книги / Основы геохимии

связаны с разными причинами. Так, при температурах в звездном веществе п X 10е К и в обстановке термоядерных реакций с прото­ нами Li, Be, В быстро превращаются в изотоп 4Не. Поэтому скудность содержания перечисленных элементов обычно связывают с прохожде­ нием их в прошлом через этап термоядерных реакций.

По представлениям Л. Аренса (1956), минимумы распространения

распространения Se и Ti. Ga (Z = 31) следует после перерыва в равно­ мерном заполнении нейтронами Си— Zn. Подобный перерыв отчасти свойствен As, также характеризующемуся минимумом распростране­ ния. После равномерного увеличения N— Z в интервалеBr (Z = 35) — Nb (Z = 41) следует Тс (Z = 43), все изотопы которого неустойчи­ вы. Подобная корреляция более высоких Z с минимумами кларков пока не выявлена. Можно лишь отметить неустойчивый Pm (Z = 61), который находится сразу же после семи изотопов с N = 82.

6. У элементов с Z > 34 тяжелые стабильные изотопы более обильны, чем легкие. Среди четных изобар в природе преобладает компонент с повышенным содержанием нейтронов (или меньшим Z). Обращает на себя внимание доминирующее значение изотопов с максимальным стабильным содержанием нейтронов N у элементов (цифры в скобках означают относительное процентное содержание изотопа с максимумом нейтронов для данного элемента): Sr (82, 56), In (95, 77), Те (34, 49), Ва (71, 66), La (99, 11), Dy (28, 18), Hf (35, 44), Re (62, 93), Os (41,0). Повышенное распространение многих изотопов, обогащенных нейтронами до максимального стабильного содержания, указывает на важную роль нейтронов в процессе их образования. Из 51 случая изобарных пар в 44 случаях преобладают изобары с пони­ женным Z и соответственно повышенным N. Этот факт можно объяс­ нить процессом р-распада первичных ядер, которые формировались в эпоху ядерного синтеза и отличались от ныне известных изотопов большим N и меньшим Z. Несомненно, что процессы р-распада ряда вымерших изотопов играли заметную роль в установлении наблюдае­

Р. Альфером и Р. Германом.

7.Наблюдается общая обратная зависимость между распростране­ нием ядер и величиной их поперечного сечения захвата нейтронов. Данная зависимость впервые была установлена Р. Альфером и Р. Гер­

маном в 1948 г. для нейтронов с энергией 1 МэВ. По их допущени­ ям более обильные в природе ядра обладают меньшим поперечным сечением нейтронного захвата, и наоборот. Однако на графике, пока­ зывающем обратную зависимость логарифма ядерного кларка от сечения о, наблюдается довольно большой разброс точек. Такой график скорее отражает лишь общую тенденцию уменьшения ядерных кларков с возрастанием N и А (или Z). Эта корреляция привела, как

101

известно, к построению гипотезы об образовании элементов в неравно­ весной нейтронной среде посредством последовательного захвата нейтронов ядрами.

8. Распространение ядер в интервале Z от1,82 до 92 и А > 209 определяется законом радиоактивного распада. Эта зависимость вполне очевидна и особых комментариев не требует. Промежуточные изотопы радиоактивных рядов находятся в равновесии с материнскими элементами U и Th, которые в свою очередь отличаются несколько по­ вышенным распространением (максимумом) в области тяжелых ядер.

Отмеченные выше закономерности отнюдь не исчерпывают всех особенностей распространения ядер в зависимости от их свойств. Не­ которые особенности могут быть связаны с еще невыявленными второ­ степенными процессами и свойствами ядер. Например, повышенное распространение некоторых изотопов в интервале значений А от 86 до 103 и Л от 130 до 147 грубо соответствует наиболее обильным продуктам деления урана и трансурановых ядер.

Таким образом, распространение атомных ядер в природе зависит от ряда их свойств (а не от одного свойства), из которых ведущее зна­ чение имеют Z и А , связанная с ними четность и наличие заполненных ядерных оболочек.

ПУТИ ОБРАЗОВАНИЯ ХИМИЧЕСКИХ ЭЛЕМЕНТОВ

Относительно происхождения элементов были выдвинуты различ­

тов можно разделить на две группы.

