Химические элементы тяжелее железа во вселенной образовались
Химические элементы тяжелее железа во вселенной образовались
Распространенность элементов, расположенных в области за железом, относительно слабо зависит от массового числа A. Это свидетельствует об изменении механизма образования этих элементов. Образование этих элементов в результате взаимодействия заряженных частиц сильно подавлено из-за кулоновского барьера. Фактор, который также необходимо принять во внимание, состоит в том, что большинство тяжелых элементов являются β -радиоактивными. По современным представлениям тяжелые элементы образуются в реакциях захвата нейтронов. Обычно различают быстрый (r) и медленный (s) процессы захвата нейтронов (от английских слов rapid и slow). Эти два механизма различаются отношением скорости захвата нейтронов (реакция (n,γ)) к скорости β-распада. При условии τ(β)/τ(n,γ) s-процесс. Для того, чтобы в звездах эффективно протекал s-процесс необходимы определенные условия.
Температура вещества T должна быть больше 10 8 K для того, чтобы могли происходить ядерные реакции с образованием нейтронов.
Плотность нейтронов должна превышать 10 10 см -3 .
Условия 1 и 2 должны существовать в звезде в течение достаточно продолжительного времени (больше 10 3 лет), чтобы путем последовательного захвата нейтронов могли образовываться тяжелые ядра.
Продукты s-процесса должны эффективно выноситься во внешнюю оболочку звезды и попадать в межзвездную среду без дальнейших ядерных реакций.
Основная проблема при описании s-процесса — источник нейтронов. Обычно в качестве источника нейтронов рассматривают две реакции — 13 C(α,n) 16 O и 22 Ne(α,n) 25 Mg. Для протекания первой реакции требуются условия, при которых происходит совместное горение водорода и гелия. В качестве механизма, создающего такие условия, рассматривается соприкосновение конвективной оболочки, в которой происходит горение гелия, с богатой водородом внешней оболочкой. Образование нейтронов происходит в следующей цепочке реакций:
12 C + p → 13 N + γ 13 N → 13 C + e + + ν e 13 C + α → 16 O + n
Реакция 13 C + α → 16 O + n эффективно происходит при температуре >10 8 K. Образование нейтронов в реакции 22 Ne + α → 25 Mg + n (Q = -0.48 МэВ) зависит от присутствия 14 N в зоне горения гелия (последовательный захват двух α-частиц и β + -распад образовавшегося ядра 22 Na превращает ядро 14 N в 22 Ne). Для этого необходимо, чтобы в первоначальном веществе звезды, в которой происходит горение гелия, уже присутствовал изотоп 14 N. Источником ядер 14 N является CNO-цикл. Дополнительным источником нейтронов с плотностью 10 9 — 10 11 н/см 3 при T
10 8 K могут быть фотоядерные (фотонейтронные) реакции:
13 C + γ → 12 C + n (Q= -4.95 МэВ), 14 N + γ → 13 N + n (Q= -10.55 МэВ).
Роль фотонейтронных реакций возрастает с увеличением температуры. Подходящие условия для образования ядер в s-процессе существуют в красных гигантах. За счет s-процесса можно объяснить образование всех элементов вплоть до Z = 83. Ядра с Z = 84-89 не имеют стабильных изотопов и являются радиоактивными. Поэтому в s-процессе преодолеть эту область Z невозможно. В то же время в природе существуют ядра с Z = 90 (торий) и Z = 92 (изотопы урана 235 U и 238 U). Для объяснения существования этих ядер необходимо предположить их образование в результате быстрого захвата нейтронов нестабильными ядрами в результате r-процесса.
r-процесс. В настоящее время общепризнано, что многие ядра тяжелее железа, включая все ядра тяжелее 209 Bi, образуются в r-процессе путем быстрого последовательного захвата большого количества нейтронов. Главное условие — скорость захвата нейтронов должна быть больше скорости β -распада. Основной механизм захвата нейтронов — реакция (n, γ ). Захват нейтронов происходит до тех пор, пока скорость реакции (n, γ ) не станет меньше скорости распада изотопа. Образующееся ядро распадается затем в результате β — -распада и вновь начинается последовательный захват нейтронов. Линия, вдоль которой происходит образование ядер в r-процессе, смещена от дорожки стабильности (трека s-процесса) в направлении нейтронноизбыточных изотопов (рис. 1).
