1. Pochodzenie pierwiastków we Wszechświecie B. Czerny Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika

2. 1. Alchemicy i kamień filozoficzny Wyraz alchemia pochodzi z języka arabskiego. Alchemicy w średniowieczu (VII – XVII wiek) poszukiwali kamienia filozoficznego, który miał umożliwić przemianę wszelkiego rodzaju materii w złoto, w szczególności ołowiu. Kamień filozoficzny miał też umożliwić leczenie wszelkich chorób i osiągnięcie nieśmiertelności. Polski słynny alchemik – Michał Sędziwój. Z alchemii w XVII/XVIII wieku narodziła się nowoczesna chemia doświadczalna, a marzenia o produkcji złota porzucono.

3. 2. Nauka XIX wieku Pierwiastki jako elementarne składniki materii, nie podlegające zmianom. Układ okresowy pierwiastków (Mendelejew, 1969). Wyjaśnienie przyniosły badania przeprowadzone już w XX wieku. W reakcjach chemicznych bierze udział tylko chmura elektronowa. Z – liczba atomowa A – liczba masowa

4. 3. Ciało człowieka tlen 43 kg węgiel 16 kg wodór 7 kg azot 1.8 kg wapń 1.0 kg fosfor 780 g pota s 140 g s iarka 140 g s ód 100 g c hlor 95 g magne z 19 g żelazo 4.2 g fluor 2.6 g cynk 2.3 g krzem 1.0 g rubid 0.68 g stront 0.32 brom 0.26 g ołów 0.12 g miedź 72 mg s rebro 2 mg n io b 1.5 mg cyrkon 1 mg lant an 0.8 mg gal 0.7 mg tellur 0.7 mg i tr 0.6 mg bi z mut 0.5 mg tal 0.5 mg ind 0.4 mg złoto 0.2 mg s kand 0.2 mg tantal 0.2 mg w anad 0.11 mg t or 0.1 mg uran 0.1 mg samar 50 µg beryl 36 µg wolfram 20 µg Przeciętna osoba o wadze 70 kg składa się z: glin 60 mg k adm 50 mg cer 40 mg bar 22 mg jod 20 mg tin 20 mg t ytan 20 mg bor 18 mg nik i el 15 mg selen 15 mg chrom 14 mg mangan 12 mg arsen 7 mg lit 7 mg ce z 6 mg rtęć 6 mg germa n 5 mg mol i bden 5 mg k obalt 3 mg ant y mon 2 mg Odzwierciedla to fakt, że 70% ciała to woda (tlen i wodór), a węgiel jest składnikiem białek,węglowodanów (cukry) i tłuszczów. Inne pierwiastki też są ważne, np. kobalt jest składnikiem witaminy B12.

5. 4. Ziemia Ziemia jest zbudowana bardzo niejednorodnie, z kilku różnych warstw. Wiemy to z badań wulkanów (górne warstwy płaszcza) oraz danych sejsmicznych: 0- 40 km skorupa 40- 2700 km płaszcz ( krzem, krzemiany) 2890 - 6378 km jądro (żelazo, nikiel) W proporcjach wagowych wygląda to następująco: ( waga w jednostkach 10 24 kg): atmo sfera = 0.0000051 płaszcz = 4.043 oce any = 0.0014 jądro = 1. 921 skorupa = 0.026 Dlatego w sumie procentowa średnia zawartość pierwiastków jest taka: 34.6% żelazo 2.4% nikiel 29.5% tlen 1.9% siarka 15.2% krzem 0.05% tytan 12.7% magnez

6. 5. Metoda badań rozpowszechnienia pierwiastków we Wszechświecie Przykłady widm różnych gwiazd na kliszach fotograficznych: Widmo Arktura mierzone fotoelektrycznie

7. 6. Słońce wodór 71.0 hel 27.1 tlen 0.97 węgiel 0.40 azot 0.096 krzem 0.099 m agne z 0.076 n eon 0.058 żelazo 0.014 siarka 0.040 Skład chemiczny wagowy Słońca z linii absorpcyjnych: Hel po raz pierwszy został odkryty właśnie na Słońcu (Janssen 1868); Lockyer and Frankland zaproponowli nazwę nowego pierwiastka . W 1895 Ramsay odkrył discovered hel w rudach uranu. Rutherford i Royds w 1907 pokazali, że cząstki alfa znane z badań promieniotwórczości to właśnie jądra helu. Obecnie wiemy, że składają się one z dwóch protonów i dwóch neutronów.

