Apariția elementelor. Originea elementelor chimice în univers

Lumea din jurul nostru este formată din ~ 100 diferite elemente chimice. Cum s-au format în condiții naturale? Un indiciu pentru a răspunde la această întrebare vine din abundența relativă a elementelor chimice. Printre cele mai semnificative caracteristici ale abundenței elementelor chimice din Sistemul Solar se numără următoarele.

1. Materia din Univers constă în principal din hidrogen H - ~ 90% din toți atomii.
2. În ceea ce privește abundența, heliul He ocupă locul al doilea, reprezentând ~ 10% din numărul de atomi de hidrogen.
3. Există un minim profund corespunzător elementelor chimice litiu Li, beriliu Be și bor B.
4. Imediat după minimul profund al lui Li, Be, B există un maxim cauzat de abundența crescută de carbon C și oxigen O.
5. În urma maximului de oxigen, are loc o scădere bruscă a abundenței elementelor până la scandiu (A = 45).
6. Există o creștere bruscă a abundenței elementelor în regiunea fierului A = 56 (grup de fier).
7. După A = 60, scăderea abundenței elementelor are loc mai ușor.
8. Există o diferență notabilă între elementele chimice cu număr par și impar de protoni Z. De regulă, elemente chimice cu numere pare Z sunt mai frecvente.

Reacții nucleare în Univers

t = 0		Big bang. Nașterea Universului
t = 10 -43 s		Era gravitației cuantice. Siruri de caractere ρ = 10 90 g/cm 3, T = 10 32 K
t = 10 - 35 s		Mediu Quark-gluon ρ = 10 75 g/cm 3, T = 10 28 K
t = 1 µs		Quarcii se combină pentru a forma neutroni și protoni ρ = 10 17 g/cm 3, T = 6 10 12 K
t = 100 s		Producția de prestellar 4 He ρ = 50 g/cm 3 , T = 10 9 K
t = 380 de mii de ani		Formarea atomilor neutri ρ = 0,5·10 -20 g/cm 3 , T = 3·10 3 K
t = 10 8 ani	Primele stele	Arderea hidrogenului în stele ρ = 10 2 g/cm 3 , T = 2 10 6 K Heliul arde în stele ρ = 10 3 g/cm 3 , T = 2 10 8 K Carbon ardere în stele ρ = 10 5 g/cm 3 , T = 8 10 8 K Oxigenul arde în stele ρ = 10 5 ÷10 6 g/cm 3 , T = 2 10 9 K Siliciu care arde în stele ρ = 10 6 g/cm 3 , T = (3÷5) 10 9 K
t = 13,7 miliarde de ani		Universul modern ρ = 10 -30 g/cm 3, T = 2,73 K

Nucleosinteza prestelară. Educaţie 4 El

Sinteza cosmologică a heliului este principalul mecanism de formare a acestuia în Univers. Sinteza heliului din hidrogen în stele crește fracția de masă de 4 He în materia barionică cu aproximativ 10%. Mecanismul de formare a heliului prestelar explică cantitativ abundența heliului în Univers și este un argument puternic în favoarea fazei pregalactice a formării acestuia și a întregului concept de Big Bang.
Nucleosinteza cosmologică face posibilă explicarea prevalenței în Univers a unor nuclee ușoare precum deuteriu (2 H), izotopii 3 He și 7 Li. Cu toate acestea, cantitățile lor sunt neglijabile în comparație cu nucleele de hidrogen și 4 He. În raport cu hidrogenul, deuteriul se formează într-o cantitate de 10 -4 -10 -5, 3 He - într-o cantitate de ≈ 10 -5 și 7 Li - într-o cantitate de ≈ 10 -10.
Pentru a explica formarea elementelor chimice în 1948, G. Gamow a prezentat teoria Big Bang. Conform modelului lui Gamow, sinteza tuturor elementelor chimice a avut loc în timpul Big Bang-ului ca urmare a captării neechilibrate a neutronilor de către nucleele atomice cu emisia de γ-quanta și β - dezintegrarea ulterioară a nucleelor ​​rezultate. Cu toate acestea, calculele au arătat că acest model nu poate explica formarea unor elemente chimice mai grele decât Li. S-a dovedit că mecanismul de formare a nucleelor ​​ușoare (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.

Stadiul prestelar al formării celor mai ușoare nuclee.În stadiul de evoluție a Universului, la 100 s după Big Bang la o temperatură de ~ 10 9 K, materia din Univers era formată din protoni p, neutroni n, electroni e -, pozitroni e +, neutrini ν, antineutrini. și fotonii γ. Radiația a fost în echilibru termic cu electronii e - , pozitronii e + și nucleonii.

În condiții de echilibru termodinamic, probabilitatea formării unui sistem cu energia E N egală cu energia de repaus a nucleonului este descrisă de distribuția Gibbs. . Prin urmare, în condiții de echilibru termodinamic, raportul dintre numărul de neutroni și protoni va fi determinat de diferența dintre masele neutronului și protonului.

Formarea perechilor electron-pozitron se oprește la 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.

Principalele reacții ale nucleosintezei prestelare:

Deoarece nuclee stabile cu A = 5 nu există, reacțiile nucleare culminează în principal cu formarea de 4 He. 7 Be, 6 Li și 7 Li reprezintă doar ~ 10 –9 – 10 –12 din formarea izotopului 4 He. Aproape toți neutronii dispar, formând 4 nuclee He. Cu o densitate a substanței de ρ ~ 10 –3 – 10 –4 g/cm 3, probabilitatea ca un neutron și un proton să nu interacționeze în timpul nucleosintezei primare este mai mică de 10 –4. Deoarece la început existau 5 protoni pe neutron, raportul dintre numărul de 4 nuclee He și p ar trebui să fie ~1/10. Astfel, raportul abundențelor de hidrogen și heliu observat în prezent s-a format în primele minute de existență a Universului. Expansiunea Universului a dus la o scădere a temperaturii acestuia și la încetarea nucleosintezei primare prestelare.

Formarea elementelor chimice în stele.Întrucât procesul de nucleosinteză este stadiu timpuriu Evoluția Universului s-a încheiat cu formarea hidrogenului, heliului și a cantităților mici de Li, Be, B, a fost necesar să se găsească mecanisme și condiții în care să se poată forma elemente mai grele.
G. Bethe și K. Weizsäcker au arătat că condițiile corespunzătoare există în interiorul stelelor. Nucleele mai grele s-au format la numai miliarde de ani după Big Bang în timpul procesului de evoluție stelară. Formarea elementelor chimice în stele începe cu reacția de ardere a hidrogenului cu formarea de 4 He .

G. Bethe, 1968: „Din timpuri imemoriale, oamenii au vrut să știe ce face ca Soarele să strălucească. Prima încercare de explicație științifică a fost făcută de Helmholtz în urmă cu aproximativ o sută de ani. S-a bazat pe utilizarea celor mai faimoase forțe la acea vreme - forțele gravitației universale. Dacă un gram de materie cade pe suprafața Soarelui, acesta dobândește energie potențială

Ep = -GM/R = -1,91.10 15 erg/g.

Se știe că în prezent puterea radiației solare este determinată de cantitate

ε = 1,96 erg/g×s.

Prin urmare, dacă sursa de energie este gravitația, furnizarea de energie gravitațională poate furniza radiație pentru 10 15 s, adică pe o perioadă de aproximativ treizeci de milioane de ani...
La sfârșitul secolului al XIX-lea, Becquerel, Pierre și Marie Curie au descoperit radioactivitatea. Descoperirea radioactivității a făcut posibilă determinarea vârstei Pământului. Ceva mai târziu, a fost posibil să se determine vârsta meteoriților, care ar putea fi folosită pentru a judeca când a apărut materia în fază solidă în Sistemul Solar. Din aceste măsurători s-a putut stabili că vârsta Soarelui, cu o precizie de 10%, este de 5 miliarde de ani. Astfel, gravitația nu poate furniza necesarul de energie pentru tot acest timp...
De la începutul anilor 30, au început să încline spre ideea că energia stelară a apărut din cauza reacțiilor nucleare... Cea mai simplă dintre toate reacțiile posibile ar fi reacția

H + H → D + e + + ν.

Deoarece procesul de nucleosinteză primară s-a încheiat în principal cu formarea de 4 nuclee He ca urmare a reacțiilor de interacțiune p + n, d + d, d + 3 He, d + 3 H și toți neutronii au fost consumați, a fost necesar să se găsească conditiile in care s-au format elementele mai grele . În 1937, G. Bethe a creat o teorie care explică originea energiei Soarelui și a stelelor ca urmare a reacțiilor de fuziune a nucleelor ​​de hidrogen și heliu care au loc în centrul stelelor. Deoarece nu existau suficienți neutroni în centrul stelelor pentru reacții de tip p + n, doar reacțiile puteau continua în ele
p + p → d + e + + ν. Aceste reacții au avut loc în stele când temperatura în centrul stelei a atins 10 7 K și densitatea a ajuns la 10 5 kg/m 3. Faptul că reacția p + p → d + e + + ν a avut loc ca urmare a unei interacțiuni slabe a explicat caracteristicile diagramei Hertzsprung–Russell.

