Fremveksten av elementer. Opprinnelsen til kjemiske elementer i universet

Verden rundt oss består av ~100 forskjellige kjemiske elementer. Hvordan ble de dannet under naturlige forhold? En ledetråd for å svare på dette spørsmålet kommer fra den relative overfloden av kjemiske elementer. Blant de viktigste trekk ved forekomsten av kjemiske elementer solsystemet følgende kan skilles.

1. Stoffet i universet består hovedsakelig av hydrogen H - ~ 90% av alle atomer.
2. Når det gjelder overflod, rangerer helium He på andreplass, og står for ~ 10% av antall hydrogenatomer.
3. Det er et dypt minimum som tilsvarer de kjemiske grunnstoffene litium Li, beryllium Be og bor B.
4. Umiddelbart etter det dype minimum av Li, Be, B er det et maksimum forårsaket av økt overflod av karbon C og oksygen O.
5. Etter oksygenmaksimum er det et brå fall i mengden av grunnstoffer opp til skandium (A = 45).
6. Det er en kraftig økning i mengden av grunnstoffer i området jern A = 56 (jerngruppe).
7. Etter A = 60, skjer reduksjonen i elementoverflod jevnere.
8. Det er en merkbar forskjell mellom kjemiske grunnstoffer med partall og oddetall protoner Z. Som regel kjemiske elementer med partall Z er mer vanlig.

Kjernefysiske reaksjoner i universet

t = 0		Det store smellet. Universets fødsel
t = 10-43 s		Tiden for kvantetyngdekraften. Strenger ρ = 10 90 g/cm 3, T = 10 32 K
t = 10 - 35 s		Quark-gluon medium ρ = 10 75 g/cm 3, T = 10 28 K
t = 1 µs		Kvarker kombineres for å danne nøytroner og protoner ρ = 10 17 g/cm 3, T = 6 10 12 K
t = 100 s		Produksjon av prestellar 4 He ρ = 50 g/cm 3, T = 10 9 K
t = 380 tusen år		Dannelse av nøytrale atomer ρ = 0,5·10 -20 g/cm 3, T = 3·10 3 K
t = 10 8 år	Første stjerner	Hydrogenbrenning i stjerner ρ = 10 2 g/cm 3, T = 2 10 6 K Helium brenner i stjerner ρ = 10 3 g/cm 3, T = 2 10 8 K Karbonforbrenning i stjerner ρ = 10 5 g/cm 3, T = 8 10 8 K Oksygenforbrenning i stjerner ρ = 10 5 ÷10 6 g/cm 3 , T = 2 10 9 K Silisium brenner i stjerner ρ = 10 6 g/cm 3 , T = (3÷5) 10 9 K
t = 13,7 milliarder år		Moderne univers ρ = 10 -30 g/cm 3, T = 2,73 K

Prestellar nukleosyntese. utdanning 4 Han

Kosmologisk syntese av helium er hovedmekanismen for dens dannelse i universet. Syntesen av helium fra hydrogen i stjerner øker massefraksjonen av 4 He i baryonisk materie med omtrent 10 %. Mekanismen for dannelse av prestellar helium forklarer kvantitativt overfloden av helium i universet og er et sterkt argument til fordel for den pregalaktiske fasen av dannelsen og hele konseptet med Big Bang.
Kosmologisk nukleosyntese gjør det mulig å forklare utbredelsen i universet av slike lette kjerner som deuterium (2 H), isotoper 3 He og 7 Li. Mengdene deres er imidlertid ubetydelige sammenlignet med kjernene av hydrogen og 4 He. I forhold til hydrogen dannes deuterium i en mengde på 10 -4 -10 -5, 3 He - i en mengde på ≈ 10 -5, og 7 Li - i en mengde på ≈ 10 -10.
For å forklare dannelsen av kjemiske grunnstoffer i 1948, la G. Gamow frem Big Bang-teorien. I følge Gamows modell skjedde syntesen av alle kjemiske elementer under Big Bang som et resultat av ikke-likevektsfangst av nøytroner av atomkjerner med utslipp av γ-kvanter og påfølgende β-forfall av de resulterende kjernene. Beregninger har imidlertid vist at denne modellen ikke kan forklare dannelsen av kjemiske grunnstoffer tyngre enn Li. Det viste seg at mekanismen for dannelse av lette kjerner (A< 7) связан с условиями, существовавшими во Вселенной в течение первых трех минут. Более тяжелые ядра образовались в результате ядерных реакций, происходящих при горении звезд.

Prestellar stadium av dannelsen av de letteste kjernene. På utviklingsstadiet av universet, 100 s etter Big Bang ved en temperatur på ~ 10 9 K, besto stoffet i universet av protoner p, nøytroner n, elektroner e -, positroner e +, nøytrinoer ν, antinøytrinoer og fotoner γ. Strålingen var i termisk likevekt med elektronene e - , positronene e + og nukleoner.

Under forhold med termodynamisk likevekt er sannsynligheten for dannelsen av et system med energi EN lik resten av nukleonet beskrevet av Gibbs-fordelingen . Derfor, under forhold med termodynamisk likevekt, vil forholdet mellom antall nøytroner og protoner bestemmes av forskjellen i massene til nøytronet og protonet

Dannelsen av elektron-positron-par stopper ved T< 10 10 К, так как энергии фотонов становятся ниже порога образования e - e + -пар (~ 1 МэВ). К концу равновесной стадии на каждый нейтрон приходилось 5 протонов. Так как на этом этапе эволюции Вселенной плотность протонов и нейтронов была велика, сильное ядерное взаимодействие между ними привело к образованию 4 He и небольшого количества изотопов Li и Be.

De viktigste reaksjonene av prestellar nukleosyntese:

Siden stabile kjerner med EN = 5 ikke eksisterer, kulminerer kjernefysiske reaksjoner hovedsakelig i dannelsen av 4 He. 7 Be, 6 Li og 7 Li står for kun ~ 10 –9 – 10 –12 fra dannelsen av 4 He isotopen. Nesten alle nøytroner forsvinner og danner 4 He-kjerner. Med en stofftetthet på ρ ~ 10 –3 – 10 –4 g/cm 3 er sannsynligheten for at et nøytron og et proton ikke samhandler under primær nukleosyntese mindre enn 10 –4. Siden det i begynnelsen var 5 protoner per nøytron, er forholdet mellom antall 4 He-kjerner og p skal være ~1/10. Dermed ble forholdet mellom overflod av hydrogen og helium observert for tiden dannet i løpet av de første minuttene av universets eksistens. Utvidelsen av universet førte til en reduksjon i temperaturen og opphør av primær prestellar nukleosyntese.

Dannelse av kjemiske grunnstoffer i stjerner. Siden prosessen med nukleosyntese er tidlig stadie Utviklingen av universet endte med dannelsen av hydrogen, helium og små mengder Li, Be, B, det var nødvendig å finne mekanismer og forhold under hvilke tyngre grunnstoffer kunne dannes.
G. Bethe og K. Weizsäcker viste at de tilsvarende forholdene eksisterer inne i stjerner. Tyngre kjerner ble dannet bare milliarder av år etter Big Bang under prosessen med stjerneutvikling. Dannelsen av kjemiske elementer i stjerner begynner med forbrenningsreaksjonen av hydrogen med dannelsen av 4 He .

G. Bethe, 1968: «I uminnelige tider har folk ønsket å vite hva som holder solen glødende. Det første forsøket på en vitenskapelig forklaring ble gjort av Helmholtz for rundt hundre år siden. Det var basert på bruken av de mest kjente kreftene på den tiden - kreftene til universell tyngdekraft. Hvis ett gram materie faller på overflaten av solen, får den potensiell energi

E p = -GM/R = -1,91·10 15 erg/g.

Det er kjent at for tiden bestemmes solstrålingseffekten av mengden

ε = 1,96 erg/g×s.

Derfor, hvis energikilden er gravitasjon, kan tilførselen av gravitasjonsenergi gi stråling for 10 15 s, dvs. over en periode på rundt tretti millioner år...
På slutten av 1800-tallet oppdaget Becquerel, Pierre og Marie Curie radioaktivitet. Oppdagelsen av radioaktivitet gjorde det mulig å bestemme jordens alder. Noe senere var det mulig å bestemme alderen på meteorittene, som kunne brukes til å bedømme når fastfasestoff dukket opp i solsystemet. Fra disse målingene var det mulig å fastslå at solens alder, med en nøyaktighet på 10 %, er 5 milliarder år. Dermed kan ikke tyngdekraften gi den nødvendige tilførselen av energi i hele denne tiden...
Siden begynnelsen av 30-tallet begynte de å lene seg mot ideen om at stjerneenergi oppsto på grunn av kjernefysiske reaksjoner... Den enkleste av alle mulige reaksjoner ville være reaksjonen

H + H → D + e + + ν.

Siden prosessen med primær nukleosyntese hovedsakelig endte med dannelsen av 4 He-kjerner som et resultat av interaksjonsreaksjonene p + n, d + d, d + 3 He, d + 3 H og alle nøytroner ble konsumert, var det nødvendig å finne forholdene under hvilke tyngre grunnstoffer ble dannet. I 1937 skapte G. Bethe en teori som forklarer opprinnelsen til energien til solen og stjernene som et resultat av fusjonsreaksjonene mellom hydrogen- og heliumkjerner som oppstår i stjernenes sentrum. Siden det ikke var nok nøytroner i sentrum av stjernene for reaksjoner av typen p + n, kunne bare reaksjoner fortsette i dem
p + p → d + e + + ν. Disse reaksjonene fant sted i stjerner når temperaturen i sentrum av stjernen nådde 10 7 K og tettheten nådde 10 5 kg/m 3. Det faktum at reaksjonen p + p → d + e + + ν skjedde som et resultat av svak interaksjon, forklarte egenskapene til Hertzsprung–Russell-diagrammet.

