервые удалось сфотографировать космическое тело не с поверхности Земли, а с помощью ракеты, пролетевшей недалеко от поверхности Луны. Полученные фотографии свидетельствуют о явной асимметрии лунной поверхности. Обратная сторона имеет мало «морей» и много гор. Совершенно неожиданно на расстоянии около 10 000 км от Луны и ближе к ее поверхности приборы советской космической ракеты зафиксировали большое количество положительных ионов. Природа их еще не установлена. Предполагается, что Луна имеет оболочку из сильно разреженных ионизированных газообразных элементов.

Кроме планет и их спутников, солнечная система имеет в своем составе большое количество малых планет, называемых астероидами, что в переводе на русский язык означает «звездоподобные». Еще в 1596 г. Кеплер на основании открытых им законов движения планет высказал предположение, что между Марсом и Юпитером должна находиться еще одна планета. Поисками ее занимались много лет, пока она не была случайно обнаружена 1 января 1801 г. итальянским астрономом Пиацци. Ее назвали Церерой. Орбита движения Цереры вокруг Солнца совпала с предсказанной. В следующем году совершенно неожиданно была открыта вторая планета с такой же орбитой. Назвали ее Палладой. С этого момента открытия подобных планет последовали одно за другим. Сейчас их зарегистрировано уже более 1600, однако в действительности их значительно больше: предполагают, что не менее 40 000. Все они находятся между орбитой Марса и Юпитера и, как видно из рис. 25, составляют так называемый пояс астероидов.

Астероиды бывают разных размеров. Самый большой из них Церера имеет диаметр 770 км. Диаметр Юноны, наименьшего из четырех больших астероидов, равен 133 км. Все остальные астероиды очень малых размеров, их можно обнаружить только в самые сильные телескопы. Удалось установить, что яркость, обусловленная так же, как и у планет, отражением солнечных лучей, у большинства астероидов непостоянна, что объясняется их неправильной, обломочной формой. Большинство астероидов представляет собой отдельные глыбы твердого вещества, которые носятся в межпланетном пространстве. При столкновении астероидов они дробятся, и образующиеся осколки·—метеориты — падают на Землю. Акад. В. Г. Фесенков вычислил орбиту одного из самых больших метеоритов — Сихотэ-Алиньского метеорита — и показал, что до попадания на Землю он двигался вокруг Солнца по орбите похожей на орбиту астероидов, следовательно, это был один из многочисленных астероидов небольших размеров. Анализ показал сходство его химического состава с составом других метеоритов, что свидетельствует об аналогии химического состава метеоритов и астероидов.

 

Рис. 25. Схематическое расположение пояса астероидов в Солнечной системе.

 

Подсчеты, сделанные С. В. Орловым, показывают, что общий объем всех астероидов и метеорных тел в солнечной системе составляет 1,358 · 1023 см 3 , общая масса — 3 · 1025 г, что соответствует 0,005 массы Земли. Метеориты бывают различных размеров, от долей миллиметра до нескольких метров. Соответственно меняется их вес — от тысячных долей грамма до нескольких десятков тонн. Большинство из выпавших на Землю метеоритов имеет сравнительно небольшие Размеры и массу в несколько килограммов. Крупные метеориты выпадают сравнительно редко. Самый крупный метеорит, который не раскололся на части при падении на Землю, весил 60 т. Это железный метеорит Гоба, найденный в Африке в 1920 г. К одним из крупнейших метеоритов относится Сихотэ-Алиньский железный метеорит, который упал 12 февраля 1947 г. в Приморском крае СССР. При падении этот метеорит разбился на множество осколков, общий вес которых оценивается около 100 т. Один из осколков этого метеорита изображен на рис. 26.

 

Рис. 26. Осколок Сихотэ-Алиньского метеорита.

 

Ежегодно на Землю падает несколько тысяч метеоритов, но большинство их остается ненайденным. В год удается обнаружить и подвергнуть детальному исследованию только пять-шесть метеоритов. Большинство их распыляется еще в земной атмосфере и образует космическую пыль; многие из них разваливаются на части и выпадают на поверхность Земли в виде метеоритного дождя. Иногда число отдельных частей его достигает нескольких тысяч, а площадь выпадения— десятки квадратных километров. Гигантские метеориты выпадают приблизительно один раз в тысячу лет.

Самым грандиозным падением, которое зарегистрировано за всю историю человечества, является падение Тунгусского метеорита. По подсчетам акад. В. Г. Фесенкова, масса этого метеорита была не меньше 1 млн. т. Это необычайное для нашей планеты событие произошло утром 30 июня 1908 г. в бассейне реки Подкаменной Тунгуски. Над очень большой территорией Сибири в направлении с юга на север пронеслось за несколько секунд чрезвычайно ярко светящееся тело. По пути метеорита остался гигантский пылевой след, затем раздались оглушительные взрывы, слышимые на расстоянии более 1000 км от места предполагаемого падения. На многие десятки километров распространились порывы ураганного ветра, причинившие большие разрушения. В нескольких местах: Иркутске, Петербурге и даже Лондоне — было зарегистрировано землетрясение. Энергия взрыва Тунгусского метеорита, по данным И. С. Астаповича, оценена в 1021 эрг. После падения метеорита в Сибири, Европе и Средней Азии наблюдались долгое время необычайно белые ночи. Даже в Калифорнии наблюдались в течение нескольких дней аномальные зори. Эффект светлых ночей ослабевал постепенно и полностью прекратился только в конце августа. Несколько экспедиций, организованных в последние годы Академией наук СССР, собрали много интересных данных. Из них следует, что Тунгусский метеорит взорвался еще в атмосфере до соприкосновения с поверхностью Земли.

Метеориты являются единственными космическими телами, химический состав которых мы можем изучать непосредственно.

Метеориты состоят из тех же химических элементов, что и земная кора. В них обнаружены практически все известные на Земле элементы, хотя многие из них содержатся в значительно меньших количествах. Метеориты подразделяют на два основных класса: железные и каменные. Железные метеориты в основном состоят из железа и никеля; каменные (хондриты) имеют химический состав, близкий к среднему составу Земли (см. табл. 6). Наиболее распространены в метеоритах такие элементы, как железо, кислород, кремний и магний, на долю которых приходится более 90 % веса всех метеоритов. Содержание остальных элементов меньше, чем в земной коре и Земле в целом. Исключение составляет сера, которой в метеоритах в 2,7 раза больше, чем в Земле, и в 36 раз больше, чем в земной коре.

 

Таблица 6

Средний состав Земли (в целом), каменных и железных метеоритов, %

 

Кроме астероидов и метеоритов, в Солнечной системе существуют еще и кометы — очень изменчивые образования. Вначале они появляются на темном фоне неба в виде крохотного слабо светящегося туманного пятнышка. Но размеры его постепенно увеличиваются, и вскоре у кометы появляется хвост (а иногда несколько хвостов) в виде прозрачной светящейся ленты, направленной в противоположную от Солнца сторону.

В настоящее время изучено большое количество комет, число их увеличивается с каждым годом. Последняя новая комета была открыта в ноябре 1956 г. бельгийскими астрономами Арендом и Роланом. Считают, что Солнце окружено гигантским облаком комет, размеры которого в тысячу раз больше размеров Солнечной системы. В это облако входят несколько миллиардов комет, которые пока еще недоступны для наблюдения даже в самые мощные телескопы.

Рис. 27. Схема строения комет.

Основной составной частью комет является ядро, схематически изображенное на рис. 27. Оно состоит из замерзших газов с небольшой примесью каменистых частиц и пыли. Размеры комет составляют от нескольких сот метров до нескольких километров. При прохождении кометы вблизи Солнца заключенные в ней газы начинают испаряться и образуется «голова» кометы, размеры которой очень Еелики и, по-видимому, превышают в десятки раз диаметр земного шара. Благодаря давлению солнечного света, часть частиц испытывает отталкивание и образуются «хвосты», которые нередко тянутся на сотни миллионов километров. Однако плотность газа в голове и хвосте кометы невелика. По мере удаления от Солнца комета теряет свой хвост и голову, поэтому после нескольких обращений вокруг Солнца вещество кометы в значительной степени уплотняется. К сожалению, ни одна комета не достигла поверхности Земли за последние 20 столетий. Возможно, только Тунгусский метеорит был ядром небольшой кометы.

 

8. Лучи из мировых глубин

Первые сведения о космических лучах были получены только в начале нашего столетия. В 1912 г. немецкий физик В. Гесс впервые установил, что степень ионизации воздуха совершенно неожиданно увеличивается с высотой. До тех пор считалось, что ионизация воздуха вызывается действием излучения радиоактивных элементов, находящихся на поверхности Земли. Однако в этом случае степень ионизации должна уменьшаться по мере удаления от нее. Космические лучи представляют собой поток заряженных частиц, приходящих на Землю из космического пространства. Частицы космических лучей движутся с огромными скоростями — от 106 до 1018 эв. Средняя интенсивность космических лучей, приходящих на Землю, меняется незначительно даже в течение длительного времени, хотя наблюдается вариация с периодическим повторением через 27 дней. Максимумы 27-дневных изменений интенсивности космических лучей совпадают с тем же максимумом вариаций солнечной активности. Во время вспышек на Солнце интенсивность космических лучей, приходящих на Землю, сильно увеличивается. Наибольшая их интенсивность наблюдалась 23 февраля 1956 г. во время мощной вспышки на Солнце. Максимум интенсивности достигал в Москве 200–400 %., в Свердловске 300–500 %, в Тбилиси — 80—200 %, на мысе Шмидта — 200 %. Эта вспышка была примерно в десять раз сильнее, чем вспышки, которые наблюдались до сих пор.

В настоящее время проводится всестороннее изучение космических лучей. Достаточно сказать, что в первом международном геофизическом году (с 1 июля 1957 г. по 31 декабря 1958 г.), в котором принимали участие ученые 50 стран, было создано более 100 станций по изучению космических лучей. Только в Советском Союзе работало 14 таких станций. Установлено, что интенсивность космического излучения увеличивается на 40 % при подъеме от 225 до 700 км. На высоте свыше 700 км, как показали приборы, установленные на искусственных спутниках Земли, интенсивность космических лучей вновь возрастает. Это возрастание обусловлено прежде всего тем, что по мере увеличения высоты уменьшается экранирующее действие земного магнитного поля.

Известно, что Земля — это огромный магнит, его поле простирается на очень большое расстояние от Земли. Заряженные частицы, попадающие в магнитное поле, отклоняются от своего первоначального направления. Степень отклонения тем больше, чем меньше масса или скорость движущейся частицы. Частицы с относительно небольшой энергией вообще не могут пролететь сквозь магнитное поле Земли. Магнитное ность Земли. Частицы космических лучей, достигавшие границы атмосферы, обладали огромными первоначальными энергиями. Только такие частицы способны пролететь сквозь магнитное поле Земли. Магнитное поле слабее к полюсам; его действие усиливается к экватору. Этим и обусловлена «широтная» зависимость в интенсивности космических лучей, которая увеличивается по направлению от экватора к полюсам. Б настоящее время установлено, что космические лучи до попадания в земную атмосферу состоят в основном из ядер водорода и гелия (их сумма составляет 32 %). Содержание ядер более тяжелых элементов равно только около 8 % полного числа частиц. В табл. 7 приведены данные о составе космических лучей и о средней космической распространенности.

 

Таблица 7

Относительное содержание ядер элементов в космических лучах

 

Видно, что наибольшие различия наблюдаются только для лития, бериллия и бора. Содержание этих ядер в космических лучах в 1,6–6,4 · 105 раз больше, чем их средняя космическая распространенность. Следует отметить также повышенную распространенность в космических лучах ядер железа. Недавно советские физики Л. В. Курсанова, Л. А. Лазаренов и М. И. Фрадкин сообщили, что в течение первых десяти дней полета третьего советского спутника была зарегистрирована всего одна частица с Ζ> 30, в то время как с Ζ ≥ 15–16 — 1,2 частицы в минуту. Этот факт свидетельствует о чрезвычайно малой распространенности в космических лучах элементов, более тяжелых, чем железо.