Рис. 1. Треки, вдоль которых идет захват нейтронов в s- и r-процессах. r-Процесс рассчитан для следующих начальных условий: T = 1.8·10 9 K и ρn = 10 28 нейтронов/см 3 . Точками отмечена полоса стабильности.
Один из аргументов в подтверждение r-процесса в звездах — наличие сдвоенных максимумов, коррелирующих с магическими числами нейтронов N = 50, 82 и 126. Как мы уже обсуждали максимумы при A = 90, 138 и 208 характеризуют ядра, образующиеся в s — процессе. Максимумы, расположенные при меньших значениях A = 80, 130 и 195 характеризуют ядра, образующиеся в r-процессе. r-Процесс прекращается, если уменьшаются требуемые концентрации нейтронов или если в последовательной цепочке ядер образуется ядро, распадающееся в результате α-распада или деления. Считается, что высокие концентрации нейтронов, необходимые для r-процесса, образуются при вспышках сверхновых звезд. Центральная часть звезды содержит большое количество нейтронов и α -частиц, образующихся при фоторасщеплении железа 56 Fe 13 α + 4n на заключительной стадии эволюции. В центре звезды создаются условия для взрывного синтеза элементов. В связи с тем, что плотность вещества сравнима с плотностью ядерной материи, существенную роль будут играть многочастичные ядерные реакции слияния нескольких α -частиц и нуклонов типа:
α + α + α, α + α + α + n, α + α + α + p.
При этом легко преодолевается область нестабильных ядер с A = 5 и 8. В результате этих многочастичных реакций в условиях высокой плотности возникают ядра в районе железного пика, на которых и будет происходить r-процесс. Было показано, что удается в едином процессе достаточно хорошо воспроизвести все 3 максимума, образующиеся в результате r-процесса. Более детальные расчеты r-процесса в качестве исходных ядер используют не только ядра района железного пика, но и продукты деления, образующиеся в r-процессе. Эти ядра дают новую цепочку ядер, образующихся в r-процессе.
Источник
Откуда взялись элементы?
Все, что когда-либо существовало или когда-либо будет существовать, стало возможным благодаря некоторой перестановке или комбинации элементов, найденных в периодической таблице. Этот красочный набор элементов содержит целую вселенную информации.
Таблица Менделеева делает нашу жизнь намного проще, но в то же время и труднее! Это не только помогает нам помнить и понимать наши элементы, но также вызывает глубокие экзистенциальные вопросы, например, как эти элементы вообще возникли?
Появление материи
Эта попытка обнаружить происхождение химических элементов возвращает нас к началу времен.
Сразу после Большого взрыва Вселенная представляла собой плотный суп из материи и энергии. Температура была около 10 32 Кельвина. Вселенная начала надуваться и одновременно остывать (хотя температура все еще составляла триллионы Кельвина). Начали появляться элементарные частицы (кварки и электроны).
Когда Вселенной было немногим менее 0,0001 секунды, она начала испытывать новую форму возмущения. Космическая энергия, которая раньше была излучением высокой энергии, начала сталкиваться друг с другом.
Эти столкновения производят частицы (протоны) и античастицы (антипротоны) в процессе, называемом образованием пар.
Вселенная непрерывно выпускала все больше и больше таких пар. С другой стороны, эти протонные и антипротонные пары аннигилировали друг друга и снова превращались в фотоны и излучение.
Теперь, в возрасте 0,0001 секунды, Вселенная была немного холоднее, и фотоны перестали образовывать новые пары, но уже сформированные противоположные пары продолжали аннигилировать друг друга.
Можно было подумать, что в конечном итоге протонов не останется, но, как назло, процесс образования пар был немного более склонен к протонам (мы до сих пор не знаем почему). После того как все процессы прекратились, Вселенная осталась в основном фотонами, а также легкими брызгами протонов.
Быстро расширяющаяся Вселенная заставила несколько протонов столкнуться с электронами, породив нейтроны (на каждые 7 протонов приходится 1 нейтрон). На тот момент Вселенная была на несколько секунд старше и намного холоднее (всего один миллиард Кельвинов).