Nobelprisen i fysikk
1967 - G. Bethe
For bidrag til teorien om kjernefysiske reaksjoner, og spesielt for oppdagelsen av kilden til stjerneenergi.

Å gjøre rimelige antagelser om styrken av reaksjoner basert på generelle prinsipper kjernefysikk, oppdaget jeg i 1938 at karbon-nitrogen-syklusen kunne gi den nødvendige energifrigjøringen i solen... Karbon tjener bare som en katalysator; resultatet av reaksjonen er en kombinasjon av fire protoner og to elektroner som danner en kjerne 4 Han . I denne prosessen sendes det ut to nøytrinoer som bærer med seg en energi på omtrent 2 MeV. Den gjenværende energien på omtrent 25 MeV per syklus frigjøres og opprettholder solens temperatur uendret... Dette var grunnlaget som Fowler og andre beregnet reaksjonshastighetene på i (C,N) syklusen.".

Hydrogenforbrenning. To forskjellige sekvenser av hydrogenforbrenningsreaksjoner er mulig - konvertering av fire hydrogenkjerner til en 4 He-kjerne, som kan gi tilstrekkelig energifrigjøring til å opprettholde lysstyrken til stjernen:

• proton-protonkjede (pp-kjede), der hydrogen omdannes direkte til helium;
• karbon-nitrogen-oksygen-syklus (CNO-syklus), der C-, N- og O-kjerner deltar som katalysatorer.

Hvilken av disse to reaksjonene som spiller en viktigere rolle avhenger av stjernens temperatur. I stjerner med en masse som kan sammenlignes med solens masse eller mindre, dominerer proton-protonkjeden. I mer massive stjerner med høyere temperaturer er hovedenergikilden CNO-syklusen. I dette tilfellet er det naturligvis nødvendig at stjernestoffet inneholder kjerner C, N og O. Temperaturen i de indre lagene av solen er 1,5∙10 7 K og proton-protonkjeden spiller en dominerende rolle i frigjøringen av energi.

Temperaturavhengighet av logaritmen til hastigheten V for energifrigjøring i hydrogen (pp) og karbon (CNO) sykluser

Hydrogenforbrenning. Proton-proton kjede. Kjernefysisk reaksjon

p + p → 2 H + e + + ν e + Q,

begynner i den sentrale delen av stjernen ved tettheter på ≈100 g/cm 3 . Denne reaksjonen stopper ytterligere sammentrekning av stjernen. Varmen som frigjøres under den termonukleære reaksjonen ved hydrogenforbrenning skaper trykk som motvirker gravitasjonskompresjon og hindrer stjernen i å kollapse. Det er en kvalitativ endring i mekanismen for energifrigjøring i stjernen. Hvis oppvarmingen av stjernen før starten av den kjernefysiske reaksjonen av hydrogenforbrenning skjedde hovedsakelig på grunn av gravitasjonskompresjon, vises nå en annen dominerende mekanisme - energi frigjøres på grunn av kjernefusjonsreaksjoner.

Stjernen får en stabil størrelse og lysstyrke, som for en stjerne med masse nær solen ikke endres på milliarder av år mens "forbrenningen" av hydrogen skjer. Dette er det lengste stadiet i stjernenes utvikling. Som et resultat av forbrenning av hydrogen dannes en heliumkjerne fra hver fjerde hydrogenkjerner. Den mest sannsynlige kjeden av kjernefysiske reaksjoner på solen som fører til dette kalles proton-proton syklus og ser slik ut:

p + p → 2 H + e + + ν e + 0,42 MeV,
p + 2 H → 3 He + 5,49 MeV,
3 He + 3 He → 4 He + p + p + 12,86 MeV

eller i en mer kompakt form

4p → 4 He + 2e + + 2ν e + 24,68 MeV.

Den eneste kilden som gir informasjon om hendelser som skjer i solens dyp er nøytrinoer. Spekteret av nøytrinoer produsert på Solen som et resultat av forbrenningen av hydrogen i reaksjonen 4p → 4 He og i CNO-syklusen strekker seg fra en energi på 0,1 MeV til en energi på ~12 MeV. Observasjon av solnøytrinoer gjør det mulig å direkte teste modellen av termonukleære reaksjoner på solen.
Energien som frigjøres som et resultat av pp-kjeden er 26,7 MeV. Nøytrinoer som ble sendt ut av solen ble registrert av bakkebaserte detektorer, som bekrefter forekomsten av en fusjonsreaksjon på solen.
Hydrogenforbrenning. CNO syklus. Det særegne ved CNO-syklusen er at, fra karbonkjernen, reduseres den til sekvensiell binding av 4 protoner med dannelse av en 4 He-kjerne ved slutten av CNO-syklusen

12 C + p → 13 N + y
13 N → 13 C + e + + ν
13 C + p → 14 N + y
14 N + p → 15 O + y
15 O → 15 N + e + + ν
15 N + p → 12 C + 4 He

CNO syklus

Reaksjonskjede I

12 C + p → 13 N + y (Q = 1,94 MeV),
13 N → 13 C + e + + ν e (Q = 1,20 MeV, T 1/2 = 10 min),
13 C + p → 1 4 N + y (Q = 7,55 MeV),
14 N + p → 15 O + y (Q = 7,30 MeV),
15 O → 15 N + e + + ν e (Q = 1,73 MeV, T 1/2 = 124 s),
15N + p → 12C + 4He (Q = 4,97 MeV).

Reaksjonskjede II

15 N + p → 16 O + y (Q = 12,13 MeV),
16 O + p → 17 F + y (Q = 0,60 MeV),
17 F → 17 O + e + + ν e (Q = 1,74 MeV, T 1/2 = 66 s),
170 + p → 14 N + v (Q = 1,19 MeV).

Reaksjonskjede III

17 O + p → 18 F + y (Q = 6,38 MeV),
18 F → 18 O + e + + ν e (Q = 0,64 MeV, T 1/2 = 110 min),
180 + p → 15 N + a (Q = 3,97 MeV).

Hovedtiden for stjerneutvikling er assosiert med forbrenning av hydrogen. Ved tettheter som er karakteristiske for den sentrale delen av stjernen skjer hydrogenforbrenning ved en temperatur på (1–3)∙10 7 K. Ved disse temperaturene tar det 10 6 – 10 10 år for en betydelig del av hydrogenet i sentrum av stjernen som skal omdannes til helium. Ved ytterligere temperaturøkning kan det dannes tyngre kjemiske grunnstoffer Z > 2 i sentrum av stjernen Hovedsekvensstjerner brenner hydrogen i den sentrale delen, hvor kjernereaksjoner på grunn av høyere temperatur skjer mest intenst. Når hydrogen brenner ut i sentrum av stjernen, begynner hydrogenforbrenningsreaksjonen å bevege seg til stjernens periferi. Temperaturen i sentrum av stjernen øker kontinuerlig og når den når 10 6 K starter forbrenningsreaksjoner på 4 He. Reaksjonen 3α → 12 C + γ er viktigst for dannelsen av kjemiske grunnstoffer. Det krever samtidig kollisjon av tre α-partikler og er mulig på grunn av det faktum at energien til reaksjonen 8 Be + 4 He faller sammen med resonansen til den eksiterte tilstanden på 12 C. Tilstedeværelsen av resonans øker sannsynligheten for sammenslåingen kraftig. av tre α-partikler.

Dannelse av medium kjerner A< 60. Hvilke kjernereaksjoner som vil skje i sentrum av stjernen avhenger av massen til stjernen, som skal gi høy temperatur på grunn av gravitasjonskompresjon i sentrum av stjernen. Siden høy-Z-kjerner nå deltar i fusjonsreaksjoner, blir den sentrale delen av stjernen komprimert mer og mer, og temperaturen i sentrum av stjernen stiger. Ved temperaturer på flere milliarder grader ødelegges tidligere dannede stabile kjerner, protoner, nøytroner, α-partikler og høyenergifotoner dannes, noe som fører til dannelse av kjemiske grunnstoffer gjennom hele Mendeleevs periodiske system, opp til jern. Dannelsen av kjemiske elementer som er tyngre enn jern skjer som et resultat av sekvensiell nøytronfangst og påfølgende β - henfall.
Dannelse av middels og tunge kjernerEN > 60. Under prosessen med termonukleær fusjon dannes atomkjerner opp til jern i stjerner. Ytterligere syntese er umulig, siden kjernene i jerngruppen har den maksimale spesifikke bindingsenergien. Dannelsen av tyngre kjerner i reaksjoner med ladede partikler - protoner og andre lette kjerner - forhindres av den økende Coulomb-barrieren av tunge kjerner.

Dannelse av grunnstoffer 4 He → 32 Ge.