В настоящее время благодаря многочисленным наблюдениям установлено, что при взаимодействии космических протонов, обладающих очень высокой энергией, с атомами элементов в атмосфере образуется несколько вторичных частиц, которые, в свою очередь, способны при столкновении с другими ядрами давать еще несколько частиц. Таким образом, одна быстрая частица, пришедшая в атмосферу из космоса, дает начало целой гамме вторичных частиц — протонов, нейтронов, мезонов, электронов, позитронов и, наконец, фотонов. Такие «ливни» частиц образуются в атмосфере повсеместно. Иногда они бывают очень больших размеров и захватывают огромные площади земной поверхности. Образующиеся в ливнях позитроны и электроны поглощаются в очень тонком слое земной коры. Они и образуют мягкую компоненту космического излучения. Нейтроны и мезоны составляют жесткую компоненту этого излучения; они могут полностью поглотиться только большим слоем земной коры и поэтому проникаю] далеко вглубь ее.

Наша Галактика окружена своеобразной «короной» из космических лучей. Эта «корона» имеет форму сферы, в области экватора которой расположена основная часть звезд нашей Галактики. Радиус такой сферы составляет примерно 5 · 1022 см, или 50 000 световых лет. В ней обнаружены и магнитные поля, которые в основном расположены произвольно. Частицы космических лучей проходят в Галактике очень большие расстояния. Вследствие отсутствия какой-либо направленности магнитных полей космические лучи в Галактике равномерно распределены во всем объеме сферы. Таким же образом распространены космические лучи и в галактике созвездия Андромеды и, по-видимому, во всех спиральных галактиках.

На основании рассмотренного материала можно сделать вывод, что вещество во Вселенной находится в основном в трех видах — в виде плазмы, состоящей из ионизированных атомов с различной плотностью и температурой (звезды с их оболочками, оболочки планет, газовые туманности, космические лучи), в виде разнообразных химических соединений при сравнительно низкой температуре (планеты, астероиды, метеориты, кометы, пылевые туманности) и, наконец, в виде сверхплотного вещества (белые карлики, нейтронные звезды, ядра планет). Ниже мы покажем, что состояние вещества, так же как и его химический состав, тесно связано с процессом эволюции звезд, планет и других космических тел во Вселенной.

 

9. Основные закономерности в распространенности элементов и их изотопов

Чем выше атомный вес элемента, тем реже он встречается в природе. Обращает на себя внимание также факт повышенной распространенности элементов с четными порядковыми номерами. Содержание их составляет в целом для Земли 97,21 вес.%, по числу атомов — 97,35 %. Содержание нечетных элементов значительно меньше. Преобладание четных элементов над нечетными особенно резко проявляется в группе редкоземельных элементов. Эти элементы имеют чрезвычайно близкие химические свойства, что обусловлено одинаковым строением их наружных электронных оболочек. Все 14 элементов этой группы сопутствуют друг другу при различных геологических и геохимических процессах, и соотношение их содержания практически не изменяется. На рис. 28 показаны кривые распространенности элементов этой группы в земной коре и метеоритах. Видно последовательное повышение распространенности четных элементов по сравнению с нечетными.

По мере того как выяснялись все новые и новые закономерности в распространенности химических элементов в земной коре, естественно появлялись и попытки объяснить наблюдаемые закономерности.

 

Рис. 28. Распространенность редкоземельных элементов в земной коре (1) и метеоритах (2). (Распространенность лантана принята за единицу.)

 

Прежде всего пытались найти зависимость периодических изменений в величинах распространенности элементов от их атомных весов. Такой подход был тесно связан с общим развитием химии в последней четверти XIX века. К этому времени Д. И. Менделеев открыл закон о периодических изменениях разнообразных химических и физических свойств химических элементов и их соединений. Однако все попытки найти какую-либо периодическую закономерность в распространенности элементов не увенчались успехом. Оказалось, что распространенность химических элементов в земной коре не связана с их химическими свойствами.

Элементы с очень близкими химическими свойствами часто имеют самую различную распространенность. В качестве примера можно привести данные по распространенности в земной коре щелочных металлов. Так, содержание калия равно 2,35 вес. %, натрия — 2,4, лития — 0,005, рубидия — 0,008 и, наконец, цезия — 0,001 вес. %. И наоборот, часто распространенность элементов с совершенно различными химическими свойствами почти одинакова. Например, распространенность фосфора равна 0,12, марганца—0,1 вес. %. Почти одинакова распространенность кадмия и йода: 0,0005 и 0,0001 вес. % соответственно и т. д.

Распространенность элементов зависит от свойств атомных ядер и их устойчивости. Это обнаружили после открытия стабильных изотопов и точного определения изотопного состава всех природных элементов. Сведения об относительной распространенности изотопов в земной коре получены для всех химических элементов. Соотношения между изотопами одного элемента самые различные. Некоторые элементы, например медь и европий, состоят из двух изотопов с почти равной распространенностью, распространенность двух изотопов лантана отличается между собой почти в 100 раз. Наименьшую относительную распространенность имеет изотоп Не3 — всего лишь 0,00013 % общего числа всех атомов атмосферного гелия.

Изучение относительной распространенности изотопов показало, что изотопный состав химических элементов на Земле постоянен. Например, у хлора, извлеченного из морской воды и выделенного из минералов — апатита и других, атомный вес оказался одинаковым. То же самое обнаружено для никеля, железа, кремния, ртути, азота, сурьмы и меди.

Изучение изотопного состава элементов в метеоритах показало, что он аналогичен их изотопному составу на Земле. Ниже приведен изотопный состав железа в земной коре и метеорите (табл. 8). Постоянство изотопного состава многих элементов в земной коре и метеоритах указывает, видимо, на их происхождение из одного и того же космического вещества и на одинаковый характер ядерных реакций, приводящих к синтезу элементов Земли и метеоритов.

Изотопный состав атмосферы звезд изучен еще совершенно недостаточно. Однако имеются указания, что он может быть различным. Впервые это показал советский ученый Г. А. Шайн для изотопов углерода — С12 и С13. Отношение их распространенностей для атмосфер некоторых углеродных звезд меняется от 1 до 50. В настоящее время найдено, что для Земли, метеоритов и атмосферы Солнца отношение С13/С12 равно 0,011, а для атмосфер звезд класса N колеблется от 0,05 до 0,5, для атмосфер звезд класса R — от 0,02 до 0,3. Для межзвездного вещества оно равно 0,2. Эти различия имеют очень большое значение для решения вопроса о происхождении химических элементов, их синтезе в звездах и последующей эволюции в космическом пространстве и планетах.

 

Таблица 8

Изотопный состав железа(содержание Fe56 принято за 100 °/0)

 

Распространенность изотопов подчиняется определенным закономерностям, главные из них следующие.

1. Наибольшей распространенностью обладают изотопы с четным числом протонов и нейтронов. На их долю приходится около 60 % числа всех стабильных изотопов. Изотопы с нечетным числом протонов или нейтронов менее распространены — их сумма составляет около 36 %. На долю изотопов с нечетным числом протонов и нейтронов приходится всего 4 %.

2. Максимальной распространенностью обладают изотопы, атомный вес которых кратен четырем, например Не 4 , О 16 , Ne 20 , Mg 24 , Fe 56 и другие. На долю таких изотопов приходится 86,81 % веса земной коры.

3. В области элементов с Z<35 изотопы с большим избытком нейтронов менее распространены; в области элементов с Ζ>35, наоборот, преобладают изотопы с большим избытком нейтронов. Этот факт указывает на различный характер процессов, приведших к образованию этих двух групп элементов.

 

Рис. 29. Зависимость распространенностей изотопов химических элементов от массового числа.

 

Все существовавшие ранее гипотезы образования химических элементов исходили из средней космической распространенности изотопов природных элементов, к рассмотрению которой мы сейчас и переходим. На рис. 29 показана зависимость средней распространенности изотопов химических элементов от их массового числа. Она проведена по данным, полученным на основании анализа химического состава 50 звезд, Солнца, Земли и метеоритов. Средняя распространенность легких элементов берется из данных спектрального анализа атмосфер звезд в предположении, что для огромного их большинства происходит непрерывное перемешивание вещества между оболочкой звезды и ее центральными областями. Для относительно тяжелых элементов взяты данные анализов каменных метеоритов, которые многими учеными принимаются в качестве образцов среднего состава первичного вещества всех тел Солнечной системы. Следует при этом иметь в виду некоторую неоднозначность приведенных величин. Она обусловлена прежде всего различной погрешностью методов, применяемых отдельными исследователями. Например, данные по распространенности многих элементов (титана, ванадия, калия и других) в метеоритах, полученные в последнее время с помощью активационного анализа, оказались в 50—100 раз меньшими по сравнению с прежними определениями, при которых использовались обычные химические методы. Следовательно, по мере усовершенствования методов анализа вещества различных космических тел будет, безусловно, изменяться ход отдельных участков кривой средней космической распространенности химических элементов.

Из данных, которыми мы сейчас располагаем, видно, что самый распространенный элемент в космосе — водород, который составляет основную массу вещества звезд, космических лучей и некоторых планет. Второе место занимает гелий, которого в среднем в десять раз меньше, чем водорода. После гелия на кривой наблюдается резкий спад, соответствующий распространенности изотопов лития, бериллия и бора. Среднее суммарное содержание этих элементов в солнечной системе в 108 раз меньше, чем водорода, и в 300 раз меньше, чем кальция. После этого провала кривая средней распространенности поднимается вверх: распространенность изотопов углерода, азота, кислорода и других элементов только в 103—104 раз меньше распространенности водорода. Наибольшей распространенностью обладают изотопы С12, Ν14 и О16, затем распространенность изотопов медленно уменьшается по мере увеличения их массовых чисел вплоть до скандия, содержание которого очень мало и приближается к содержанию бериллия. После скандия кривая еще раз очень круто поднимается вверх и достигает максимума для железа и соседних с ним элементов.

В этой связи следует еще раз отметить, что изотопы железа и близких к нему элементов (см. рис. 4) характеризуются в отличие от всех остальных элементов сравнительно большой величиной энергии связи на один нуклон. Поэтому все они энергетически наиболее устойчивы. Одним из самых устойчивых изотопов является Fe56, наиболее распространенный изотоп в космических телах. На этот очень интересный факт обратил внимание еще в 1935 г. акад. А. Е. Ферсман. Он указывал, что железо в земной коре занимает четвертое место по своему весу и восьмое по числу атомов… В метеоритах железо по весу занимает второе место, по числу атомов — четвертое. Одно из первых мест принадлежит ему и в атмосфере Солнца; сравнительномного, по-видимому, железа и в космических лучах.

После железа (см. рис. 29) распространенность элементов постепенно уменьшается, затем остается почти постоянной с небольшими максимумами, которые соответствуют изотопам, имеющим магические числа нейтронов и протонов, равные 50, 82 и 126. Мы уже обращали внимание на эти изотопы и показали, что они обладают повышенной стабильностью по сравнению с другими изотопами. Следует прежде всего отметить Zr90(N = 50) и Sn119(Z = 50), которые обладают максимальной распространенностью по сравнению с соседними изотопами. Заметно увеличение содержания изотопов редкоземельных элементов, имеющих 82 нейтрона. Например, для Рг141 распространенность больше в 8 раз, для La139—в 27 раз, Nd142 — в 5 раз и Се140 — в 12 раз по сравнению со средней распространенностью-изотопов редкоземельных элементов в земной коре. Из самых тяжелых элементов максимальной распространенностью обладает изотоп РЬ208, который является дважды магическим (Z = 82, N = 126). Согласно последним данным, его средняя распространенность значительно выше распространенности многих изотопов-элементов средней части периодической системы.

