Praegu teadaolevast 26-st transuraanielemendist 24 meie planeedil ei leidu. Need on inimese loodud. Kuidas sünteesitakse raskeid ja üliraskeid elemente?
Antoine Laurent Lavoisier avaldas 1789. aastal esimese loendi kolmekümne kolmest oletatavast elemendist, „Kõigile looduskuningriikidele kuuluvate ainete tabel”, mida võib pidada kehade lihtsaimateks koostisosadeks. Koos hapniku, lämmastiku, vesiniku, seitsmeteistkümne metalli ja mitme teise tõelise elemendiga ilmusid sellesse valgust, kaloreid ja mõningaid oksiide. Ja kui 80 aastat hiljem tuli Mendelejev välja perioodilise tabeli, teadsid keemikud 62 elementi. 20. sajandi alguseks arvati, et looduses eksisteerib 92 elementi – vesinikust kuni uraanini, kuigi osa neist polnud veel avastatud. Sellegipoolest eeldasid teadlased juba 19. sajandi lõpul elementide olemasolu. järgnesid perioodilisustabelis uraanile (transuraanid), kuid neid oli võimatu leida. Nüüdseks on teada, et maakoor sisaldab mikrokogustes elemente 93 ja 94 – neptuuniumi ja plutooniumi. Kuid ajalooliselt saadi need elemendid esmalt kunstlikult ja alles siis avastati mineraalide koostises.
94 esimesest elemendist 83-l on kas stabiilsed või pikaealised isotoobid, mille poolestusajad on võrreldavad Päikesesüsteemi vanusega (tulid meie planeedile protoplanetaarsest pilvest). Ülejäänud 11 loodusliku elemendi eluiga on palju lühem ja seetõttu ilmuvad nad maakoores vaid lühiajalise radioaktiivse lagunemise tulemusena. Aga kuidas on lood kõigi teiste elementidega, 95–118? Neid meie planeedil pole. Kõik need saadi kunstlikult.
Esimene kunstlik
Kunstlike elementide loomisel on pikk ajalugu. Selle põhimõtteline võimalus selgus 1932. aastal, kui Werner Heisenberg ja Dmitri Ivanenko jõudsid järeldusele, et aatomituumad koosnevad prootonitest ja neutronitest. Kaks aastat hiljem üritas Enrico Fermi rühm toota transuraane, kiiritades uraani aeglaste neutronitega. Eeldati, et uraani tuum püüab kinni ühe või kaks neutronit, misjärel see beetalaguneb, et tekitada elemente 93 või 94. Nad kiirustasid isegi teatama transuraanide avastamisest, mida Fermi nimetas oma Nobeli kõnes 1938. aastal ausooniumiks ja hesperiumiks. Saksa radiokeemikud Otto Hahn ja Fritz Strassmann näitasid aga peagi koos Austria füüsiku Lise Meitneriga, et Fermi eksis: need nukliidid olid juba tuntud elementide isotoobid, mis tekkisid uraani tuumade jagunemisel ligikaudu sama massiga fragmentide paarideks. . Just see 1938. aasta detsembris tehtud avastus võimaldas luua tuumareaktori ja aatomipommi.Esimese elemendina sünteesiti mitte transuraan, vaid Mendelejevi ennustatud ekamangaan. Nad otsisid seda erinevatest maagidest, kuid tulutult. Ja 1937. aastal saadi ekamangaan, mida hiljem nimetati tehneetsiumiks (kreeka keelest ??? – tehislik), põletades deuteeriumi tuumad molübdeeni sihtmärgi pihta, kiirendades seda Lawrence Berkeley riiklikus laboris tsüklotronis.
Kerged mürsud
Elemendid 93 kuni 101 saadi uraani tuumade või järgnevate transuraani tuumade interaktsioonil neutronite, deuteroonide (deuteeriumi tuumad) või alfaosakestega (heeliumi tuumad). Esimese edu saavutasid siin ameeriklased Edwin McMillan ja Philip Abelson, kes 1940. aastal sünteesisid neptuunium-239, töötades välja Fermi idee: aeglaste neutronite püüdmine uraan-238 abil ja sellele järgnev uraan-239 beetalagundamine. 94. element – plutoonium – avastati esimest korda, kui uuriti 1941. aasta alguses California ülikooli Berkeley tsüklotronis uraani deuterooniga pommitamisel saadud neptuunium-238 beetalagunemist. Ja peagi sai selgeks, et aeglaste neutronite mõjul lõhustuv plutoonium-239 pole halvem kui uraan-235 ja võib olla aatomipommi täidis. Seetõttu salastati kogu teave selle elemendi tootmise ja omaduste kohta ning MacMillani, Glenn Seaborgi (nende avastuste eest jagasid nad 1951. aasta Nobeli preemia) ja nende kolleegide artikkel sõnumiga teise transuraani kohta ilmus trükis alles 1946. aastal. Ameerika võimud peaaegu kuus aastat Viivitus ka 95. elemendi, ameriitsiumi avastamise avaldamine, mille Seaborgi rühm 1944. aasta lõpus eraldas tuumareaktoris plutooniumi neutronpommitamise saadustest. Mõni kuu varem said sama meeskonna füüsikud elemendi 96 esimese isotoobi aatommassiga 242, mis sünteesiti uraan-239 pommitamisel kiirendatud alfaosakestega. See sai nimeks curium, tunnustades Pierre ja Marie Curie teadussaavutusi, avades seeläbi traditsiooni anda transuraanidele nimesid füüsika ja keemia klassikute auks. California ülikooli 60-tolline tsüklotron sai alguse. veel kolm elementi, 97, 98 ja 101 . Esimesed kaks said nime nende sünnikoha järgi – berkelium ja kalifornium. Berkeley sünteesiti detsembris 1949, pommitades ameriitsiumi sihtmärki alfaosakestega ja kaliforniumi kaks kuud hiljem sama pommitades kuuriumiga. 99. ja 100. element, einsteinium ja fermium, avastati Eniwetaki atolli piirkonnast kogutud proovide radiokeemilise analüüsi käigus, kus 1. novembril 1952 plahvatasid ameeriklased kümne megatonnise termotuumalaengu "Mike". mille kest oli valmistatud uraan-238-st. Plahvatuse käigus neelasid uraani tuumad kuni viisteist neutronit, misjärel nad läbisid beeta-lagunemise ahelaid, mis viisid nende elementide tekkeni. Element 101, mendelevium, avastati 1955. aasta alguses. Seaborg, Albert Ghiorso, Bernard Harvey, Gregory Choppin ja Stanley Thomson allutasid alfaosakeste pommitamise umbes miljardile (see on väga väike, kuid neid lihtsalt polnud enam) einsteiniumi aatomitele, mis olid elektrolüütiliselt sadestunud kuldfooliumile. Vaatamata ülikõrgele kiirtihedusele (60 triljonit alfaosakest sekundis) saadi vaid 17 mendeleviumi aatomit, kuid määrati nende kiirgus- ja keemilised omadused.