Evolusjon av en massiv stjerne M > M

Siden elementer med økende verdier er involvert i forbrenningsprosessen Z temperaturen og trykket i sentrum av stjernen øker med en stadig økende hastighet, noe som igjen øker hastigheten på kjernefysiske reaksjoner. Hvis for en massiv stjerne hydrogenforbrenningsreaksjonen varer flere millioner år, skjer heliumforbrenning 10 ganger raskere. Forbrenningsprosessen av oksygen varer i omtrent 6 måneder, og forbrenningen av silisium skjer innen en dag.
Overfloden av elementer som ligger i området bak jern avhenger relativt lite av massetallet A. Dette indikerer en endring i mekanismen for dannelse av disse elementene. Det må tas i betraktning at de fleste tunge kjerner er β - radioaktiv. I dannelsen av tunge elementer spilles den avgjørende rollen av reaksjonene ved fangst av nøytroner (n, γ) av kjerner:

(A, Z) + n → (A+1, Z) + y.

Som et resultat av en kjede av alternerende prosesser for fangst av ett eller flere nøytroner av kjerner, etterfulgt av β - forfall, øker massetallene EN og lade Z kjerner og fra de innledende elementene i jerngruppen dannes stadig tyngre grunnstoffer til slutten av det periodiske system.

I supernovastadiet består den sentrale delen av stjernen av jern og en liten brøkdel av nøytroner og α-partikler - produkter av jerndissosiasjon under påvirkning av γ - kvanta Nær
M/M = 1,5 28 Si dominerer. 20 Ne og 16 O utgjør hoveddelen av stoffet i området fra 1,6 til 6 M/M. Stjernens ytre skall (M/M > 8) består av hydrogen og helium.
På dette stadiet i kjernefysiske prosesser skjer ikke bare frigjøring av energi, men også dens absorpsjon. En massiv stjerne mister stabilitet. En Supernova-eksplosjon oppstår, hvor en betydelig del av de kjemiske elementene som dannes i stjernen blir kastet ut i det interstellare rommet. Hvis stjernene til den første generasjonen besto av hydrogen og helium, inneholder stjerner fra påfølgende generasjoner tyngre kjemiske elementer allerede i det innledende stadiet av nukleosyntesen.

Nukleære nukleosyntesereaksjoner. E. Burbidge, G. Burbidge, W. Fowler, F. Hoyle i 1957 ga følgende beskrivelse av hovedprosessene i stjerneutviklingen der dannelsen av atomkjerner skjer.

1. Forbrenningen av hydrogen, som et resultat av denne prosessen, dannes 4 He-kjerner.

Helium forbrenning. Som et resultat av reaksjonen 4 He + 4 He + 4 He → 12 C + γ Det dannes 12 C-kjerner.

2. α-prosess. Som et resultat av sekvensiell fangst av α-partikler, α-partikkelkjerner 16 O, 20 Ne, 24 Mg, 28 Si, ...
3. e-prosess. Når temperaturen når 5∙10 9 K i stjerner, under forhold med termodynamisk likevekt, oppstår et stort antall forskjellige reaksjoner som resulterer i dannelse av atomkjerner opp til Fe og Ni. Kjerner med EN~ 60 – de sterkest bundne atomkjernene. Derfor avslutter de kjeden av kjernefysiske fusjonsreaksjoner, ledsaget av frigjøring av energi.
4. s-prosess. Kjerner tyngre enn Fe dannes i reaksjoner med sekvensiell nøytronfangst. Svært ofte viser en kjerne som har fanget et nøytron seg å være β - radioaktiv. Før kjernen fanger opp neste nøytron, kan det forfalle som følge av β - forfall. Hvert β - -forfall øker atomnummeret til de resulterende atomkjernene med én. Hvis tidsintervallet mellom påfølgende nøytronfangster er større enn β - henfallsperiodene, kalles nøytronfangstprosessen s-prosessen (sakte). Dermed blir kjernen, som følge av nøytronfangst og påfølgende β - henfall, stadig tyngre, men samtidig beveger den seg ikke for langt fra stabilitetsdalen i N-Z diagrammet.
5. r-prosess. Hvis hastigheten på sekvensiell fangst av nøytroner er mye større enn hastigheten på β - forfall av en atomkjerne, klarer den å fange et stort antall nøytroner på en gang. Som et resultat av r-prosessen dannes det en nøytronrik kjerne, som er langt unna stabilitetsdalen. Først da, som et resultat av en sekvensiell kjede av β - henfall, blir den til en stabil kjerne. Det antas generelt at r-prosesser oppstår som et resultat av supernovaeksplosjoner.
6. R-prosess. Noen stabile nøytronmangelkjerner (såkalte bypass-kjerner) dannes i protonfangereaksjoner, i reaksjoner ( γ ,n) eller i reaksjoner under påvirkning av nøytrinoer.

Syntese av transuraniske elementer. Bare de kjemiske elementene hvis levetid er lengre enn solsystemets alder har blitt bevart i solsystemet. Dette er 85 kjemiske grunnstoffer. De gjenværende kjemiske elementene ble oppnådd som et resultat av ulike kjernefysiske reaksjoner ved akseleratorer eller som et resultat av bestråling i kjernefysiske reaktorer. Syntesen av de første transuranelementene under laboratorieforhold ble utført ved bruk av kjernereaksjoner under påvirkning av nøytroner og akselererte α-partikler. Videre fremgang til tyngre elementer viste seg imidlertid å være praktisk talt umulig på denne måten. For syntese av grunnstoffer tyngre enn mendelevium Md ( Z= 101) bruk kjernefysiske reaksjoner med tyngre flerladede ioner - karbon, nitrogen, oksygen, neon, kalsium. For å akselerere tunge ioner begynte man å bygge flerladede ioneakseleratorer.

Nobelprisen i fysikk
1983 − W. Fowler
For teoretiske og eksperimentelle studier av kjernefysiske prosesser som er viktige i dannelsen av kjemiske elementer i universet.

Åpningsår	Kjemisk element	Z	Reaksjon
1936	Np, Pu	93, 94
1945	Er	95
1961	Cm	96
1956	Bk	97
1950	Jfr	98
1952	Es	99
1952	Fm	100
1955	MD	101
1957	Nei	102
1961	Lr	103
1964	Rf	104
1967-1970	Db	105
1974	Sg	106
1976	Bh	107
1984-1987	Hs	108
1982	Mt	109
1994	Ds	110
1994	Rg	111
1996	Cn	112
2004		113, 115
1998		114
2000		116
2009		117
2006		118

E. Rutherford: "Hvis det er grunnstoffer tyngre enn uran, er det sannsynlig at de vil være radioaktive. Eksepsjonell følsomhet av metoder kjemisk analyse, basert på radioaktivitet, vil tillate identifisering av disse elementene, selv om de er tilstede i ubetydelige mengder. Derfor kan vi forvente at antallet radioaktive grunnstoffer i spormengder er mye større enn de tre i dag kjente radioaktive grunnstoffene. Rent kjemiske metoder forskning vil være til liten nytte i den første fasen av å studere slike elementer. Hovedfaktorene her er strålingens persistens, dens egenskaper og eksistensen eller fraværet av emanasjoner eller andre forfallsprodukter."

Et kjemisk grunnstoff med maksimalt atomnummer Z = 118 ble syntetisert i Dubna i samarbeid med US Livermore Laboratory. Den øvre grensen for eksistensen av kjemiske elementer er assosiert med deres ustabilitet i forhold til radioaktivt forfall. Ytterligere stabilitet av atomkjerner observeres nær magiske tall. Ifølge teoretiske estimater skal det være doble magiske tall Z = 108, N = 162 og Z = 114, N = 184. Halveringstiden til kjerner med slike antall protoner og nøytroner kan være hundretusenvis av år. Dette er de såkalte "stabilitetens øyer". Problemet med å danne "stabilitetsøy"-kjerner er vanskeligheten med å velge mål og akselererte ioner. De for tiden syntetiserte isotopene til grunnstoffene 108–112 har for få nøytroner. Som følger av de målte halveringstidene til isotoper 108 - 112 elementer, fører en økning i antall nøytroner med 6 - 10 enheter (dvs. nærmer seg stabilitetsøya) til en økning i α-nedbrytningsperioden med 10 4 - 10 5 ganger.
Siden antallet supertunge kjerner Z > 110 bare utgjør noen få, var det nødvendig å utvikle en metode for identifikasjon av dem. Identifikasjon av nydannede kjemiske elementer utføres gjennom kjeder av deres påfølgende α-forfall, noe som øker påliteligheten til resultatene. Denne metoden for å identifisere transuranelementer har en fordel fremfor alle andre metoder, fordi er basert på måling av korte perioder med α-nedbrytning. Samtidig kan de kjemiske elementene på stabilitetsøya, ifølge teoretiske estimater, ha halveringstider som overstiger måneder og år. For å identifisere dem er det nødvendig å utvikle fundamentalt nye registreringsmetoder basert på identifisering av et enkelt antall kjerner over flere måneder.