8. 7. Wszechświat Badania innych gwiazd, mgławic, odległych Galaktyk oraz obłoków międzygalaktycznych prowadzone od lat 20-tych XX w. (poczynając od pionierskich prac Cecylii Payne) wykazały, że wodór – ok. 75% hel - ok. 25% inne – od 10 -3 % do 2-3% Mgławica Koński Łeb Mgławica Rozeta

9. 8. Odkrycie promieniotwórczości – zwycięstwo alchemii? Przełom XIX/XX i XX wiek przyniosły odkrycie możliwości przemian pierwiastków. 1. 1896 Antoine Henri Beckquerel przypadkowo odkrył, że grudka uranu powoduje zaciemnienie kliszy fotograficznej. 2. 1898 Maria i Piotr Curie podejmują systematyczne badanie promieniotwórczości. Maria wprowadza termin „radioaktywność” i argumentuje, że jest to własność atomowa. 3. 1911 Ernest Rutherford prowadzi serie eksperymentów z cząstkami alfa prowadzących do powstania koncepcji jądra atomowego 4. 1932 Chadwick odkrywa neutron 5. 1933 Enrico Fermi postuluje istnienie neutrina Otwiera to drogę do pełnego zrozumienia budowy jądra atomowego oraz sztucznego tworzenia nowych pierwiastków.

10. 9. Nowe pierwiastki chemiczne Nowe pierwiastki chemiczne powstają w akceleratorach, najcięższe utworzone to Z=114 i 116 (Dubna/Livermore) oraz Z=118 (Berkeley). Wszystkie są nietrwałe ze względu na emisję cząstek alfa. Problemy w produkcji nowych pierwiastków: 1. Bariera kulombowska 2. Energia wiązania jąder E = mc 2 Energia wiązania helu: 7.07 MeV

11. 10. A więc jak powstały? Skoro pierwiastki mogą się zmieniać, to czemu Wszechświat ma taki skład chemiczny, jak ma? Lata 60-te – dyskusje między zwolennikami powstania pierwiastków w Wielkim Wybuchu i zwolennikami ich powstania we wnętrzach gwiazd. Teraz wiemy, że powstanie znanych obecnie pierwiastków w obserwowanej obfitości jest wynikiem kilkustopniowego procesu: wodór i hel – w Wielkim Wybuchu (uniwersalność obfitości!) Pierwiastki do żelaza włącznie – we wnętrzach gwiazd Pierwiastki cięższe niż żelazo – w wybuchowych etapach ewolucji gwiazd (supernowe)

12. 12. Wielki Wybuch Wszechświat rozpoczął swą ewolucję około 12-14 miliardów lat temu od fazy gęstego, gorącego, jednorodnego ośrodka. Argumenty obserwacyjne: Jednorodny rozkład materii w dużych skalach „ Ucieczka” galaktyk Najsilniejsze procesy gwiazdotwórcze (młode galaktyki) dla z=2 Zmiana własności materii międzygalaktycznej dla z około 6 Mikrofalowe promieniowanie tła

13. 13. Synteza helu Bardzo młody Wszechświat (wiek poniżej 4 s): Skład – neutrony, protony w równej ilości (50%), elektrony, pozytrony, neutrina, fotony (około miliarda/nukleon) Procesy – tworzenie i anihilacja par e+e-, przemiany neutronu w proton i odwrotnie przez pochłanianie neutrin i antyneutrin oraz (w mniejszym stopniu) elektronów lub pozytronów. Nieco później (wiek 2 min): Temperatura znacznie poniżej energii kreacji par. Neutronów jest coraz mniej w stosunku do protonów ze względu na różnicę masy 1 MeV (10 10 K). Powstający deuter ciągle nietrwały p + n 2 H +  oraz reakcja odwrotna! Jeszcze później (wiek 3.75 min): Temperatura dostatecznie niska, aby jądra deuteru nie ulegały rozszczepieniu w wyniku bombardowania fotonami. Powstaje hel z wykorzystaniem pozostałych neutronów (ok. 14%): 2 H + p 3 He +  lub 2 H + n 3 H +  3 He + n 4 He +  3 H + p 4 He +   Kolejny sukces teorii Wielkiego Wybuchu!

