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 309 Таким образом, видимость линий того или иного элемента зависит от легкости или трудности его ионизации, и при одних и тех же термодинами ческих условиях трудно ионизирующийся элемент может быть видимым, а легко ионизирующийся —нет. Рассел1дает примерный список потенциала ионизаций некоторых эле ментов: Cs Rb К Na Li H 3,8 4,16 4,32 5,11 5,33 13,54 Ba Sr Ca M g Zn H e 5,12 5,67 6,08 7,65 9,4 25,2 В этом списке более тяжелые элементы ионизируются легче и потому гораздо труднее и реже будут наблюдаться, чем более легкие, в условиях высоких температур. Чем выше температура, тем вероятнее сохранение линий только у последних; чем ниже —тем понятнее линии и у более тяже лых элементов. Отсюда ясно, что в очень нагретых звездах (см. табл. 39) мы имеем Н и Не и что Rb может быть найден лишь на самых холодных. При 23 000° абс. водород совершенно ионизируется и делается невидимым, для Не в интервалах температур от 23 до 30 тысяч появляется новая серия линий. Исходя из этого, СахаиЭмден строят следующую примерную картину химии звезд, причем ионы отмечены химическим знаком (табл. 39). Т а б л и ц а 39 Распределение атомов и ионов Н, Не, Са н Mg при разных температурах Типы звезд (ср. табл. 38) Абс. темпе ратура Атомы, ноны(+) О ....................................... 2 5 0 0 0 Н + , Н с + В ................................................................. 2 0 0 0 0 Н , Н е + , Н е , С а ++ 1 500 0 Н , Н е , M g + , С а* А ................................................................. 1200 0 И , M g + , С а + , (С а) G ................................................................. 8 0 0 0 Н , С а, С а + , M g М ....................................................................... 4 0 0 0 С а, M g Эта таблица для четырех элементов Н, Не, Са, Mg устанавливает те термодинамические условия, при которых каждый из них виден в спек тральных линиях. Так как эта таблица необычайно близко отвечает тому, что наблюдается на звездах, то мы можем сказать, что по отношению к ука занным выше элементам различие разных типов звезд определяется не н а л и ч и е м и л и о т с у т с т в и е м одного из них, а лишь т е р- м о д и н а м и ч е с к и м и у с л о в и я м и , в которых атомы находятся. Таким образом, если целый ряд наших старых выводов отпадает, то все же возникают новые, намечающие новые пути для решения вопроса о химии звезд. Только сейчас намечаются правильные пути к познанию химии звезд, но на них еще только вступает современная астрофизика, пересматривая свои старые выводы и строя новые, более достоверные. § 52. Как мы только что видели, современные теории совершенно устра нили старое представление о разном химическом составе звезд и выдви нули идею об их термодинамических различиях. Отсюда вытекают, с одной стороны, все современные теории об эволюции звезд, с другой — ряд гипо 1 Н. N. R u s s e l . Astrophys. J., 1922, LV, 119.