Согласно первой группе гипотез вся видимая вселенная некогда возникла единым актом и стала расширяться. Расширение это про­ должается и сейчас, о чем свидетельствует смещение спектральных линий далеких галактик в красную часть спектра («красное смещение»). В течение нескольких минут образования вселенной из сверхплотной материи возникли все элементы путем ядерных реакций между основ­ ными элементарными частицами: протонами, нейтронами, электрона­ ми, позитронами, мезонами и радиацией.

Согласно другой группе гипотез образование элементов происхо­ дило в определенных индивидуальных космических телах, в которых температуры и давления были достаточны для ядерных реакций и превращений одних элементов в другие. Такими телами могли быть массивные звезды.

В связи с ростом наших знаний о ядерных процессах и успехами астрофизики в настоящее время утверждается представление, что

энергии является процесс превращения легких элементов в тяжелые. Но исследования этих авторов оказались неудачными, поскольку дан­ ные о строении и свойствах ядер были крайне ограниченными. Важ­ ный шаг вперед был сделан в 1938 г., когда Г. Бете и К. Вейцзеккер показали, что наиболее вероятный источник энергии звезд главной

102

Основные черты процессов синтеза всех элементов из водорода заключаются в следующем (рис. 23).

•Процессы превращения водорода и гелия. Превращение водород#

вгелий путем азотно-углеродного цикла, по-видимому, протекает у

большинства звезд главной последовательности с массами порядка 2 солнечных масс. Основные особенности азотно-углеродного цикла

были представлены в разделе о природе и составе Солнца.

Реакции протонно-протонных циклов могут быть записаны следую­ щим образом:

■Н< f i h ‘Н ( Р л Щ Ь { Г ' ) ’В?) ' Н] И г 1(Р. 1,2*Н в 1(Р, к)8 В (Р), 8Ве (а)4Не

Превращение самого гелия в более тяжелые ядра может происхо­ дить по схеме

3 4Н е - * 12С + т.

Для этого процесса необходимы температуры, превышающие 108градусов и плотность 103 г/см3. Эти условия, насколько это известно, создаются в недрах красных гигантов и близких к ним звезд. При по­ добных же условиях имеют место реакции

12С + 4Не ->■ 1вО

16O + 4H e - » 20Ne

и в меньшей степени

20Ne + 4Не->- 24Mg

На изотопе 24Mg эффективность процесса обрывается, поскольку в дальнейшем его развитии возникает препятствие, связанное с куло­ новским отталкиванием ядер более высоких зарядов. Процессы прев­ ращения гелия составляют и поставляют около 1/10 той энергии на грамм вещества, которая выделяется при водородном «сгорании». Гелиевые реакции также являются важным источником энергии и происходят до тех пор, пока гелиевое горючее не израсходуется. Шкала времени для этого процесса 107— 108 лет. Ядра 12С, 160 , 20Ne, 24Mg, возникшие за счет гелия, присутствуют в водородной сре­ де и, взаимодействуя с протонами, дают менее распространенные, пре­ имущественно нечетные изотопы углерода, кислорода, неона, а также азота (см. рис. 23). Горячие и массивные звезды типа Вольфа—Райе в- одних случаях обнаруживают обилие углерода, в других — азота. Такие звезды, вероятно, показывают комбинированный результат водородного и гелиевого «сгорания».

Альфа-процесс. Когда в ядре звезды гелий выгорает, оно сжимается и освобождает гравитационную энергию, которая нагревает ядро. Когда температура в ядре достигает -~109 градусов (К), возрастает энергия у-лучей. Она становится настолько высокой, что удаляет а-частицы из некоторых ядер, в частности из 20Ne. При этом происхо­ дят следующие реакции:

104

20Ne + т ««О + «Не — 4,75 МэВ,

20Ne + «Не-»- 24Mg + f + 9,31 МэВ.

Очевидно, что при этих процессах в общем выделяется больше энергии, чем поглощается при образовании а-частиц. Следовательно, данный процесс является источником звездной энергии. Дальней­ шие реакции, утилизирующие а-частицы от альфа-процесса, могут быть следующими:

“ Mg + ‘H e-»-MSi + T.

28Si + 4H e - * 32S + T.

