Астронет > Распространенность элементов

по текстам по ключевым словам в глоссарии по сайтам перевод по каталогу

Распространенность элементов

- относительное ср. содержание (иногда говорят обилие) данного хим. элемента (нуклида) в космич. веществе. Под Р.э. часто понимают не только содержание к.-л. хим. элемента, но также и его отдельных устойчивых изотопов. Р.э. определяется на основании совокупности всех данных космохимии: изучения спектров Солнца и звезд, состава первичных космических лучей, хим. анализов метеоритов, лунного грунта, а также данных геохимии. Распространенность водорода и гелия оценивается с привлечением косвенных данных: расчетов внутр. строения звезд и выводов космологии. На рис. показана Р.э. в зависимости от атомной массы, нормированная т.о., чтобы распространенность кремния равнялась 10⁶. Указаны также различные процессы образования элементов, рассматриваемые в ядерной астрофизике. Наибольшую распространенность имеет водород, за ним следует гелий (в земных и лунных породах, а также в метеоритах этих элементов мало, оттуда они улетучились).

Относительная распространенность нуклидов lg N (N - число
атомов, lg N_Si=6) в зависимости от атомной массы
(по А. Камерону). Изотопы одного и того же элемента (вплоть
до Ge) соединены прямыми линиями. Различные символы
указывают на основные процессы синтеза нуклидов:
$\triangle$ - взрывное горение C, O и Si, $\bigcirc$ -
медленный захват нейтронов (s-процесс), + - быстрый
захват нейтронов (r-процесс), $\bigoplus$ - сравнимый
вклад s и r-процессов, $\Box$ - ядерное статистическое равновесие
(e-процесс). Нуклиды, образующиеся в других процессах,
отмечены точками. Штриховой линией соединены обойденные ядра.

Мало распространены в природе элементы Li, Be, B. В среднем Р.э. быстро падает с возрастанием атомной массы. На фоне этого падения выделяются очень высокий максимум для Fe и близко расположенные двойные максимумы, соответствующие элементам Kr и Sr, Xe и Ba, Pt и Pb, у к-рых есть изотопы либо с магич. числами нейтронов, либо получающиеся при радиоактивном распаде ядер с такими числами (см. Магические ядра). У обойденных ядер распространенность примерно на порядок ниже, чем у остальных. Ядра с четным массовым числом имеют обычно более высокую распространенность. Исключением служит изотопный состав Li и B в Земле и метеоритах, где преобладают изотопы с нечетным массовым числом (⁷Li и ¹¹B).

Значения распространенностей наиболее обильных элементов приведены на рисунке и в таблице, в к-рой дополнительно указаны их концентрации по массе, т.е. массы элементов (в г) в 1 г космич. вещества. Для практич. целей кончентрации по массе водорода, гелия и всех остальных более тяжелых элементов, обозначаемые обычно как X, Y и Z, можно принять раными соответственно 0,77, 0,21 и 0,12.

Космическая распространенность наиболее обильных элементов (по А. Камерону, 1982)

Элемент Порядковый
номер Ср. масса,
а.е.м.* Распространенность
по числу атомов
([Si]=10⁶) Концентрация
по массе

