ПОИСК Статьи Рисунки Таблицы Энергия корреляции и ее роль в химии из "Неорганическая химия. Т.2" В течение 60-х годов XX в. поразительных успехов достигло учение об энергии корреляции электронных движений в атомных и молекулярных оболочках. Особенный интерес в этом смысле, как известно, представляют работы Е. Клементи [I] и О. Синаноглу [2, 3]. [c.59] В эпоху Н. Бора совершилось вторжение в теорию водородного атома идей классической динамики Солнечной системы с ее планетарными орбитами, а также далеко идущее развитие первоначальной модели в современной квантовой химии многоэлектронных систем. К сожалению, до последнего времени наблюдалось малое развитие дальнейших, более детальных сопоставлений небесной механики многих взаимодействующих тел с химическими проблемами атомных микромиров. [c.59] Теперь, в виду все возрастающего химического значения явлений корреляции электронных движений в атомах и молекулах, настала необходимость вернуться к перспективным идеям Менделеева и ознакомиться с последними выводами астрономической науки. На основе их можно многое понять в учениях о химической связи, зависящей от электронных движений, о тауто-мерных превращениях молекул и о путях протекания химических реакций. [c.59] Читателю может показаться странным, зачем в книге по неорганической химии понадобился экскурс в область небесной механики, которая не носит на себе даже отпечатка квантовой химии [5, 6]. [c.59] Такова, однако, судьба современной науки, которая развивается не только путем дифференциации на все большее число специальных отраслей знания, но стремится неудержимо и к интеграции наук. [c.59] Особенно больших успехов в теории устойчивости кратных звезд и кратных галактик достиг за последние годы В. А. Амбарцумян и школа его последователей. [c.60] Рассмотрим сперва динамику двойной звезды, взяв в качестве примера систему 70 в созвездии Змееносца. Приняв одну из двух звезд непод-ВИ.ЖНОЙ, орбиту второй можно изобразить в виде эллипса, пробегаемого Рис. 25. Истинные абсолютные ор- за 89 лет большую полуось его обо-биты компонентов двойной звезды значим через а, а малую — через Ь. [c.60] Общего решения о неустойчивости тройной звезды до сих пор не получено, но большое число частных случаев исследовано теперь при помощи вычислительных машин по так называемому методу Монте-Карло. [c.61] Аносова решила 200 задач по движению трех звезд одинаковых масс, тип начального расположения которых представлен на рис. 26 при этом были приняты меры к тому, чтобы вся совокупность начальных условий не содержала банальных повторений, была представительной совокупностью, отобранной из бесконечного множества возможных систем. При этом принято было добавочное условие отсутствия вращения системы в целом, что существенно для дальнейших рассуждений. Во всех случаях решались уравнения движения, определялись траектории звезд, положение их в определенные моменты времени и скорости. Решение задачи рано или поздно приводило к распаду тройной системы с выбрасыванием одной из трех звезд и стабилизацией оставшейся двойной звезды. Избыточная кинетическая энергия уносилась третьей звездой. [c.61] Эти явления в системе кратной звезды чрезвычайно сходны со стабилизацией, образующейся из свободных атомов двухатомной молекулы и с отводом избытка кинетической энергии при помощи третьей частицы. Распад тройной звезды происходит каждый раз после тесного сближения всех трех компонент вблизи от общего центра инерции. Тесное сближение двух звезд при отдаленности третьей происходило чаще, чем тесные тройные сближения, но ни разу не привели к распаду системы. [c.61] При наибольшем сближении звезды сильно взаимодействовали и происходило перераспределение энергии, ведущее к распаду. [c.63] Можно взять реальный пример —тройную систему из звезде массой М = = 2 - 10 г, т. е. подобных Солнцу, и с а = 5000 а. е., т. е. 7,5 10 см.. Тогда, зная, чтоб == 6,67 10 имеем т = 1,88 10 сек = 5,6 10 лет. [c.63] Время жизни такой тройной звезды измеряется всего лишь несколькими миллионами лет, т. е. она недолговечна. Соответствующий расчет, сделанный для тройных галактик с их большими размерами и массами, показывает, что для их распада требуется уже гораздо больше времени Т = 2-10 лет. Космогонические сроки, известные нам пока, недостаточны для их распада. [c.63] Звезды малых масс при взаимодействии с тяжелыми звездами особенно сильно изменяют свою скорость и для них достижение критической