Приглашаем посетить сайт
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, IgNSi = 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 (1 Н), примерно на порядок меньше - гелий (4 Не). 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
(NSi = 106) |
Нуклид
|
Содержание в природной смеси изо
топов, % |
Распространённость по числу ато
мов (NSi = 106) |
1H |
99,985 |
2,66·1010 |
88Sr |
82,56 |
18,9 |
2H |
0,015 |
4,40·105 |
93Nb |
100 |
0,9 |
3H |
1,38·10-4 |
3,2·105 |
107Ag |
51,35 |
0,236 |
4H |
~100 |
1,8·109 |
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 |
11 В |
80,36 |
7,2 |
129Xe |
27,5 |
1 ,61 |
12 С |
98,89 |
1,11·107 |
138Ba |
71,66 |
3,44 |
14N |
99,634 |
2,31·106 |
152Sm |
26,7 |
0,0641 |
16O |
99,759 |
1,84·107 |
159Tb |
100 |
0,076 |
20Ne |
88,89 |
2,31·106 |
156Dy |
0,0524 |
1,93·10-4 |
23Na |
100 |
6,0·104 |
164Dy |
28,18 |
0,104 |
24Mg |
78,70 |
8,34·105 |
180Ta |
0,0123 |
2,46·10-6 |
27Al |
100 |
8,5·104 |
181 Та |
99,9877 |
0,020 |
28Si |
92,21 |
9,22·105 |
186Os |
1,29 |
0,0089 |
32S |
95,0 |
4,75·105 |
192Os |
41,0 |
0,283 |
36Ar |
84,2 |
8,93·104 |
195Pt |
33,8 |
0,477 |
40Ca |
96,97 |
6,06·104 |
197Au |
100 |
0,21 |
52Cr |
83,7 |
1,06·104 |
208Pb |
58,55 |
1,522 |
54Fe |
91,66 |
8,25·105 |
205Bi |
100 |
0,14 |
58Ni |
67,88 |
3,24·104 |
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 10-103 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 темп-ру 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. Лит.: 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.