Образование атомных ядер. Происхождение химических элементов во вселенной Какие химические элементы имеют земное происхождение

Происхождение химических элементов во Вселенной

Создание химических элементов на Земле

Все знают периодическую таблицу химических элементов — таблицу Менделеева . Там элементов достаточно много и непрерывно физики трудятся над тем, чтобы создать всё более и более тяжёлые трансурановые элементы . Есть много интересного в ядерной физике, связанного с устойчивостью этих ядер. Есть всякие острова стабильности и люди, работающие на соответствующих ускорителях, пытаются создать химические элементы с очень большими атомными числами. Но все эти элементы живут очень недолго. То есть можно создать несколько ядер этого элемента , успеть что-то исследовать, доказать что вы его вправду синтезировали и открыли этот элемент . Получите право присвоить ему какое-то имя, может быть получите Нобелевскую премию. Но в природе этих химических элементов кажется нет, но на самом деле они могут в каких-то процессах возникать. Но совершенно в ничтожных количествах и за короткое время распадаются. Поэтому во Вселенной , в основном, мы видим элементы начиная с урана и легче.

Эволюция Вселенной

Но Вселенная наша эволюционирует. И вообще, как только вы пришли к идее какого-то глобального изменения, вы неизбежно приходите к мысли о том, что всё что вы видите вокруг, в том или ином смысле, становится бренным. И если, в смысле людей, зверей и вещей мы как-то с этим смирились, то сделать следующий шаг, иногда, кажется странным. Например, вода то она всегда вода или железо оно всегда железо?! Ответ нет, поскольку эволюционирует Вселенная в целом и когда-то, естественно, не было, например, земли и все её составные части были разбросаны по какой-нибудь туманности, из которой складывалась Солнечная система. Нужно идти ещё и ещё дальше назад и окажется, что когда-то не было, не только Менделеева и его периодической таблицы, но не было никаких элементов в неё входящих. Так как наша Вселенная родилась, пройдя через очень горячее, через очень плотное состояние. А когда горячо и плотно, всё сложные структуры разрушаются. И поэтому, в очень ранней истории Вселенной не существовало стабильно никаких, привычных для нас, веществ или даже элементарных частиц.

Происхождение лёгких химических элементов во Вселенной

Образование химического элемента — водорода

По мере того, как Вселенная расширялась , остывала и становилась менее плотной, появлялись какие-то частицы. Грубо говоря, каждой массе частицы, мы можем сопоставить энергию по формуле E=mc 2 . Каждой энергии мы можем сопоставить температуру и когда температура падает ниже этой критичной энергии, частица может становиться стабильной и может существовать.
Соответственно Вселенная расширяется , остывает и из таблицы Менделеева первым естественно появляется водород . Потому что это просто протон. То есть появились протоны, и мы можем сказать, что появился водород . В этом смысле Вселенная на 100% состоит из водорода, плюс тёмное вещество, плюс тёмная энергия, плюс многое излучения. Но из обычного вещества есть только водород . Появляются протоны , начинают появляться нейтроны . Нейтроны немножечко тяжелее протонов и это приводит к тому, что нейтронов появляется немножко меньше. Чтобы какие-то временные факторы в голове были, мы говорим ещё о первых долях секунды жизни Вселенной .

«Первые три минуты»
Появились протоны и нейтроны , вроде бы горячо и плотно. И с протона и нейтрона можно начать термоядерные реакции, как в недрах звёзд. Но на самом деле, ещё слишком горячо и плотно. Поэтому надо чуть-чуть подождать и где-то с первых секунд жизни Вселенной и до первых минут. Есть книжка Вайнберга известная, называется «Первые три минуты» и она посвящена вот этому этапу в жизни Вселенной .

Происхождение химического элемента — гелия

В первые минуты начинают идти термоядерные реакции, потому что вся Вселенная похожа на недра звезды и термоядерные реакции могут идти. Начинают образовываться изотопы водорода – дейтерий и соответственно тритий . Начинают образовываться более тяжелые химические элементы – гелий . А вот дальше двигаться трудно, потому что стабильных ядер с числом частиц 5 и 8 нет. И получается такая вот сложная затыка.
Представьте, что у вас комната усыпана детальками от лего и вам нужно бегать и собирать структуры. Но детальки разбегаются или комната расширяется, то есть, как-то всё движется. Вам трудно собирать детальки, да ещё вдобавок, например, вот две вы сложили, потом ещё две сложили. А вот приткнуть пятую не получается. И поэтому за эти первые минуты жизни Вселенной , в основном, успевает сформироваться только гелий , немножко лития , немножко дейтерия остаётся. Он просто сгорает в этих реакциях, превращается в тот же гелий .
Так, что в основном Вселенная оказывается, состоящей из водорода и гелия , спустя первые минуты своей жизни. Плюс совсем небольшое количество элементов немножко более тяжёлых. И как бы всё, на этом первоначальный этап формирования таблицы Менделеева закончился. И наступает пауза, пока не появятся первые звезды. В звёздах опять получается горячо и плотно. Создаются условия для продолжения термоядерного синтеза . И звёзды большую часть своей жизни, занимаются синтезом гелия из водорода . То есть всё равно игра с первыми двумя элементами. Поэтому из-за существования звёзд, водорода становится меньше, гелия становится больше. Но важно понимать, что по большей части, вещество во Вселенной находится не в звёздах. В основном обычное вещество разбросано по всей Вселенной в облаках горячего газа, в скоплениях галактик, в волокнах между скоплений. И этот газ может быть никогда не превратится в звёзды, то есть в этом смысле, Вселенная всё равно останется, в основном, состоящей из водорода и гелия . Если мы говорим об обычном веществе, но на фоне этого, на уровне процентов, количество лёгких химических элементов падает, а количество тяжёлых элементов растет.

Звёздный нуклеосинтез

И так после эпохи первоначального нуклеосинтеза , наступает эпоха звёздного нуклеосинтеза , который идёт и в наши дни. В звезде, в начале водород превращается в гелий . Если условия позволят, а условия это температура и плотность, то пойдут следующие реакции. Чем дальше мы продвигаемся по таблице Менделеева, тем труднее начинать эти реакции, тем более экстремальные условия нужны. Условия создаются в звезде сами по себе. Звезда сама на себя давит, ее гравитационная энергия уравновешивается с её внутренней энергией, связанной с давлением газа и изучением. Соответственно, чем тяжелее звезда, тем сильнее она себя сдавливает и получает более высокую температуру и плотность в центре. И там могут идти следующие атомные реакции .

Химическая эволюция звёзд и галактик

В Солнце после синтеза гелия , запустится следующая реакция, будет образовываться углерод и кислород . Дальше реакции не пойдут и Солнце превратится в кислородно-углеродный белый карлик . Но при этом внешние слои Солнца, уже обогащённые реакция синтеза, будут сброшены. Солнце превратится в планетарную туманность, внешние слои разлетятся. И по большей части, вот так сброшенное вещество, после того, как она перемешается с веществом межзвёздной среды, сможет войти в состав следующего поколения звёзд. Так что у звёзд есть такая вот эволюция. Есть химическая эволюция галактик , каждые следующие образующиеся звёзды, в среднем, содержат всё больше и больше тяжелых элементов. Поэтому самые первые звёзды, которые образовывались из чистого водорода и гелия , они, например, не могли иметь каменных планет. Потому что их не из чего было делать. Нужно было, чтобы прошел цикл эволюции первых звёзд и здесь важно, что быстрее всего эволюционируют массивные звёзды.

Происхождение тяжёлых химических элементов во Вселенной

Происхождение химического элемента — железа

Солнце и его полное время жизни почти 12 млрд лет. А массивные звезды живут несколько миллионов лет. Они доводят реакции до железа , и в конце своей жизни взрываются. При взрыве, кроме самого внутреннего ядра, всё вещество оказывается сброшено и поэтому наружу сбрасывается большое количество, естественно, и водорода , который остался не переработанным во внешних слоях. Но важно, что выбрасывается большое количество кислорода , кремния , магния , то есть уже достаточно тяжелых химических элементов , чуть-чуть не доходящих до железа и, родственных ему, никеля и кобальта . Очень выделенные элементы. Может быть, со школьных времен памятна такая картинка: номер химического элемента и выделение энергии при реакциях синтеза или распада и там получается такой максимум. И железо, никель, кобальт находятся на самой верхушке. Это означает, что распад тяжелых химических элементов выгоден до железа , синтез из лёгких тоже выгоден до железа. Дальше энергию нужно тратить. Соответственно мы двигаемся со стороны водорода, со стороны лёгких элементов и реакция термоядерного синтеза в звездах могут доходить до железа. Они должны идти с выделением энергии.
При взрыве массивной звезды, железо , в основном, не выбрасывается. Оно остается в центральном ядре и превращается в нейтронную звезду или чёрную дыру . Но выбрасываются химические элементы тяжелее железа . Железо выбрасывается при других взрывах. Взрываться могут белые карлики, то что остается, например, от Солнца. Сам по себе белый карлик очень стабильный объект. Но у него есть предельная масса, когда он эту устойчивость теряет. Начинается термоядерная реакция горения углерода .

Взрыв Сверхновой
И если обычная звезда, это очень стабильный объект. Вы её чуть-чуть нагрели в центре, она на это отреагирует, она расширится. Упадет температура в центре, и всё она себя отрегулирует. Как бы в её ни грели или ни охлаждали. А вот белый карлик так не умеет. Вы запустили реакцию, он хочет расшириться, а не может. Поэтому термоядерная реакция быстро охватывает весь белый карлик и он целиком взрывается. Получается взрыв Сверхновой типа 1А и это очень хорошая очень важная Сверхновая. Они позволили открыть . Но самое главное, что при этом взрыве карлик разрушается полностью и там синтезируется много железа . Всё желез о вокруг, все гвозди, гайки, топоры и все железо внутри нас, можно уколоть палец и посмотреть на него или попробовать на вкус. Так вот всё это железо взялось из белых карликов.

Происхождение тяжёлых химических элементов

Но есть ещё более тяжелые элементы. Где же синтезируется они? Долгое время считалось, что основное место синтеза более тяжелых элементов , это взрывы Сверхновых , связанных с массивными звёздами. Во время взрыва, то есть когда есть много лишней энергии, когда летают всякие лишние нейтроны , можно проводить реакции, которые энергетически невыгодны. Просто условия так сложились и в этом, разлетающемся веществе, могут идти реакции, синтезирующие достаточно тяжёлые химические элементы . И они действительно идут. Многие химические элементы , тяжелее железа, образуются именно таким способом.
Кроме того, даже не взрывающиеся звезды, на определенном этапе своей эволюции, когда они превратились в красных гигантов могут синтезировать тяжелые элементы . В них идут термоядерные реакции, в результате которых образуется немножко свободных нейтронов. Нейтрон , в этом смысле, очень хорошая частица, поскольку заряд у неё нет, она может легко проникать в атомное ядро. И проникнув в ядро, потом нейтрон может превратиться в протон . И соответственно элемент перепрыгнет на следующую клеточку в таблице Менделеева . Этот процесс довольно медленный. Он называется s-процесс , от слова slow-медленный. Но он достаточно эффективный и многие химические элементы синтезируются в красных гигантах именно способом. А в Сверхновых идет r- процесс , то есть быстрый. По сколько, действительно всё происходит за очень короткое время.
Недавно оказалось, что есть ещё одно хорошее место для r-процесса, несвязанное со взрывом Сверхновой . Есть ещё одно очень интересное явление — это слияние двух нейтронных звёзд. Звёзды очень любят рождаться парами, а массивные звезды рождаются, по большей части, парами. 80-90% массивных звезд рождаются в двойных системах. В результате эволюции, двойные могут разрушаться, но какие-то доходят до конца. И если у нас в системе было 2 массивных звезды, мы можем получить систему из двух нейтронных звёзд. После этого они будут сближаться за счет излучения гравитационных волн и в конце концов сольются.
Представьте, вы берите объект размером 20 км с массой полторы массы Солнца, и почти со скоростью света , роняете его на другой такой же объект. Даже по простой формуле кинетическая энергия равняется (mv 2)/2 . Если в качестве m вы подставить скажем 2 массы Солнца, в качестве v поставить треть скорости света , вы можете посчитать и получите совершенно фантастическую энергию . Она будет выделяться и в виде гравитационных волн, по всей видимости в установке LIGO уже видят такие события, но мы ещё об этом не знаем. Но при этом, поскольку сталкиваются реальные объекты, происходит действительно взрыв. Выделяется много энергии в гамма-диапазоне , в рентгеновском диапазоне. В общем-то всех диапазонах и часть этой энергии идет на синтез химических элементов .