Premiul Nobel pentru Fizică
1967 - G. Bethe
Pentru contribuții la teoria reacțiilor nucleare și mai ales pentru descoperirea sursei energiei stelare.

Efectuarea de ipoteze rezonabile cu privire la puterea reacțiilor pe baza principii generale fizica nucleară, am descoperit în 1938 că ciclul carbon-azot ar putea asigura eliberarea de energie necesară în Soare... Carbonul servește doar ca catalizator; rezultatul reacției este o combinație de patru protoni și doi electroni formând un nucleu 4 El . În acest proces sunt emiși doi neutrini, purtând cu ei o energie de aproximativ 2 MeV. Energia rămasă de aproximativ 25 MeV pe ciclu este eliberată și menține temperatura Soarelui neschimbată... Aceasta a fost baza pe care Fowler și alții au calculat vitezele de reacție în ciclul (C,N)..

Arderea hidrogenului. Sunt posibile două secvențe diferite de reacții de ardere a hidrogenului - conversia a patru nuclee de hidrogen într-un nucleu de 4 He, care poate oferi suficientă eliberare de energie pentru a menține luminozitatea stelei:

• lanț proton-proton (catenă pp), în care hidrogenul este transformat direct în heliu;
• ciclul carbon-azot-oxigen (ciclul CNO), în care nucleele C, N și O participă ca catalizatori.

Care dintre aceste două reacții joacă un rol mai semnificativ depinde de temperatura stelei. În stelele cu o masă comparabilă cu masa Soarelui sau mai mică, lanțul proton-protoni domină. În stelele mai masive cu temperaturi mai ridicate, principala sursă de energie este ciclul CNO. În acest caz, în mod firesc, este necesar ca materia stelară să conțină nuclee C, N și O. Temperatura straturilor interioare ale Soarelui este de 1,5∙10 7 K și lanțul proton-proton joacă un rol dominant în eliberarea de energie.

Dependența de temperatură a logaritmului ratei V de eliberare a energiei în ciclurile hidrogenului (pp) și carbonului (CNO)

Arderea hidrogenului. Lanț proton-protoni. Reacție nucleară

p + p → 2 H + e + + ν e + Q,

începe în partea centrală a stelei la densități de ≈100 g/cm 3 . Această reacție oprește contracția ulterioară a stelei. Căldura eliberată în timpul reacției termonucleare de ardere a hidrogenului creează o presiune care contracarează compresia gravitațională și previne prăbușirea stelei. Există o schimbare calitativă a mecanismului de eliberare a energiei în stea. Dacă înainte de începerea reacției nucleare de ardere a hidrogenului, încălzirea stelei s-a produs în principal datorită compresiei gravitaționale, acum apare un alt mecanism dominant - energia este eliberată din cauza reacțiilor de fuziune nucleară.

Steaua capătă o dimensiune și o luminozitate stabile, care pentru o stea cu o masă apropiată de Soare nu se schimbă timp de miliarde de ani în timp ce are loc „arderea” hidrogenului. Aceasta este cea mai lungă etapă a evoluției stelare. Ca rezultat al arderii hidrogenului, din fiecare patru nuclee de hidrogen se formează un nucleu de heliu. Cel mai probabil lanț de reacții nucleare pe Soare care duc la aceasta se numește ciclul proton-proton si arata cam asa:

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

sau într-o formă mai compactă

4p → 4 He + 2e + + 2ν e + 24,68 MeV.

Singura sursă care oferă informații despre evenimentele care au loc în adâncurile Soarelui sunt neutrinii. Spectrul de neutrini produși pe Soare ca urmare a arderii hidrogenului în reacția 4p → 4 He și în ciclul CNO se extinde de la o energie de 0,1 MeV la o energie de ~12 MeV. Observarea neutrinilor solari face posibilă testarea directă a modelului reacțiilor termonucleare asupra Soarelui.
Energia eliberată ca urmare a lanțului pp este de 26,7 MeV. Neutrinii emiși de Soare au fost înregistrați de detectoare de la sol, ceea ce confirmă apariția unei reacții de fuziune asupra Soarelui.
Arderea hidrogenului. Ciclul CNO. Particularitatea ciclului CNO este că, pornind de la nucleul de carbon, se reduce la legarea secvenţială a 4 protoni cu formarea unui nucleu de 4 He la sfârşitul ciclului CNO.

l2 C + p → 13 N + γ
13 N → 13 C + e + + ν
13 C + p → 1 4 N + γ
14 N + p → 15 O + y
15 O → 15 N + e + + ν
15 N + p → 12 C + 4 He

Ciclul CNO

Lanțul de reacție I

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

Lanțul de reacție II

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

Lanțul de reacție III

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

Momentul principal al evoluției stelelor este asociat cu arderea hidrogenului. La densitățile caracteristice părții centrale a stelei, arderea hidrogenului are loc la o temperatură de (1–3)∙10 7 K. La aceste temperaturi, este nevoie de 10 6 – 10 10 ani pentru o parte semnificativă a hidrogenului din centru. a stelei să fie transformată în heliu. Odată cu o creștere suplimentară a temperaturii, în centrul stelei se pot forma elemente chimice mai grele Z > 2. Stelele din secvența principală ard hidrogenul în partea centrală, unde, datorită temperaturii mai ridicate, reacțiile nucleare au loc cel mai intens. Pe măsură ce hidrogenul arde în centrul stelei, reacția de ardere a hidrogenului începe să se deplaseze la periferia stelei. Temperatura din centrul stelei crește continuu și când ajunge la 10 6 K încep reacțiile de ardere de 4 He. Reacția 3α → 12 C + γ este cea mai importantă pentru formarea elementelor chimice. Necesită ciocnirea simultană a trei particule α și este posibilă datorită faptului că energia reacției 8 Be + 4 He coincide cu rezonanța stării excitate de 12 C. Prezența rezonanței crește brusc probabilitatea fuziunii. din trei particule α.

Formarea nucleelor ​​medii A< 60. Ce reacții nucleare vor avea loc în centrul stelei depind de masa stelei, care ar trebui să asigure o temperatură ridicată din cauza compresiei gravitaționale în centrul stelei. Deoarece nucleele cu Z înalt participă acum la reacțiile de fuziune, partea centrală a stelei este din ce în ce mai comprimată, iar temperatura din centrul stelei crește. La temperaturi de câteva miliarde de grade, nucleele stabile formate anterior sunt distruse, se formează protoni, neutroni, particule α și fotoni de înaltă energie, ceea ce duce la formarea de elemente chimice în întregul tabel periodic al lui Mendeleev, până la fier. Formarea de elemente chimice mai grele decât fierul are loc ca urmare a captării secvențiale a neutronilor și a β - dezintegrarii ulterioare.
Formarea nucleelor ​​medii și greleA > 60. În timpul procesului de fuziune termonucleară, în stele se formează nuclee atomice până la fier. O sinteză ulterioară este imposibilă, deoarece nucleele grupului de fier au energia de legare specifică maximă. Formarea de nuclee mai grele în reacțiile cu particule încărcate - protoni și alte nuclee ușoare - este împiedicată de creșterea barierei Coulomb a nucleelor ​​grele.

Formarea elementelor 4 He → 32 Ge.

Evoluția unei stele masive M > M

Ca elemente cu valori crescătoare sunt implicate în procesul de ardere Z temperatura și presiunea din centrul stelei cresc într-un ritm din ce în ce mai mare, ceea ce, la rândul său, crește viteza reacțiilor nucleare. Dacă pentru o stea masivă reacția de ardere a hidrogenului durează câteva milioane de ani, atunci arderea heliului are loc de 10 ori mai rapid. Procesul de ardere a oxigenului durează aproximativ 6 luni, iar arderea siliciului are loc într-o zi.
Abundența elementelor situate în regiunea din spatele fierului depinde relativ puțin de numărul de masă A. Aceasta indică o schimbare a mecanismului de formare a acestor elemente. Trebuie avut în vedere că majoritatea nucleelor ​​grele sunt β - radioactiv. În formarea elementelor grele, rolul decisiv îl joacă reacțiile de captare a neutronilor (n, γ) de către nuclee:

(A, Z) + n → (A+1, Z) + y.

Ca urmare a unui lanț de procese alternante de captare a unuia sau mai multor neutroni de către nuclee, urmate de β - dezintegrare, numerele de masă cresc Ași încărcați Z nuclee și din elementele inițiale ale grupului fierului se formează elemente din ce în ce mai grele până la sfârșitul Tabelului Periodic.

În stadiul de supernovă, partea centrală a stelei este formată din fier și o mică fracțiune de neutroni și particule α - produse ale disocierii fierului sub influența γ. - cuante Aproape
Predomină M/M = 1,5 28 Si. 20 Ne și 16 O alcătuiesc cea mai mare parte a substanței în intervalul de la 1,6 la 6 M/M. Învelișul exterior al stelei (M/M > 8) este format din hidrogen și heliu.
În această etapă a proceselor nucleare, are loc nu numai eliberarea energiei, ci și absorbția acesteia. O stea masivă își pierde stabilitatea. Are loc o explozie de Supernova, în timpul căreia o parte semnificativă a elementelor chimice formate în stea este aruncată în spațiul interstelar. Dacă stelele din prima generație au constat din hidrogen și heliu, atunci stelele din generațiile ulterioare conțin elemente chimice mai grele deja în stadiul inițial al nucleosintezei.

