Звездные атмосферы

Образование ядер с усложнением их состава может происходить в природе либо путем слияния заряженных частиц (элементарных частиц или атомных ядер) друг с другом, либо прохождением реакций за счет поглощения нейтронов. Условия, необходимые для этих процессов, создаются либо в недрах звезд различных типов, где заряженные частицы ускоряются при высоких температурах (порядка сотен миллионов градусов), либо в звездных атмосферах, где частицы ускоряются мощными электромагнитными полями. [c.48]

Рис. 18. Сравнительная характеристика химического состава атмосферы звезды Новая Геркулеса 1934 (1) и среднего состава звездных атмосфер (2).

Изучение спектров звездных атмосфер, как мы видели ранее, дает возможность определить температуру к плотность вещества звезд на их поверхности. На основании законов классической физики можно показать, что по мере продвижения в центр звезды температура [c.102]

Чем меньше потенциал ионизации элемента, тем сильнее он ионизирован по сравнению с другими элементами. Чем разреженнее звездная атмосфера и чем выше ее температура, тем в большей степени ионизированы все образующие ее элементы. [c.182]

Углерод в природе. Углерод обнаружен, помимо Земли, в метеоритах, в атмосфере спектроскопически исследованных звезд, но нигде — ни в земной коре, ни в метеоритах, ни в звездных атмосферах углерод не преобладает , всюду о содержится в меньшем количестве, чем добрый десяток других, очевидна, более устойчивых элементов. [c.372]

В начале космического развития материи — в туманностях, в звездных атмосферах никаких молекул, ни сложных, ни простых, не существует. Вся материя там еще распылена на атомы. Звездные атмосферы — это смеси нейтральных атомов элементов, их положительных ионов (вплоть до изолированных ядер) и оторвавшихся от них электронов. Так как процесс отрыва электронов от атомов (ионизация) обратим, между атомами, ионами и электронами непрерывно происходят взаимопревращения, как в растворах электролитов, например [c.256]

Величайшим достижением К. является открытие единства химич. элементов в космосе. Так, установлено, что в космосе распространены (составляют космич. тела и рассеяны в пространстве) те же самые химич. элементы, к-рые известны и на Земле. Никаких новых химич. элементов не обнаружено. Важное значение К. (наряду с астрофизикой) состоит в том, что исследование химич. состава и физич. состояния звезд (звездных атмосфер) представляет пока единственную возможность теоретически изучать синтез и ядерные реакции химич. элементов при таких давлениях и темп-рах, к-рые недостижимы в настоящее время в земных лабораторных условиях. [c.368]

Спектральным анализом титан обнаружен на Солнце и в составе некоторых звездных атмосфер, где он, кстати, преобладает над большинством элементов. Но если на Земле титан существует главным образом в виде двуокиси Т Ог, то в космосе, очевидно, в виде моноокиси КО. [c.331]

Термически ионизованный газ представляет собой такую же термодинамически равновесную систему, как, например, жидкость и насыщенный пар или как термически диссоциированный молекулярный газ. Поэтому к термической ионизации можно прилагать законы и формулы термодинамики. Так именно и поступил индийский физик Сага, применивший термодинамические расчёты к явлению термической ионизации для того, чтобы количественно проверить гипотезу о термической ионизации кальция в звездных атмосферах. В случае однократной ионизации (отделение одного электрона) формула Сага имеет вид [c.128]

Разумеется, эта работа, имеющая огромный астрофизический интерес, также носит лишь полуколичественный характер как в силу трудностей измерения, так и вследствие невозможности проверки результатов по градуировочным графикам, построенным при тех же условиях возбуждения, которые имеют место в звездных атмосферах. [c.592]

Подобным образом проводятся наблюдения молекулярных соединений в атмосферах звезд, где в настоящее время, обнаружены двухатомные молекулы, такие как ОН, ЫН, СН, 5 Н, АЮ. Последняя наблюдается не только в поглощении, но и в излучении одной из звезд. Это позволяет судить о процессах, происходящих в звездных атмосферах. [c.127]

Изучение распространенности химических элементов в природе началось в первой половине XIX столетия. Большое внимание этому уделяли классики геохимии Ф. Кларк, В. М. Гольдшмидт, В. И. Вернадский, А. Е. Ферсман. Уже первые анализы горных пород позволили установить ряд эмпирических закономерностей распространения химических элементов. Д. И. Менделеев впервые отметил, что в природе более распространены элементы начала построенной им таблицы, а более редкие находятся в ее конце. Позже было установлено, что преобладают четные элементы таблицы по сравнению с нечетными. Эта закономерность, как известно, получила название правила Оддо— Гаркннса. Изучение химического состава метеоритов, а впоследствии и состава звездных атмосфер с помощью спектрального анализа показало, что главные особенности распространения элементов или, вернее, основные черты первоначальной распространенности их в Солнечной системе в значительной мере являются общими для космических тел Галактики и Земли. В настоящее время не вызывает сомнения то обстоятельство, что главные особенности распространения элементов определяются ядерными свойствами их атомов. Поэтому для выяснения более детальных особенностей распространения элементов важно знать распространенность не только их самих, но и отдельных ядерных, видов — изотопов. Этот вопрос рассмотрен в главе, посвященной геохимии изотопов. [c.71]

Таким блистательным выглядело уже младенчество спектрального анализа. В XX в. его возможности необычайно расширились. Он стал методом не только качественного, но и количественного анализа, методом определения атомного и молекулярного состава веществ. На основании изучения спектров судят теперь о физическом строении небесных светил и их отдаленности от нас, определяют яркость звезд, температуру их поверхности, плотность звездной атмосферы и многое другое. Но, пожалуй, наиболее глубокое и важное применение нашел спектральный анализ в исследовании тончайших деталей в строении электронных оболочек атомов, в познании законов микромира. [c.56]

