Материя — всё, что нас окружает, и мы сами — состоит из множества атомов, именуемых химическими элементами. Чтобы понять происхождение этого разнообразия, придётся заглянуть в далёкое прошлое — на 14 млрд лет назад.
Топливо Вселенной
Согласно теории Большого взрыва, Вселенная возникла 13,7 млрд лет назад из крошечной точки, именуемой сингулярностью. Расчёты показывают, что её плотность и температура были бесконечно высокими. В какой-то момент точка стала увеличиваться и охлаждаться — её энергия стала рассеиваться по расширяющейся с огромной скоростью Вселенной. В начале расширения температура была очень высокой, и вещество Вселенной представляло собой однородную кварк-глюонную плазму. Охлаждение привело к образованию электронов и протонов. Но ещё долгое время они находились в нестабильном состоянии. Лишь спустя 379 тыс. лет после Большого взрыва Вселенная остыла до 10 тыс. кельвинов, а замедлившиеся к тому времени электроны и протоны стали объединяться в стабильные изотопы водорода — первого химического элемента. Ядро водорода содержит один протон и один электрон, его обозначают символом 1 Н или p. Четверть существовавших на тот момент электронов и протонов образовала нейтроны, которые вошли в состав ядер гелия ( 4 He) и дейтерия ( 2 Н, изотоп водорода). В период между 380 тыс. и 550 млн лет после Большого взрыва Вселенная состояла только из водорода и гелия.
Процесс образования этих элементов называют первичным нуклеосинтезом. Сегодня 99% всех ядер во Вселенной приходится на водород и гелий. Их соотношение позволило смоделировать характер и скорость расширения Вселенной. Другая скорость привела бы к другой пропорции.
Новый этап — звёзды
Итак, водород и гелий остались самыми распространёнными элементами во Вселенной: понижение температуры привело к остановке ядерных реакций, а эти два элемента не успели превратиться в более тяжёлые. Преобразование ядер возобновилось позже, внутри звёзд. С появлением звёзд начинается эпоха последовательного образования остальных химических элементов. Под действием гравитационных сил молекулярные облака собираются в сгустки массы, состоящие преимущественно из ядер водорода с небольшой примесью ядер гелия. Гравитационная сила сближает атомы так, что сгустки становятся меньше и плотнее, температура повышается. В центре звезды она достигает 1 млн кельвинов — начинается термоядерный синтез новых элементов.
Самый распространённый элемент во Вселенной — водород, после него гелий
Синтез элементов
1. Горение водорода в звёздах, также называемое протон-протонным циклом, приводит к образованию гелия. В звёздах с массой равной или меньше солнечной 98% энергии, выделяющейся в результате термоядерных реакций, приходится на протон-протонный цикл. Он включает в себя три стадии. Вначале два протона (атома водорода) сливаются и образуют дейтрон, позитрон и электронный нейтрино. Затем дейтрон присоединяет ещё один протон и превращается в нестабильное ядро 3 He. Наконец два атома 3 He сливаются — образуется 4 He и высвобождаются два протона
Ганс Бете и Чарльз Критчфильд установили, что именно протон-протонный цикл термоядерных реакций является источником энергии звёзд
Позже всё тот же Ганс Бете и Карл фон Вайцзеккер открыли углеродно-азотный цикл термоядерных реакций.
2. Тройная гелиевая реакция — цепочка термоядерных реакций слияния ядер 4 He в недрах звёзд. Она начинается при температуре около 1,5·108 К и плотности порядка 5·107 кг/м3 . Идёт в два этапа. Образование нестабильного ядра бериллия-8:
4 He + 4 He = 8 Be— Q1
Образование возбуждённого ядра углерода-12:
4 He + 8 Be = 12C + Q2
Продуктом цепочки является ядро 12C. 3. Цикл CNO — процесс горения водорода в звёздах больше Солнца. Особенность цикла в том, что он начинается с углерода и в результате последовательного прибавления четырёх протонов приводит к образованию атома гелия. Углерод высвобождается в самом конце.