Rasked ioonid
Mendelevium oli viimane transuraan, mida toodeti neutronite, deuteronite või alfaosakeste abil. Järgmiste elementide saamiseks oli vaja sihtmärke elemendist number 100 – fermium, mida siis oli võimatu toota (ka praegu saadakse fermiumi tuumareaktorites nanogrammides) Teadlased valisid teistsuguse tee: kasutasid ioniseeritud aatomeid, mille tuumad sisaldavad rohkem kui kaks prootonit sihtmärkide pommitamiseks. neid nimetatakse rasketeks ioonideks). Ioonkiirte kiirendamiseks oli vaja spetsiaalseid kiirendeid. Esimene taoline masin HILAC (Heavy Ion Linear Accelerator) lasti käiku Berkeleys 1957. aastal, teine, U-300 tsüklotron, lasti käiku Dubnas Tuumauuringute Ühisinstituudi tuumareaktsioonide laboris 1960. aastal. Hiljem võeti Dubnas kasutusele võimsamad U-400 ja U-400M üksused. Teine kiirendi UNILAC (Universal Linear Accelerator) on alates 1975. aasta lõpust töötanud Saksamaa Helmholtzi raskete ioonide uurimiskeskuses Wickshausenis, ühes Darmstadti linnaosas. Pliist, vismutist ja uraanist valmistatud sihtmärkide pommitamise ajal või transuraan raskete ioonidega, tugevalt ergastatud (kuumad) tuumad, mis kas lagunevad või eraldavad neutronite emissiooni (aurustumise) kaudu liigset energiat. Mõnikord eraldavad need tuumad ühe või kaks neutronit, mille järel nad läbivad muid transformatsioone - näiteks alfa lagunemist. Seda tüüpi sünteesi nimetatakse külmaks. Darmstadtis saadi tema abiga elemente numbritega 107 (boorium) kuni 112 (koperniitsium). Samamoodi lõid Jaapani füüsikud 2004. aastal 113. elemendi ühe aatomi (aasta varem saadi see Dubnas). Kuuma termotuumasünteesi käigus kaotavad vastsündinud tuumad rohkem neutroneid – kolm kuni viis. Nii sünteesisid Berkeley ja Dubna elemente 102-st (nobeelium) 106-ni (seaborgium, Glenn Seaborgi auks, kelle juhtimisel loodi üheksa uut elementi). Hiljem valmistati Dubnas sel viisil kuus kõige massiivsemat üliraskekaalu – 113.–118. Rahvusvaheline Puhta ja Rakenduskeemia Liit (IUPAC) on seni heaks kiitnud vaid 114. (flerovium) ja 116. (livermorium) elemendi nimetused.
Ainult kolm aatomit
118. element ajutise nimega ununoktium ja sümboliga Uuo (IUPAC reeglite kohaselt moodustatakse elementide ajutised nimetused nende aatomnumbri numbrite nimede ladina ja kreeka juurtest un-un-oct (ium) - 118) loodi kahe teadusrühma ühiste jõupingutustega: Dubna Juri Oganesyani juhtimisel ja Livermore'i riiklik labor Seaborgi õpilase Kenton Moody juhtimisel. Ununoktsium asub perioodilisustabelis radooni all ja võib seetõttu olla väärisgaas. Selle keemilisi omadusi pole aga veel kindlaks tehtud, kuna füüsikud on loonud sellest elemendist vaid kolm aatomit massiarvuga 294 (118 prootonit, 176 neutronit) ja poolestusajaga umbes millisekund: kaks 2002. aastal ja üks 2005. Need saadi California-249 (98 prootonit, 151 neutronit) sihtmärgi pommitamisel kaltsiumi raske isotoobi ioonidega, mille aatommass on 48 (20 prootonit ja 28 neutronit), mida kiirendati U-400 kiirendis. Kaltsiumikuulikeste koguarv oli 4,1x1019, seega on Dubna ununoktsiumi generaatori tootlikkus äärmiselt madal. Kenton Moody sõnul on U-400 aga ainus masin maailmas, millel oli võimalik sünteesida elementi 118. “Iga transuraanide sünteesi katseseeria lisab uut teavet tuumaaine struktuuri kohta, mis kasutatakse üliraskete tuumade omaduste modelleerimiseks. Eelkõige võimaldas töö 118. elemendi sünteesi kallal loobuda mitmest varasemast mudelist, meenutab Kenton Moody. - Sihtmärgi tegime kaliforniumist, kuna raskemaid elemente ei olnud vajalikus koguses saadaval. Kaltsium-48 sisaldab kaheksa täiendavat neutronit võrreldes selle peamise isotoobiga kaltsium-40. Kui selle tuum sulandus kaliforniumi tuumaga, tekkisid 179 neutroniga tuumad. Nad olid väga erutatud ja seetõttu eriti ebastabiilses olekus, millest nad neutroneid eraldades kiiresti välja tulid. Selle tulemusena saime elemendi 118 isotoobi 176 neutroniga. Ja need olid tõelised neutraalsed aatomid täiskomplektiga elektrone! Kui nad oleksid veidi kauem elanud, oleks saanud nende keemilisi omadusi hinnata.
Metuusala number 117
Element 117, tuntud ka kui ununseptium, saadi hiljem - 2010. aasta märtsis. See element loodi samal U-400 masinal, kus nagu varemgi, tulistati kaltsium-48 ioone Oak Ridge'i riiklikus laboris sünteesitud berkeel-249-st valmistatud sihtmärgi pihta. Berkeeliumi ja kaltsiumi tuumade põrkumisel tekkisid tugevalt ergastatud ununseptium-297 tuumad (117 prootonit ja 180 neutronit). Katsetajatel õnnestus saada kuus tuuma, millest viis aurutasid igaüks neli neutronit ja muutusid ununseptium-293-ks ning ülejäänud kiirgasid kolm neutronit ja andsid alguse ununseptium-294. Võrreldes ununoktsiumiga osutus ununseptium tõeliseks matusalaks. Kergema isotoobi poolväärtusaeg on 14 millisekundit ja raskemal koguni 78 millisekundit! 2012. aastal said Dubna füüsikud veel viis ununseptium-293 aatomit ja hiljem mitu mõlema isotoobi aatomit. 2014. aasta kevadel teatasid Darmstadti teadlased elemendi 117 nelja tuuma sünteesist, millest kahe aatommass oli 294. Saksa teadlaste poolt mõõdetud selle "raske" unenseptiumi poolestusaeg oli umbes 51 millisekundit ( see on hästi kooskõlas Dubna teadlaste hinnangutega) Nüüd valmistavad nad Darmstadtis ette ülijuhtivate magnetite raskete ioonide uue lineaarse kiirendi projekti, mis võimaldab sünteesida elemente 119 ja 120. Sarnased plaanid viiakse ellu Dubnas, kus ehitatakse uut tsüklotroni DS-280. Võimalik, et juba mõne aasta pärast saab võimalikuks uute üliraskete transuraanide süntees. Ja 120. või isegi 126. elemendi loomine 184 neutroniga ja stabiilsussaare avastamine saab reaalsuseks.
Pikk elu stabiilsuse saarel
Tuumade sees on prooton- ja neutronkestad, mis on mõnevõrra sarnased aatomite elektronkestadega. Täielikult täidetud kestadega tuumad on eriti vastupidavad spontaansetele transformatsioonidele. Sellistele kestadele vastavaid neutronite ja prootonite arvu nimetatakse maagiaks. Mõned neist on katseliselt määratud - need on 2, 8, 20 ja 28.Shelli mudelid võimaldavad teoreetiliselt arvutada üliraskete tuumade “maagilisi numbreid”, kuid ilma täieliku garantiita. On põhjust eeldada, et neutron number 184 on maagiline. See võib vastata prootoninumbritele 114, 120 ja 126 ning viimane peab jällegi olema maagiline. Kui see on nii, siis elavad 114., 120. ja 126. elemendi isotoobid, millest igaüks sisaldab 184 neutronit, palju kauem kui nende naabrid perioodilisustabelis – minuteid, tunde või isegi aastaid (see tabeli ala on mida tavaliselt nimetatakse stabiilsuse saareks). Teadlased panevad oma suurimad lootused viimasele isotoobile, millel on topeltmaagiline tuum.