Приводит ли в данном случае обращенный процесс Оже к большей скорости рекомбинации с излучением, чем прямой процесс, зависит от относительных значений вероятностей перехода в нижние устойчивые состояния и от плотности предиссоциирующих или преионизирующих состояний. Для рекомбинации электрона с одноатомным ионом различными авторами [12, 451 было найдено, что при высоких температурах влияние обращенной преионизации велико (скорость увеличивается в 100—1000 раз). Этот факт имеет важное значение для понимания процессов в звездных атмосферах и в солнечной короне. Для рекомбинации радикала с атомом или радикала с радикалом, насколько известно, подобные расчеты не производились, однако весьма вероятно, что обращенная предиссоциация вносит существенный вклад в скорость рекомбинации при низком давлении, в частности,, в многоатомных системах. Обращенные процессы Оже также увеличивают скорость рекомбинации при соударении трех частиц, так как время жизни образующегося комплекса достаточно велико. [c.191]

В состоянии П. находится подавляющая часть в-ва Вселенной-звезды, звездные атмосферы, галактич. туманности и межзвездная среда. Около Земли П. существует в космосе в виде солнечного ветра , заполняет магнитосферу Земли (образуя радиац. пояса Земли) и ионосферу. Процессами в околоземной П. обусловлены магн. бури и полярные сияния. Отражение радиоволн от ионосферной П. обеспечивает возможность дальней радиосвязи на Земле. [c.552]

Плазма (от греч. plasma — вылепленное, оформленное), четвертое состояние вещества, частично или полностью ионизированный газ, в котором плотности положительных и отрицательных зарядов практически одинаковы. В состоянии П. находится подавляющая часть вещества Вселенной — звезды, звездные атмосферы, галактические туманности и межзвездная среда. Около Земли П. существует в виде солнечного ветра, заполняет магнитосферу Земли и ионосферу. В лабораториях и промышленности П. получают в электрическом разряде. П. образуется в процессах горения и взрыва. См. плазмохимия, [c.101]

Молекулярный ион водорода Ы+. Наблюдаемый сплошной спектр излучения стабилизированной дуги, горящей в водороде при температуре 10 000° К и атмосферном давлении [70], хорошо согласуется с рассчитанным теоретически и состоит из примерно одинаковых вкладов от Н и Н. При указанных экспериментальных условиях вклад континуума Н пренебрежимо мал [70]. Задача о свободно-связанных переходах для Н , так же как и задача о свободно-свободных переходах при столкновениях между Н и Н, была количественно рассмотрена Бейтсом [71], что было проверкой предположения Вилдта [72] о том, что эти процессы дают существенный вклад в оптическую плотность звездных атмосфер. Бейтс [71] дал таблицу значенх1Й показателя поглощения для смесей Н, Н и Н+ при температурах от 2500 до 12 000° К для нескольких волновых чисел в интервале 500—26 ООО см . Свободно-связанные переходы играют доминирующую роль в большей части указанного интервала условий, особенно нри больших значениях оо и умеренных температурах. [c.161]

Непосредственное измерение всех энергий ионизации каждого из элементов практически трудно осуществимо из-за того, что для этого требуются очень большие энергии, а также из-за того, что очень трудно получить достаточную концентрацию многократно заряженных атомов при измерении их потенциалов ионизацип (ПИ). Так, например, измерение 36-го потенциала ионизации ксенона потребовало бы получения значительной концентрации ионов Хе + (т. е. атомов ксенона, каждый из которых уже потерял 35 электронов), а затем точного измерения энергии, необходимой для удаления еще одного электрона. Практически большинство данных об энергиях ионизации получено из измерений, относящихся к солнечной и другим звездным атмосферам, где высокие температуры обусловливают наличие высоких концентраций многих ионов с большими положительными зарядами. [c.93]

По-видимому, первым исследованием, преследующим цели количественного определения, была работа Г. А. Шайна и В. Ф. Газе р по определению изотопного состава углерода в звездных атмосферах. Изотопная структура углерода хорошо разрешена на ряде полос (рис. 248 и 249). [c.592]

Химический состав звездных атмосфер практически одинаков и подобен составу солнечной атмосферы. Однако спектры звезд изменяются с изменением температуры. Так, в спектрах самых горячих звезд (классы О и С , темп-ра 25000° и значительно выше) наблюдаются линии ионизованных гелия и кислорода, а также слабые линии водорода появляются линии ионизованного азота. В спектрах менее горячих звезд (класс А , темп-ра 11000°) наблюдаются исключительно интенсивные и широкие линии водорода, появляются слабые линии ионизованного кальция и др. металлов. В спектрах звезд подобных или близких Солнцу (классы F и G , темп-ра 6000—7500°) видны полноразвитые ь1ногочислеиные линии металлов. Наконец, в спектрах холодных звезд (классы К и М , темн-ра 3600—4500°) очеиь сильны линии кальция, появляются молекулярные полосы, в том числе окиси титана, а также N, СН и ОН. В недрах звезд, так же как и Солнца, происходят реакции преобразования водорода в гелий с освобождением термоядерной энергии. [c.369]

СОВ в излучение звездных атмосфер. Расчеты, особенно последние, хорош согласуются с результатами экспериментов по фотонрилинанию [119, 120]. Ранние оптические измерения атомного континуума [121—123, 468], в которых использовался дуговой разряд, не позволяли получить точных результатов из-за наложения интенсивного ионного континуума. Позднее [124, 125, 471 ], когда для тех же целей были применены ударные трубы, было достигнуто лучшее согласие с расчетами. Результаты ряда экспериментальных и теоретических работ сравниваются на рис. 5 и 6. [c.184]

Справочник химика 21

Химия и химическая технология