Velká různorodost přírody a rozmanitost našeho života je dána velkým množstvím chemických prvků a jejich sloučenin, které se v přírodě nachází. Prakticky všechny chemické prvky, s výjimkou vodíku, částečně hélia a lithia, však vznikly až v pozdějších fázích vývoje vesmíru, a k jejich tvorbě dochází dodnes.
Jako chemický prvek označujeme látku představovanou souborem atomů se stejným počtem protonů v jádře. Ke vzniku nového prvku může dojít pouze tehdy, pokud se počet protonů v jádře jiného prvku buď zvýší, nebo sníží. Jedná se tedy vždy o jaderný proces.
Chování, vznik a zastoupení jednotlivých prvků ve vesmíru ovlivňuje podstatnou měrou tzv. vazebná energie. Na konci druhé poloviny 20. století bylo experimentálně prokázáno, že hmotnost libovolného atomového jádra je menší než prostý součet hmotností jednotlivých nukleonů (částice jádra, proton a neutron), které jej tvoří. tento hmotnostní úbytek je způsoben přeměnou části hmotnosti elementárních částic na energii, jejíž celkové množství je dáno známou Einsteinovou rovnicí. Vazebná energie jádra je tedy energie, která se uvolní při sloučení jednotlivých nukleonů do jednoho jádra. Její záporná hodnota je tedy ekvivalentní práci kterou musíme vykonat, abychom jednotlivé nukleony z jádra opět oddělili.
Zjednodušeně lze říci, že mezi vazebnou energií jader a jejich stabilitou existuje určitá souvislost. Čím je vazebná energie jádra vyšší, tím je jádro daného prvku stabilnější. Patrné je to z grafu, znázorňujícího závislost tzv. vazebné energie na nukleon na nukleonovém čísle. Vazebnou energii na nukleon dostaneme, vydělíme-li vazebnou energii jádra počtem jeho nukleonů. Z grafu je patrné, že nejvyšší hodnoty vazebné energie a tedy největší stabilitu vykazují prvky s nukleonovým číslem od 28 do 120, tedy prvky od křemíku po cín. Tyto prvky jsou nukleárně velmi stabilní. Jinak je tomu na koncích této řady nuklidů. Prvky s těžkými jádry, která mají nižší hodnou vazebné energie, snadno podléhají štěpným procesům. To vede ke vzniku stabilních jader v prostřední části nuklidové řady a k uvolnění přebytečné energie. Dalším projevem snadné přeměny těžkých jader na lehčí prvky je přirozená radioaktivita - všechnu prvky s atomovým číslem vyšším než 83 jsou radioaktivní. Na počátku nuklidové řady se nacházejí prvky s velmi nízkou vazebnou energií. Nukleárně stabilnější jádra z nich vznikají jadernou fůzí, jejich vznik je opět doprovázen uvolněním obrovské energie, odpovídající rozdílu vazebných energií výchozích a vznikajícíh jader.
Stabilita atomových jader však také podstatnou měrou závisí na poměru jednotlivých nukleonů. U lehčích prvků je poměr neutronů a protonů v jádře roven 1:1, nuklidy těžších jader mají tendenci vykazovat přebytek neutronů, poměr tak stoupá na 3:2.
Dalším faktorem, který ovlivňuje stabilitu atomových jader, je sudost a lichost počtu protonů a neutronů. Největší stabilitu vykazují nuklidy se sudám počtem protonů a neutronů, naproti tomu existují pouze čtyři stabilní nuklidy, které mají jak počet protonů, tak počet neutronů lichý.
Z grafu vazebné energie na nukleon také vyplývá, že vysokou stabiliu vykazují jádra se 4, 8, 12, 16, 20, 24 a 28 nukleonu. Tento jev je způsoben strukturou atomových jader, která je v prvním přiblížení podobná sférovité stavbě elektronového obalu.
Zkoumáme-li celkové chemické složení vesmíru, odhalíme mimo jiné několik zajímavých zákonitostí. V prvé řadě si lze povšimnout, že se zvyšujícím se atomovým číslem klesá i výskyt prvku ve vesmíru. Nejhojnějším prvkem v celém vesmíru je vodík, druhým nejhojnějším prvkem je hélium. Výpočty a simulace ukazují, že na konci třetí minuty trvání vesmíru se zde nacházelo asi 77 procent jader atomů vodíku, necelých 23 procent hélia a milióntina promile lithia. Poměr zastoupení vodíku a hélia se neustále mění, neboť jádra vodíku jsou ve hvězdách přeměňována na jádra hélia.
