Химический состав Солнца - Вселенная - От плоской Земли до квазаров

Вселенная

От плоской Земли до квазаров
Главная


Земля


Солнечная система


Звезды


Галактика


Размеры Галактики


Другие галактики


Возраст Земли


Энергия Солнца


Типы звезд


Эволюция звезд


Взрывы звезд


Эволюция галактик


Удаляющиеся галактики


Наблюдаемая Вселенная


Начало Вселенной


Бомбардировка частицами


Фотоны большой энергии


Радиоастрономия


Окраины Вселенной



Химический состав Солнца

Если принять планетезимальную теорию, то уже нельзя считать, что возраст Солнца примерно равен возрасту Земли, т.е. составляет 4,7 миллиарда лет. Кто знает, как долго пребывало Солнце в своем гордом одиночестве, прежде чем неведомая странница облагодетельствовала его семьей? Ведь возможно, что планетная система появилась у Солнца сравнительно недавно, а его собственное существование исчисляется десятками или даже сотнями миллиардов лет.
Подобный чудовищный срок жизни Солнца стал казаться реальным с тех пор, как был понят взаимный переход массы в энергию и обратно. Излучение Солнца поддерживалось за счет его массы, но кто мог сказать, какова была его первоначальная масса? Если она была вдвое больше современной и убывала постоянно с теперешней скоростью, то для того, чтобы обладать своей теперешней массой, Солнце должно было бы просуществовать 1500 миллиардов лет. И следовательно, при нынешней мощности излучения ему предстоит просуществовать еще 1500 миллиардов лет, прежде чем оно исчезнет совсем.
Однако представляется чрезвычайно маловероятным, чтобы масса терялась с одинаковой скоростью до полного исчезновения. Физики, работавшие с атомными ядрами, убедились, что энергия производится за счет массы обычно в тех случаях, когда ядра одного вида превращаются в ядра другого вида. При этом лишь очень незначительная часть общей массы преобразуется в энергию. Таким образом, если Солнце получает свою энергию от происходящих внутри него ядерных реакций, оно может потерять лишь незначительную долю своей массы. Затем, когда все ядра его вещества будут преобразованы в ядра нового вещества, ядерные реакции прекратятся. И хотя Солнце сохранит еще огромную массу, оно не будет производить никакой или почти никакой энергии.
Итак, количество содержащейся в Солнце энергии, а следовательно, и срок его существования в прошлом и в будущем зависят от характера происходящих в нем ядерных реакций. Но как могли ученые определить этот характер? На первый взгляд такая задача представляется неразрешимой: ведь сначала нужно определить, из каких веществ состоит Солнце и в каких условиях эти вещества находятся, а уж потом пытаться установить, какого типа ядерные реакции будут происходить в таких веществах при подобных условиях.
Да, конечно, это очень сложная задача. Во-первых, как определить химический состав Солнца с расстояния в 150 000 000 км? В начале XIX в. казалось нелепым даже мечтать о подобной возможности. Французский философ Огюст Конт (1798—1857), рассматривая вопрос об абсолютных пределах человеческого знания, в качестве примера непознанных и навеки не познаваемых фактов привел и химический состав небесных тел.
Однако не все, что связано с Солнцем, находится от нас на расстоянии в 150 000 000 км. Его излучение преодолевает космическое пространство и достигает нас. По мере того как XIX в. близился к концу, ученые находили все новые способы извлекать все больше сведений из этого излучения. (С его помощью, например, были измерены лучевые скорости звезд.) Вернемся же к спектру и к его линиям.
В 1859 г. немецкий физик Густав Роберт Кирхгоф (1824—1887) и его сотрудник немецкий химик Роберт Вильгельм Бунзен (1811 —1899) начали внимательно изучать спектры различных паров, нагреваемых в практически бесцветом пламени бунзеновской горелки (нагревательного прибора, вошедшего в широкое употребление благодаря Бунзену; в нем для получения более эффективного горения и более горячего пламени газ смешивается с воздухом). Нагретые пары давали эмиссионный спектр — яркие линии на темном фоне. Характер этих линий зависел от того, какие элементы присутствовали в парах. Каждый элемент имел свою собственную, только ему одному свойственную систему ярких линий, и два разных элемента никогда не показывали одинаковых линий в одинаковых местах спектра. Эмиссионный спектр служил «отпечатком пальцев» для элементов, присутствовавших в раскаленных парах. Так, Кирхгоф и Бунзен заложили основы спектроскопии.
На следующий год, изучая спектры различных минералов, Кирхгоф и Бунзен обнаружили линии, не свойственные ни одному из известных им элементов. Они заподозрили присутствие каких-то еще не открытых элементов, что и было подтверждено химическим анализом. Новые элементы получили названия «цезий» и «рубидий» от латинских слов «небесно-голубой» и «красный»— в честь линий, которые привели к их открытию. Цезий и рубидий были первыми элементами, открытыми благодаря спектроскопии, но отнюдь не последними.
Кирхгоф и Бунзен сделали еще больше. Они исследовали спектр раскаленного твердого тела (испускавшего белый свет, который давал непрерывный спектр) и пропускали его свет через более холодный пар. Они обнаружили, что пар поглощает световые волны определенной длины и что поэтому после того, как свет был пропущен через пар, его спектр уже не был непрерывным — он пересекался темными линиями, отмечавшими место поглощенных световых волн. Это был спектр поглощения, и сразу стало ясно, что примером такого спектра может служить спектр Солнца. Горячая поверхность собственно Солнца испускает белый свет, образующий непрерывный спектр, а когда этот свет проходит через солнечную атмосферу (которая тоже достаточно горяча, но все же холоднее самого Солнца), некоторые световые волны поглощаются. Вот чем объяснялись темные линии в солнечном спектре.