Происхождение химического элемента — золота

Происхождение химического элемента золота
И современные расчёты, они наблюдениями окончательно подтверждены, показывают, что, например, золото рождается именно в таких реакциях. Такой экзотический процесс, как слияние двух нейтронных звёзд, действительно экзотический. Даже в такой большой системе, как наша Галактика , происходит где-то раз в 20-30 тысяч лет. Кажется довольно редко, тем не менее, хватает чтобы что-то насинтезировать. Ну или наоборот, можно сказать, что происходит так редко, и поэтому золото такое редкое и дорогое. И вообще видно, что многие химические элементы оказываются достаточно редкими, хотя они для нас часто важнее. Есть всякие редкоземельные металлы, которые используются в ваших смартфонах, а современный человек скорее обойдется без золота, чем без смартфона. Вот всех этих элементов мало, потому что они рождаются в каких-то редких астрофизических процессах. И по большей части все эти процессы, так или иначе, связаны со звездами, с их более или менее спокойной эволюцией, но с поздними стадиями, взрывами массивных звёзд, со взрывами белых карликов или состояниями нейтронных звёзд .

Водород, Hydrogenium, Н (1)

Как горючий (воспламеняемый) воздух водород известен довольно давно. Его получали действием кислот на металлы, наблюдали горение и взрывы гремучего газа Парацельс, Бойль, Лемери и другие ученые XVI - XVIII вв. С распространением теории флогистона некоторые химики пытались получить водород в качестве "свободного флогистона". В диссертации Ломоносова "О металлическом блеске" описано получение водорода действием "кислотных спиртов" (например, "соляного спирта", т. е. соляной кислоты) на железо и другие металлы; русский ученый первым (1745) выдвинул гипотезу о том, что водород ("горючий пар" - vapor inflammabilis) представляет собой флогистон. Кавендиш, подробно исследовавший свойства водорода, выдвинул подобную же гипотезу в 1766 г. Он называл водород "воспламеняемым воздухом", полученным из "металлов" (inflammable air from metals), и полагал, как и все флогистики, что при растворении в кислотах металл теряет свой флогистон. Лавуазье, занимавшийся в 1779 г. исследованием состава воды путем ее синтеза и разложения, назвал водород Hydrogine (гидроген), или Hydrogene (гидрожен), от греч. гидро - вода и гайноме - произвожу, рождаю.

Номенклатурная комиссия 1787 г. приняла словопроизводство Hydrogene от геннао - рождаю. В "Таблице простых тел" Лавуазье водород (Hydrogene) упомянут в числе пяти (свет, теплота, кислород, азот, водород) "простых тел, относящихся ко всем трем царствам природы и которые следует рассматривать как элементы тел"; в качестве старых синонимов названия Hydrogene Лавуазье называет горючий газ (gaz inflammable), основание горючего газа. В русской химической литературе конца XVIII и начала XIX в. встречаются два рода названий водорода: флогистические (горючий газ, горючий воздух, воспламенительный воздух, загораемый воздух) и антифлогистические (водотвор, водотворное существо, водотворный газ, водородный газ, водород). Обе группы слов представляют собой переводы французских названий водорода.

Изотопы водорода были открыты в 30-x годах текущего столетия и быстро приобрели большое значение в науке и технике. В конце 1931 г. Юри, Брекуэдд и Мэрфи исследовали остаток после длительного выпаривания жидкого водорода и обнаружили в нем тяжелый водород с атомным весом 2. Этот изотоп назвали дейтерием (Deuterium, D) от греч. - другой, второй. Спустя четыре года в воде, подвергнутой длительному электролизу, был обнаружен еще более тяжелый изотоп водорода 3Н, который назвали тритием (Tritium, Т), от греч. - третий.
Гелий, Helium, Не (2)

В 1868 г. французский астроном Жансен наблюдал в Индии полное солнечное затмение и спектроскопически исследовал хромосферу солнца. Он обнаружил в спектре солнца яркую желтую линию, обозначенную им D3, которая не совпадала с желтой линией D натрия. Одновременно с ним эту же линию в спектре солнца увидел английский астроном Локьер, который понял, что она принадлежит неизвестному элементу. Локьер совместно с Франкландом, у которого он тогда работал, решил назвать новый элемент гелием (от греч. гелиос - солнце). Затем новая желтая линия была обнаружена другими исследователями в спектрах "земных" продуктов; так, в 1881 г. итальянец Пальмиери обнаружил ее при исследовании пробы газа, отобранного в кратере Везувия. Американский химик Гиллебранд, исследуя урановые минералы, установил, что они при действии крепкой серной кислоты выделяют газы. Сам Гиллебранд считал, что это азот. Рамзай, обративший внимание на сообщение Гиллебранда, подверг спектроскопическому анализу газы, выделяемые при обработке кислотой минерала клевеита. Он обнаружил, что в газах содержатся азот, аргон, а также неизвестный газ, дающий яркую желтую линию. Не имея в своем распоряжении достаточно хорошего спектроскопа, Рамзай послал пробы нового газа Круксу и Локьеру, которые вскоре идентифицировали газ как гелий. В том же 1895 г. Рамзай выделил гелий из смеси газов; он оказался химически инертным, подобно аргону. Вскоре после этого Локьер, Рунге и Пашен выступили с заявлением, что гелий состоит из смеси двух газов - ортогелий и парагелий; один из них дает желтую линию спектра, другой - зеленую. Этот второй газ они предложили назвать астерием (Asterium) от греч.- звездный. Совместно с Траверсом Рамзай проверил это утверждение и доказал, что оно ошибочно, так как цвет линии гелия зависит от давления газа.
Литий, Lithium, Li (3)

Когда Дэви производил свои знаменитые опыты по электролизу щелочных земель, о существовании лития никто и не подозревал. Литиевая щелочная земля была открыта лишь в 1817 г. талантливым химиком-аналитиком, одним из учеников Берцелиуса Арфведсоном. В 1800 г. бразильский минералог де Андрада Сильва, совершая научное путешествие по Европе, нашел в Швеции два новых минерала, названных им петалитом и сподуменом, причем первый из них через несколько лет был вновь открыт на острове Уте. Арфведсон заинтересовался петалитом, произвел полный его анализ и обнаружил необъяснимую вначале потерю около 4% вещества. Повторяя анализы более тщательно, он установил, что в петалите содержится "огнепостоянная щелочь до сих пор неизвестной природы". Берцелиус предложил назвать ее литионом (Lithion), поскольку эта щелочь, в отличие от кали и натра, впервые была найдена в "царстве минералов" (камней); название это произведено от греч.- камень. Позднее Арфведсон обнаружил литиевую землю, или литину, и в некоторых других минералах, однако его попытки выделить свободный металл не увенчались успехом. Очень небольшое количество металлического лития было получено Дэви и Бранде путем электролиза щелочи. В 1855 г. Бунзен и Маттессен разработали промышленный способ получения металлического лития электролизом хлорида лития. В русской химической литературе начала XIX в. встречаются названия: литион, литин (Двигубский, 1826) и литий (Гесс); литиевую землю (щелочь) называли иногда литина.
Бериллий, Beryllium, Be (4)

Содержащие бериллий минералы (драгоценные камни) - берилл, смарагд, изумруд, аквамарин и др.- известны с глубокой древности. Некоторые из них добывались на Синайском полуострове еще в XVII в. до н. э. В Стокгольмском папирусе (III в.) описываются способы изготовления поддельных камней. Название берилл встречается у греческих и латинских (Beryll) античных писателей и в древнерусских произведениях, например в "Изборнике Святослава" 1073 г., где берилл фигурирует под названием вируллион. Исследование химического состава драгоценных минералов этой группы началось, однако, лишь в конце XVIII в. с наступлением химико-аналитического периода. Первые анализы (Клапрот, Биндгейм и др.) не обнаружили в берилле ничего особенного. В конце XVIII в. известный минералог аббат Гаюи обратил внимание на полное сходство кристаллического строения берилла из Лиможа и смарагда из Перу. Вокелен произвел химический анализ обоих минералов (1797) и обнаружил в обоих новую землю, отличную от алюмины. Получив соли новой земли, он установил, что некоторые из них обладают сладким вкусом, почему и назвал новую землю глюцина (Glucina) от греч. - сладкий. Новый элемент, содержащийся в этой земле, был назван соответственно глюцинием (Glucinium). Это название употреблялось во Франции в XIX в., существовал даже символ - Gl. Клапрот, будучи противником наименования новых элементов по случайным свойствам их соединений, предложил именовать глюциний бериллием (Beryllium), указав, что сладким вкусом обладают соединения и других элементов. Металлический бериллий был впервые получен Велером и Бусси в 1728 г. путем восстановления хлорида бериллия металлическим калием. Отметим здесь выдающиеся исследования русского химика И. В. Авдеева по атомному весу и составу окисла бериллия (1842). Авдеев установил атомный вес бериллия 9,26 (совр. 9,0122), тогда как Берцелиус принимал его равным 13,5, и правильную формулу окисла.

О происхождении названия минерала берилл, от которого образовано слово бериллий, существует несколько версий. А. М. Васильев (по Диргарту) приводит следующее мнение филологов: латинское и греческое названия берилла могут быть сопоставлены с пракритским veluriya и санскритским vaidurya. Последнее является названием некоторого камня и происходит от слова vidura (очень далеко), что, по-видимому, означает какую-то страну или гору. Мюллер предложил другое объяснение: vaidurya произошло от первоначального vaidarya или vaidalya, а последнее от vidala (кошка). Иначе говоря, vaidurya означает приблизительно "кошачий глаз". Рай указывает, что в санскрите топаз, сапфир и коралл считались кошачьим глазом. Третье объяснение дает Липпман, который считает, что слово берилл обозначало какую-то северную страну (откуда поступали драгоценные камни) или народ. В другом месте Липпман отмечает, что Николай Кузанский писал, что немецкое Brille (очки) происходит от варварско-латинского berillus. Наконец, Лемери, объясняя слово берилл (Beryllus), указывает, что Berillus, или Verillus, означает "мужской камень".

В русской химической литературе начала XIX в. глюцина называлась - сладимая земля, сладозем (Севергин, 1815), сладкозем (Захаров, 1810), глуцина, глицина, основание глицинной земли, а элемент именовался глицинием, глицинитом, глицием, сладимцем и пр. Гизе предложил название бериллий (1814). Гесс, однако, придерживался названия глиций; его употреблял в качестве синонима и Менделеев (1-е изд. "Основ химии").
Бор, Borum, В (5)

Природные соединения бора (англ. Boron, франц. Воrе, нем. Bor), главным образом нечистая бура, известны с раннего средневековья. Под названиями тинкал, тинкар или аттинкар (Tinkal, Tinkar, Attinkar) бура ввозилась в Европу из Тибета; она употреблялась для пайки металлов, особенно золота и серебра. В Европе тинкал назывался чаще боракс (Воrax) от арабского слова bauraq и персидского - burah. Иногда боракс, или борако, обозначал различные вещества, например соду (нитрон). Руланд (1612) называет боракс хризоколлой - смолой, способной "склеивать" золото и серебро. Лемери (1698) тоже называет боракс "клеем золота" (Auricolla, Chrisocolla, Gluten auri). Иногда боракс обозначал нечто вроде "узды золота" (capistrum auri). В Александрийской, эллинистической и византийской химической литературе борахи и борахон, а также в арабской (bauraq) обозначали вообще щелочь, например bauraq arman (армянский борак), или соду, позже так стали называть буру.

