Хімічний склад зірок

У міру підвищення температури склад частинок, здатних існувати ватмосфері зірки, звичайно, спрощується. Спектральнийаналіз зірок класів О, B, A (температура від 50 000 до 10 000 С) показуєв їх атмосферах лінії іонізованих водню й гелію і іони металів, вкласі До (5000 С) виявляються вже радикали, а в класі М (3800 С) - навітьмолекули оксидів.

У таблиці 1 вказані більш докладно співвідношення між окремимиелементами, що зустрічаються в одному з зоряних класів, саме в класі В. т а б л и ц а 1
Хімічний склад зірок В (відносні числа атомів)

Елемент відносні кількості атомів узірках

(-Скорпіона (
-Персея (-Пегаса

Водень 8530
8300 8700

Гелій 1450
1700 1290

Вуглець 2,0
1,5 3,3

Азот 3,1
1,7 0,9

Кисень 11,0 9,0

3,7

Фтор -
- 0,028

Неон 4,5
3,4 4,65

Магній 0,46
0,49 0,76

Алюміній 0,032 0,05

0,005

Кремній 0,75 0,77

0,094

Фосфор - -

0,0028

Сірка -

0,25 0,55

Хлор -

- 0,014

Аргон -
- 0,07

У таблиці 1 вказані відносні числа. Це означає, що, наприклад, взірку (- Пегаса на 8700 атомів водню припадає 1290 атомів гелію,
0,9 атомів азоту і т.д.

У списку зірок перших чотирьох класів переважають лінії водню ігелію, але в міру зниження температури з'являються лінії інших елементів інавіть лінії, що вказують на існування сполук. Ці з'єднання щедуже прості. Це оксиди цирконію, титану (клас М), а також радикали CH,
OH, NH, CH2, C2, C3, Сан та ін Зовнішні шари зірок складаються головнимчином з водню; в середньому на 10 000 атомів водню припадає близько
1000 атомів гелію, 5 атомів кисню і менше одного атома іншихелементів.

Існують зірки, що мають підвищений вміст того чи іншогоелементу. Так, відомі зірки з по підвищеним вмістом кремнію
(кремнієві зірки), зірки, в яких багато заліза (залізні зірки),марганцю (марганцеві), вуглецю (вуглецеві) і т. п. Зірки з аномальнимскладом елементів досить різноманітні. У молодих зірок типу червонихгігантів виявлено підвищений вміст важких елементів. В одній з нихзнайдено підвищений вміст молібдену, у 26 разів перевищує йогоутримання в Сонце. Взагалі кажучи, зміст елементів, атоми якихмають масу, більшу маси атома гелію, поступово зменшується в мірустаріння зірки. Разом з тим, хімічний склад зірки залежить і відмісцезнаходження зірки в галактиці. У старих зірок сферичної частинигалактики міститься небагато атомів важких елементів, а в тій частині,яка утворює своєрідні периферичні спіральні «рукава»галактики, і в її плоскою частині є зірки, щодо багатіважкими елементами. Саме у цих частинах і виникають нові зірки. Томуможна пов'язати наявність важких елементів з особливостями хімічноїеволюції, що характеризує життя зірки.

Хімічний склад зірки відображає вплив двох факторів: природиміжзоряного середовища і тих ядерних реакцій, які розвиваються в зірку впротягом її життя. Початковий склад зірки близький до складу міжзоряногоматерії - газо-пилової хмари, з якого виникла зірка. Газо-пиловіхмара не скрізь однаково. Цілком можливо, що зірка, що з'явилася впевному місці всесвіту, виявиться, наприклад, більш багатої важкимиелементами, ніж та, яка виникла в іншому місці.

Спектральне дослідження складу зірок вимагає обліку безлічічинників, до них належать сили тяжіння, температура, магнітні поля і т. п.
Але навіть при виконанні всіх правил дослідження все ж дані здаютьсянеповними: адже спектральний аналіз відноситься до зовнішніх, поверхневимверствам зірки. Що відбувається в надрах цих далеких об'єктів, як нібинедоступно для вивчення. Проте досвід показав, що в спектрах зіроквиявляються явні ознаки наявності тих елементів, які єпродуктами ядерних реакцій (барій, технецій, цирконій) і можутьутворитися тільки в глибинах зірки. Звідси випливає, що зорянеречовина піддається процесам перемішування. З точки зору фізика,поєднати перемішування з рівновагою своєї величезної маси зоряногоречовини досить важко, але для хіміка дані спектроскопії представляютьбезцінний матеріал, тому що вони дозволяють зробити обгрунтованіприпущення про хід ядерних реакцій в надрах космічних тіл.

