Saada oma head tööd teadmistebaasi on lihtne. Kasutage allolevat vormi
Üliõpilased, magistrandid, noored teadlased, kes kasutavad teadmistebaasi oma õpingutes ja töös, on teile väga tänulikud.
postitatud http:// www. kõike head. ru/
Keemiliste elementide tekkimine
1. Universumi tekkimine
Enamik kosmolooge usub, et universum tekkis tiheda aine- ja energiakogumina, mis hakkas paisuma umbes 18 miljardit aastat tagasi. Elementide teke ulatub tagasi Suure Pauguni. Elementide tekkimist Suure Paugu tagajärjel põhjendas Gamow esmakordselt 1946. aastal (Gamov, 1946).
Gamowi sõnul olid Universumi tekke algfaasis temperatuurid ja rõhud ülikõrged, samal ajal kui prootonid, neutronid, elektronid ja neutriinod olid tasakaalus. Kui universum hakkas paisuma, siis temperatuur langes ja tasakaaluseisund katkes. Gamow uskus, et lagunemis- ja neutronite püüdmise protsesside järjestikune kordumine viis raskete elementide moodustumiseni. See võttis ainult umbes 20 minutit. kõigi praegu olemasolevate elementide päritolu, kuid praegu arvatakse, et Suur Pauk tekitas kergeid elemente, mis siis tähtedes toimuvate tuumareaktsioonide kaudu tekitasid elemendid, mille aatomnumber on 6 ja suurem (Ozima, 1990).
Algselt eksisteeris suurem osa ainest energia kujul. Aine hakkas jahtudes kuju võtma. Üldpilti elementide esinemisest saab väljendada järgmise diagrammiga.
Vesiniku "põlemine". Tuumasünteesi käigus sulanduvad vesinikuaatomid kokku, moodustades heeliumiaatomi ja vabastades energiat. Heeliumi moodustavate osakeste mass on: 2 prootonit (igaüks 1,0076) ja 2 neutronit (igaüks 1,0089) = 2 1,0076 + 2 1,0089 = 4,033. Heeliumi aatomi tuuma mass on 4,0028. Massi 0,0302 ühiku suurust vähenemist nimetatakse massidefektiks, mis Einsteini võrrandi E = mc2 järgi võrdub 4,512 J aatom-1-ga. See protsess nõuab temperatuuri 107–108 K:
Heeliumi “põlemine” toimub temperatuuril > 108 K ja rõhul 105 g cm2.
2. Tähtede teke
Vesinik ja muud kerged elemendid on hajutatud üle universumi ja rühmitatud kokku, moodustades tähti. Oma gravitatsiooni mõjul hakkasid tähed järk-järgult kahanema, mis tõi kaasa temperatuuri tõusu. Kui temperatuur iga tähe keskmes jõudis mitme miljoni kraadini, ühinesid vesinikuaatomid ja moodustasid heeliumi aatomid, s.t. toimus tuumade "põlemisreaktsioon". Seejärel tekkisid C ja teiste raskete elementide aatomid.
Seega määravad Universumi elementaarkoostise tähtedes toimuvad tuumaprotsessid. Seega on tähe sees võimalik temperatuur 108 K, mille mass on võrdne meie päikese massiga. Päikese sees toimub pidev tuumamuutuste protsess:
Riis. 1. Meie päikese skemaatiline kujutis
On näha, et neid reaktsioone saab esitada autokatalüütilise tsükli kujul, mida tuntakse Bethe-von Weizsäckeri süsinikutsüklina (joonis 2).
postitatud http:// www. kõike head. ru/
Riis. 2. Bethe süsinikuring – von Weizsäcker
Suure massiga tähtedel on temperatuurid kõrgemad ja seal toimuvad raskemate elementide sünteesi protsessid. Päikesest kaks korda raskemates tähtedes (joonis 3):
Riis. 3. Kaks korda (a), kolm korda (b) Päikesest raskemad tähed ja täht enne supernoova plahvatust (c).
Tähed, mille mass on 20 päikesemassi (joonis 3), on võimelised sünteesima kõiki elemente, sealhulgas rauda. Kuid tuumade "põlemisreaktsioonid" ei saa areneda kaugemale Fe-tuumade moodustumisest. Pärast seda põhjustab selline reaktsioon tuumade energia ebastabiilsust. Fe tuumasid võib pidada termotuumareaktsioonide (r-protsesside) lõppemiseks. Raud (nr 26) on kõige stabiilsema südamikuga. Iga tuumasünteesi etapp heeliumist rauale vabastab energiat ja moodustab stabiilsema tuuma (joonis 4). Aja möödudes vesiniku ja heeliumi hulk universumis väheneb ning raskete elementide hulk suureneb. Elementide suhteline arvukus universumis on näidatud joonisel fig. 5.
Riis. 4. Keemiliste elementide tuumade stabiilsus
Kõikide elementide tuumad pärast rauda on vähem stabiilsed kui lähtematerjal ja neid ei saa kasutada täheenergia genereerimiseks. Elemendid nr 27 (Mg) kuni nr 92 (U) tekivad siis, kui täht ammendab oma tuumakütuse, kukub kokku ja plahvatab supernoovana. Supernoova plahvatuse lööklaine toodab liigset energiat, mis on vajalik rauast raskemate elementide sulatamiseks.
Riis. 5. Elementide suhteline arvukus Universumis.
Neutronid ilmuvad tähtedes He "põlemise" ajal. Kuna neil pole laengut, sulanduvad nad suhteliselt kergesti tuumadesse. Neutroneid neelates ja lagunemisreaktsioonides muutuvad tuumad järk-järgult "raskemaks". Seda reaktsiooni nimetatakse s-protsessiks. Arvatakse, et Bi on s-protsessi lõppsaadus. Mõned moodustunud elemendid on ebastabiilsed ja lagunevad spontaanselt stabiilsemateks aineteks. See protsess, tuuma lagunemine, toimub koos energia vabanemisega.
3. Keskkonnakeemia tegevusala ajalugu
Päikesesüsteemi tekkimine
Praeguseks on üldtunnustatud seisukoht, et elemendid, mis moodustavad praegu päikesesüsteemi ja meie Maa, tekkisid suures osas tähtede tuumareaktsioonide tulemusena. Erandiks on H (arvatakse, et see eksisteeris universumi tekkest saadik), He ja mitmed valguselemendid (D, Li, Be, B), mis tekkisid H-st Suure Paugu ajal (Ozima, 1990).
Kuna enamiku raskete elementide lagunemiskiirused on hästi teada, saab välja arvutada pikaealisi isotoope sisaldavate ainete täpse vanuse. Kas nii määrati meie päikesesüsteemi vanus? 5 miljardit aastat. Kuna Päikese mass on raskete elementide tekkeks ebapiisav, tuleks eeldada, et Päikesesüsteem tekkis supernoova plahvatuse kohas. Gravitatsioonijõud kogusid hajutatud aine kokku. Suurem osa sellest oli koondunud Päikese kujule, mis on piisavalt kuum, et alustada tuumasünteesi protsessi.