Nápadně nízký výskyt vykazují atomy lithia, berylia a boru. Je to dáno tím, že vazebná energie působící na jednotlivé nukleony je poměrně nízká. Proto se například jádro berylia rozpadá na vysoce stabilní jádra hélia. Atomy těchto prvků byly zčásti vytvořeny krátce po velkém třesku, kdy byla teplota vesmíru natolik vysoká, že tyto prvky mohly vznikat přímou syntézou vodíkových a héliových jader, zčásti vznikají i dnes v mezihvězdném prostoru štěpením jader těžších prvků kosmickým zářením. V jádrech hvězd tyto tři prvky brzy "vyhoří" - přemění se termonukleárními reakcemi na jádra hélia.
Křivka zastoupení jednotlivých prvků ve vesmíru také odhaluje zvýšený výskyt prvků s nukleonovým číslem blízkým 60. Je tomu tak proto, že jejich jádra mají vysokou vazebnou energii. Zastoupení prvků triády železa (železo, kobalt a nikl) je proto větší, protože tyto prvky jsou tedy velmi stabilní a nejsnáze přežívají konečná stadia hvězdného vývoje.
Základní reakcí, jejímž prostřednictvím dochází ve vesmíru ke vzniku nových prvků, je termojaderná fůze, která probíhá v nitrech hvězd. V jejím nejjednodušší formě se jádra vodíku slučují na jádra helia a tento proces je doprovázen uvolňováním energie. U mnoha hvězd následuje po vyhoření zásob vodíku vzplanutí dalších termojaderných reakcí, při nichž se jádra hélia slučují za vzniku dalších prvků. Tímto mechanizmem vznikají všechny prvky až po železo. Těžší prvky nemohou již těmito pochody vznikat, neboť k jejich tvorbě je zapotřebí vnějšího přísunu energie.
Chemické složení hvězd se s časem mění. Zpočátku probíhají změny v jádře, hluboko pod povrchem. Chemické složení lze však odhadnout ve změnách jasnosti či povrchové teploty. V některých fázích svého vývoje se hvězdy mohou stát nestabilní, a část své hmoty vyvrhují do okolního vesmíru. Tím se také neustále mění složení mezihvězdné hmoty a složení nově vznikajících hvězd.
Jak již bylo řečeno, mohou prvky vznikat jaderným štěpením nebo termojadernou fůzí. Ve velmi zjednodušeném modelu můžeme předpokládat, že mezi jádry atomů působí dvě síly. Protože jádra mají stejné (kladné) náboje, vzájemně se odpuzují. Pokud se k sobě ale jádra dostanou, například díky tlaku a teplotě v nitru hvězd a díky veliké kinetické energii na dostatečně malou vzdálenost, převládne silná jaderná síla, jejímž působením se jádra sloučí. Silnou jadernou sílu působící mezi nukleony můžeme chápat jako zbytkovou silnou interakci, která působí mezi kvarky, tvořících nukleony. Jde vlastně o analogii s van der Waalsovými silami, které jsou zbytkovými elektromagnetickými interakcemi jednotlivých atomů a molekul. Protože mají jádra těžších prvků větší náboje, více se odpuzují. Proto je k zapálení termojaderných reakcí těchto prvků zapotřebí většího tlaku, resp. větší teploty.
Spalování vodíku Vodík je v jádrech hvězd přeměňován na těžší prvky zejména dvěma způsoby, při kterých jsou vodíková jádra slučována za vzniku jader hélia. Za vysokých teplot jsou elektronové obaly jader odtrženy a při teplotě nad 107 K dochází k termojaderné fůzi. Tyto reakce jsou známé jako proton-protonový řetězec a CNO cyklus, ve kterém uhlík působí jako jakýsi "katalyzátor", který shromažďuje protony tak dlouho, dokud neuvolní héliové jádro. Celková energetická bilance CNO-cyklu je nepatrně menší než u proton-protonového cyklu neboť více energie je vyzářeno ve formě neutrin. Proton-protonová reakce se uplatňuje při teplotách od 6,5 milionu K do 16 milionů K, zatímco CNO-cyklus v rozmezí teplot 16 milionů K do 50 milionů K.
