9.3. РАСПРОСТРАНЕННОСТЬ ЭЛЕМЕНТОВ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

Значения, приведенные в разд. 9.2, можно сопоставить с распространенностями элементов во Вселенной и в Галактике. Методу определения значений, приведенных в табл. 9.1, можно посвятить отдельный курс лекций. Более подробное описание можно найти в книге [10].

Проблема заключается в том, что мы получили бы огромное различие средних содержаний элементов, если бы брали образцы около, скажем, церкви королевского колледжа и с поверхности Луны. Поэтому верить значениям, полученным по земным породам, нельзя. Основным источником информации о содержании химических элементов в Солнечной системе являются Солнце и метеориты.

Солнце. Если бы Солнце было абсолютно черным телом, то нельзя было бы получить никакой информации о распространенности элементов, потому что его спектр был бы чисто планковским. Однако в самых верхних слоях Солнца фотоны могут покидать его, не испытывая переизлучения, а это означает, что система больше не находится в термодинамическом равновесии. Наблюдаются линии поглощения, накладывающиеся на планковский спектр из-за резонансного поглощения в веществе фотосферы. Изучение звездных атмосфер — очень сложная задача, но Солнце находится достаточно близко и в его спектре можно различить даже очень слабые линии. Поэтому теорию солнечной атмосферы можно применить для опредления относительного содержания элементов.

Метеориты. Метеориты играют важную роль, так как установлено, что в отличие от земных пород, которые подвергались фракционированию и другим процессам, определенные типы метеоритов (углистые хондриты) имеют содержание элементов, примерно такое же, как фотосфера Солнца. Поэтому по ним можно оценить распространенность всех очень редких элементов. Данные о содержании элементов в Солнечной системе заимствованы из обзорной статьи Камерона [7], и если вас интересует эта тема, то в этой статье вы найдете много ссылок на работы, посвященные этому вопросу.

Рис. 9.4. Сравнение относительного содержания химических элементов в космических лучах (кружки), на Солнце (крестики) и в метеоритах (квадратики) [2].

Эти значения относятся к Солнечной системе, но где гарантия, что они типичны и для Галактики? Для других звезд нельзя получить такие надежные данные, как для Солнца, и можно определить содержание только наиболее распространенных элементов. Содержание элементов в звездах меняется с возрастом. Однако в звездах, подобных Солнцу, такие изменения незначительны. Изменения очень заметны по отношению к очень старым звездам, имеющим гораздо меньше тяжелых элементов, чем молодые звезды, которые, как предполагается, образуются из переработанного в термоядерных реакциях вещества

Трудно сказать, с какой точностью известны эти содержания. Для наиболее распространенных элементов они известны с точностью до коэффициента, значительно меньшего 2, но для более редких элементов ошибка может быть в три раза больше. Представляет интерес сравнение содержаний элементов в космических лучах и в Солнечной системе (табл. 9.1). На рис. 9.4 приведены результаты [2]. При сопоставлении видно, что эти результаты очень похожи на данные табл. 9.1. Все значения даны по отношению к углероду.

Наиболее заметные особенности следующие:

1. Содержание легких элементов лития, бериллия и бора в космических лучах значительно выше, чем в Солнечной системе.

2. Содержание элементов железного пика довольно близко к содержанию в Солнечной системе, однако содержание элементов легче железа в Солнечной системе ниже, чем в космических лучах.

3. Наблюдается дефицит водорода и гелия по сравнению с содержанием более тяжелых элементов.

4. В космических лучах наблюдается относительная стабильность нечетно-четных ядер в соответствии с их атомным номером.

Большое впечатление производит совпадение данных на диаграмме. Одна из задач теории происхождения космических лучей — объяснить это распределение. Можно объяснить современное содержание легких элементов в космических лучах реакциями скалывания. Изучение распространенности элементов в Солнечной системе позволяет судить о темпах их производства в термоядерных реакциях, идущих в недрах звезд. Поэтому нельзя ожидать высокого содержания легких элементов, так как их ядра очень нестабильны, и реакции ядерного синтеза, в которых они могли бы образоваться, немногочисленны. Однако они могут возникать при делении более тяжелых ядер космических лучей. Если на своем пути они пройдут сквозь соответствующее количество вещества, то образуются более легкие осколки.

В табл. 9.1 включены распространенности самых тяжелых ядер. Эти результаты получены с помощью пластиковых детекторов [8], ядерных эмульсий и детекторов заряженных частиц, которые запускались для сбора данных о наиболее тяжелых космических лучах (Фаулер и др., 1980 г., Бристоль).

Фаулеру удалось обнаружить в космических лучах очень тяжелые частицы. Он утверждает, что открыл в потоке космических лучей трансурановый элемент с Это открытие не подтверждено. В эксперименте-, в котором одновременно проводились измерения с помощью стопки пластиков и эмульсий, с помощью пластиков было зарегистрировано ядро с атомным номером около 92. Тем не менее наблюдение космических лучей с такими атомными номерами представляет большой интерес для астрофизики.