Такими реакциями можно объяснить образование типа 4п, при­ чем вероятность построения их распространяется до 40Са и возможно также до 44Са и 48Ti. Процесс этот был назван Дж. Бербиджем и др. (1957) а -процессом. Длится он, вероятно, от 100 до 10 000 лет и завер­ шается, видимо, к концу активной жизни звезды. В спектрах некото­ рых белых карликов наблюдаются особенно резкие линии магния и кальция (наиболее обильные изотопы у этих элементов 24Mg и 40Са). Возможно, что эти звезды могут служить примером звезд, в которых были а-процессы.

Равновесный процесс ядерного синтеза. Если звезда остается ротационно устойчивой, после завершения а-процесса она испытывает даль­

статистического равновесия, которые когда-то считались универсаль­ ными для построения всех химических элементов. В этих условиях интенсивнее образуются ядра с наиболее прочной связью. К ним отно­ сятся ядра, группирующиеся около железа-56 («Железный максимум» на кривой галактической распространенности ядер). Процесс образо­ вания ядер этой группы был назван е-процессом (e-equilibrium). Дли­ тельность этого процесса секунды, и можно думать, что он происходит в конце активной жизни звезды, непосредственно перед наступлением катастрофического взрыва. Хорошее совпадение теоретических рас­ четов с наблюдаемым распространением ядер группы железа в солнеч­ ной системе достигается тогда, когда процесс протекает при температуре 3,8 • 10® К.

Процессы нейтронного захвата. Для построения атомных ядер с массовым числом А свыше 60 реакции с протонами требуют исключи­ тельно высоких температур, недопустимых в условиях звездных недр. Несравненно большая вероятность синтеза средних и тяжелых ядер оказывается связанной с реакциями нейтронного захвата (п, if). В качестве источника нейтронов А. Камерон предложил реакции типа:

13С + 4Не -»-160 + п,

21Ne + 4H e->-24Mg + п.

Если элементы железного максимума уже имеются в звездах в достаточном количестве, то цепь нейтронного захвата с последующим

105

Р-распадом может продлиться до тех пор, пока не возникнут а-актив­ ные изотопы с массовым числом А > 209. Процесс нейтронного зах­ вата может также происходить у ядер с массовыми числами от А = 20 до А = 56.

В условиях звездных недр могут протекать как быстрый г-процесс (г — rapid), так и медленный s-процесс (s—slow) генерации нейтронов. Имеются достаточно надежные данные наблюдательной астрофизики, указывающие на то, что процессы генерации нейтронов происходят в звездах типа красных гигантов. Открытие в спектрах этих звезд линий технеция П. Мериллом в 1952 г. неопровержимо свидетельствует о том, что источник нейтронов должен быть продолжительно действующим (s-процесс). В противном случае все изотопы технеция быстро бы рас­ пались.

По своим спектральным характеристикам красные гиганты под­ разделяются на три группы. Наиболее распространенными являются звезды спектральных классов К и М , состав которых близок к составу Солнца. Вторую группу составляют углеродные звезды. К третьей группе относятся 5-звезды, в спектрах которых особенно резко высту­ пают линии элементов Sr, Y, Zr, Ва, La, редких земель Се, Pr, Nd, Sm. Эти элементы лежат на пиках кривой распространенности вблизи А = 90 и А = 140. Среди изотопов этих областей имеются такие, которые характеризуются замкнутыми ядерными оболочками, соот­ ветствующими магическим числам 50 и 82. Такие изотопы, как из­ вестно, обладают малым поперечным сечением нейтронного захвата и поэтому имеют тенденцию к возникновению в повышенном количестве по сравнению с соседними изотопами.