G. Flerov, K. Petrzhak:"Forutsigelse av den mulige eksistensen av en ny region i det periodiske systemet av elementer av D.I. Mendeleev - feltet for supertunge elementer (SHE) - er for vitenskapen om atomkjernen en av de viktigste konsekvensene av eksperimentelle og teoretiske studier av prosessen med spontan fisjon. Summen av vår kunnskap om atomkjernen, oppnådd i løpet av de siste fire tiårene, gjør denne forutsigelsen ganske pålitelig og... det som er viktig er at det ikke avhenger av valget av en bestemt variant av skallmodellen. Svaret på spørsmålet om eksistensen av SHE ville kanskje bety den mest kritiske testen av selve konseptet med skallstrukturen til kjernen - den grunnleggende kjernefysiske modellen, som så langt har motstått mange tester med å forklare egenskapene til kjente atomkjerner.
Mer spesifikt bestemmes stabiliteten til de tyngste kjernene hovedsakelig av deres spontane fisjon, og derfor er en nødvendig betingelse for eksistensen av slike kjerner tilstedeværelsen av barrierer for fisjon. For kjerner fra uran til fermium har skallkomponenten i fisjonsbarrieren, selv om den fører til noen interessante fysiske fenomener, fortsatt ikke kritisk effekt på stabiliteten deres og manifesterer seg i en superposisjon med væske-dråpekomponenten i barrieren. I SHE-regionen forsvinner dråpekomponenten av barrieren fullstendig, og stabiliteten til supertunge kjerner bestemmes av permeabiliteten til den rene skallbarrieren.
Samtidig, hvis tilstedeværelsen av en barriere er tilstrekkelig for den grunnleggende eksistensen av SHE-kjerner, krever eksperimentell verifisering av en slik prediksjon kunnskap om levetiden til SHE-kjerner i forhold til spontan fisjon, siden med ethvert spesifikt oppsett av et eksperiment for å søk etter dem er det umulig å dekke hele spekteret av levetider - fra 10 10 år opp til 10 -10 s. Valget av eksperimentell teknikk avhenger vesentlig av livstidsintervallet som studien utføres i.
Som allerede nevnt er usikkerheten i den teoretiske beregningen av perioden med spontan fisjon T SF for stor - minst 8–10 størrelsesordener. Denne usikkerheten utelukker ikke på forhånd noen av mulighetene for å oppnå eller oppdage STE, og som retningslinje for den eksperimentelle løsningen av problemet, kan vi velge både søket etter STE i naturen (på jorden, i objekter av kosmisk opprinnelse, i sammensetning av kosmisk stråling, etc.) og kunstig produksjon av grunnstoffer ved akseleratorer (i kjernereaksjoner mellom komplekse kjerner).
Det er åpenbart at søket etter SHE i jordiske objekter kan føre til suksess bare under en lykkelig kombinasjon av to omstendigheter. På den ene siden må det være en effektiv mekanisme for nukleosyntese som med tilstrekkelig sannsynlighet fører til dannelse av STE-atomkjerner. På den annen side er det nødvendig at det er minst én nuklid som tilhører den nye stabilitetsregionen, som vil ha en levetid som kan sammenlignes med jordens levetid - 4,5· 10 9 år gammel.
Hvis vi snakker om tilstedeværelsen av STE i objekter av utenomjordisk opprinnelse - i meteoritter, kosmisk stråling, etc., kan slike søk føre til suksess selv om levetiden til STE-kjerner er betydelig mindre enn 10 10 år: slike objekter kan snu. ut til å være betydelig yngre enn terrestriske prøver (10 7 – 10 8 år).»

"De første tre minuttene"

Dukket opp protoner Og nøytroner , ser ut til å være varmt og stramt. Og med proton Og nøytron termonukleære reaksjoner kan begynne, som i dypet av stjerner. Men faktisk er det fortsatt for varmt og tett. Derfor må du vente litt og et sted fra de første sekundene av livet Univers til de første minuttene. Det er en kjent bok av Weinberg som heter "De første tre minuttene" og den er dedikert til dette stadiet i livet Univers .

Opprinnelsen til det kjemiske elementet helium

I de første minuttene begynner termonukleære reaksjoner å oppstå, fordi alle Univers ligner på det indre av en stjerne og termonukleære reaksjoner kan forekomme. begynne å dannes hydrogenisotoper – deuterium og tilsvarende tritium . Tyngre begynner å dannes kjemiske elementer – helium . Men det er vanskelig å bevege seg lenger, fordi stabile kjerner med antall partikler 5 Og 8 Nei. Og det viser seg å være en så komplisert plugg.

Tenk deg at du har et rom strødd med legobrikker og du må løpe rundt og sette sammen strukturer. Men detaljene spres eller rommet utvider seg, det vil si at alt beveger seg på en eller annen måte. Det er vanskelig for deg å samle deler, og i tillegg setter du for eksempel to sammen, så setter du sammen to til. Men det er umulig å stikke inn den femte. Og derfor i disse første minuttene av livet Univers , i utgangspunktet, klarer bare å dannes helium , litt litium , litt deuterium rester. Det brenner rett og slett opp i disse reaksjonene, blir til det samme helium .

Så i utgangspunktet Univers viser seg å bestå av hydrogen Og helium , etter de første minuttene av livet hans. Pluss absolutt en liten mengde litt tyngre elementer. Og som det var, det var her den innledende fasen av dannelsen av det periodiske systemet endte. Og det er en pause til de første stjernene dukker opp. Stjernene viser seg igjen å være varme og tette. Det legges til rette for videreføring termonukleær fusjon . Og stjerner bruker mesteparten av livet sitt med syntese helium fra hydrogen . Det vil si at det fortsatt er et spill med de to første elementene. Derfor, på grunn av eksistensen av stjerner, hydrogen blir mindre helium blir større. Men det er viktig å forstå at for det meste er stoffet i Univers er ikke i stjernene. For det meste vanlig materie spredt utover Univers i skyer av varm gass, i galaksehoper, i filamenter mellom klynger. Og denne gassen kan aldri bli til stjerner, det vil si i denne forstand, Univers vil fortsatt hovedsakelig bestå av hydrogen Og helium . Hvis vi snakker om et vanlig stoff, men mot denne bakgrunnen, på prosentnivå, reduseres mengden lette kjemiske elementer, og mengden tunge elementer øker.

Stellar nukleosyntese

Og så etter den første epoken nukleosyntese , stjernetiden kommer nukleosyntese , som fortsetter til i dag. I stjernen, i begynnelsen hydrogen blir til helium . Hvis forholdene tillater det, og forholdene er temperatur og tetthet, vil følgende reaksjoner finne sted. Jo lenger vi beveger oss langs det periodiske systemet, jo vanskeligere er det å starte disse reaksjonene, jo mer ekstreme forhold behov for. Forhold skapes i en stjerne av seg selv. Stjernen presser på seg selv, dens gravitasjonsenergi er balansert med dens indre energi assosiert med gasstrykk og studier. Følgelig, jo tyngre stjernen er, jo mer komprimerer den seg selv og får høyere temperatur og tetthet i sentrum. Og der kan de neste gå atomreaksjoner .

Kjemisk utvikling av stjerner og galakser

I solen etter syntese helium , vil neste reaksjon starte og dannes karbon Og oksygen . Reaksjonene vil ikke gå lenger, og solen vil bli til oksygen-karbon hvit dverg . Men samtidig vil de ytre lagene av solen, som allerede er beriket av fusjonsreaksjonen, bli kastet av. Solen vil bli til en planetarisk tåke, de ytre lagene vil fly fra hverandre. Og for det meste kan den utkastede stoffet, etter at det blandes med stoffet i det interstellare mediet, bli en del av neste generasjon stjerner. Så stjerner har denne typen evolusjon. Det er kjemisk evolusjon galakser , hver påfølgende stjerne som dannes, inneholder i gjennomsnitt flere og flere tunge elementer. Derfor er de aller første stjernene som dannet seg fra ren hydrogen Og helium , de kunne for eksempel ikke ha steinete planeter. For det var ingenting å lage dem av. Det var nødvendig for utviklingssyklusen til de første stjernene å gå gjennom, og det som er viktig her er at massive stjerner utvikler seg raskest.

Opprinnelsen til tunge kjemiske elementer i universet

Opprinnelsen til det kjemiske grunnstoffet jern

Solen og dens totale levetid er nesten 12 milliarder år. Og massive stjerner lever flere ganger millioner år. De gir reaksjoner på kjertel , og på slutten av livet eksploderer de. Under en eksplosjon, bortsett fra den innerste kjernen, blir all materie kastet ut, og derfor blir en stor mengde kastet ut, naturligvis, og hydrogen , som forble ubehandlet i de ytre lagene. Men det er viktig at en stor mengde kastes oksygen , silisium , magnesium , det er allerede nok tunge kjemiske elementer , litt kort til å nå kjertel og de som er knyttet til ham, nikkel Og kobolt . Svært fremhevede elementer. Kanskje jeg husker dette bildet fra skoletiden: nummer kjemisk element og frigjøring av energi under fusjons- eller dekomponeringsreaksjoner, og der oppnås et slikt maksimum. OG jern, nikkel, kobolt ligger helt i toppen. Dette betyr at forfallet tunge kjemiske elementer lønnsomt opp til kjertel Syntese fra lungene er også gunstig for jern. Det må brukes mer energi. Følgelig beveger vi oss fra siden av hydrogen, fra siden av lette elementer, og den termonukleære fusjonsreaksjonen i stjerner kan nå jern. De må komme med frigjøring av energi.

Når en massiv stjerne eksploderer, jern , i utgangspunktet, er ikke kastet. Den forblir i den sentrale kjernen og blir til nøytronstjerne eller svart hull . Men de blir kastet kjemiske elementer tyngre enn jern . Jern frigjøres i andre eksplosjoner. Hvite dverger kan eksplodere, det som gjenstår for eksempel fra solen. Selve den hvite dvergen er et veldig stabilt objekt. Men den har en begrensende masse når den mister denne stabiliteten. Den termonukleære forbrenningsreaksjonen begynner karbon .