В 1702 г. Гомберг, прокаливая буру с железным купоросом, получил "соль" (борную кислоту), которую стали называть "успокоительной солью Гомберга" (Sal sedativum Hombergii); эта соль нашла широкое применение в медицине. В 1747 г. Барон синтезировал буру из "успокоительной соли" и натрона (соды). Однако состав буры и "соли" оставался неизвестным до начала XIX в. В "Химической номенклатуре" 1787 г. фигурирует название horacique асid (борная кислота). Лавуазье в "Таблице простых тел" приводит radical boracique. В 1808 г. Гей-Люссаку и Тенару удалось выделить свободный бор из борного ангидрида, нагревая последний с металлическим калием в медной трубке; они предложили назвать элемент бора (Воrа) или бор (Воrе). Дэви, повторивший опыты Гей-Люссака и Тенара, тоже получил свободный бор и назвал его бораций (Boracium). В дальнейшем у англичан это название было сокращено до Boron. В русской литературе слово бура встречается в рецептурных сборниках XVII - XVIII вв. В начале XIX в. русские химики называли бор буротвором (Захаров, 1810), буроном (Страхов,1825), основанием буровой кислоты, бурацином (Севергин, 1815), борием (Двигубский, 1824). Переводчик книги Гизе называл бор бурием (1813). Кроме того, встречаются названия бурит, борон, буронит и др.
Углерод, Carboneum, С (6)

Углерод (англ. Carbon, франц. Carbone, нем. Kohlenstoff) в виде угля, копоти и сажи известен человечеству с незапамятных времен; около 100 тыс. лет назад, когда наши предки овладели огнем, они каждодневно имели дело с углем и сажей. Вероятно, очень рано люди познакомились и с аллотропическими видоизменениями углерода - алмазом и графитом, а также с ископаемым каменным углем. Не удивительно, что горение углеродсодержащих веществ было одним из первых химических процессов, заинтересовавших человека. Так как горящее вещество исчезало, пожираемое огнем, горение рассматривали как процесс разложения вещества, и поэтому уголь (или углерод) не считали элементом. Элементом был огонь - явление, сопровождающее горение; в учениях об элементах древности огонь обычно фигурирует в качестве одного из элементов. На рубеже XVII - XVIII вв. возникла теория флогистона, выдвинутая Бехером и Шталем. Эта теория признавала наличие в каждом горючем теле особого элементарного вещества - невесомого флюида - флогистона, улетучивающегося в процессе горения. Так как при сгорании большого количества угля остается лишь немного золы, флогистики полагали, что уголь - это почти чистый флогистон. Именно этим объясняли, в частности, "флогистирующее" действие угля, - его способность восстанавливать металлы из "известей" и руд. Позднейшие флогистики - Реомюр, Бергман и др. - уже начали понимать, что уголь представляет собой элементарное вещество. Однако впервые таковым "чистый уголь" был признан Лавуазье, исследовавшим процесс сжигания в воздухе и кислороде угля и других веществ. В книге Гитона де Морво, Лавуазье, Бертолле и Фуркруа "Метод химической номенклатуры" (1787) появилось название "углерода" (carbone) вместо французского "чистый уголь" (charbone pur). Под этим же названием углерод фигурирует в "Таблице простых тел" в "Элементарном учебнике химии" Лавуазье. В 1791 г. английский химик Теннант первым получил свободный углерод; он пропускал пары фосфора над прокаленным мелом, в результате чего образовывался фосфат кальция и углерод. То, что алмаз при сильном нагревании сгорает без остатка, было известно давно. Еще в 1751 г. французский король Франц I согласился дать алмаз и рубин для опытов по сжиганию, после чего эти опыты даже вошли в моду. Оказалось, что сгорает лишь алмаз, а рубин (окись алюминия с примесью хрома) выдерживает без повреждения длительное нагревание в фокусе зажигательной линзы. Лавуазье поставил новый опыт по сжиганию алмаза с помощью большой зажигательной машины, и пришел к выводу, что алмаз представляет собой кристаллический углерод. Второй аллотроп углерода - графит - в алхимическом периоде считался видоизмененным свинцовым блеском и назывался plumbago; только в 1740 г. Потт обнаружил отсутствие в графите какой-либо примеси свинца. Шееле исследовал графит (1779) и, будучи флогистиком, счел его сернистым телом особого рода, особым минеральным углем, содержащим связанную "воздушную кислоту" (СО2) и большое количество флогистона.

Двадцать лет спустя Гитон де Морво путем осторожного нагревания превратил алмаз в графит, а затем в угольную кислоту.

Международное название Carboneum происходит от лат. carbo (уголь). Слово это очень древнего происхождения. Его сопоставляют с cremare - гореть; корень саr, cal, русское гар, гал, гол, санскритское ста означает кипятить, варить. Со словом "carbo" связаны названия углерода и на других европейских языках (carbon, charbone и др.). Немецкое Kohlenstoff происходит от Kohle - уголь (старогерманское kolo, шведское kylla - нагревать). Древнерусское угорати, или угарати (обжигать, опалять) имеет корень гар, или гор, с возможным переходом в гол; уголь по-древнерусски югъль, или угъль, того же происхождения. Слово алмаз (Diamante) происходит от древнегреческого - несокрушимый, непреклонный, твердый, а графит от греческого - пишу.

В начале XIX в. старое слово уголь в русской химической литературе иногда заменялось словом "углетвор" (Шерер, 1807; Севергин, 1815); с 1824 г. Соловьев ввел название углерод.

Азот, Nitrogenium, N (7)

Азот (англ. Nitrogen, франц. Azote, нем. Stickstoff) был открыт почти одновременно несколькими исследователями. Кавендиш получил азот из воздуха (1772), пропуская последний через раскаленный уголь, а затем через раствор щелочи для поглощения углекислоты. Кавендиш не дал специального названия новому газу, упоминая о нем как о мефитическом воздухе (Air mephitic от латинского mephitis - удушливое или вредное испарение земли). Вскоре Пристли установил, что если в воздухе долгое время горит свеча или находится животное (мышь), то такой воздух становится непригодным для дыхания. Официально открытие азота обычно приписывается ученику Блэка - Рутерфорду, опубликовавшему в 1772 г. диссертацию (на степень доктора медицины) - "О фиксируемом воздухе, называемом иначе удушливым", где впервые описаны некоторые химические свойства азота. В эти же годы Шееле получил азот из атмосферного воздуха тем же путем, что и Кавендиш. Он назвал новый газ "испорченным воздухом" (Verdorbene Luft). Поскольку пропускание воздуха через раскаленный уголь рассматривалось химиками-флогистиками как его флогистирование, Пристли (1775) назвал азот флогистированным воздухом (Air phlogisticated). О флогистировании воздуха в своем опыте говорил ранее и Кавендиш. Лавуазье в 1776 - 1777 гг. подробно исследовал состав атмосферного воздуха и установил, что 4/5 его объема состоят из удушливого газа (Аir mofette - атмосферный мофетт, или просто Mofett). Названия азота - флогистированный воздух, мефитический воздух, атмосферный мофетт, испорченный воздух и некоторые другие - употреблялись до признания в европейских странах новой химической номенклатуры, т. е. до выхода в свет известной книги "Метод химической номенклатуры" (1787).

Составители этой книги - члены номенклатурной комиссии Парижской академии наук - Гитон де Морво, Лавуазье, Бертолле и Фуркруа - приняли лишь несколько новых названий простых веществ, в частности, предложенные Лавуазье названия "кислород" и "водород". При выборе нового названия для азота комиссия, исходившая из принципов кислородной теории, оказалась в затруднении. Как известно, Лавуазье предлагал давать простым веществам такие названия, которые отражали бы их основные химические свойства. Соответственно, этому азоту следовало бы дать название "радикал нитрик" или "радикал селитряной кислоты". Такие названия, пишет Лавуазье в своей книге "Начала элементарной химии" (1789), основаны на старых терминах нитр или селитра, принятых в искусствах, в химии и в обществе. Они были бы весьма подходящими, но известно, что азот является также основанием летучей щелочи (аммиака), как это было незадолго до этого установлено Бертолле. Поэтому название радикал, или основание селитряной кислоты, не отражает основных химических свойств азота. Не лучше ли остановиться на слове азот, которое, по мнению членов номенклатурной комиссии, отражает основное свойство элемента - его непригодность для дыхания и жизни. Авторы химической номенклатуры предложили производить слово азот от греческой отрицательной приставки "а" и слова жизнь. Таким образом, название азот, по их мнению, отражало его нежизненность, или безжизненность.

Однако слово азот придумано не Лавуазье и не его коллегами по комиссии. Оно известно с древности и употреблялось философами и алхимиками средневековья для обозначения "первичной материи (основы) металлов", так называемого меркурия философов, или двойного меркурия алхимиков. Слово азот вошло в литературу, вероятно, в первые столетия средневековья, как и многие другие зашифрованные и имевшие мистический смысл названия. Оно встречается в сочинениях многих алхимиков, начиная с Бэкона (ХIII в.) - у Парацельса, Либавия, Валентина и др. Либавий указывает даже, что слово азот (azoth) происходит от старинного испано-арабского слова азок (azoque или azoc), обозначавшего ртуть. Но более вероятно, что эти слова появились в результате искажений переписчиками коренного слова азот (azot или azoth). Теперь происхождение слова азот установлено более точно. Древние философы и алхимики считали "первичную материю металлов" альфой и омегой всего существующего. В свою очередь, это выражение заимствовано из Апокалипсиса - последней книги Библии: "я - альфа и омега, начало и конец, первый и последний". В древности и в средние века христианские философы считали приличным употреблять при написании своих трактатов только три языка, признававшихся "священными", - латинский, греческий и древнееврейский (надпись на кресте при распятии Христа по евангельскому рассказу была сделана на этих трех языках). Для образования слова азот были взяты начальные и конечные буквы алфавитов этих трех языков (а, альфа, алеф и зэт, омега, тов - АААZОТ).

Составители новой химической номенклатуры 1787 г., и прежде всего инициатор ее создания Гитон де Морво, хорошо знали о существовании с древних времен слова азот. Морво отметил в "Методической энциклопедии" (1786) алхимическое значение этого термина. После опубликования "Метода химической номенклатуры" противники кислородной теории - флогистики - выступили с резкой критикой новой номенклатуры. Особенно, как отмечает сам Лавуазье в своем учебнике химии, критиковалось принятие "древних наименований". В частности, Ламетри - издатель журнала "Observations sur la Physique" - оплота противников кислородной теории, указывал на то, что слово азот употреблялось алхимиками в другом смысле.

Несмотря на это, новое название было принято во Франции, а также и в России, заменив собою ранее принятые названия "флогистированный газ", "мофетт", "основание мофетта" и т. д.

Словообразование азот от греческого тоже вызвало справедливые замечания. Д. Н. Прянишников в своей книге "Азот в жизни растений и в земледелии СССР" (1945) совершенно правильно заметил, что словообразование от греческого "вызывает сомнения". Очевидно, эти сомнения имелись и у современников Лавуазье. Сам Лавуазье в своем учебнике химии (1789) употребляет слово азот наряду с названием "радикал нитрик" (radical nitrique).

Интересно отметить, что более поздние авторы, пытаясь, видимо, как-то оправдать неточность, допущенную членами номенклатурной комиссии, производили слово азот от греческого - дающий жизнь, животворный, создав искусственное слово "азотикос", отсутствующее в греческом языке (Диргарт, Реми и др.). Однако этот путь образования слова азот едва ли может быть признан правильным, так как производное слово для названия азот должно было бы звучать "азотикон".

Неудачность названия азот была очевидной для многих современников Лавуазье, вполне сочувствовавших его кислородной теории. Так, Шапталь в своем учебнике химии "Элементы химии" (1790) предложил заменить слово азот словом нитроген (нитрожен) и называл газ, соответственно воззрениям своего времени (каждая молекула газа представлялась окруженной атмосферой теплорода), "газ нитрожен" (Gas nitrogene). Свое предложение Шапталь подробно мотивировал. Одним из доводов послужило указание, что название, означающее безжизненный, могло бы с большими основаниями быть дано другим простым телам (обладающим, например, сильными ядовитыми свойствами). Название нитроген, принятое в Англии и в Америке, стало в дальнейшем основой международного названия элемента (Nitrogenium) и символа азота - N. Во Франции в начале ХIХ в. вместо символа N употребляли символ Az. В 1800 г. один из соавторов химической номенклатуры - Фуркруа предложил еще одно название - алкалиген (алкалижен - alcaligene), исходя из того, что азот является "основанием" летучей щелочи (Alcali volatil) - аммиака. Но это название не было принято химиками. Упомянем, наконец, название азота, которое употребляли химики-флогистики и, в частности, Пристли, в конце ХVIII в. - септон (Septon от французского Septique - гнилостный). Это название предложено, по-видимому, Митчелом - учеником Блэка, впоследствии работавшим в Америке. Дэви отверг это название. В Германии с конца ХVIII в. и до настоящего времени азот называют Stickstoff, что означает "удушливое вещество".

