Слайд 1Общая геохимия
Лекция 2
Происхождение химических элементов.
Слайд 2Атомы состоят из нуклонов (протонов и нейтронов) в ядре, окруженных
электронами.
Число протонов определяет атомный номер Z (характеристика элемента).
Число протонов Z
и нейтронов N определяет атомную массу элемента А.
Протоны заряжены положительно, нейтроны не имеют заряда, электроны – отрицательно.
Нуклиды - атомы, различающиеся числом нуклонов в ядре или, при одинаковом числе нуклонов, содержащие разное число протонов или нейтронов.
Слайд 3Атомы с четным количеством протонов и нейтронов более стабильны по
сравнению с атомами, где количество тех или иных нуклонов нечетное.
Особенно
стабильны атомы с «магическими числами» протонов или нейтронов (четное число и протонов, и нейтронов).
Слайд 5Ядерные реакции
Слияние (fusion) ядер происходит между легкими ядрами при экстремально
высоких температурах и давлениях.
Слайд 6Альфа-распад
Альфа-распад - вид радиоактивного распада ядра, в результате которого происходит
испускание альфа-частицы (ядра атома гелия).
При этом массовое число уменьшается
на 4, а атомный номер — на 2. Альфа-распад обычно происходит в тяжелых ядрах, где велико электростатическое отталкивание между протонами .
Слайд 7Бета-распад
Бета-распад - тип радиоактивного распада, обусловленного слабым взаимодействием и изменяющего
заряд ядра на единицу. При этом ядро может излучать бета-частицу
(электрон или позитрон).
Слайд 8В случае испускания электрона он называется «бета-минус» (β−), а в
случае испускания позитрона — «бета-плюс-распадом» (β+).
Кроме β− и β+ распадов,
к бета-распадам относят также электронный захват, когда ядро захватывает атомный электрон.
Во всех типах бета-распада ядро излучает электронное нейтрино (β+ распад, электронный захват) или антинейтрино (β− распад).
Слайд 10
Вселенная в целом расширяется с ускорением и в буквальном смысле
слова «в никуда». Иными словами, галактики не просто разлетаются в
разные стороны в пустом пространстве, а раздвигается само пространство: наиболее часто этот процесс ученые иллюстрируют примером воздушного шарика.
Возраст Вселенной
13.75 +/- 0.17 Ga
определен с помощью гравитационной линзы и метода, предложенного 45 лет назад норвежцем Рефсдалем.
Слайд 11Иллюстрация гравитационной линзы — свет от далекой галактики отклоняется некоторым
массивным объектом и в результате астрономы видят не одно изображение,
а несколько. Белые стрелки показывают путь света, оранжевые — кажущееся направление на галактику.
Другие методы —анализ реликтового излучения, электромагнитного излучения, возникшего при Большом Взрыве, наблюдения за вспышками далеких сверхновых.
Слайд 12После первой секунды после Большого Взрыва материя присутствовала в виде
протонов, нейтронов и электронов.
Температура достигала 1010 К.
Первичный нуклеосинтез
Слайд 13Через несколько минут, когда T понизилась до 109 K,протоны и
нейтроны начали образовывать легкие атомы 2H, 3He, 4He и 7Li.
Слайд 14Вычисленные заранее количества нуклидов хорошо согласуются с наблюдаемыми в космосе
содержаниями.
В процессе первичного нуклеосинтеза образуются элементы не тяжелее Li.
Слайд 15Солнце (98% массы Солнечной системы) состоит из 71% H, 27%
He – результат Большого Взрыва, 2% более тяжелых элементов, образованных
в предшествующих звездах и суперновых после Большого Взрыва). Поэтому Солнце является звездой второго поколения.
Слайд 16Примерно через 100 000 лет при понижении T до 5000
K начинают образовываться нейтральные атомы H и He.
Слайд 17Образование звезд и звездный нуклеосинтез
Звезды образуются при гравитационной конденсации водородного
облака.
Высокие температуры и давления допускают ядерные реакции – слияние ядер.
Образование звезды
в туманности Орион
(NASA, телескоп Хаббла)
Слайд 18Проблема происхождения атомов возникла при установлении природы источника энергии Солнца
и звезд и при разработке теории Большого Взрыва Вселенной.
Проблема
источника энергии на Солнце была решена в конце 30-х годов XX века Х. Бете и К. Вейцзекером.
На основе расчетов они пришли к выводу, что механизм генерации энергии на Солнце и в других звездах связан с образованием ядер гелия из четырех протонов.