Dubninski meetod
Kui raske ioon siseneb sihtmärgi tuumajõudude piirkonda, võib moodustuda ergastatud olekus liittuum. See kas laguneb ligikaudu võrdse massiga fragmentideks või kiirgab (aurustab) mitu neutronit ja läheb põhi (ergastamata) olekusse.
„Elemendid 113 kuni 118 loodi tänu märkimisväärsele meetodile, mis töötati välja Dubnas Juri Oganesjani juhtimisel,“ selgitab Darmstadti meeskonnaliige Aleksandr Jakušev. - Nikli ja tsingi asemel, mida kasutati Darmstadti sihtmärkide tulistamiseks, võttis Oganesjan palju väiksema aatommassiga isotoobi - kaltsium-48. Fakt on see, et kergete tuumade kasutamine suurendab nende sulandumise tõenäosust sihttuumadega. Kaltsium-48 tuum on ka kahekordselt maagiline, kuna see koosneb 20 prootonist ja 28 neutronist. Seetõttu aitas Oganesjani valik sihtmärgi pihta tulistamisel tekkivate liittuumade säilimisele suuresti kaasa. Lõppude lõpuks võib tuum eraldada mitu neutronit ja tekitada uue transuraani ainult siis, kui see vahetult pärast sündi tükkideks ei lagune. Üliraskete elementide selliseks sünteesimiseks valmistasid Dubna füüsikud USA-s toodetud transuraanist sihtmärke – esmalt plutooniumi, seejärel ameriitsiumi, kuuriumi, kaliforniumi ja lõpuks berkeliumi. Kaltsium-48 on looduses vaid 0,7%. Seda ekstraheeritakse elektromagnetiliste separaatorite abil, mis on kallis protseduur. Üks milligramm seda isotoopi maksab umbes 200 dollarit. Sellest kogusest piisab tunniks või paariks sihtmärgi kestadeks ja katsed kestavad kuid. Sihtmärgid ise on veelgi kallimad, nende hind ulatub miljoni dollarini. Elektriarvete tasumine maksab ka päris kopika – rasked ioonkiirendid tarbivad megavatti võimsust. Üldiselt ei ole üliraskete elementide süntees just odav nauding.”
34.Keemiliste elementide ehitus, transuraanielementide süntees.
Aastal 1861 ilmus väljapaistev vene keemik A.M. Butlerov
järgi lõi ja põhjendas aine keemilise struktuuri teooriat
milles ainete omadused on määratud aatomite sidemete järjekorra järgi
molekulid ja nende vastastikune mõju. 1869. aastal avastas D.I. Mendelejev9
üks loodusteaduse põhiseadusi on perioodiline seadus
keemilised elemendid, mille kaasaegne koostis on järgmine:
keemiliste elementide omadused sõltuvad perioodiliselt nende tuumade elektrilaengust.
35. Aine struktuuri aatom-molekulaarne “konstruktor”. Füüsikaliste ja keemiliste lähenemisviiside erinevus aine omaduste uurimisel.
Aatom on antud keemilise elemendi väikseim osake. Mendelejevi perioodilises elementide süsteemis on esindatud kõik looduses eksisteerivad aatomid.
Aatomid ühendatakse molekuliks keemiliste sidemete kaudu, mis põhinevad elektrilisel interaktsioonil. Aatomite arv molekulis võib varieeruda. Molekul võib koosneda ühest aatomist, kahest, kolmest või isegi mitmesajast aatomist.
Kaheaatomiliste molekulide näidete hulka kuuluvad CO, NO, O 2, H 2, kolmeaatomilised molekulid - CO 2, H 2 O, SO 2, tetraaatomilised molekulid - NH3. Seega koosneb molekul ühe või mitme keemilise elemendi ühest või mitmest aatomist.
Molekuli võib määratleda kui antud aine väikseimat osakest, millel on selle keemilised omadused. Mis tahes keha molekulide vahel on vastasmõju jõud - külgetõmbe- ja tõukejõud. Tõmbejõud tagavad keha kui terviku olemasolu. Keha osadeks jagamiseks tuleb teha märkimisväärseid jõupingutusi. Molekulidevahelise tõukejõu olemasolu ilmneb keha kokkusurumise katsel.
40.Kosmoloogia põhiülesanded. Universumi päritolu küsimuse lahendamine tsivilisatsiooni erinevatel arenguetappidel.
Kosmoloogia on Universumi kui terviku füüsikaliste omaduste uurimine. Eelkõige on selle eesmärk luua teooria kogu astronoomiliste vaatlustega kaetud kosmosepiirkonna kohta, mida tavaliselt nimetatakse metagalaktikaks.
Teatavasti viib relatiivsusteooria järeldusele, et suurte masside olemasolu mõjutab aegruumi omadusi. Tavalise eukleidilise ruumi omadused (näiteks kolmnurga nurkade summa, paralleelsete joonte omadused) muutuvad suurte masside või, nagu öeldakse, ruumi "kõverate" lähedal. See üksikute masside (näiteks tähtede) tekitatud ruumikõverus on väga väike.
Seega peaks eeldama, et ruumi kõveruse tõttu peaks Päikese lähedal asuv valguskiir oma suunda muutma. Päikese lähedal asuvate tähtede asukoha ja täieliku päikesevarjutuse aja täpsed mõõtmised võimaldavad seda efekti tabada siiski mõõtmistäpsuse piiril.
Kõikide galaktikate ja supergalaktikate graviteerivate (st külgetõmbejõuga) masside kogumõju võib aga põhjustada ruumi kui terviku teatud kumeruse, mis mõjutab oluliselt selle omadusi ja järelikult ka kogu universumi arengut.
Isegi ruumi ja aja omaduste määramise (relatiivsusseadustele tuginedes) probleemi sõnastus suvalise massijaotusega on äärmiselt keeruline. Seetõttu võetakse tavaliselt arvesse mõningaid ligikaudseid skeeme, mida nimetatakse universumi mudeliteks.
Lihtsamad neist põhinevad eeldusel, et aine Universumis on suurtes mastaapides jaotunud võrdselt (homogeensus) ja ruumi omadused on kõikides suundades ühesugused (isotroopia). Sellises ruumis peab olema mingi kumerus ja kutsutakse vastavaid mudeleid
Universumi homogeensed isotroopsed mudelid.
Einsteini gravitatsioonivõrrandite lahendused homogeense isotroopse aine korral
mudelid näitavad, et üksikute heterogeensuste vahelised kaugused, kui
välistama nende individuaalsed kaootilised liikumised (omapärased kiirused), ei saa jääda konstantseks: universum peab kas kokku tõmbuma või
kooskõlas tähelepanekutega, laiendada. Kui jätame tähelepanuta omapärased kiirused
galaktikatest, siis on universumi mis tahes kahe keha vastastikuse eemaldamise kiirus seda suurem, mida suurem on nendevaheline kaugus. Suhteliselt väikeste vahemaade korral on see sõltuvus lineaarne ja proportsionaalsuskoefitsient on Hubble'i konstant. Eeltoodust järeldub, et mis tahes kehapaari vaheline kaugus on aja funktsioon. Selle funktsiooni vorm sõltub ruumi kõveruse märgist. Kui kumerus on negatiivne, siis "universum" paisub kogu aeg. Nullkõverusel, mis vastab; Eukleidiline ruum, paisumine toimub aeglustades ja paisumiskiirus kipub olema null. Lõpuks peab positiivse kumerusega "universumi" paisumine mingil perioodil andma teed kokkusurumisele.
Viimasel juhul peab ruum mitteeukleidilise geomeetria tõttu olema
lõplik, s.o. omama igal ajahetkel teatud piiratud helitugevust,
piiratud arv tähti, galaktikaid jne. Universumi "piirid" aga loomulikult
ei saa mingil juhul olla.