Что касается старых русских названий азота, фигурировавших в разнообразных сочинениях конца XVIII - начала ХIХ в., то они таковы: удушливый гас, нечистый гас; мофетический воздух (все это переводы французского названия Gas mofette), удушливое вещество (перевод немецкого Stickstoff), флогистированный воздух, гас огорюченный, огорюченный воздух (флогистические названия - перевод термина, предложенного Пристли - Рlogisticated air). Употреблялись также названия; испорченный воздух (перевод термина Шееле Verdorbene Luft), селитротвор, селитротворный гас, нитроген (перевод названия, предложенного Шапталем - Nitrogene), алкалиген, щелочетвор (термины Фуркруа, переведенные на русский язык в 1799 и 1812 гг.), септон, гнилотвор (Septon) и др. Наряду с этими многочисленными названиями употреблялись и слова азот и азотический гас, особенно с начала ХIХ в.

В.Севергин в своем "Руководстве к удобнейшему разумению химических книг иностранных" (1815) объясняет слово азот следующим образом: "Azoticum, Azotum, Azotozum - азот, удушливое вещество"; "Azote - Азот, селитротвор"; "селитротворный газ, азотовый газ". Окончательно слово азот вошло в русскую химическую номенклатуру и вытеснило все другие названия после выхода в свет "Оснований чистой химии" Г. Гесса (1831).
Производные названия соединений, содержащих азот, образованы на русском и других языках либо от слова азот (азотная кислота, азосоединения и др.), либо от международного названия нитрогениум (нитраты, нитросоединения и др.). Последний термин происходит от древних названий нитр, нитрум, нитрон, обозначавших обычно селитру, иногда - природную соду. В словаре Руланда (1612) сказано: "Нитрум, борах (baurach), селитра (Sal petrosum), нитрум, у немцев - Salpeter, Веrgsalz - то же, что и Sal реtrae".

Кислород, Oxygenium, O (8)

Открытие кислорода (англ. Oxygen, франц. Oxygene, нем. Sauerstoff) ознаменовало начало современного периода развития химии. С глубокой древности было известно, что для горения необходим воздух, однако многие века процесс горения оставался непонятным. Лишь в XVII в. Майов и Бойль независимо друг от друга высказали мысль, что в воздухе содержится некоторая субстанция, которая поддерживает горение, но эта вполне рациональная гипотеза не получила тогда развития, так как представление о горении, как о процессе соединения горящего тела с некой составной частью воздуха, казалось в то время противоречащим столь очевидному факту, как то, что при горении имеет место разложение горящего тела на элементарные составные части. Именно на этой основе на рубеже XVII в. возникла теория флогистона, созданная Бехером и Шталем. С наступлением химико-аналитического периода развития химии (вторая половина XVIII в.) и возникновением "пневматической химии" - одной из главных ветвей химико-аналитического направления - горение, а также дыхание вновь привлекли к себе внимание исследователей. Открытие различных газов и установление их важной роли в химических процессах явилось одним из главных стимулов для систематических исследований процессов горения веществ, предпринятых Лавуазье. Кислород был открыт в начале 70-х годов XVIII в. Первое сообщение об этом открытии было сделано Пристли на заседании Английского королевского общества в 1775 г. Пристли, нагревая красную окись ртути большим зажигательным стеклом, получил газ, в котором свеча горела более ярко, чем в обычном воздухе, а тлеющая лучина вспыхивала. Пристли определил некоторые свойства нового газа и назвал его дефлогистированным воздухом (daphlogisticated air). Однако двумя годами ранее Пристли (1772) Шееле тоже получал кислород разложением окиси ртути и другими способами. Шееле назвал этот газ огненным воздухом (Feuerluft). Сообщение же о своем открытии Шееле смог сделать лишь в 1777 г. Между тем в 1775 г. Лавуазье выступил перед Парижской академией наук с сообщением, что ему удалось получить "наиболее чистую часть воздуха, который нас окружает", и описал свойства этой части воздуха. Вначале Лавуазье называл этот "воздух" эмпирейным, жизненным (Air empireal, Air vital), основанием жизненного воздуха (Base dе l"air vital). Почти одновременное открытие кислорода несколькими учеными в разных странах вызвало споры о приоритете. Особенно настойчиво признания себя первооткрывателем добивался Пристли. По существу споры эти не окончились до сих пор. Подробное изучение свойств кислорода и его роли в процессах горения и образования окислов привело Лавуазье к неправильному выводу о том, что этот газ представляет собой кислотообразующее начало. В 1779 г. Лавуазье в соответствии с этим выводом ввел для кислорода новое название - кислотообразующий принцип (principe acidifiant ou principe oxygine). Фигурирующее в этом сложном названии слово oxygine Лавуазье произвел от греч. - кислота и "я произвожу".
Фтор, Fluorum, F (9)

Фтор (англ. Fluorine, франц. и нем. Fluor) получен в свободном состоянии в 1886 г., но его соединения были известны давно и широко применялись в металлургии и производстве стекла. Первые упоминания о флюорите (CaF2) под названием плавиковый шпат (Fliisspat) относятся к XVI в. В одном из сочинений, приписываемых легендарному Василию Валентину, упоминаются окрашенные в различные цвета камни - флюссе (Fliisse от лат. fluere - течь, литься), которые применялись в качестве плавней при выплавке металлов. Об этом же пишут Агрикола и Либавиус. Последний вводит особые названия для этого плавня - плавиковый шпат (Flusspat) и минеральный плавик. Многие авторы химико-технических сочинений XVII и XVIII вв. описывают разные виды плавикого шпата. В России эти камни именовались плавик, спалт, спат; Ломоносов относил эти камни к разряду селенитов и называл шпатом или флусом (флус хрустальный). Русские мастера, а также собиратели коллекций минералов (например, в XVIII в. князь П. Ф. Голицын) знали, что некоторые виды шпатов при нагревании (например, в горячей воде) светятся в темноте. Впрочем, еще Лейбниц в своей истории фосфора (1710) упоминает в связи с этим о термофосфоре (Thermophosphorus).

По-видимому, химики и химики-ремесленники познакомились с плавиковой кислотой не позднее XVII в. В 1670 г. нюрнбергский ремесленник Шванхард использовал плавиковый шпат в смеси с серной кислотой для вытравливания узоров на стеклянных бокалах. Однако в то время природа плавикового шпата и плавиковой кислоты была совершенно неизвестна. Полагали, например, что протравливающее действие в процессе Шванхарда оказывает кремневая кислота. Это ошибочное мнение устранил Шееле, доказав, что при взаимодействии плавикового шпата с серной кислотой кремневая кислота получается в результате разъедания стеклянной реторты образующейся плавиковой кислотой. Кроме того, Шееле установил (1771), что плавиковый шпат представляет собой соединение известковой земли с особой кислотой, которая получила название "шведская кислота". Лавуазье признал радикал плавиковой кислоты (radical fluorique) простым телом и включил его в свою таблицу простых тел. В более или менее чистом виде плавиковая кислота была получена в 1809 г. Гей-Люссаком и Тенаром путем перегонки плавикового шпата с серной кислотой в свинцовой или серебряной реторте. При этой операции оба исследователя получили отравление. Истинную природу плавиковой кислоты установил в 1810 г. Ампер. Он отверг мнение Лавуазье о том, что в плавиковой кислоте должен содержаться кислород, и доказал аналогию этой кислоты с хлористоводородной кислотой. О своих выводах Ампер сообщил Дэви, который незадолго до этого установил элементарную природу хлора. Дэви полностью согласился с доводами Ампера и затратил немало усилий на получение свободного фтора электролизом плавиковой кислоты и другими путями. Принимая во внимание сильное разъедающее действие плавиковой кислоты на стекло, а также на растительные и животные ткани, Ампер предложил назвать элемент, содержащийся в ней, фтором (греч. - разрушение, гибель, мор, чума и т. д.). Однако Дэви не принял этого названия и предложил другое - флюорин (Fluorine) по аналогии с тогдашним названием хлора - хлорин (Chlorine), оба названия до сих пор употребляются в английском языке. В русском языке сохранилось название, данное Ампером.

Многочисленные попытки выделить свободный фтор в XIX в. не привели к успешным результатам. Лишь в 1886 г. Муассану удалось сделать это и получить свободный фтор в виде газа желто-зеленого цвета. Так как фтор является необычайно агрессивным газом, Муассану пришлось преодолеть множество затруднений, прежде чем он нашел материал, пригодный для аппаратуры в опытах со фтором. U-образная трубка для электролиза фтористоводородной кислоты при минус 55oС (охлаждаемая жидким хлористым метилом) была сделана из платины с пробками из плавикового шпата. После того, как были исследованы химические и физические свойства свободного фтора, он нашел широкое применение. Сейчас фтор - один из важнейших компонентов синтеза фторорганических веществ широкого ассортимента. В русской литературе начала XIX в. фтор именовался по-разному: основание плавиковой кислоты, флуорин (Двигубский, 1824), плавиковость (Иовский), флюор (Щеглов, 1830), флуор, плавик, плавикотвор. Гесс с 1831 г. ввел в употребление название фтор.
Неон, Neon, Nе (10)

Этот элемент открыт Рамзаем и Траверсом в 1898 г., через несколько дней после открытия криптона. Ученые отобрали первые пузырьки газа, образующегося при испарении жидкого аргона, и установили, что спектр этого газа указывает на присутствие нового элемента. Рамзай так рассказывает о выборе названия для этого элемента:

"Когда мы в первый раз рассматривали его спектр, при этом находился мой 12-летний сын.
- Отец,- сказал он, - как называется этот красивый газ?
- Это еще не решено, - ответил я.
- Он новый? - полюбопытствовал сын.
- Новооткрытый, - возразил я.
- Почему бы в таком случае не назвать его Novum, отец?
- Это не подходит, потому что novum не греческое слово, - ответил я. - Мы назовем его неоном, что по-гречески значит новый.
Вот таким то образом газ получил свое название".
Автор: Фигуровский Н.А.
Химия и Химики № 1 2012

Продолжение следует...

Процесс образования химических элементов во Вселенной неразрывно связан с эволюцией Вселенной. Мы уже познакомились с процессами, происходящими вблизи «Большого взрыва», знаем некоторые детали процессов, происходивших в «первичном бульоне» элементарных частиц. Первые атомы химических элементов, находящиеся в начале таблицы Д. И. Менделеева (водород, дейтерий, гелий), начали образовываться во Вселенной еще до возникновения звезд первого поколения. Именно в звездах, их недрах, разогретых снова (после Big Bang температура Вселенной начала стремительно падать) до миллиардов градусов, и были произведены ядра химических элементов, следующих за гелием. Учитывая значение звезд как источников, генераторов химических элементов, рассмотрим некоторые этапы звездной эволюции. Без понимания механизмов звездообразования и эволюции звезд невозможно представить процесс образования тяжелых элементов, без которых, в конечном счете, не возникла бы жизнь. Без звезд во Вселенной так бы вечно и существовала водородо-гелиевая плазма, в которой организация жизни, очевидно, невозможна (на современном уровне понимания этого явления).

Ранее мы отметили три наблюдательных факта или теста современной космологии, простирающихся на сотни парсек, теперь укажем четвертый - распространенность легких химических элементов в космосе. Необходимо подчеркнуть, что образование легких элементов в первые три минуты и распространенность их в современной Вселенной впервые была рассчитана в 1946 г. международной троицей выдающихся ученых: американцем Альфером, немцем Гансом Бете и русским Георгием Гамовым. С тех пор физики, занимающиеся атомной и ядерной физикой, неоднократно рассчитывали образование легких элементов в ранней Вселенной и распространенность их сегодня. Можно утверждать, что стандартная модель нуклеосинтеза хорошо подтверждается наблюдениями.