Päikesesüsteemi planeedid tekkisid ilmselt kettakujulisest kuumade gaaside pilvest, mis on supernoova plahvatuse jäänused. Kondenseerunud aurudest tekkisid tahked osakesed, mis ühinesid väikesteks kehadeks (planetesimaalid), mille ühinemise tulemusena tekkisid tihedad siseplaneedid ( Merkuurist Marsini ). Suured välisplaneedid, mis asuvad Päikesest kaugemal, koosnevad väiksema tihedusega gaasidest, mille kondenseerumine toimus palju madalamatel temperatuuridel.
Peaaegu kõik meie süsteemi aatomid on koondunud Päikesele, kuhu on koondunud üle 99,9% kogu süsteemi aine massist. Päikesesüsteemi kui terviku keemilise koostise poolest koosneb Maa peamiselt hapnikust ja mittelenduvatest elementidest (nagu Fe, Mg, Si), kusjuures viimaste osakaal.<< 0,1 % от общего числа атомов Солнечной системы (Озима, 1990).
Enamik elemente tekkis enne Päikesesüsteemi teket Supernoova plahvatuse ajal, kuid mõned tekkisid pärast radioaktiivsete isotoopide lagunemist. Näiteks on kindlaks tehtud, et peaaegu kogu (üle 99%) argoon, mis moodustab umbes 1% Maa atmosfäärist, tekkis 40K 40Ar lagunemisreaktsiooni tulemusena Maa soolestikus pärast selle tekkimist. ja seejärel aurustati. Kõik muud elemendid, välja arvatud radiogeensed.Radiogeensed elemendid on elemendid, mis tekkisid tuuma lagunemisreaktsioonide tulemusena.Olid olemas juba enne Päikesesüsteemi tekkimist.
Maa päritolu ja ajalugu
Maa haridus
Maa teket seostati päikesegaasi aine kogunemisega. Kogumismeetodi osas puudub üksmeel. Praegu on kolm peamist hüpoteesi (Voitkevich, 1988).
Homogeenne kogunemine. Maa kaasaegne kestastruktuur tekkis alles algselt homogeense maapealse aine kuumenemise, osalise sulamise ja diferentseerumise käigus.
Heterogeenne akumulatsioon. Kõigepealt tekkis metallist südamik, seejärel settisid sellele silikaatide kujul kondensaadid, moodustades paksu vahevöö.
Osaliselt heterogeenne akumulatsioon. Suurim koostise erinevus oli ainult planeedi keskosade ja selle pinnakihtide vahel. Esialgu ei olnud südamiku ja mantli vahel teravaid piire, mis kehtestati hiljem.
Suurem osa planeedi ainest rühmitati 4,56–4,7 miljardit aastat tagasi. Planeedi mass kasvas jätkuvalt ja sai mõne aja pärast piisavaks atmosfääri säilitamiseks (4,4 miljardit aastat tagasi).
Maa vanimad kivimid on Lääne-Austraaliast pärit tsirkoonid, mis on umbes 4,1-4,3 miljardit aastat vanad. Esmalt akretsiooni ja seejärel radioaktiivse lagunemise teel vabanenud soojus sulatas planeedi tuuma ja käivitas geotermilise tsükli. See põhjustas elementide diferentseerumise, mille selgitas kõigepealt V. M. Goldschidt.
Elementide esmane diferentseerimine viidi läbi nende keemilise afiinsuse järgi raua suhtes, mis on loomulik, kuna raud moodustab 35% Maa massist.
V.M. Goldschmidt jagas elemendid nelja rühma:
Siderofiilid - vähendatud rauaga;
Litofiilid - ei redutseerita raua toimel ja on altid oksiidide tekkele;
Kalkofiilid on elemendid, mida raud ei redutseeri ja mis moodustavad sulfiide;
Atmofiilid on atmosfääri pääsenud elemendid.
Aatomimahu kõveral miinimumi hõivavad elemendid annavad rauaga sulameid, diferentseerumise käigus moodustasid nad maa tuuma (siderofiilsed elemendid). Siderofiilsete ioonide (11 elementi) kest on 8-18 elektroni. Nende redokspotentsiaal on raua omaga võrdne või suurem. Fe, Co, Ni, Ru, Rh, Pd, Os, Ir, Pt, Mo, W, Re, Au, Ge, Sn moodustavad enamuse polümetallimaagidest. Need vahelduvad tihedalt elementidega, näidates suurenenud afiinsust väävli, arseeni, aga ka fosfori, süsiniku ja lämmastiku suhtes.
Kõveral maksimumi hõivavad ja selle laskuvatel osadel asuvad elemendid omavad afiinsust hapniku suhtes (54 elementi), need moodustasid maakoore ja ülemise vahevöö (litofiilsed elemendid). Nad moodustavad 8-elektronilise kestaga ioone. Li, Na, K, Rb, Cs, Be, Mg, Ca, Sr, Ba, B, Al, Sc, Y, haruldaste muldmetallide elemendid, Si, Ti, Zr, Hf, Th, P, V, Nb, Ta, Cr , U, F. Cl, Br, I, Mn Sellesse rühma kuuluvad ka “fakultatiivsed” litofiilsed elemendid: C, P, W, H, Tl, Ga, Ge, Fe. Need on osa silikaat- ja alumosilikaatkivimitest ning moodustavad sulfaate, karbonaate, fosfaate, boraate ja halogeniide.
Kõvera tõusvaid osi hõivavatel elementidel on afiinsus väävli, seleeni, telluuri suhtes (19 elementi), need on koondunud vahevöö alumisse osasse (kalkofiilsed elemendid). Nende kest on 18 elektroni. Cu, Ag, Zn, Cd, Hg, Ga, In, Tl, Bp, As, Sb, Bi, S, Se, Te Fe, Mo, Ca – “fakultatiivsed” kalkofiilid. moodustavad suure rühma sulfiid- ja telluriidmineraale. Neid võib leida põlisriigis.
Inertgaasid (He, Ne, Ar, Kr, Xe, Rn) kuuluvad atmofiilsesse rühma. Nende aatomitel (välja arvatud He) on 8-elektroniline kest.
Praegu tehakse kindlaks ka biofiile. Biofiilsed elemendid on nn eluelemendid. Need jagunevad makrobiogeenseteks (H, C, N, O, Cl, Br, S, P, Na, K, Mg, Ca) ja mikrobiogeenseteks (V, Mn, Fe, Co, Cu, Zn, B, Si, Mo , F).
Kaasaegne elementide biogeokeemiline klassifikatsioon on toodud tabelis 1.