Supernovaeksplosjon

Og hvis det er en vanlig stjerne, er det et veldig stabilt objekt. Du varmet det opp litt i midten, det vil reagere på det, det vil utvide seg. Temperaturen i sentrum vil synke, og alt vil regulere seg selv. Uansett hvor mye den varmes eller avkjøles. Og her hvit dverg kan ikke gjøre det. Du utløste reaksjonen, den ønsker å utvide seg, men kan ikke. Derfor dekker den termonukleære reaksjonen raskt hele den hvite dvergen og den eksploderer fullstendig. Det viser seg Type 1A Supernova-eksplosjon og dette er en veldig god veldig viktig Supernova. De lot den åpne seg akselerert ekspansjon av universet . Men det viktigste er at under denne eksplosjonen blir dvergen fullstendig ødelagt og mye syntetiseres der kjertel . Alle kjertler oh rundt, alle spiker, nøtter, økser og alt jernet er inne i oss, du kan stikke fingeren og se på det eller smake på det. Så det er alt jern kom fra hvite dverger.

Opprinnelsen til tunge kjemiske elementer

Men det er enda tyngre elementer. Hvor er de syntetisert? I lang tid ble det antatt at hovedstedet for syntese er mer tunge elementer , Dette Supernovaeksplosjoner assosiert med massive stjerner. Under en eksplosjon, altså når det er mye ekstra energi, når alle mulige ekstra ting flyr nøytroner , er det mulig å utføre reaksjoner som er energetisk ugunstige. Det er bare at forholdene har utviklet seg på denne måten, og i dette spredningsstoffet kan det skje reaksjoner som syntetiserer nok tunge kjemiske elementer . Og de kommer virkelig. Mange kjemiske elementer , tyngre enn jern, dannes på denne måten.

I tillegg, selv stjerner som ikke eksploderer, på et visst stadium av utviklingen, når de ble til røde kjemper kan syntetisere tunge elementer . Termonukleære reaksjoner finner sted i dem, som et resultat av at det dannes noen få frie nøytroner. Nøytron , i denne forstand, er en veldig god partikkel, siden den ikke har noen ladning, kan den lett trenge gjennom atomkjernen. Og etter å ha penetrert kjernen, kan nøytronet deretter bli til proton . Og følgelig vil elementet hoppe til neste celle inn periodiske tabell . Denne prosessen er ganske treg. Det kalles s-prosess , fra ordet sakte. Men det er ganske effektivt og mange kjemiske elementer syntetiseres i røde kjemper på denne måten. Og i Supernovas går det r-prosess , det vil si raskt. Forresten, alt skjer egentlig på veldig kort tid.

Nylig viste det seg at det er en annen et bra sted for r-prosess, ikke relatert til supernovaeksplosjon . Det er et annet veldig interessant fenomen - sammenslåingen av to nøytronstjerner. Stjerner elsker å bli født i par, og massive stjerner er stort sett født i par. 80-90% massive stjerner er født i binære systemer. Som et resultat av evolusjonen kan dobler bli ødelagt, men noen når slutten. Og hvis vi hadde i systemet vårt 2 massive stjerner, kan vi få et system med to nøytronstjerner. Etter dette vil de nærme seg hverandre på grunn av utslipp av gravitasjonsbølger og til slutt smelte sammen.

Tenk deg at du tar et objekt av størrelse 20 km med en masse på halvannen solmasse, og nesten med lysets hastighet , slipp den på et annet lignende objekt. Selv i henhold til en enkel formel er kinetisk energi lik (mv 2)/2 . Hvis som m du erstatter la oss si 2 massen til solen, som v sette en tredje lysets hastighet , du kan telle og få absolutt fantastisk energi . Det vil også bli utgitt i form av gravitasjonsbølger, tilsynelatende i installasjonen LIGO De ser allerede slike hendelser, men vi vet ikke om det ennå. Men samtidig, siden virkelige gjenstander kolliderer, skjer det faktisk en eksplosjon. Det frigjøres mye energi gammaområde , V røntgen område. Generelt, i alle områder og deler av denne energien går til syntese av kjemiske elementer .

I mange århundrer har mennesket studert forskjellige naturfenomener, og oppdaget dens lover etter hverandre. Men selv nå er det mange vitenskapelige problemer som folk lenge har drømt om å løse. Et av disse komplekse og interessante problemene er opprinnelsen til de kjemiske elementene som utgjør alle kroppene rundt oss. Trinn for trinn lærte mennesket naturen til kjemiske elementer, strukturen til atomene deres, samt utbredelsen av elementer på jorden og andre kosmiske kropper.

Studiet av lovene for kjernefysiske reaksjoner lar oss lage en teori om opprinnelsen til kjemiske elementer og deres utbredelse i naturen. I følge kjernefysikk og astrofysikk skjer syntese og transformasjon av kjemiske elementer under utviklingen av stjerner. Dannelsen av atomkjerner utføres enten på grunn av termonukleære reaksjoner, eller gjennom reaksjoner med absorpsjon av nøytroner av kjerner.Det er nå allment akseptert at forskjellige kjernereaksjoner finner sted i stjerner på alle stadier av deres utvikling. Utviklingen av stjerner er forårsaket av to motsatte faktorer: gravitasjonskompresjon, som fører til en reduksjon i stjernens volum, og kjernefysiske reaksjoner, ledsaget av frigjøring av enorme mengder energi.

Som moderne data fra kjernefysikk og astrofysikk viser, skjer syntese og transformasjon av elementer på alle stadier av utviklingen av stjerner som en naturlig prosess for deres utvikling. Dermed er den moderne teorien om opprinnelsen til kjemiske elementer basert på antakelsen om at de syntetiseres i en rekke kjernefysiske prosesser på alle stadier av stjerneutviklingen. Hver tilstand av stjernen, dens alder, tilsvarer visse kjernefysiske prosesser for syntese av elementer og de tilsvarende kjemisk oppbygning. Jo yngre stjernen er, jo flere lette elementer inneholder den. De tyngste elementene syntetiseres bare under eksplosjonsprosessen - døden av en stjerne. I stjernelik og andre kosmiske legemer med lavere masse og temperatur, fortsetter stofftransformasjonsreaksjoner å forekomme. Under disse forholdene oppstår kjernefysiske forfallsreaksjoner og ulike prosesser med differensiering og migrasjon.

Å studere overflod av kjemiske elementer kaster lys over opprinnelsen til solsystemet og lar oss forstå opprinnelsen til kjemiske elementer. Således er det i naturen en evig fødsel, transformasjon og forfall av atomkjerner.Den nåværende oppfatningen om en engangshandling av opprinnelsen til kjemiske elementer er i det minste feil. I virkeligheten er atomer evig (og konstant) født, evig (og konstant) dør, og deres sett i naturen forblir uendret. "I naturen er det ingen prioritet til skapelse eller ødeleggelse - den ene oppstår, den andre blir ødelagt."

Totalt sett basert på moderne ideer, de fleste kjemiske grunnstoffene, bortsett fra noen av de letteste, oppsto i universet hovedsakelig under sekundær eller stjernenukleosyntese (elementer opp til jern - som et resultat av termonukleær fusjon, tyngre grunnstoffer - under sekvensiell fangst av nøytroner av atomkjerner og påfølgende beta-forfall, så vel som i en rekke andre kjernefysiske reaksjoner). De letteste grunnstoffene (hydrogen og helium - nesten fullstendig, litium, beryllium og bor - delvis) ble dannet i de første tre minuttene etter Big Bang (primær nukleosyntese). En av hovedkildene til spesielt tunge elementer i universet bør ifølge beregninger være sammenslåinger av nøytronstjerner, med frigjøring av betydelige mengder av disse elementene, som deretter deltar i dannelsen av nye stjerner og deres planeter.

NYE DATA

Russiske forskere har funnet bevis på hvordan tunge elementer dukker opp i universet, hvorfra planeter og til slutt mennesker ble dannet. En artikkel om dette ble publisert i et av de mest prestisjefylte vitenskapelige tidsskriftene – Nature. Inntil nå har man trodd at tunge grunnstoffer som jern og silisium ble født i eksplosjonen av såkalte supernovaer. Denne teorien har mange indirekte bevis, men det var ingen direkte bevis. Spesielt var astrofysikere i stand til å registrere forfallet av de teoretisk forutsagte isotopene av radioaktivt kobolt-56 og jern-56 i resten av en av supernovaene. Dette er imidlertid tydeligvis ikke nok til å bekrefte teorien. Kanskje det hele endte med kobolt og jern. Men hvordan dukket andre elementer opp?

Teorien indikerte retningen for videre søk - en isotop av titan (titan-44). Det er han som skal fødes etter forfallet av kobolt og jern. Det er tydelig at astrofysikere over hele verden sikter mot titan. Men uten hell. Det var vanskelig å fatte, og det dukket allerede opp tvil om teorien var riktig? Verna! Denne konklusjonen følger av arbeidet til russiske fysikere fra Space Research Institute of the Russian Academy of Sciences og Chris Winkler, en ansatt ved European Centre for Space Research and Technology. Ved å bruke INTEGRAL internasjonale orbitale gammastråleobservatorium klarte de å oppdage i røntgenstråler strålingen fra det radioaktive forfallet av titan-44. Som var det første direkte beviset på dannelsen av titan på tidspunktet for eksplosjonen av denne unike supernovaen.

Men forskerne stoppet ikke der. De var i stand til å anslå massen til det fødte titanet - rundt 100 jordmasser. Hva blir det neste? Teorien forutsier at titan forfaller til skandium, som forfaller til kalsium. Hvis forskere klarer å registrere hele denne kjeden, vil dette være et avgjørende argument for at teorien om dannelsen av tunge grunnstoffer under supernovaeksplosjoner er riktig.