Эволюция звезд. Механизм образования и эволюции основных объектов Вселенной - звезд, изучен наиболее xoponio. Здесь ученым помогла возможность наблюдать огромное количество звезд на самых разных стадиях развития - от рождения до смерти, - в том числе множество так называемых «звездных ассоциаций» - групп звезд, родившихся почти одновременно. Помогла и сравнительная «простота» строения звезды, которое довольно успешно поддается теоретическому описанию и компьютерному моделированию.

Звезды образуются из газовых облаков, которые, при определенных обстоятельствах, распадаются на отдельные «сгустки», которые дальше сжимаются под действием собственного тяготения. Сжатию газа под действием собственного тяготения препятствует повышающееся давление. При адиабатическом сжатии должна повышаться и температура - в виде тепла выделяется гравитационная энергия связи. Пока облако разреженное, все тепло легко уходит с излучением, но в плотном ядре сгущения вынос тепла затруднен, и оно быстро разогревается. Соответствующее повышение давления тормозит сжатие ядра, и оно продолжает происходить только за счет продолжающего падать на рождающуюся звезду газа. С ростом массы растет давление и температура в центре, пока наконец последняя не достигает величины 10 миллионов Кельвинов. В этот момент в центре звезды начинаются ядерные реакции, превращающие водород в гелий, которые поддерживают стационарное состояние вновь образовавшейся звезды миллионы, миллиарды или десятки миллиардов лет, в зависимости от массы звезды.

Звезда превращается в огромный термоядерный реактор, в котором устойчиво и стабильно протекает, в общем, та же реакция, которую человек пока научился осуществлять только в неуправляемом варианте - в водородной бомбе. Выделяемое при реакции тепло стабилизирует звезду, поддерживая внутреннее давление и препятствуя ее дальнейшему сжатию. Небольшое случайное усиление реакции слегка «раздувает» звезду, и соответствующее уменьшение плотности приводит снова к ослаблению реакции и стабилизации процесса. Звезда «горит» с почти неизменной яркостью.

Температура и мощность излучения звезды зависит от ее массы, причем зависит нелинейно. Грубо говоря, при увеличении массы звезды в 10 раз мощность ее излучения увеличивается в 100 раз. Поэтому более массивные, более горячие звезды расходуют свои запасы топлива гораздо быстрее, чем менее массивные, и живут относительно недолго. Нижний предел массы звезды, при котором еще возможно достижение в центре температур, достаточных для начала термоядерных реакций, составляет примерно 0,06 солнечной. Верхний предел - около 70 солнечных масс. Соответственно, самые слабые звезды светят в несколько сот раз слабее Солнца и могут так светить сотню миллиардов лет, гораздо больше времени существования нашей Вселенной. Массивные горячие звезды могут светить в миллион раз сильнее Солнца и живут лишь несколько миллионов лет. Время стабильного существования Солнца примерно 10 миллиардов лет, и из этого срока оно прожило пока половину.

Стабильность звезды нарушается, когда выгорает значительная часть водорода в ее недрах. Образуется лишенное водорода гелиевое ядро, а горение водорода продолжается в тонком слое на его поверхности. При этом ядро сжимается, в центре его давление и температура повышается, в то же время верхние слои звезды, расположенные выше слоя горения водорода, наоборот, расширяются. Диаметр звезды растет, а средняя плотность падает. Благодаря росту площади излучающей поверхности, медленно растет также ее полная светимость, хотя температура поверхности звезды падает. Звезда превращается в красного гиганта. В какой-то момент времени температура и давление внутри гелиевого ядра оказываются достаточными для начала следующих реакций синтеза более тяжелых элементов - углерода и кислорода из гелия, а на следующем этапе и еще более тяжелых. В недрах звезды могут образоваться из водорода и гелия многие элементы Периодической системы, но только вплоть до элементов группы железа, обладающего наибольшей энергией связи, приходящейся на одну частицу. Более тяжелые элементы образуются в других более редких процессах, а именно при взрывах сверхновых звезд и частично новых, и поэтому в природе их мало.

Отметим интересное, парадоксальное, на первый взгляд, обстоятельство. Пока вблизи центра звезды идет горение водорода, температура там не может подняться до порога гелиевой реакции. Для этого необходимо, чтобы горение прекратилось, и ядро звезды начало остывать! Остывающее ядро звезды сжимается, при этом повышается напряженность поля тяготения и выделяется гравитационная энергия, которая нагревает вещество. При повышенной напряженности поля необходима более высокая температура, чтобы давление могло противостоять сжатию, и гравитационной энергии оказывается достаточно, чтобы обеспечить эту температуру. Аналогичный парадокс мы имеем при снижении космического аппарата: чтобы перевести его на более низкую орбиту, его надо притормозить, но при этом он оказывается ближе к Земле, где сила тяжести больше, и скорость его возрастет. Остывание увеличивает температуру, а торможение увеличивает скорость! Такими кажущимися парадоксами полна природа, и далеко не всегда можно доверяться «здравому смыслу».

После начала горения гелия расходование энергии идет очень быстрыми темпами, так как энергетический выход всех реакций с тяжелыми элементами намного ниже, чем при реакции горения водорода и, кроме того, общая светимость звезды на этих этапах значительно возрастает. Если водород горит миллиарды лет, то гелий миллионы, а все остальные элементы - не более тысяч лет. Когда в недрах звезды все ядерные реакции затухают, ничто уже не может препятствовать ее гравитационному сжатию, и оно происходит катастрофически быстро (как говорят, коллапсирует). Верхние слои падают к центру с ускорением свободного падения (величина его на многие порядки превосходит земное ускорение падения из-за несопоставимой разности масс), выделяя огромную гравитационную энергию. Вещество сжимается. Часть его, переходя в новое состояние высокой плотности, образует звезду-остаток, а часть (обычно большая) выбрасывается в пространство в виде отраженной ударной волны с огромной скоростью. Происходит взрыв сверхновой звезды. (Помимо гравитационной энергии в кинетическую энергию ударной волны вносит свой вклад и термоядерное догорание части оставшегося во внешних слоях звезды водорода, когда падающий газ сжимается вблизи звездного ядра -происходит взрыв грандиозной «водородной бомбы»).

На какой стадии эволюции звезды остановится сжатие и что будет представлять собой остаток сверхновой, все эти варианты зависят от ее массы. Если эта масса менее 1,4 солнечной, это будет белый карлик, звезда с плотностью 10 9 кг/м 3 , медленно остывающая без внутренних источников энергии. От дальнейшего сжатия ее удерживает давление вырожденного электронного газа. При большей массе (примерно до 2,5 солнечной) образуется нейтронная звезда (их существование предсказано великим советским физиком, нобелевским лауреатом Львом Ландау) с плотностью примерно равной плотности атомного ядра. Нейтронные звезды были открыты как так называемые пульсары. При еще большей исходной массе звезды образуется черная дыра - безудержно сжимающийся объект, который не может покинуть ни один объект, даже свет. Именно при взрывах сверхновых происходит образование элементов тяжелее железа, для которых нужны чрезвычайно плотные потоки частиц высокой энергии, чтобы были достаточно вероятны многочастичные столкновения. Все материальное в этом мире является потомками сверхновых, в том числе и люди, поскольку атомы, из которых мы состоим, возникли когда-то при взрывах сверхновых.

Таким образом, звезды являются не только мощным источником энергии высокого качества, рассеяние которой способствует возникновению сложнейших структур, включающих и жизнь, но и реакторами, в которых производится вся таблица Менделеева - необходимый материал для этих структур. Взрыв заканчивающей свою жизнь звезды выбрасывает в пространство огромное количество разнообразных элементов тяжелее водорода и гелия, которые смешиваются с галактическим газом. За время жизни Вселенной закончили свою жизнь очень многие звезды. Все звезды типа Солнца и более массивные, возникшие из первичного газа, уже прошли свой жизненный путь. Так что сейчас Солнце и ему подобные звезды - это звезды второго поколения (а может быть, и третьего), существенно обогащенные тяжелыми элементами. Без такого обогащения вряд ли около них могли бы возникнуть планеты земного типа и жизнь.

Приведем информацию о распространенности некоторых химических элементов во Вселенной:

Как видим из этой таблицы, преимущественными химическими элементами и в настоящее время являются водород и гелий (почти 75% и 25% каждый). Относительно малого содержания тяжелых элементов, впрочем, оказалось достаточным для образования жизни (по крайней мере, на одном из островков Вселенной вблизи «рядовой» звезды, Солнца - желтого карлика). Помимо уже указанного нами ранее, надо помнить, что в открытом космическом пространстве присутствуют космические лучи, по сути являющиеся потоками элементарных частиц, в первую очередь, электронов и протонов разных энергий. В некоторых областях межзвездного пространства имеются локальные области повышенной концентрации межзвездного вещества, получившие название межзвездных облаков. В отличие от плазменного состава звезды, вещество межзвездных облаков уже содержит (об этом свидетельствуют многочисленные астрономические наблюдения) молекулы и молекулярные ионы. Например, обнаружены межзвездные облака из молекулярного водорода Н 2 , очень часто присутствуют в спектрах поглощения такие соединения, как ион гидроксила ОН, молекулы СО, молекулы воды и др. Сейчас число обнаруженных в межзвездных облаках химических соединений составляет свыше ста. Под действием внешнего облучения и без него в облаках происходят разнообразные химические реакции, зачастую такие, которые невозможно осуществить на Земле по причине особых условий в межзвездной среде. Вероятно, примерно 5 миллиардов лет назад, когда образовалась наша солнечная система, первичным материалом при образовании планет были такие же простейшие молекулы, которые сейчас мы наблюдаем в других межзвездных облаках. Другими словами, процесс химической эволюции, начавшийся в межзвездном облаке, затем продолжился уже на планетах. Хотя сейчас в некоторых межзвездных облаках обнаружены достаточно сложные органические молекулы, вероятно, химическая эволюция привела к появлению «живого» вещества (т. е. клеток с механизмами самоорганизации и наследственности) уже только на планетах. Очень трудно представить организацию жизни в объеме межзвездных облаков.

Планетная химическая эволюция

Рассмотрим процесс химической эволюции на Земле. Первичная атмосфеpa Земли содержала в основном простейшие соединения водорода Н 2 , H 2 О, NH 3 ,CH 4 . Кроме этого, атмосфера была богата инертными газами, прежде всего гелием и неоном. В настоящее время обилие благородных газов на Земле ничтожно мало, что означает, что они в свое время диссонировали в межпланетное пространство. Наша современная атмосфера имеет вторичное происхождение. Первое время химический состав атмосферы мало отличался от первичной. После образования гидросферы из атмосферы практически исчез аммиак NH 3 , растворившийся в воде, атомарный и молекулярный водород улетучился в межпланетное пространство, атмосфера была насыщена преимущественно азотом N. Насыщение атмосферы кислородом происходило постепенно, сначала благодаря диссоциации молекул воды ультрафиолетовым излучением Солнца, затем, и главным образом, благодаря фотосинтезу растений.

Не исключено, что некоторое количество органических веществ было принесено на Землю при падении метеоритов и, возможно, даже комет. Например, в кометах присутствуют такие соединения, как N, NH 3 , CH 4 и др. Известно, что возраст земной коры примерно равен 4,5 млрд. лет. Имеются также геологические и геохимические данные, указывающие на то, что уже 3,5 млрд. лет назад земная атмосфера была богата кислородом. Таким образом, первичная атмосфера Земли существовала не более 1 млрд. лет, а жизнь возникла, вероятно, даже раньше.

В настоящее время накоплен значительный экспериментальный материал, иллюстрирующий, каким образом такие простые вещества, как вода, метан, аммиак, окись углерода, аммонийные и фосфатные соединения превращаются в высокоорганизованные структуры, являющиеся строительными кирпичиками клетки. Американские ученые Кельвин, Миллер и Юри провели ряд опытов, в результате которых было показало, как в первичной атмосфере могли возникнуть аминокислоты. Ученые создали смесь газов - метана СН 4 , молекулярного водорода Н 2 , аммиака NH 3 и паров воды Н 2 O, моделирующую состав первичной атмосферы Земли. Через ату смесь пропускали электрические разряды, в результате в исходной смеси газов были обнаружены глицин, аланин и другие аминокислоты. Вероятно, существенное влияние на химические реакции в первичной атмосфере Земли оказывало Солнце своим ультрафиолетовым излучением, которое не задерживалось в атмосфере в связи с отсутствием озона.