В этой главе мы познакомились с разнообразными телами Вселенной, их основными характеристиками и. химическим составом. Картина Вселенной раскрывается во всем многообразии форм существования вещества — от чрезвычайно разреженного его состояния в межзвездной среде до сверхплотного в белых карликах. Имеющиеся сведения о химическом составе космических тел показывают, что основные элементы Вселенной — самые легкие элементы — водород и гелий. Более тяжелые элементы распространены чрезвычайно редко, что указывает на большую трудность осуществления процессов их синтеза в природных условиях.

Для познания путей этого синтеза большое значение имеет выявление аномалий в распространенности элементов и процессов, приведших к ним. Наиболее четко эти аномалии проявляются в телах Солнечной планетной системы. Число планетных систем в нашей Галактике исчисляется миллионами. Предполагается, что из «близких» к Солнцу звезд две наверняка окружены планетоподобными спутниками — это звезды 60-я из созвездия Лебедя и 70-я из созвездия Змееносца. Мы видели, что все объекты Солнечной системы — холодные тела с относительно малым содержанием водорода. В этом заключается коренное отличие от звезд, туманностей и межзвездного пространства, в которых велико содержание водорода. Сопоставление химического состава этих тел с химическим составом звезд, межзвездной среды и космических лучей поможет нам разобраться в вопросе о происхождении химических элементов и их эволюции.

 

Глава третья

ОБРАЗОВАНИЕ ХИМИЧЕСКИХ ЭЛЕМЕНТОВ

 

Огромных успехов достиг человек в познании тайн мироздания. Он проник в глубь атома, расщепил его на составные части. Получено много новых частиц и античастиц, которые рождаются при различных ядерных процессах. Человек овладел энергией атомного ядра и успешно использует ее в своей практической деятельности. Осуществилась мечта, которая на протяжении более 20 столетий владела умами людей в их стремлении завоевать природу — ученые в лабораторных условиях стали превращать одни элементы в другие.

Современные способы осуществления ядерных реакций дали возможность не только получить разнообразные радиоактивные изотопы известных элементов, но и синтезировать новые элементы, полученные только искусственным путем и не обнаруженные на Земле.

 

1. Лабораторный синтез элементов

Одним из крупнейших достижений науки о превращениях элементов является синтез новых искусственных элементов.

Некоторые сведения о них приведены в табл. 9. i периодической системе элементов они закрашены зеленым цветом (см. табл. 2).

Элемент технеций (Z = 43) был впервые получен при облучении молибдена дейтронами с энергией около 5 Мэв и тепловыми нейтронами по реакциям:

Mo 98 (d, п) Тс 99 и Мo 98 (n, γ)Mo 99  β¯ →Тс 99 . Изотопы этого элемента получаются при делении урана; так, реактор мощностью на 100 Мет производит около 2,5  мг Тс 99 в сутки. В настоящее время получено уже много килограммов металлического технеция; он находит широкое практическое применение.

Элемент прометий (Z = 61) обнаружен в продуктах деления урана. В реакторе указанной выше мощности получается 1  мг Pm 147 в сутки. Прометий в настоящее время выделен в больших количествах и используется, например, для изготовления атомных батарей.

Элемент астат (Z=85) синтезирован впервые при облучении висмута альфа-частицами с энергией 32 Мэв по реакции Bi 209 (α, 2n)At 211 . Все изотопы астата имеют короткий период полураспада, и поэтому этот элемент не удается получить в весомых количествах.

Элемент франций (Z = 87) имеет изотопы с очень коротким периодом полураспада (Т≤ 20  мин) , и поэтому его так же, как и астат, трудно получить в сколько-нибудь заметных количествах. Впервые он был открыт в продуктах радиоактивного распада U235 по цепочке

В настоящее время его получают, как правило, при облучении урана или тория частицами высокой энергии на гигантских синхроциклотронах.

В 1940 г. был идентифицирован первый заурановый элемент нептуний (Ζ = 93). Он получался по реакции . По такой же (п, γ) — реакции впервые синтезированы америций (Z=95) и фермий (Z= 100).

При длительном облучении U238 в ядерном реакторе потоком нейтронов с высокой интенсивностью можно· получить изотопы всех трансурановых элементов вплоть до фермия (2 = 100). Схема такого процесса приведена на рис. 30. Видно, что ядро U238, захватив нейтрон, превращается в изотоп U239; путем β-распада он превращается в изотоп Νρ239, который таким же образом переходит в изотоп Ри239; последний благодаря сравнительно большому периоду полураспада (Т = 24 400 лет) захватывает нейтрон и цепочка (п, γ) — реакций и Р_распадов продолжается вплоть до фермия. Дальше цепь превращений прерывается, поскольку у фермия нет долгоживущих изотопов.

 

Рис. 30. Схема синтеза изотопов трансурановых элементов в ядерном реакторе.

 

Этот способ наиболее эффективен для получения многих трансурановых элементов. Так, например, плутоний в настоящее время получается в больших количествах. Этот элемент — один из главных продуктов атомной промышленности и изучен значительно лучше многих давно известных химических элементов. Другие трансурановые элементы получены в гораздо меньших количествах.

На основании многочисленных данных о ядерных реакциях, приводящих к синтезу новых искусственных элементов, можно сделать вывод о наиболее эффективных способах синтеза всех химических элементов. Из вышесказанного следует, что самым эффективным способом является метод последовательного присоединения нейтронов по (n, γ) — реакциям. Синтез элементов может быть осуществлен и за счет (α, γ) — и (р, γ) — реакций. Однако вероятность их протекания при малых энергиях бомбардирующих частиц чрезвычайно мала;

 

Таблица 9

Искусственные элементы

 

при энергиях, значительно превышающих потенциальный барьер ядер, возрастает сечение конкурирующих реакций типа (α, п) и (р, п). По реакциям типа (α, хп), где х=1 или 2, также могут быть синтезированы изотопы многих элементов. Сечения их достаточно высоки, но вследствие того что потоки альфа-частиц в циклотронах значительно меньше потоков нейтронов в реакторах, таким путем не удается получать весомые количества элементов.

Некоторые изотопы трансурановых элементов могут быть синтезированы только в реакциях с многозарядными ионами. Степень эффективности получения таким путем изотопов более легких элементов еще окончательно не установлена. По-видимому, она такая же, как и в реакциях с альфа-частицами. Преимущество реакций с многозарядными ионами состоит в возможности получения значительно более тяжелых изотопов по сравнению с облучаемым ядром.

Накопленные в опытах сведения о разнообразных превращениях ядер и о методах искусственного синтеза химических элементов позволили с совершенно новой точки зрения подойти к решению проблемы происхождения химических элементов. Закономерности ядерных реакций, приводящих к синтезу элементов, послужили теоретической основой для изучения вопроса об их образовании в природных условиях.

 

2. Теории образования химических элементов

В настоящее время данные, полученные по искусственному превращению элементов, свидетельствуют о том, что атомы всех химических элементов, найденных на Земле, могли образоваться в результате протекания всевозможных ядерных реакций. Однако оставался нерешенным один из основных вопросов естествознания: когда и где образовались химические элементы в природных условиях? Очевидно, что в условиях, которые были на Земле со времени ее образования, синтез элементов не мог протекать. Поэтому, естественно, возник вопрос о поисках других космических тел, существующих сейчас или существовавших до образования Вселенной, в которых могли бы протекать процессы синтеза химических элементов.

Мысли об образовании элементов в других космических телах возникли еще в конце XVIII в. у некоторых естествоиспытателей. Основанием для них послужили данные о распространенности химических элементов в земной коре, метеоритах и атмосфере Солнца. Уже первые сведения об этих величинах показали чрезвычайную неравномерность в распространении отдельных элементов. Этот факт, как мы увидим дальше, лег в основу всех теорий о происхождении элементов.

Английский физик У. Крукс, выступая в 1886 г. в Королевском институте в Лондоне, высказал предположение, что все химические элементы образовались в космических телах из одного первичного вещества — «протила». Особенно следует отметить гениальные предвидения революционера Николая Александровича Морозова, который, находясь в заточении в Шлиссельбургской крепости, в 1903 г. писал: «Можно ли заключить., что каждый из известных нам до сих пор семидесяти восьми видов материи так же вечен, как и она сама: что газы нашей атмосферы, металлы земной коры и все вообще химические элементы, наблюдаемые нами в небесных светилах, не произошли и не происходят где-нибудь теперь, среди туманных скоплений, носящихся в бездонной глубине небесных пространств? Можно ли отсюда заключить, что атомы основных веществ, заключающиеся в нас и в окружающих нас телах, не распадаются никогда на более первоначальные частички, при каких-либо иных космических условиях, вроде тех небесных пожаров, которые обнаруживаются время от времени при спектральном исследовании внезапно вспыхивающих звезд? Конечно, нет».

После осуществления первой искусственной ядерной реакции ученые стали все чаще и чаще обращаться к другим космическим телам, пытаясь разгадать их тайну и в первую очередь найти ответ на вопрос — откуда звезды, подобные Солнцу, черпают свою энергию, которую они в течение многих миллиардов лет непрерывно и неизменно испускают в мировое пространство? До открытия ядерных реакций, сопровождающихся выделением огромного количества тепла, люди не знали таких источников энергии, которые могли бы объяснить светимость звезд. Ядерные реакции явились первым таким источником. Уже через четыре года после первого искусственного ядерного превращения крупный шведский химик С. Аррениус писал о том, что источником энергии Солнца могут являться ядерные реакции синтеза гелия из водорода.

Позднее, в 1929 г., Э. Аткинсон и Ф. Хоутерманс пришли к заключению, что вследствие высокой температуры в центре звезд протоны могут приобретать значительную кинетическую энергию, достаточную для преодоления потенциального барьера самых легких ядер. Эти взгляды теоретически были обоснованы Г. Бете. Он показал, что при образовании ядра гелия из четырех ядер водорода выделяется колоссальная энергия, достаточная для поддержания температуры Солнца и возмещения постоянного излучения энергии в течение десятков миллиардов лет.

С начала двадцатых и до конца сороковых годов вопрос о происхождении элементов стал обсуждаться главным образом физиками, которые предлагали различные гипотезы образования элементов. Все они исходили из предположения, что химические элементы образовались в результате всевозможных ядерных реакций, протекавших в больших масштабах в какой-то один определенный момент, предшествующий образованию ЗЕезд. Имеющиеся к тому времени сведения о светимости звезд не позволяли установить, в каких космических объектах могли протекать ядерные процессы, приводящие к синтезу тяжелых ядер. Поэтому был сделан вывод о том, что более тяжелые элементы, чем гелий, в настоящее время в звездах не образуются.

Существовавшие до 1950 г. теории образования химических элементов можно подразделить на две основные группы — теории образования атомных ядер в условиях термодинамического равновесия и неравновесные теории. Впервые основные положения равновесной теории были Еысказаны Г. И. Покровским в 1931 г. и затем получили дальнейшее развитие в работах В. В. Чердынцева, В. Хойля и других. В этой теории предполагается существование в какой-то дозвездный период вещества с чрезвычайно высокой температурой (порядка 1010 градусов) и плотностью (около 1014 г/см 3 для среды из заряженных частиц и в десять раз меньшей для среды из нейтронов). Предполагается, что в исходном веществе в определенный момент его существования ядерные реакции достигают равновесия, при котором процесс синтеза атомных ядер уравновешивается их распадом. Затем такое вещество должно очень быстро перейти в качественно новое состояние — в условия сравнительно низких температур и давления, при которых не могут протекать ядерные реакции. При таком «замораживании» равновесной системы последняя сохраняет относительное содержание атомных ядер, которое было достигнуто в момент равновесия. Распространенности, рассчитанные по этой теории, в общем вполне удовлетворительно совпадают с наблюдаемыми средними распространенностями изотопов в космосе только в области легких элементов. Основной недостаток всех равновесных теорий заключается в том, что до сих пор не представляется возможным на основании наших знаний о ядерных реакциях объяснить причину замораживания равновесных реакций.

