Skład chemiczny atmosfer gwiazdowych
6 Kwi 2005r. w Budowa Gwiazd napisał/a Marcin SzulcW wyniku analizy linii spektralnych w widmach gwiazd uzyskaliśmy już dość obszerne wiadomości o względnej zawartości różnych pierwiastków chemicznych w atmosferach gwiazdowych. Badania tego rodzaju rozpoczęły się na większą skalę w latach dwudziestych minionego stulecia, a jednym z pierwszych badaczy na tym polu była astronomka amerykańska Cecyliia Payne.
W wyniku analizy linii spektralnych w widmach gwiazd uzyskaliśmy już dość obszerne wiadomości o względnej zawartości różnych pierwiastków chemicznych w atmosferach gwiazdowych. Badania tego rodzaju rozpoczęły się na większą skalę w latach dwudziestych minionego stulecia, a jednym z pierwszych badaczy na tym polu była astronomka amerykańska Cecyliia Payne (1925). Następnie szczegółowe badania widma słonecznego dotyczące poznawania względnej zawartości pierwiastków były przeprowadzone przez H. N. Russela w roku 1929. Doszedł on wtedy do bardzo ważnego wniosku, że zawartość wodoru w atmosferach gwiazd jest o wiele większa niż to dotychczas przyjmowano, stwierdzając, że atmosfera Słońca zawiera na 60 objętościowych części wodoru 2 części helu, 2 tlenu i jedną część par metalicznych. Wiemy obecnie, że zawartość helu oznaczona została za nisko, a tlen - za wysoko.
Późniejsze badania, szczególnie prowadzone po roku 1950 wykazały, że gwiazdy głównego ciągu mają w przybliżeniu jednakowy skład chemiczny, natomiast u gwiazd należących do innych obszarów wykresu Hertzsprunga-Russela natrafiamy na istotne różnice w składzie chemicznym atmosfer. Dla atmosfery Słońca przyjmuje się obecnie, że na 1 atom tlenu przypada 1100 atomów wodoru i 180 atomów helu. Dla pozostałych pierwiastków, z wyjątkiem węgla, który występuje prawie w tej samej obfitości co i tlen, analogiczne stosunki ilościowe są znacznie mniejsze. Liczby te zależą od wieku gwiazdy, w związku bowiem z reakcjami termojądrowymi we wnętrzu gwiazdy zmienia się jej skład chemiczny, głównie jednak we wnętrzu gwiazdy.
Metodami analizy spektralnej stwierdzono, że począwszy od węgla (C) pierwiastki chemiczne o parzystych numerach w układzie okresowym występują w większej obfitości niż pierwiastki o numerach nieparzystych. Regularność tę obserwujemy aż do niklu, pierwiastki bowiem cięższe występują w zbyt niewielkiej ilości, aby móc badać ich obfitość w gwiazdach. Mało spotykamy takich lekkich pierwiastków jak lit, beryl i bor, oraz pierwiastków o dużych liczbach atomowych, powyżej 50. Jeżeli chodzi o pierwiastki lekkie, to należy brać pod uwagę fakt, że pierwiastki te ulegają zniszczeniu na skutek reakcji jądrowych już w temperaturach od 2 000 000 K do 5 000 000 K, a także temperatury występują w gwiazdach niezbyt głęboko pod fotosferami. Poza tym najsilniejsze ich linie występują w dziedzinie spektralnej, niedostępnej do obserwacji z Ziemi, co utrudnia ocenę względnej zawartości tych pierwiastków. Jednakże słabe linie litu udało się zaobserwować w widmie Słońca. Lit zaobserwowano również w widmach niektórych gwiazd, w szczególności gwiazd typu T Tauri.
Synteza pierwiastków cięższych z lżejszych odbywa się we wnętrzu gwiazdy i stamtąd prądy konwekcyjne przenoszą je na zewnątrz. Dawniej przypuszczano, że materia w gwiazdach jest dobrze wymieszana wewnątrz całej gwiazdy, nowsze jednak badania wykazały, że wniosek ten nie był dostatecznie uzasadniony. Choć zasadniczym obszarem gwiazdy, gdzie powstają nowe pierwiastki chemiczne, jest jej wnętrze, jednakże mogą czasem i w atmosferach gwiazd powstawać warunki umożliwiające syntezę pierwiastków, np. w tych warunkach, w których na Słońcu powstają rozbłyski chromosferyczne. U niektórych bowiem gwiazd dalszych klas widmowych zaobserwowano w widmach dwie intensywne linie technetu (Tc) o liczbie atomowej 43. Pierwiastek ten nie występuje w minerałach ziemskich, a otrzymany został tylko w laboratoriach. Przyczyną jest to, że technet jest pierwiastkiem nietrwałym, najtrwalszy bowiem jego izotop ma okres połowicznego rozpadu mniejszy od miliona lat. Przypuszcza się, że w gwiazdach, gdzie został on zaobserwowany, mógł powstać w procesach jądrowych, które od czasu do czasu mogą występować również w atmosferach gwiazd. Możliwe, że powstaje wtedy również lit.
