Chemické složení vesmíru a vznik chemických prvků

Úvodem bych se rád zaměřil na to, jak vznikly chemické prvky ve vesmíru. Základní otázkou je, jak je vůbec vesmír starý. Roku 1929 dokázal americký astronom Edwin Hubble, že okolní galaxie se od nás oddalují. Ještě důležitější bylo když dokázal, že galaxie se od nás vzdaluje tím rychleji, čím dále je od nás vzdálena. Koeficient úměrnosti se nazývá Hubbleova konstanta. Pomocí ní bylo vypočítáno tzv. Friedmanovo stáří vesmíru, které nám dává asi 10 miliard let. (dřívější odhady mluvili o 20 až 30 miliardách, což je nadhodnoceno, protože nebraly v úvahu fakt, že rychlost rozpínání se v důsledku vlastní gravitace zpomaluje). Před 10 miliardami let tedy došlo k velkému třesku. Podrobně ho zde nebudu popisovat. Pro nás nejdůležitější bude vznik prvních dvou chemických prvků. Převážnou většinu tvořil neutrální vodík, v mnohonásobně menším množství to pak bylo hélium. Množství se nedá přesně určit, ale muselo být dosti vysoké uvážíme-li, že právě z vodíku (a částečně z hélia) vznikly všechny ostatní chemické prvky.

Ještě než se začneme zabývat tím, jak chemické prvky vznikaly, podívejme se na graf, kde je zaznamenán přibližný výskyt chemických prvků ve vesmíru. Obrázek ukazuje počet různých atomů v jedné desetibilióntině gramu mlhoviny. V tomto velice nepatrném množství je právě jeden milión atomů křemíku, ke kterému se ostatní prvky přirovnávají (výskyt normalizován na Si = 106 ). Zaznamenal jsem pouze prvních 30 prvků, protože zastoupení následujících již je velmi nepatrné. Dokonce méně než jeden v našem objemu. Z grafu vyplývá, že vodík a hélium jsou ve vesmíru zastoupeny dohromady 98%, kdežto všechny ostatní prvky dohromady představují pouze 2%. Křivka má některé důležité vlastnosti.

  1.  
  2. Pokles k vyšším atomovým číslům .
  3.  
  4. Jádra se sudým atomovým číslem jsou hojnější než sousední jádra s lichým atomovým číslem.
  5.  
  6. Nejhojnějším prvkem v celém vesmíru je vodík. (což nebude platit věčně, ale k tomu se později vrátím). Je to nejstarší prvek vůbec, protože pochází z nejrannějšího období vesmíru. Z jeho atomů byly v pozdějším vývoji vybudovány všechny těžší prvky.
  7.  
  8. Druhým nejhojnějším prvkem je hélium. Jeho atomy vznikly z vodíkových atomů v nitru hvězd. Jistá část hélia však pochází z nejstaršího období vývoje vesmíru, z doby velkého třesku. Jádro 4He je velice stabilní, ve vesmíru se však vyskytuje i izotop 3He, méně stabilní a desettisíckrát vzácnější než 4He.
  9.  
  10. Prvky Li, Be a B mají nápadně nízký výskyt. Jejich vazebná energie je poměrně nízká. Např. nukleon 8Be se rozpadá na 4He s uvolněním energie. Atomy všech tří prvků byly vytvořeny buď syntézou v období velké exploze nebo vznikly tříštěním těžkých jader v mezihvězdném prostoru při dopadu kosmického záření. V horkém hvězdném nitru všechny tři prvky brzy “vyhoří”, to jest změní se termo-nukleárními reakcemi v jádra hélia. Proto je lithia, berylia a boru ve vesmíru tak málo.
  11.  
  12. Výskyt prvků kolem železa je stokrát až tisíckrát častější, než kdyby křivka probíhala hladce. Jejich jádra mají nejvyšší vazebnou energii. Jsou nejstabilnější, a proto mají nejlepší naději přežít konečnou fázi hvězdného vývoje.

Je třeba zdůraznit, že chemické složení vesmíru se mění s časem. Po velké explozi před 10 miliardami let by náš graf byl mnohem jednodušší. Sloupec s vodíkem by byl mnohem vyšší a sloupec s héliem naopak nižší než dnes. Všechny ostatní prvky by v grafu chyběly, protože ty vznikly až v průběhu miliónů let.