По неравновесным теориям синтез атомных ядер протекает при низких температурах и давлении. Одной из наиболее широко известных таких теорий является α-β-γ-теория, предложенная в 1948 г. Согласно этой теории, возникновение химических элементов происходило в момент быстрого расширения первичной материи, называемой «илем». Под ним подразумевается система из нейтронов и гамма-квантов при большом давлении. Когда в результате релятивистского расширения давление в системе упало, то нейтроны стали превращаться в протоны и электроны, ибо газ, состоящий из одних нейтронов, может существовать только лишь при очень высоких плотностях, подобных плотностям нуклонов в атомных ядрах. Образующиеся протоны захватывали нейтроны с образованием дейтронов, которые в сбою очередь также способны присоединять нейтроны. Предполагается, что за 15 мин путем последовательного захвата нейтронов и β-распада образующихся ядер, подобно тому как это происходит в ядерном реакторе за длительное время, были созданы все существующие в настоящее время изотопы природных стабильных элементов. Описанная теория хотя удовлетворительно объясняет некоторые закономерности распространенности изотопов в области тяжелых элементов, но совершенно неприменима к объяснению происхождения изотопов легких элементов. Имеется очень серьезное возражение против такой теории. Оно заключается в том, что в природе не существует стабильных ядер с массой 5 и 8, без которых не может произойти образование более тяжелых изотопов. Кроме того, неясно, в какой момент развития вещества нашей Вселенной она могла пройти стадию расширения за столь короткое время, как это предполагается в теории.

Существенный перелом в решении проблемы образования химических элементов начался с 1952 г., когда американские физики (В. Фаулер, Е. Сальпетер, А. Камерон и Д. Гринштейн), а также английские астрофизики (Е. Бербидж, Дж. Бербидж и Ф. Хойль) предложили теорию синтеза химических элементов в звездах. Эта теория основана на современных данных астрофизики, ядерной физики и ядерной химии. Согласно этой теории, синтез элементов происходит на всех стадиях развития звезд.

 

3. Рождение элементов в звездах

Интенсивное развитие астрономии и особенно наблюдательной астрофизики — науки, которая занимается изучением физической природы космических тел, — за последние десять лет позволило, как мы видели в предыдущей главе, получить многие важные характеристики известных ранее звезд: массу, светимость, размеры и химический состав, — установить ряд закономерностей в свойствах звезд и открыть новые космические объекты. Это дало возможность найти космические тела, в которых в настоящее время могут протекать ядерные реакции, приводящие к синтезу элементов. Поэтому отпала необходимость в предположении какого-либо особого дозвездного состояния вещества, чтобы объяснить современную распространенность химических элементов.

Ниже мы покажем, что синтез химических элементов происходит на всех стадиях развития звезд, как закономерный процесс их эволюции, которая обусловлена двумя основными факторами: гравитационным сжатием, приводящим к сокращению объема звезды, и ядерными реакциями, сопровождающимися выделением огромного количества энергии, что предотвращает процесс сжатия. Следует указать, что не менее существенную роль в эволюции звезды играет процесс истечения звездного вещества на некоторых стадиях их развития, который может привести к существенному изменению состояния звезды.

Во многих зарубежных странах даже в настоящее время большой популярностью пользуется «гипотеза» Леметра об одновременном создании около двух миллиардов лет назад всех звезд и галактик. Однако эту гипотезу нельзя считать правильной. Обнаруженные в последние годы с помощью мощных телескопов новые космические объекты: голубые галактики, звездные ассоциации — группы горячих гигантских звезд одинакового типа, несомненно, говорят о том, что процесс образования звезд и галактик происходит и в настоящее время. Существование разнообразных типов звезд и галактик различного возраста также свидетельствует о том, что они образовались в различное время.

Обнаружено, что самые молодые звезды находятся в неправильных галактиках и плоских составляющих спиральных галактик, т. е. в тех частях Вселенной, в которых много пыли и газа. Поэтому, естественно, возникла гипотеза о том, что исходным материалом для образования звезд являются пыль и газ, которые при движении под действием физических и механических факторов претерпевают сжатие с образованием сгустков. С помощью большого телескопа акад. В. Г. Фесенков совместно с Д. А. Рожковским на фотографиях газово-пылевых туманностей в созвездии Лебедя обнаружили волокна, которые распались на отдельные сгущения, образующие звездные цепочки. Было установлено, что образование этих звездоподобных сгущений произошло не более чем несколько тысяч лет назад. Исследования Фесенкова говорят о том, что образующиеся таким образом звезды имеют малую светимость и красноватый цвет.

Однако это, по-видимому, не единственный путь образования звезд. Недавно крупнейший советский астроном акад. В. А. Амбарцумян выдвинул гипотезу, согласно которой звезды, а также пылевые и газовые туманности возникают в результате взрыва некоторого сверхплотного вещества. Ниже мы покажем, что это вещество может образоваться на последней стадии существования белых карликов. Таким путем образуются бело-голубые звезды — одни из самых молодых звезд главной последовательности нашей Галактики.

Под действием гравитационного сжатия вещество будущей звезды начинает разогреваться. Сжатие происходит до того момента, когда температура вещества будет достаточно высокой для начала ядерных реакций. С этого момента начинает свое существование новая звезда. Дальнейшая эволюция звезды определяется в основном различными ядерными реакциями, которые мы опишем ниже.

а) Синтез ядер гелия

Новые звезды в основном состоят из ионизованных атомов водорода, т. е. из водородной плазмы. Поэтому, естественно, что на первых стадиях эволюции звезды протекают реакции с участием ядер водорода. Теоретические расчеты и сравнения с ядерными реакциями, полученными в лабораторных условиях, позволили установить, что для большинства звезд главкой последовательности и плоской составляющей нашей Галактики основные ядерные реакции приводят к синтезу гелия из ядер водорода.

Изучение спектров звездных атмосфер, как мы видели ранее, дает возможность определить температуру и плотность вещества звезд на их поверхности. На основании законов классической физики можно показать, что по мере продвижения в центр звезды температура я плотность резко увеличиваются. Например, в центре Солнца температура возрастает до 20 млн. град, а плотность вещества почти в 100 раз превышает плотность воды.

При температуре 20 млн. град, энергия теплового движения ядер водорода в плазме равна около 2 кэв. Из лабораторных опытов известно, что ядерные реакции с заряженными частицами вследствие потенциального барьера, возрастающего с увеличением порядкового номера элемента, не могут протекать при такой низкой температуре. Тем не менее имеются доказательства возможности протекания таких реакций, правда, с очень малой вероятностью. Это объясняется двумя обстоятельствами: максвелловским распределением скоростей частиц и туннельным эффектом.

 

Рис. 31. Распределение частиц по скоростям их теплового движения.

 

В 1860 г. английский физик Дж. Максвелл установил закон распределения скоростей частиц газа, согласно которому при любой температуре существует некоторое число частиц со скоростями, значительно превосходящими среднюю скорость при данной температуре (рис. 31). Поэтому при любой температуре имеется какое-то сравнительно небольшое число частиц, энергия которых резко превышает среднюю энергию частиц(FT); последняя может быть найдена из уравнения

Можно вычислить, что при температуре в десятки миллионов градусов средняя энергия теплового движения ядер водорода составит величину порядка нескольких килоэлектронвольт, а для части частиц за счет максвелловского распределения — значительно больше.

Если бы ядерные частицы подчинялись законам классической механики, то они могли бы преодолеть кулоновский барьер атомных ядер только при энергиях порядка нескольких мегаэлектронвольт. Но поскольку они подчиняются законам квантовой механики, они могут как бы «проныривать» кулоновский барьер (см. рис. 7), и таким образом сближение ядра и частицы происходит при более низких энергиях. Это прохождение частиц через потенциальный барьер называют туннельным эффектом. Для иллюстрации этого явления укажем, например, что реакция Li7(р, 2α) протекает при энергии протонов меньше 0,2 Мэв, хотя высота потенциального барьера в пять раз больше.

Из вышеизложенного можно сделать вывод, что синтез ядер возможен за счет реакции между заряженными частицами при энергиях порядка нескольких килоэлектронвольт. Это объясняется также и тем, что число ядер водорода в центре звезды благодаря высокой плотности вещества значительно выше, чем можно получить на современных циклотронах. Это приводит к увеличению числа столкновений между ядрами водорода.

Реакции, протекающие в звездах и приводящие к синтезу гелия из ядер водорода, «нагретых» в результате теплового движения, называются термоядерными.

В момент возникновения процесса синтеза ядер гелия звезда однородна по своему химическому составу. До вследствие того, что температура в ее центре в тысячи раз больше, чем на поверхности, ядерные процессы начинаются только в центре звезды. В настоящее время известно два механизма термоядерных реакций. Они получили название протон-протонного и углеродно-азотного циклов.

Протон-протонный цикл состоит из нескольких последовательных ядерных превращений. Они в зависимости от высоты потенциального барьера, вероятности туннельного эффекта, величины сечения протекают с различными скоростями, обычно характеризующимися средней продолжительностью, т. е. временем, в течение которого ядро А, столкнувшееся с ядром В, вступит с ним в ядерное взаимодействие. Основные характеристики отдельных реакций протон-протонного цикла приведены в табл. 10. К ним относятся величина энергии, выделяемой в каждой реакции, их сечение и продолжительность. Схематически ядерные реакции протон-протонного цикла изображены на рис. 32.

Вначале происходит слияние двух протонов, что приводит к образованию ядра дейтерия Н2 или иначе дейтрона D. Этот процесс сопровождается испусканием позитрона и нейтрино.

 

Таблица 10

 

В лабораторных условиях подобные процессы еще никогда не наблюдались, однако теоретически эта реакция поддается расчету, который показывает, что в условиях большинства звезд ее продолжительность составляет 14 млрд, лет и определяет время всего цикла. Сечение ее ничтожно мало.

 

Рис. 32. Схема ядерных превращений протон-протонного цикла.

 

Вторая стадия — это превращение образовавшегося дейтерия в ядро Не3 с выделением избытка энергии в Еиде гамма-кванта. Эта реакция протекает примерно за 6 сек:

На третьей стадии происходит слияние двух ядер Не3 с образованием ядра гелия Не4 и двух ядер водорода:

Это тоже довольно медленный процесс, его продолжительность составляет около миллиона лет. Однако он сопровождается выделением наибольшего количества энергии. По мере того как в звездах накапливаются ядра гелия или в том случае, когда в веществе, из которого образовалась звезда, уже содержатся ядра гелия, возможны другие варианты в последней стадии про-тон-протонного цикла.

В варианте А ядро Не3 реагирует с ядром Не4 с образованием ядра Be7. Последний захватывает электрон с образованием Li7. В условиях земли происходит захват электрона с К-оболочки с периодом полураспада, равным 52 дням. В звездных системах, где атомы ионизированы, захватываются, по-видимому, электроны плазмы. По вычислениям Г. Бете, период полураспада Be7 в условиях Солнца должен увеличиться до 14 месяцев. Цикл завершается реакцией взаимодействия ядра Li7 с протоном. Образующееся составное ядро распадается на два ядра гелия Не4. Именно на этой стадии и выделяется основная часть энергии всего цикла ядерных реакций.

