Космологическая эволюция и космическая распространенность химических элементов

Космологическая эволюция и космическая распространенность химических элементов

 

Вопрос о том, какие молекулы могут образовываться, определяется не только физическими условиями и химическими свойствами веществ, но и тем, какое их количество содержится в космическом веществе. Содержание химических элементов в космосе определяется эволюцией окружающего нас мира — Вселенной, и несет в себе информацию об этой эволюции.

Вселенная образовалась около 15 млрд. лет назад в результате Большого взрыва. Ядра атомов водорода и гелия возникли в первые минуты расширения Вселенной. Сотни тысяч лет спустя вещество остыло до температуры, когда атомы Н и Не стали нейтральными. Углеродом и следующими за ним в периодической системе химическими элементами (часто называемыми в отличие от Н и Не тяжелыми элементами или металлами) космическое вещество начало обогащаться на миллиард лет позже, когда во Вселенной сформировались первые звезды. Они были массивными, короткоживущими (<10 млн. лет) и до наших дней не сохранились. В конце своей эволюции они выбросили в окружающий газ продукты происходившего внутри них термоядерного горения — углерод и более тяжелые элементы.

Около 12-13 млрд. лет назад, когда содержание тяжелых элементов достигло уровня ~10-4-10-5 от современного, образовались самые старые из наблюдаемых сейчас звезд и содержащие их галактики (включая нашу Галактику). По мере завершения своей эволюции эти звезды продолжали обогащать межзвездный газ внутри галактик тяжелыми элементами. Чем меньше масса звезды, тем медленнее она эволюционирует и тем дольше живет.

Последующие поколения звезд формировались из межзвездного вещества с все большим содержанием тяжелых элементов по отношению к водороду и гелию. Солнце родилось около 5 млрд. лет назад из межзвездного вещества, 2 % массы которого составляли химические элементы тяжелее гелия. Сейчас межзвездное вещество, сосредоточенное в основном в диске нашей Галактики (наблюдаемом как Млечный путь), содержит около 4 % тяжелых элементов, т. е. вдвое больше, чем при образовании Солнца.

В межзвездной среде Галактики наблюдаются сравнительно небольшие вариации содержания углерода и более тяжелых элементов, по-видимому, не превышающие примерно 3-4 раз. Основная доля объема Галактики и других галактик, как и большинство астрономических объектов в галактиках (кроме старых звезд), а также вне галактик, имеют более или менее универсальное содержание элементов, характерное для атмосферы Солнца. Относительное содержание наиболее распространенных элементов (по числу атомов, а не в долях массы) представлено в табл. 1. Содержание элементов тяжелее железа мало, < 10-5 по числу атомов.

Из старых звезд к настоящему времени не успели завершить эволюцию лишь звезды с массами менее ~0.8 массы Солнца. Элементный состав их атмосфер не изменился, т. е. содержание углерода, кислорода и других элементов в атмосферах старых звезд очень мало.

Исследование экзосолнечных планет указывает, что для образования планет необходимо достаточно высокое содержание тяжелых элементов. У звезд, содержащих примерно втрое меньше тяжелых элементов, чем на Солнце, пока планеты не обнаружены. Заметим, что в атмосферах небольшой части звезд, более горячих, чем Солнце, имеются сильные отклонения содержания отдельных элементов от средней космической распространенности, прежде всего, избытки редких элементов — бария, ртути, лантанидов. Хотя эти избытки могут достигать 5 и даже иногда 6 порядков величины, они, по-видимому, не представляют интереса для темы данного обзора. После исчерпания ядерного топлива звезды сбрасывают значительную часть своей массы либо плавно, создавая околозвездные оболочки и так называемые планетарные туманности (название историческое, к планетам отношения не имеет), либо при взрыве звезды, наблюдаемой как явление сверхновой звезды. Центральная часть заканчивающей свою эволюцию звезды превращается в очень плотный объект: белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру. Сброшенное вещество содержит продукты ядерной переработки, т. е. обогащено тяжелыми элементами, и пополняет ими межзвездную среду в галактиках. Обогащение элементами группы железа и более тяжелыми происходит практически только при взрывах сверхновых.

Звезды около 90 % времени своей эволюции проводят на стадии главной последовательности, когда в их недрах идут ядерные реакции горения водорода и образования гелия. После исчерпания в ядре звезды водородного топлива ядро сжимается, а внешние части звезды расширяются. Диаметр звезды возрастает во много раз, а температура поверхности падает — звезда становится красным гигантом или сверхгигантом с температурой поверхности Т < 4000 К. Этот этап занимает около 10 % всего времени активной жизни звезды — пока в ее недрах происходят экзотермические ядерные реакции (ядерная эволюция). В ядрах красных гигантов и сверхгигантов гелий превращается в углерод и более тяжелые элементы (иногда вплоть до железа). Преимущественно образуются четно-четные изотопы (см. примечание к табл. 1).

Тем временем внешние части звезды медленно (со скоростью ~10-50 км/с) разлетаются, создавая охлаждающуюся при расширении околозвездную оболочку — идеальное место для интенсивного образования как сложных молекул (в том числе, вероятно, фуллеренов С60 и др.), а также формирования наночастиц — тугоплавких зерен размером примерно до 100 нм.

 

Таблица 1. «Нормальное» содержание элементов в космическом веществе по числу атомов относительно водорода, соответствующее составу атмосферы Солнца

Атомный 

Элемент 

Распростра- 

Атомный 

Элемент 

Распростра- 

номер 

 

ненность 

номер 

 

ненность 

1 

Н 

1 

12 

Mg 

2.6 х 10-5

2 

Не 

0.1 

14 

Si 

3.3 х 10-5

6 

С 

3.3 х 10-4

16 

S 

1.6 х 10-5

7 

N 

0.9 х 10-4

18 

Аr

0.6 х 10-5

8 

О 

6.6 х 10-4

20 

Ca 

0.2 х 10-5

10 

Ne 

0.8 х 10-4

26 

Fe 

4.0 х 10-5

В природе преобладают четно-четные изотопы четных элементов: 12С, 16O,20Ne, 24Mg, 28Si, 32S, …, 56Fe …

 

Расширение околозвездных оболочек приводит к выносу молекул и пылинок в окружающую межзвездную среду.

При догорании гелия ядро одиночной звезды (не являющейся компонентом тесной двойной звездной системы) с массой меньше ~10 масс Солнца сжимается, превращаясь в горячий белый карлик. Часть образованных в ядре тяжелых элементов выносится расширяющейся оболочкой в межзвездную среду.

Эволюция более массивных звезд и некоторых маломассивных двойных звездных систем завершается мощным взрывом и образованием нейтронных звезд и черных дыр. Взрыв, наблюдаемый как явление сверхновой звезды, сопровождается образованием всех элементов тяжелее железа вплоть до трансурановых и выносом их ударной волной наружу в межзвездное пространство.

Из обогащенного тяжелыми элементами межзвездного газа рождается новое поколение звезд. Такой круговорот вещества в галактиках приводит к постепенному обогащению Вселенной элементами тяжелее гелия.

Поскольку звезды образуются не поодиночке, а группами (скоплениями, ассоциациями, комплексами) в так называемых очагах звездообразования, наиболее массивные из родившихся совместно звезд успевают взорваться как сверхновые и «запачкать продуктами своей жизнедеятельности» протопланетные диски близлежащих звезд солнечной массы и менее массивных. Вероятно, такому воздействию подверглась на ранних этапах своего развития Солнечная система.

Обсуждавшаяся на совещании интенсивная астероидная бомбардировка «молодой» Земли могла произойти в результате прохождения одной из звезд вблизи Солнечной системы. Вероятно, это была одна из звезд, родившихся одновременно с Солнцем в том же очаге звездообразования.


Найти на unnatural: Космологическая эволюция космическая распространенность химических элементов
Автор: admin | 3 Декабрь 2011 | 1 911 просмотров

Новые статьи:

Оставить комментарий:

Все размещенные на сайте материалы без указания первоисточника являются авторскими. Любая перепечатка информации с данного сайта должна сопровождаться ссылкой, ведущей на www.unnatural.ru.