Химикам известно свыше ста миллионов соединений, однако все они формируются из атомов всего 118 химических элементов. Naked Science рассказывает о том, как из простого и, казалось бы, неинтересного водорода возникла вся периодическая таблица. И здесь есть кое-что неожиданное: дело не ограничивается только звездами!
Из каких химических элементов состоит все сущее, включая нас самих, образовались? «В звездах!» — вероятно, воскликнет читатель, знакомый с этой информацией. «Что-то еще существовало сразу после Большого взрыва, а также сверхновые…» — поразится тот, кто обладает более глубокими знаниями. Действительно, это так, но не исключительно. Формирование химического разнообразия Вселенной стало результатом труда как первых минут после Большого взрыва, так и звезд, сверхновых, нейтронных звезд и даже космических лучей. Не стоит беспокоиться, сейчас мы все систематизируем.
Космическое лего
Количество атомов практически не поддается воображению: число их в стакане воды превышает количество стаканов воды, которые можно поместить в Мировой океан. Если бы каждый атом был уникальным и неповторимым, разобраться в таком хаосе было бы невозможно. К счастью, все атомы имеют схожую структуру: они состоят из ядра и электронов, вращающихся вокруг него. Ядро, в свою очередь, формируется из положительно заряженных протонов и нейтронов, не обладающих зарядом.
Ядро атома водорода является самым простым, поскольку состоит всего из одного протона. Элемент гелий, следующий по своей структуре, содержит два протона в ядре. Количество протонов можно определить, обратившись к номеру элемента в периодической таблице Менделеева.
Что касается нейтронов? Более чем 99,9% ядер водорода не содержат их, состоя они всего из одного протона. Это наиболее распространенная форма (которую ученые называют изотопом) водорода — протий. Однако существует и водород, в ядре которого вместе с протоном находится один нейтрон (это дейтерий), а также водород с двумя нейтронами (это тритий, который радиоактивен и быстро распадается). В целом, изотопы одного элемента различаются количеством нейтронов. Изотопы существуют у всех элементов, но в дальнейшем нам понадобятся только изотопы водорода и гелия. У гелия два стабильных (не радиоактивных) изотопа: гелий-4 и более редкий гелий-3. Эти числа обозначают общее количество протонов и нейтронов в ядре.
Островок разнообразия
В современной периодической таблице насчитывается 118 элементов, однако некоторые из них были получены в лабораторных условиях (и исследования по созданию новых элементов продолжаются). Какое же количество из них можно найти в природе? Различные справочники приводят разные данные – от 90 до 98. Разброс в цифрах связан с методикой подсчета: некоторые радиоактивные элементы первоначально синтезировались в лаборатории, а затем было установлено, что они образуются в небольших количествах и в течение короткого периода времени в горных породах.
На Земле обнаружено не менее 90 химических элементов, однако 98% ее массы составляют лишь шесть: кислород, кремний, алюминий, магний, кальций и железо. Эти элементы часто называют геохимической «шестеркой». Существует и биохимическая «шестерка», включающая элементы, которые в наибольшей степени представлены в живых клетках: водород, углерод, азот, кислород, фосфор и сера. Тем не менее, для поддержания жизни живым организмам необходимы и другие элементы.
По сравнению с космосом, наша планета представляет собой источник богатого химического разнообразия. Вселенная в целом довольно однообразна: на водород приходится 91% всех атомных ядер. Еще около 9% — на гелий, второй по простоте химический элемент. А все остальные элементы составляют менее 1%. Если рассматривать не количество ядер, а массу, ситуация выглядит несколько лучше, поскольку водород и гелий обладают низкой плотностью. Но разница незначительна.
Если вы были удивлены и расстроены химической однородностью Вселенной, не спешите: сейчас мы выясним, как это произошло.
Жар творения
Изначально, сразу после Большого взрыва, температура была настолько высокой, что не позволяла существовать протонам и нейтронам. Однако Вселенная стремительно расширялась, рассеивая энергию по увеличивающемуся пространству и приводя к охлаждению материи. Протоны и нейтроны образовались ещё до завершения первой секунды.
Протоны, как известно, являются ядрами водорода (в частности, наиболее распространенного его изотопа, протия). Таким образом, один элемент таблицы Менделеева был включен.
Примерно через минуту после Большого взрыва температура космоса снизилась до нескольких миллиардов градусов, что позволило нейтронам начать объединяться с протонами, формируя ядра дейтерия. Затем начались первые термоядерные реакции во Вселенной: ядра сталкивались и сливались. Этот период истории Вселенной называют эпохой первичного нуклеосинтеза. Продолжительность этого этапа составила примерно двадцать минут. Затем температура Вселенной снизилась до миллионов градусов. Это значение оказалось недостаточным для протекания термоядерных реакций.
В то время имели место следующие ключевые реакции (все они были воспроизведены в лабораторных условиях):
Дейтерий + дейтерий = тритий + протон
Дейтерий + дейтерий = гелий-3 + нейтрон
Дейтерий + тритий = гелий-4 + нейтрон
Дейтерий + гелий-3 = гелий-4 + протон
Большая часть современного гелия возникла именно таким образом. Даже звезды, являющиеся активными производителями гелия, создали его в гораздо меньших количествах, чем в ходе первичного нуклеосинтеза. Причина заключается в том, что примерно 80% атомных ядер во Вселенной не входят в состав галактик, не говоря уже о звездах.
Процесс формирования элементов остановился на этом этапе. Недостаточная концентрация гелия препятствовала его использованию в качестве строительного материала для новых элементов, подобно тому, как это происходит в звёздах.
