к библиотеке  к оглавлению  FAQ по эфирной физике  ТОЭЭ  ТЭЦ  ТПОИ  ТИ  

РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА

Глоссарий по физике
А  Б  В  Г  Д  Е  Ж  З  И  К  Л  М  Н  О  П  Р  С  Т  У  Ф  Х  Ц  Ч  Ш  Э  Ю  Я  

Распространённость элементов
Распространённость элементов - относительное содержание элементов в космич. веществе. Часто под Р. э. подразумевают распространённость не только хим. элементов, но также и их изотопов по отдельности, т. е. более общее понятие - распространённость нуклидов (РН). Среднюю РН определяют по совокупности данных геохимии, космохимии и астрофизики тремя осн. методами: исследованием состава образцов земного, метеоритного и лунного вещества; изучением спектров эл--магн. излучения Солнца, звёзд и межзвёздной среды; определением содержания нуклидов в солнечных и галактич. космических лучах.

Рис. 1. Относительная распространённость нуклидов lgN (N - число атомов, IgN_Si = 6) в зависимости от атомной массы А (по А. Камерону). Изотопы одного и того же элемента (вплоть до Ge) соединены прямыми линиями. Символы указывают основные процессы синтеза нуклидов: D - взрывное горение С, О и Si, О - медленный захват нейтронов (s-процесс), + - быстрый захват нейтронов (r-процесс), - сравнимый вклад s- и r-процессов, 0 - ядерное статистическое равновесие (е-процесс). Нуклиды, образующиеся в других процессах, отмечены точками. Штриховой линией соединены обойдённые ядра.

Изотопный состав вещества достаточно хорошо изучен только для Солнечной системы. В Солнце заключена б. ч. массы Солнечной системы. Однако спектральный анализ содержания элементов и нуклидов в солнечной атмосфере не обладает столь большой точностью, как хим., радиохим. и масс-спектроскопич. анализы состава метеоритного и планетного твёрдых веществ. Поэтому содержание нуклидов в метеоритах рассматривается в качестве стандарта при систематизации распространённости большинства элементов.

На рис. 1 в логарифмич. шкале показана РН в Солнечной системе, нормированная на содержание кремния. Приведённые данные получены в осн. из анализа состава метеоритов. Систематизация этих данных выполнена А. Камероном (A. Cameron) в 1982 (см. также табл.). Наиб. распространённость имеет водород (^1Н), примерно на порядок меньше - гелий (^4Не). Т. к. распространённость этих элементов вследствие их летучести на Земле, Луне и метеоритах мала, их действит. содержание в природе оценивают с привлечением косвенных данных: анализа внутр. строения звёзд и состава вещества межзвёздной среды, а также выводов космологии. Водород и гелий имеют в осн. первичное, космологич. происхождение (см. Горячей Вселенной теория ).Низкое содержание дейтерия и изотопов Li, Be, В объясняется тем, что эти нуклиды при звёздных темп-pax легко вступают в разл. ядерные реакции.

РН в ср. быстро падает с увеличением массового числа, обнаруживая максимумы для групп С, N, О и Fe ("железный пик") и затем неск. двойных пиков, соответствующих элементам Кг и Sr, Хе и Ва, Pt и Pb , к-рые имеют устойчивые изотопы с магич. числами нейтронов 50, 82, 126 (см. Магические ядра)либо получаются при бета-распаде ядер с такими нейтронными числами.

На рис. 2 та же кривая РН приведена в более компактном виде, без разделения изотопов по процессам их образования. Эта т. н. стандартная кривая РН в Солнечной системе, построенная согласно данным А. Камерона, чётко обнаруживает указанные выше максимумы и является гл. наблюдат. основой теории нуклеосинтеза в природе. Согласно этой теории, осн. процессы образования ядер в природе включают космологич. нуклеосинтез в горячей Вселенной, приводящий к образованию гелия, термоядерное горение лёгких элементов от водорода до кремния в недрах звёзд, синтезирующее элементы "железного пика", а также процессы медленного и быстрого захвата нейтронов ядрами с образованием тяжёлых нуклидов вплоть до изотопов висмута и урана. Особый интерес в теории нуклеосинтеза представляет происхождение т. н. обойдённых ядер. Это изотопы Se, Mo, Cd, La, Dy и др. элементов, к-рые оказываются в стороне от путей нейтронного захвата. Распространённость обойдённых нуклидов примерно на два порядка меньше распространённости ядер, образующихся в процессах нейтронного захвата. Синтез обойдённых ядер объясняют обычно ядерными реакциями с участием протонов (р, у), (r, h) или слабыми взаимодействиями с участием нейтрино, возникающими при взрыве сверхновой. Не исключён также вклад в механизм их синтеза тройного деления ядер с вылетом обогащённых нейтронами лёгких за-ряж. частиц.