Быстрый процесс нейтронного захвата (r-процесс) происходит в любых условиях и в любом месте, если имеется достаточно мощный поток нейтронов, образующийся в сгущенном веществе за несколько секунд. В астрофизических условиях r-процесс связан с быстрой генерацией энергии и соответствующим взрывом. Наиболее характер­ ными в данном случае являются космические взрывы, известные как вспышки сверхновых. Вспышки происходят за короткое время (секун­ ды, минуты, часы), в течение которого определенная часть массы звезды выбрасывается в пространство с огромной скоростью (до 10000 км/с), а светимость увеличивается приблизительно в 1010 раз. Затем насту­ пает медленное, примерно в течение года, угасание светимости. Некото­ рые сверхновые имеют экспоненциальный характер падения светимости. Они уменьшают свою светимость вдвое за 55 дней. Было высказано предположение, что в данном случае падение светимости определяется распадом трансуранового изотопа калифорния-254. Распад этого изо­ топа путем осколочного деления сопровождается выделением большого количества энергии — порядка 200 МэВ на одно ядро. Но когда про­ исходит построение калифорния-254, то неизбежно образуются и другие тяжелые ядра. Цепь нейтронного захвата достигает А = 260. При более высоких значениях массового числа тяжелые ядра распа­ даются с большей скоростью, чем происходит нейтронный захват, и цепь обрывается. Допускается, что непосредственно при взрывах сверхновых достигается мощная концентрация нейтронов, возникаю­

106

щих в результате термоядерных реакций, рассмотренных выше, но протекающих значительно быстрее, чем в стационарных звездах.

Процессы протонного захвата. Нейтронный захват хорошо объяс­ няет образование большинства тяжелых элементов, но среди них остаются еще изотопы, относительно обогащенные протонами, кото­ рые никак не могут быть результатом ни одного из рассмотренных выше процессов. Протоннообогащенные ядра значительно менее распрост­ ранены, чем прилегающие к ним остальные ядра, поэтому для объясне­ ния их образования был предложен процесс протонного захвата (р, у). Протоны, необходимые для осуществления реакций этого типа, приобретают высокие скорости в электромагнитных переменных полях звездных атмосфер, р-процессы могут происходить при взрывах сверх­ новых, которые содержат много водорода в оболочке. Процессы про­ тонного захвата могут вызвать также реакции типа (р, п) с освобождением свободных нейтронов. Свободные нейтроны, ве­ роятно, вызывают образование дейтерия, который более распро­ странен, чем тяжелые изотопы. В общем незначительная доля изотопов лития, бериллия и бора, которые полностью сгорают при термоядерных реакциях в звездных недрах, вероятно, возникла в резуьтате реак­ ций, (р, у) в условиях звездных атмосфер.

Рассмотренные выше процессы качественно хорошо объясняют наблюдаемую распространенность элементов и их изотопный состав, поэтому естественно допустить, что вещество солнечной системы перед образованием планет прошло длительную стадию развития, которая знаменовалась различными процессами синтеза атомных ядер.

В. Н. Содержание естественных радиоактивных элементов в венерианской поро­ де поданным автоматической станции «Венера-8». — «Геохимия», 1973, № 1.

теоретиздат, 1956.

A h г е n s L. Н. (editor). Origin and distribution of the elements. Pergamon—Press, Oxford—London, 1968.

B u r b i d g e E. M., B u r b id g e G . R., F o w le r W. A., H о у 1e F. Synt­ hesis elements in stars. Reviews of Modern Physics, 29, 547, 1957.

107

Г л а в а I V СТРОЕНИЕ И СОСТАВ ЗЕМЛИ

ГЕОФИЗИЧЕСКИЕ ДАННЫЕ

Проблема строения и состава нашей планеты относится к трудней­ шим проблемам науки. Основная трудность ее решения заключается в отсутствии прямых данных о глубинных частях Земли. В настоя­ щее время мы руководствуемся некоторыми физическими данными

и средняя плотность Земли.

Все способы подсчета массы Земли основаны на законе всемирного тяготения. В настоящее время общая масса Земли М считается равной 5,974 1027 г, средняя плотность Земли — 5,517 ± 0,04 г/см3, сред­ няя плотность верхней литосферы — 2,65 г/см3. Расхождение между средней плотностью Земли и плотностью литосферы, сложенной известными горными породами, послужило первым указанием на на­ личие в недрах нашей планеты плотных («тяжелых») масс вещества.

Распределение ускорения свободного падения на поверхности Земли обусловлено ее фигурой и вращением. Распределение ускорения свободного падения вдоль радиуса Земли по направлению к центру определяется распределением масс разной плотности.

По А. А. Изотову, распределение ускорения свободного падения на сфероиде (с использованием данных по континентам и морским станциям) можно выразить следующей формулой:

g 9 = 972,045 (1 + 0,0053026 sin2 <р — 0,0000059 sin2 ср),

где ср —широта точки.