Sellise suletud kolmemõõtmelise ruumi kahemõõtmeline mudel on
täispuhutud õhupalli pind. Selle mudeli galaktikad on kujutatud lamedatena
pinnale joonistatud figuurid. Kui pall venib, suureneb pindala ja kujundite vaheline kaugus. Kuigi põhimõtteliselt võib selline pall kasvada piiramatult, on selle pindala igal ajahetkel piiratud.
Selle kahemõõtmelises ruumis (pinnal) pole aga piire. Ruumi kõverus homogeenses isotroopses mudelis sõltub aine keskmise tiheduse väärtusest Kui tihedus on väiksem kui teatud kriitiline väärtus, on kõverus negatiivne ja tekib esimene juhtum. Teine juhtum (nullkõverus) esineb kriitilise tiheduse väärtuse juures. Lõpuks, kui tihedus on suurem kui kriitiline ¾, on kõverus positiivne (kolmas juhtum). Laienemisprotsessi käigus võib muutuda kõveruse absoluutväärtus, kuid selle märk
jääb konstantseks.
Kriitilise tiheduse väärtust väljendatakse Hubble'i konstandi H ja gravitatsioonikonstandi f kaudu järgmiselt: H = 55 km/sek × Mpc, r cr = 5 × 10-30 g/cm3 Võttes arvesse kõiki metagalaktika juhtmetes tuntud masse hinnangulise keskmise tiheduseni umbes 5 × 10–31 g/cm3
See on aga ilmselgelt alumine piir, kuna galaktikatevahelise nähtamatu keskkonna mass pole veel teada. Seetõttu ei anna olemasolev tiheduse hinnang alust otsustada reaalse ruumi kõveruse märgi üle.
Põhimõtteliselt on võimalikud ka muud viisid universumi kõige realistlikuma mudeli empiiriliseks valimiseks, mis põhinevad kõige kaugemate objektide punanihke määramisel (millest sadu miljoneid ja miljardeid aastaid tagasi meieni jõudnud valgus kiirgas) ja nende kiiruste võrdlemisel. muude meetoditega leitud objektide kaugustega. Tegelikult määratakse sel viisil vaatluse põhjal laienemiskiiruse muutus ajas. Kaasaegsed vaatlused pole veel nii täpsed, et saaks kindlalt hinnata ruumi kõveruse märki. Võime vaid öelda, et ruumi kõverus Universumis on nullilähedane.
Hubble'i konstant, mis mängib homogeense isotroopsuse teoorias nii olulist rolli
Universumil on uudishimulik füüsiline tähendus. Et seda selgitada, peaksite
pöörake tähelepanu sellele, et pöördsuurusel 1/H on aja mõõde ja
võrdne 1/H = 6 × 1017 sek ehk 20 miljardit aastat. Lihtne on aru saada, mis see on
ajavahemik, mis on vajalik metagalaktika laienemiseks praegusesse olekusse, eeldusel, et paisumiskiirus minevikus ei muutunud. Selle kiiruse püsivuse, Universumi paisumise eelnevate ja järgnevate (seoses tänapäevaste) etappide püsivuse küsimus on aga endiselt halvasti mõistetav.
Kinnitus, et Universum oli tõepoolest kunagi mingis erilises olekus, on 1965. aastal avastatud kosmiline raadioemissioon, mida nimetatakse reliktkiirguseks (s.o jääkkiirguseks). Selle spekter on termiline ja reprodutseerib Plancki kõverat temperatuuril umbes 3 °K. [Pange tähele, et valemi kohaselt tekib sellise kiirguse maksimum lainepikkusel umbes 1 mm, mis on Maalt vaatlemiseks ligipääsetava elektromagnetilise spektri vahemiku lähedal.
Kosmilise mikrolaine taustkiirguse eripäraks on selle ühtlus
intensiivsus kõigis suundades (isotroopia). Just see asjaolu võimaldas eraldada nii nõrga kiirguse, et seda ei saanud seostada ühegi taevaobjekti või piirkonnaga.
Nimetus "reliktne kiirgus" on antud, kuna see kiirgus peab olema jäänuk
Universumi kiirgus, mis eksisteeris oma suure tihedusega ajastul, kui see
oli omaenda kiirgusele läbipaistmatu. Arvutused näitavad, et see peaks olema
toimus tihedusega r > 10-20 g/cm3 (aatomite keskmine kontsentratsioon
umbes 104 cm -3), s.o. kui tihedus oli miljard korda suurem kui praegu.
Kuna tihedus varieerub pöördvõrdeliselt raadiuse kuubiga, siis eeldades, et
Universumi paisumine minevikus on sama, mis praegu, me saame selle ajastul
läbipaistmatus, kõik vahemaad universumis olid 1000 korda väiksemad. Lainepikkus l oli sama mitu korda väiksem. Seetõttu oli kvantide, mille lainepikkus on praegu 1 mm, lainepikkus varem umbes 1 μ, mis vastab maksimaalsele kiirgusele temperatuuril umbes 3000 °K.
Seega ei viita kosmilise mikrolaine taustkiirguse olemasolu mitte ainult universumi suurele tihedusele minevikus, vaid ka selle kõrgele temperatuurile (Universumi "kuum" mudel).
Sellest, kas Universum oli veelgi tihedamates olekutes, kaasas
oluliselt kõrgemad temperatuurid, võiks põhimõtteliselt hinnata
põhineb sarnasel reliikvianeutriinode uuringul. Nende jaoks läbipaistmatus
Universum peaks esinema tihedustel r "107 g/cm3, mis võiks olla ainult
Universumi arengu suhteliselt väga varajases staadiumis. Nagu juhtumil
kosmiline mikrolaineline taustkiirgus, kui paisumise tõttu satub Universum
Madalama tihedusega olekus lakkavad neutriinod ülejäänud ainega suhtlemast, justkui sellest “eraldudes” ja läbivad seejärel paisumise tõttu vaid kosmoloogilise punanihke. Selliste neutriinode, mille energia peab praegu olema vaid paar kümnetuhandik elektronvoldist, tuvastamist lähitulevikus paraku tõenäoliselt ei tehta.
Põhimõtteliselt võimaldab kosmoloogia saada aimu kõige üldisemast
Universumi ehituse ja arengu seadused. Seda on lihtne mõista, kui suur
See astronoomia osa on õige kujunemiseks oluline
materialistlik maailmavaade. Uurides kogu Universumi seadusi tervikuna, mõistame veelgi sügavamalt mateeria, ruumi ja aja omadusi. Mõned neist,
näiteks reaalse füüsilise ruumi ja aja omadused suures plaanis
skaalasid, saab uurida ainult kosmoloogia raames. Seetõttu on selle tulemused ülimalt olulised mitte ainult astronoomiale ja füüsikale, mis saavad võimaluse oma seaduspärasusi selgitada, vaid ka filosoofiale, mis omandab ulatuslikku materjali materiaalse maailma seaduste üldistamiseks.
Elementide süntees
40ndate alguses üritasid nad Suure Paugu ideed kasutada keemiliste elementide päritolu selgitamiseks. Ameerika teadlased R. Alpher, G. Gamow ja R. Herman väitsid, et Universum oli oma eksisteerimise varases staadiumis ülitiheda neutrongaasi (või, nagu nad seda nimetasid, "ilema") tükk. Hiljem aga näidati, et tähtede sisemuses võib tuumareaktsioonide tsüklite tõttu tekkida hulk raskeid elemente, mistõttu vajadus “ilemi” järele näis kaduma.