Nyní bych už začal zabývat nejdůležitějšími chemickými reakcemi probíhajícími ve hvězdách, při nichž dochází ke vzniku chemických prvků. Nejzákladnější chemickou reakcí, která probíhá ve hvězdách a která je zároveň zdrojem energie tolik potřebné pro náš život je přeměna vodíku v hélium. Tato reakce může být dvojího druhu : buď jde o přímou interakci jader vodíku mezi sebou (reakce proton-protonová), nebo o interakci jader vodíku s těžšími prvky (např. s uhlíkem), které v takovém případě slouží jako katalyzátory (uhlíkový nebo též CNO-cyklus).

Proton-protonová reakce (též p-p řetězec) má tyto základní dílčí reakce, které vedou k přeměně vodíku v hélium:

1. reakce 1H + 1H a 2D + e+ + n ( + 1,44 MeV),

v níž dva protony (jádra vodíku) po srážce dávají vzniknout deuteronu, pozitronu a neutrinu. Neutrino je částice s velmi malým účinným průřezem (řádově do 10-45 cm2) a snadno projde celou hvězdou nerušeně do kosmického prostoru.

2. reakce 2D + 1H a 3He + g ( + 5,49 MeV).

Deuteron se po srážce s protonem mění v hélium 3He a záření g . Tato reakce, jejíž pravděpodobnost je velká, proběhne prakticky ihned po vzniku deuteronu, po první reakci.

3. reakce 3He + 3He a 4He + 21H ( + 12,85 MeV).

Dvě jádra 3He, která vznikla v předchozích reakcích, dávají vznik jednomu jádru hélia 4He a dvěma protonům. Z celkové energetické bilance je asi 0,52 MeV ztraceno ve formě vyzáření neutrina, avšak i tak je při vzniku jednoho atomu hélia uvolněna celková energie 26,2 MeV = 4,2.10-12 J.

Uhlíkový cyklus (též CNO-cyklus) je jiná cesta přeměny vodíku v hélium v průběhu šesti reakcí, ve kterých se uplatňuje hlavně uhlík a další prvky vyšších atomových vah. Podle autorů se tento proces nazývá též Betheův-Weizsä ckerův cyklus.

1. V první reakci atom uhlíku 12C v interakci s vodíkem produkuje izotop dusíku 13N a kvantum záření g
12C + 1H a + g ( + 1,95 MeV).

2. Druhá reakce je přeměna nestabilního izotopu dusíku 13N na izotop uhlíku 13C při současném vyzáření pozitronu a neutrina.
13N a 13C + e+ + n ( + 2,22 MeV).
Pozitron se opět spojí s elektronem - vznikají dvě kvanta záření g a neutrino se z hvězdy definitivně ztrácí.

3. Třetí reakcí je interakce 13C s protonem
13C + 1H a 14N + g ( + 7,54 MeV), kdy vzniká normální dusík a záření g .

  • 4. Čtvrtá reakce z celého cyklu je opět protonová, kdy dusík a proton dávají vznik nestabilnímu izotopu 15O a záření g
    14N + 1H a 15O + g ( + 7,35 MeV).

    5. Izotop 15O se v páté reakci ihned mění v izotop dusíku
    15O a 15N + e+ + n ( + 2,71 MeV)
    s vyzářením pozitronu a neutrina, jejichž osud je týž jako v reakci druhé.

    6. Šestá a poslední reakce CNO-cyklu probíhající mezi izotopem dusíku a protonem je
    15N + 1H a 12C + 4He ( + 4,96 MeV) .
    Celková energetická bilance CNO-cyklu je nepatrně menší než proton-protonového cyklu: E = 25,0 MeV = 4,0.10    -12 J na jeden atom hélia, neboť více energie je vyzářeno ve formě neutrin. Do reakce vstupuje jedno jádro uhlíku a čtyři protony a vystupuje jedno jádro uhlíku a jedno jádro hélia.
    CNO-cyklus může probíhat i tak, že místo     12C se reakce zúčastní kyslík 16O, který se postupně mění v izotopy 17F, 17O, 14N, 15N a opět 16O při spotřebě 4 1H a produkci 4He. Tento vedlejší cyklus je velmi málo pravděpodobný - na dva až tři tisíce reakcí hlavního cyklu CNO připadá jedna reakce vedlejšího cyklu. Proton-protonová reakce se uplatňuje při teplotách 106,8 K až 107,2 K, kdežto CNO-cyklus v rozmezí teplot 107,2 K až 107,7 K.