Nie znalazło jeszcze wytłumaczenia odkrycie w widmie gwiazdy 3 Cen A linii odnoszących się do izotopu He3, to jest do takich atomów helu, które zawierają po dwa protony i po jednym neutronie. Należy tu jednak zaznaczyć, że wiadomości nasze dotyczące zawartości pierwiastków z obserwacji widm gwiazdowych są jeszcze bardzo niekompletne i przeprowadzane obecnie badania wprowadzają wiele istotnych zmian do naszych poglądów na skład chemiczny gwiazd.
Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI
Wykres względnej obfitości kosmicznej pierwiastków chemicznych. Z lewej strony są logarytmiczne obfitości w odniesieniu do wodoru, dla którego przyjęto wartość 1012(według M. Hack)
Późniejsze badania, szczególnie prowadzone po roku 1950 wykazały, że gwiazdy głównego ciągu mają w przybliżeniu jednakowy skład chemiczny, natomiast u gwiazd należących do innych obszarów wykresu Hertzsprunga-Russela natrafiamy na istotne różnice w składzie chemicznym atmosfer. Dla atmosfery Słońca przyjmuje się obecnie, że na 1 atom tlenu przypada 1100 atomów wodoru i 180 atomów helu. Dla pozostałych pierwiastków, z wyjątkiem węgla, który występuje prawie w tej samej obfitości co i tlen, analogiczne stosunki ilościowe są znacznie mniejsze. Liczby te zależą od wieku gwiazdy, w związku bowiem z reakcjami termojądrowymi we wnętrzu gwiazdy zmienia się jej skład chemiczny, głównie jednak we wnętrzu gwiazdy.
Metodami analizy spektralnej stwierdzono, że począwszy od węgla (C) pierwiastki chemiczne o parzystych numerach w układzie okresowym występują w większej obfitości niż pierwiastki o numerach nieparzystych. Regularność tę obserwujemy aż do niklu, pierwiastki bowiem cięższe występują w zbyt niewielkiej ilości, aby móc badać ich obfitość w gwiazdach. Mało spotykamy takich lekkich pierwiastków jak lit, beryl i bor, oraz pierwiastków o dużych liczbach atomowych, powyżej 50. Jeżeli chodzi o pierwiastki lekkie, to należy brać pod uwagę fakt, że pierwiastki te ulegają zniszczeniu na skutek reakcji jądrowych już w temperaturach od 2 000 000 K do 5 000 000 K, a także temperatury występują w gwiazdach niezbyt głęboko pod fotosferami. Poza tym najsilniejsze ich linie występują w dziedzinie spektralnej, niedostępnej do obserwacji z Ziemi, co utrudnia ocenę względnej zawartości tych pierwiastków. Jednakże słabe linie litu udało się zaobserwować w widmie Słońca. Lit zaobserwowano również w widmach niektórych gwiazd, w szczególności gwiazd typu T Tauri.
Synteza pierwiastków cięższych z lżejszych odbywa się we wnętrzu gwiazdy i stamtąd prądy konwekcyjne przenoszą je na zewnątrz. Dawniej przypuszczano, że materia w gwiazdach jest dobrze wymieszana wewnątrz całej gwiazdy, nowsze jednak badania wykazały, że wniosek ten nie był dostatecznie uzasadniony. Choć zasadniczym obszarem gwiazdy, gdzie powstają nowe pierwiastki chemiczne, jest jej wnętrze, jednakże mogą czasem i w atmosferach gwiazd powstawać warunki umożliwiające syntezę pierwiastków, np. w tych warunkach, w których na Słońcu powstają rozbłyski chromosferyczne. U niektórych bowiem gwiazd dalszych klas widmowych zaobserwowano w widmach dwie intensywne linie technetu (Tc) o liczbie atomowej 43. Pierwiastek ten nie występuje w minerałach ziemskich, a otrzymany został tylko w laboratoriach. Przyczyną jest to, że technet jest pierwiastkiem nietrwałym, najtrwalszy bowiem jego izotop ma okres połowicznego rozpadu mniejszy od miliona lat. Przypuszcza się, że w gwiazdach, gdzie został on zaobserwowany, mógł powstać w procesach jądrowych, które od czasu do czasu mogą występować również w atmosferach gwiazd. Możliwe, że powstaje wtedy również lit.
Nie znalazło jeszcze wytłumaczenia odkrycie w widmie gwiazdy 3 Cen A linii odnoszących się do izotopu He3, to jest do takich atomów helu, które zawierają po dwa protony i po jednym neutronie. Należy tu jednak zaznaczyć, że wiadomości nasze dotyczące zawartości pierwiastków z obserwacji widm gwiazdowych są jeszcze bardzo niekompletne i przeprowadzane obecnie badania wprowadzają wiele istotnych zmian do naszych poglądów na skład chemiczny gwiazd.
Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI
Komentarze użytkowników
( DODAJ SWÓJ )
Nikt jeszcze nie napisał komentarza do tego materiału.Napisz komentarz
Odpowiedz na pytanie zadane w sondzie.
Zjawiska oraz wydarzenia w nadchodzącym miesiącu.
Zagłosuj lub zgłoś swoją stronę.
Ostatnio pisaliście:
Twoje Imię
20.03.2023, 14:16