Температуры конденсации в Солнечной туманности

Температуры конденсации в Солнечной туманности Гроссман и Лаример  определили в 1974 г. экспериментальным путем при том относительном вакууме (10″4атм), который существовал, вероятно, во время конденсации. Результаты их исследования представлен Читать далее →

Темп эволюции звезды все время ускоряется

Кривая энергии связ и, приходящейся на нуклон, показывает, что большая часть тепла выделяется при превращении водорода в гелий; на последующих же стадиях тепла производится все меньше Читать далее →

Звезды в стадии, предшествующей превращению в сверхновые

Звезды в стадии, предшествующей превращению в сверхновые, сжигают свое горючее гораздо быстрее, чем звезды меньшего размера, из-за гораздо более высоких внутренних температур. Таким образом, между временем, когда образовалась Галактика (около 15-109 лет назад), и временем, когда образовалась Солнечная система (около 4,6-109 лет назад), могло возникнуть много генераций звезд, которые превращались в сверхновые, взрывались и понемногу обогащали межзвездное пространство, а значит, и более поздние звезды тяжелыми элементами, составляющими теперь 2% массы Солнечной системы. Читать далее →

Эволюция звезд

Наиболее вероятное место, где могут идти ядерные реакции (за исключением только что упомянутой),-внутренние области звезд, так как для этих реакций необходимы чрезвычайно высокие температуры. Мы проследили эволюцию межзвездного облака в протозвезды, т.е. в довольно конденсированные массы с температурой в несколько тысяч градусов. Как уже объяснялось, при таком состоянии собственное тяготение может быть уравновешено высокой внутренней температурой, так что потеря тепла с поверхности приводит к сжатию протозвезды и ее разогреву Читать далее →

Нуклеосинтез.

Допускается, что началом должен быть водород, так как это простейший и безусловно самый распространенный из элементов. Чтобы заставить слиться атомные ядра , их надо свести очень близко, а это трудно из-за сильного отталкивания между их положительными электрическими зарядами. Читать далее →

Из четырех групп метеоритов только ахондриты в чем-то похожи на известные земные породы.

Ахондриты. Из четырех групп метеоритов только ахондриты в чем-то похожи на известные земные породы. Некоторые ахондриты близки к оливиновым базальтам и мелкозернистым перидотитам и, следовательно, могли образоваться только в процессе химической очистки, включающей плавление внутри какого-то тела. Читать далее →

Возраст и интервалы времени образования метеоритов

Возраст и интервалы времени образования метеоритов. Читать далее →

Дифференцированные метеориты-железные

Дифференцированные метеориты-железные, железокаменные и ахондриты. Железные метеориты. Читать далее →

Метеориты можно подразделять и дальше, используя различные критерии, на много классов, но обычно главное внимание обращается на преобладающие минералы. Для нас полезнее разбить метеориты сначала на две группы: группу дифференцированных метеоритов со следами послеаккреционного плавления (или других процессов), которое привело, очевидно, к заметной сегрегации элементов, и группу недифференцированных метеоритов, которые не подвергались плавлению и поэтому значительно ближе по составу к первоначальному веществу, из которого образовались их материнские тела и вся Солнечная система. Читать далее →

Распространенность элементов на Солнце («солнечные обилия» элементов) определяется по спектральным линиям поглощения

Распространенность элементов в атмосфере Солнца. Читать далее →