Spalování hélia Při teplotách 100 až 200 milionů K se tři jádra hélia slučují za vzniku jader uhlíku. Ze dvou jader vzniká nestabilní izotop berylia. Dříve, než se tento izotop stačí rozpadnout, přidá se k němu ještě jedno jádro helia a vznikne jádro uhlíku. To se může ještě následně sloučit s dalším jádrem hélia za vzniku jádra kyslíku. Výsledný poměr kyslíku a uhlíku určuje teplota a tlak, za jaké reakce probíhají.
Spalování uhlíku a kyslíku Při teplotách od 500 milionů do 1 miliardy K se mohou jádra uhlíku a kyslíku slučovat za vzniku takových prvků jako hořčík, sodík, křemík a síra. Další zvyšování teploty vede k odstartování dalších reakcí, při nichž z prvků, vzniklých slučováním jader uhlíku a kyslíku, vznikají ještě těžší prvky jako chrom, železo, mangan, kobalt a nikl.Tento proces bývá někdy označován jako spalování křemíku, neboť důležitou součástí tohoto procesu je rozpad jader křemíku na jádra hélia. Ty se potom slučují s jinými jádry křemíku za vzniku výše jmenovaných prvků.
Při teplotě nad 4 miliardy K je dosaženo rovnováhy, při které jsou termonukleární reakce a jejich opačně probíhající formy ekvivalentní, jinými slovy dojde k rovnovážnému zastoupení jader železa vzhledem k ostatním stabilním prvkům. Další zvyšování teploty proto již nevede ke vzniku nových prvků. Prvky těží než železo a některé lehčí prvky vznikají zachytáváním neutronů jádry těžších prvků. Proces zachycení neutronu lze rozdělit na dva typy: rychlý R-proces a pomalý S-proces. Zachytí-li atomové jádro neutron, jeho hmotnost se zvýší, avšak náboj zůstane stejný. Jádro se tak stává více či méně nestabilní a dochází buď ke vzniku nového protonu v jádře a k uvolnění elektronu, nebo naopak k rozpadu protonu a uvolnění pozitronu. V prvém případě vzniká prvek s atomovým číslem o jednotku vyšším, ve druhém případě o jednotku nižším.
Při S-procesu zachytávají neutrony jádra lehčích prvků. K tvorbě nových prvků však přispívají jen izotopy s dlouhým poločasem rozpadu, neboť nestabilní jádra se rozpadnou dříve, než dojde k zachycení dalších neutronů. Takto vznikají například jádra stroncia nebo barya. Vzhledem k tomu, že při proton-protonové reakci ani v CNO cyklu nedochází k uvolňování neutronů, může k tvorbě těchto prvků ve větší míře docházet až při vyšších teplotách, kdy dochází ke spalování uhlíku a kyslíku a k uvolňování volných neutronů. Při R-procesu je koncentrace volných neutronů vysoká, takže k jejich srážkám s jádry dochází mnohem častěji. Protože se jádro nemusí stačit rozpadnout dříve, než do něj narazí další neutron, může být meziproduktem při tvorbě těžkých prvků i velmi nestabilní izotop. Tímto procesem vysvětlujeme vznik prvků těžších než železo, ke kterému dochází zejména při mohutných explozích supernov.
Jak získáváme informace o složení vesmíru? Atomy prvků, respektive jejich elektronové obaly, způsobují emisi a absorpci světla. U každého prvku jsou vlnové délky, na kterých k těmto pochodům dochází, různé. Proto lze složení světelného zdroje vyčíst z analýzy jeho spektra. Absorpční čáry ve spektru vznikají tehdy, jestliže světlo prochází přes prostředí s menší teplotou, než jako má jeho zdroj. Touto cestou vznikají absorpční čáry ve spektrech hvězd, kde je světlo určitých vlnových délek pohlcováno chladnějšími atmosférami hvězd. Zatímco přítomnost určitého prvku v atmosféře hvězdy může být ze spektra snadno detekována, je obtížné určit jeho celkové nebo relativní množství. Intenzita absorpční čáry totiž nezávisí pouze na celkovém počtu atomů, které se v atmosféře nacházejí, ale také množstvím těch atomů, které se právě nacházejí ve stavu, kdy mohou světlo absorbovat a také na pravděpodobnosti, že k absorpci skutečně dojde. Tato pravděpodobnost může být změřena laboratorně, avšak k přesnému zjištění obsahu jednotlivých prvků je zapotřebí sestavit fyzikální model struktur hvězdných atmosfér. Pochopitelně nejvíce studovanou hvězdou je naše Slunce, po desítkách let výzkumu jsou však stále určité nejasnosti v chemickém složení jeho jednotlivých vrstev. Jednotlivá spektra různých hvězd se od sebe významným způsobem liší. Původně se usuzovalo, že je to způsobeno jejich odlišným chemickým složením. Teprve později se ukázalo, že spektrum hvězdy významným způsobem závisí na její povrchové teplotě, a že většina hvězd má velmi podobné chemické složení.