Tabel 1 Elementide biogeokeemiline klassifikatsioon
gamow universum biogeokeemiline termotuuma
Mantli diferentseerumine ja geosfääri teke
Planeedi tekke käigus sulatati sulavad, kuid rasked komponendid (raud-väävelmassid), mis vajusid keskmesse ja moodustasid tuuma. Samal ajal kandusid sidero- ja kalkofiilsed elemendid esmasest mantlist tuumani. Samal ajal moodustasid vähem sulavad silikaatmassid basaltse magma ja seejärel ookeani tüüpi basaltse kooriku. See protsess hõlmas peamiselt lito- ja atmofiilseid elemente.
Ülemise vahevöö sulamise ja degaseerimise käigus jõudis Maa pinnale vett ja selles lahustunud gaase kandev basaltne magma. Nii esmane atmosfäär kui ka Maa esmane hüdrosfäär tekkisid vahevöö degaseerimise tõttu. Mantlimaterjali aurudest tekkis happeline, tugevalt mineraliseerunud hüdrosfäär, mis oli alguses rikas F-, Cl-, Br-, I- anioonide poolest. Magedad veed tekkisid loodusliku destilleerimise tulemusena. Samal ajal tekkis redutseeriv primaarne atmosfäär.
Atmosfääri areng
Atmosfäär koosneb Maad ümbritsevatest gaasidest ja selle koostis on pärast planeedi teket oluliselt muutunud. Pikka aega valitses seisukoht, et Maa esmane atmosfäär koosneb peamiselt ammoniaagist ja metaanist.
Maa esimene atmosfäär kadus kosmosesse esimese miljoni aasta jooksul pärast akretsiooni. See atmosfäär koosnes gaasidest, mis olid lõksus Maa moodustanud planetoidides. See koosnes süsinikdioksiidist ja lämmastikust koos metaani, ammoniaagi, vääveldioksiidi ja vesinikkloriidhappe jälgedega. Hapnikku ei olnud.
Maa teine atmosfäär sisaldas väidetavalt süsinikdioksiidi, lämmastikku ja vett. Planeedi pinna jahtudes tekkisid ookeanid ning algas hüdroloogiline tsükkel ja ilmastikuprotsessid. Lisaks hakkasid ookeanid süsihappegaasi intensiivselt neelama. Toona planeedi pinnal valitsenud tingimused on suures osas teadmata, kuna päikesekiirguse intensiivsus oli praegusest 30% madalam ja atmosfääri täpne koostis on ebaselge.
Bakterite fotosüntees sai alguse 3,5–4 miljardit aastat tagasi, kuid peaaegu kogu hapnik neelas ookeanis (peamiselt rauaioonid). Kaks miljardit aastat tagasi hakkas hapnik atmosfääri sisenema ja atmosfääri praegune koostis tekkis umbes 1,5 miljardit aastat tagasi. Atmosfääris moodustas ultraviolettkiirguse mõjul hapnik osooni. Osoon toimis karmi päikesekiirguse filtrina, võimaldades elul ookeanist maale väljuda.
Elu tekkimine
Biosfääri tekkimine pärineb planeedi varaseimatest arenguperioodidest. Esimesed teadaolevad elusorganismide kivistunud jäänused (vanus - 3,55 miljardit aastat) avastas Lääne-Austraalias William Schopf. Need on ehituselt äärmiselt sarnased tänapäevaste sinivetikatega (muidu nimetatakse sinivetikateks), üsna kõrgelt arenenud fotosünteesiks. Geokeemilised andmed näitavad, et fotoautotroofne elu eksisteeris planeedil 4 miljardit aastat tagasi. Bioloogilisest vaatenurgast oleks pidanud sellele eelnema heterotroofne elu. Aga kuidas ja mis kõige tähtsam, millal see tekkis?
Sajandeid kestnud võitlus elututest asjadest elusate tekkimise võimatuse tõestamiseks lõppes L. Pasteuri võidukate eksperimentidega, mis näiliselt sellele vaidlusele lõpu tegid. Siis aga selgus, et elu saab luua ainult Jumal. 20. sajandi materialistlik teadus ei suutnud sellega leppida. A. I. Oparin 1924. aastal ja seejärel J. Haldane 1929. aastal esitasid hüpoteesid biogeneesist – elu spontaanse tekke võimalusest Maal (vt Oparin, 1960; Bernal, 1969). Üldiselt on elu tekke kohta loodud palju hüpoteese, mille eksperimentaalseks aluseks oli peamiselt võimalus sünteesida iidse Maa tingimustes lihtsamaid orgaanilisi ühendeid, nagu me neid praegu ette kujutame. Selle tõukejõuks oli Milleri avastus aminohapete moodustumise lihtsuse kohta anorgaanilistest lähteainetest (Miller, 1953). Nagu kirjutab L. Margelis (1983, lk 76): "Puristid laimasid, et see väidetavalt väärtusetu eksperimentaalne orgaaniline keemia seisneb keskkonna loomises, mis on väidetavalt sarnane Hadeani eoniga, mis sai alguse Maa muutumisest tahkeks tahkeks kehaks. ., lisavad nad anorgaanilisi reagente ja annavad energiat ning seejärel otsivad reaktsioonisaaduste hulgast tänapäeva elu jaoks olulisi molekule. Sellest lähenemisest sündis palju töid, mis tõestasid iidse Maa tingimustes üsna keerukate orgaaniliste ainete sünteesimise võimalust (vt nt Horowitzi (1962), Ponnamperuma (1968), Foxi (1975), essee N. L. Dobretsov (2005) ja paljud teised). Samal ajal näitavad meteoriitide, asteroidide ja komeetide kosmokeemia andmed, et orgaaniliste ühendite teke Päikesesüsteemis selle arengu algfaasis oli tüüpiline ja laialt levinud nähtus (Voitkevitš, 1988, lk 105). .
Iga inimene, kes tunneb bioloogiat vähemalt algkursuse piires, kujutab ette, et elu tekkeks oli vaja:
väikeste molekulide evolutsioon;
polümeeride moodustumine neist;
katalüütiliste funktsioonide tekkimine neis;
molekulide iseseisev kokkupanek;
membraanide tekkimine ja rakueelse organisatsiooni loomine;
pärilikkuse mehhanismi tekkimine;
rakkude moodustumine.
