Образование химических элементов в космических телах 1

Лаврухина А. К.

Колесов Г. М.

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. 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.

 

 

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