Стандартное ускорение свободного падения на поверхности Земли g принимается равным 980,665 см/с2, или 980,665 миллигал, ускорение свободного падения на экваторе — 978 045 миллигал, ускорение сво­ бодного падения на широте 45° — 980 616 миллигал, ускорение сво­ бодного падения на полюсе — 983 235 миллигал.

Реально измеренные значения ускорения свободного падения в данной точке с помощью гравиметров обычно отклоняются от нор­ мального распределения, вычисленного по формуле. Эти отклонения образуют гравитационные аномалии, которые отражают неравномерное распределение масс горных пород в пределах верхней литосферы.

С глубиной к центру Земли ускорение свободного падения воз­ растает и, достигнув на определенной глубине по крайней мере одного максимума, падает, а в самом центре планеты достигает нулевого зна­ чения.

Основные сведения относительно внутреннего строения Земли были получены на основании изучения особенностей распространения сейсмических волн. В 1914 г., по данным сейсмологии, удалось устано­ вить общую картину строения Земли и вычислить скорости распро­

108

странения в ее недрах сейсмических волн — продольных Р и попе­ речных S.

По сейсмическим данным, Земля подразделяется на три основ­ ные оболочки: земную кору (верхнюю литосферу), мантию и ядро. Границы между оболочками фиксируются резкими скачками скорости распространения сейсмических волн. Эти границы или разделы бы­ вают I и II порядка. Максимально резкие скачки в скоростях относят к разделам первого порядка. Они, собственно, фиксируют границы между главными оболочками Земли — корой и мантией (раздел Мохоровичича), мантией и ядром. Разделы II порядка отмечают внутренние неоднородности в пределах коры, мантии и центрального ядра. Боль­ шая часть объема Земли по сейсмическим данным представляет собой твердое тело. Однако до сих пор остается неясным вопрос относи­ тельно физического состояния материала Земли в нижней мантии и ядре. Резкая разница между средней высокой плотностью Земли и низкой плотностью ее верхних частей натолкнуло на мысль о наличии в центре нашей планеты металлического ядра. Однако граница ядра была установлена лишь в начале XX в. благодаря успехам геофизики на глубине 2900 км.

МОДЕЛИ СОСТАВА ЗЕМЛИ

Выбор модели строения и состава Земли связан с рядом спорных вопросов. Несомненно, Земля сложена из отдельных оболочек, кон­ центрически обволакивающих друг друга, плотность которых увели­ чивается с глубиной. О том, с чем связан рост плотности, существует два мнения. Большинство геохимиков (В. Гольдшмидт, Г. Вашинг­ тон, А. Ферсман и др.) считали, что зонарное строение Земли опреде­ ляется различным химическим составом ее оболочек. В. Н. Лодочни­ ков, а в дальнейшем В. Рамзей (1948) допускали, что в целом Земля довольно однородна по составу, но внутренняя область находится в сверхуплотненном — «металлизованном» состоянии, образуя ядро. Однако последние данные геофизики, физики высоких давлений и космохимии противоречат такому заключению.

Различные модели химически дифференцированной Земли пред­ ставлены на рис. 24. Оригинальную модель Земли предложил А. Ф. Ка-

лочках химических процессов. Перисфера — зона нормального хими­ зма, в которой атомы сохраняют ненарушенную электронную обо­ лочку и подчиняются закону Д. Менделеева. В интерсфере меняется электронная структура атомов многих элементов, в которых элек­ троны заполняют нижние незаполненные уровни, и в целом образуется зона вырожденного химизма. В области ядра, или центрисферы, хими­ ческие процессы отсутствуют. Это область нулевого химизма и метал­ лизированного состояния. Тем не менее автор считает, что распреде­ ление элементов в оболочках Земли подчиняется закону Д. И. Менде­ леева и в центральных частях сосредоточены элементы с минимальным атомным объемом.

109

Рис. 24. Модели строения и состава Земли:

А—по Гольдшмидту (1922), Б —по Вашингтону (1925), В —по Капуе* тинскому (1956), Г—по Ферсману (1933)

Были предприняты попытки оценить общий химический состав на­ шей планеты на основании изучения химического состава метеоритов разных типов. При этом решающее значение для оценки имел выбор соотношений каменных и железных метеоритов (т. е. силикатной и

ПО