Kosmose keemilise koostise selgitamine tõi peagi kaasa poleemika. Kui arvutada, kui palju vesinikku meie Galaktika tähtedes oleks pidanud selle eksisteerimise (10 miljardi aasta) jooksul heeliumiks “ära põlema”, selgub, et vaadeldud heeliumi kogus on 20 korda suurem kui teoreetiliste arvutuste järgi saadu. See tähendab, et heeliumi moodustumise allikaks peaks olema mitte ainult selle süntees tähtede sügavuses, vaid ka mõned muud, väga võimsad protsessid. Lõpuks pidime taas pöörduma Suure Paugu idee poole ja otsima sellest üleliigse heeliumi allikat. Seekord langes edu kuulsatele Nõukogude teadlastele akadeemik Ya. B. Zeldovitšile ja I. D. Novikovile, kes mitmes üksikasjalikus töös põhjendasid üksikasjalikult Suure Paugu ja paisuva universumi teooriat ( Y. V. Zeldovitš, I. D. Novikov. Universumi struktuur ja areng. M., Nauka, 1975). Selle teooria peamised sätted on järgmised.
Universumi paisumine algas väga suure tiheduse ja väga kõrge temperatuuriga. Oma eksisteerimise koidikul meenutas Universum kõrgete energiate ja kõrgete temperatuuride laborit. Kuid see oli loomulikult labor, millel polnud maiseid analooge.
Universumi päris "algus", st selle olek, mis vastab teoreetiliste arvutuste kohaselt nullilähedasele raadiusele, väldib siiani isegi teoreetilisest esitusest. Fakt on see, et relativistliku astrofüüsika võrrandid jäävad kehtima kuni tiheduseni suurusjärgus 10 93 g/cm3. Sellise tiheduseni kokkusurutud Universumi raadius oli kunagi umbes üks kümnemiljardik sentimeetrit, st see oli oma suuruselt võrreldav prootoniga! Selle mikrouniversumi temperatuur, mis muide kaalus mitte vähem kui 10 51 tonni, oli uskumatult kõrge ja ilmselt ligi 10 32 kraadi. Nii nägi universum välja tühise sekundi murdosa pärast “plahvatuse” algust. "Alguses" pöörduvad nii tihedus kui temperatuur lõpmatuseni, st see "algus" on matemaatilist terminoloogiat kasutades see eriline "ainsuse" punkt, mille jaoks kaasaegse teoreetilise füüsika võrrandid kaotavad oma füüsikalise tähenduse. Kuid see ei tähenda, et enne "algust" poleks midagi olnud: me lihtsalt ei kujuta ette Mida oli enne universumi tavapärast "algust".
Meie elus on sekund tähtsusetu intervall. Universumi elu esimestel hetkedel (mida tinglikult loetakse "algusest") rullusid paljud sündmused lahti esimese sekundi jooksul. Mõiste "laienemine" tundub siin liiga nõrk ja seetõttu sobimatu. Ei, see ei olnud laienemine, vaid võimas plahvatus.
Sajatuhandiksekundi lõpuks pärast "algust" sisaldas universum oma mikromahus elementaarosakeste segu: nukleonid ja antinukleonid, elektronid ja positronid, aga ka mesonid, valguskvandid (footonid). Selles segus leidus Ya. B. Zeldovitši sõnul tõenäoliselt hüpoteetilisi (praegu) gravitoneid ja kvarke ( Gravitonid ja kvargid on hüpoteetilised osakesed; gravitonide vastastikmõju teiste osakestega määrab gravitatsioonivälja (need on gravitatsioonivälja kvantid); kvargid on "põhilised ehitusplokid", mille kombinatsioonid tekitavad kõikvõimalikke osakesi. Kvarkide tuvastamiseks on palju vaeva ja raha kulutatud, kuid neid pole veel leitud), kuid peamine roll kuulus ilmselt siiski neutriinodele.
Kui Universumi “vanus” oli üks kümnetuhandik sekundist, oli selle keskmine tihedus (10 14 g/cm3) juba lähedane aatomituumade tihedusele ja temperatuur langes ligikaudu mitme miljardi kraadini. Selleks ajaks olid nukleonid ja antinukleonid juba suutnud hävitada, st vastastikku hävitada, muutudes kõva kiirguse kvantideks. Säilitati ja suurendati ainult osakeste interaktsiooni käigus tekkivate neutriinode arvu, kuna neutriinod suhtlevad teiste osakestega kõige nõrgemini. See kasvav neutriinode "meri" eraldas üksteisest kõige kauem eluealised osakesed - prootonid ja neutronid - ning põhjustas prootonite ja neutronite muutumise üksteiseks ning elektron-positroni paaride sünni. On ebaselge, mis põhjustab osakeste hilisemat ülekaalu ja antiosakeste vähest arvu meie maailmas. Võib-olla tekkis mingil põhjusel algne asümmeetria: antiosakeste arv oli alati väiksem kui osakeste arv või, nagu mõned teadlased usuvad, sorteeriti osakesed ja antiosakesed tänu seni teadmata eraldusmehhanismile, koondudes osakesed ja antiosakesed Universum ja antiosakesed kuskil niimoodi domineerivad (nagu meie maailmas domineerivad osakesed), moodustades antimaailma.
Ya. B. Zeldovitši sõnul on "hetkel universumisse jäänud kvante, mida me vaatleme, aga ka neutriinosid ja gravitoneid, mida me ei saa tänapäevaste vahenditega vaadelda ja tõenäoliselt ei suuda paljud seda jälgida aastat.”
Jätkame tsitaati:
"Nii et aja jooksul "surevad välja" kõik osakesed universumis, alles jäävad ainult kvantid. See on õige sajamiljondiku täpsusega. Kuid tegelikult on iga saja miljoni kvanti kohta üks prooton või neutron. Need osakesed säilivad, sest neil – ülejäänud osakestel – pole midagi, millega hävitada (algul hävitatakse nukleonid, prootonid ja neutronid koos nende antiosakestega). Neid on vähe, kuid nendest osakestest, mitte kvantidest, koosnevad Maa ja planeedid, Päike ja tähed" ( Maa ja Universum, 1969, nr 3, lk. 8 (Ja. B. Zeldovitš. Kuum universum)).
Kui Universumi vanus jõudis kolmandiku sekundini, langes tihedus 10 7 g/cm3-ni ja temperatuur langes 30 miljardi kraadini. Praegusel hetkel on akadeemik V. L. Ginzburgi sõnul neutriinod nukleonitest eraldatud ja need ei imendu enam. Tänapäeval peaks nende avakosmoses liikuvate "primaarsete" neutriinode energia olema vaid mõni kümnetuhandik elektronvoldist. Me ei tea, kuidas selliseid neutriinosid tuvastada: selleks tuleb tänapäevaste seadmete tundlikkust suurendada sadu tuhandeid kordi. Kui seda saab kunagi teha, toovad "esmased" neutriinod meile väärtuslikku teavet universumi elu esimese sekundi kohta.
Esimese sekundi lõpuks oli universum paisunud umbes sada korda suuremaks kui tänapäevane päikesesüsteem, mille läbimõõt on 15 miljardit km. Nüüd on selle aine tihedus 1 t/cm3 ja temperatuur umbes 10 miljardit kraadi. Miski siin ei meenuta veel tänapäevast ruumi. Meile tuttavaid aatomeid ja aatomituumasid pole olemas ega stabiilseid elementaarosakesi.
Vaid 0,9 sekundit varem, temperatuuril 100 miljardit kraadi, oli prootoneid ja neutroneid võrdne arv. Kuid kui temperatuur langes, lagunesid raskemad neutronid prootoniteks, elektronideks ja neutriinodeks. See tähendab, et prootonite arv universumis on pidevalt kasvanud ja neutronite arv vähenenud.