Действительно, из гелия сформировались литий, бериллий и бор, однако в очень малых объемах. К сожалению, эти ядра так же легко распадаются в термоядерных реакциях, как и возникают. Неслучайно их количество во Вселенной до сих пор меньше, чем любых других элементов, более легких железа. Кроме того, объяснение наблюдаемому содержанию этих элементов вызывает определенные трудности. Предположительно, они образовались в результате столкновений частиц космических лучей с межзвездным водородом. Также, к их формированию могли быть вовлечены сверхновые, о которых мы еще обсудим.
Мы — звездный пепел
Если бы не термоядерные реакторы — звезды, космос был бы просто скучной смесью водорода и гелия. Они впервые осветили космическое пространство спустя сотни миллионов лет после Большого взрыва.
На протяжении большей части своего существования звезда осуществляет процесс, аналогичный тому, что происходило во Вселенной в период первичного нуклеосинтеза: она преобразует водород в гелий. Однако, последовательность реакций в этом случае отличается и представляет собой довольно сложный механизм. Это связано с тем, что в звезде, в отличие от ранней Вселенной, отсутствует избыток свободных нейтронов. Ведь вне атомного ядра нейтрон существует лишь несколько минут.
Когда водород заканчивается, дальнейшая судьба звезды определяется её массой. Звезды, масса которых не превышает 0,5 солнечной, завершают своё существование на этой стадии, поскольку их внутренности не обладают достаточной температурой и плотностью для запуска термоядерных реакций с участием гелия. Наше Солнце, к счастью, продолжит эволюционировать, создавая углерод, азот и кислород. А звезды, значительно массивнее Солнца, способны синтезировать элементы, вплоть до железа, в ядре которого содержится 26 протонов.
Даже термоядерные реакции, происходящие в недрах звезд, оказываются бессильны перед столь массивными ядрами. Слишком сильное электрическое отталкивание протонов препятствует их сближению.
В настоящий момент большинство процессов термоядерного синтеза, происходящих в звёздах, не удалось воссоздать в лабораторных условиях. Воспроизвести необходимые параметры крайне затруднительно. Однако, эти процессы были детально проанализированы теоретически, и полученные результаты соответствуют наблюдаемому химическому составу Вселенной.
Хэви-метал для Вселенной
Хотя первые 26 элементов составляют менее трети от общего числа встречающихся в природе (90), возникает вопрос: каким образом сформировались остальные?
Чтобы справиться с этим, физика подготовила решение. Мы уже отмечали, что в звездах не так много свободных нейтронов, однако они образуются в ходе определенных ядерных реакций. После этого нейтрон сталкивается с атомным ядром и присоединяется к нему. Нейтрону гораздо проще совершить такое действие, чем протону, поскольку он не имеет заряда и, следовательно, не испытывает отталкивания от ядра.
И тогда, когда частицы ядра приняли его в свою структуру, нейтрон высвобождает фотон. Он испускает электрон и превращается в протон! В ядре становится больше протонов, и это уже новый химический элемент. При умеренном потоке нейтронов такой процесс происходит неспешно, поэтому он называется s-процессом, что в переводе с английского означает «медленный».
S-процесс протекает в звездах, которые являются красными гигантами, и способен создавать элементы, содержащие до 83 протона (висмут). Однако этот процесс довольно медленный: на превращение ядра железа в ядро свинца (82 протона) требуется около тысячи лет. При этом элементы с атомными номерами от 84 до 89 (от полония до актиния) являются радиоактивными. Ядра таких элементов распадаются быстрее, чем s-процесс успевает добавить к ним новый протон!
Объяснить наличие в природе тория (с 90 протонами) и урана (с 92) помогает r-процесс, что в переводе с английского означает «быстрый». Этот процесс активируется во время взрывов сверхновых и столкновений нейтронных звезд. Эти космические события порождают кратковременные, но интенсивные потоки нейтронов, которые позволяют формироваться даже самым тяжелым атомным ядрам.
Существуют два основных типа сверхновых. Сверхновые типа Ia возникают в результате термоядерного взрыва белого карлика, в то время как остальные типы связаны с гравитационным коллапсом массивных звезд (если вам требуется более детальная информация, обратитесь к материалам Naked Science они есть). Как те, так и другие катастрофы запускают r-процесс.
Это не просто теория. Астрономы располагают достаточным количеством свидетельств существования сверхновых и давно изучают их состав. А три года назад тяжелые элементы были обнаружены и на месте столкновения нейтронных звезд.
Доставка готовых смесей
У вещества, образовавшегося после гибели звезды, существует два возможных сценария. Одна его часть рассеивается в межзвездной среде, становясь потенциальным сырьем для формирования новых звезд и планет. Другая же часть навсегда остается заключенной в остатке звезды – белом карлике, нейтронной звезде или черной дыре. Хотя белые карлики периодически могут взрываться как сверхновые Ia, превращаясь в межзвездную пыль, и нейтронные звезды эпизодически сталкиваются и объединяются, при этом теряя незначительное количество вещества в результате выброса фрагментов, такие события являются скорее исключением, чем правилом. В большинстве случаев вещество, попавшее в звездный остаток, становится недоступным для остальной Вселенной.
Чем больше масса звезды, тем значительнее объем вещества, которое она возвращает в межзвездное пространство. Почти вся масса Солнца останется навсегда «замороженной» в белом карлике. Однако массивные звезды, прежде чем взорваться как сверхновая, способны рассеять в космос до половины или даже две трети своей массы. Таким образом, кислород, которым мы дышим, и натрий, содержащийся в нашей крови, мы обязаны расточительным массивным звездам, а не экономным маломассивным.
Невероятно, сколько ресурсов потребовалось Вселенной для формирования основы скалистых планет и всего живого на них. Однако, именно благодаря непрерывной деятельности этого природного химического завода, появилась возможность для удивления.