Немаловажное значение на химическую эволюцию оказали не только электрические разряды и ультрафиолетовое излучение Солнца, но и вулканическое тепло, ударные волны, радиоактивный распад калия К (доля энергии распада калия примерно 3 млрд. лет назад на Земле была второй, после энергии ультрафиолетового излучения Солнца). Например, газы, выделяющиеся из первичных вулканов (O 2 , СО, N 2 , Н 2 O, Н 2 , S, H 2 S, СН 4 , SО 2), при воздействии различных видов энергии реагируют с образованием разнообразных малых органических соединений, типа: цианистый водород HCN, муравьиная кислота HCO 2 H, уксусная кислота H 3 CO 2 H, глицин H 2 NCH 2 CO 2 H и т. д. В дальнейшем, опять же при воздействии различных видов энергии, малые органические соединения реагируют с образованием более сложных органических соединений: аминокислоты.

Таким образом, на Земле были условия для образования сложных органических соединений, необходимых для создания клетки.

В настоящее время еще нет единой логически последовательной картины, как из первичной «суперкапли материи» под названием Вселенная после Большого Взрыва возникла жизнь. Но уже многие элементы этой картины ученые представляют и считают, что так все и происходило на самом деле. Одним из элементов этой единой картины эволюции является химическая эволюция. Пожалуй, химическая эволюция - это один из аргументированных элементов единой картины эволюции хотя бы потому, что допускает экспериментальное моделирование химических процессов (чего, например, нельзя сделать в отношении условий, аналогичных тем, что были вблизи «большого взрыва»). Химическая эволюция прослеживается вплоть до элементарных кирпичиков живой материи: аминокислот, нуклеиновых кислот.



В понятиях науки XVIII-XIX вв. материя была вечной, и вопрос о происхождении химических элементов был бы просто некорректен. Если материя вечна, то у нее нет и происхождения. В XX в. ситуация быстро изменялась. Была разработана теория относительности, открыто расширение Вселенной, разработана теория строения и эволюции звезд, открыто так называемое реликтовое излучение, тесно связанное с расширением Вселенной. Все это привело к наиболее правдоподобной, хотя и трудно умещающейся в голове теории Большого взрыва. Предполагают, что Вселенная начала свое бытие с непостижимого (пока?) импульса, приведшего к продолжающемуся и поныне расширению гигантского сгустка материи из одной точки.

Изучая вещества и их химические превращения, вполне естественно задуматься над вопросом, откуда взялись все те виды атомов, из которых состоят вещества и которые сами при химических реакциях превращениям не подвержены? Постараемся коротко ответить на этот вопрос, насколько это возможно в настоящее время.

По разным данным, Большой взрыв произошел от 15 до 18 млрд лет тому назад. В неимоверно горячем и плотном, стремительно расширяющемся и охлаждающемся сгустке материи непрерывно возникали определенные «поколения» частиц, соответствующие изменяющимся условиям.

Через три минуты расширения и охлаждения плазмы возник набор частиц, который уже не изменялся до начала образования звезд. Важнейшие черты этого состава сводятся к тому, что во Вселенной создалось соотношение между протонами и фотонами, равное 1:10 9 . Это поразительное множество фотонов (но сравнению с атомами) и в настоящее время заполняет пространство в виде реликтового излучения, не имеющего источника.

В течение нескольких минут расширения Вселенная остыла настолько, что скорость ядерных реакций между имеющимися частицами упала до нуля. Нейтроны соединились с протонами, образовав дейтерий, а ядра дейтерия быстро соединялись в ядра гелия (4 Не). Начальные условия во Вселенной оказались таковы, что нейтронов хватило на образование приблизительно 10% гелия из общего числа ядер. Остальные протоны сохранились в свободном виде и вместе с электронами в дальнейшем составили химический элемент водород. Будь во Вселенной больше нейтронов, то в веществе мог бы преобладать гелий, что коренным образом отразилось бы на последующих процессах звездообразования. Гелий в звездах превращался бы в тяжелые элементы в несколько раз быстрее, чем водород, и продолжительность жизни звезд сильно сократилась. Это, очевидно, повлияло бы на возможность эволюции биологической жизни.

Еще один вид частиц, обладающих массой покоя и необходимых для образования атомов, - электроны - сохранились в количестве, приблизительно равном количеству протонов. Факт существования перечисленных частиц по-своему замечателен и не объяснен. Все три частицы - протоны, нейтроны и электроны - имеют свои античастицы: антипротоны (р ~), антинейтроны (Я) и антиэлектроны (позитроны, е). При столкновении частицы и античастицы происходит их аннигиляция с превращением в конечном счете в фотоны. При температуре в миллиарды градусов фотоны непрерывно порождают пары электрон - позитрон (е~ - е +), которые вновь аннигилируют, превращаясь в фотоны. Таким образом, электроны, позитроны и фотоны находятся в равновесии. При понижении температуры по мере расширения Вселенной энергия фотонов становится недостаточной для рождения пар е~ - е + , все имеющиеся пары аннигилируют, и при этом обнаруживается небольшой избыток электронов, которые и сохранились на последующие времена. Небольшим этот избыток является в сравнении с числом имеющихся фотонов, как сказано выше. То же самое относится и к протонам, которых оказалось чуть больше, чем антипротонов. Следовательно, одной из предпосылок появления атомов оказался ничтожный дисбаланс частиц и античастиц.

Через миллион лет расширения и остывания Вселенной температура понизилась до -4000 К. Это температурная граница, ниже которой электроны захватываются притяжением ядер и образуются «укомплектованные» атомы. Нейтральный гелий возникает при несколько более высокой температуре, чем водород, так как его энергия ионизации больше.

Пока ничего не говорилось о существовании других химических элементов, кроме водорода с его изотопом дейтерием и гелия. На этапе эволюции до появления звезд их действительно не было. Звезды начали образовываться в результате гравитационной конденсации вещества после возникновения нейтральных атомов. Время появления галактик и составляющих их звезд недостаточно определенно. С точки зрения физики разработать теорию процессов, происходивших в течение первых минут после Большого взрыва, оказалось легче, чем «сценарий» дальнейших событий, связанных с фрагментацией вещества на отдельные галактики и звезды. Можно принять в качестве ориентировочной цифры, что первое поколение звезд возникло спустя миллиард лет после Большого взрыва.

При гравитационном сжатии сгустка водородно-гелиевой смеси потенциальная энергия переходила в кинетическую и соответственно повышалась температура. Когда она достигала 10-15 млн градусов, в центральной области протозвезды (ядре) начинались термоядерные реакции и звезда загоралась. В термоядерных реакциях участвуют как водород, так и гелий. Водород сначала превращается в гелий по цепочке реакций:

• 2р + = d + + е + + v очень медленно; d + + р + = 3 Не 2+ + у быстро;
• 2 3 Не 2+ = 4 Не 2+ + 2относительно медленно (здесь б/ + - дейтрон, е + - позитрон, v - нейтрино, у - гамма-квант).

Можно спросить: почему водород не превратился в гелий по этим последовательным реакциям в первые минуты после Большого взрыва, но превращается в звездах? Причина очень простая. В первые минуты благоприятная температура для данного процесса длилась мгновения, так как шло расширение и охлаждение Вселенной, а в звездах этот процесс идет как бы в тлеющем режиме при стационарных условиях. Медленность первой стадии обусловлена слабым ядерным взаимодействием и является одним из условий длительного существования звезды. После выгорания водорода в ядре повышается температура, и при ~1 Ю 8 градусов начинается «горение» гелия, представляющее собой последовательное слияние его ядер в ядра последующих элементов, сопровождающееся выделением огромной энергии. При столкновении двух ядер 4 Не устойчивое ядро 8 Ве не образуется. Этот изотоп бериллия вообще не существует. Но если за столкновением двух ядер быстро следует столкновение с третьим ядром гелия, то образуется ядро углерода 12 С. Это ядро реагирует с гелием дальше, превращаясь в кислород 16 0. Удивительная удача (с точки зрения наличия материма для существования жизни) состоит в том, что реакция углерода с гелием идет достаточно медленно. Поэтому при образовании кислорода сохраняется и значительное количество необходимого для жизни углерода. На этом заканчивается этап горения гелия. При дальнейшем повышении температуры горят углерод и кислород. При реакциях между ядрами углерода или между ядрами кислорода образуются более тяжелые элементы магний, натрий, сера, фосфор, кремний и др. с одновременным вылетом протонов, нейтронов, а-частиц. Последние, последовательно присоединяясь к устойчивым ядрам, например 28 Si, образуют химические элементы вплоть до железа.

Звезду можно назвать котлом, в котором варится сырье, превращаясь в набор химических элементов. Но готовый продукт из котла надо извлечь. Без этого образовавшиеся элементы в недрах звезды никак себя не проявляют. Здесь очень кстати обнаруживается способность звезд определенного типа взрываться. На соответствующем этапе эволюции звезды в слое на некотором расстоянии от центра лавинообразно нарастает мощность выделения энергии. Возникающее давление отметает в пространство всю внешнюю массу звезды и одновременно сжимает оставшуюся центральную часть. Это взрыв невообразимой мощности. Па короткое время светимость звезды возрастает до светимости целой галактики. При этом ядерные процессы приводят к образованию всех элементов тяжелее железа. Звезда сбрасывает оболочку, которая рассеивается в окружающем пространстве.

Теперь межзвездный газ обогащен всеми химическими элементами. Следует также подчеркнуть, что образовавшиеся в ядре звезды элементы в среднем составляют лишь 1-2% от всего количества вещества звезды. В межзвездном газе по-прежнему преобладают водород и гелий. Из материала взорвавшихся звезд образуются звезды следующего поколения, планеты, их спутники, кометы. В астрофизике рассматриваются и другие пути образования тяжелых элементов, в частности в ядрах галактик. Но это лишь дополняет основной факт, сводящийся к тому, что все тяжелые элементы образуются из первичных элементов - водорода и гелия.

Окружающий нас мир состоит из ~ 100 различных химических элементов. Как они образовались в естественных условиях? Подсказку для ответа на этот вопрос даёт относительная распространенность химических элементов. Среди наиболее существенных особенностей распространенности химических элементов Солнечной системы можно выделить следующие.

1. Вещество во Вселенной в основном состоит из водорода H – ~ 90% всех атомов.
2. По распространенности гелий He занимает второе место, составляя ~ 10% от числа атомов водорода.
3. Существует глубокий минимум, соответствующий химическим элементам литий Li, бериллий Be и бор B.
4. Сразу за глубоким минимумом Li, Be, В следует максимум, обусловленный повышенной распространенностью углерода C и кислорода O.
5. Вслед за кислородным максимумом идет скачкообразное падение распространенности элементов вплоть до скандия (А = 45).
6. Наблюдается резкое повышение распространенности элементов в районе железа A = 56 (группа железа).
7. После A = 60 уменьшение распространенности элементов происходит более плавно.
8. Наблюдается заметное различие между химическими элементами с четным и нечетным числом протонов Z . Как правило, химические элементы с четными Z являются более распространенными.