Kui pöörduda rohkem ulmekirjaniku kui teadlasena tuntud S. Lemi poole, siis temagi kirjutab: „Iga konkreetse etapi elluviimine algraku ilmumise teel oli teatud tõenäosusega. Aminohapete tekkimine ürgookeani elektrilahenduste mõjul oli näiteks üsna tõenäoline, peptiidide teke neist oli veidi vähem, aga ka üsna teostatav; kuid ensüümide spontaanne süntees on sellest vaatenurgast üliebatavaline nähtus” (Lem, 2002, lk 48). Ja veel: "Termodünaamika võib endiselt "alla neelata" valkude juhusliku ilmumise aminohapete lahusesse, kuid ensüümide spontaanset teket enam ei toimu... Võimalike ensüümide arv on suurem kui tähtede arv. kogu universum. Kui ürgookeani valgud peaksid ootama ensüümide spontaanset tekkimist, võiks see edukalt kesta terve igaviku” (Lem, 2002, lk 49). Sellest tulenevalt tõestab elu päritolu ainult „lihtne tõsiasi, et me oleme olemas ja seega ka meie ise, on kaudne argument biogeneesi kasuks” (Lem, 2002, lk 50).
Samale järeldusele ei jõua mitte ulmekirjanik, vaid Nobeli preemia laureaat, üks moodsa molekulaarbioloogia rajajaid, DNA - “elu molekuli” avastamise kaasautor F. Crick, kes keskendudes konkreetselt spontaanse elupõlvkonna ebaolulisele tõenäosusele, kirjutab ta edasi: "See, et me siin oleme, tähendab tingimata, et elu tegelikult algas" (Crick, 2002, lk 77).
IN JA. Vernadski usub üldiselt, et "kõik küsimused elu alguse kohta Maal, kui neid oli, peaksid jääma kaalutlemata... Need küsimused sisenesid teadusesse väljastpoolt, tekkisid väljaspool seda - inimkonna religioossetes või filosoofilistes otsingutes. Kõik meile teadaolevad, täpselt kindlaks tehtud faktid mitte millestki ei muutu isegi siis, kui kõik need probleemid saavad negatiivse lahenduse, see tähendab, kui me mõistame, et elu on alati eksisteerinud ja sellel pole algust, et elusolendid - elusorganismid - pole kunagi tekkinud. kõikjal alates inertsest ainest ja sellest, et Maa ajaloos ei esinenud üldiselt geoloogilisi ajajärke, kus elu ei olnud” (Vernadski, 2004, lk 53).
Kriitiline hapnikutase atmosfääris
L. Berkneri ja L. Marshalli (1966, viidatud Perelman, 1973) järgi ei ületanud hapnikusisaldus abiogeensel ajastul 0,1% tänapäevasest tasemest. Hapnik tekkis vee fotodissotsiatsiooni tõttu. Elu sai sellistes tingimustes areneda vaid rohkem kui 12 m sügavustes veehoidlates.Kui hapnikusisaldus jõudis 1%ni praegusest tasemest, tekkis ultraviolettkiirguse neeldumise võimalus. Eluala laienes märkimisväärselt, kuna ultraviolettkiirguse hoidmiseks piisas 30 cm veest. See tase saavutati paleosoikumi ajastu alguses (umbes 600 miljonit aastat tagasi). Vaid 20 miljoni aastaga on tekkinud palju uusi liike ja hapniku akumuleerumine atmosfääris on kiirenenud. Juba 200 miljoni aasta pärast (Siluri lõpp, 400-420 miljonit aastat tagasi) jõudis hapnikusisaldus 10% tänapäevasest tasemest. Osoonikilp muutus nii võimsaks, et elu jõudis maale. See tõi kaasa evolutsiooni uue plahvatuse.
Biosfääri evolutsiooni etapid
Imetajate ja katteseemnetaimede kuningriik sai alguse 60 miljonit aastat tagasi, st biosfäär omandas tänapäevasele lähedase välimuse. 6 miljonit aastat tagasi tekkis rühm primaate, kes on tänapäeva inimese otsesed ja vahetud esivanemad – hominiidid. 600 tuhat aastat tagasi ilmus Homo sapiens, umbes 60 tuhat aastat tagasi valdas ta tuld ja paistis seega loodusest teravalt silma. Kaasaegse tsivilisatsiooni teket saab dateerida umbes 6 tuhande aasta tagusesse perioodi ning moodsa tootmisviisi tekkimist ja uusaja algust.
6 sajandit tagasi. Inimtekkeline mõju keskkonnale saavutas globaalse ulatuse võib-olla kahekümnenda sajandi keskpaigaks.
Postitatud saidile Allbest.ru
...Sarnased dokumendid
Keemiliste elementide leviku kvantitatiivne hindamine. Klarkide leviku mustrid. Tähtede spektrite uurimine. Keemiliste elementide moodustumise protsessid. Vesiniku muundamine heeliumiks. Maa koostise hindamine. Elementide klaarid maakoore jaoks.
abstraktne, lisatud 16.05.2013
Keemiliste elementide klassifikatsioon, mis tuvastab elementide erinevate omaduste sõltuvuse aatomituuma laengust - D.I. perioodilise seaduse graafiline väljend. Mendelejev: avastamise ajalugu, struktuur ja roll aatomi-molekulaarteaduse arengus.
esitlus, lisatud 26.09.2012
Keemiliste elementide klassifikatsioon, nende asukoht perioodilisuse tabelis. Elementidevahelised erinevused erinevate elektronorbitaalide (s, p, d, f) elektronidega täitumise astmes. Uuritavate elementide bioloogiline roll ja nende ühendite kasutamine meditsiinis.
esitlus, lisatud 01.10.2014
Huvitavate faktide kirjeldus perioodilisuse tabeli mitmete elementide avastamise kohta. Keemiliste elementide omadused, nende nimetuste päritolu. Avastuse ajalugu, mõnel juhul elementide tootmine, nende tähtsus rahvamajanduses, kasutusala, ohutus.
abstraktne, lisatud 10.11.2009
Keemiliste elementide geokeemiline klassifikatsioon Goldschmidti järgi: siderofiil, kalkofiil, litofiil ja atmofiil. Keemiliste elementide migratsiooni välised ja sisemised tegurid. Looduslikud ja tehislikud geokeemilised tõkked ja nende sordid.
test, lisatud 28.01.2011
Keemiliste elementide ja lihtkehade mõiste, keemiliste elementide omadused. Elementidest moodustunud ühendite keemilised ja füüsikalised omadused. Täpse vastavuse leidmine elementide aatommassi väljendavate arvude ja nende koha vahel süsteemis.
abstraktne, lisatud 29.10.2009
Keemiliste elementide perioodilisuse tabeli struktuur: ajalugu ja kaasaeg. Elektrooniliste süsteemide struktuurne korraldus orbitaalkvantarvu ja elektronide alamkestade tasandil. Nurlõbajevi teooria tekkimise ajalooline taust.
kursusetöö, lisatud 22.01.2015
Avastamise ajalugu ja koht keemiliste elementide perioodilisustabelis D.I. Mendelejevi halogeenid: fluor, kloor, broom, jood ja astatiin. Elementide keemilised ja füüsikalised omadused, nende rakendused. Elementide levimus ja lihtainete tootmine.
esitlus, lisatud 13.03.2014
Keemiliste elementide perioodilisustabel. Aatomite ja molekulide struktuur. Koordinatsiooniteooria põhisätted. Halogeenide füüsikalised ja keemilised omadused. Vesinikühendite omaduste võrdlus. Ülevaade p-, s- ja d-elemendiühendite omadustest.
loeng, lisatud 06.06.2014
Perioodilisuse tabeli s-ploki elementide keemilised omadused. IA ja IIA rühmade elementide sademete tekkemehhanismid. Potentsiaalsete erinevuste ilmnemine rakumembraanidel. Naatriumi, kaaliumi, kaltsiumi, magneesiumi elektrooniline struktuur ja bioloogiline antagonism.