Аналіз кульових скупчень зірок в тій частині Галактики, якавідповідає найбільш старим зіркам, показує знижений вміст важкихметалів (Л. Аллер). З іншого боку, якщо Галактика розвивалася згазової хмари, що містить в основному водень, то в ній повинні бути ічисто водневі зірки. До таких зірок належать

Т а б л и ц а 2
Поширеність елементів у Субкарлики.
| Елемент | поширеність | поширеність |
| | HD 140283 | HD 19445 |
| Вуглець | 3,40 | 2,25 |
| Магній | 1,87 | 0,58 |
| Аргон | 3,73 | 1,54 |
| Кобальт | 2,02 | 1,37 |
| Скандій | 2,34 | 1,84 |
| Титан | 1,72 | 1,20 |
| Ванадій | 1,76 | 1,93 |
| Марганець | 1,99 | 1,54 |
| Залізо | 2,06 | 1,75 |
| Нікель | 1,42 | 1,53 |

Субкарлики. Вони займають проміжне місце між зірками головноїпослідовності і білими карликами. У Субкарлики багато водню і малометалів.

У таблиці 8 (за Л. Аллер) вказані логарифми відносин чисел атомівданого елемента на Сонці до чисел атомів цього ж елемента у Субкарлики
(поширеність). Як видно, всі ці числа більше нуля, тобто Сонцебагатшими металами, ніж субкарлткі.
Що стосується слідів ядерних перетворень, що змінили «хімічне обличчя»зірки, то ці сліди бувають іноді дуже виразними. Так, існуютьзірки, в яких водень перетворився на гелій; атмосфера таких зірскладається з гелію Можливо, що значну роль в збагаченні зірки (їїзовнішніх шарів) гелієм зіграло перемішування зоряного речовини. Так, А.А.
Боярчук виявив 8 зірок, у яких вміст гелію було в 100 разівбільше, ніж утримання водню, причому на 10 000 атомів гелію в цихзірках припадає лише 1 атом заліза. Одна з гелієвих зірок взагалі немістила водню. Це спостерігається рідко і, очевидно, свідчить проте, що в зірку водень повністю витрачено в процесі ядернихреакцій.

При ретельному вивченні однієї з таких зірок в ній були виявленівуглець і неон, а також титан. У другий гелієвої зірки на 500 атомів геліюдоводиться вуглецю - 0.56, азоту - 0.72, кисню - 1.0, неону - 3.2,кремнію - 0.05, магнію - 0.5. Яскрава подвійна зірка в сузір'ї Стрільця --надгігант з температурою поверхні близько 10 000 (С - також єдефіцитної по водню: в її спектрі спостерігається чітко виражені лініїгелію і дуже слабкі лінії водню. За - мабуть, це ті зірки, вяких водень вже вигорів у полум'ї ядерних реакцій. Наявність у нихвуглецю та азоту дає можливість зробити обгрунтовані припущення про хідядерних реакцій, що доставляють енергію і виробляють ядра різнихелементів.

Дуже цікаві вуглецеві зірки. Це зірки відносно холодні - гіганти і надгіганти. Їх поверхневі температури лежать звичайно вмежах 2500 - 6000 (С. При температурах вище 3500 (С при рівних кількостяхкисню і вуглецю в атмосфері велика частина цих еламентов існує вформі оксиду вуглецю з. З інших вуглецевих сполук у цих зіркахзнайдені ціан (радикал СN) і радикал СН. Є також деяка кількістьоксидів титану і цирконію, що витримують високі температури. При надлишкуводню концентрація СN, СО, С2 буде відносно меншою, а концентрація
СН збільшиться. Такі зірки (СН-зірки) зустрічаються разом із зірками, вяких спостерігається дефіцит водню.

В одній з зірок було знайдено підвищену відношення змістувуглецю до вмісту заліза: кількість вуглецю в 25 разів перевищувалокількість заліза і в той же час ставлення змісту вуглецю дозмісту водню дорівнювала 40. Це означає, що зірка дуже багатавуглецем при значній недостачі водню. Коливання блиску однією ззірок цього виду було навіть приписано ослаблення світності, що викликаєтьсятвердими вуглецевими частками, розсіяними в атмосфері зірки. Однакбільшість вуглецевих зірок характеризується нормальним вмістомводню в атмосфері (Л. Аллер).

Важливою особливістю вуглецевих зірок є підвищений вмістізотопу вуглецю 13С. Роль цього ізотопу в загальному енергетичному балансізірки дуже велика. Процеси, пов'язані з його участю, живлять зіркуенергією й розвиваються тільки при дуже високих температурах в глибиннихзонах. Поява ізотопу 13С в поверхневих шарах, імовірно, обумовленопроцесами перемішування.

Деякі типи зірок характеризуються підвищеним вмістомметалів, розташованих в одному стовпці періодичної системи з цирконієм;в цих зірках є нестійкий елемент технецій 4399Тс. Ядра техніцімогли утворитися з 98Мо в результаті захоплення нейтрона з викиданнямелектрона з ядра молібдену або при фотопроцесів з 97Мо. В усякому разінаявність нестабільного ядра - переконливий доказ розвитку ядернихреакцій в зірках.

Астрономи та астрофізики виконали велику роботу з аналізу іспівставлення спектральних даних і результатів досліджень метеоритів.
Виявилося, що елементи з парними порядковими номерами зустрічаються частіше,ніж з непарними. Ядра елементів з парними порядковими номерами більшестійкі; стійкість ядра залежить від співвідношення в ньому числа протонів інейтронів. Найбільш стійкі ядра мали більше шансів утворитися ізберегтися в жорстких умовах.