Pochodzenie pierwiastków we Wszechświecie

Pochodzenie

pierwiastków we Wszechświecie

B. Czerny

Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika

1. Alchemicy i kamień filozoficzny

Wyraz

alchemia

Alchemicy w średniowieczu (VII – XVII wiek) poszukiwali kamienia filozoficznego, który miał umożliwić przemianę wszelkiego rodzaju materii w

złoto,

filozoficzny miał też umożliwić leczenie wszelkich chorób i osiągnięcie nieśmiertelności.

Polski słynny alchemik – Michał Sędziwój.

Z alchemii w XVII/XVIII wieku narodziła się nowoczesna chemia doświadczalna, a marzenia o produkcji złota porzucono.

2. Nauka XIX wieku

Pierwiastki jako elementarne składniki materii, nie podlegające zmianom. Układ okresowy

pierwiastków (Mendelejew, 1969).

Wyjaśnienie przyniosły badania przeprowadzone już w XX wieku.

W reakcjach chemicznych bierze udział tylko chmura elektronowa.

Z – liczba atomowa A – liczba masowa

3. Ciało człowieka

tlen 43 kg węgiel 16 kg wodór 7 kg azot 1.8 kg wapń 1.0 kg fosfor 780 g potas 140 g siarka 140 g sód 100 g chlor 95 g magnez 19 g żelazo 4.2 g fluor 2.6 g cynk 2.3 g krzem 1.0 g rubid 0.68 g stront 0.32 brom 0.26 g ołów 0.12 g miedź 72 mg

srebro 2 mg niob 1.5 mg cyrkon 1 mg lantan 0.8 mg gal 0.7 mg tellur 0.7 mg itr 0.6 mg bizmut 0.5 mg tal 0.5 mg ind 0.4 mg złoto 0.2 mg skand 0.2 mg tantal 0.2 mg wanad 0.11 mg tor 0.1 mg uran 0.1 mg samar 50 µg beryl 36 µg wolfram 20 µg

Przeciętna osoba o wadze 70 kg składa się z:

glin 60 mg kadm 50 mg cer 40 mg bar 22 mg jod 20 mg tin 20 mg tytan 20 mg bor 18 mg nikiel 15 mg selen 15 mg chrom 14 mg mangan 12 mg arsen 7 mg lit 7 mg cez 6 mg rtęć 6 mg german 5 mg molibden 5 mg kobalt 3 mg antymon 2 mg

Odzwierciedla to fakt, że 70% ciała to woda (tlen i wodór), a węgiel jest składnikiem białek,węglowodanów (cukry) i

tłuszczów. Inne pierwiastki też są ważne, np. kobalt jest składnikiem witaminy B12.

4. Ziemia

Ziemia jest zbudowana bardzo niejednorodnie, z kilku różnych warstw.

Wiemy to z badań wulkanów (górne warstwy płaszcza) oraz danych sejsmicznych:

0- 40 km skorupa

40- 2700 km płaszcz ( krzem, krzemiany) 2890- 6378 km jądro (żelazo, nikiel)

W proporcjach wagowych wygląda to następująco: (waga w jednostkach 10²⁴ kg):

atmosfera = 0.0000051 płaszcz = 4.043 oceany = 0.0014 jądro = 1.921 skorupa = 0.026

Dlatego w sumie procentowa średnia zawartość pierwiastków jest taka:

34.6% żelazo 2.4% nikiel 29.5% tlen 1.9% siarka 15.2% krzem 0.05% tytan 12.7% magnez

5. Metoda badań rozpowszechnienia

pierwiastków we Wszechświecie

Przykłady widm różnych gwiazd na kliszach fotograficznych:

Widmo Arktura mierzone fotoelektrycz nie

6. Słońce

wodór 71.0 hel 27.1 tlen 0.97 węgiel 0.40 azot 0.096 krzem 0.099 magnez 0.076 neon 0.058 żelazo 0.014 siarka 0.040

Skład chemiczny wagowy Słońca z linii absorpcyjnych:

Hel po raz pierwszy został odkryty właśnie na Słońcu (Janssen 1868); Lockyer and Frankland zaproponowli

nazwę nowego pierwiastka.