Протоны и нейтроны собрались вместе, чтобы сформировать ядро/ион первого элемента Водорода (H), который затем слился с другим ядром водорода, чтобы сформировать ядро Гелия (He). Прошло три минуты после Большого взрыва, и соотношение теперь составляет 75% ионов H и 25% ионов He (вместе с очень незначительным количеством Li-ионов). Элементы находятся в ионной форме, потому что Вселенная все еще очень горячая — слишком горячая, чтобы образовывать атомы.
Примерно 380 000 лет после Большого взрыва наступила эпоха рекомбинации. После многих лет расширения и охлаждения Вселенная была наконец готова к тому, что ядра захватили электроны. Ионы H и He рекомбинируют с электронами и образуют первые стабильные атомы (представьте, насколько легкими были бы занятия по химии на этом этапе!), Давая нам нашу первую форму света и эффективно инициируя химическую эволюцию.
Однако после эпохи рекомбинации Вселенная снова потемнела.
Нуклеосинтез и жизнь звезд
Со временем Вселенная остыла, плотные газовые облака собрались вместе под действием силы тяжести и создали первые области звездообразования. Когда облака слились воедино, они начали формировать горячие и тяжелые ядра, которые не хотели становиться больше. Горячее ядро начало гореть, чтобы предотвратить слипание еще большего количества облаков. Так началось соревнование между силой тяжести и давлением горения в конденсированном ядре. Точка, в которой эти две силы приходят в равновесие, — это когда рождается звезда!
За бесчисленные тысячелетия образовалось множество галактик, в каждой из которых мерцали миллионы больших и малых звезд. И что делает их яркими? Их горящие ядра.
Чтобы их ядра не коллапсировали под действием силы тяжести, звездам нужно было подключиться к постоянному источнику энергии. Эта энергия охотно обеспечивалась высвобождением энергии связи.
Представьте, что 4 атома водорода объединяются в ядре суммы; два протона из его ядра остаются, а два других превращаются в нейтроны (n) с помощью квантового туннелирования.
После слияния они образуют ядро гелия. Образовавшийся гелий весит немного меньше общей массы 2 n и 2 p. Недостающая масса — это то, что преобразуется в энергию связи и в конечном итоге питает звезду. Одна такая реакция высвобождает 26,71 мегаэлектронвольт энергии… теперь представьте себе миллионы таких взаимодействий, происходящих с невероятной скоростью!
Горение водорода в звездах
На протяжении всей жизни звезда претерпевает различные стадии сжигания топлива, чтобы не разрушиться. Этот процесс порождает звездный феномен нуклеосинтеза, который начинается с горения или слияния водорода. Звезда тратит 90% своей жизни на превращение водорода в гелий. После того как водород истощен, он начинает превращать гелий в высшие элементы. С каждым новым этапом слияния элементов ядро становится все плотнее, а внешние слои звезд начинают расширяться, постепенно превращаясь в красного гиганта.
Жизненный цикл звезды
Звезды, примерно эквивалентные массе нашего Солнца (или более легкие), могут производить элементы выше гелия только после превращения в красный гигант (что означает, что он вот-вот умрет), поскольку их ядра недостаточно горячи. Однако ядра звезд большой массы делают идеальные котлы для синтеза ядер тяжелее гелия, чтобы генерировать энергию. С этого момента в статье мы будем рассматривать только массивные звезды.
Два атома гелия сливаются, образуя углерод, который затем соединяется с другим гелием, образуя кислород, в результате чего образуются все элементы периодической таблицы вплоть до кремния.
Последний этап стабильной звездной эволюции наступает, когда начинается горение кремния. Когда ядро начинает плавить кремний с железом, дни звезды действительно сочтены. Вскоре в ядре больше не будет ядерных реакций для «победы» над гравитацией. Железо имеет самое стабильное ядро во Вселенной, и его сплавление с чем-то более тяжелым не высвобождает энергию, но фактически требует внешней энергии. Это знаменует начало конца жизни огромной звезды.