Распространённость некоторых нуклидов в Солнечной системе
(по А. Камерону, 1982)

Нуклид

Содержание в природной смеси изо-

топов, %

Распространённость по числу ато-

мов

(N_Si = 10^6)

Нуклид

Содержание в природной смеси изо-

топов, %

Распространённость по числу ато-

мов (N_Si = 10^6)

^1H | 99,985 | 2,66·10^10 | ^88Sr | 82,56 | 18,9
^2H | 0,015 | 4,40·10^5 | ^93Nb | 100 | 0,9
^3H | 1,38·10^-4 | 3,2·10^5 | ^107Ag | 51,35 | 0,236
^4H | ~100 | 1,8·10^9 | ^109Ag | 48,65 | 0,224
^6Li | 7,42 | 4,45 | ^118Sn | 24,03 | 0,889
^7Li | 92,58 | 55,55 | ^120Sn | 32,85 | 1,22
^9Be | 100 | 1,2 | ^127I | 100 | 1,27
^11В | 80,36 | 7,2 | ^129Xe | 27,5 | 1 ,61
^12С | 98,89 | 1,11·10^7 | ^138Ba | 71,66 | 3,44
^14N | 99,634 | 2,31·10^6 | ^152Sm | 26,7 | 0,0641
^16O | 99,759 | 1,84·10^7 | ^159Tb | 100 | 0,076
^20Ne | 88,89 | 2,31·10^6 | ^156Dy | 0,0524 | 1,93·10^-4
^23Na | 100 | 6,0·10^4 | ^164Dy | 28,18 | 0,104
^24Mg | 78,70 | 8,34·10^5 | ^180Ta | 0,0123 | 2,46·10^-6
^27Al | 100 | 8,5·10^4 | ^181Та | 99,9877 | 0,020
^28Si | 92,21 | 9,22·10^5 | ^186Os | 1,29 | 0,0089
^32S | 95,0 | 4,75·10^5 | ^192Os | 41,0 | 0,283
^36Ar | 84,2 | 8,93·10^4 | ^195Pt | 33,8 | 0,477
^40Ca | 96,97 | 6,06·10^4 | ^197Au | 100 | 0,21
^52Cr | 83,7 | 1,06·10^4 | ^208Pb | 58,55 | 1,522
^54Fe | 91,66 | 8,25·10^5 | ^205Bi | 100 | 0,14
^58Ni | 67,88 | 3,24·10^4 | ^232Th | 100 | 0,045
^75As | 100 | 6,2 | ^235U | 0,720 | 0,0064
^84Kr | 56,90 | 23,5 | ^238U | 99,2745 | 0,0203

Рис. 2. Стандартная кривая распространённости нуклидов.

Несмотря на то, что состав большинства звёзд, галактик и межзвёздной среды в осн. следует стандартной кривой РН, существуют отклонения от неё, вызванные разл. физ. причинами. Старые звёзды, принадлежащие гало Галактики и шаровым звёздным скоплениям, содержат тяжёлых элементов в 10-10^3 раз меньше, чем Солнечная система. Это связано с хим. эволюцией галактик. Нек-рые группы звёзд содержат тяжёлые элементы в пропорциях, существенно отличающихся от стандартных распространённостей, таковы, напр., т. н. суперметаллич. звёзды (бариевые, CNO и др.). Существуют также обогащённые и обеднённые гелием звёзды, звёзды с низким содержанием Са. Звёзды с аномальным хим. составом составляют примерно 10% всех звёзд, находящихся вблизи гл. последовательности (см. Герцшпрунга - Ресселла диаграмма)и имеющих температуру поверхности от 8000 до 20 000 К (см. Химически пекулярные звёзды).

Появились свидетельства в пользу того, что изотопный состав Солнечной системы также не является столь однородным, как казалось раньше. Открыты аномалии (большинство из них на уровне долей процента) в рас-пространённостях изотопов кислорода, неона, магния. Всё это указывает на многообразие процессов, сформировавших вещество звёзд, галактик и Солнечной системы.

Литература по 

1. Франк-Каменецкий Д. А., Надёжин Д. К., Распространенность элементов, в кн.: Физика космоса, 2 изд., М., 1986; Ядерная астрофизика, пер. с англ.,М., 1986; Крамаровский Я. М., Чечев В. П., Синтез элементов во Вселенной, М., 1987.

В. П. Чечев, Я. М. Крамаровский.

к библиотеке  к оглавлению  FAQ по эфирной физике  ТОЭЭ  ТЭЦ  ТПОИ  ТИ