Reacții de nucleosinteză nucleară. E. Burbidge, G. Burbidge, W. Fowler, F. Hoyle au dat în 1957 următoarea descriere a principalelor procese ale evoluției stelare în care are loc formarea nucleelor ​​atomice.

1. Arderea hidrogenului, în urma acestui proces, se formează 4 nuclee He.

Arderea heliului. Ca rezultat al reacției 4 He + 4 He + 4 He → 12 C + γ Se formează 12 nuclee C.

2. proces α. Ca rezultat al captării secvenţiale a particulelor α, nucleele particulelor α 16 O, 20 Ne, 24 Mg, 28 Si, ...
3. e-proces. Când temperatura atinge 5∙10 9 K în stele, în condiții de echilibru termodinamic, au loc un număr mare de reacții diverse, având ca rezultat formarea de nuclee atomice până la Fe și Ni. Miezuri cu A~ 60 – nucleele atomice cele mai puternic legate. Prin urmare, ele pun capăt lanțului de reacții de fuziune nucleară, însoțite de eliberarea de energie.
4. s-proces. Nuclei mai grei decât Fe se formează în reacțiile de captare secvențială a neutronilor. Foarte des, un nucleu care a capturat un neutron se dovedește a fi β - radioactiv. Înainte ca nucleul să capteze următorul neutron, acesta se poate descompune ca urmare a dezintegrarii β. Fiecare dezintegrare β - - crește numărul atomic al nucleelor ​​atomice rezultate cu unul. Dacă intervalul de timp dintre capturile succesive de neutroni este mai mare decât perioadele de dezintegrare β, procesul de captare a neutronilor se numește proces s (lent). Astfel, nucleul, ca urmare a captării neutronilor și a β - descompunerilor ulterioare, devine din ce în ce mai greu, dar în același timp nu se îndepărtează prea mult de valea stabilității din diagrama N-Z.
5. proces r. Dacă rata de captare secvențială a neutronilor este mult mai mare decât rata de dezintegrare β a unui nucleu atomic, atunci reușește să capteze un număr mare de neutroni simultan. Ca rezultat al procesului r, se formează un nucleu bogat în neutroni, care este departe de valea stabilității. Abia atunci, ca urmare a unui lanț secvenţial de dezintegrare β, se transformă într-un nucleu stabil. În general, se crede că procesele r apar ca urmare a exploziilor supernovei.
6. Procesul R. Unele nuclee stabile cu deficit de neutroni (așa-numitele nuclee bypass) se formează în reacțiile de captare a protonilor, în reacții ( γ ,n) sau în reacţii sub influenţa neutrinilor.

Sinteza elementelor transuranice. Doar acele elemente chimice a căror durată de viață este mai mare decât vârsta Sistemului Solar s-au păstrat în Sistemul Solar. Acestea sunt 85 de elemente chimice. Elementele chimice rămase au fost obținute ca urmare a diferitelor reacții nucleare la acceleratoare sau ca urmare a iradierii în reactoare nucleare. Sinteza primelor elemente transuraniu în condiții de laborator a fost realizată folosind reacții nucleare sub influența neutronilor și a particulelor α accelerate. Cu toate acestea, progresul suplimentar către elemente mai grele s-a dovedit a fi practic imposibil în acest fel. Pentru sinteza elementelor mai grele decât mendeleviul Md ( Z= 101) utilizați reacții nucleare cu ioni mai grei cu încărcare multiplă - carbon, azot, oxigen, neon, calciu. Pentru a accelera ionii grei, au început să fie construite acceleratoare de ioni cu încărcare multiplă.

Premiul Nobel pentru Fizică
1983 − W. Fowler
Pentru studii teoretice și experimentale ale proceselor nucleare importante în formarea elementelor chimice din Univers.

Anul deschiderii	Element chimic	Z	Reacţie
1936	Np, Pu	93, 94
1945	A.m	95
1961	Cm	96
1956	Bk	97
1950	Cf	98
1952	Es	99
1952	Fm	100
1955	MD	101
1957	Nu	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: „Dacă există elemente mai grele decât uraniul, atunci este probabil să fie radioactive. Sensibilitate excepțională a metodelor analiza chimica, pe baza radioactivitatii, va permite identificarea acestor elemente, chiar daca sunt prezente in cantitati neglijabile. Prin urmare, ne putem aștepta ca numărul de elemente radioactive în urme să fie mult mai mare decât cele trei elemente radioactive cunoscute în prezent. Pur metode chimice cercetarea va fi de puţin folos la prima etapă a studierii unor astfel de elemente. Principalii factori aici sunt persistența radiației, caracteristicile sale și existența sau absența emanațiilor sau a altor produse de degradare.”

Un element chimic cu un număr atomic maxim Z = 118 a fost sintetizat în Dubna în colaborare cu Laboratorul Livermore din SUA. Limita superioară a existenței elementelor chimice este asociată cu instabilitatea acestora în raport cu degradarea radioactivă. Stabilitatea suplimentară a nucleelor ​​atomice este observată în apropierea numerelor magice. Conform estimărilor teoretice, ar trebui să existe numere magice duble Z = 108, N = 162 și Z = 114, N = 184. Timpul de înjumătățire al nucleelor ​​cu un astfel de număr de protoni și neutroni poate fi de sute de mii de ani. Acestea sunt așa-numitele „insule ale stabilității”. Problema formării nucleelor ​​„insula stabilității” este dificultatea selectării țintelor și a ionilor accelerați. Izotopii sintetizați în prezent ai elementelor 108–112 au prea puțini neutroni. După cum rezultă din timpul de înjumătățire măsurat a izotopilor 108 - 112 elemente, o creștere a numărului de neutroni cu 6 - 10 unități (adică, apropierea de insula de stabilitate) duce la o creștere a perioadei de dezintegrare α cu 10 4 - de 10 5 ori.
Deoarece numărul de nuclee supergrele Z > 110 se ridică la doar câteva, a fost necesar să se elaboreze o metodă de identificare a acestora. Identificarea elementelor chimice nou formate se realizează prin lanțuri de dezintegrari α succesive ale acestora, ceea ce crește fiabilitatea rezultatelor. Această metodă de identificare a elementelor transuraniu are un avantaj față de toate celelalte metode, deoarece se bazează pe măsurarea unor perioade scurte de dezintegrare α. În același timp, elementele chimice ale insulei de stabilitate, conform estimărilor teoretice, pot avea timpi de înjumătățire depășind luni și ani. Pentru a le identifica, este necesar să se dezvolte metode fundamental noi de înregistrare bazate pe identificarea unui singur număr de nuclee pe parcursul mai multor luni.

G. Flerov, K. Petrzhak:„Predicția posibilei existențe a unei noi regiuni în sistemul periodic de elemente de către D.I. Mendeleev - domeniul elementelor supergrele (SHE) - este pentru știința nucleului atomic una dintre cele mai semnificative consecințe ale studiilor experimentale și teoretice ale procesului de fisiune spontană. Suma cunoștințelor noastre despre nucleul atomic, obținute în ultimele patru decenii, face ca această predicție să fie destul de fiabilă și... ceea ce este important este că nu depinde de alegerea unei anumite variante a modelului shell. Răspunsul la întrebarea despre existența STE ar însemna, poate, cel mai critic test al conceptului însuși al structurii învelișului nucleului - modelul nuclear de bază, care a rezistat până acum cu succes multor teste în explicarea proprietăților cunoscute. nuclee atomice.
Mai precis, stabilitatea celor mai grele nuclee este determinată în principal de fisiunea lor spontană și, prin urmare, o condiție necesară pentru existența unor astfel de nuclee este prezența barierelor de fisiune. Pentru nucleele de la uraniu la fermiu, componenta coajă din bariera de fisiune, deși duce la unele fenomene fizice interesante, nu are totuși un efect critic asupra stabilității acestora și se manifestă într-o suprapunere cu componenta picături de lichid a barierei. În regiunea SHE, componenta picăturii a barierei dispare complet, iar stabilitatea nucleelor ​​supergrele este determinată de permeabilitatea barierei pur înveliș.
În același timp, dacă prezența unei bariere este suficientă pentru existența fundamentală a nucleelor ​​SHE, atunci verificarea experimentală a unei astfel de predicții necesită cunoașterea duratei de viață a nucleelor ​​SHE în raport cu fisiunea spontană, deoarece, cu orice configurație specifică a unui experiment, Căutați-le este imposibil să acoperiți întregul interval de durate de viață - de la 10 10 ani până la 10 -10 s. Alegerea tehnicii experimentale depinde în mod semnificativ de intervalul de viață în care se efectuează studiul.
După cum sa menționat deja, incertitudinea în calculul teoretic al perioadei de fisiune spontană T SF este prea mare - cel puțin 8-10 ordine de mărime. Această incertitudine nu exclude a priori niciuna dintre posibilitățile de obținere sau depistare a STE, iar ca direcții pentru soluționarea experimentală a problemei, putem alege atât căutarea STE în natură (pe Pământ, în obiecte de origine cosmică, în compoziţia radiaţiilor cosmice etc.) şi producerea artificială de elemente la acceleratori (în reacţiile nucleare între nuclee complexe).
Este evident că căutarea SHE în obiectele terestre poate duce la succes doar într-o combinație fericită a două circumstanțe. Pe de o parte, trebuie să existe un mecanism eficient de nucleosinteză care, cu suficientă probabilitate, să conducă la formarea nucleelor ​​atomice STE. Pe de altă parte, este necesar să existe cel puțin un nuclid aparținând noii regiuni de stabilitate, care ar avea o durată de viață comparabilă cu durata de viață a Pământului - 4,5· 10 9 ani.
Dacă vorbim despre prezența STE în obiecte de origine extraterestră - în meteoriți, radiații cosmice etc., atunci astfel de căutări pot duce la succes chiar dacă durata de viață a nucleelor ​​STE este semnificativ mai mică de 10 10 ani: astfel de obiecte se pot transforma. a fost semnificativ mai tânără decât eșantioanele terestre (107-108 ani).”