В варианте В образующееся ядро Be7 соединяется с ядром водорода и превращается в неустойчивое ядро В8, которое путем позитронного распада переходит в Be8, последнее ядро очень неустойчиво и мгновенно распадается на два ядра гелия. В протон-протонном цикле образуется изотоп лития Li7, содержание которого составляет примерно 93 % общего содержания лития в земной коре. Однако литий до сих пор не удалось обнаружить в атмосфере Солнца и других звезд. Это может указывать на то, что он полностью выгорает в протекающих термоядерных процессах.

В результате протекания реакции протон-протонного цикла в звездах выделяется огромная энергия, равная 6,2 Мэе, или 153 млн. больших калорий на 1 г водорода. Она в три миллиона раз больше, чем энергия, которая выделяется при его сжигании по реакции Н 2 + О 2 = 2Н 2 О и в 15 млн. раз больше, чем при сжигании такого же количества высокосортного каменного угля, следовательно, термоядерная реакция синтеза ядер гелия из ядер водорода является самым эффективным источником энергии из всех источников, известных человеку. Поэтому в последнее время весьмa интенсивно ведутся работы по исследованию термоядерных реакций. Были изучены наиболее выгодные «энергетическом отношении реакции синтеза ядер гелия, которые могут протекать за короткое время. Найдено, что наиболее эффективной является реакция H 3 + Н 2 = Не 4 + о n 1 +17 Мэв. Она протекает за 1,2 X X10 -6 сек. Дейтерий в природе встречается в больших количествах; на каждые 6000 атомов водорода приходится 1 атом дейтерия, и его производство не представляет особых затруднений. Второй исходный продукт этой реакции — тритий, радиоактивный изотоп с периодом полураспада 12,1 года, — можно получить при бомбардировке природного лития нейтронами в ядерном реакторе. Существуют и другие высокоэнергетические реакции с изотопами водорода, приводящие к синтезу гелия. Но вышеуказанная реакция между тритием и дейтерием отличается тем, что может протекать самопроизвольно за счет тепла, выделяющегося при синтезе ядер гелия. Однако для начала реакции требуется высокая температура, которую можно создать благодаря теплу, выделяемому при делении ядер урана медленными нейтронами. На этом принципе и основано действие водородных бомб.

В настоящее время ученые всех стран мира работают над проблемой осуществления управляемых термоядерных реакций. Некоторые успехи в этой области уже получены в Советском Союзе, США и Англии.

После решения этой проблемы человечество получит огромнейшие запасы внутриядерной энергии, которые полностью обеспечат его потребности в энергетических ресурсах на многие тысячелетия. Можно с уверенностью сказать, что в недалеком будущем люди создадут «свое солнце» на Земле.

Углеродно-азотный цикл термоядерных реакций был впервые предложен Г. Бете в 1939 г.

 

Рис. 33 Схема ядерных превращений углеродно-азотного цикла.

 

Этот цикл предусматривает наличие углерода внутри звезд. Полная схема ядерных превращений приведена на рис. 33, а некоторые характеристики — в табл. 10. При наличии углерода и значительно более высоких температурах, чем при протон-протонном цикле, в недрах некоторых звезд может происходить реакция присоединения протона к ядру углерода с образованием изотопа азота N13:

1. С 12 + Н 1 → Ν 13 + γ.

Продолжительность этой реакции 13 млн. лет. Ядро Ν13 неустойчиво, период его полураспада около 10 мин. Испуская позитрон, оно превращается в стабильный изотоп углерода С13:

2. N 13 → C 13 + e + + ν.

Вследствие присоединения протона ядро С13 превращается в ядро азота Ν14, изотопа, который составляет основное количество азота в атмосфере Земли:

3. С 13 + Η 1  → Ν 14 + γ.

Продолжительность этой реакции составляет 2,7 млн. лет. Примерно через каждые 320 млн. лет ядро Ν14 захватывает протон и превращается в ядро радиоакивного изотопа кислорода О15:

4. Ν 14 + Н 1  → О 15 + γ.

Это ядро кислорода неустойчиво (период полураспада мин). Оно превращается путем позитронного распада. стабильный изотоп азота N15:

5. О 15  → N 15  + е + ν.

Цикл завершается тем, что N15 захватывает протон и распадается на ядро С12 (ядро, с которого начинается цикл реакций) и ядро гелия:

6. N 15 + Н 1  → С 12 + Не 4 .

Таким образом, мы имеем циклическую реакцию, протекающую примерно за 337 млн. лет, в которой изо-гоп углерода С12 является как бы катализатором, подобно катализаторам в обычных химических реакциях.

Многие реакции углеродно-азотного цикла исследованы в лабораторных условиях. Лучше других изучены реакции С 12 (ρ, γ)Ν 13 и Ν ι4 (ρ, γ)0 15 . На рис. 34 приведены полученные В. Фаулером и другими зависимости сечения этих реакций от энергии протонов. Видно, что их сечения быстро увеличиваются с ростом энергии протонов. Например, сечение реакции С 12 (р, γ)Ν 13 равно 3 X X 10 -34 см 2 для энергии 313 кэв и возрастает в 20 раз при энергии 358 кэв . Сечение этой реакции удалось определить даже при энергии протонов 80 кэв . Оно составляет 9 · 10 -9 мбарн . Это самое минимальное сечение, определенное в настоящее время в лабораторных условиях.

Следовательно, сечения реакций протон-протонного и особенно углеродно-азотного циклов увеличиваются с температурой, что приводит к резкому возрастанию скорости протекания реакций различных циклов и, следовательно, к увеличению скорости выделения энергии в них. На рис. 35 представлены кривые зависимости скорости выделения тепла обоих циклов от температуры при плотности вещества 100 г/см2, весовых долях ядер водорода 0,8 и ядер углерода и азота 0,006. Видно, что углеродно-азотный цикл начинается только при температуре свыше 11 млн. град и выделение энергии в нем резко зависит от температуры вещества звезды. Например, при увеличении температуры от 14 до 20 млн. град оно возрастает более чем в тысячу раз. Из рисунка также видно, что обе кривые пересекаются в области примерно 16 млн. град, а это означает, что при данной температуре количество энергии, выделяемое при обоих циклах, одно и то же.

Если сравнить кривые рис. 35 с данными о светимости различных звезд, то станет ясно, что протон-про-тонный цикл должен доминировать для всех звезд с малой светимостью, расположенных в нижней правой части главной последовательности (см. рис. 15) и входящих в состав плоской составляющей галактик, подобных Млечному Пути. Температура в недрах этих звезд составляет менее 10 млн. град. Выше мы указывали, что таких галактик в Метагалактике сравнительно мало. Поэтому и число звезд, в которых протекает протон-протонный цикл, по-видимому, невелико. Значительно больше звезд, в которых наряду с этим циклом протекает и углеродно-азотный цикл. К таким звездам относятся и наше Солнце, и большинство звезд главной последовательности. В молодых горячих бело-голубых звездах, которые расположены в верхней левой части этой последовательности, протекает только углеродно-азотный цикл. Вычисления температуры звезд, обусловленной углеродно-азотным циклом, находятся в хорошем согласии с астрофизическими данными, о чем свидетельствуют данные табл. 11.

Общая продолжительность циклов превращения ядер водорода в гелий изменяется от 105 до 109 лет. Это самые длительные ядерные реакции, известные в настоящее время.

 

Рис. 34. Зависимость сечения реакций С 12 (р, γ)Ν 13 (1) и N 14 (р, γ)Ο ι5 (2) от энергии протонов.

 

Рис. 35. Зависимость скорости выделения тепла от температуры для протон-протонного (1) и углеродно-азотного (2) циклов.

 

Их продолжительность совпадает с возрастом нашей Галактики. В процессе протекания указанных ядерных реакций в центре звезды уменьшается содержание водорода и увеличивается содержание гелия.

 

Таблица 11

Сравнение расчетных данных углеродно-азотного цикла с данными наблюдений

 

Поэтому мы и наблюдаем звезды с различным отношением водорода к гелию. Мы уже указывали на значительные колебания в величинах отношения С13/С12 для некоторых звезд. Это является астрофизическим доказательством протекания в них углеродно-азотного цикла, в котором образуется изотоп С13. В углероде на Земле содержится до 1 % этого изотопа, это указывает на то, что вещество Земли прошло через стадию указанного цикла.

На этой же стадии развития звезды, кроме углеродно-азотного цикла, возможно протекание других реакций, известных под названием неоново-натриевого цикла. Он полностью аналогичен вышеуказанному углеродно-азотному циклу:

Энергетическая мощность этого цикла невелика, но он имеет большое значение для образования тяжелых химических элементов.

По мере того как в центре звезды происходит постепенное преобразование водорода в гелий, изменяются и основные характеристики звезды — ее светимость и радиус. Причем скорость протекания этих процессов в значительной степени зависит от массы звезды. В звездах с большой массой за несколько десятков миллионов лет весь водород в центре превращается в гелий. Такие звезды очень быстро уменьшают свою массу. Например, звезды Вольф-Райе, о которых мы уже говорили, теряют в год около одной десятитысячной доли своей массы. Это происходит не только за счет тепла, выделяемого при ядерных реакциях, но и в результате непосредственного выбрасывания вещества звезды. По мере того как сравнительно быстро уменьшается масса звезды, а водород выгорает в ее центре, уменьшается и светимость звезды и вместе с этим снижается скорость ядерных реакций и процесса выброса вещества звезды; эволюционный процесс в звезде замедляется.

На рис. 36 изображен эволюционный путь Солнца вдоль главной последовательности от состояния голубой горячей гигантской звезды. Он происходил по направлению вправо вниз в сторону меньшей светимости.

Для звезд типа Солнца эволюционный процесс протекает крайне медленно. В таком состоянии, в каком оно находится сейчас, Солнце пребывает уже около 3 млрд. лет. За это время оно потеряло всего только пятитысячную часть своей массы. Следовательно, разнообразие звезд главной последовательности можно объяснить тем, что они находятся на различных стадиях протекания процессов синтеза гелия из ядер водорода.

Когда в центре звезды водород полностью превращается в гелий, то она претерпевает резкие изменения в своей структуре и переходит из гомогенной в гетерогенную.

Схематически новое состояние звезды изображено на рис. 37. Такая звезда состоит из гелиевого ядра и водородной оболочки. Ядерные реакции протекают только в тонком слое вблизи выгоревшего ядра Резко изменяется и химический состав звезды: в центре находится преимущественно гелий, далее смесь гелия и водорода и, наконец, чистый водород. Такие звезды называются гетерогенными.

 

Рис. 36. Диаграмма «светимость — температура». Кружком обозначено положение Солнца в настоящее время. Стрелкой указан путь эволюции Солнца.

 

Интересна дальнейшая судьба таких звезд. Детальные расчеты с применением электронных вычислительных машин показали весьма интересные результаты. Оказалось, что в ходе дальнейшей эволюции звезды ее ядро должно сжиматься, уплотняться, а оболочка расширяться. Таким образом радиус звезды резко увеличивается, а величина ядра уменьшается. И звезда, при условии, что ее масса больше чем 1,5 соленной массы, превращается в красный гигант и покидает главную последовательность.

Другие звезды с меньшей массой претерпевают иные превращения. Когда в их центре заканчивается процесс выгорания водорода, ядро начинает сжиматься, что сопровождается постепенным разогреванием всей массы звезды.

 

Рис. 37. Схема строения красного гиганта.