Цикл начинается с реакции между ядрами водорода (1 H) и углерода (1 2C). Образующийся радиоактивный изотоп 1 3N в результате β+ -распада становится изотопом 1 3C. Последовательно захватывая два протона, изотоп превращается в 1 4N, а затем в 1 5O. Радиоактивное ядро 1 5O в результате β+ -распада становится изотопом 1 5N. В конце цикла ядро 1 5N захватывает протон — образуются ядра 1 2C и 4 He. Таким образом, ядра углерода играют роль катализаторов. Их количество на протяжении цикла не меняется. Наряду с углеродом роль катализаторов в реакциях горения водорода выполняют также азот, кислород и неон. Все эти элементы содержатся в веществе звёзд второго поколения, куда попадают после распада массивных звёзд первого поколения, в которых и образовались когда-то в результате термоядерных реакций.
4. Ядерное горение углерода — условное название ядерной реакции слияния ядер углерода-12 в недрах звёзд с массой более 5–6 солнечных. Процесс начинается при температуре около 8·108 К и плотности порядка 108 кг/м3 . Основные реакции:
12C + 12C = 20Ne + 4 He
12C + 12C = 23Ne + 1 H
12C + 12C = 24Mg + γ
12C + 12C = 23Mg + n
12C + 12C = 23Na + e+ + v e
5. S-процесс (slow — медленный). Элементы тяжелее железа получаются в результате ядерного синтеза с поглощением энергии. На этом этапе реакция происходит с захватом нейтронов, поэтому образование новых элементов занимает больше времени, чем при реакциях с участием ядер гелия. Цепная реакция продолжается до образования ядер 200Bi.
56F + n 57Fe + n 58Fe + n 59 Fe— β- 59 Co + n 60Co— β- 60Ni + n 61Ni + n 62Ni + n 63Ni— β- …
После некоторого количества нейтронных захватов происходит реакция с отщеплением β-частиц. Это могут быть заряженные частицы: позитрон (β+ ) с положительным зарядом, электрон (β- ) — с отрицательным. В нашем случае реакция происходит с отщеплением электрона. Дальнейшее увеличение атомного ядра — после железа — приводит к образованию менее стабильных изотопов. Происходит β- -отщепление: так синтезированному атому легче существовать.
6. R-процесс (rapid — быстрый). Хотя r-процесс тоже включает в себя захват нейтрона, он является быстрым: ядра на данном этапе успевают захватить много нейтронов, прежде чем потребуется β- -распад. В результате получаются сверхтяжёлые ядра.
238U + 17n 255U—β- N255p
7. P-процесс (proton — протон). Формирование редких, богатых протонами ядер происходит путём захвата протонов: с помощью нейтронного захвата эти ядра созданы быть не могут. Пример — изотопы олова 1 1 1Sn, 1 1 2Sn, 1 1 5Sn. Точная физическая модель этих реакций пока неизвестна, предложен лишь принцип.
8. В результате x-процесса формируются ядра дейтерия, лития, бериллия и бора. Ядра этих элементов неустойчивы: они легко разрушаются под воздействием протонов — образуются более стабильные ядра гелия:
7 Li + p 24 He
Предполагается, что неустойчивые лёгкие элементы появились благодаря CNO-реакциям. При столкновении с ядрами H или He в космических лучах происходил распад ядер C, N, O. В качестве примера можно привести распад углерода:
Здесь p — это протон, то есть ядро водорода.
Подтверждением может служить разница в содержании Li, B, Be в космических лучах и недрах звёзд.
Образование химических элементов тесно связано с эволюцией звёзд. Элементарные частицы и атомы, разлетающиеся по космосу после взрыва звёзд, когда-то послужили материалом для нашей планеты, гораздо позже — материалом для наших домов и нас самих. Углерод в теле человека появился в результате термоядерных реакций внутри звёзд, как и кислород. Большая часть железа родилась при взрывах сверхновых, вспыхнувших далеко-далеко отсюда много миллионов лет назад. Золото в украшениях, скорее всего, образовалось в моменты столкновений нейтронных звёзд, которые мы фиксируем как короткие гамма-всплески.
Все мы дети звёзд.