Carl Sagani kuulus tsitaat ütleb, et me kõik oleme tehtud tähetolmust. See väide on üldiselt tõele lähedal. Vahetult pärast Suurt Pauku koosnes universum vesinikust, heeliumist ja vähesel määral liitiumist. Need elemendid ei sobi aga kiviste planeetide tekkeks. Universumis poleks Maa kunagi sündinud ainult vesinikust ja heeliumist.
Meie õnneks on tähtede sisemus tõeline keemiatöökoda. Sünteesireaktsioonide käigus võivad nende sees tekkida elemendid kuni rauani. Kui täht muutub punaseks hiiglaseks ja heidab seejärel maha oma atmosfääri välimised kihid (planetaarse udukogu staadium), siis selle sügavuses sünteesitud elemendid hajuvad üle galaktika ja muutuvad lõpuks osaks gaasi- ja tolmupilvedest, millest saab alguse järgmine tähtede põlvkond. ja planeedid sünnivad.
Kõik, mis on rauast raskem, sünteesitakse tavaliselt supernoova plahvatuste või neutrontähtede kokkupõrgete tulemusena. Just viimased on selliste elementide nagu kuld ja plaatina välimuse peamised allikad.
Supernoova jäänuse Cassiopeia A koostis
Alloleva infograafiku koostas Chandra röntgenteleskoobi meeskond. See näitab keemiliste elementide päritolu päikesesüsteemis. Oranž näitab elemente, mis tekkisid massiivsete tähtede plahvatuse ajal, kollane - surevate väikese massiga tähtede sügavuses nagu meie Päike, roheline - Suure Paugu ajal, sinine - valgete kääbuste plahvatuse ajal (Ia tüüpi supernoova), lilla - ajal. neutrontähtede ühinemine, roosa - alates - kosmiliste kiirte jaoks, valge - sünteesitakse laborites.
Mis puutub inimkehasse, siis 65% selle massist kasutatakse hapniku jaoks. Kogu Päikesesüsteemi hapnik pärineb II tüüpi supernoovadest. Sama kehtib umbes 50% kogu kaltsiumi ja 40% raua kohta. Seetõttu sündis peaaegu kolmveerand meie keha elementidest massiivsete tähtede plahvatuste käigus. 16,5% pärineb punaste hiiglaste poolt välja paisatud materjalist, 1% Ia tüüpi supernoovadest. Seega on Sagani väide ligikaudu 90% tõene. See on meie kehaosa, mis on tähtede evolutsiooni tulemus.
Geokeemiateadus peab vastama mitmetele küsimustele, mis on seotud elementide päritolu ja levikuga looduses. Praegu on teada järgmine.
Esiteks on levimust seletatav aatomituumade ehitusega: laialt on levinud väikese ja paarisarvulise prootonite ja neutronite arvuga elemendid.
Teiseks määrati elementide stabiilsus nende tekkeperioodil, mil Maa aine "läbis" tähe arengutee. Väga kõrgetel temperatuuridel (miljonites kraadides) on aine olemasolu võimalik ainult plasma kujul, millel on vabad tuumaosakesed (p ja n). Tuumareaktsioonid viisid kõige stabiilsemate elementide tekkeni, s.t. mis koosneb paarisarvust prootonitest ja (või) neutronitest.
D.I.-tabeli esimeste elementide väike (madal) levimus Tõenäoliselt määras Mendelejev kindlaks ka Maa arengu tähtede. Ühe teooria järgi on elementide teke omavahel seotud tähtede evolutsiooniga, s.t. elementide teke toimus teatud kosmilistes kehades – massiivsetes tähtedes. Kõikide elementide tekke lähtematerjaliks oli vesinik – elementide loomuliku sünteesi hüpotees (Bethe tsükkel). Termotuumareaktsioonide võimalik protsess, mis hõlmab H, He, N ja C (lämmastik-süsinik tsükkel)
Süsiniku ja lämmastiku tuumad on selles tsüklis katalüsaatorid. Selle protsessi käigus vabanev energia vastab tõenäoliselt tähtede, sealhulgas päikese poolt vabanevale energiale.
Järgmisena kaasatakse sellesse tsüklisse heelium: moodustuvad 0 16 ja Ne 20; siis kõrgematel temperatuuridel α-osakeste osalusel (“α-protsess”) moodustuvad Ne 20 tuumadest järjestikku Mg 24 – Si 28 – S 32 – Cl 36 – Ca 40 – Sc 44 – Ti 48.
Sellised termotuumareaktsioonid on tõenäolised valgetel kääbustel.
Pärast "α-protsessi" tõmbub tähe tuum uuesti kokku, temperatuur tõuseb ja staatilise tasakaalu keskkonnas toimuvad termotuumareaktsioonid. Moodustuvad tuumad, mis rühmituvad Fe 56 - raua maksimum - V 50 - Cr 52 - Mn 54 - Fe 56 - Co 56 - Ni 58 ümber. See on “e-protsess”, mille käigus toimub pidevalt nii osakeste eemaldamine tuumadest kui ka nende lisandumine.
Üle 60 massiarvuga elementide süntees nõuab väga kõrgeid temperatuure, mis on tähetingimustes võimatu. Raskemad elemendid tekivad erinevalt: lihtsa pommitamise teel neutronitega, mida tuumad kergesti kinni püüavad. Aeglaste neutronitega pommitamine - "s-protsess" - aeglaste neutronite püüdmine. Elementide moodustamine sel viisil (s-protsess) saab olla ainult kuni Bi 209.
Bi 209-le järgnevad raskemad elemendid on ebastabiilsed ja nende süntees on võimalik ainult tuumade kiirete neutronitega pommitades - "r-protsess". Moodustuvad elemendid U, Th, Np, Pu ja kuni Lr.
Järgmine võimalik “p-protsess”, mille mõjuks on prootonite lisamine: ahelreaktsiooni tulemusena neutronite kinnipüüdmisega (supernoova plahvatustes) tekivad haruldased rasked isotoobid.