Ядерные реакции во Вселенной

t = 0		Большой взрыв. Рождение Вселенной
t = 10 -43 с		Эра квантовой гравитации. Струны ρ = 10 90 г/см 3 , T = 10 32 K
t = 10 - 35 с		Кварк-глюонная среда ρ = 10 75 г/см 3 , T = 10 28 K
t = 1 мкс		Кварки объединяются в нейтроны и протоны ρ = 10 17 г/см 3 , T = 6·10 12 K
t = 100 с		Образование дозвездного 4 He ρ = 50 г/см 3 , T = 10 9 K
t = 380 тыс. лет		Образование нейтральных атомов ρ = 0.5·10 -20 г/см 3 , T = 3·10 3 K
t = 10 8 лет	Первые звезды	Горение водорода в звездах ρ = 10 2 г/см 3 , T = 2·10 6 K Горение гелия в звездах ρ = 10 3 г/см 3 , T = 2·10 8 K Горение углерода в звездах ρ = 10 5 г/см 3 , T = 8·10 8 K Горение кислорода в звездах ρ = 10 5 ÷10 6 г/см 3 , T = 2·10 9 K Горение кремния в звездах ρ = 10 6 г/см 3 , T = (3÷5)·10 9 K
t = 13.7 млрд. лет		Современная Вселенная ρ = 10 -30 г/см 3 , T = 2.73 K

Дозвездный нуклеосинтез. Образование 4 He

Космологический синтез гелия – основной механизм его образования во Вселенной. Синтез гелия из водорода в звёздах увеличивает долю 4 He по массе в барионной материи примерно на 10%. Механизм дозвёздного образования гелия количественно объясняет распространённость гелия во Вселенной и является сильным аргументом в пользу догалактической фазы его образования и всей концепции Большого Взрыва.
Космологический нуклеосинтез позволяет объяснить распространённость во Вселенной таких легчайших ядер как дейтерий (2 H), изотопы 3 He и 7 Li. Однако их количества ничтожны по сравнению с ядрами водорода и 4 He. По отношению к водороду дейтерий образуется в количестве 10 -4 -10 -5 , 3 He – в количестве ≈ 10 -5 , а 7 Li – в количестве ≈ 10 -10 .
Для объяснения образования химических элементов в 1948 году Г. Гамовым была выдвинута теория Большого взрыва. Согласно модели Гамова, синтез всех химических элементов происходил во время Большого взрыва в результате неравновесного захвата атомными ядрами нейтронов с испусканием γ-квантов и последующим β - -распадом образовавшихся ядер. Однако расчеты показали, что в этой модели невозможно объяснить образование химических элементов тяжелее Li. Оказалось, что механизм образования лёгких ядер (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.

Дозвездная стадия образования легчайших ядер. На этапе эволюции Вселенной через 100 с после Большого взрыва при температуре ~ 10 9 К вещество во Вселенной состояло из протонов p, нейтронов n, электронов e - , позитронов e + , нейтрино ν, антинейтрино и фотонов γ. Излучение, находилось в тепловом равновесии с электронами e - , позитронами e + и нуклонами.

В условиях термодинамического равновесия вероятность образования системы с энергией E N , равной энергии покоя нуклона, описывается распределением Гиббса . Поэтому в условиях термодинамического равновесия соотношение между числом нейтронов и протонов будет определяться разностью масс нейтрона и протона

Образование электрон-позитронных пар прекращается при Т < 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.

Основные реакции дозвездного нуклеосинтеза:

p + n → d + γ, d + p → 3 He + γ,		3 He + n → 3 He + p
d + d →	3 He + n,	3 He + n 3 H + p, 3 H + p 4 He + , 3 H + d 4 He + n.
	3 H + p,

Так как стабильных ядер с А = 5 не существует, ядерные реакции завершаются в основном образованием 4 Не. 7 Ве, 6 Li и 7 Li составляют лишь ~ 10 –9 – 10 –12 от образования изотопа 4 Не. Практически все нейтроны исчезают, образуя ядра 4 Не. При плотности вещества ρ ~ 10 –3 – 10 –4 г/см 3 вероятность того, что нейтрон и протон не провзаимодействуют за время первичного нуклеосинтеза составляет менее 10 –4 . Так как в начале на один нейтрон приходилось 5 протонов, соотношение между числом ядер 4 Не и р должно быть ~ 1/10. Таким образом, соотношение распространенностей водорода и гелия, наблюдаемое в настоящее время, сформировалось в течение первых минут существования Вселенной. Расширение Вселенной привело к понижению её температуры и прекращению первичного дозвездного нуклеосинтеза.

Образование химических элементов в звездах. Так как процесс нуклеосинтеза на ранней стадии эволюции Вселенной закончился образованием водорода, гелия и небольшого количества Li, Be, В, необходимо было найти механизмы и условия, при которых могли образоваться более тяжелые элементы.
Г.Бете и К.Вайцзеккер показали, что соответствующие условия существуют внутри звезд. Более тяжелые ядра образовались лишь через миллиарды лет после Большого взрыва в процессе звездной эволюции. Образование химических элементов в звездах начинается с реакции горения водорода с образованием 4 Не.

Г. Бете, 1968 г.: «С незапамятных времен люди хотели знать, за счёт чего поддерживается свечение Солнца. Первая попытка научного объяснения была предпринята Гельмгольцем около ста лет назад. Она была основана на использовании самых известных в то время сил – сил всемирного тяготения. Если один грамм вещества падает на поверхность Солнца, он приобретает потенциальную энергию

E п = -GM/R = -1.91·10 15 эрг/г.

Известно, что в настоящее время мощность излучения Солнца определяется величиной

ε = 1.96 эрг/г×с.

Следовательно, если источником энергии является тяготение, запас гравитационной энергии может обеспечить излучение в течение 10 15 с, т.е. в период около тридцати миллионов лет…
В конце XIX века Беккерель, Пьер и Мария Кюри открыли радиоактивность. Открытие радиоактивности позволило определить возраст Земли. Несколько позже удалось определить возраст метеоритов, по которому можно было судить, когда в Солнечной системе появилось вещество в твердой фазе. Из этих измерений можно было установить, что возраст Солнца с точностью до 10% составляет 5 млрд. лет. Таким образом, тяготение не может обеспечить нужный запас энергии на всё это время…
С начала 30-х годов стали склоняться к тому, что звездная энергия возникла за счет ядерных реакций… Простейшей из всех возможных реакций будет реакция

H + H → D + e + + ν.

Так как процесс первичного нуклеосинтеза завершился в основном образованием ядер 4 He в результате реакций взаимодействия p + n, d + d, d + 3 He, d + 3 H и были израсходованы все нейтроны, необходимо было найти условия, при которых образовались более тяжелые элементы. В 1937 г. Г. Бете создал теорию, объясняющую происхождение энергии Солнца и звезд в результате реакций слияния ядер водорода и гелия, идущими в центре звезд. Так как в центре звезд не было достаточного количества нейтронов для реакций типа p + n, то в них могли продолжаться только реакции
p + p → d + e + + ν. Эти реакции протекали в звездах, когда температура в центре звезды достигала 10 7 К, а плотность − 10 5 кг/м 3 . То обстоятельство, что реакция p + p → d + e + + ν происходила в результате слабого взаимодействия, объясняло особенности диаграммы Герцшпрунга–Рассела.

Нобелевская премия по физике
1967 г. − Г. Бете
За вклад в теорию ядерных реакций, и особенно за открытие источника энергии звезд.

Сделав разумные предположения о силе реакций на основе общих принципов ядерной физики, я обнаружил в 1938 г., что углеродно-азотный цикл может обеспечить необходимое выделение энергии на Солнце… Углерод служит только катализатором; результатом реакции является комбинация четырех протонов и двух электронов, образующих ядро 4 He. В этом процессе испускаются два нейтрино, уносящих с собой энергию примерно 2 МэВ. Остающаяся энергия около 25 МэВ на цикл освобождается и поддерживает температуру Солнца неизменной… Это была та основа, на которой Фаулер и другие рассчитали скорости реакции в (С,N)-цикле» .

Горение водорода. Возможны две различные последовательности реакций горения водорода - преобразование четырех ядер водорода в ядро 4 He, которое может обеспечить достаточное выделение энергии для поддержания светимости звезды:

• протон-протонная цепочка (рр-цепочка), в которой водород превращается непосредственно в гелий;
• углеродно-азотно-кислородный цикл (CNO-цикл), в котором в качестве катализаторов участвуют ядра С, N и О.

Какая из этих двух реакций играет более существенную роль, зависит от температуры звезды. В звездах, имеющих массу, сравнимую с массой Солнца, и меньше, доминирует протон-протонная цепочка. В более массивных звездах, имеющих более высокую температуру, основным источником энергии является CNO-цикл. При этом, естественно, необходимо, чтобы в составе звездного вещества присутствовали ядра С, N и О. Температура внутренних слоев Солнца составляет 1.5∙10 7 К и доминирующую роль в выделении энергии играет протон-протонная цепочка.

Зависимость от температуры логарифма скорости V выделения энергии в водородном (pp) и углеродном (CNO) циклах

Горение водорода. Протон-протонная цепочка. Ядерная реакция

p + p → 2 H + e + + ν e + Q,

начинается в центральной части звезды при плотностях ≈100 г/см 3 . Эта реакция останавливает дальнейшее сжатие звезды. Тепло, выделяющееся в процессе термоядерной реакции горения водорода, создаёт давление, которое противодействует гравитационному сжатию и не позволяет звезде коллапсировать. Происходит качественное изменение механизма выделения энергии в звезде. Если до начала ядерной реакции горения водорода нагревание звезды происходило, главным образом, за счёт гравитационного сжатия, то теперь появляется другой доминирующий механизм – энергия выделяется за счёт ядерных реакций синтеза.

Звезда приобретает стабильные размеры и светимость, которые для звезды с массой, близкой к солнечной, не меняется в течение миллиардов лет, пока происходит «сгорание» водорода. Это самая длительная стадия звёздной эволюции. В результате сгорания водорода из каждых четырёх ядер водорода образуется одно ядро гелия. Наиболее вероятная цепочка ядерных реакций на Солнце, приводящих к этому, носит название протон-протонного цикла и выглядит следующим образом:

p + p → 2 H + e + + ν e + 0.42 МэВ,
p + 2 H → 3 He + 5.49 МэВ,
3 He + 3 He → 4 He + p + p + 12.86 МэВ

или в более компактном виде

4p → 4 He + 2e + + 2ν e + 24.68 МэВ.

Единственным источником, дающим информацию о событиях, происходящих в недрах Солнца, являются нейтрино. Спектр нейтрино, образующихся на Солнце в результате горения водорода в реакции 4p → 4 He и в CNO-цикле, простирается от энергии 0.1 МэВ до энергии ~12 МэВ. Наблюдение солнечных нейтрино позволяет осуществить непосредственную проверку модели термоядерных реакций на Солнце.
Выделяемая энергия в результате рр-цепочки составляет 26.7 МэВ. Испускаемые Солнцем нейтрино зарегистрированы наземными детекторами, что подтверждает протекание на Солнце реакции синтеза.
Горение водорода. CNO-цикл. Особенность CNO-цикла состоит в том, что он, начинаясь с ядра углерода, сводится к последовательному связыванию 4-х протонов с образованием в конце CNO-цикла ядра 4 Не

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

CNO-цикл

Цепочка реакций I

12 C + p → 13 N + γ (Q = 1.94 МэВ),
13 N → 13 C + e + + ν e (Q = 1.20 МэВ, T 1/2 = 10 мин),
13 C + p → 1 4 N + γ (Q = 7.55 МэВ),
14 N + p → 15 O + γ (Q = 7.30 МэВ),
15 O → 15 N + e + + ν e (Q = 1.73 МэВ, T 1/2 = 124 с),
15 N + p → 12 C + 4 He (Q = 4.97 МэВ).

Цепочка реакций II

15 N + p → 16 O + γ (Q = 12.13 МэВ),
16 O + p → 17 F + γ (Q = 0.60 МэВ),
17 F → 17 O + e + + ν e (Q = 1.74 МэВ, T 1/2 =66 c),
17 O + p → 14 N + ν (Q = 1.19 МэВ).

Цепочка реакций III

17 O + p → 18 F + γ (Q = 6.38 МэВ),
18 F → 18 O + e + + ν e (Q = 0.64 МэВ, T 1/2 =110 мин),
18 O + p → 15 N + α (Q = 3.97 МэВ).

Основное время эволюции звезды связано с горением водорода. При плотностях, характерных для центральной части звезды, горение водорода происходит при температуре (1–3)∙10 7 К. При этих температурах требуется 10 6 – 10 10 лет для того, чтобы значительная часть водорода в центре звезды переработалась в гелий. При дальнейшем повышении температуры в центре звезды могут образовываться более тяжелые химические элементы Z > 2. Звезды главной последовательности сжигают водород в центральной части, где из-за более высокой температуры ядерные реакции происходят наиболее интенсивно. По мере выгорания водорода в центре звезды реакция горения водорода начинает перемещаться к периферии звезды. Температура в центре звезды непрерывно возрастает и когда она достигнет 10 6 К начинаются реакции горения 4 Не. Реакция 3α → 12 C + γ наиболее важна для образования химических элементов. Она требует одновременного соударения трех α-частиц и возможна благодаря тому, что энергия реакции 8 Be + 4 He совпадает с резонансом возбужденного состояния 12 C. Наличие резонанса резко увеличивает вероятность слияния трех α-частиц.