Слайд 19Протон-протонный цикл — совокупность цепочек термоядерных реакций, в ходе которох водород
превращается в гелий в звёздах, находящихся на главной звездной последовательности,
основная альтернатива CNO-циклу.
Доминирует в звёздах с массой порядка Солнца или меньше.
Время, через которое Солнце израсходует своё «топливо» и термоядерная реакция прекратится, оценивается в 6 миллиардов лет.
Слайд 20Суммарным итогом реакции является слияние четырех протонов с образованием ядра
атома He и выделением энергии, эквивалентной 0,7 % массы этих протонов.
Эта реакция проходит в три стадии. Вначале два протона, имеющие достаточно энергии, чтобы преодолеть кулоновский барьер, сливаются, образуя дейтрон, позитрон и электронное нейтрино; затем дейтрон сливается с протоном, образуя ядро 3He; наконец, два ядра атома гелия-3 сливаются, образуя ядро атома гелия-4. При этом высвобождается два протона.
Слайд 22CNO-цикл
CNO-цикл — термоядерная реакция превращения водорода в гелий, в которой углерод,
кислород и азот выступают как катализаторы.
Считается одним из основных
процессов термоядерного синтеза в массивных звёздах главной последовательности.
CNO-цикл — это совокупность трёх сцепленных друг с другом или, точнее, частично перекрывающихся циклов. Самый простой из них CN-цикл (цикл Бете или углеродный цикл) был предложен Хансом Бете в 1938 г. и, независимо от него, Карлом Вайцзекером.
Слайд 23Суть этого цикла состоит в непрямом синтезе α-частицы из четырёх
протонов при их последовательных захватах ядрами, начиная с 12C.
Слайд 24Звёздный нуклеосинтез — собирательное понятие для ядерных реакций образования элементов тяжелее
H, внутри звёзд, а также, в незначительной степени на их
поверхности.
М. Бeрбидж, Г. Бeрбидж, В. Фаулер, Ф. Хойл в 1957 году указали основные процессы зёздной эволюции, в которых происходит образование атомных ядер. К процессам звёздного нуклеосинтеза относятся:
Слайд 28Альфа-процесс (α-процесс) — ядерная реакция захвата α-частиц ядрами лёгких элементов.
В звёздах он является основным источником производства элементов от He
до Ni.
Слайд 31Образование тяжелых и сверхтяжелых элементов
Синтез атомных ядер, расположенных в таблице
Д. Менделеева за группой железа, должен обеспечиваться другими механизмами и,
как показали М. и Дж. Бербиджи, У. Фаулер и Ф. Хойл еще в 1957 году, такие нуклиды образуются в результате трех принципиально разных процессов: s-,r- и p-процессов.
Эти процессы сокращенно названы по первым буквам фамилий первооткрывателей: B2FH
Слайд 32
График энергии
связи нуклонов
Элементы >Fe не синтезировать прямым слиянием
Слайд 33Реакции слияния ядер до Fe и деления ядер после Fe
протекают с выделением энергии (самопроизвольно).
Слайд 34S-процесс (slow)
Этот процесс представляет собой медленный захват нейтронов, при котором
образующиеся неустойчивые ядра распадаются прежде, чем успеют присоединить следующий нейтрон.
Поэтому можно заключить, что s-процесс идет в недрах звезд при их нормальной стадии эволюции.
Слайд 35В звездах – Красных гигантах – горение O и Si
производит значительный поток нейтронов. Они могут быть захвачены ядрами для
образования новых изотопов с массой более 56.
Но ядра 59Fe не стабильны и распадаются на 59Co с превращением нейтрона в протон и испусканием гамма-кванта.
Слайд 37Завершаются цепочки превращений -процесса на изотопах свинца и висмута 209Bi,
так как последующие нуклиды 210Рo и 211Рo претерпевают -распад с
периодом полураспада 138 суток и 0,5 с соответственно, превращаясь в свинец.
Слайд 38
r-процесс (rapid)
Тяжелые и сверхтяжелые элементы, находящиеся в таблице Менделеева за
Bi, образуются в результате r-процесса. В этом процессе ядро должно
быстро последовательно захватить много нейтронов, прежде чем произойдет его beta--распад.
Захваты продолжаются до тех пор, пока скорость реакции захвата не уравновесится со скоростью реакции выбивания нейтрона под действием gamma-фотона (либо скоростью beta- -распада).