 

Это, как мы указывали выше, приводит к увеличению скорости углеродно-азотного цикла, который протекает в промежуточном слое звезды. Из рис. 35 (кривая 2) видно, что тепловыделение в этом центре очень быстро растет с увеличением температуры. Это обстоятельство и может явиться причиной теплового взрыва оболочки звезды, который мы, по-видимому, и наблюдаем при вспышках Новых звезд. В связи с тем, что в углеродно-азотном цикле имеется два процесса β+ — распада с периодами полураспада 10 мин для Ν13 и 115 сек для О15, которые, как мы знаем, остаются постоянными при любых температурах и давлениях, скорость цикла лимитируется именно этими процессами. Поэтому быстрое ускорение процессов превращения водорода наружного слоя ядра звезды в гелий прекращается очень скоро после начала взрыва, когда все ядра С12, захватив протон, должны превращаться в ядро С13 по цепочке

Это положение в общих чертах соответствует явлениям, наблюдаемым при вспышках Новых звезд, и объясняет аномальный химический состав, наблюдаемый, например, у Новой Геркулеса 1934 (см. рис. 18).

Так как при вспышке только небольшая доля водорода успевает превратиться в гелий, то химический состав звезды в процессе взрыва в общем изменяется мало. Это приводит к тому, что подобные взрывы могут повторяться, что и обнаружено для ряда Новых звезд. Правда, звезды, претерпевшие вспышки, должны иметь аномально высокое отношение С 13 к С 12 . Действительно, наблюдаются звезды, в которых оно достигает единицы. Так как углеродно-азотный цикл преобладает для бело-голубых звезд плоской составляющей нашей Галактики, то становится понятным, почему вспышки Новых звезд обнаружены именно в в ней и почти никогда не наблюдаются в сферической составляющей, в которой бело-голубые звезды отсутствуют.

б) Слияние ядер гелия

В связи с тем что в ядрах образовавшихся красных гигантов, состоящих из гелия, не происходят ядерные реакции, ядра таких звезд претерпевают дальнейшее гравитационное сжатие, за счет которого увеличиваются температура до 100 млн. град и плотность до нескольких сотен тысяч граммов на кубический сантиметр. В этих условиях и начинается новый термоядерный процесс — слияние ядер гелия, который так же, как и термоядерный процесс синтеза гелия, не осуществлен еще в лабораторных условиях на Земле. Происходит образование ядер С 12 через промежуточную стадию, которая может быть записана следующим образом:

Не 4 + Не 4 + Е (95 кэв) = Be 8 + γ,

затем идет процесс последующего присоединения ядра гелия с выделением большого количества энергии

Be 8 + Не 4 = С 12 + γ + 7,4 Мэе.

Время жизни ядра Be8 чрезвычайно мало и составляет 1(Н7 сек; оно распадается на две альфа-частицы. Но при температурах порядка 150 млн. град и высокой плотности его количество, по-видимому, достаточно для образования ядер С12.

Возможен и непосредственный синтез С12 из ядер гелия по реакции

Эта теоретически предсказанная реакция была недавно доказана экспериментально по обратному процессу— процессу распада возбужденного ядра С12 на три альфа-частицы. Рассчитано время этой реакции. Так, при температуре примерно 1 · 108 град и плотности около 104 г/см 3 оно составляет 105 —107 лет. Захват ядер гелия вновь образующимся ядром С12 может идти и дальше вплоть до образования ядер Mg24. Этот процесс протекает следующим образом:

Как правило, после образования ядра Mg24 процесс последовательного присоединения ядер гелия приостанавливается, поскольку с увеличением порядкового номера ядер резко возрастает высота потенциального барьера присоединения альфа-частиц. Например, для ядер с Z = 10 высота барьера равна около 1 Мэв, для ядер с Z = 20 она составляет уже 4 Мэв. В красных гигантах ядра гелия имеют энергию всего лишь около 100 кэв. Поэтому даже при наличии максвелловского распределения вероятность их захвата ядрами с Z>10 резко уменьшается, и вероятность образования более тяжелых ядер сильно снижается, (α, γ) — Реакцию при малых энергиях альфа-частиц в лабораторных условиях осуществить пока не удалось. Теоретическими расчетами установлено, что вероятность образования ядер в рассматриваемом процессе на 1 г материала звезды в десять раз меньше вероятности образования ядер гелия из ядер водорода. Предполагается, что имеющегося в красных гигантах гелия хватает на 107— 108 лет.

По мере израсходования гелия в центре ядра звезды последнее сжимается, при этом вновь возрастает температура, которая может достигать миллиардов градусов. При таких условиях возможен процесс слияния двух ядер С12 с образованием изотопов Mg24, Ne20 или Na23 по реакциям:

2С 12 = Mg 24 ,

2С 12 = Ne 20 + Не 4 , '

2С 12 = Na 23 + р.

Реакции такого типа могут быть осуществлены в лаборатории только при значительно больших энергиях ядер углерода — около 100 Мэе. В условиях красных гигантов при указанной выше температуре энергия этих ядер равна примерно 1 Мэв. Однако благодаря чрезвычайно высокой плотности вещества описанные реакции могут протекать и в таких условиях.

На этой стадии в звезде появляются условия для протекания различных реакций. Например, в результате (α,γ) — реакций образуются гамма-кванты с энергией, равной нескольким мегаэлектронвольтам. Они могут выбить альфа-частицы из уже образовавшихся ядер, имеющих наименьшие энергии связи этих частиц. Наиболее подходящим является ядро Ne20, для которого энергия связи альфа-частиц равна только 4.75 Мэв, в то время как для других ядер, например С12 и О16, она почти в два раза больше. Альфа-частицы, полученные по реакции

имеют уже энергию порядка 10 Мэв и поэтому могут быть захвачены более тяжелыми, чем Mg24, ядрами. Процесс такого типа, как Mg 24 + Не 4 = Si 28 + γ , приводит к образованию изотопов Si 28 , S 32 , Аг 36 , Са 40 , Са 44 , Ti 48 и других. Конечно, вероятность их образования должна резко уменьшаться с возрастанием порядковых номеров. Это положение хорошо согласуется с данными относительной распространённости указанных изотопов в природе. Она равна 8,4 для Ne 20 ; 0,78 — для Mg 24 ; 1,00 — для Si 28 ; 0,39 — для S 32 ; 0,149 — для Ar 36 ; 0,052 — для Ca 40 ; 0,0011—для Ca 44 и 0,0015 — Для Ti 48 .

При рассмотрении средней распространенности изотопов (см. рис. 29) видно, что распространенность указанных изотопов выше распространенности изотопов более тяжелых элементов с А >60, которые, как мы покажем дальше, образуются в других ядерных процессах. Следовательно, описанные процессы захвата ядер гелия и углерода являются наиболее эффективными реакциями синтеза сравнительно тяжелых элементов в природных условиях. Об этом свидетельствует и тот факт, что в земной коре наибольшей распространенностью обладают изотопы, массовое число которых кратно четырем, например Ca 40 , Mg 24 и другие. Этим обстоятельством объясняется также наблюдаемый в земной коре и метеоритах изотопный состав четных элементов с Z<35. У магния (рис. 38), как и у других элементов, преобладает самый легкий изотоп, образование которого происходит в описанных выше процессах.

Для ядер элементов с Z> 35, наоборот, характерны более тяжелые изотопы. Это видно из рис. 39, на котором изображена зависимость относительного содержания изотопов церия от их массового числа. Преобладают преимущественно тяжелые изотопы церия Се 140 и Се 142 , содержание которых в природной смеси составляет примерно 88 и 11 % соответственно, в то время как содержание Се 136 — лишь 0,2 % и Се 138 — 0,25 %. Наблюдаемые резкие различия в изотопном составе элементов среднего атомного веса и тяжелых элементов несомненно указывают на различный характер ядерных реакций, приведших к их образованию.

Обнаружены звезды, в которых преобладают элементы, образующиеся в термоядерных реакциях с ядрами гелия. Например, в спектре белого карлика Росс 640, который, как мы покажем дальше, мог образоваться при дальнейшей эволюции красного гиганта, наблюдаются только линии магния и кальция.

Предполагается, что красный гигант находится в стадии, на которой протекают вышеуказанные процессы, в течение от 100 до 10 000 лет. Это уже более быстрые процессы по сравнению с термоядерными реакциями синтеза ядер гелия.

 

Рис. 38. Зависимость распространенности изотопов магния от их массовых чисел.

 

Рис. 39. Зависимость распространенности изотопов церия от их массовых чисел.

 

в) Источники нейтронов в красных гигантах

В гелиевых ядрах красных гигантов наряду с описанными выше процессами могут протекать реакции, сопровождающиеся испусканием нейтронов. Из ядер-ной физики известно, что наиболее эффективными источниками нейтронов являются (α, n) — реакции на изотопах, которые имеют в своем составе один нейтрон сверхкратного числа альфа-частиц, например: Be9 (две альфа-частицы + нейтрон), С13 (три альфа-частицы + нейтрон), Ne21 (пять альфа-частиц + нейтрон). Интересно напомнить, что именно в результате реакции Ве 9 (α, п) С 12 в лабораторных условиях впервые был получен нейтрон и она используется в качестве наиболее широко распространенного радий-бериллиевого источника нейтронов. Природные источники нейтронов на Земле также основаны на реакциях такого типа.

Рассмотрим теперь вопрос о том, не могут ли подобные реакции быть источником нейтронов в недрах красных гигантов? Мы уже указывали, что изотоп О3 образуется в звездах в углеродно-азотном цикле, но поскольку мы находим этот изотоп в веществе Земли и метеоритов, можно сделать вывод, что он не полностью выгорает в этом цикле. Кроме того, не исключена возможность, что вещество красного гиганта перемешивается хотя бы частично, и тогда водород из ее оболочки попадает в центр звезды. Это может вызвать углеродно-азотный цикл с образованием дополнительного количества ядер С13. Тогда по реакции

С 13 + Не 4 = О 16 + 0 п 1

будут образовываться нейтроны. Так как время жизни ядер С13 в этой реакции приближается к 1 млн. лет при температуре около 100 млн. град, то она может рассматриваться как практически постоянный источник нейтронов в течение всего времени существования красного гиганта. Однако в углеродно-азотном цикле образуются ядра N14, которые активно захватывают нейтроны по реакции

N 14 + 0 п 1 = С 14 + р

и тем самым как бы «отравляют» нейтронный источник, уменьшая его мощность.

Добавочным источником нейтронов может быть реакция

Ne 21 + Не 4 = Mg 24 + 0 п 1 .

Мы уже указывали, что ядро Ne21 есть промежуточное звено в неоново-натриевом цикле, протекающем в звездах наряду с углеродно-азотным циклом. Возможность появления в недрах красных гигантов нейтронов дает основание предсказать вероятность образования в них тяжелых элементов.

г) Синтез изотопов тяжелых элементов

Ранее было показано, что нейтроны, образующиеся в ядерном реакторе за счет деления ядер урана, дают возможность осуществлять последовательный синтез всех трансурановых элементов от нептуния до фермия. Об этом свидетельствует цепочка ядерных реакций, приведенная на рис. 30. Такие реакции в принципе могут быть осуществлены во всех областях ядер и с нейтронами любых энергий, ибо в процессе присоединения нейтронов кулоновский барьер ядра не играет никакой роли.

Реакции последовательного присоединения нейтронов в ядерных реакторах могут протекать и в недрах красных гигантов. Цикл многих последовательных (п, γ) — реакций, которые сопровождаются β-распадом образующихся ядер (причем время этого процесса должно быть меньше, чем время присоединения следующего нейтрона), может начаться на изотопах магния, серы, кальция и других элементов, которые синтезируются в реакциях слияния ядер гелия и углерода. Этот цикл может продолжаться вплоть до образования самых тяжелых элементов. На рис. 40 приведена цепочка образования изотопов некоторых редких земель из La139, обозначенная жирной чертой. Начальное ядро La139 (2) присоединив нейтрон, превращается в радиоактивный изотоп La140 с периодом полураспада около 40 ч. La140 полностью распадается, не успев присоединить следующий нейтрон.