„Primele trei minute”

A apărut protoni Și neutroni , pare să fie fierbinte și strâns. Si cu proton Și neutroni pot începe reacții termonucleare, ca în adâncurile stelelor. Dar, de fapt, este încă prea cald și dens. Prin urmare, trebuie să așteptați puțin și undeva din primele secunde de viață Univers până în primele minute. Există o carte celebră a lui Weinberg numită „Primele trei minute”și este dedicat acestei etape din viață Univers .

Originea elementului chimic heliu

În primele minute încep să apară reacții termonucleare, pentru că toate Univers similar cu interiorul unei stele și pot apărea reacții termonucleare. începe să se formeze izotopi de hidrogen – deuteriu și în mod corespunzător tritiu . Cele mai grele încep să se formeze elemente chimice – heliu . Dar este dificil să mergi mai departe, deoarece nucleele stabile cu numărul de particule 5 Și 8 Nu. Și se dovedește a fi o priză atât de complicată.

Imaginați-vă că aveți o cameră presărată cu piese Lego și că trebuie să alergați și să asamblați structuri. Dar detaliile se împrăștie sau camera se extinde, adică cumva totul se mișcă. Îți este greu să aduni piese și, în plus, de exemplu, pui două împreună, apoi mai pui două împreună. Dar este imposibil să îl bagi pe al cincilea. Și așadar, în aceste prime minute de viață Univers , practic, reușește doar să se formeze heliu , puțin litiu , puțin deuteriu ramane. Pur și simplu arde în aceste reacții, se transformă în același heliu .

Deci practic Univers se dovedeste a consta din hidrogen Și heliu , după primele minute din viață. Plus absolut o cantitate mică de elemente ceva mai grele. Și așa cum ar fi, aici s-a încheiat etapa inițială a formării tabelului periodic. Și e o pauză până când apar primele stele. Stelele se dovedesc din nou a fi fierbinți și dense. Se creează condiții pentru continuare fuziunea termonucleara . Iar stelele își petrec cea mai mare parte a vieții angajate în sinteză heliu din hidrogen . Adică este încă un joc cu primele două elemente. Prin urmare, datorită existenței stelelor, hidrogen devine mai mic heliu devenind mai mare. Dar este important să înțelegem că, în cea mai mare parte, substanța din Univers nu este în stele. În mare parte materie obișnuită împrăștiată peste tot Univers în nori de gaz fierbinte, în clustere de galaxii, în filamente între clustere. Și acest gaz nu se poate transforma niciodată în stele, adică în acest sens, Univers va rămâne în continuare formată în principal din hidrogen Și heliu . Dacă vorbim de o substanță obișnuită, dar pe acest fond, la nivel procentual, cantitatea de elemente chimice ușoare scade, iar cantitatea de elemente grele crește.

Nucleosinteza stelară

Și așa după epoca inițială nucleosinteză , se apropie epoca starului nucleosinteză , care continuă până în zilele noastre. În stea, la început hidrogen se transformă în heliu . Dacă condițiile permit, iar condițiile sunt temperatura și densitatea, atunci vor avea loc următoarele reacții. Cu cât ne deplasăm mai departe de-a lungul tabelului periodic, cu atât este mai dificil să începem aceste reacții, cu atât mai mult condiții extreme Necesar. Condițiile sunt create singure într-o stea. Steaua se apasă pe ea însăși, energia sa gravitațională este echilibrată cu energia sa internă asociată cu presiunea și studiul gazului. În consecință, cu cât steaua este mai grea, cu atât se comprimă mai mult și primește o temperatură și densitate mai ridicate în centru. Și acolo pot merge și următorii reactii atomice .

Evoluția chimică a stelelor și galaxiilor

In Soare dupa sinteza heliu , următoarea reacție va începe și se va forma carbon Și oxigen . Reacțiile nu vor merge mai departe și Soarele se va transforma în oxigen-carbon pitic alb . Dar, în același timp, straturile exterioare ale Soarelui, deja îmbogățite de reacția de fuziune, vor fi aruncate. Soarele se va transforma într-o nebuloasă planetară, straturile exterioare se vor despărți. Și în cea mai mare parte, materia ejectată, după ce se amestecă cu materia mediului interstelar, poate deveni parte a următoarei generații de stele. Deci stelele au acest tip de evoluție. Există evoluție chimică galaxii , fiecare stea ulterioară care se formează, în medie, conține tot mai multe elemente grele. Prin urmare, primele stele care s-au format din pur hidrogen Și heliu , ei, de exemplu, nu puteau avea planete stâncoase. Pentru că nu era nimic din care să le facă. A fost necesar ca ciclul evolutiv al primelor stele să treacă, iar ceea ce este important aici este că stelele masive evoluează cel mai repede.

Originea elementelor chimice grele în Univers

Originea elementului chimic fier

Soarele și durata lui totală de viață este aproape 12 miliarde ani. Și stelele masive trăiesc de mai multe ori milioane ani. Ele aduc reacții la glandă , iar la sfârșitul vieții lor explodează. În timpul unei explozii, cu excepția miezului cel mai interior, toată materia este aruncată afară și, prin urmare, o cantitate mare este aruncată, în mod natural, și hidrogen , care au rămas neprocesate în straturile exterioare. Dar este important să se arunce o cantitate mare oxigen , siliciu , magneziu , este deja suficient elemente chimice grele , usor scurt de a ajunge glandă și cei înrudiți cu el, nichel Și cobalt . Elemente foarte evidentiate. Poate îmi amintesc această poză din zilele mele de școală: numărul element chimic și eliberarea de energie în timpul reacțiilor de fuziune sau descompunere și acolo se obține un astfel de maxim. ȘI fier, nichel, cobalt sunt chiar în vârf. Aceasta înseamnă că decăderea elemente chimice grele profitabil până la glandă , sinteza din plămâni este, de asemenea, benefică fierului. Mai multă energie trebuie cheltuită. În consecință, ne deplasăm din partea hidrogenului, din partea elementelor ușoare, iar reacția de fuziune termonucleară în stele poate ajunge la fier. Ele trebuie să vină cu eliberarea de energie.

Când o stea masivă explodează, fier , practic, nu se aruncă. Rămâne în miezul central și se transformă în stea neutronică sau gaură neagră . Dar sunt aruncate elemente chimice mai grele decât fierul . Fierul este eliberat în alte explozii. Piticile albe pot exploda, ceea ce rămâne, de exemplu, de la Soare. Pitica albă în sine este un obiect foarte stabil. Dar are o masă limită atunci când își pierde această stabilitate. Începe reacția de ardere termonucleară carbon .

Explozie de supernova

Și dacă este o stea obișnuită, este un obiect foarte stabil. L-ai incalzit putin in centru, va reactiona la el, se va extinde. Temperatura din centru va scădea și totul se va regla de la sine. Indiferent cât de mult este încălzit sau răcit. Si aici pitic alb nu pot face asta. Ai declanșat reacția, ea vrea să se extindă, dar nu poate. Prin urmare, reacția termonucleară acoperă rapid întreaga pitică albă și explodează complet. Se dovedește Explozie Supernova de tip 1A și aceasta este o supernovă foarte bună, foarte importantă. Au lăsat-o să se deschidă expansiunea accelerată a Universului . Dar cel mai important este că în timpul acestei explozii piticul este complet distrus și acolo se sintetizează mult. glandă . Toate glandele oh, în jur, toate cuiele, nucile, topoarele și tot fierul sunt în interiorul nostru, poți să-ți înțepe degetul și să te uiți la el sau să gusti. Deci asta e tot fier proveneau de la pitici albi.

Originea elementelor chimice grele

Dar există elemente și mai grele. Unde sunt sintetizate? Multă vreme s-a crezut că locul principal de sinteză este mai mult elemente grele , Acest Explozii de supernove asociat cu stele masive. În timpul unei explozii, adică atunci când există multă energie în plus, când zboară tot felul de lucruri în plus neutroni , este posibil să se efectueze reacții nefavorabile din punct de vedere energetic. Doar că condițiile s-au dezvoltat astfel și în această substanță de împrăștiere pot avea loc reacții care sintetizează suficient elemente chimice grele . Și chiar vin. Mulți elemente chimice , mai grele decât fierul, se formează în acest fel.