W 1895 Ramsay odkrył discovered hel w rudach

uranu. Rutherford i Royds w 1907 pokazali, że cząstki alfa znane z badań

promieniotwórczości to

właśnie jądra helu. Obecnie wiemy, że składają się one z dwóch protonów i dwóch neutronów.

7. Wszechświat

Badania innych gwiazd, mgławic, odległych Galaktyk oraz obłoków międzygalaktycznych

prowadzone od lat 20-tych XX w. (poczynając od pionierskich prac Cecylii Payne) wykazały, że

wodór – ok. 75%

hel - ok. 25%

inne – od 10^-3 % do 2-3%

Mgławica Koński Łeb

Mgławica Rozeta

8. Odkrycie

promieniotwórczości – zwycięstwo alchemii?

Przełom XIX/XX i XX wiek przyniosły odkrycie możliwości przemian pierwiastków.

1. 1896 Antoine Henri Beckquerel przypadkowo odkrył, że grudka uranu powoduje zaciemnienie kliszy fotograficznej.

2. 1898 Maria i Piotr Curie podejmują systematyczne badanie

promieniotwórczości. Maria

wprowadza termin „radioaktywność” i argumentuje, że jest to własność

atomowa.

3. 1911 Ernest Rutherford prowadzi serie eksperymentów z cząstkami alfa prowadzących do powstania koncepcji jądra atomowego

4. 1932 Chadwick odkrywa neutron

5. 1933 Enrico Fermi postuluje istnienie neutrina

Otwiera to drogę do pełnego zrozumienia budowy

jądra atomowego oraz sztucznego tworzenia nowych pierwiastków.

9. Nowe pierwiastki chemiczne

Nowe pierwiastki chemiczne powstają w

akceleratorach, najcięższe utworzone to Z=114 i 116 (Dubna/Livermore) oraz Z=118 (Berkeley).

Wszystkie są nietrwałe ze względu na emisję cząstek alfa.

Problemy w produkcji nowych pierwiastków:

1. Bariera

kulombowska 2. Energia

wiązania jąder E = mc²

Energia wiązania helu: 7.07 MeV

10. A więc jak powstały?

Skoro pierwiastki mogą się zmieniać, to czemu Wszechświat ma taki skład chemiczny, jak ma?

Lata 60-te – dyskusje między zwolennikami

powstania pierwiastków w Wielkim Wybuchu i zwolennikami ich powstania we wnętrzach gwiazd.

Teraz wiemy, że powstanie znanych obecnie pierwiastków w obserwowanej obfitości jest wynikiem kilkustopniowego procesu:

wodór i hel – w Wielkim Wybuchu (uniwersalność obfitości!)

Pierwiastki do żelaza włącznie – we wnętrzach gwiazd

Pierwiastki cięższe niż żelazo – w

wybuchowych etapach ewolucji gwiazd (supernowe)

12. Wielki Wybuch

Wszechświat rozpoczął swą ewolucję około 12-14 miliardów lat temu od fazy gęstego, gorącego,

jednorodnego ośrodka.

Argumenty obserwacyjne:

Jednorodny rozkład materii w dużych skalach

„Ucieczka” galaktyk

Najsilniejsze procesy gwiazdotwórcze (młode galaktyki) dla z=2

Zmiana własności materii międzygalaktycznej dla z około 6

Mikrofalowe promieniowanie tła

13. Synteza helu

Bardzo młody Wszechświat (wiek poniżej 4 s):

Skład – neutrony, protony w równej ilości (50%), elektrony, pozytrony, neutrina, fotony (około miliarda/nukleon)

Procesy – tworzenie i anihilacja par e+e-, przemiany neutronu w proton i odwrotnie przez pochłanianie neutrin i antyneutrin oraz (w mniejszym stopniu) elektronów lub pozytronów.

Nieco później (wiek 2 min):

Temperatura znacznie poniżej energii kreacji par. Neutronów jest coraz mniej w stosunku do protonów ze względu na

różnicę masy 1 MeV (10¹⁰ K). Powstający deuter ciągle nietrwały

p + n ²H + oraz reakcja odwrotna!

Jeszcze później (wiek 3.75 min):

Temperatura dostatecznie niska, aby jądra deuteru nie ulegały rozszczepieniu w wyniku bombardowania fotonami. Powstaje hel z wykorzystaniem pozostałych neutronów (ok. 14%):

2H + p ³He +  lub ²H + n ³H + 

3He + n ⁴He +  ³H + p ⁴He + 

Kolejny sukces teorii Wielkiego Wybuchu!