14. 14. Synteza helu w Słońcu Hel powstaje także w Słońcu i innych gwiazdach. Proces jest ważny dla ewolucji Słońca i dla nas – ludzi, ale mało istotny z punktu widzenia zawartości helu we Wszechświecie. Cykl pp w S łońcu: p + p 2 H + e + +  e etap 1 2 razy e + + e - = 2  etap 2 2 razy 2 H + p 3 He +  etap 3 2 razy  He + 3 He 4 He + 2p etap 4 Czyli sumarycznie 4 p + 2 e 4He + 2  e + 6  A zysk energetyczny wynosi 26 MeV ( 4.2 10 -12 J) Tak w Słońcu, jak i w czasie Wielkiego Wybuchu, nie powstają jednak praktycznie żadne cięższe pierwiastki.

15. 15. Synteza pierwiastków do żelaza włącznie Problem: nie istnieją stabilne jądra atomowe złożone z 5 lub 8 nukleonów, które umożliwiłyby przyłączenie kolejnego protonu lub połączenie dwóch jąder helu. Kolejne trwałe izotopy w układzie okresowym to Rozwiązanie: reakcja „ 3 alfa ” (E. Salpeter 1952). We wnętrzach gwiazd wypełnionych już helem, przy dostatecznie dużej gęstości i tmperaturze, jest dostatecznie duże prawdopodobieństwo zderzenia 3 jąder helu i utworzenie jądra węgla. Etap ewolucji gwiazd o masie ponad 0.4 masy słońca. W bardziej masywnych gwiazdach zajdą kolejne reakcje: 12 C + 4 He --> 16 0 +  16 0 + 4 He --> 20 Ne +  12 C + 12 C --> 24 Mg +  16 0 + 16 0 --> 32 S +  A następnie dalszy łańcuch reakcji aż do okolic 56 Fe

16. 16. Po wyczerpaniu paliwa jądrowego Gwiazdy niezbyt masywne przechodzą w pewnym momencie w stadium białego karła – ciśnienie zdegenerowanych elektronów przeciwdziała grawitacji w sposób trwały. W gwiazdach masywnych po dopaleniu paliwa do stadium żelaza jądro zapada się, tworząc gwiazdę neutronową lub czarną dziurę, a otoczka jest odrzucona w spektakularnym wybuchu supernowej. Przykład ewolucji supernowej 1993 w M81 w okresie od września 1993 do września 1994 – oraz radiowy na 6 cm (VLBI).

17. 17. Powstawanie najcięższych pierwiastków Wybuch supernowej i inne podobne zjawiska wybuchowe (np. bersty rentgenowskie) prowadzą przy okazji do powstania jeszcze cięższych pierwiastków niż żelazo ze względu na bombardowanie istniejących ciężkich jąder strumieniem energetycznych neutronów! Dwa typy procesów: s – slow , r – rapid W procesie s następuje kolejno przyłączenie neutronu i rozpad beta - (przemiana jednego z neutronów w proton) czyli wzost A i Z. Maksymalne wartości Z ~ 100, A ~ 250 W procesie r rozpady beta nie nadążają w pełni zachodzić i powstają jądra o relatywnie większej liczbie A. Maksymalnie Z ~ 110, A ~ 300 Przykład wyznaczenia torów ewolucjnych procesu r

18. 18. Podsumowanie Ponieważ ciało człowieka i Ziemia jako całość to przede wszystkim takie pierwiastki jak tlen, węgiel, żelazo i krzem to i my, i Ziemia jesteśmy bezpośrednio wynikiem przemiany materii, jaka nastąpiła w gwiazdach. W Wielkim Wybuchu powstały tylko wodór (składnik wody) i hel (nie mający znaczenia dla Ziemi i ludzi), i wiele pokoleń gwiazd musiało pracować, abyśmy mogli zaistnieć. Czy wszystko wiadomo? Są jeszcze zagadki, jak na przykład taka, dlaczego materia zawierająca radioaktywny izotop glinu i będąca pozostałością po wielu pokoleniach supernowych porusza się tak szybko (ok. 500 km/s).