Ja lõpuks moodustub “x-protsess” - deuteeriumi tuumad (H 2) Li, Be, B.
Märgitakse, et punastes hiidtähtedes toimuvad neutronite tekkeprotsessid.
Üldjuhul iseloomustab tähti aine elektron-tuuma olek, kuid teoreetiliselt on võimalik ka aine tuumatihedusega neutronolek (pulsarid). Hiiglaslikel temperatuuridel on võimalik elementaarosakeste üldine muundumine üksteiseks.
Päikesel ja tähtedel toimub peamiselt elementide süntees, planeetidel (ja Maal) - peamiselt lagunemine. Kosmose üksikute osade vahel toimub pidev aatomite ja sellest tulenevalt ka energiavahetus. Vaatamata aatomite pidevale ümberjaotumisele Universumi üksikute osade vahel, jäävad üldiselt elementide kvantitatiivsed suhted igas üksikus piirkonnas (Maa, geosfäär jne) võrreldavaks.
Elementide klaarid ei ole geoloogiliselt konstantsed: põhitunnused (s.o keemiliste elementide keskmine sisaldus maakoores, kivimites, ookeanis) ei ole muutunud, kuid üksikute elementide Clarkid siiski muutuvad. Seega radioaktiivse lagunemise käigus radioaktiivsete (U, Th jne) ja radiogeensete (Pb, Ar jt) elementide hulk maakoores aja jooksul muutub. Atmosfääris tekivad kosmiliste kiirte mõjul elemendid (13 C, 3 H, 14 C ja teised radioaktiivsed isotoobid). Mõned elemendid (Fe, Mg, S jne) sisenevad Maale meteoriitide osana, eriti olulisel määral Maa elu alggeoloogilistel perioodidel. Kuid ruum võtab osaliselt ära ka mõned elemendid H, Ne, He, mis aurustuvad (hajuvad) planeetidevahelisse ruumi.
Seega on mitme miljardi aasta jooksul Maa ajaloos üksikute geosfääride keemiline koostis muutunud ja nagu märkis V.I. Vernadski sõnul on "maakoor kaks miljardit aastat tagasi ja tänapäeva ajastul keemiliselt erinevad kehad". Sellest annab tunnistust ka kivimite omavaheline seos: Maa tekke algfaasis oli domineeriv roll peamiselt põhikoostisega efusioonikivimitel, kuid praegu domineerivad mandrite pinnal settekivimid, vähem mängivad graniidid. rolli ja väga vähe põhilisi efusiive.
Selgitati planeetide ja tähtede liikumise mehaanikat. Pärast selle verstaposti mahajäämist ei saanud Päikese ja tähtede energia päritolu müüte loovaid kontseptsioone enam tõsiselt võtta ja see tunduks hea, kuid astronoomide uuritud taevas kattus ootamatult küsimärkidega. Tähtede sügavustesse tungimiseks oli teadlastel ainult üks tööriist - inglise astrofüüsiku Arthur Stanley Eddingtoni (1882-1944) sõnade kohaselt nende endi aju "analüütiline puurmasin".
Ta oli esimene, kes esitas idee võimalusest "pumbata" tähemassi energiaks heeliumi ja vesiniku termotuumareaktsioonide kaudu (1920). Ta kirjutas: „Tähe sisemised piirkonnad on segu aatomitest, elektronidest ja eetrilainetest (nagu teadlane nimetab elektromagnetlaineid). Peame kasutama aatomifüüsika uusimaid saavutusi, et aidata meil mõista selle kaose seadusi. Hakkasime uurima tähe sisemist ehitust; Peagi leidsime end uurimas aatomi sisemist struktuuri. Ja edasi: “... vajalik energia võib vabaneda prootonite ja elektronide ümberpaigutamisel aatomituumades (elementide muundumisel) ja palju suurem energia nende annihileerumisel... Päikesesoojuse tootmiseks saab kasutada üht või teist protsessi. ..”
Millistest tähtede elulugude etappidest saab tänapäeva teadus rääkida?
Teeme kohe reservatsiooni: senised ideed tähtede päritolu ja arengu kohta ei ole vaatamata laialdasele tunnustamisele veel omandanud vankumatu teooria õigusi. Paljud keerulised küsimused ootavad veel vastuseid. Kuid need ideed näivad üsna õigesti visandavat tähtede evolutsiooni piirjooned. Tähe olemasolu saab alguse tohutust külmast gaasipilvest, mis koosneb peamiselt vesinikust. Gravitatsiooni mõjul tõmbub see järk-järgult kokku. Gaasiosakeste potentsiaalne gravitatsioonienergia muutub kineetiliseks energiaks, s.o. termiline, millest umbes pool kulub kiirgusele. Ülejäänud osa kasutatakse keskele moodustunud tiheda trombi - südamiku - soojendamiseks. Kui temperatuur ja rõhk tuumas tõusevad nii palju, et muutuvad võimalikuks termotuumareaktsioonid, algab tähe evolutsiooni pikim etapp – termotuuma. Osa selle südamikus vesinikust heeliumi sünteesil vabanevast energiast viiakse kõike läbistavate neutriinode kaudu kosmosesse ning põhiosa kannavad tähe pinnale γ-kvandid ja tugevalt ioniseeritud gaasi osakesed. See keskmest voolav energiavoog peab vastu välimiste kihtide survele ja takistab edasist kokkusurumist. Päikese massist kaks korda suurema massiga tähe tasakaaluseisund kestab peaaegu 10 miljardit aastat.
Pärast seda, kui suurem osa tuumas olevast vesinikust on läbi põlenud, pole tasakaalu säilitamiseks enam piisavalt energiat. Tähe "termotuumareaktor" lülitub järk-järgult uuele režiimile. Täht tõmbub kokku, rõhk ja temperatuur selle keskel tõusevad ning ligikaudu 100 miljoni kraadi juures hakkavad heeliumi tuumad koos prootonitega reaktsioonidesse. Sünteesitakse raskemad elemendid - süsinik, lämmastik, hapnik ja tähe keskelt pinnale, nagu üks visatud kivilt üle vee hajuv ring, liigub kiht, milles vesinik põleb edasi.
Aja jooksul ammenduvad ka heeliumiressursid. Täht tõmbub veelgi kokku, temperatuur selle keskmes tõuseb 600 miljoni kraadini. Nüüd hõlmavad reaktsioonid tuumasid Z>2. Ja põleva heeliumi kiht liigub perifeeria poole.
Samm-sammult hõivab tuumas olev aine perioodilisustabelis järjest uusi rakke ning 4 miljardi kraadi juures “saab” lõpuks raua ja tuumamassi poolest talle lähedaste elementideni. Nendel elementidel on maksimaalne massidefekt, s.t. tuumade sidumisenergia on kõrgeim ja need kujutavad endast "termotuumatähtede reaktorite" "räbu": ükski tuumareaktsioon ei ole enam võimeline neist energiat ammutama. Ja kui nii, siis edasine energia vabanemine termotuumasünteesi reaktsioonide tõttu on võimatu – tähe termotuumaperiood on lõppenud. Evolutsiooni edasise kulgemise määravad jällegi tähte kokku suruvad gravitatsioonijõud. Tema surm algab.