Universumi vanus on kolm ja pool minutit. Teoreetilised arvutused fikseerivad temperatuuri sel hetkel 1 miljard kraadi juures ja tihedus on juba sada korda väiksem kui vee tihedus. Universumi suurus kasvas vaid kolme ja poole minutiga peaaegu nullist 40 sv-ni. aastat ( Ruumi laienemisel ei ole valguse kiirus piiriks). Loodi tingimused, milles prootonid ja neutronid hakkasid ühinema kõige kergemate elementide, peamiselt vesiniku tuumadeks. Toimub teatav stabiliseerumine ja neljanda minuti lõpuks "esimese plahvatuse" algusest koosnes universum massi järgi 70% vesinikust ja 30% heeliumist. See oli tõenäoliselt kõige iidsemate tähtede algkoostis. Raskemad elemendid tekkisid hiljem tähtedes toimuvate protsesside tulemusena.
Universumi edasine ajalugu on rahulikum kui selle tormiline algus. Paisumise kiirus aeglustus järk-järgult, temperatuur, nagu ka keskmine tihedus, langes järk-järgult ja kui universum oli miljon aastat vana, muutus selle temperatuur nii madalaks (3500 kraadi Kelvinit), et heeliumi aatomite prootonid ja tuumad suutsid juba vabalt püüda. elektronid ja muutuvad neutraalseteks aatomiteks. Sellest hetkest algab sisuliselt universumi arengu kaasaegne etapp. Ilmuvad galaktikad, tähed, planeedid. Lõpuks, pärast paljusid miljardeid aastaid, muutus universum selliseks, nagu me seda näeme.
Võib-olla arvavad mõned lugejad, kes on üllatunud kolossaalsetest numbritest, mis on kaugel tavapärasest reaalsusest, et Universumi ajalugu on kõige üldisemalt joonistatud vaid teoreetiline abstraktsioon, mis on reaalsusest kaugel. Aga see pole tõsi. Laieneva universumi teooria selgitab galaktikate majanduslangust. Seda kinnitavad paljud kaasaegsed andmed kosmose kohta. Lõpuks leiti hiljuti veel üks väga veenev eksperimentaalne kinnitus iidse Universumi ülikuuma oleku kohta.
Esmane plasma, mis algselt täitis Universumi, koosnes elementaarosakestest ja kiirguskvantidest ehk footonitest – see oli nn footongaas. Algselt oli kiirgustihedus "mikrouniversumis" väga kõrge, kuid selle laienedes jahtus "footongaas" järk-järgult. See jahutaks kuuma õhku pidevalt laienevas suletud mahus.
Tänapäeval peaksid esmasest "soojusest" jääma vaid peened jäljed. Primaarse "footongaasi" kvantide energia on vähenenud väärtuseni, mis vastab temperatuurile, mis on vaid paar kraadi üle absoluutse nulli. Tänapäeval peaks esmane "footongaas" kõige intensiivsemalt kiirgama sentimeetrises raadiosagedusalas.
Need on teoreetilised ennustused. Kuid neid kinnitavad tähelepanekud. 1965. aastal avastasid Ameerika raadiofüüsikud müra raadiokiirguse lainepikkusel 7,3 cm. See kiirgus tuli ühtlaselt kõikidest taevapunktidest ja ei olnud ilmselgelt seotud ühegi diskreetse kosmilise raadioallikaga. Süüdi pole ei maised raadiojaamad ega raadioseadmete tekitatud häired.
Nii avastati Universumi kosmiline mikrolaineline taustkiirgus, jäänuk selle algsest kujuteldamatult kõrgest temperatuurist. Seega leidis kinnitust esmase universumi "kuum" mudel, mille teoreetiliselt arvutasid Ya. B. Zeldovitš ja tema õpilased.
Nii et ilmselt sündis universum võimsa "esimese plahvatuse" tulemusena. Ebaoluliselt väikesest mahust, kuid üliraskest, ülitihedast, ülikuuma aine ja kiirguse klombist tekkis mitme miljardi aasta jooksul see, mida me praegu nimetame Kosmoseks.
Kui Universum paisus väga väikesest, kuid kujuteldamatult tihedast ainekogumikust kosmiliste mõõtmeteni, lagunes selle hiiglaslik, endiselt väga kuum ja ülitihe pall tõenäoliselt paljudeks "kildudeks". See võib olla näiteks palli heterogeensuse ja selles toimuvate protsesside erineva kiiruse tagajärg.
Kõik "fragmendid", mis koosnesid tohutute energiavarudega eeltähelisest ainest, lagunesid aja jooksul. Võimalik, et lagunemissaadused olid kvasarid – galaktikate embrüod. Akadeemik V. A. Ambartsumyan ja teised teadlased arvavad, et kvasarite tuumad (nagu ka galaktikate tuumad) sisaldavad eeltähelist ainet, mille omadusi me veel kindlaks teha ei oska, ning nende väliskihid koosnevad plasmast ja gaasidest, mille tihedus on vaid mitu korda suurem kui galaktikate mateeria tihedus. Kui see nii on, siis peame tunnistama, et "esimene plahvatus" ja sellele järgnenud sekundaarsed plahvatused paiskusid kosmosesse mitte ainult eeltähelise aine "killud", vaid ka hajusainet - plasmat, gaase, millest tekkis tolmumaterjal. Samas tuleb mõelda, et gaasi ja tolmu aine algne sisaldus Universumis oli oluliselt suurem kui praegu.
Olgu kuidas on, meie tänapäevaste ideede kohaselt valitsesid universumis kuni galaktikate ilmumise faasini plahvatuslikud protsessid. Kuid nagu nägime, on plahvatuslikud protsessid iseloomulikud ka galaktikate staadiumile, kuigi nende intensiivsus galaktikate evolutsiooni käigus väheneb – alates energia vägivaldsetest ilmingutest Markariani ja Seyferti galaktikates kuni aine rahuliku väljavooluni galaktikate tuumadest. nagu meie oma. Seega võib paisuva universumi teooria ühilduda akadeemik Ambartsumyani kontseptsiooniga, kes omaenda ja kaastöötajate avastustele, aga ka välisastronoomide töödele tuginedes laiendab loomingulise idee ideed. plahvatus tähtede tekkeprotsessidele. Selle kontseptsiooni kohaselt sünnivad kõik meile teadaolevad kosmilised objektid (galaktikad, tähed, gaasi-tolmu udukogud) plahvatuse käigus ülitihedast eeltähelise aine tükkidest, mis on täidetud tohutute energiavarudega. Seetõttu ilmuvad tähed laieneva, esialgu kompaktse rühma kujul, mis koosneb paljudest tuhandetest või miljonitest tähtedest. See hüpotees tundub autorile kõigist teistest kõige tõenäolisem ja seetõttu pakub ta välja järgmise kõikide kosmoseobjektide „põlvnemise”.
"Esmane aatom", st universum esmases ülitihedas olekus ja esmane tulekera on selle kõige kaugemad esivanemad, mis loomulikult andsid lisaks planeetidele peaaegu lugematul hulgal järglasi kõigist kosmilistest objektidest.
Mõnest tulekera killust võis saada meie galaktika embrüonaalne tuum ja aja jooksul omandas ta tähepopulatsiooni. See embrüonaalne galaktiline tuum ja tõenäoliselt sellest lahti löönud täheühendus, mille hulka kuulus ka Päike, on Maa järgmised "sugulased", kes on meile ajaliselt lähemal.
Kavandatav skeem kosmose arenguks "esimesest aatomist" tähtedeni on vaid hüpotees, mida edasi arendatakse ja testitakse. Seni pole teooriat hüpoteetilise "täheeelse aine" vaadeldavateks kosmoseobjektideks muutumise kohta ja see asjaolu on V. A. Ambartsumyani kontseptsiooni üks nõrku kohti.