Kjemisk evolusjon eller prebiotisk evolusjon- stadiet før livets fremvekst, der organiske, prebiotiske stoffer oppsto fra uorganiske molekyler under påvirkning av eksterne energi- og seleksjonsfaktorer og på grunn av utplasseringen av selvorganiseringsprosesser som er karakteristiske for alle relativt komplekse systemer, som utvilsomt er alle karbonholdige molekyler.

Disse begrepene betegner også teorien om fremveksten og utviklingen av de molekylene som er av grunnleggende betydning for fremveksten og utviklingen av levende materie.

Alt som er kjent om materiens kjemi lar oss begrense problemet med kjemisk evolusjon innenfor rammen av den såkalte "vann-karbon-sjåvinismen", som postulerer at livet i universet vårt er representert i det eneste mulig alternativ: som en "eksistensmåte for proteinlegemer", realisert takket være en unik kombinasjon av polymerisasjonsegenskapene til karbon og depolariserende egenskapene til væskefasevannmiljøet, som felles nødvendige og/eller tilstrekkelige(?) betingelser for fremveksten og utvikling av alle livsformer kjent for oss. Dette innebærer at det, i det minste innenfor en dannet biosfære, bare kan være én arvekode felles for alle levende vesener i en gitt biota, men spørsmålet er fortsatt åpent om andre biosfærer eksisterer utenfor jorden og om andre varianter av det genetiske apparatet er mulige. .

Det er også ukjent når og hvor kjemisk utvikling begynte. Enhver timing er mulig etter slutten av den andre syklusen av stjernedannelse, som skjedde etter kondensering av produktene fra eksplosjoner av primære supernovaer, som forsynte tunge elementer (med en atommasse på mer enn 26) inn i det interstellare rommet. Den andre generasjonen stjerner, allerede med planetsystemer beriket med tunge elementer som er nødvendige for implementeringen av kjemisk evolusjon, dukket opp 0,5-1,2 milliarder år etter Big Bang. Hvis visse ganske sannsynlige betingelser er oppfylt, kan nesten ethvert miljø være egnet for å starte kjemisk evolusjon: havdypet, planetenes indre, deres overflater, protoplanetariske formasjoner og til og med skyer av interstellar gass, noe som bekreftes av den utbredte påvisningen i plass ved hjelp av astrofysikkmetoder av mange typer organisk materiale- aldehyder, alkoholer, sukkerarter og til og med aminosyren glycin, som sammen kan tjene som utgangsmateriale for kjemisk evolusjon, som har som sitt endelige resultat fremveksten av liv.

For en måned siden, 16. oktober, ble det mottatt en melding fra gravitasjonsbølgeobservatoriene «LIGO», «Virgo» og en rekke andre store internasjonale vitenskapelige grupper om en oppdagelse som er ekstremt viktig for moderne astronomi. Over 70 observatorier som spesialiserer seg på alle bånd av det elektromagnetiske spekteret, og alle de 3 opererende gravitasjonsbølgeobservatoriene, har for første gang demonstrert detaljert informasjon om sammenslåingen av to stjerner av nøytrontypen. I dette materialet vi vil fortelle deg nøyaktig hva forskere så og hvilke svar angående spørsmål om universet vårt ble oppnådd takket være den nye forskningen.

Hvordan var det hele?

I år, den 17. august, klokken 15:41:04 Moskva-tid, oppdaget detektoren til LIGO-observatoriet, som ligger i Hanford, Washington, en rekordlang gravitasjonsbølge. Signalet varte i omtrent hundre sekunder. Dette er en veldig lang periode, fordi de forrige 4 registreringene av gravitasjonsbølger varte ikke mer enn tre sekunder. I dette tilfellet ble det automatiske varslingsprogrammet utløst. Astronomer sjekket informasjonen, som et resultat av at det ble avslørt at det viser seg at den andre LIGO-detektoren, som ligger i Louisiana, også fanget bølgen, men i samme tilfelle fungerte ikke den automatiske utløseren på grunn av kortvarig støy .

Etter 1,7 sek. senere enn den første detektoren, uavhengig av den, fungerte den automatisk system Integral- og Fermi-teleskopene, som er kosmiske gammastråleobservatorier som observerer noen av de mest høyenergiske hendelsene i hele universet. Instrumentene registrerte et sterkt blink og bestemte omtrentlig koordinatdata. Blitsen her varte bare i 2 sekunder. i motsetning til gravitasjonssignalet. Det er bemerkelsesverdig at den russisk-europeiske "integralen" la merke til gammastråleutbruddet, så å si med "lateralt syn", det vil si med de "beskyttende krystallene" til hoveddetektoren. Dette forstyrret imidlertid ikke signaltrianguleringsprosessen.

Omtrent en time senere spredte LIGO informasjon om potensielle koordinatdata for kilden til gravitasjonsbølger. Installasjonen av dette området ble utført på grunn av at signalet også ble lagt merke til av Jomfru-detektoren. Forsinkelsene som enhetene mottok signalet med indikerte at kilden mest sannsynlig var plassert i sør, fordi signalet først ble plukket opp av Jomfruen, og først etter det, etter at 22 millisekunder hadde gått, ble det registrert av LIGO observatorium. Opprinnelig var området som ble anbefalt for søksformål opp til 28 kvadratgrader. Dette tallet tilsvarer hundrevis av måneområder.

På neste trinn ble informasjonen fra gammastråle- og gravitasjonsobservatorier kombinert til en enkelt helhet og letingen etter den eksakte strålingskilden begynte. Fysikere satte øyeblikkelig i gang flere optiske søk, fordi både gammastråleteleskoper og gravitasjonsobservatorier ikke gjorde det mulig å finne det nødvendige punktet med høy nøyaktighet.

Et av søkene ble utført ved bruk av et robotteleskopsystem kalt "MASTER", som ble opprettet ved SAI ved Moscow State University.

Det var det chilenske Swope-teleskopet som klarte å finne den nødvendige fakkelen blant tusenvis av potensielle kandidater. Han gjorde dette 11 timer etter gravitasjonsbølgene. Astronomer har oppdaget et nytt lysende punkt i galaksen NGC 4993, som ligger i stjernebildet Hydra. Lysstyrken til dette punktet var ikke høyere enn styrke 17. Et slikt objekt er tilgjengelig for observasjon ved hjelp av semi-profesjonelle teleskoper.

Omtrent en time senere, til tross for Swope, ble kilden funnet av ytterligere fire observatorier, inkludert MASTER-nettverksteleskopet fra Argentina. Så startet en global observasjonskampanje, som involverte teleskopene til det søreuropeiske observatoriet, slike kjente enheter som Chandra og Hubble, VLA-radioteleskoparrayen og en haug med andre instrumenter. Totalt observerte 70 vitenskapelige team utviklingen av arrangementet. Etter 9 dager var astronomer i stand til å få et bilde i røntgenområdet, og etter 16 dager - til og med i radiofrekvensområdet. Etter en tid ble stjernen nærmere galaksen, men i september viste observasjoner seg å være umulige.

Hvorfor skjedde eksplosjonen?

Et slikt karakteristisk bilde av en eksplosjon i en rekke elektromagnetiske områder ble spådd og beskrevet for lenge siden. Den viser kollisjonen mellom to stjerner av nøytrontypen, som er ultrakompakte objekter som består av nøytronmateriale.

Forskere hevder at massen til stjerner av nøytrontypen når 1,1 og 1,6 solmasser, som summerer seg til 2,7. For første gang ble gravitasjonsbølger dannet da avstanden mellom objekter nådde 300 km.

Det som var uventet var den lille avstanden fra dette systemet til oss. Det var lik 130 millioner lysår, men dette er bare 50 ganger større enn avstanden fra oss til Andromeda-tåken, og også nesten en størrelsesorden mindre enn avstanden fra oss til de sorte hullene som kolliderte, som LIGO og " Jomfruen" Denne kollisjonen var også den nærmeste kilden til et kort gammastråleutbrudd for oss.

Hva er stjerner av nøytrontypen?

Disse unike stjernene dannes under de såkalte kollapsene av kjemper og superkjemper, og har masser 10-25 ganger større enn solmassen. Hvordan kan du beskrive fødselen deres? Til å begynne med, på et visst stadium, blir massen til stjernekjernen over Chandrasekhar-grensen, lik 1,4 solmasser. I dette øyeblikket er det en ubalanse mellom kjernefysisk tyngdekraft, som tiltrekker seg det ytre laget av stjernen, og elektrontrykk, som fungerer som en hindring for kompresjonsprosessen. Stjernen begynner å trekke seg sammen, det vil si kollapse. Tettheten og temperaturen til kjernestoff øker plutselig, protoner begynner å fange elektroner, noe som resulterer i dannelse av nøytroner, og samtidig frigjøres nøytrinoer. Etter en viss tid er kjernen nesten fullstendig en mengde nøytroner.

Energiutslipp som oppstår fra proton-elektronforbindelser fører til brudd på stjerneskallet og fører bort dets eget materiale. Dermed oppstår en supernovaeksplosjon. Som et resultat ser vi en tett kjerne med et tynt skall og bestående av nøytroner. Tettheten til en stjerne av nøytrontypen er enorm. Det finnes bare gjennom trykket fra degenererte nøytroner. Den når en verdi på 4–6×1017 kg/m3. Én dråpe nøytronstoff, lik 0,030 milliliter, veier mer enn ti millioner tonn.Dette kan sammenlignes med hundre lastede godstog. Samtidig er de karakteristiske størrelsene til slike stjerner ikke så store - bare rundt 10 km. i en dm. Merk at en slik stjerne til og med kan plasseres i Moskvas tredje transportring.