În plus, chiar și stele care nu explodează, la un anumit stadiu al evoluției lor, când s-au transformat în giganți roșii poate sintetiza elemente grele . În ele au loc reacții termonucleare, în urma cărora se formează câțiva neutroni liberi. Neutroni , in acest sens, este o particula foarte buna, deoarece nu are sarcina, poate patrunde cu usurinta in nucleul atomic. Și după ce a pătruns în nucleu, neutronul se poate transforma apoi în proton . Și, în consecință, elementul va sări la următoarea celulă în tabelul periodic . Acest proces este destul de lent. Se numeste s-proces , din cuvântul încet. Dar este destul de eficient și multe elemente chimice sunt sintetizate în giganții roșii în acest fel. Și în Supernove merge proces r , adică rapid. Apropo, totul se întâmplă într-adevăr într-un timp foarte scurt.

Recent s-a dovedit că mai există altul un loc bun pentru r-process, fără legătură cu explozie de supernova . Există un alt fenomen foarte interesant - fuziunea a două stele neutronice. Stelelor le place să se nască în perechi, iar stelele masive se nasc în principal în perechi. 80-90% stelele masive se nasc în sisteme binare. Ca urmare a evoluției, dublurile pot fi distruse, dar unele ajung la final. Și dacă am avea în sistemul nostru 2 stele masive, putem obține un sistem de două stele neutronice. După aceasta, se vor apropia unul de celălalt datorită emisiei undelor gravitaționale și în cele din urmă se vor fuziona.

Imaginează-ți că iei un obiect de dimensiune 20 km cu o masă de o masă solară și jumătate și aproape cu viteza luminii , aruncați-l pe alt obiect similar. Chiar și după o formulă simplă, energia cinetică este egală (mv 2)/2 . Dacă ca m sa zicem ca inlocuiesti 2 masa Soarelui, ca v pune un al treilea viteza luminii , poți număra și obține absolut energie fantastică . De asemenea, va fi eliberat sub formă de unde gravitaționale, aparent în instalație LIGO Ei văd deja astfel de evenimente, dar încă nu știm despre ele. Dar, în același timp, din moment ce obiectele reale se ciocnesc, are loc de fapt o explozie. Se eliberează multă energie în gama gamma , V raze X gamă. În general, în toate intervalele și o parte din această energie merge la sinteza elementelor chimice .

De multe secole, omul studiază diverse fenomene naturale, descoperindu-i legile una după alta. Cu toate acestea, chiar și acum există multe probleme științifice pe care oamenii au visat de mult să le rezolve. Una dintre aceste probleme complexe și interesante este originea elementelor chimice care alcătuiesc toate corpurile din jurul nostru. Pas cu pas, omul a învățat natura elementelor chimice, structura atomilor lor, precum și prevalența elementelor pe Pământ și pe alte corpuri cosmice.

Studiul legilor reacțiilor nucleare ne permite să creăm o teorie a originii elementelor chimice și a prevalenței lor în natură. Conform fizicii nucleare și astrofizicii, sinteza și transformarea elementelor chimice au loc în timpul dezvoltării stelelor. Formarea nucleelor ​​atomice se realizează fie prin reacții termonucleare, fie prin reacții de absorbție a neutronilor de către nuclee.Acum este general acceptat că în stele au loc diferite reacții nucleare în toate etapele dezvoltării lor. Evoluția stelelor este cauzată de doi factori opusi: compresia gravitațională, care duce la o reducere a volumului stelei, și reacțiile nucleare, însoțite de eliberarea de cantități uriașe de energie.

După cum arată datele moderne din fizica nucleară și astrofizică, sinteza și transformarea elementelor are loc în toate etapele evoluției stelelor ca un proces natural al dezvoltării lor. Astfel, teoria modernă a originii elementelor chimice se bazează pe presupunerea că acestea sunt sintetizate într-o varietate de procese nucleare în toate etapele evoluției stelare. Fiecare stare a stelei, vârsta ei, corespunde anumitor procese nucleare de sinteză a elementelor și a celor corespunzătoare compoziție chimică. Cu cât steaua este mai tânără, cu atât conține mai multe elemente ușoare. Cele mai grele elemente sunt sintetizate numai în timpul procesului de explozie - moartea unei stele. În cadavrele stelare și în alte corpuri cosmice cu masă și temperatură mai scăzute, reacțiile de transformare a substanței continuă să aibă loc. În aceste condiții, au loc reacții de dezintegrare nucleară și diferite procese de diferențiere și migrare.

Studierea abundenței elementelor chimice pune în lumină originea sistemului solar și ne permite să înțelegem originea elementelor chimice. Astfel, în natură există o veșnică naștere, transformare și dezintegrare a nucleelor ​​atomice.Opinia actuală despre un act unic al originii elementelor chimice este, cel puțin, incorectă. În realitate, atomii se nasc veșnic (și constant), mor veșnic (și constant), iar setarea lor în natură rămâne neschimbată. „În natură nu există prioritate pentru creație sau distrugere – una apare, cealaltă este distrusă.”

În general, pe baza idei moderne, majoritatea elementelor chimice, cu excepția câtorva dintre cele mai ușoare, au apărut în Univers în principal în timpul nucleosintezei secundare sau stelare (elemente până la fier - ca urmare a fuziunii termonucleare, elemente mai grele - în timpul captării secvențiale a neutronilor de către nucleele atomice și ulterior dezintegrarea beta, precum și într-o serie de alte reacții nucleare). Cele mai ușoare elemente (hidrogen și heliu - aproape complet, litiu, beriliu și bor - parțial) s-au format în primele trei minute după Big Bang (nucleosinteză primară). Una dintre principalele surse de elemente deosebit de grele din Univers ar trebui să fie, conform calculelor, fuziunile stelelor neutronice, cu eliberarea unor cantități semnificative din aceste elemente, care participă ulterior la formarea de noi stele și planetele lor.

DATE NOI

Oamenii de știință ruși au găsit dovezi ale modului în care elementele grele apar în Univers, din care s-au format planetele și, în cele din urmă, oamenii. Un articol despre asta a fost publicat într-una dintre cele mai prestigioase reviste științifice – Nature. Până acum, se credea că elementele grele precum fierul și siliciul s-au născut în explozia așa-numitelor supernove. Această teorie are o mulțime de dovezi indirecte, dar nu au existat dovezi directe. În special, astrofizicienii au reușit să înregistreze dezintegrarea izotopilor preziși teoretic de cobalt-56 și fier-56 radioactiv în rămășița uneia dintre supernove. Cu toate acestea, acest lucru nu este suficient pentru a confirma teoria. Poate că totul s-a încheiat cu cobalt și fier. Dar cum au apărut alte elemente?

Teoria a indicat direcția căutării ulterioare - un izotop de titan (titan-44). El este cel care ar trebui să se nască după degradarea cobaltului și a fierului. Este clar că astrofizicienii din întreaga lume vizează titanul. Dar fără succes. A fost greu de înțeles și au apărut deja îndoieli cu privire la dacă teoria era corectă? Verna! Această concluzie rezultă din munca fizicienilor ruși de la Institutul de Cercetare Spațială al Academiei Ruse de Științe și a lui Chris Winkler, angajat al Centrului European de Cercetare și Tehnologie Spațială. Folosind observatorul internațional de raze gamma orbitale INTEGRAL, aceștia au reușit să detecteze în raze X radiațiile din dezintegrarea radioactivă a titanului-44. Care a fost prima dovadă directă a formării titanului în momentul exploziei acestei supernove unice.

Dar oamenii de știință nu s-au oprit aici. Ei au putut estima masa titanului născut - aproximativ 100 de mase Pământului. Ce urmeaza? Teoria prezice că titanul se descompune în scandiu, care se descompune în calciu. Dacă oamenii de știință reușesc să înregistreze acest întreg lanț, acesta va fi un argument decisiv că teoria formării elementelor grele în timpul exploziilor de supernove este corectă.

Evolutie chimica sau evolutie prebiotica- etapa premergătoare apariției vieții, în care substanțele organice, prebiotice au apărut din molecule anorganice sub influența factorilor energetici și de selecție externi și datorită desfășurării proceselor de autoorganizare caracteristice tuturor sistemelor relativ complexe, care, fără îndoială, sunt toate moleculele care conțin carbon.

Acești termeni denotă și teoria apariției și dezvoltării acelor molecule care au o importanță fundamentală pentru apariția și dezvoltarea materiei vii.