14. Synteza helu w Słońcu

Hel powstaje także w Słońcu i innych gwiazdach.

Proces jest ważny dla ewolucji Słońca i dla nas – ludzi, ale mało istotny z punktu widzenia zawartości helu we Wszechświecie.

Cykl pp w Słońcu:

p + p ²H + e⁺ + e etap 1 2 razy e⁺ + e^- = 2  etap 2 2 razy

2H + p ³He + etap 3 2 razy

He + ³He ⁴He + 2p etap 4 Czyli sumarycznie

4p + 2 e 4He + 2 _e + 6 

A zysk energetyczny wynosi 26 MeV ( 4.2 10^-12 J) Tak w Słońcu, jak i w czasie Wielkiego Wybuchu, nie powstają jednak praktycznie żadne cięższe

pierwiastki.

15. Synteza

pierwiastków do żelaza włącznie

Problem: nie istnieją stabilne jądra atomowe złożone z 5 lub 8 nukleonów, które umożliwiłyby przyłączenie kolejnego protonu lub połączenie dwóch jąder helu. Kolejne trwałe izotopy w

układzie okresowym to

C B

Be

Li

7 3

Rozwiązanie: reakcja „3 alfa” (E. Salpeter 1952).

We wnętrzach gwiazd wypełnionych już helem, przy

dostatecznie dużej gęstości i tmperaturze, jest dostatecznie duże prawdopodobieństwo zderzenia 3 jąder helu i utworzenie jądra węgla. Etap ewolucji gwiazd o masie ponad 0.4 masy słońca.

W bardziej masywnych gwiazdach zajdą kolejne reakcje:

12C + ⁴He --> ¹⁶0 + 

160 + ⁴He --> ²⁰Ne + 

12C + ¹²C --> ²⁴Mg + 

160 + ¹⁶0 --> ³²S + 

A następnie dalszy łańcuch reakcji aż do okolic ⁵⁶Fe

16. Po wyczerpaniu paliwa jądrowego

Gwiazdy niezbyt masywne przechodzą w pewnym momencie w stadium białego karła – ciśnienie

zdegenerowanych elektronów przeciwdziała grawitacji w sposób trwały.

W gwiazdach masywnych po dopaleniu paliwa do stadium żelaza jądro zapada się, tworząc gwiazdę neutronową lub czarną dziurę, a otoczka jest

odrzucona w spektakularnym wybuchu supernowej.

Przykład ewolucji supernowej 1993 w M81 w okresie od września 1993 do września 1994 – oraz radiowy na 6 cm (VLBI).

17. Powstawanie najcięższych

pierwiastków

Wybuch supernowej i inne podobne zjawiska wybuchowe (np.

bersty rentgenowskie) prowadzą przy okazji do powstania jeszcze cięższych pierwiastków niż żelazo ze względu na

bombardowanie istniejących ciężkich jąder

strumieniem energetycznych neutronów!

Dwa typy procesów:

s

r

W procesie s następuje kolejno przyłączenie neutronu i rozpad beta^- (przemiana jednego z

neutronów w proton) czyli wzost A i Z. Maksymalne wartości Z ~ 100, A ~ 250 W procesie r rozpady beta nie nadążają w pełni

zachodzić i powstają jądra o relatywnie większej liczbie A. Maksymalnie Z ~ 110, A

~ 300 Przykład wyznaczenia torów

ewolucjnych procesu r

18. Podsumowanie

Ponieważ ciało człowieka i Ziemia jako całość to przede wszystkim takie pierwiastki jak tlen, węgiel, żelazo i krzem to i my, i Ziemia

jesteśmy

bezpośrednio wynikiem przemiany materii, jaka nastąpiła w gwiazdach.

W Wielkim Wybuchu powstały tylko wodór (składnik wody) i hel (nie mający znaczenia dla Ziemi i ludzi), i wiele pokoleń gwiazd musiało pracować, abyśmy mogli zaistnieć.

Czy wszystko wiadomo? Są jeszcze zagadki, jak na przykład taka, dlaczego materia zawierająca radioaktywny izotop glinu i będąca pozostałością po wielu pokoleniach supernowych

porusza się tak szybko (ok. 500 km/s).