 

Рис. 40. Диаграмма атомных ядер некоторых редкоземельных элементов (О — радиоактивные ядра).

 

В результате получается стабильное ядро Се140, которое снова присоединяет нейтрон и т. д. Все изотопы, образующиеся в процессе медленного захвата нейтронов, обозначены на рисунке цифрой 3.

Прямым доказательством протекания процесса, медленного захвата нейтронов в ядрах красных гигантов являются астрофизические данные нахождения в их спектрах линий радиоактивного элемента технеция. Один из самых долгоживущих изотопов технеция Тс99, образующийся в этом процессе, имеет период полураспада 2,12 · 105 лет. Наличие его в атмосферах красных гигантов, возраст которых равен нескольким миллиардам лет, свидетельствует как об образовании технеция в настоящее время, так и о возможном существовании в них постоянных источников нейтронов.

Ранее отмечалось, что в красных гигантах типа BaII наблюдается повышенное содержание тяжелых металлов. Произведен расчет содержания изотопов некоторых элементов в звездах такого типа (например, HD 46407) при условии, что эти изотопы образовались в процессе медленного захвата нейтронов. Найдены отношения наблюдаемых и рассчитанных распространенностей некоторых элементов к их распространенностям в известных «стандартных» звездах. Эти сведения приведены в табл. 12. Видно, что они находятся в согласии.

Вероятность образования ядер в процессе медленного захвата нейтронов зависит только от сечения реакций (п, γ) на отдельных изотопах. Если процесс захвата нейтронов протекает в течение длительного времени, то для него справедливо следующее соотношение:

п(А) · σ(А) = B, (12)

где п(А) — число ядер с массовым числом A; σ (A) — сечение реакции на данных ядрах;

В — постоянная величина.

Из этого соотношения следует, что распространенность химических элементов тем больше, чем меньше вероятность захвата нейтронов. В настоящее время в лабораторных опытах установлено, что именно такими устойчивыми по отношению к захвату нейтронов являются ядра с «магическими числами» нейтронов, равными 20, 50, 82, 126. Эти ядра, как видно из рис. 29 обладают также и повышенной распространенностью! Этот факт еще раз доказывает, что процесс медленного захвата нейтронов играет существенную роль в образовании тяжелых элементов.

 

Таблица 12

Отношение распространенностей некоторых элементов в звезде HD 46407 к их распространенностям в стандартных звездах

 

Таким образом, красные гиганты являются теми космическими объектами, где происходит синтез тяжелых химических элементов. Это своего рода «фабрики», в которых в термоядерном «котле» синтезируются химические элементы. Мы уже указывали, что в плоской составляющей нашей Галактики таких звезд сравнительно мало, но зато в сферической составляющей, а также в эллиптических галактиках они составляют большинство. Поэтому можно сделать вывод, что в огромном множестве звезд нашей Метагалактики в настоящее время происходит синтез тяжелых элементов.

Однако следует указать, что путем медленного присоединения нейтронов не могут быть образованы изотопы элементов более тяжелых, чем висмут. Наличие у астата и франция только очень короткоживущих альфа-радиоактивных изотопов, при распаде которых образуются стабильные изотопы сЕинца и висмута, прерывает этот процесс. Кроме того, из детального рассмотрения рис. 40 видно, что существуют две группы ядер, которые не захватывает цепочка последовательного медленного присоединения нейтронов. Прежде всего это группа самых тяжелых изотопов, например Се 142 , Nd 148 , Nd 150 и Sm 154 , которые обладают сравнительно высокой распространенностью (2, рис. 40). Кроме того, есть группа самых легких изотопов (4, рис. 40), например таких, как Се 136 , Се 138 и Sm 144 , которые имеют небольшую распространенность. Изотопы такого типа встречаются у большинства четных тяжелых элементов. Они называются «обойденными», так как их обошел путь синтеза ядер в (п, γ) — реакциях. Все эти изотопы не могут образоваться в медленном (п, γ) — процессе. Кроме того, неясна причина повышенной распространенности элементов группы железа (см. рис. 29). Рассмотренные выше ядерные процессы не могут объяснить это явление.

 

4. Конец активной жизни звезды и равновесные процессы

В эволюции красного гиганта может наступить такой момент, когда в результате гравитационного сжатия температура в его центральной части достигнет больше 3 млрд. град. В этих условиях при наличии обмена между различными частями звезды разнообразные ядерные реакции — (α, γ), (γ, α), (р, γ) и (γ, р) — приобретут большую скорость, что приведет к установлению между ними равновесия. Из рис. 4 видно, что наибольшей устойчивостью среди элементов среднего атомного веса обладают изотопы элементов группы железа.

 

Рис. 41. Зависимость распространенности ядер элементов группы железа в равновесной смеси (1) и в Солнечной системе (2) от их массовых чисел. (Распространенность изотопа Fe 56 равна единице.)

 

Поэтому содержание их в равновесной смеси должно быть максимальным, что находится в соответствии с их космической распространенностью. На рис. 41 приведены расчетные значения распространенности ядер элементов группы железа в равновесной смеси при Т = 3,8 · 10 9 град и lg N р lN n = 2,5 , где N p — число протонов, а N n —число нейтронов в смеси. Они показывают согласие со значениями их средней распространенности в Солнечной системе. Этот факт может служить подтверждением предположения о том, что вещество тел Солнечной системы, вероятно, было подвержено равновесным процессам. Наблюдаются звезды с очень повышенным содержанием железа; к ним можно отнести, например, белый карлик ван-Маанена 2.

Если в оболочке красного гиганта на этой стадии эволюции еще много водорода и происходит интенсивный обмен вещества звезды, то при температуре в несколько миллиардов градусов появляется возможность для протекания ряда последовательных циклов присоединения протонов, например Na 21 (p, γ)Mg 22 р -> Na 22 (p, γ)Μ g 23 (p, γ)Α1 24 . Такие реакции, видимо, протекают и в области более тяжелых элементов, и тогда они могут привести к синтезу «обойденных» ядер. Так, из рис. 40 видно, что изотоп Sm 144 может образоваться по реакции Nd 142 (p, γ)Pm 143 (p, γ)Sm 144 . Однако эти реакции возможны только в условиях равновесных процессов, что находится в противоречии с распространенностью обойденных ядер в земной коре и метеоритах. Поэтому вопрос об их синтезе остается сейчас еще открытым.

Советский физик Д. А. Франк-Каменецкий выдвигает гипотезу о том, что они образовались в реакциях при холодном ускорении частиц. По его мнению, условия для такого ускорения существуют как при звездных вспышках, так и в оболочках звезд, обладающих переменными магнитными полями. Предположение о том, что некоторые звезды имеют магнитные поля, появилось еще несколько лет назад. В 1947 г. было открыто существование очень сильных магнитных полей у ряда звезд. Например, у звезд α2 Гончих Псов и HD 133029 магнитное поле изменяется от —6000 до +7000 гс. Так как оболочки звезд в основном состоят из ядер водорода, то последние могут ускоряться в таких полях до значительных энергий, например до 10 Мэе. Механизм этого ускорения подобен циклотронному ускорению. При таких энергиях протонов могут протекать реакции с вылетом двух нейтронов, например La 139 (p, 2/г)Се 138 , что приводит к образованию ряда обойденных ядер.

В настоящее время также нет еще единого мнения о реакциях образования большого количества ядер элементов группы железа. Основное возражение приводится не против того, что в процессе развития звезды на каких-то определенных стадиях не могут создаться условия для быстрых равновесных реакций. Такие реакции, по-видимому, происходят. Неясно другое, почему при «закалке» равновесия, т. е. при охлаждении звезды, не меняется относительное содержание ядер в их смеси. Кроме того, неясны физические условия охлаждения вещества звезды, находящегося в ее недрах.

 

Рис. 42. Зависимость времени протекания различных ядерных процессов от температуры.

 

Равновесные реакции могут протекать только в конце активной жизни звезды. По времени этот процесс должен быть очень коротким — порядка нескольких секунд — и заканчиваться взрывом звезды.

Итак, мы подошли к конечному этапу жизни звезды, на рис. 42 схематически изображено изменение времени различных ядерных процессов на всех этапах существования звезды в зависимости от температуры в ее центре.

Однако и взрыв вещества звезды, вероятно, не проходит бесследно для процесса синтеза тяжелых элементов. Об этом мы и расскажем в следующем разделе.

 

5. Вспышки Сверхновых звезд и процесс быстрого присоединения нейтронов

Объяснить механизм образования изотопов самых тяжелых элементов — урана, тория и тяжелых изотопов многих более легких элементов удалось только после обнаружения элементов эйнштейния (Ζ = 99) и и фермия (Ζ = 100) в продуктах термоядерного взрыва, произведенного США в ноябре 1952 г. у атолла Эниветок в Тихом океане.

 

Рис. 43. Схема изотопов трансурановых элементов, образовавшихся при взрыве термоядерной бомбы.

 

Впоследствии оказалось, что при мгновенном воздействии исключительно интенсивного потока нейтронов, образующихся при взрыве термоядерной бомбы, на уран получаются заурановые элементы, включая фермий. Схема этого процесса приведена на рис. 43. Видно, что ядро U238 присоединяет до 17 нейтронов, что приводит к образованию изотопов с массами от 239 до 255. Такой процесс протекает за время, равное нескольким микросекундам, поэтому β¯-распад не может воспрепятствовать образованию этих изотопов, так как он протекает значительно медленнее процесса присоединения нейтронов. После прекращения действия нейтронов образующиеся тяжелые изотопы урана претерпевают β—-распад и превращаются в изотопы трансурановых элементов.

После обнаружения этого очень интересного факта возникла идея о том, не может ли процесс быстрого присоединения нейтронов протекать в условиях звезд, особенно при их вспышках. На помощь вновь пришли данные астрофизиков. Наблюдения над вспышкой Сверхновой в спиральной туманности NGC 4725 в 1940 г. показали, что ее светимость в течение примерно 600 дней спадала по экспоненциальному закону с периодом полураспада 55 дней, хотя большая часть энергии испускалась в первые пять дней (рис. 44). Затем по истечении 600 дней светимость в продолжение многих лет изменялась незначительно. В настоящее время установлено, что общая энергия, выделяемая при вспышках Сверхновых звезд такого типа, составляет 1049 эрг. Однако основная часть этой энергии выделяется в первые дни. Энергия, обусловленная экспоненциальным уменьшением светимости, равна 1047 эрг.

Поскольку светимость Сверхновых спадает по экспоненциальному закону [см. уравнение (10)], то источником энергии таких звезд может быть, по-видимому, только распад радиоактивных ядер. В настоящее время мы имеем данные о периодах полураспада различных радиоактивных ядер всех химических элементов. Эти данные свидетельствуют о том, что с периодом полураспада 55 дней распадаются только изотопы Be 7 , Sr 89 и Cf 254 . Распад какого же из этих ядер обусловливает светимость Сверхновых звезд? Средняя энергия, испускаемая при распаде Be 7 , равна около 57 кэв, следовательно, чтобы обеспечить выделение энергии 1047 эрг, в звезде должно образоваться около 1013 г ядер Be 7 . Если в среднем Сверхновые вспыхивают один раз в 500 лет, то за время существования нашей Галактики (около 5 млрд, лет) общее количество изотопа Li 7 , образующегося при К-захвате Be 7 , должно приближаться к 70 000 солнечных масс. Эта величина более чем в 100 раз превышает наблюдаемую распространенность этого элемента. Поэтому вряд ли Be 7 может быть источником энергии Сверхновых звезд.

 

Рис. 44. Зависимость светимости Сверхновой звезды от времени.