Образование средних ядер A < 60. Какие ядерные реакции будут происходить в центре звезды, зависит от массы звезды, которая должна обеспечить высокую температуру за счет гравитационного сжатия в центре звезды. Так как теперь в реакциях синтеза участвуют ядра с большим Z, центральная часть звезды сжимается всё больше, температура в центре звезды повышается. При температурах несколько миллиардов градусов происходит разрушение ранее образовавшихся стабильных ядер, образуются протоны, нейтроны, α-частицы, высокоэнергичные фотоны, что приводит к образованию химических элементов всей Периодической таблицы Менделеева вплоть до железа. Образование химических элементов тяжелее железа происходит в результате последовательного захвата нейтронов и последующего β - -распада.
Образование средних и тяжелых ядер A > 60. В процессе термоядерного синтеза в звёздах образуются атомные ядра вплоть до железа. Дальнейший синтез невозможен, так как ядра группы железа обладают максимальной удельной энергией связи. Образованию более тяжёлых ядер в реакциях с заряженными частицами - протонами и другими лёгкими ядрами − препятствует увеличивающийся кулоновский барьер тяжелых ядер.

Образование элементов 4 He → 32 Ge.

Эволюция массивной звезды M > M

По мере вовлечения в процесс горения элементов с всё большими значениями Z температура и давление в центре звезды увеличиваются со всё возрастающей скоростью, что в свою очередь увеличивает скорость ядерных реакций. Если для массивной звезды реакция горения водорода продолжается несколько миллионов лет, то горение гелия происходит в 10 раз быстрее. Процесс горения кислорода длится около 6 месяцев, а горение кремния происходит за сутки.
Распространённость элементов, расположенных в области за железом, относительно слабо зависит от массового числа А. Это свидетельствует об изменении механизма образования этих элементов. Необходимо принять во внимание то, что большинство тяжёлых ядер являются β- радиоактивными. В образовании тяжёлых элементов решающую роль играют реакции захвата ядрами нейтронов (n, γ):

(A, Z) + n → (A+1, Z) + γ.

В результате цепочки чередующихся процессов захвата ядрами одного или нескольких нейтронов с последующим β - -распадом увеличиваются массовые числа А и заряд Z ядер и из исходных элементов группы железа образуются все более тяжёлые элементы вплоть до конца Периодической таблицы.

В стадии сверхновой центральная часть звезды состоит из железа и незначительной доли нейтронов и α-частиц – продуктов диссоциации железа под действием γ- квантов. В районе
M/M = 1.5 преобладает 28 Si. 20 Ne и 16 О составляют основную долю вещества в области от 1.6 до 6 M/M. Внешняя оболочка звезды (M/M > 8) состоит из водорода и гелия.
На этой стадии в ядерных процессах происходит не только выделение энергии, но и её поглощение. Массивная звезда теряет устойчивость. Происходит взрыв Сверхновой, при котором значительная часть химических элементов, образовавшихся в звезде, выбрасывается в межзвездное пространство. Если звезды первого поколения состояли из водорода и гелия, то в звездах последующих поколений уже в начальной стадии нуклеосинтеза присутствуют более тяжелые химические элементы.

Ядерные реакции нуклеосинтеза. Е. Бербидж, Г. Бербидж, В. Фаулер, Ф. Хойл в 1957 году дали следующее описание основных процессов звездной эволюции, в которых происходит образование атомных ядер.

1. Горение водорода, в результате этого процесса образуются ядра 4 Не.

Горение гелия. В результате реакции 4 Не + 4 Не + 4 Не → 12 С + γ образуются ядра 12 С.

2. α-процесс. В результате последовательного захвата α-частиц образуются α-частичные ядра 16 O, 20 Ne, 24 Mg, 28 Si, ...
3. е-процесс. При достижении температуры 5∙10 9 К в звездах в условиях термодинамического равновесия протекает большое количество разнообразных реакций, в результате чего образуются атомные ядра вплоть до Fe и Ni. Ядра с А ~ 60 – наиболее сильно связанные атомные ядра. Поэтому на них заканчивается цепочка ядерных реакций синтеза, сопровождающихся выделением энергии.
4. s-процесс. Ядра тяжелее Fe образуются в реакциях последовательного захвата нейтронов. Очень часто ядро, захватившее нейтрон, оказывается β - -радиоактивным. Прежде чем ядро захватит следующий нейтрон, оно может распасться в результате β - -распада. Каждый β - -распад повышает порядковый номер образующихся атомных ядер на единицу. Если интервал времени между последовательными захватами нейтронов больше периодов β - -распада, процесс захвата нейтронов называется s-процессом (slow). Таким образом, ядро в результате захвата нейтронов и последующих β - -распадов становится все тяжелее, но при этом оно не отходит слишком далеко от долины стабильности на N-Z-диаграмме.
5. r-процесс. Если скорость последовательного захвата нейтронов гораздо больше скорости β - -распада атомного ядра, то оно успевает захватить сразу большое число нейтронов. В результате r-процесса образуется нейтроноизбыточное ядро, сильно удаленное от долины стабильности. Лишь затем оно, в результате последовательной цепочки β - -распадов, превращается в стабильное ядро. Обычно считается, что г-процессы происходят в результате взрывов Сверхновых.
6. Р-процесс. Некоторые стабильные нейтронодефицитные ядра (так называемые обойденные ядра) образуются в реакциях захвата протона, в реакциях (γ ,n ) или в реакциях под действием нейтрино.

Синтез трансурановых элементов. В Солнечной системе сохранились лишь те химические элементы, время жизни которых больше возраста Солнечной системы. Это 85 химических элементов. Остальные химические элементы были получены в результате различных ядерных реакций на ускорителях или в результате облучения в ядерных реакторах. Синтез первых трансурановых элементов в лабораторных условиях был осуществлен с помощью ядерных реакций под действием нейтронов и ускоренных α-частиц. Однако дальнейшее продвижение к более тяжелым элементам оказалось таким способом практически невозможным. Для синтеза элементов тяжелее менделевия Md (Z = 101) используют ядерные реакции с более тяжелыми многозарядными ионами – углеродом, азотом, кислородом, неоном, кальцием. Для ускорения тяжелых ионов начали строиться ускорители многозарядных ионов.

Нобелевская премия по физике
1983 г. − В. Фаулер
За теоретические и экспериментальные исследования ядерных процессов важных при образовании химических элементов во Вселенной.

Год открытия	Химический элемент	Z	Реакция
1936	Np, Pu	93, 94
1945	Am	95
1961	Cm	96
1956	Bk	97
1950	Cf	98
1952	Es	99
1952	Fm	100
1955	Md	101
1957	No	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

Э.Резерфорд: «Если существуют элементы более тяжелые чем уран, то вполне вероятно, что они окажутся радиоактивными. Исключительная чувствительность методов химического анализа, основанная на радиоактивности, позволит опознать эти элементы, даже если они будут присутствовать в ничтожно малых количествах. Поэтому можно ожидать, что число радиоактивных элементов в незначительных количествах гораздо больше, чем три известных в настоящее время радиоактивных элемента. Чисто химические методы исследования окажутся малопригодными на первом этапе изучения таких элементов. Основными факторами здесь являются постоянство излучения, их характеристики и существование или отсутствие эманаций или других продуктов распада».

Химический элемент с максимальным порядковым номером Z = 118 был синтезирован в Дубне в сотрудничестве с Ливерморской лабораторией США. Верхняя граница существования химических элементов связана с их нестабильностью относительно радиоактивного распада. Дополнительная устойчивость атомных ядер наблюдается вблизи магических чисел. Согласно теоретическим оценкам должны существовать дважды магические числа Z = 108, N = 162 и Z = 114, N = 184. Период полураспада ядер, имеющих такие числа протонов и нейтронов, может составить сотни тысяч лет. Это так называемые «острова стабильности». Проблема образования ядер «острова стабильности» состоит в сложности подбора мишеней и ускоряемых ионов. Синтезированные в настоящее время изотопы 108 – 112 элементов имеют слишком малое число нейтронов. Как следует из измеренных периодов полураспада изотопов 108 – 112 элементов увеличение числа нейтронов на 6 – 10 единиц (т.е. приближение к острову стабильности) приводит к увеличению периода α-распада в 10 4 – 10 5 раз.
Так как число сверхтяжелых ядер Z > 110 исчисляется единицами, необходимо было разработать метод их идентификации. Идентификация вновь образованных химических элементов проводится по цепочкам их последовательных α-распадов, что увеличивает надежность результатов. Такой метод идентификации трансурановых элементов имеет преимущество перед всеми другими методами, т.к. основан на измерении коротких периодов α-распада. В то же время химические элементы острова стабильности по теоретическим оценкам могут иметь периоды полураспада, превышающие месяцы и годы. Для их идентификации необходима разработка принципиально новых методов регистрации, основанных на идентификации единичного числа ядер в течение нескольких месяцев.

Г. Флеров, К, Петржак: «Предсказание возможного существования новой области в периодической системе элементов Д.И. Менделеева - области сверхтяжелых элементов (СТЭ) - является для науки об атомном ядре одним из самых существенных следствий эксперимен­тального и теоретического исследований процесса спонтанного деления. Сумма наших знаний об атомном ядре, полученная на протяжении по­следних четырех десятилетий, делает это предсказание достаточно надеж­ным и. что важно, не зависящим от выбора того или иного конкретного варианта оболочечной модели. Ответ на вопрос о существовании СТЭ означал бы, пожалуй, наиболее критическую проверку самой концепции об оболочечной структуре ядра - основной ядерной модели, успешно выдерживавшей до сих пор многие испытания при объяснении свойств известных атомных ядер.
Более конкретно устойчивость самых тяжелых ядер определяется главным образом их спонтанным делением, и потому необходимым условием существования таких ядер является наличие у них барьеров относительно деления. Для ядер от урана до фермия оболочечная составляющая в барье­ре деления, хотя и приводят к некоторым интереснейшим физическим явлениям, все же не оказывает критического влияния на их стабильность и проявляется в суперпозиции с жидкокапелъной составляющей барьера. В области СТЭ капельная составляющая барьера полностью исчезает, и ста­бильность сверхтяжелых ядер определяется проницаемостью чисто оболочечного барьера.
Вместе с тем, если для принципиального существования ядер СТЭ достаточно наличия барьера, то для экспериментальной проверки такого предсказания требуется знание времени жизни ядер СТЭ относительно спонтанного деления, так как при любой конкретной постановке эксперимента по их поиску невозможно охватить весь диапазон времен жизни - от 10 10 лет до 10 -10 с. Выбор методики эксперимента существенно зависит от того, в каком интервале времен жизни проводится исследование.
Как уже говорилось, неопределенность теоретического расчета периода спонтанного деления T SF слишком велика – не менее 8–10 порядков. Эта неопределенность априори не исключает ни одной из возможностей получения или обнаружения СТЭ, и в качестве направлений экспериментального решения проб­лемы можно выбрать как поиск СТЭ в природе (на Земле, в объектах космического происхождения, в составе космического излучения и т.д.), так и искусственное получение элементов на ускорителях (в ядерных реакциях между сложными ядрами).
Очевидно, что поиск СТЭ в земных объектах может привести к успеху только при счаст­ливом стечении двух обстоятельств. С одной стороны, должен существовать эффективный механизм нуклеосинтеза, с достаточной вероятностью приводящий к образованию атомных ядер СТЭ. С другой стороны, нужно, чтобы существовал хотя бы один нуклид, принадлежащий к новой области стабильности, который имел бы время жизни, сравнимое со временем жизни Земли, – 4.5 ·10 9 лет.
Если речь идет о присутствии СТЭ в объектах внеземного происхож­дении – в метеоритах, космическом излучении и т.п., то такие поиски могут привести к успеху даже в том случае, если время жизни ядер СТЭ существенно меньше 10 10 лет: такие объекты могут оказаться значительно моложе земных образцов (10 7 –10 8 лет)».