Tot ceea ce se știe despre chimia materiei ne permite să limităm problema evoluției chimice în cadrul așa-numitului „șovinism apă-carbon”, care postulează că viața în Universul nostru este reprezentată în singurul opțiune posibilă: ca „mod de existență a corpurilor proteice”, realizat datorită unei combinații unice a proprietăților de polimerizare a carbonului și proprietăților depolarizante ale mediului apos în fază lichidă, ca condiții în comun necesare și/sau suficiente(?) pentru apariție. și dezvoltarea tuturor formelor de viață cunoscute nouă. Acest lucru implică faptul că, cel puțin în cadrul unei biosfere formate, poate exista un singur cod de ereditate comun tuturor ființelor vii dintr-o anumită biotă, dar întrebarea rămâne deschisă dacă există alte biosfere în afara Pământului și dacă sunt posibile alte variante ale aparatului genetic. .

De asemenea, nu se știe când și unde a început evoluția chimică. Orice sincronizare este posibilă după sfârșitul celui de-al doilea ciclu de formare a stelelor, care a avut loc după condensarea produselor exploziilor supernovelor primare, furnizând elemente grele (cu o masă atomică mai mare de 26) în spațiul interstelar. A doua generație de stele, deja cu sisteme planetare îmbogățite în elemente grele care sunt necesare pentru implementarea evoluției chimice, a apărut la 0,5-1,2 miliarde de ani după Big Bang. Dacă sunt îndeplinite anumite condiții destul de probabile, aproape orice mediu poate fi potrivit pentru lansarea evoluției chimice: adâncurile oceanelor, interioarele planetelor, suprafețele acestora, formațiunile protoplanetare și chiar norii de gaz interstelar, ceea ce este confirmat de detectarea pe scară largă în spațiu prin metode de astrofizică de mai multe tipuri materie organică- aldehide, alcooli, zaharuri si chiar aminoacidul glicina, care impreuna pot servi drept material de plecare pentru evolutia chimica, care are ca rezultat final aparitia vietii.

În urmă cu o lună, pe 16 octombrie, a fost primit un mesaj de la observatoarele de unde gravitaționale „LIGO”, „Virgo” și o serie de alte mari grupuri științifice internaționale cu privire la o descoperire extrem de semnificativă pentru astronomia modernă. Peste 70 de observatoare specializate în toate benzile spectrului electromagnetic și toate cele 3 observatoare de unde gravitaționale care funcționează, au demonstrat în detaliu pentru prima dată informații referitoare la fuziunea a două stele de tip neutron. ÎN acest material vă vom spune ce anume au văzut oamenii de știință și ce răspunsuri cu privire la întrebările despre Universul nostru au fost obținute datorită noilor cercetări.

Cum a fost totul?

Anul acesta, pe 17 august, la ora 15:41:04, ora Moscovei, detectorul observatorului LIGO, situat în Hanford, Washington, a detectat o undă gravitațională lungă record. Semnalul a durat aproximativ o sută de secunde. Aceasta este o perioadă de timp foarte lungă, deoarece cele 4 înregistrări anterioare ale undelor gravitaționale nu au durat mai mult de trei secunde. În acest caz, programul de notificare automată a fost declanșat. Astronomii au verificat informațiile, în urma cărora s-a dezvăluit că, se pare, al 2-lea detector LIGO, situat în Louisiana, a prins și el valul, dar în același caz declanșatorul automat nu a funcționat din cauza zgomotului pe termen scurt. .

Cu 1,7 sec. mai târziu decât primul detector, independent de acesta, a funcționat sistem automat telescoapele Integral și Fermi, care sunt observatoare cosmice de raze gamma care observă unele dintre cele mai înalte evenimente de energie din întregul Univers. Instrumentele au înregistrat un bliț strălucitor și au determinat aproximativ datele de coordonate ale acestuia. Blițul aici a durat doar 2 secunde. spre deosebire de semnalul gravitațional. Este de remarcat faptul că „Integral” ruso-european a observat explozia de raze gamma, ca să spunem așa, cu „viziune laterală”, adică cu „cristalele de protecție” ale detectorului principal. Cu toate acestea, acest lucru nu a interferat cu procesul de triangulare a semnalului.

Aproximativ o oră mai târziu, LIGO a diseminat informații cu privire la datele potențiale de coordonate pentru sursa undelor gravitaționale. Instalarea acestei zone a fost realizată datorită faptului că semnalul a fost observat și de detectorul Virgo. Întârzierile cu care aparatele au primit semnalul au indicat că, cel mai probabil, sursa era situată în sud, deoarece semnalul a fost mai întâi preluat de Fecioară, iar abia după aceea, după ce au trecut 22 de milisecunde, a fost înregistrat de LIGO. observator. Inițial, zona recomandată în scopuri de căutare era de până la 28 de grade pătrate. Această cifră este echivalentă cu sute de zone lunare.

În etapa următoare, informațiile de la observatoarele de raze gamma și gravitaționale au fost combinate într-un singur întreg și a început căutarea sursei exacte de radiație. Fizicienii au inițiat instantaneu mai multe căutări optice, deoarece atât telescoapele cu raze gamma, cât și observatoarele gravitaționale nu au făcut posibilă găsirea punctului necesar cu o precizie ridicată.

Una dintre căutări a fost efectuată prin utilizarea unui sistem de telescop robot numit „MASTER”, care a fost creat la SAI al Universității de Stat din Moscova.

Telescopul chilian Swope a fost cel care a reușit să găsească fulgerul necesar printre mii de potențiali candidați. A făcut asta la 11 ore după undele gravitaționale. Astronomii au detectat un nou punct luminos în galaxia NGC 4993, situată în constelația Hydra. Luminozitatea acestui punct nu a fost mai mare de magnitudinea 17. Un astfel de obiect este accesibil pentru observare folosind telescoape semi-profesionale.

Aproximativ o oră mai târziu, în ciuda Swope, sursa a fost găsită de alte patru observatoare, inclusiv telescopul rețelei MASTER din Argentina. Apoi a început o campanie globală de observație, care a implicat telescoapele Observatorului Europei de Sud, dispozitive celebre precum Chandra și Hubble, matricea de radiotelescoape VLA și o grămadă de alte instrumente. În total, 70 de echipe științifice au observat desfășurarea evenimentului. După 9 zile, astronomii au reușit să obțină o imagine în intervalul de raze X, iar după 16 zile - chiar și în domeniul de frecvență radio. După ceva timp, steaua s-a apropiat de galaxie, dar în septembrie observațiile s-au dovedit a fi imposibile.

De ce a avut loc explozia?

O astfel de imagine caracteristică a unei explozii într-o varietate de domenii electromagnetice a fost prezisă și descrisă cu mult timp în urmă. Acesta arată ciocnirea a două stele de tip neutron, care sunt obiecte ultracompacte constând din materie neutronică.

Oamenii de știință susțin că masa stelelor de tip neutron ajunge la 1,1 și 1,6 mase solare, ceea ce însumează 2,7. Pentru prima dată, undele gravitaționale s-au format când distanța dintre obiecte a ajuns la 300 km.

Ceea ce a fost neașteptat a fost distanța mică de la acest sistem până la noi. A fost egal cu 130 de milioane de ani lumină, dar aceasta este de numai 50 de ori mai mare decât distanța dintre noi și nebuloasa Andromeda și, de asemenea, aproape cu un ordin de mărime mai mică decât distanța de la noi până la găurile negre care s-au ciocnit, așa cum LIGO și " Fecioară" Această coliziune a fost, de asemenea, cea mai apropiată sursă a unei scurte explozii de raze gamma de noi.

Ce sunt stelele de tip neutron?

Aceste stele unice se formează în timpul așa-numitelor prăbușiri ale giganților și supergiganților, având mase de 10-25 de ori mai mari decât masa solară. Cum le poți descrie nașterea? Inițial, la o anumită etapă, masa nucleului stelar devine peste limita Chandrasekhar, egală cu 1,4 mase solare. În acest moment, există un dezechilibru între gravitația nucleară, care atrage stratul exterior al stelei, și presiunea electronilor, care acționează ca un obstacol în calea procesului de compresie. Vedeta începe să se contracte, adică să se prăbușească. Densitatea și temperatura materiei nucleare cresc brusc, protonii încep să capteze electroni, ducând la formarea de neutroni și, în același timp, sunt eliberați neutrini. După un anumit timp, nucleul este aproape complet o multitudine de neutroni.

Emisiile de energie care decurg din conexiunile proton-electron duc la ruperea învelișului stelar și își duc propriul material. Astfel, are loc o explozie de supernovă. Ca rezultat, vedem un miez dens cu o înveliș subțire și format din neutroni. Densitatea unei stele de tip neutron este enormă. Se găsește numai prin presiunea neutronilor degenerați. Atinge o valoare de 4–6×1017 kg/m3. O picătură de materie neutronică, egală cu 0,030 mililitri, cântărește mai mult de zece milioane de tone, ceea ce este comparabil cu o sută de trenuri de marfă încărcate. În același timp, dimensiunile caracteristice ale unor astfel de stele nu sunt atât de mari - doar aproximativ 10 km. intr-un dm. Rețineți că o astfel de stea poate fi plasată chiar în al treilea inel de transport al Moscovei.

Pe lângă densitatea lor mare, stelele de acest tip au câmpuri magnetice puternice. Inducția lor ajunge la mii până la trilioane de tesla, dar câmpul magnetic al pământului nu depășește 0,065 tesla în acest indicator. Unele dintre aceste stele au un moment unghiular mare după explozie. Așa se formează obiectele unice, cum ar fi pulsarii.