    C) Při teplotách 108 K a výše může docházet ke spalování hélia na těžší prvky. Základní reakcí je tzv. 3a proces (Salpeterův), který probíhá takto:

    1. 4He + 4He a 8Be + g

    2. 8Be + 4He a 12C + g , E = 7,4 MeV.

    a -proces: Syntéza prvků pomocí a částic při teplotách 109 K.. Při těchto reakcích se uvolňuje záření g a mohou vznikat prvky až do 40Ca. Uplatňují se tehdy, jestliže hélium v jádru hvězdy plně nevyhořelo.

    e-proces: Tento proces probíhá při teplotách 4. 109 K a vede ke vzniku prvků skupiny železa: V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni. Relativní zastoupení prvků v nitru hvězdy závisí nejen na teplotě, ale především na vazebné energii W, kterou jsou jednotlivé nukleony vázány k jádru. Jádra s vyšší vazebnou energií jsou samozřejmě stabilnější než jádra s energií nižší. Další důležitou skutečností je, že jaderné reakce jsou exotermické jen tehdy, jestliže konečný produkt má vyšší vazebnou energii přepočtenou na jeden nukleon než prvek, který do reakce vstoupil. Např. hélium má tento podíl roven 7,05 MeV ( W / A = 28,2 / 4 = 7,05). Maximum hodnoty W / A je u prvků s hmotnostním číslem A = 50 až 60 a největší je u železa 56Fe (8,8 MeV). U těžších prvků s A L 220 opět klesá až pod 7,8 MeV. To znamená, že prvky skupiny železa jsou nejstabilnější a současně pro vznik těžšího jádra A > 56 z prvku lehčího je energie spotřebována. Dostoupí-li centrální teplota hvězdy 4. 1010 K a hustoty 108 g.cm-3, kdy vznikají prvky skupiny železa, konečný stav vyústí v rovnovážné zastoupení 56Fe vzhledem k ostatním stabilním prvkům. Rovnováha = ekvilibrium, a proto se tento děj označuje jako e-proces.

    s-proces: Tento proces produkuje např. Sr, Zr, Ba, Po. Princip je jednoduchý. Jádra lehčích prvků jsou bombardována neutrony, pro které i při nízkých energiích není náboj jádra překážkou. Těžké prvky mohou tímto způsobem vznikat i za poměrně nízkých teplot. Problémem číslo jedna zůstává nedostatek neutronů v počátečním stádiu života hvězdy, protože ty nevznikají ani při p-p reakci ani v CNO-cyklu. Jejich koncentrace se podstatněji zvýší až v pokročilejším stádiu spalováním uhlíku či dusíku při a reakcích, kdy vznikají volné neutrony. Příkladem je rovnice: 13C + 4He a 16O + n apod. Dokud je koncentrace volných neutronů nízká, je malá pravděpodobnost jejich srážek s jádry a vznik těžkých prvků probíhá pomalu. Kromě toho jen izotopy s dlouhým poločasem přeměny přispívají k tomuto ději podstatnější měrou. Méně stabilní se totiž rozpadnou dříve, než dojde k zachycení dalších neutronů nezbytných k tomu, aby jádro dosáhlo stability, jako jsou např. prvky s A = 90, 138, 208, které mají uzavřené neutronové slupky s celkovým sudým počtem neutronů 50, 82, 126. Jelikož proces probíhá pomalu (slow), označuje se názvem s-proces.

    r-proces: Je to rychle probíhající s-proces. Vyžaduje vysokou koncentraci neutronů, při které je pravděpodobnost jejich srážek s jádry podstatně vyšší. Umožňuje vznik těžkých prvků reakcemi, kdy meziprodukt může být i velmi nestabilní izotop ( např. 235U, 238U), na úkor prvků skupiny železa. Probíhá rychle ( rapid-proces ), proto se označuje jako r-proces.

    To by asi stačilo alespoň pro hrubou představu, jak chemické prvky ve vesmíru vznikají. Existují jistě desítky jiných procesů, při kterých vznikají různé chemické prvky, ale ty, které jsem zde vyjmenoval jsou ty nejdůležitější. Myslím, že stejně zajímavý jako vznik chemických prvků je i vznik složitějších molekul v mezihvězdném prostoru, zvláště pak organických. Všeobecně se asi neví, že základní stavební složky buněk, to znamená lipidy a aminokyseliny, neexistují pouze na Zemi, ale na meteoritech a planetkách bloudí vesmírem. Zvláště zajímavé jsou tzv. uhlíkaté chondrity, které obsahují velké množství velice složitých aminokyselin, a to i takových, které se na Zemi vůbec nevyskytují ( např. sarkosin CH3NHCH2COOH, beta-alanin NH2CH2CH2COOH aj.). Ale to už je téma na jinou práci.

    •

     Výše uvedené je prací neznámého studenta

    [chemie vesmíru][achemická fyzika]
    Klik na hlavní stránku