I tillegg til sin høye tetthet har stjerner av denne typen kraftige magnetiske felt. Induksjonen deres når tusenvis til billioner av tesla, men jordens magnetfelt overstiger ikke 0,065 tesla i denne indikatoren. Noen av disse stjernene har et stort vinkelmomentum etter eksplosjonen. Dette er hvordan unike objekter som pulsarer dannes.

Foreløpig har forskerne ennå ikke kommet til et enhetlig bilde av strukturen til nøytronstoff. En spesiell ligning for dens tilstand er ennå ikke konstruert. Samtidig er det informasjon om at nøytronium har egenskaper som superfluiditet og superpermeabilitet.

Binære stjerner av nøytrontypen har vært kjent siden 1974. Et av slike systemer ble oppdaget på den tiden av nobelprisvinnerne Russell Hulse og Joseph Taylor. Men alle kjente dobbeltstjerner av denne typen var fortsatt lokalisert i vår egen galakse, og stabiliteten i deres bane var nok til å hindre dem fra å kollidere med hverandre i overskuelige millioner av år. Det nye stjerneparet var så nært at det utløste interaksjonsprosessen, og deretter overføringen av materie.

Arrangementet ble kalt en kilonova. Bokstavelig talt ser det ut til at lysstyrken til blusset var omtrent tusen ganger større i kraft enn de vanlige blusene til nye stjerner, som er doble systemer, der den kompakte følgesvennen er engasjert i å trekke materie over på seg selv.

Den komplette samlingen av informasjon gjør det allerede mulig for forskere å vurdere denne hendelsen som en ura-kullstein for fremtidig gravitasjonsbølgeastronomi. Resultatene av informasjonsbehandlingen la grunnlaget for skriving av cirka 30 artikler i populære magasiner i løpet av to måneder. Dermed ble 7 artikler publisert i Nature, 7 i Science, og andre arbeider ble publisert i Astrophysical Journal Letters og andre vitenskapelige publikasjoner. En av disse artiklene var medforfatter av 4600 astronomer fra helt andre samarbeid. Dette antallet astronomer representerer over en tredjedel av astronomene på verdensbasis.

Så vi har nådd nøkkelspørsmålene som forskere har vært i stand til å gi et reelt svar på i fullt alvor.

Hva utløser korte gammastråler?

Gammastråleutbrudd er blant de mest energirike hendelsene i hele universet. Kraften til et slikt utbrudd når en slik verdi at det i løpet av sekunder kan kaste miljø energi lik mengde solenergi generert over titalls millioner år. Det er vanlig å skille korte gammastråler fra lange. Samtidig mener de at dette er helt andre fenomener i prinsippet. Kilden til lange utbrudd er for eksempel sammenbruddet av stjerner med enorme masser.

I følge noen antakelser anses sammenslåinger av stjerner av nøytrontypen å være kilden til korte gammastråleutbrudd. Men det var fortsatt ingen direkte bekreftelse på disse antakelsene. Nye observasjoner er allerede veldig sterke bevis på eksistensen av denne mekanismen.

Hvordan vises gull og andre tunge elementer i universet?

Nukleosyntese er fusjonen av stjernekjerner i selve stjernene. Denne prosessen gjør det mulig å oppnå et stort utvalg av kjemiske elementer. Når det gjelder lette kjerner, oppstår fusjonsreaksjoner med frigjøring av energi. Generelt er disse reaksjonene energetisk gunstige. For grunnstoffer hvis masse er omtrent den samme som massen til jern, er energigevinsten ikke lenger så betydelig. Av denne grunn vises ikke elementer hvis masse overstiger massen til jern praktisk talt i stjerner. Et unntak er supernovaeksplosjoner. Imidlertid er de på ingen måte tilstrekkelige til å forklare utbredelsen av gull, uran, lantanider og andre tunge grunnstoffer dannet i hele universet.

Det er verdt å huske at tilbake i 1989 antok fysikere at prosessen involverte r-nukleosyntese, som skjer i sammenslåinger av stjerner av nøytrontypen. Du kan lese mer om denne informasjonen i bloggen til astrofysikkspesialist Marat Musin. Hittil ca denne prosessen De snakket bare i teorien. Nå har alt endret seg.

Spektralstudier av den nye hendelsen indikerer tydelige spor etter fremveksten av tunge elementer. Dermed hjalp spektrometre, det enorme VLT-teleskopet og den berømte Hubble astronomer med å oppdage tilstedeværelsen av gull, cesium, platina og tellur i verdensrommet. Det er også bevis på fremveksten av antimon, xenom og jod. Fysikere ga estimater som sier at det var en utstøting etter kollisjonen. total masse lette og tunge grunnstoffer lik 40 Jupitermasser. Er gull alene, som teoretiske modeller sier, ser så mye ut at det er lik omtrent 10 månmasser.

Hva er Hubble-konstanten?

Eksperimentell vurdering av ekspansjonshastigheten til universet kan utføres ved hjelp av spesielle "standardlys", som er objekter som den absolutte lysstyrkeindeksen er kjent for. Dette betyr at forholdet mellom absolutt lysstyrke og synlig lysstyrke gjør at vi kan konkludere om rekkevidden deres. Ekspansjonshastigheten i en slik avstand fra observatøren er funnet ved å bruke et Dopplerskift, for eksempel hydrogenlinjer. Rollen som "standardlys" ble overtatt av for eksempel supernovaer av type Ia, som er "eksplosjoner" av hvite dverger. Det er verdt å legge til at det var prøven deres som beviste faktumet med utvidelsen av universet.

Hubble-konstanten lar deg spesifisere en lineær avhengighet av ekspansjonshastigheten til universet på denne avstanden. Hver av de uavhengige definisjonene av dens betydning gjør det mulig å være trygg på den nåværende aksepterte kosmologien.

Kilder til gravitasjonsbølger fungerer også som såkalte "standardlys". De kalles også "sirener" på en annen måte. Naturen til gravitasjonsbølgene skapt av disse lysene lar deg uavhengig bestemme avstanden til dem. Dette er nøyaktig hva astronomer brukte i et av sine nye verk. Resultatet tilsvarer andre uavhengige målinger, nemlig de som er basert på kosmisk mikrobølgebakgrunnsstråling og på observasjoner av objekter med gravitasjonslinser. Konstanten forblir omtrent 62-82 km. per sekund per megaparsek. Det betyr at to galakser, som er 3,2 millioner lysår unna, har en gjennomsnittlig starthastighet på 70 km/s. Nye sammenslåinger av stjerner av nøytrontypen vil gjøre det mulig å øke nøyaktigheten til dette estimatet.

Hvordan fungerer tyngdekraften?

Den nå generelt aksepterte teorien om generell relativitet forutsier nøyaktig oppførselen til gravitasjonsbølger. Men kvanteteorien om gravitasjon er ennå ikke utviklet. Det er en rekke hypoteser om hvordan tyngdekraften "fungerer". De presenteres i form av teoretiske strukturer med et stort antall ukjente parametere. Samtidig observasjon av elektromagnetisk stråling og gravitasjonsbølger vil gjøre det mulig å identifisere og snevre inn grensene for disse parameterne, og også å forkaste noen hypoteser som har blitt funnet uholdbare.

For eksempel er det et faktum at gravitasjonsbølger oppsto på 1,7 sekunder. til gammastråler. Dette betyr bare at de faktisk divergerer med lysets hastighet. Også selve forsinkelsesverdien kan brukes til å teste ekvivalensprinsippet, som ligger til grunn for generell relativitet.

Hvordan er stjerner av nøytrontypen bygget opp?

Vi kjenner strukturen til slike stjerner bare i generell disposisjon, overfladisk. De har en skorpe som består av tunge elementer, samt en kjerne, som, som vi sa ovenfor, er basert på nøytroner. Imidlertid kjenner vi fortsatt ikke tilstandsligningen for nøytronstoff i selve kjernen. Men dette er viktig, siden dette er det som vil bidra til å forstå hva som ble dannet under kollisjonen observert av astronomer.

Som i forhold til hvite dverger og stjerner av nøytrontypen, kan vi bruke konseptet kritisk masse. Hvis denne massen overskrides, er det fare for at kollapsprosessen starter. Avhengig av om massen til den nye kroppen har overskredet et kritisk nivå eller ikke, er det flere alternativer for den påfølgende utviklingen av hendelser. Hvis den totale massen er for stor, vil gjenstanden plutselig kollapse i et svart hull. Hvis massen er noe mindre, er det fare for at en ikke-likevekts raskt roterende stjerne av nøytrontypen dukker opp, som også kollapser til et sort hull over tid. Et alternativ å vurdere her er dannelsen av en magnetar. Det er en raskt roterende stjerne av nøytrontypen med et enormt magnetfelt. Tilsynelatende ble ikke magnetaren dannet i kollisjonen, og forskerne var ikke i stand til å oppdage røntgenstrålingen som fulgte med den.