În prezent, oamenii de știință nu au ajuns încă la o imagine unificată a structurii materiei neutronice. O ecuație specială pentru starea sa nu a fost încă construită. În același timp, există informații că neutroniul are proprietăți precum superfluiditatea și super-permeabilitatea.

Stele binare de tip neutron sunt cunoscute încă din 1974. Unul dintre astfel de sisteme a fost descoperit la acea vreme de laureații Nobel Russell Hulse și Joseph Taylor. Dar toate stelele duble cunoscute de acest fel erau încă situate în propria noastră galaxie, iar stabilitatea orbitei lor a fost suficientă pentru a le împiedica să se ciocnească între ele pentru milioanele de ani previzibile. Noua pereche de stele era atât de apropiată încât a declanșat procesul de interacțiune și apoi transferul de materie.

Evenimentul s-a numit kilonova. Literal vorbind, se pare că luminozitatea fulgerului a fost de aproximativ o mie de ori mai mare ca putere decât rachetele obișnuite ale stelelor noi, care sunt sisteme duale, în care însoțitorul compact este angajat în tragerea de materie pe sine.

Colecția completă de informații permite deja oamenilor de știință să considere acest eveniment ca pe o piatră de cărbune ura pentru viitoarea astronomie a undelor gravitaționale. Rezultatele procesării informațiilor au pus bazele pentru scrierea a aproximativ 30 de articole în reviste populare în decurs de două luni. Astfel, au fost publicate 7 articole în Nature, 7 în Science, iar alte lucrări au fost publicate în Astrophysical Journal Letters și alte publicații științifice. Unul dintre aceste articole a fost co-autor de 4.600 de astronomi din colaborări complet diferite. Acest număr de astronomi reprezintă peste o treime dintre astronomii din întreaga lume.

Așadar, am ajuns la întrebările cheie la care oamenii de știință au putut să dea un răspuns real cu toată seriozitatea.

Ce declanșează explozii scurte de raze gamma?

Exploziile de raze gamma sunt printre cele mai puternice evenimente din întregul Univers. Puterea unei astfel de explozii atinge o astfel de valoare încât în ​​câteva secunde poate arunca mediu inconjurator energie egală cu energia solară generată de-a lungul a zeci de milioane de ani. Se obișnuiește să se separe exploziile scurte de raze gamma de cele lungi. În același timp, ei cred că acestea sunt fenomene complet diferite în principiu. De exemplu, sursa exploziilor lungi este prăbușirea stelelor cu mase uriașe.

Conform unor presupuneri, fuziunile stelelor de tip neutron sunt considerate a fi sursa unor explozii scurte de raze gamma. Dar nu a existat încă o confirmare directă a acestor presupuneri. Noile observații sunt deja dovezi foarte puternice ale existenței acestui mecanism.

Cum apar aurul și alte elemente grele în Univers?

Nucleosinteza este fuziunea nucleelor ​​stelare din stele înseși. Acest proces face posibilă obținerea unei game uriașe de elemente chimice. În cazul nucleelor ​​ușoare, reacțiile de fuziune apar cu eliberarea de energie. În general, aceste reacții sunt favorabile energetic. Pentru elementele a căror masă este aproximativ aceeași cu masa fierului, câștigul în termeni energetici nu mai este atât de semnificativ. Din acest motiv, elementele a căror masă depășește masa fierului practic nu apar în stele. O excepție sunt exploziile de supernove. Cu toate acestea, ele nu sunt deloc suficiente pentru a explica prevalența aurului, uraniului, lantanidelor și a altor elemente grele formate în tot Universul.

Merită să ne amintim că în 1989, fizicienii au presupus că procesul implica r-nucleosinteza, care are loc în fuziunile stelelor de tip neutron. Mai multe despre aceste informații puteți citi în blogul specialistului în astrofizică Marat Musin. Până acum despre acest proces Au vorbit doar în teorie. Acum totul s-a schimbat.

Studiile spectrale ale noului eveniment indică urme clare ale apariției elementelor grele. Astfel, spectrometrele, uriașul telescop VLT și celebrul Hubble i-au ajutat pe astronomi să detecteze prezența aurului, cesiului, platinei și teluriului în spațiu. Există, de asemenea, dovezi ale apariției antimoniului, xenomului și iodului. Fizicienii au oferit estimări care spun că a avut loc o ejecție după ciocnire. masa totala elemente uşoare şi grele egale cu 40 de mase ale lui Jupiter. Este doar aurul, așa cum spun modelele teoretice, pare atât de mult încât este egal cu aproximativ 10 mase ale Lunii.

Ce este constanta Hubble?

Evaluarea experimentală a ratei de expansiune a Universului poate fi efectuată folosind „lumânări standard” speciale, care sunt obiecte pentru care este cunoscut indicele absolut de luminozitate. Aceasta înseamnă că relația dintre luminozitatea absolută și luminozitatea vizibilă ne permite să facem o concluzie despre gama lor. Rata de expansiune la o astfel de distanță de observator se găsește folosind o deplasare Doppler, de exemplu, liniile de hidrogen. Rolul „lumânărilor standard” a fost preluat, de exemplu, de supernove de tip Ia, care sunt „explozii” de pitice albe. Merită adăugat că eșantionul lor a fost cel care a dovedit faptul expansiunii Universului.

Constanta Hubble vă permite să specificați o dependență liniară a ratei de expansiune a Universului la această distanță. Fiecare dintre definițiile independente ale semnificației sale face posibil să fii încrezător în cosmologia acceptată în prezent.

Sursele undelor gravitaționale acționează și ca așa-numitele „lumânări standard”. Ele mai sunt numite și „sirene” într-un alt fel. Natura undelor gravitaționale create de aceste lumânări vă permite să determinați în mod independent distanța până la acestea. Este exact ceea ce au folosit astronomii într-una dintre noile lor lucrări. Rezultatul este echivalent cu alte măsurători independente, și anume cele bazate pe radiația cosmică de fond cu microunde și pe observațiile obiectelor cu lentile gravitaționale. Constanta rămâne aproximativ 62-82 km. pe secunda pe megaparsec. Aceasta înseamnă că două galaxii, care se află la 3,2 milioane de ani lumină distanță, au o viteză medie de decolare de 70 km/s. Noile fuziuni ale stelelor de tip neutron vor face posibilă creșterea preciziei acestei estimări.

Cum funcționează gravitația?

Teoria relativității generale, acum general acceptată, prezice cu acuratețe comportamentul undelor gravitaționale. Dar teoria cuantică a gravitației nu a fost încă dezvoltată. Există o serie de ipoteze cu privire la modul în care „funcționează” gravitația. Ele sunt prezentate sub formă de structuri teoretice cu un număr mare de parametri necunoscuți. Observarea simultană a radiațiilor electromagnetice și a undelor gravitaționale va face posibilă identificarea și restrângerea limitelor acestor parametri și, de asemenea, eliminarea unor ipoteze care au fost considerate insuportabile.

De exemplu, există un fapt că undele gravitaționale au apărut în 1,7 secunde. la razele gamma. Aceasta înseamnă doar că ele de fapt diverg la viteza luminii. De asemenea, valoarea întârzierii în sine poate fi utilizată pentru a testa principiul echivalenței, care stă la baza relativității generale.

Cum sunt structurate stelele de tip neutron?

Cunoaștem structura unor astfel de stele doar în schiță generală, superficial. Au o crustă formată din elemente grele, precum și un miez care, așa cum am spus mai sus, se bazează pe neutroni. Cu toate acestea, încă nu cunoaștem ecuația stării materiei neutronice din miezul în sine. Dar acest lucru este important, deoarece acesta este ceea ce va ajuta la înțelegerea a ceea ce s-a format în timpul coliziunii observate de astronomi.

Ca și în ceea ce privește piticele albe și stelele de tip neutron, putem aplica conceptul masa critica. Dacă această masă este depășită, există riscul începerii procesului de colaps. În funcție de faptul că masa noului corp a depășit sau nu un nivel critic, există mai multe opțiuni pentru desfășurarea ulterioară a evenimentelor. Dacă masa totală este prea mare, obiectul se va prăbuși brusc într-o gaură neagră. Dacă masa este ceva mai mică, există riscul apariției unei stele de tip neutron care se rotește rapid fără echilibru, care, de asemenea, se prăbușește într-o gaură neagră în timp. O alternativă de luat în considerare aici este formarea unui magnetar. Este o stea de tip neutron care se rotește rapid cu un câmp magnetic uriaș. Aparent, magnetarul nu s-a format în coliziune, iar oamenii de știință nu au putut detecta radiația de raze X care îl însoțește.

Vladimir Lipunov, care este șeful rețelei MASTER, nu are în prezent suficiente informații pentru a afla ce a apărut acolo în urma fuziunii. Dar astronomii vor oferi deja mai multe teorii și intenționează să le publice în mod public în zilele următoare. Probabil, datorită fuziunilor viitoare de stele, oamenii de știință vor putea identifica masa critică dorită.