Кирхгоф заметил, что холодный пар поглощает как раз те волны, которые он испускает в раскаленном состоянии. Предположим, например, что пары элемента натрия раскалятся до такой степени, что начнут светиться. Полученный свет будет ярко-желтым. Если пропустить его через узкую щель, а потом через призму, появятся две близко расположенные друг к другу желтые линии, которые и составят весь эмиссионный спектр натрия.
Если же пропустить через относительно холодные пары натрия белый свет угольной дуги, то ее обычно непрерывный спектр будет нарушен двумя близко расположенными друг к другу темными линиями в его желтой части. Темные линии, возникающие благодаря поглощению световых волн холодными парами натрия, окажутся точно в тех же местах, которые занимают яркие линии, излучаемые раскаленными парами натрия. Темные линии спектра поглощения могут служить для опознания элемента так же, как и яркие линии эмиссионного спектра.
Что же можно было сказать о солнечном спектре и о линиях поглощения в нем? Одна из наиболее заметных линий этого спектра (та, которую Фраунгофер обозначил буквой D) действительно находится на месте линии натрия. Чтобы проверить это, Кирхгоф пропустил солнечный свет через пары натрия и обнаружил, что линия D стала более четкой и заметной. Более того, пропуская солнечный свет через раскаленные, светящиеся пары натрия, он восполнял в солнечном спектре недостающую линию натрия, и темная линия D исчезала.
А раз линии, получаемые в лаборатории, совпадали с линиями солнечного спектра, логично было предположить, что эти последние тоже принадлежали натрию и что, следовательно, в атмосфере Солнца имеется натрий. Точно так же было установлено, что темные линии Н и К — это линии кальция и, следовательно, в солнечной атмосфере должен присутствовать кальций. В 1862 г. шведский астроном Андерс Йонас Ангстрем (1814—1874) установил, что на Солнце имеется водород. Утверждение Конта оказалось совершенно ошибочным, человек нашел способ определить химический состав Солнца, да и любого другого небесного чела, которое испускает свет, достаточно яркий для того, чтобы дать различимый спектр.
Вначале солнечный спектр изучали только для того, чтобы установить, какие элементы имеются на Солнце, а каких там нет. Но скоро возник вопрос: а в каких количествах они там имеются? С увеличением концентрации каждого данного элемента в светящихся или поглощающих парах его спектральные линии становятся более четкими и широкими. И можно было не только обнаружить наличие тех или иных элементов на Солнце, но и определить их возможное количество
В 1929 г. американский астроном Генри Норрис Рессел (1877—1957) тщательно изучил солнечные спектры, и ему удалось установить, что Солнце поразительно богато водородом. Он решил, что на водород приходится три пятых всего объема Солнца. Это было абсолютной неожиданностью, так как водород, хотя и не является редким элементом в точном смысле этого слова, составляет всего лишь 0,14% земной коры.
Однако последующие исследования показали, что Рессел был слишком осторожен в своей оценке. Недавние подсчеты американского астронома Дональда Говарда Мензела (род. в 1901 г.) показывают, что водород составляет 81,76% объема Солнца, а гелий 18,17%, так что на долю всех остальных элементов остается только 0,07%.
По-видимому, можно с уверенностью сказать, что Солнце практически представляет собой светящуюся смесь водорода и гелия в пропорции (по объему) 4:1. (Элемент гелий тоже был открыт с помощью спектрального анализа, причем сначала не на Земле, а на Солнце Английский астроном Джозеф Норман Локьер (1836 — 1920) предположил, что некоторые неопознанные линии солнечного спектра принадлежат еще не открытому элементу, который он в честь греческого бога Солнца Гелиоса назвал гелием. На Земле же гелий был обнаружен шотландским химиком Уильямом Рамзеем (1852—1916) только в 1895 г.).

 

 
< Пред.   След. >