Ферсман, А. Е. Избранные труды / А. Е. Ферсман ; Акад. наук СССР ; [гл. ред. Д. С. Белянкин]. - Москва : Изд-во Академии наук СССР, 1953. - Т. 2. – 768 с., [3] л. ил., карты : ил., карты.

ХИМИЧЕСКИЕ ЭЛЕМЕНТЫ ЗЕМЛИ И КОСМОСА 301 Продолжение таблицы 35 IV. Э л е м е н т ы , в е р о я т н о , о т с у т с т в у ю щ и е: A s (33), Bi (83), Cs (55), Au (79), Se (34), В (5), N (7), In (49), Ilg (80), P (15), S (16), TI (81) n Pr (59). Граммон еще прибавляет Se (34), Те (52). V. Э л е м е н т ы п о д в о п р о с о м : C l, J, Вг, F, Ва п редкие газы, кроме Не. К этой таблице необходимо сделать ряд следующих п р и м е ч а н и й: ненахождение линий ряда металлоидов, повидимому, вызывается не отсут ствием этих элементов, а характером их спектра, получаемого в условиях солнечных зон. Кислород, долго не находимый на Солнце, был открыт лишь недавно Аллегснской обсерваторией и позднее подтвержден Расселем. Граммон и Веронэ определенно подчеркивали, что физическое состояние металлоидов и некоторых тяжелых металлов на Солнце таково, что обуслов ливает отсутствие их видимого спектра. Еще более осторожно к этим данным подходит Саха, который, как мы ниже увидим, определенно вы сказывается за мысль, что отсутствие линий какого-либо элемента на Солн це еще не определяет отсутствия самого элемента. § 44. Если мы попытаемся связать элементы Солнца с определенными его зонами, то мы получим очень интересную картину, тоже, однако, полу чающую правильное толкование лишь в свете вышеприведенных новых идей Граммона и Саха, тем более, что мы сейчас знаем, что температура поверхностных оболочек Солнца (фотосферы) около 5000—6000°, а тем пература пятен почти на две тысячи градусов ниже. С этими темпе ратурами только и приходится считаться при анализе той физико-химиче ской среды, которая нам дает спектры, ибо остальные, более глубокие зоны, вероятно, с весьма высокими температурами до 106 Т абс., нам остаются неизвестными1. Вообще температура оболочек повышается с глубиной. Если строение Солнца сравнить с другими типами звезд, то, согласно указаниям А. А. Белопольского, отдельные части солн чных оболочек отве чают разным стадиям эволюции звезд: спектр наружной части хромосферы можно сблизить со спектром звезд типа В (см. ниже в § 50), а спектр фото сферы с типом G—К и, наконец, пятна — со спектром К —М. Такие соот ношения весьма любопытны, так как они в известном отношении дают нам в этой последовательности в наружной части Солнца отдельные стадии кос мического процесса, и таким образом пятна обнаруживают более поздние стадии в противоположность наружным газовым оболочкам2. До тех пор пока Саха не дал своей теории ионизации, казалось совер шенно непонятным то явление, что высота наблюдаемых линий не находится в зависимости от атомного веса, так как линии Са, Fe или Ti оказываютса в более отдаленных от центра частях, чем, например, линии столь легко го газа, как Н. Сейчас весь этот вопрос получил совершенно иное объяснение. §45. Саха обратил внимание на то, что природа линий в спектрах Солнца может быть выяснена лишь при сравнении их с теми спектрами, которые получаются при перегревании паров и газов при тех температурах, которые 1 Одновременно с этими температурными условиями необходимо отметить и ха рактер электромагнитных полей: поле самого Солнца лишь в 80 раз больше земного; зато для пятой оно превышает земное в 9000 раз. 2 Это расположение в более центральных частях космических тел таких группи ровок, которые в общей схеме эволюции, как мы это увидим ниже, являются более поздними, уже сильно подвинувшимися стадиями, повидимому, обычно.