Vladimir Lipunov, som er leder for MASTER-nettverket, har foreløpig ikke nok informasjon til å finne ut hva som oppsto der som følge av sammenslåingen. Men astronomer kommer allerede til å gi flere teorier og planlegger å publisere dem offentlig i løpet av de kommende dagene. Sannsynligvis, takket være fremtidige sammenslåinger av stjerner, vil forskere være i stand til å identifisere ønsket kritisk masse.

Valery Mitrofanov, som er professor ved fakultetet for fysikk ved Moscow State University. M.V. Lomonosov, uttrykte at de (forskere) i overskuelig fremtid forventer å registrere gravitasjonsbølger fra andre kilder, for eksempel fra kontinuerlige strålingskilder, stokastiske bølger og gravitasjonsreliktstråling, men for slike formål en betydelig økning i følsomheten til detektorer vil være nødvendig. Han bemerket også at det fortsatt er veldig interessant i dag å søke etter nye uutforskede kilder.

Mekanikken i bevegelsen til planeter og stjerner ble avklart. Etter at denne milepælen ble lagt bak seg, kunne de myteskapende konseptene om opprinnelsen til energien til solen og stjernene ikke lenger tas på alvor, og det ville virke bra, men himmelen studert av astronomer ble plutselig dekket av spørsmålstegn. For å trenge inn i stjernedypet hadde forskerne bare ett verktøy - den "analytiske boremaskinen" til deres egen hjerne, med ordene til den engelske astrofysikeren Arthur Stanley Eddington (1882-1944).

Han var den første som fremmet ideen om muligheten for å "pumpe" stjernemasse til energi gjennom termonukleære reaksjoner av fusjon av helium og hydrogen (1920). Han skrev: «De indre områdene til en stjerne er en blanding av atomer, elektroner og eterbølger (som forskeren kaller elektromagnetiske bølger). Vi må påkalle de siste prestasjonene innen atomfysikk for å hjelpe oss å forstå lovene i dette kaoset. Vi begynte å utforske intern struktur stjerner; Vi fant oss snart ut i å utforske den indre strukturen til atomet.» Og videre: «... den nødvendige energien kan frigjøres under omorganiseringen av protoner og elektroner i atomkjerner (transformasjon av grunnstoffer) og mye større energi under deres tilintetgjørelse... En eller annen prosess kan brukes til å produsere solvarme. ..”

Hvilke stadier av stjernebiografier kan moderne vitenskap fortelle om?

La oss ta en reservasjon med en gang: de eksisterende ideene om stjerners opprinnelse og utvikling, til tross for utbredt anerkjennelse, har ennå ikke fått rettighetene til en urokkelig teori. Mange vanskelige spørsmål venter fortsatt på svar. Imidlertid ser disse ideene ut til å skissere konturene av stjernenes utvikling ganske riktig. Eksistensen av en stjerne begynner med en enorm, kald gasssky, hovedsakelig bestående av hydrogen. Under påvirkning av tyngdekraften trekker den seg gradvis sammen. Den potensielle gravitasjonsenergien til gasspartikler blir til kinetisk energi, dvs. termisk, hvorav omtrent halvparten brukes på stråling. Resten brukes til å varme opp den tette klumpen som dannes i midten - kjernen. Når temperaturen og trykket i kjernen øker så mye at termonukleære reaksjoner blir mulig, starter det lengste stadiet av en stjernes utvikling – termonukleært. En del av energien som frigjøres i kjernen under syntesen av helium fra hydrogen, blir ført ut i verdensrommet av alt-penetrerende nøytrinoer, og hovedandelen overføres til overflaten av stjernen av γ-kvanter og partikler av høyt ionisert gass. Denne strømmen av energi som strømmer fra sentrum motstår trykket fra de ytre lagene og forhindrer ytterligere kompresjon. Denne likevektstilstanden til en stjerne med en masse to ganger solens masse varer i nesten 10 milliarder år.

Etter at mesteparten av hydrogenet i kjernen har brent ut, er det ikke lenger nok energi til å opprettholde likevekt. Stjernens "termonukleære reaktor" går gradvis over til en ny modus. Stjernen trekker seg sammen, trykket og temperaturen i sentrum øker, og ved omtrent 100 millioner grader inngår heliumkjerner i reaksjoner sammen med protoner. Tyngre grunnstoffer syntetiseres - karbon, nitrogen, oksygen, og fra sentrum av stjernen til overflaten, som en av sirklene som spres over vannet fra en kastet stein, beveger det seg et lag der hydrogen fortsetter å brenne.

Over tid blir også heliumressurser oppbrukt. Stjernen trekker seg enda mer sammen, temperaturen i midten stiger til 600 millioner grader. Nå involverer reaksjonene kjerner med Z>2. Og et lag med brennende helium beveger seg mot periferien.

Trinn for trinn okkuperer stoffet i kjernen flere og flere nye celler i det periodiske systemet, og ved 4 milliarder grader "kommer" det til slutt til jern og grunnstoffer nær det når det gjelder kjernefysisk masse. Disse elementene har en maksimal massedefekt, dvs. bindingsenergien i kjernene er høyest, og de representerer "slagget" til "termonukleære stjernereaktorer": ingen kjernefysiske reaksjoner er lenger i stand til å trekke ut energi fra dem. Og i så fall er ytterligere frigjøring av energi på grunn av fusjonsreaksjoner umulig - stjernens termonukleære periode er over. Det videre utviklingsforløpet bestemmes igjen av gravitasjonskrefter som komprimerer stjernen. Hennes død begynner.

Hvor nøyaktig en stjerne vil dø avhenger av massen. For eksempel er stjerner med masse større enn to solmasser bestemt til den mest dramatiske slutten. Gravitasjonskreftene viser seg å være så kraftige at fragmenter av knuste atomer – elektroner og kjerner – danner så å si to gasser oppløst i hverandre – elektroniske og kjernefysiske. Selv om utviklingsforløpet til slike stjerner i stadiene etter utbrenningen av lette elementer ikke kan anses som nøyaktig etablert, er likevel den eksisterende teorien akseptert av flertallet av astrofysikere. Denne teorien skylder suksessen først og fremst til det faktum at den foreslåtte mekanismen for dannelsen av kjemiske elementer og den forutsagte mengden av elementer i universet er i god overensstemmelse med observasjonsdata.

Så den massive stjernen har brukt opp alle reservene av kjernebrensel. Konsekvent oppvarming til flere milliarder grader, gjorde det hoveddelen av stoffet til kjernefysisk aske - elementer fra jerngruppen med atommasser fra 50 til 65 (fra vanadium til sink). Ytterligere kompresjon av stjernen fører til forstyrrelse av stabiliteten til de dannede kjernene, som begynner å kollapse. Fragmentene deres - alfapartikler, protoner og nøytroner - reagerer med kjernene i jerngruppen og kombineres med dem. Tyngre grunnstoffer dannes, som også inngår i reaksjoner, og følgende celler i det periodiske systemet fylles. På grunn av ekstremt høye temperaturer skjer disse prosessene veldig raskt – over flere årtusener.

"Tung" region i det periodiske systemet

Under fisjon av jerngruppekjerner, så vel som under fusjon av nukleoner og lette kjerner med dem (i fusjonsreaksjoner som fører til fylling av det "tunge" området i det periodiske systemet), frigjøres ikke energi, men på tvert imot absorberes. Som et resultat akselererer kompresjonen av stjernen. Elektrongass er ikke lenger i stand til å motstå trykket fra kjernefysisk gass. Kollapsen setter inn - i løpet av noen få sekunder gjennomgår stjernens kjerne en katastrofal kompresjon: skallet til stjernen kollapser, "eksploderer innover". Materietettheten øker så mye at selv nøytrinoer ikke kan unnslippe stjernen. "Fangen" til en kraftig nøytrinostrøm, som bærer bort mesteparten av energien til den kollapsende stjernekjernen, varer ikke lenge. Før eller senere blir momentumet til de "låste" nøytrinoene overført til skallet, og det blir kastet ut, noe som øker gløden til stjernen med milliarder av ganger.

Astrofysikere tror at det er slik supernovaer eksploderer. De gigantiske eksplosjonene som følger med disse hendelsene sender ut en betydelig del av stjernens materie inn i det interstellare rommet: opptil 90 % av massen.

Krabbetåken, for eksempel, er det eksploderende og ekspanderende skallet til en av de lyseste supernovaene. Dens bluss skjedde, som bevist av stjernekronikkene til kinesiske og japanske astronomer, i 1054 og var uvanlig lyssterk: Stjernen ble sett selv om dagen i 23 dager. Målinger av utvidelseshastigheten til krabbetåken viste at den i løpet av ni århundrer kunne ha nådd sin nåværende størrelse, det vil si at de bekreftet fødselsdatoen. Imidlertid ble mye mer betydelig bevis på riktigheten av den presenterte modellen og de teoretiske spådommene om kraften til nøytrinofluxen basert på den oppnådd 23. februar 1987. Da registrerte astrofysikere en nøytrinopuls som fulgte fødselen av en supernova i Stor Magellansk sky.

Linjer med tunge elementer ble funnet i dem, på grunnlag av hvilke den tyske astronomen Walter Baade (1893-1960) kom til den konklusjon at solen og de fleste stjerner representerer minst andre generasjon av stjernepopulasjoner. Materialet for denne andre generasjonen var interstellar gass og kosmisk støv, som materialet fra tidligere generasjons supernovaer spredt av deres eksplosjoner ble til.

Kan kjerner av supertunge grunnstoffer bli født i stjerneeksplosjoner? En rekke teoretikere innrømmer denne muligheten.

Kjære besøkende!