Teisest küljest ei saa tähtede sündi haruldaste gaaside ja tolmu aine kondenseerumise kaudu pidada absoluutselt võimatuks, vastupidi, enamik astronoome järgib endiselt sellist "kondensatsiooni" hüpoteesi. Gaasi ja tolmu hiiglaslikud kogunemised võisid tekkida "esmase plahvatuse fragmentide" "teiseste" plahvatuste etapis. Võib oletada, et aine jaotus neis oli algselt ebaühtlane. Selliste klastrite mingi üldine pöörlemine tekitab neis tõenäoliselt võimsaid magnetvälju, mille tõttu võib gaasi- ja tolmupilvede struktuur muutuda kiuliseks. Nende "kiudude" paisumiste (sõlmede) gravitatsioonijõudude mõjul võib alata aine koondumine, mis viib tervete tähtede perekondade tekkeni.
Sellest kontseptsioonist peab enamik teadlasi endiselt kinni, kuigi sellel on ka oma nõrkused. On täiesti võimalik, et mõlemad mõisted ("plahvatusohtlik" ja "kondensatsioon") ei välista, vaid täiendavad üksteist: tähtedeeelse aine lagunemise ajal ilmuvad ju mitte ainult tähed, vaid ka udukogud. Võib-olla saab nende udukogude aine kunagi (või on juba mitu korda) olnud tähtede ja planeetide kondenseerumise lähteaineks? Ainult tulevased uuringud suudavad selles küsimuses täielikku selgust tuua.
Ya. B. Zeldovitši ja N. D. Novikovi välja töötatud Suure Paugu teooria selgitas suurepäraselt heeliumi "liigsust" universumis. Nende hiljutiste arvutuste kohaselt sisaldas Universum juba 100 sekundit pärast paisumise algust 70% vesinikku ja umbes 30% heeliumi. Ülejäänud heelium ja raskemad elemendid ilmusid tähtede evolutsiooni käigus.
Vaatamata sellele suurele edule pole Suure Paugu teooria horisondid sugugi sünged. Viimasel ajal on avastatud mitmeid fakte, mis selle teooria raamidesse ei mahu ( Lisateavet leiate raamatust: V. P. Chechev, Ya. M. Kramarovsky. Radioaktiivsus ja universumi areng. M., Nauka, 1978). Näiteks on teada galaktikad, mis on üksteisega selgelt füüsiliselt seotud ja asuvad meist võrdsel kaugusel, kuid millel on samal ajal oluliselt erinevad (vahel 13-kordsed!) “punased nihked”. Teine asi, mis on ebaselge, on see, miks on samal kaugusel spiraalgalaktikatel alati suurem "punane nihe" kui elliptilistel galaktikatel. Mõnedel andmetel selgub, et eri suundades ei ole Universumi paisumise, “paisumise” kiirus ühesugune, mis läheb vastuollu varem valitsenud arusaamadega paisuva maailma rangelt “sfäärilisest” kujust?
Lõpuks sai hiljuti selgeks, et galaktikate kiirused CMB tausta suhtes on väga väikesed. Neid mõõdetakse mitte tuhandetes ja kümnetes tuhandetes kilomeetrites sekundis, nagu järeldub paisuva Universumi teooriast, vaid ainult sadades kilomeetrites sekundis. Selgub, et galaktikad on Universumi reliktse tausta suhtes praktiliselt puhkeseisundis, mida võib mitmel põhjusel pidada absoluutseks tugiraamistikuks ( Täpsemalt vt raamatut: Astronoomilise uurimistöö meetodite arendamine (A. A. Efimov. Astronoomia ja relatiivsusprintsiip). M., Nauka, 1979, lk. 545).
Kuidas neist raskustest üle saada, on siiani ebaselge. Kui selgub, et galaktikate spektrite “punanihet” ei põhjusta mitte Doppleri efekt, vaid mõni muu meile seni teadmata protsess, võib joonistatud keemiliste elementide päritolu skeem osutuda valeks. Suure tõenäosusega pole Suur Pauk aga illusioon, vaid reaalsus ning “kuumalt” paisuva Universumi teooria on 20. sajandi teaduse üks olulisemaid saavutusi.
Kokkuvõtteks märgime, et olenemata sellest, millistest vaadetest Universumi arengu kohta kinni pidada, jääb vaieldamatu tõsiasi kõigutamatuks - me elame keemiliselt ebastabiilses maailmas, mille koostis muutub pidevalt.
Uraani termiliste neutronitega pommitades tekivad sellest kergemad elemendid järjekorranumbritega 35-65: see andis lootuse, et prahi hulgast leitakse ka elementide 43 ja 61 isotoope.Kui meenutada saamise küsimuse olukorda. elemendid 43, 61, samuti 85 ja 87 1930. aastal, võis märgata märgatavat edasiminekut. Esiteks leidis kinnitust kahtlus, et elemendid 43 ja 61 on ebastabiilsed ained, mis on "väljasurnud". Mis puudutab elemente 85 ja 87, siis neid on pikka aega tunnistatud lagunenud radioaktiivseteks aineteks.
1934. aastal leidis füüsik Joseph Mattauch empiirilise reegli, mis võimaldab hinnata isotoopide tuumade stabiilsust. Mattauchi reegli järgi ei saa eksisteerida teist stabiilset isotoopi, kui selle tuuma laeng erineb vaid ühe võrra teadaoleva sama massinumbriga stabiilse isotoobi tuuma laengust. See muster täiendab Harkinsi reeglit, mille kohaselt on paaritu seerianumbriga elemente (st paaritu arvu prootoneid ja elektrone) Maal palju vähem, kuna nende tuumade stabiilsus on madal.
Seoses elementidega 43 ja 61 võib Mattauchi reegli esitada järgmiselt. Lähtudes nende positsioonist perioodilisuse tabelis, peaks elemendi 43 massiarv olema umbes 98 ja elemendi 61 puhul umbes 147. Stabiilsed isotoobid olid aga teada juba elementide 42 ja 44, aga ka elementide 60 ja 62 jaoks. massid 94 kuni 102 ja vastavalt 142 kuni 150. Kuna teist stabiilset sama massinumbriga isotoopi ei saa eksisteerida, peavad elementidel 43 ja 61 olema ainult ebastabiilsed esindajad. Pole kahtlust, et elemente 43 ja 61 oli kunagi Maal piisavas koguses. Kui meie päikesesüsteem tekkis, moodustusid kõik elemendid prootonite ja neutronite kombinatsiooni kaudu. Kuid Maa eksisteerimise ajal - 4,6 miljardit aastat - kadusid nende ebastabiilsed esindajad järk-järgult täielikult. Ainsad erandid on need radioaktiivsed elemendid, mida saab loodusliku radioaktiivse seeria raames pidevalt täiendada, sest nende lähteained - uraan või toorium - eksisteerivad Maal endiselt tänu nende miljardite aastate pikkusele poolestusajale. Elemendid 43 ja 61 ei kuulu nendesse looduslikesse radioaktiivsetesse sarjadesse. Ainult siis, kui nende elementide pikaealine isotoop oleks saadaval, võiks loota selle radiokeemiliste jälgede tuvastamist.
Sel ajal, kui osad teadlased alles võltstransuraanide taga otsisid, õnnestus teistel teadlastel leida ihaldatud elemendid 43 ja 87. Siin on nende avastamise lugu... 1936. aastal lahkus Emilio Segre pärast abiellumist Fermist ja ta kolleegidest ning läks Palermosse, endine Sitsiilia pealinn. Sealses ülikoolis pakuti talle füüsika õppetooli kohta. Palermos ei saanud Segre oma suureks kahjuks Fermiga alustatud uurimistööd jätkata. Ülikoolil ei olnud radioaktiivsete uuringute aparatuuri. Olles kiiresti otsuse teinud, läks Itaalia teadlane Ameerikasse, et tutvuda Berkeley California ülikooliga, mis oli kuulus parima varustuse poolest. Sel ajal asus seal maailma ainus tsüklotron. "Radioaktiivsuse allikad, mida ma nägin, olid tõeliselt hämmastavad inimese jaoks, kes oli varem töötanud ainult Ra-Be allikatega," meenutas füüsik.