Когда в ядре есть только железо (и следы никеля), оно становится настолько плотным, что начинает разрушаться само по себе. В последние несколько минут звезда выглядит слоистой как лук. В последние несколько секунд, когда ядро продолжает разрушаться, все атомы прижимаются друг к другу, что создает колоссальное количество энергии и давления. Это посылает ударную волну энергии по разным оболочкам.
В этот момент звезда становится сверхновой, распыляя каждый созданный ею элемент в бесконечное пространство!
Образование элементов тяжелее железа
Помните последние несколько секунд и только что упомянутую ударную волну? Когда звезда умирает и взрывается в сверхновую, она выделяет огромное количество энергии (температура поднимается до миллиардов Кельвинов) и очень плотное облако нейтронов.
Эти нейтроны взаимодействуют с атомами уже сформированных элементов. Они претерпевают серию сплавов и делений с образованием элементов вплоть до урана, а также нескольких трансурановых элементов, таких как кюрий, калифорний и фермий. Весь этот процесс быстрого захвата нейтронов или r-процесс происходит менее чем за секунду. Такие элементы, как золото, платина и серебро, настолько редки и дороги, потому что для их создания требуется умирающая звезда!
Другой распространенный путь — гораздо более медленный процесс захвата нейтронов, также известный как s-процесс. Это может происходить в различных термоядерных слоях звезды или внутри нейтронной звезды, которая имеет достаточно нейтронов и подходящие условия для захвата. Механизм для s- и r-процессов одинаков.
Ядро элемента захватывает нейтроны и превращается в свой изотоп. Если образовавшийся изотоп нестабилен, ядро подвергается бета-распаду с образованием следующего стабильного элемента. Таким образом, все известные нам элементы, включая железо и вплоть до урана, были произведены этим непрерывным процессом. Другая форма роста ядра — захват протона или p-процесс.
Это верно для всех элементов, за исключением технития и прометия, которые не имеют стабильных изотопов, которые могли бы длиться достаточно долго, чтобы мы могли найти. Все элементы после урана являются искусственными и радиоактивными с коротким периодом полураспада.
Это приводит к другому вопросу . Как элементы, созданные взрывающейся звездой, оказались здесь, на Земле?
Доставка на Землю
Вселенная — это гигантская фабрика для переработки; она перерабатывает и повторно использует каждый кусок материи, который когда-то был создан в процессе химического обогащения. Миллионы галактик, звезд и планет образовались и будут образованы с использованием той же самой первозданной материи, которая осталась после Большого взрыва.
Молодая Вселенная состояла из водорода и ¼ гелия, в то время как остальная часть вещества была незначительной. Однако, после миллиардов лет горения и взрывов, Вселенная теперь состоит из 2% других элементов! Это может показаться не впечатляющим, но в космическом масштабе этого достаточно!
Элементы, выброшенные в космос после смерти звезды, в конечном итоге попадают в новые регионы звездообразования, где молодые звезды начинают свой путь. Из-за гравитации часть мертвых звезд становится частью следующего поколения звезд.
После того, как эти звезды умирают, материя снова возвращается в космос. Этот цикл продолжается снова и снова эоны и тысячелетия. То же самое произошло, когда формировалась наша собственная солнечная система. Большая его часть в конечном итоге создала наш любимый большой огненный шар — Солнце. Однако оставшаяся звездная пыль, вращающаяся вокруг Солнца, в конечном итоге сгруппировалась, образуя астероиды и планеты, включая наш дом — Землю.
Вы не поверите, но все атомы в наших телах старше самой Солнечной системы! Они были созданы в результате серии событий, последовавших за одним событием, которое все началось 13,8 миллиарда лет назад. Золото в наших украшениях и цинк в наших батареях были созданы в последние моменты жизни звезды. Кислород и углерод в нашей газированной воде, железо в нашей крови и кальций в наших зубах были выкованы в тлеющем сердце звезды. Космос действительно находится внутри каждого из нас.
13 α + 4n на заключительной стадии эволюции. В центре звезды создаются условия для взрывного синтеза элементов. В связи с тем, что плотность вещества сравнима с плотностью ядерной материи, существенную роль будут играть многочастичные ядерные реакции слияния нескольких α -частиц и нуклонов типа:
