Фолсом - Происхождение жизни - 1982 (947300), страница 3
Текст из файла (страница 3)
Поэтому спектры этих светящихся газовых облаков представляют собой спектры испускания. Миллионы спектров, зарегистрированных от Солнца, звиад, межзвездных облаков и туманностей, вполне доступны интерпретации при использовании удивительно небольшого числа основных положений. Во-первых, все эти объекты, составляющие почти все вещество Вселенной, имеют, по существу, одинаковый химическнй состав. В табл. 1Л приведено ятносительное содержание самых распространенных элементов во Вселенной. ХИМИЯ ВСЕЛЕННОЙ 17 прлбгишающасг вяш оебееел Рис. 1.4. Эффект Доплера.
Когда тело приближается к наблюдателю, частоты есех видов его электромагнитного излучения повышаются по отношению к системе отсчета наблюдатели прямо проворционально скорости. Когда тело удаляется, частоты всех видов его электромагнитного излучения понижаются по отногпенню к наблюдателю пропорционально скорости, Приближающиеся тела дают фволетовое смещение (поэышеиие частоты) еидичого спектра, а удаюпощиеся — красное (поввжевие частоты), Во-вторых, почти все вещество Вселенной находится в виде двух простейших химических элементов — водорода и гелия.
Большая часть остальных элементов: углерод, азот, кислород, неон, магний, кремний, сера, фтор, алюминий, хлор, аргон, кальций и железо — расположена в начале периодической таблицы. В-третьих, в спектрах почти всех галактик наблюдается доплеровское красное смещение: частоты всех фотонов уменьшены — сдвинуты по направлению к красной части спектра (рис. 1.4). Чем дальше галактика, тем больше ее красное смещение.
Это означает, что галактики удаляются от наблюдателя, находящегося в любой точке пространства. Из анализа красных смещений следует, что Вселенная расширяется, поскольку все галактики удаляются друг от друга. Но почему Вселенная расширяетсяг Почему распространенность элементов столь просто связана с порядком их расположения в периодической системег Эти вопросы лежат вне поля зрения данной книги; ответы на них лучше всего искать в книгах по космологии и в теориях возникновения Вселенной. Здесь мы ограничимся условиями ближайших к нам областей пространства.
На вопрос о распространенности и видах химических элементов можно дать ответ, который хорошо согласуется с открытиями з области ядерной физики п астрономии. Однако точность этого ответа в конечном счете покоится на космологии, которая пока развита недостаточно. 13 глАВА е ., 3$ ° ПЕатме йр Иятдел ° аеатлет ие "$евтваел н заема..«. °:-',:.;.;.::, ° ф ':::::-::: Ф гие + лятглл щ7иа.е м.) дема..е.
Рвс, 1.5. Слияние атомов водороде с образованием атома гелия. Один атом гелия легче, чем четыре атома водорода; дефект масс соответствует выделяющейся энергии взлучения. Водород — наиболее часто встречающийся и самый простой элемент. Его атом состоит из одного протона и одного электрона. Если предположить, что первичное вещество Вселенной составлял исключительно водород, то можно обьяснить не только наличие, но и распространенность всех остальных элементов в настонщее время. В такой первичной Вселенной, состонщей из чистого водорода, образовались звезды (модель этого процесса будет обсуждаться в гл. 2). Звезды являются довольно крупными гравитационно связанными скоплениями вещества, в ходе образования которых температура повышается настолько, что начинают протекать ядерные реакции.
Для звезд основной ядерной реакцией является слияние ядер атомов водорода. В этой реакции водород пре- химия вселяннои гз вращается в гелий с выделением энергии (рис. 1.5), Масса ядра атома гелия, состоящего из двух протонов и двух нейтронов, точно измерена и составляет 4,0026 атомной единицы массы (а. е. м.).
При давлениях и температурах, достаточно высоких для того, чтобы началась реакция слияния водородных атомов, .четыре атома водорода сливаются в один атом гелия. Но масса одного атома водорода равна 1,0079 а. е. м., и, следовательно, четыре его атома имеют массу 4,0316 а. е. и. Разность между массой четырех атомов водорода и массой одного атома гелия равна 0,029 а. е. м.: это — маленькое число, но именно оно движет Вселенной. По закопу сохранения массы и энергии эта разность масс превращается в энергию излучения. Согласно уравнению Эйнштейна, энергия равна массе, умноженной на квадрат скорости света. Превращение водорода в гелий сопровождается небольшой потерей массы — 0,7'/е на каждый атом гелия — и высвобождением колоссальных количеств энергии.
Реакция слияния атомов водорода, протекающая з недрах звезд, объясняет, почему гелий — первичный продукт слияния — является, согласно наблюдениям, вторым по распространенности химическим элементом. В других звездных ядерных реакциях, в которых гелий участвует в качестве компонента, образуются более тяжелые, а также нестабильные радиоактивные элементы, дающие при распаде другие тяжелые элементы.
В исключительно точных экспериментах ядерной физики были установлены наиболее вероятные участники реакций, протекающих в звездах, и определены их скорости. Самый привлекательный аспект этой области исследований состоит в том, что с помощью теоретических вычислений, основанных на этих экспериментах, можно предсказать весь известный набор элементов и их относительную распространенность, действительно наблюдающуюся во Вселенной. Первые чисто водородные звезды угасают; некоторые из них, взрываясь как сверхновые, выбрасывают свое вещество в межзвеадную среду, где теперь помимо водорода появляются более сложные элементы — продукты ядерных превращений в этих звездах.
Используя известные значения распространенности элементов и известные значения скоростей ядерных ре- глава ~ акций внутри звезд, можно вычислить возраст Вселенной. Он составляет от 10000 до 13000 млн. лет. Другой, независимый путь вычисления возраста Вселенной основан на скоростях разбегания галактик, оцениваемых по красным смещениям. Если допустить, что Вселенная расширяется с постоянной скоростью, то зтот метод приводит к тому же значению воараста — 13000 млн, лет.
Глава 2 Возраст звезд и планет; периодическая система злементов А Вид Солнца во время затмения в 1910 г. Солнце, звезда средних размеров„по массе превосходит Землю примерно в 500000 раз. Оно состоит в основном из водорода, подвергшегося гравитационному сжатию, и температура е его центре вследствие реакции слияния ядер водорода составляет 15 млн. К. Солнце содержит количество водорода, достаточное для поддержания погтоянноео потока энергии по крайней мере е течение гоге 5000 млн. лет, Очевидное — это то, чего никогда не видишь, пока кто- нибудь не сформулирует это достаточно просто, Калил Гибрли.
Песок и лева Возраст (или время ясиэни) звезды можно в принципе определить, исходя из того, что звезда излучает знергито в космическое пространство с измеримой скоростью. Эяер. гия, соответствующая ее массе, обусловлена ядерными реакциями, и, хотя масса звезды очень велика, она не бесконечна. В качестве первого приближения рассмотрим звезду с массой т, первоначально состоящую исключительно иэ водорода. Полное количество высвобождаемой ею энергии Е составляет Е = 0,007 тс', где 0,007 — дефект массы, проявляющийся в виде энергии в ходе слияния четырех водородных атомов в атом гелия, а с — скорость света. Для звезды с массой, равной массе Солнца, Е=10ееэрг. В настоящее время мощность излучения Солнца составляет 10" эрг/год.
Если бы Солнце излучало энергию с этой постоянной скоростью, то продолжительность его жизни была бы $0м — = лг00000 млн. лет, 1оеч Однако этот приближенный результат дает завышенную продолжительность жизни, поскольку, по мере того как протекает слияние водородных атомов и звезда стареет, равновесие звезды сдвигается. Звезды представляют собой массивные газовые тела, в которых направленные внутрь силы гравитационного сжатия уравновешены силами гидростатического давления, направленными наружу.
Если температура звезды падает, то давление внутри ее понижается и звезда сжимается. ' Наоборот, если температура повышается, то давление возрастает и звезда расширяется. Процесс слияния водородных атомов зависит от температуры: с ростом температуры его скорость увеличивается. Массивные звезды имеют более высокие температуры, чем звезды небольшого размера, и быстрее расходуют во- ВОЗРАСТ ВВИЭД И ПЛАНЕТ 23 дород. В первом приблия«енин, сделанном нами, следует дополнительно учесть как изменения в равновесии звезды в ходе ее эволюции, так и зависимость между массой и температурой.
Один иа способов построения картины эволюции звезды и вычисления ее воараста заключается в анализе большой случайной выборки звеад. При этом измеряют расстояния до звезд, их видимый блеск и цвет каждой звезды. Расстояние до близких звезд можно измерить методом нараллакса. Если известны видимый блеск и расстояние до звезды, то можно вычислить ее абсолютную звездную величину, поскольку видимый блеск звезды обратно пропорционален расстоянию до нее. Абсолютная звеадная величина есть функция скорости высвобождения энергии независимо от ее расстояния до наблюдателя.
Цвет звезды определяется ее температурой: голубой цвет соответствует очень горячим звездам, белый — горячим, а красный — относительно холодным. На рис. 2.1 представлена диаграмма Герцшпрунга— Ресселла, отражающая зависимость между абсолютной звездной величиной и цветом для большого числа звезд. Поскольку эта классическая диаграмма включает звезды всевозможных размеров и возрастов, она соответствует «средпейэ звезде на различных стадиях ее аволюции.
Большинство звезд располагается на прямолинейной части диаграммы; опи испытывают лишь постепенные изменения равновесия по мере выгорания содержащегося в них водорода. На этой части диаграммы, которая называется главной последовательностью, звезды с большей массой имеют более высокую температуру; в них быстрее протекает реакция слияния атомов водорода, и продолжительность их жизни меньше.
Звезды с массой меньшей, чем солнечная, имеют более низкую температуру, слияние водородных атомов протекает в них медленнее, и продолжительность их жизни больше. Когда какая-либо звезда главной последовательности израсходует около 107« своих исходных запасов водорода, ее температура снизится и произойдет расширение.
Как предполагают, красные гиганты представляют собой «состарившиеся» ввезды всех размеров, принадлежавшие ранее главной последовательности. 24 глава т Рпс, 2Л. Диаграмма Герцшпрунга — Ресселла, отра>каьщал вавасвмость между абсолютной ввевдпой величипов и температурой двя большого числа звезд в пределах нашей Галактики. Йа вту диаграмму занесены данные дли мпожества звезд, любая отдельная точка представляет собой авевду.
Поскольку выборка звезд является случайной, вта диаграмма дает «усредиекпую» историю звезды. При точном определении возраста звезды эти факторы следует принимать во внимание. Вычисления с их учетом покааывают, что ни одна звезда в нашей Галактике не старше 11000 млн. лет. Некоторые маленькие звезды имеют этот воараст; многие более крупные звезды гораздо моложе. Самые массивные звезды могут находиться на главной последовательности не более 1 млн. лет.
Солнце и звезды подобных размеров находятся на главной последовательности около 10000 млн. лет, прежде чем достигают стадии красных гигантов. Возраст, вычисленный таким способом, составляет всего 10% от результата, полученного в первом приближении, — 100000 млн.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