После этого ядро "ждет", пока произойдет beta--распад, что позволит ему снова захватить нейтроны.
Слайд 39S-процесс останавливается, когда альфа-распад разрушает новообразованные ядра.
Когда нейтроны добавляются слишком
быстро без потери электронов (r-процесс), то образуются очень стабильные ядра
(магические числа).
Слайд 40Представляет собой образование редких, богатых протонами ядер путем захвата протонов
или позитронов, так как ни одним процессом нейтронного захвата эти
ядра не могут быть созданы.
К таким ядрам следует в первую очередь отнести изотопы олова 111Sn, 112Sn и 115Sn.
Однако физические модели условий протекания p-процесса в звездах остаются пока в большей степени неоднозначными по сравнению с процессами захвата нейтронов
p-процесс
Слайд 41Соотношение s-, p-, r- процессов
Слайд 42Происхождение легких элементов
Легкие нуклиды 6Li, 7Li, 9Be, 10B и 11B
характеризуются более низкой распространенностью и стабильностью по отношению к He,
C, N, O и не могут образоваться в процессе обычного нуклеосинтеза в недрах звезд, так как они легко разрушаются.
На сегодняшний день общепризнанной гипотезой образования легких ядер являются реакции скалывания - реакции деления ядер C, N, O при столкновении с ядрами H и He либо в космических лучах, либо космических лучей с атомами межзвездных газовых облаков.
Слайд 43Космические лучи - это поток заряженных частиц, включая ядра ряда
атомов (H, He) достаточно большой энергии, которые заполняют пространство Галактики.
Считается, что основным источником космических лучей являются взрывы сверхновых звезд. В космических лучах содержание Li, Be, B приблизительно на пять порядков больше, чем в звездах. Это указывает на то, что реакции скалывания имеют место в космических лучах.
Слайд 44Li, Be и B разрушаются в недрах звезд. Хотя некоторое
кол-во 7Li образовано при Большом Взрыве; другие изотопы Li, а
также Be и B образованы при ядерных реакциях расщепления.
Слайд 45
3 вида процессов образования элементов
Слайд 46Эволюция звезд
Согласно современным научным представлениям, практически все химические элементы образовались
и образуются в результате процессов, происходящих в звездах, что приводит
к эволюционным изменениям состояния звезд.Поэтому проблема образования нуклидов тесно связана также и с вопросами эволюции звезд.
Слайд 47Можно определить время жизни звезды на главной последовательности как время
горения водорода в ядре, соответственно внутреннее строение звезды не остается
постоянным и меняется за время жизни на ГП. Для Солнца время жизни на ГП составит 1010лет (современный возраст Солнца оценивается как 4.5 109 лет).
Слайд 50Когда весь водород использован, то звезда вступает в фазу развития
Красного гиганта (T = 108K ρ = 104 g cm-3
) со следующими реакциями:
Слайд 51Сверхгиганты, находящиеся на последних стадиях эволюции (красные сверхгиганты), имеют весьма
сложное строение, в чем-то напоминающее строение луковицы в разрезе.
Как
известно из теории эволюции звезд на основе ядерных превращений в ядре звезды будут синтезироваться все новые и новые элементы, вплоть до элементов железного пика. В тоже время будет продолжаться горение элементов в слоевых источниках вокруг ядра. В сложном, далеко проэволюционировавшем сверхгиганте будет инертное Fe ядро и последовательные горящие оболочки из Si, Ne, O, C, He и H.
Слайд 52Железный пик - элементы группы железа от скандия Sc до
никеля Ni, до которых совершаются ядерные превращения в ядрах массивных
звезд. В ядрах звезд эти реакции идут с выделением энергии. Для синтеза более тяжелых элементов в звезде необходима затрата энергии и при обычных условиях в ядрах звезд такой синтез не происходит.
Слайд 53Скорость сжигания элементов звездой в 15 масс Солнца
Время выгорания
все более тяжелых элементов все убыстряется и время горения кремния
составляет всего несколько дней.
Слайд 54Схема эволюции основного нуклидного состава массивной звезды
Слайд 55
Нуклеосинтез в разных типах звезд
Слайд 56Распространенность нуклидов в первичной солнечной туманности по отношению к содержанию
кремния, принятого за 106.
Fe
Li Be B
Слайд 57
Космическая распространенность элементов отдельно для четных и нечетных номеров Z.
Слайд 58Разбивка космической распространенности элементов по типам нуклеосинтеза – хорошая повторяемость
линий.