Kuidas täht täpselt sureb, sõltub selle massist. Näiteks tähed, mille mass on suurem kui kaks päikesemassi, on määratud kõige dramaatilisemasse lõppu. Gravitatsioonijõud osutuvad nii võimsaks, et purustatud aatomite fragmendid - elektronid ja tuumad - moodustavad justkui kaks teineteises lahustunud gaasi - elektroonilist ja tuuma. Kuigi selliste tähtede evolutsiooni kulgu valguselementide läbipõlemisele järgnenud etappidel ei saa pidada täpselt kindlaks tehtud, nõustub enamik astrofüüsikuid olemasoleva teooriaga. See teooria võlgneb oma edu eeskätt asjaolule, et selle pakutud keemiliste elementide tekkemehhanism ja universumi prognoositav elementide arvukus on vaatlusandmetega hästi kooskõlas.
Niisiis on massiivne täht ammendanud kõik oma tuumakütuse varud. Järjepidevalt mitme miljardi kraadini kuumutades muutis see suurema osa ainest tuumatuhaks - rauarühma elementideks, mille aatommass oli 50–65 (vanaadiumist tsinkini). Tähe edasine kokkusurumine põhjustab moodustunud tuumade stabiilsuse häireid, mis hakkavad kokku varisema. Nende fragmendid – alfaosakesed, prootonid ja neutronid – reageerivad rauarühma tuumadega ja ühinevad nendega. Moodustuvad raskemad elemendid, mis astuvad ka reaktsioonidesse ja täituvad perioodilisustabeli järgmised lahtrid. Äärmiselt kõrgete temperatuuride tõttu toimuvad need protsessid väga kiiresti – mitme aastatuhande jooksul.
Perioodilise tabeli "raske" piirkond
Rauarühma tuumade lõhustumisel, samuti nukleonide ja kergete tuumade ühinemisel nendega (fusioonireaktsioonides, mis viivad perioodilisuse tabeli "raske" piirkonna täitumiseni) energiat ei eraldu, vaid vastupidi, imendub. Selle tulemusena tähe kokkusurumine kiireneb. Elektrongaas ei suuda enam vastu pidada tuumagaasi rõhule. Saabub kokkuvarisemine – mõne sekundi jooksul toimub tähe tuum katastroofilise kokkusurumise teel: tähe kest variseb kokku, “plahvatab sissepoole”. Aine tihedus suureneb nii palju, et isegi neutriinod ei pääse tähe eest. Võimsa neutriinovoo “vangistus”, mis kannab ära suurema osa kokkuvariseva tähetuuma energiast, ei kesta aga kaua. Varem või hiljem kandub “lukustatud” neutriinode hoog kestale ja see väljub, suurendades tähe sära miljardeid kordi.
Astrofüüsikud usuvad, et nii plahvatavad supernoovad. Nende sündmustega kaasnevad hiiglaslikud plahvatused paiskavad tähtedevahelisse ruumi välja olulise osa tähe ainest: kuni 90% selle massist.
Näiteks Krabi udukogu on ühe eredama supernoova plahvatav ja laienev kest. Selle sähvatus toimus Hiina ja Jaapani astronoomide tähekroonikatest 1054. aastal ja oli ebatavaliselt ere: tähte nähti isegi päevasel ajal 23 päeva. Krabi udukogu paisumiskiiruse mõõtmised näitasid, et üheksa sajandiga võis see saavutada oma praeguse suuruse, st kinnitasid selle sünnikuupäeva. Palju olulisemad tõendid esitatud mudeli õigsusest ja sellel põhinevad neutriinovoo võimsuse teoreetilised ennustused saadi aga 23. veebruaril 1987. Seejärel registreerisid astrofüüsikud neutriinoimpulsi, mis kaasnes supernoova sünniga aastal Suur Magellaani pilv.
Neist leiti raskete elementide read, mille põhjal Saksa astronoom Walter Baade (1893-1960) jõudis järeldusele, et Päike ja enamik tähti esindavad vähemalt teist põlvkonda tähepopulatsioone. Selle teise põlvkonna materjaliks oli tähtedevaheline gaas ja kosmiline tolm, milleks muutus nende plahvatuste tõttu laiali paisatud varasema põlvkonna supernoovade materjal.
Kas üliraskete elementide tuumad võivad tähtede plahvatustes sündida? Paljud teoreetikud tunnistavad seda võimalust.
Kallid külastajad!
Teie töö on keelatud JavaScript. Palun lubage oma brauseris skriptid ja saidi kõik funktsioonid avaneb teile!14.1 Elementide sünteesi etapid
Et selgitada erinevate keemiliste elementide ja nende isotoopide levimust looduses, pakkus Gamow 1948. aastal välja Kuuma Universumi mudeli. Selle mudeli järgi tekkisid kõik keemilised elemendid Suure Paugu hetkel. Hiljem lükati see väide aga ümber. On tõestatud, et Suure Paugu ajal võisid tekkida ainult kerged elemendid ning raskemad elemendid tekkisid nukleosünteesi protsessides. Need sätted on sõnastatud Suure Paugu mudelis (vt punkt 15).
Suure Paugu mudeli järgi algas keemiliste elementide teke kergete elementide (H, D, 3 He, 4 He, 7 Li) tuumasünteesiga 100 sekundit pärast Suurt Pauku universumi temperatuuril 10 9 K.
Mudeli eksperimentaalseks aluseks on punanihke alusel vaadeldav Universumi paisumine, elementide esialgne süntees ja kosmiline taustkiirgus.
Suure Paugu mudeli suureks eeliseks on D, He ja Li arvukuse ennustamine, mis erinevad üksteisest paljude suurusjärkude võrra.
Eksperimentaalsed andmed elementide arvukuse kohta meie galaktikas näitasid, et 1000 raskemas tuumas on 92% vesinikuaatomeid, 8% heeliumiaatomeid ja 1 aatom, mis on kooskõlas Suure Paugu mudeli ennustustega.
14.2 Tuumasüntees – kergete elementide (H, D, 3 He, 4 He, 7 Li) süntees varases universumis.
- 4 He arvukus või selle suhteline osakaal Universumi massis on Y = 0,23 ±0,02. Vähemalt pool Suure Paugu tekitatud heeliumist sisaldub galaktikatevahelises ruumis.
- Algne deuteerium eksisteerib ainult tähtede sees ja muutub kiiresti 3 He-ks.