Valery Mitrofanov, care este profesor la Facultatea de Fizică a Universității de Stat din Moscova. M.V. Lomonosov, a exprimat că în viitorul apropiat ei (oamenii de știință) se așteaptă să înregistreze unde gravitaționale din alte surse, de exemplu, din surse continue de radiații, unde stocastice și radiații relicte gravitaționale, dar în astfel de scopuri o creștere semnificativă a sensibilității detectorilor va fi necesar. El a remarcat, de asemenea, că este încă foarte interesant și astăzi să cauți noi surse neexplorate.

Mecanica mișcării planetelor și stelelor a fost clarificată. După ce această piatră de hotar a fost lăsată în urmă, conceptele care fac mituri despre originea energiei Soarelui și stelelor nu au mai putut fi luate în serios și ar părea bine, dar cerul studiat de astronomi a fost brusc acoperit de semne de întrebare. Pentru a pătrunde în adâncurile stelelor, oamenii de știință aveau un singur instrument - „mașina de găurit analitică” a propriului creier, în cuvintele astrofizicianului englez Arthur Stanley Eddington (1882-1944).

El a fost primul care a prezentat ideea posibilității de a „pompa” masa stelară în energie prin reacții termonucleare de fuziune a heliului și hidrogenului (1920). El a scris: „Regiunile interne ale unei stele sunt un amestec de atomi, electroni și unde eterică (cum le numește oamenii de știință unde electromagnetice). Trebuie să apelăm la cele mai recente realizări ale fizicii atomice pentru a ne ajuta să înțelegem legile acestui haos. Am început să explorăm structura interna stele; Curând ne-am trezit explorând structura internă a atomului.” Și mai departe: „... energia necesară poate fi eliberată în timpul rearanjarii protonilor și electronilor în nucleele atomice (transformarea elementelor) și energie mult mai mare în timpul anihilării lor... Unul sau altul poate fi folosit pentru a produce căldură solară. ..”

Despre ce etape ale biografiilor stelelor poate spune știința modernă?

Să facem imediat o rezervă: ideile existente despre originea și dezvoltarea stelelor, în ciuda recunoașterii pe scară largă, nu au dobândit încă drepturile unei teorii de neclintit. Multe întrebări dificile încă așteaptă răspunsuri. Cu toate acestea, aceste idei par să contureze destul de corect contururile evoluției stelare. Existența unei stele începe cu un nor uriaș, rece de gaz, format în principal din hidrogen. Sub influența gravitației, se contractă treptat. Energia gravitațională potențială a particulelor de gaz se transformă în energie cinetică, adică. termică, din care aproximativ jumătate este cheltuită cu radiații. Restul este folosit pentru a încălzi cheagul dens format în centru - miezul. Când temperatura și presiunea din nucleu cresc atât de mult încât reacțiile termonucleare devin posibile, începe cea mai lungă etapă a evoluției unei stele - termonucleară. O parte din energia eliberată în miezul său în timpul sintezei heliului din hidrogen este transportată în spațiul cosmic de neutrinii care pătrund total, iar ponderea principală este transferată la suprafața stelei de γ-quanta și particule de gaz puternic ionizat. Acest flux de energie care curge din centru rezistă presiunii straturilor exterioare și previne comprimarea ulterioară. Această stare de echilibru a unei stele cu o masă de două ori mai mare decât masa Soarelui durează aproape 10 miliarde de ani.

După ce cea mai mare parte a hidrogenului din miez s-a ars, nu mai există suficientă energie pentru a menține echilibrul. „Reactorul termonuclear” al stelei trece treptat la un nou mod. Steaua se contractă, presiunea și temperatura din centrul ei cresc, iar la aproximativ 100 de milioane de grade, nucleele de heliu intră în reacții împreună cu protonii. Sunt sintetizate elemente mai grele - carbon, azot, oxigen, iar din centrul stelei până la suprafață, ca unul dintre cercurile care se împrăștie prin apă dintr-o piatră aruncată, se mișcă un strat în care hidrogenul continuă să ardă.

În timp, resursele de heliu se epuizează și ele. Steaua se contractă și mai mult, temperatura din centrul ei crește la 600 de milioane de grade. Acum reacțiile implică nuclee cu Z>2. Și un strat de heliu care arde se deplasează spre periferie.

Pas cu pas, substanța din nucleu ocupă din ce în ce mai multe celule noi în tabelul periodic și la 4 miliarde de grade „ajunge” în cele din urmă la fier și elementele apropiate lui în ceea ce privește masa nucleară. Aceste elemente au un defect de masă maximă, adică energia de legare în nuclee este cea mai mare și reprezintă „zgura” „reactoarelor stelare termonucleare”: nicio reacție nucleară nu mai este capabilă să extragă energie din ele. Și dacă da, eliberarea suplimentară de energie din cauza reacțiilor de fuziune este imposibilă - perioada termonucleară a stelei s-a încheiat. Următorul curs al evoluției este din nou determinat de forțele gravitaționale care comprimă steaua. Moartea ei începe.

Cât de exact va muri o stea depinde de masa ei. De exemplu, stelele cu mase mai mari de două mase solare sunt destinate celui mai dramatic final. Forțele gravitaționale se dovedesc a fi atât de puternice încât fragmentele de atomi zdrobiți - electroni și nuclee - formează, parcă, două gaze dizolvate unul în celălalt - electronic și nuclear. Deși cursul evoluției unor astfel de stele în etapele următoare arderii elementelor ușoare nu poate fi considerat stabilit cu precizie, cu toate acestea, teoria existentă este acceptată de majoritatea astrofizicienilor. Această teorie își datorează succesul în primul rând faptului că mecanismul propus pentru formarea elementelor chimice și abundența prezisă de elemente în Univers sunt în acord cu datele observaționale.

Deci, steaua masivă și-a epuizat toate rezervele de combustibil nuclear. Încălzind în mod constant până la câteva miliarde de grade, a transformat cea mai mare parte a substanței în cenușă nucleară - elemente ale grupului fierului cu mase atomice de la 50 la 65 (de la vanadiu la zinc). Comprimarea suplimentară a stelei duce la perturbarea stabilității nucleelor ​​formate, care încep să se prăbușească. Fragmentele lor - particule alfa, protoni și neutroni - reacționează cu nucleele grupului de fier și se combină cu acestea. Se formează elemente mai grele, care intră și ele în reacții, iar următoarele celule ale tabelului periodic sunt umplute. Datorită extrem temperaturi mari Aceste procese apar foarte repede - de-a lungul mai multor milenii.

Regiunea „grea” a tabelului periodic

În timpul fisiunii nucleelor ​​grupului de fier, precum și în timpul fuziunii nucleonilor și nucleelor ​​ușoare cu aceștia (în reacțiile de fuziune care conduc la umplerea regiunii „grele” a tabelului periodic), energia nu este eliberată, ci, pe dimpotrivă, este absorbită. Ca urmare, compresia stelei se accelerează. Gazul de electroni nu mai este capabil să reziste presiunii gazului nuclear. Colapsul se instalează - în câteva secunde, miezul stelei suferă o compresie catastrofală: învelișul stelei se prăbușește, „explodează în interior”. Densitatea materiei crește atât de mult încât nici măcar neutrinii nu pot scăpa de stea. Cu toate acestea, „captivitatea” unui curent puternic de neutrini, care transportă cea mai mare parte a energiei nucleului stelei care se prăbușește, nu durează mult. Mai devreme sau mai târziu, impulsul neutrinilor „blocați” este transmis în coajă și este ejectat, mărind strălucirea stelei de miliarde de ori.

Astrofizicienii cred că așa explodează supernovele. Exploziile gigantice care însoțesc aceste evenimente ejectează o parte semnificativă a materiei stelei în spațiul interstelar: până la 90% din masa sa.

Nebuloasa Crab, de exemplu, este învelișul care explodează și se extinde a uneia dintre cele mai strălucitoare supernove. Erupția sa a avut loc, după cum arată cronicile stelare ale astronomilor chinezi și japonezi, în 1054 și a fost neobișnuit de strălucitoare: steaua a fost văzută chiar și în timpul zilei timp de 23 de zile. Măsurătorile ratei de expansiune a Nebuloasei Crabului au arătat că în nouă secole ar fi putut atinge dimensiunea actuală, adică au confirmat data nașterii sale. Cu toate acestea, dovezi mult mai semnificative ale corectitudinii modelului prezentat și previziunilor teoretice ale puterii fluxului de neutrini bazate pe acesta au fost obținute la 23 februarie 1987. Apoi, astrofizicienii au înregistrat un puls de neutrini care a însoțit nașterea unei supernove în Norul Mare de Magellan.

În ele au fost găsite linii de elemente grele, pe baza cărora astronomul german Walter Baade (1893-1960) a ajuns la concluzia că Soarele și majoritatea stelelor reprezintă cel puțin a doua generație de populații stelare. Materialul pentru această a doua generație a fost gazul interstelar și praful cosmic, în care s-a transformat materialul supernovelor din generația anterioară împrăștiat de exploziile lor.

Ar putea nuclee de elemente supergrele să se nască în exploziile stelare? O serie de teoreticieni admit această posibilitate.

Dragi vizitatori!