В атоме в одном состоянии может находиться только один электрон.

Этот принцип обосновывает построение таблицы Менделеева. Каждое электронное состояние в атоме характеризуется определенными значениями квантовых чисел. Общее количество этих значений для каждой электронной оболочки ограничено. Поэтому с ростом порядкового номера элемента электроны последовательно заполняют состояния сначала самых близких к ядру электронных оболочек, размеры электронных облаков которых самые маленькие из возможных. Если электронная оболочка полностью заполнена, то у следующих далее в таблице элементов электроны заполняют состояния новой, более удаленной от ядра оболочки, которой соответствуют бóльшие размеры электронных облаков.

Таким образом, в атоме не может быть двух электронов, у которых квантовые числа были бы одинаковы. В целом, электронная структура атомов каждого химического элемента строго индивидуальна, хотя отдельные электронные оболочки могут быть одинаковы. Например, сходство электронных оболочек на периферии атомов обуславливает сходство их химических свойств.

Основы астрофизики

Астрофизика – фундаментальный раздел астрономии, изучающий строение небесных тел и физические явления во Вселенной.

Возникла в XIX веке и первоначально занималась интерпретацией спектров электромагнитного излучения объектов мегамира.

Хотя разложение солнечного света по цветам при помощи стеклянной призмы наблюдал еще Ньютон в XVII веке, детальные исследования спектрального состава электромагнитных волн, испускаемых небесными телами, начались только в XIX веке.

Фраунгофер (1814) догадался рассмотреть солнечный спектр, даваемый призмой, через телескоп и обнаружил, что непрерывная цветная полоска пересечена отдельными темными линиями. Оказалось, что спектры большинства звезд имеют аналогичный вид.

В середине XIX века (1854-1859 гг.) Кирхгоф и Бунзен, изучая спектры световых волн при прохождении их через различные вещества в земных условиях, сравнили их со спектрами Солнца и звезд и пришли к выводу, что темные линии Фраунгофера вызваны поглощением света атомами звездных атмосфер. Следовательно, эти атмосферы, по-видимому, состоят из тех же элементов, что и вещества на Земле, и их химический состав можно изучать методами спектрального анализа.

Интерпретация непрерывной части спектра оказалась возможной только в конце XIX века. Электромагнитные волны испускаются преимущественно электронами, участвующими в тепловом движении, и такое излучение называется тепловым. Эта гипотеза, по-видимому, верна для всего оптического диапазона электромагнитного излучения небесных тел.

Теория теплового излучения построена для идеальной модели абсолютно черного тела (АЧТ). Это тело, которое поглощает все падающие на него электромагнитные волны. В состоянии термодинамического равновесия при температуре Т оно излучает столько же энергии, сколько и поглощает. Однако, распределение излучаемой энергии по длинам волн λ неодинаково. Количественно оно описывается функцией , для которой Планк (1900) вывел формулу:

,

где h = 6,62∙10^-34 Дж∙с – постоянная Планка;

k = 1,38∙10^-23 Дж/К – постоянная Больцмана;

с ≈ 3∙10⁸ м/с – скорость света.

Рисунок 13

Формула Планка позволяет обосновать опытные законы теплового излучения:

1) закон Вина:

наибольшая энергия излучается на длине волны

,

где b = 2,9∙10^-3 м∙К – постоянная Вина;

2) закон Стефана-Больцмана:

полная мощность излучения АЧТ с 1 м² его поверхности

,

где – постоянная Стефана-Больцмана.

Энергетический спектр излучения звезд близок к спектру АЧТ, и это позволяет оценить их температуру. Например, для Солнца кривая непрерывного спектра практически совпадает с кривой АЧТ для Т = 6500 К в области λ > 5∙10^{-7 м. Наибольшая энергия излучается электромагнитными волнами длиной λ}_max = 5∙10^{-7 м;} отсюда температура светящейся оболочки (фотосферы) Солнца К.

Такое же значение получается по формуле Стефана-Больцмана:

,

где величина R = 6,41∙10⁷ Вт/м² получена из наблюдений.

Фотографические исследования спектров звезд, проводимые с 1885 года, позволили более точно определить их температуры и химический состав атмосфер и сгруппировать сходные спектры более 200000 звезд в 10 классов, обозначаемых O,B,A,F,G,K,M,R, N,S, и 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9. Для запоминания последовательности классов придумана шуточная фраза: "Oh, Be A Fine Girl Kiss Me Right Now, Sweetheart". Эта последовательность характеризуется убыванием Т и изменением цвета звезд. Например:

О: Т ~ 5∙10⁴ К, голубые звезды, λ_max находится в УФ-области спектра, состоят из

ионов H, He.

G: Т ~ 6∙10³ К, желтые, содержат ионы металлов; Солнце относится к G2.

М: Т ~ 3,6∙10³ К, красные, содержат молекулы C₂, CN, TiO.

В ХХ веке были установлены зависимости между физическими параметрами звезд. Важнейшие из них – диаграммы «спектр – светимость» и «масса – светимость».

Рисунок 14

Светимость – полная мощность электромагнитного излучения звезды (L) [Вт].

Звездные параметры на диаграммах отнесены к солнечным.

Светимость Солнца Вт, его масса кг; оно излучает уже в течение лет и состоит на 71% из водорода (Н) и на 27% из гелия (Не).

Таким образом, большинство звезд имеют температуры фотосфер 10³–10⁴ К, излучают огромную электромагнитную энергию в течение, видимо, длительного времени и состоят, в основном, из легких элементов Н и Не.

Согласно принципу сохранения энергии следует предположить, что в недрах звезд происходят процессы, которые выделяют энергию, сравнимую с энергией, излучаемой электромагнитными волнами. Из известных в настоящее время процессов только термоядерные реакции могут обеспечить наблюдаемые значения звездных параметров.

Для Солнца это, по-видимому, термоядерный синтез: Дж.
При превращении всего водорода в гелий выделится Дж, в то время, как за лет излучится только Дж, т.е. энергии синтеза вполне достаточно для стабильного излучения Солнца.

В настоящее время Солнце представляет собой раскаленный газовый шар. Вещество в его недрах сильно ионизировано. Равновесие Солнца обеспечивается равновесием сил гравитации и сил внутреннего газового давления.

Структура Солнца включает следующие оболочки (в солнечных радиусах м):

1 – зону ядерных реакций, 0 – 0,3R_c (T ~ 10⁷ К),

2 – зону переноса энергии излучением, 0,3R_c – 0,7R_c ,

3 – зону конвекции, 0,7R_c – 0,999R_c ,

4 – фотосферу, 0,999R_c – R_c (700 км) (T ≈ 6000 К),

5 – хромосферу, R_c –1,02R_c (Т ↑ до 20000 – 50000 К),

6 – корону, 1,02R_c –2,9R_c (T ~10⁶–10⁷ К).