Vaatlusandmetest saadakse järgmised deuteeriumi ja He arvukuse piirangud vesiniku suhtes:
10 -5 ≤ D/H ≤ 2 · 10 -4 ja
1,2·10-5 ≤ 3 He/H ≤ 1,5·10 -4,
ja vaadeldud D/H suhe on vaid murdosa ƒ algväärtusest: D/H = ƒ(D/H) esialgne. Kuna deuteerium muundub kiiresti 3 He-ks, saadakse järgmine arvukuse hinnang:
[(D + 3 He)/H] esialgne ≤ 10 -4.
- 7 Li arvukust on raske mõõta, kuid kasutatakse tähtede atmosfääri uuringute andmeid ja 7 Li arvukuse sõltuvust efektiivsest temperatuurist. Selgub, et alates temperatuurist 5,5·10 3 K jääb 7 Li kogus konstantseks. Parim hinnang 7 Li keskmise arvukuse kohta on:
7 Li/H = (1,6±0,1) × 10-10 um.
- Raskemate elementide, nagu 9 Be, 10 B ja 11 B, arvukus on mitme suurusjärgu võrra väiksem. Seega on 9 Be/H levimus< 2.5·10 -12 .
14.3 Tuumade süntees põhijärjestuse tähtedes T juures< 108 K
Heeliumi süntees põhijärjestuse tähtedes pp- ja CN-tsüklites toimub temperatuuril T ~ 10 7 ÷7·10 7 K. Vesinik töödeldakse heeliumiks. Ilmuvad kergete elementide tuumad: 2 H, 3 He, 7 Li, 7 Be, 8 Be, kuid neid on vähe, kuna nad sisenevad hiljem tuumareaktsioonidesse ja 8 Be tuum laguneb peaaegu koheselt tänu oma tuumale. lühike eluiga (~10-16 s)
8 Ole → 4 Tema + 4 Tema.
Sünteesiprotsess näis olevat peatunud, Aga loodus on leidnud lahenduse.
Kui T > 7 10 7 K, heelium "põleb", muutudes süsiniku tuumadeks. Toimub kolmekordne heeliumi reaktsioon - "Helium flash" - 3α → 12 C, kuid selle ristlõige on väga väike ja 12 C moodustumise protsess toimub kahes etapis.
8 Be ja 4 He tuuma ühinemisreaktsioon toimub süsiniku tuuma 12 C* moodustumisega ergastatud olekus, mis on võimalik tänu 7,68 MeV taseme olemasolule süsiniku tuumas, s.o. reaktsioon toimub:
8 Be + 4 He → 12 C* → 12 C + γ.
12 C tuumaenergia taseme (7,68 MeV) olemasolu aitab mööda minna 8 Be lühikesest elueast. Selle taseme olemasolu tõttu 12 C tuumas Breit-Wigneri resonants. 12 C tuum läheb ergastatud tasemele energiaga ΔW = ΔМ + ε,
kus εM = (M 8Be − M 4He) − M 12C = 7,4 MeV ja ε kompenseeritakse kineetilise energiaga.
Seda reaktsiooni ennustas astrofüüsik Hoyle ja seejärel reprodutseeriti see laboris. Seejärel algavad reaktsioonid:
12 C + 4 He → 16 0 + γ
16 0 + 4 He → 20 Ne + γ ja nii edasi kuni A ~ 20.
Nõutav 12 C südamiku tase võimaldas läbida elementide termotuumasünteesi kitsaskoha.
16 O tuumal ei ole sellist energiataset ja reaktsioon 16 O moodustumiseks kulgeb väga aeglaselt
12 C + 4 He → 16 0 + γ.
Need reaktsioonide iseärasused viisid kõige olulisemate tagajärgedeni: tänu neile oli tuumade arv 12 C ja 16 0 võrdne, mis lõi soodsad tingimused orgaaniliste molekulide tekkeks, s.o. elu.
12 C taseme muutus 5% võrra tooks kaasa katastroofi – elementide edasine süntees katkeks. Kuid kuna seda ei juhtunud, moodustuvad tuumad, mille vahemikus on A
| A = 25÷32 |
See viib A väärtusteni
Kõik Fe, Co, Cr tuumad tekivad termotuumasünteesi tõttu.
Nende protsesside olemasolu põhjal on võimalik välja arvutada tuumade arvukus Universumis.
Teavet elementide rohkuse kohta looduses saadakse Päikese ja tähtede, aga ka kosmiliste kiirte spektraalanalüüsist. Joonisel fig. Joonisel 99 on näidatud tuumade intensiivsus erinevatel A väärtustel.
Riis. 99: Universumi elementide rohkus.
Vesinik H on universumi kõige levinum element. Liitium Li, berüllium Be ja boor B on 4 suurusjärku väiksemad kui naabertuumad ja 8 suurusjärku väiksemad kui H ja He.
Li, Be, B on head kütused, põlevad kiiresti juba temperatuuril T ~ 10 7 K.
Raskem on seletada, miks need ikkagi eksisteerivad – tõenäoliselt raskemate tuumade killustumise protsessi tõttu prototähe staadiumis.
Kosmilistes kiirtes on palju rohkem Li, Be ja B tuumasid, mis on ka raskemate tuumade killustumise protsesside tagajärg nende interaktsioonis tähtedevahelise keskkonnaga.
12 C÷ 16 O on heeliumi välgu ja 12 C juures resonantstaseme olemasolu ning 16 O puudumise tulemus, mille tuum on samuti topeltmaagiline. 12 C - poolmaagiline tuum.
Seega on raua tuumade maksimaalne arvukus 56 Fe ja siis toimub järsk langus.
A > 60 puhul on süntees energeetiliselt ebasoodne.
14.5 Rauast raskemate tuumade teke
Tuumade osa, mille A > 90 on väike - 10 -10 vesiniku tuumadest. Tuuma moodustumise protsessid on seotud tähtedes toimuvate kõrvalreaktsioonidega. Selliseid protsesse on teada kaks:
s (aeglane) – aeglane protsess,
g (kiire) – kiire protsess.
Mõlemad protsessid on seotud neutronite püüdmine need. On vaja, et tekiksid tingimused, milles toodetakse palju neutroneid. Neutronid tekivad kõigis põlemisreaktsioonides.
13 C + 4 He → 16 0 + n – heeliumi põlemine,
12 C + 12 C → 23 Mg + n – süsiniku leek,
16 O + 16 O → 31 S + n – hapniku välk,
21 Ne + 4 He → 24 Mg + n – reaktsioon α-osakestega.
Selle tulemusena koguneb neutronite taust ning võivad toimuda s- ja r-protsessid – neutronite püüdmine. Neutronite kinnipüüdmisel moodustuvad neutronirikkad tuumad ja seejärel toimub β lagunemine. See muudab need raskemateks tuumadeks.