 

То же самое можно сказать и об изотопе Sr 89 . Наблюдаемая распространенность стабильного продукта его распада Y89 почти в 100 раз меньше по сравнению с тем количеством, которое должно образоваться при вспышках Сверхновых. Кроме того, в этом случае непонятно, почему процесс быстрого захвата нейтронов остановился на стронции и как тогда объяснить механизм образования ядер урана и тория?

Наиболее правдоподобна гипотеза о том, что при вспышках Сверхновых синтезируются ядра Cf 254 , которые обнаружены при взрыве водородной бомбы (см. рис. 43). Следовательно, возможность образования изотопов калифорния в процессе быстрого захвата нейтронов доказана экспериментально. Расчеты показывают, что при вспышках Сверхновых за время существования нашей Галактики должно образоваться 600 солнечных масс Cf 254 . Известно, что этот изотоп распадается только путем спонтанного деления, при котором образуются продукты, аналогичные продуктам деления U233 тепловыми нейтронами (см. рис. 9).

Наблюдаемая распространенность этих изотопов не противоречит возможности образования при спонтанном делении Cf 254 , синтезированного при вспышки Сверхновых.

В настоящее время еще окончательно не решен вопрос о природе ядерных реакций, которые приводят к вспышкам Сверхновых звезд. Один из вариантов теорий вспышки Сверхновой можно представить следующим образом. Рассмотренные выше равновесные процессы, приводящие к синтезу элементов группы железа, являются, как правило, экзотермическими. Так как равновесные реакции протекают за очень короткое время, то и тепло, выделяемое в них, может очень быстро увеличить температуру вещества промежуточного слоя, которое состоит из легких элементов. В этом слое протекают термоядерные процессы типа углеродно-азотного и натриево-неонового циклов.

При резком повышении температуры возрастает, как мы уже указывали, и скорость ядерных реакций, а мгновенное выделение огромного количества энергии в этих реакциях может привести к взрыву оболочки звезды или вспышке Сверхновой, подобно вспышке Новых звезд, только более мощного масштаба.

Расчетные данные убедительно показывают, что в реакции С 12 (р, γ)N 13 или Ne 20 (p, γ)N a21 выделяется энергия, равная примерно 1017 эрг на грамм вещества звезды. Такое количество выделяемой энергии может обеспечить скорость расширения оболочки звезды более 1000 км/сек, что непременно приведет к внезапному взрыву звезды.

Повышение интенсивности термоядерных реакций может повлечь за собой появление интенсивного потока нейтронов за счет реакций Ne 21 (α, п) Mg 24 . Эта реакция при температуре свыше миллиарда градусов протекает в течение 1 сек. Мощность нейтронных потоков будет зависеть только от количества ядер Ne 21 . Были произведены расчеты, в которых предполагалось, что содержание ядер водорода, гелия, углерода, азота, кислорода и неона в оболочке звезды перед взрывом примерно одинаково, а содержание ядер железа в 1000 раз меньше. Оказалось, что при этих условиях число нейтронов должно в сотни раз превышать количество атомов железа. Следует отметить, что сечение реакции (п, γ) на изотопах железа и более тяжелых элементов значительно превышает сечения аналогичных реакций на ядрах более легких элементов, за исключением N 14 , для которого сечение (α, γ) — реакции велико. В связи с этим создаются благоприятные условия для быстрого последовательного присоединения ядром Fe 56 большого числа нейтронов.

Процесс мгновенного присоединения ядром Fe56 большого количества нейтронов может привести к образованию изотопов всех элементов, вплоть до самых тяжелых — тория, урана и трансурановых элементов, в том числе Cf 254 . Этот процесс, по-видимому, протекает за 10—100 сек и предшествует вспышке Сверхновых звезд. При этом возникают и тяжелые изотопы всех элементов, например редкоземельных, которые не могут образоваться при медленном процессе захвата нейтронов. Из рис. 40 видно, что к ним относятся Се 142 , Nd 148 , Nd 150 и Sm 154 . Эти и им подобные изотопы ни в каком другом ядерном процессе, кроме быстрого присоединения нейтронов, не могут быть синтезированы. Поэтому наличие таких изотопов, а также урана и тория в веществе земной коры и метеоритах указывает, кто это вещество прошло через стадию описанных выше реакций и, следовательно, претерпело взрыв, подобный вспышке Сверхновой звезды.

В процессе быстрого захвата нейтронов может образоваться большинство изотопов, лежащих на пути медленного захвата нейтронов (5, рис. 40). Однако имеется группа ядер: Nd 142 , Sm 148 , Sm 150 и другие, — которые «защищены» и образуются только в процессе медленного захвата нейтронов. Ведь в основе процесса быстрого присоединения нейтронов лежит тот факт, что ядро Fe 56 присоединяет около 200 нейтронов и образовавшиеся ядра с чрезвычайно большим числом нейтронов после прекращения действия последних испытывают длинные цепочки β¯-распадов, пока не превратятся в стабильные ядра. Например, гипотетическое ядро с Α = 150 и Z≈30 постепенно превращается в Nd 150 (Z=60). На этом процесс для данного массового числа заканчивается, поэтому изотоп Sm 150 с таким же массовым числом, но с большим порядковым номером (Z = 62) не может образоваться в процессе быстрого захвата нейтронов.

Наличие таких «защищенных» изотопов в веществе Земли и метеоритов свидетельствует о протекании медленных процессов захвата нейтронов.

Было рассчитано содержание всех ядер, возникших при быстром захвате нейтронов ядром Fe 56 . В расчетах учитывалось возможное изменение температуры взрыва звезды в интервале от 1,45 · 109 до 0,8 · 109 граб, число нейтронов принималось равным 1024 см 2 /сек. Учитывалось также изменение энергии связи нейтронов для ядер с N = 50, 82, 126 и 152, на которое мы ранее уже обращали внимание. При вычислении распространенностей содержание изотопа Те 128 в смеси принималось равным его космической распространенности—1,48 (атомная распространенность кремния 106). Рассчитанная распространенность изотопов с массовыми числами от 71 до 265, образовавшихся при быстром захвате нейтронов ядром Fe 56 , показана в виде кривой на рис. 45. В общем наблюдается вполне удовлетворительное согласие рассчитанных значений и средней космической распространенности этих же ядер. Это еще раз подтверждает, что процесс быстрого захвата нейтронов должен играть весьма существенную роль в образовании изотопов тяжелых элементов.

Некоторые отклонения наблюдаемых распространенностей от расчетной кривой объясняются влиянием· других ядерных процессов, например процесса медленного захвата нейтронов и спонтанного деления ядер Cf 254 и соседних с ним элементов, которые имеют малые периоды полураспада и полностью распались за время существования Солнечной системы. Этот процесс, по-видимому, привел к завышенной распространенности ядер с массовыми числами 85–95 и 140.

 

Рис. 45. Рассчитанные значения распространенности атомных: ядер, образовавшихся в процессе быстрого захвата нейтронов (1), их средняя космическая распространенность (2) и средняя распространенность свинца в Солнечной системе по Л. Адлеру (3).

 

Из рис. 9 следует, что именно в этой области массовых чисел наблюдаются максимумы в выходах продуктов деления урана и других ядер. Радиоактивный распад «вымерших» на Земле и в метеоритах изотопов всех трансурановых элементов привел к повышению распространенности изотопов свинца и висмута с массовыми числами 206–210.

Можно даже оценить время, когда произошел взрыв звезды, из вещества которой впоследствии образовались наша Земля и метеориты. Такими «космохимическими» часами являются изотопы урана U 235 и U 238 . Зная сечение захвата нейтронов этими изотопами и их периоды полураспада, можно по уравнению (12) рассчитать, какое количество этих ядер соответствовало взрыву. Учитывая их относительную современную распространенность, мы можем узнать число уже распавшихся ядер со времени их образования и, таким образом, подойти к оценке этого времени. Оно оказалось равным около 7 млрд. лет. Существуют также калиевые часы. Они должны показывать время, которое прошло с тех пор, когда вещество Земли и метеоритов «варилось» в термоядерном котле. К сожалению, сейчас мы еще не знаем величин сечений захвата нейтронов изотопов К40 и К 39 , по относительному содержанию которых можно было бы оценить это время.

Сейчас пока еще нет сведений о распространенности различных элементов в Сверхновых звездах перед их взрывом. Со времени постройки мощных телескопов в нашей Галактике не удалось еще зафиксировать ни одной вспышки Сверхновых звезд, а получать сведения о химическом составе таких звезд, вспыхнувших в далеких галактиках, очень трудно. Имеются только спектральные данные о составе Крабовидной туманности, которая, как уже указывалось, является остатком после взрыва Сверхновой в 1054 г. Обнаружены четкие линии кислорода, неона, гелия и очень слабые линии водорода.

Следует также иметь в виду, что сейчас наблюдают два основных типа Сверхновых звезд, природа которых различна. Мы рассматривали возможные ядерные процессы для Сверхновых типа I, которые вспыхивают в центральных частях спиральных и эллиптических галактик. В этих Сверхновых взрыв происходит, по-видимому, только в оболочке звезды, и сравнительно небольшая масса звезды выбрасывается с большой скоростью, образуя туманность, подобную Крабовидной туманности. При вспышках Сверхновых типа II выделяется энергия в тысячу раз большая, чем при вспышках Сверхновых типа I. Причины взрыва таких звезд еще неясны, но они, по-видимому, сопровождаются выбросом огромного количества вещества звезды.

В настоящее время еще окончательно не решен вопрос об источнике нейтронов для процесса быстрого захвата. В принципе, по-видимому, может быть несколько таких источников. Это обусловлено тем, что существует множество путей эволюции звезд, которые зависят от их массы, строения и характера ядерных реакций, скорости перемешивания и выброса вещества звезды. Мы только описали один из вариантов путей звездной эволюции. В различных ее вариантах могут появиться и другие источники нейтронов. Однако основной путь синтеза химических элементов, вероятно, остается при различных вариантах звездной эволюции одинаковым. В общем виде он может быть изображен следующим образом: Н→Не→С, Ne, О→ тяжелые элементы.

Мы уже указывали, что при вспышке Сверхновой часть вещества звезды выбрасывается в космическое пространство. В нем содержание тяжелых элементов больше, чем в веществе, из которого она образовалась. Так как из выброшенного вещества могут образоваться новые звезды, то в них содержание тяжелых элементов будет больше, чем у звезд предыдущего поколения. Поэтому мы и наблюдаем, что у самых молодых, сравнительно недавно образовавшихся звезд содержание тяжелых элементов максимально. С каждым новым циклом «туманность → звезда → туманность → звезда» звезды все более обогащаются тяжелыми элементами.

Из рис. 42 видно, что после взрыва наступает сильное охлаждение звезды; она сжимается до очень малых размеров, так как в ней нет больше источников ядерных реакций. Сжатие продолжается до тех пор, пока бывшая звезда-гигант не превратится в белый карлик с чрезвычайно большой плотностью. Белые карлики, по-видимому, образуются и после ряда вспышек одних и тех же Новых звезд. Наблюдения подтверждают, что на месте взрыва Новых и Сверхновых звезд всегда можно обнаружить маленькую звезду слабой светимости. Тем самым создавалось впечатление, что от каждой звезды, закончившей свой жизненный путь, остается «звездный труп». Но исследования последних лет показали, что это не так. Из этих «трупов» в определенных условиях, по-видимому, могут создаваться новые звезды, но об этом мы расскажем в последней главе.

Таковы в самых общих чертах основные положения современной теории синтеза химических элементов, которая, безусловно, находится на правильном пути. Она исходит из положений, что химические элементы образуются на всех стадиях эволюции звезд в разнообразных ядерных процессах: термоядерных реакциях синтеза гелия из ядер водорода в их различных вариантах, реакциях присоединения ядер гелия, слияния ядер угл