скорости, необходимой для ухода, более вероятно. [c.63] В 90 случаях из 100, рассчитанных при соотношении масс 9 3 1, из системы ушла звезда с массой 1, а в 10 случаях — звезда с массой 3. Для систем с отношениями масс 3 3 1 уход звезды с массой 1 случился 94 раза, а для звезды с массой 3 — только 6 раз. Для систем 3 1 1 легкие звезды удалялись 52 и 48 раз, а тяжелая не ушла ни разу. Вращение системы как целого весьма сильно влияет на увеличение среднего времени распада. Для 100 случайных начальных конфигураций при равных массах звезд и наличии вращательного момента время распада оказалось Г = 170х, т. е. почти в 2 раза больше, чем для невращающихся систем. Причина заключается в том, что центробежные ускорения мешают образовываться тесным тройным сближением. [c.63] Наша Солнечная система не распадается именно из-за вращения, удерживающего планеты далеко от Солнца и друг от друга. Это же соображение имеет силу и для атома с его вращающимися вокруг ядра электронами. Еще около 100 лет назад Н. А Бекетов предвидел возможность предпочтительного отрыва от молекулы легких атомов, исходя из элементарных механических соображений. Хотя его доказательства были весьма упрощены, но какая-то доля правды в них присутствовала, что и подтверждается современными представлениями об устойчивости системы из многих взаимодействующих тел. [c.63] Рассматривая звездную систему, состоящую из большого числа индиви--дуумов, можно иметь в виду два рода сил, действующих между ними. Выберем одну звезду и разделим суммарное воздействие на нее всех остальных звезд на два слагаемых одно из них зависит от притяжения всех остальных звезд системы. Легко понять, что сила притяжения, идущая от всех звезд (за исключением ближайших), зависит от того, какое место занимает данная звезда в Галактике. Если она находится на некотором расстоянии от центра шаровой Галактики, общее притяжение будет равно некой величине, а при положении в центре Галактики оно равно нулю, так как влияние всех звезд (исключая ближайшие) будет систематически взаимно уравновешено. Обобщая, можно сказать, что сила притяжения всех звезд (исключая ближайших соседей) определяется строением системы (в частности, ее симметрией) и местом, занимаемым в ней в данный момент рассматриваемой нами звездой. [c.64] При движении звезды внутри системы суммарное силовое воздействие на нее будет меняться согласно математически вычисляемому закону механики. В. А. Амбарцумян назвал такую силу регулярной. Если известно общее строение звездной системы, для каждого места в ней можно вычислить величину и направление регулярной силы. Совсем иначе ведут себя силы, происходящие от взаимодействия с ближайшими соседями и имеющие случайный характер заранее их предсказать невозможно и остается судить только о вероятности того, что они примут то или иное значение. Амбарцумян назвал их иррегулярными. [c.64] Принципиальное разделение влияний на регулярные и иррегулярные имеет общее значение, какую бы среду или область взаимоотношений в. природе мы ни выбрали. Провести точную границу между силами двух типов невозможно они составляют единство и в то же время противоположность, так как природа их различия связана, с одной стороны, с подчинением законам механики, а с другой — со случайностью. [c.64] Для упрощения рассуждений при сравнении действия иррегулярных и регулярных сил можно вначале сравнить силу, прилагаемую к данной звезде лишь одним, самым ближайшим соседом (в электронной оболочке атома это будет соответствовать взаимодействию электронов внутри данной пары, заселяющей определенную орбиталь) и силу действия всей остальной звездной Системы. Если ближайший сосед расположен далеко, регулярная сила будет больше иррегулярной в случае тесной близости соседа, наоборот, иррегулярная сила может оказаться больше регулярной. Можно условно разбить пространство, занимаемое звездной системой, на две части одна — это суммарное пространство малых сфер около звезд, где действуют, главным образом, силы иррегулярного порядка, а другая принадлежит силам регулярным (рис. 28). Если положить, что звездное скопление имеет шаровую форму и звезды в нем распределены равномерно, можно, правда условно, вычислить отношение суммы иррегулярных объемов к объему всей звездной системы. При этом оказывается, что отношение это растет вместе с увеличением различия в массах звезд, т. е. чем более неоднородна звездная система. [c.64] Вернуться к основной статье