Přesto existují ve složení hvězd rozdíly, jejichž studium je velmi důležité pro studium vzniku prvků. Například skutečnost, že staré hvězdy obsahují méně těžších prvků než mladé, dokazuje, že v ranných fázích galaktického vývoje se těchto prvků nacházelo v galaxii podstatně méně. Změna složení v závislosti na věku hvězd také ukazuje, že k tvorbě těžších prvků docházelo dříve ve větším množství a rychleji, než jak je tomu dnes. Pozorování také odhalují závislost chemického složení hvězdy na její poloze v galaxii, neboť obsah těžších prvků se zvyšuje směrem ke galaktickému jádru.
Na Zemi dopadá ze všech směrů množství vysokoenergetických částic, z nichž část tvoří jádra nebo atomy různých prvků. Směr dopadu těchto částic může částečně naznačit místo jejich vzniku. Částice dopadající na zem obsahují ve větší míře těžší prvky než hvězdy, obsahují také více atomů lithia, berylia a boru, které, jak víme, jsou ve hvězdných atmosférách vzácné. Zajímavé je, že v proudu těchto kosmických částic můžeme detekovat jádra transuranů, tedy prvků s atomovým číslem vyšším než 92. Takové prvky se v přírodě nevyskytují, byly vyrobeny uměle. Jejich jádra jsou velice nestabilní a po relativně krátké době se rozpadají. To znamená, že zdroj těchto částic musí ležet relativně blízko Země, pravděpodobně i v její magnetosféře. Je jasné, že prvky ve vesmíru vznikají mnoha různorodými pochody. Ještě rozmanitější je mechanizmus vzniku jejich různých sloučenin a krystalických podob. Právě proces krystalizace nerostů z horkého magmatu je příčinou jejich relativně snadného dobývání. To už je ale námět pro jiný článek.
Popisky
01
Graf výskytu jednotlivých prvků ve vesmíru. Pro lepší
znázornění je osa y logaritmická. Je patrný malý výskyt
Li, Be,a B, které "shoří" při jaderných prrocesech
v nitrech hvězd. Zjevný je také zvýšený výskyt prvků s
atomovým číslem 26 - 28 (Fe, Co, Ni). Výskyt technecia (43)
ve hvězdách byl potvrzen roku 1952. Protože všechny jeho
izotopy jsou značně nestabilní, je jeho přítomnost
částečným důkazem probáhajících procesů zachytávání
neutronů. Jasně patrné je také malé zastoupení prvků s
atomovým číslem větším než 83, které jsou radioaktivní.
02
tento graf znázorňuje závislost vazebné energie na nukleon na
nukleonovém čísle. Maximum vazebné energie na nukleon
připadá na prvky triády železa (Fe, Co, Ni).
Výskyt jednotlivých prvků a jejich izotopů na Zemi zhruba odpovídá jejich výskytu ve vesníru. Rozdíl je především na prvních místech procentuálního zastoupení. Nejzastoupenějšími prvky jsou kyslík a křemík, zvýšený je výskyt tzv. biogenních prvků dusíku, fosforu a síry. V zemské kůře se téměř nevyskytuje technecium,neboť poločas rozpadu jeho nejstabilnějšího izotopu je necelý milion let. Jeho malé množství vzniká rozpadem uranu. Přítomnost promethea nebyla dosud zcela proázána. Výrazně nižší výskyt vykazují tzv. vzácné plyny, s výjimkou afgonu.
03
Pokud znázorníme všechny známé izotopy prvků v grafu podle
poměru počtu jejich protonů a neutronů, dostaneme křivku
ohraničenou tečnami 1:1 a 3:2. Se zvyšujícím se atomovým
číslem vzrůstá v jádrech nadbytek neutronů.
OBRAZOVÁ PŘÍLOHA
|
|
|
|
Autor: Jakub Rozehnal, Městská hvězdárna Slaný
