Общая и неорганическая химия
Методическое пособие - Химия
Другие методички по предмету Химия
в механизм их синтеза тройного деления ядер с вылетом обогащённых нейтронами лёгких за-ряж. частиц.
рис 2
Несмотря на то, что состав большинства звёзд, галактик и межзвёздной среды в осн. следует стандартной кривой РН, существуют отклонения от неё, вызванные разл. физ. причинами. Старые звёзды, принадлежащие гало Галактики и шаровым звёздным скоплениям, содержат тяжёлых элементов в 10-103 раз меньше, чем Солнечная система. Это связано с хим. эволюцией галактик. Нек-рые группы звёзд содержат тяжёлые элементы в пропорциях, существенно отличающихся от стандартных распространённостей, таковы, напр., т. н. суперметаллич. звёзды (бариевые, CNO и др.). Существуют также обогащённые и обеднённые гелием звёзды, звёзды с низким содержанием Са. Звёзды с аномальным хим. составом составляют примерно 10% всех звёзд, находящихся вблизи гл. последовательности (см. Герцшпрунга - Ресселла диаграмма )и имеющих темп-ру поверхности от 8000 до 20 000 К (см. Химически пекулярные звёзды).
Появились свидетельства в пользу того, что изотопный состав Солнечной системы также не является столь однородным, как казалось раньше. Открыты аномалии (большинство из них на уровне долей процента) в рас-пространённостях изотопов кислорода, неона, магния. Всё это указывает на многообразие процессов, сформировавших вещество звёзд, галактик и Солнечной системы. Происхождение и распространенность химических элементов в природе
Вам хорошо известно, что различные химические элементы распространены крайне неравномерно. Элемент может быть в сотни и тысячи раз более или менее распространенным, чем его непосредственный сосед по периодической системе. Вы знаете, что атомов одних элементов (кислород, кремний, алюминий, железо и др.) на нашей планете значительно больше, чем атомов других элементов (медь, золото, германий и др.). А откуда вообще взялось такое разнообразие химических элементов? Давайте, прежде чем перейти к рассмотрению вопроса об относительной распространенности химических элементов, кратко познакомимся с существующей точкой зрения по вопросу их происхождения.
По принятой сейчас модели развития Вселенной, формирование слагающего ее вещества является результатом Большого взрыва. В первые мгновения после него произошло формирование элементарных частиц. Вначале фотонов, нейтрино, электронов, позитронов. Затем протонов и нейтронов. После снижения температур ниже уровня 1011о К начинается соединение протонов с нейтронами. Образуются ядра тяжёлых изотопов водорода, возможно также ядер гелия, и небольших количеств Li, Be.
Синтез более тяжёлых атомных ядер начинается после формирования крупных и плотных горячих газовых скоплений звёзд. Вначале продолжается образование 4Не. Далее же происходит т.н. выгорание гелия:
34Не Ю12С
и далее, с присоединением новых ядер гелия: 16O, 20Ne, 24Mg, 28Si, 32S и т.д., вплоть до 56Fe и 58Ni. Обратите внимание, что всё это именно синтез ядер (нуклеосинтез), а не атомов в целом, так как электроны при столь высоких температурах остаются в свободном состоянии.
Образование ядер промежуточных элементов результат реакций захвата либо потери протона или нейтрона.
Атомы тяжелее Fe и Ni в обычных процессах внутризвёздного нуклеосинтеза не формируются (не хватает энергии). Эти процессы реализуются только при взрывах сверхновых звезд. При наблюдении за сверхновыми в их спектре обнаружены яркие линии, характерные для 254Cf. Интересно, что скорость падения яркости сверхновых (56 суток) очень точно совпадает с периодом полураспада калифорния. Таким образом, формирование ядер атомов от никеля до урана результат ядерного синтеза в процессе взрыва сверхновых, а также распада калифорния и, возможно, других трансурановых элементов (может, и более тяжёлых, которые нам неизвестны).
Существуют звёзды первого и второго поколения. Только вторые могут содержать в составе элементы тяжелее никеля и иметь планетные системы типа Солнечной.
Итак, в химическом отношении звезды являются довольно простыми системами. Доступная для изучения часть Вселенной имеет в основном водородно-гелиевый состав. Сбылось предсказание английского астрофизика А. Эддингтона, который в начале ХХ века писал, что легче будет разобраться в составе звезд, чем в процессах, окружающих нас на Земле.
Закономерности распространения химических элементов в космосе и на Земле вначале были установлены чисто эмпирически. Было подмечено, что:
Распространенность быстро падает от элементов с низкими атомными номерами (примерно до номера 30), а затем, для более тяжелых элементов остается приблизительно постоянной.
Только десять элементов H, He, C, N, O, Ne, Mg, Si, S, Fe, атомные номера которых меньше 27, характеризуются высокой распространенностью; из них водород резко преобладает над остальными.
Элементы с четными порядковыми номерами более распространены, чем нечетные (закон Оддо - Гаркинса).
Уточнения к закону Оддо-Гаркинса впоследствии сформулировали А.Е. Ферсман и другие геохимики, но основная суть его остаётся неизменной. Истоки закономерностей в строении атомных ядер. Первоначально геохимики предполагали, что это может быть как-то связано с различной степенью устойчивости атомных ядер различных элементов. Сейчас признаётся, что это отражает механизм термоядерного синтеза в космических условиях.
Установленные закономерности показывают, что абсолютная распространенность элементов зависит в большей степени от свойств ядра, чем от химических свойств