H 1 1,0087 $2,66\cdot 10^{10}$ 0,774

He 2 4,0024 $1,8\cdot 10^9$ 0,208

C* 6 12,01 $1,11\cdot 10^7$ $3,8\cdot 10^{-3}$

N 7 14,01 $2,31\cdot 10^6$ $9,3\cdot 10^{-4}$

O 8 16,00 $1,84\cdot 10^7$ $8,5\cdot 10^{-3}$

Ne 10 20,21 $2,6\cdot 10^6$ $1,5\cdot 10^{-3}$

Na 11 22,99 $6,0\cdot 10^4$ $4,0\cdot 10^{-5}$

Mg 12 24,31 $1,06\cdot 10^6$ $7,4\cdot 10^{-4}$

Al 13 26,98 $8,5\cdot 10^4$ $6,6\cdot 10^{-5}$

Si 14 28,09 $1,0\cdot 10^6$ $8,1\cdot 10^{-4}$

S 16 32,06 $5,0\cdot 10^5$ $4,6\cdot 10^{-4}$

Ar 18 36,28 $1,06\cdot 10^5$ $1,1\cdot 10^{-4}$

Ca 20 40,08 $6,25\cdot 10^4$ $7,2\cdot 10^{-5}$

Cr 24 51,97 $1,27\cdot 10^4$ $1,9\cdot 10^{-5}$

Mn 25 54,94 $9,3\cdot 10^3$ $1,5\cdot 10^{-5}$

Fe 26 55,85 $9,0\cdot 10^5$ $1,4\cdot 10^{-3}$

Ni 28 58,73 $4,78\cdot 10^4$ $8,1\cdot 10^{-5}$

Теоретич. истолкование Р.э. - одна из важнейших задач ядерной астрофизики. Преобладание в масштабах Вселенной водорода свидетельствует о том, что он - исходный элемент для ядерных процессов синтеза более тяжелых элементов. Р.э. от C до Ca, ядра к-рых могут быть составлены из целого числа ядер гелия ( $\alpha$ -частиц), весьма высока. Эти элементы образовались в результате термоядерных реакций (см. Ядерные реакции) в недрах звезд-гигантов, а также при термоядерных взрывах звезд. Максимум для железа - результат т.н. e-процесса, предшествующего вспышкам сверхновых звезд (см. также Гравитационный коллапс). Р.э., более тяжелых, чем железо, объясняется процессами захвата атмоными ядрами нейтронов (см. Нейтронный захват). Эти процессы захвата, протекающие в звездах, могут быть медленными (s-процессы) и быстрыми (r-процессы). Двойные максимумы вблизи магич. чисел служат убедительным доказательством существования в природе двух указанных процессов нейтронного захвата.

Резкое уменьшение Р.э. с ростом атомной массы объясняется ограниченной мощностью источников нейтронов. Ядра дейтерия D (тяжелого водорода $^2_1$ H), Li, Be, B, а также обойденные ядра, вероятнее всего, представляют собой продукт как холодных ядерных реакций в неравновесной космич. плазме, так и взаимодействия нейтрино со звездным веществом. Особенно низкая Р.э. Li, Be и B связана с легким разрушением их при термоядерных реакциях. Как с точки зрения наблюдений, так и и с точки зрения теории не вполне ясны вопросы Р.э. гелия и дейтерияю Проблема гелия связана с общей космологией, т.к. согласно модели горячей Вселенной 20-30% первичного водорода (по массе) должно было превратиться в гелий еще в начальной стадии космологич. расширения Вселенной.

Лит.:
Тейлер Р.Дж., Происхождение химических элементов, пер. с англ., М., 1975; Новиков И.Д., эволюция Вселенной, М., 1979; Ядерная астрофизика, пер. с англ., М., 1985.

(Д.А. Франк-Каменецкий, Д.К. Надежин)

Д. А. Франк-Каменецкий, Д. К. Надежин, "Физика Космоса", 1986
Глоссарий Astronet.ru

L | R | А | Б | В | Г | Д | Е | Ж | З | И | Й | К | Л | М | Н | О | П | Р | С | Т | У | Ф | Х | Ц | Ч | Ш | Щ | Э | Ю | Я

Обсудить эту публикацию

Версия для печати

Элемент	Порядковый номер	Ср. масса, а.е.м.*	Распространенность по числу атомов ([Si]=10⁶)	Концентрация по массе
H	1	1,0087	$2,66\cdot 10^{10}$	0,774
He	2	4,0024	$1,8\cdot 10^9$	0,208
C*	6	12,01	$1,11\cdot 10^7$	$3,8\cdot 10^{-3}$
N	7	14,01	$2,31\cdot 10^6$	$9,3\cdot 10^{-4}$
O	8	16,00	$1,84\cdot 10^7$	$8,5\cdot 10^{-3}$
Ne	10	20,21	$2,6\cdot 10^6$	$1,5\cdot 10^{-3}$
Na	11	22,99	$6,0\cdot 10^4$	$4,0\cdot 10^{-5}$
Mg	12	24,31	$1,06\cdot 10^6$	$7,4\cdot 10^{-4}$
Al	13	26,98	$8,5\cdot 10^4$	$6,6\cdot 10^{-5}$
Si	14	28,09	$1,0\cdot 10^6$	$8,1\cdot 10^{-4}$
S	16	32,06	$5,0\cdot 10^5$	$4,6\cdot 10^{-4}$
Ar	18	36,28	$1,06\cdot 10^5$	$1,1\cdot 10^{-4}$
Ca	20	40,08	$6,25\cdot 10^4$	$7,2\cdot 10^{-5}$
Cr	24	51,97	$1,27\cdot 10^4$	$1,9\cdot 10^{-5}$
Mn	25	54,94	$9,3\cdot 10^3$	$1,5\cdot 10^{-5}$
Fe	26	55,85	$9,0\cdot 10^5$	$1,4\cdot 10^{-3}$
Ni	28	58,73	$4,78\cdot 10^4$	$8,1\cdot 10^{-5}$