Segrè oli eriti huvitatud tsüklotroni kõrvalekaldeplaadist. See pidi suunama kiirendatud osakeste voolu vajalikus suunas. Kokkupõrgete tõttu suure energiaga osakestega – deuterone kiirendati – läks see plaat väga kuumaks. Seetõttu pidi see olema valmistatud tulekindlast metallist - molübdeenist. Külaline Itaaliast pööras tähelepanu sellele metallilisele molübdeenile, mida pommitavad deuteroonid. Segre pakkus välja, et seni tundmatu elemendi 43 isotoobid võivad ehk moodustuda molübdeenist, elemendist 42, deuteronitega pommitamise tulemusena. Võib-olla vastavalt võrrandile:
Mo + D = X + n
Looduslik molübdeen on kuue stabiilse isotoobi segu. Segre pakkus välja: mis siis, kui üks kuuest võimalikust elemendi 43 radioaktiivsest isotoobist, milleks molübdeen teoreetiliselt võib muutuda – vähemalt üks – osutub piisavalt pikaealiseks, et vastu pidada merereisile Sitsiiliasse. Itaalia füüsik kavatses elementi 43 otsida ainult oma kodumaa instituudis.
Teadlane asus tagasiteele, taskus Berkeley tsüklotroni molübdeenplaadi tükk. 1937. aasta jaanuari lõpus alustas ta uurimistööd mineraloogi ja analüütilise keemiku Perrieri toel. Mõlemad leidsid tõepoolest radioaktiivseid aatomeid, mille keemilised omadused võiksid paigutada mangaani ja reeniumi vahele. Tänu inimese uurimuslikule geeniusele Maal kunstlikult taaselustatud ekamangaani kogused olid kujuteldamatult väikesed: 10-10 kuni 10-12 g 43. elementi!
Kui 1937. aasta juulis teatasid Segret ja Perrier esimese, Maal ammu väljasurnud tehiselemendi sünteesist, oli see päev ajalukku läinud. Elemendile 43 leiti hiljem väga täpne nimetus: tehneetsium, mis tuleneb kreekakeelsest sõnast technetos – tehislik. Kas seda on kunagi võimalik märkimisväärses koguses hankida ja käes hoida? Peagi oli võimalik sellele küsimusele vastata positiivselt, kui avastati, et uraani lõhustumisel tekib suhteliselt suure saagisega isotoobid 43. Erilist tähelepanu pälvis isotoop massiarvuga 101 ja poolestusajaga 14 minutit. Eeldati, et Fermi aine, mille poolestusaeg on 13 minutit, kujuteldav element 93, pidi olema elemendi 43 isotoop.
Looduslikel radioaktiivsetel seeriatel on kindel vorm – keegi teine ei julgenud selles kahelda, eriti pärast uraan-235 massispektrograafilist identifitseerimist Dempsteri poolt. Uraani-aktiiniumi seerias oli aga nõrk koht. Peaaegu unustusehõlma jäetud "ebatäpsuse" märkamisest on möödunud üle kahekümne aasta. Aastatel 1913/1914 komistasid Inglise keemik Cranston ja Austria radioaktiivsuse uurijad Mayer, Hess ja Paneth aktiiniumi uurides seda lahknevust. Teadaolevalt muundub aktiinium beeta-emitterina radioaktiiniumiks, st tooriumi isotoobiks. Kui teadlased uurisid transformatsiooniprotsessi, täheldasid nad alati nõrka alfakiirgust. Selle jääkaktiivsuse (ligikaudu 1%) avastas ka Otto Hahn puhta aktiiniumi tootmise katsetes. "Ma ei suutnud sellele väikesele summale tähtsust omistada," ütles Khan hiljem. Ta uskus, et see oli tõenäoliselt ebapuhtus.
Palju aastaid hiljem. Prantsuse teadlane Marguerite Perey, Pariisi kuulsa raadiumiinstituudi töötaja, järgis taas seda rada, puhastas väga hoolikalt aktiiniumi fraktsioone ja suutis 1939. aasta septembris teatada uue radioaktiivse isotoobi edukast eraldamisest. See oli kaua puuduv element 87, see alfat kiirgav kõrvalsaadus, mis annab aktiiniumi jääkaktiivsuse ühe protsendi. Madame Perey leidis haru juba lõppenud seeriast, sest elemendi 87 isotoop muutub aktiiniumiks X samamoodi nagu tuntud radioaktiinium. Perey ettepanekul nimetati element 87 tema kodumaa auks frantsiumiks.
Tõsi, keemikud pole siiani saavutanud erilist edu elemendi 87 uurimisel. Lõppude lõpuks on kõik Prantsuse isotoobid lühiealised ja lagunevad millisekundite, sekundite või minutite jooksul. Sel põhjusel on element jäänud paljude keemiliste uuringute ja praktilise kasutamise jaoks "ebahuvitavaks". Vajadusel saadakse kunstlikult. Muidugi saab frantsiumi "saada" ka looduslikest allikatest, kuid see on kahtlane ettevõtmine: 1 g looduslikku uraani sisaldab ainult 10[-18] g frantsiumi!
Kui perioodilisustabel avastati, oli puudu 23 elementi, nüüd on puudu vaid kaks: 61 ja 85. Kuidas elementide jaht edasi läks? 1938. aasta suvel läks Emilio Segra taas Berkeleysse. Ta kavatses uurida elemendi 43 lühiealisi isotoope. Loomulikult tuli selliseid uuringuid teha kohapeal. Lühikese poolestusajaga isotoobid ei jääks Itaaliasse ellu viima. Niipea kui ta Berkeleysse jõudis, sai Segre teada, et fašistlikusse Itaaliasse naasmine oli rassilise terrori tõttu tema jaoks võimatuks muutunud. Segrè jäi Berkeleysse ja jätkas seal oma tööd.
Berkeleys oli võimsama tsüklotroni abil võimalik kiirendada alfaosakesi suure energiani. Pärast nn Coulombi interaktsiooniläve ületamist suutsid need alfaosakesed tungida isegi raskete aatomite tuumadesse. Nüüd nägi Segre võimalust muuta vismut, element 83, tundmatuks elemendiks 85. Koos ameeriklaste Corsoni ja Mackenziega pommitas ta vismuti tuumasid alfaosakestega energiaga 29 MeV, et viia läbi järgmine protsess:
Bi + He = X + 2n
Reaktsioon läks tõeks. Kui teadlased 1. märtsil 1940 oma esimese ühistöö lõpetasid, väljendasid nad ainult ettevaatlikult mõtet "elemendi 85 radioaktiivse isotoobi võimalikust tootmisest". Varsti pärast seda olid nad juba kindlad, et element 85 oli kunstlikult toodetud enne selle leidmist loodusest. Viimasel vedas, et seda tegid alles paar aastat hiljem inglanna Leigh-Smith ja Šveitsi Minder Berni Instituudist. Nad suutsid näidata, et element 85 moodustub tooriumi radioaktiivses reas kõrvalprotsessi tulemusena. Avatud elemendiks valisid nad nime Anglo-Helvetius, mida kritiseeriti kui verbaalset jama. Austria teadlane Karlik ja tema kaastööline Bernert leidsid elemendi 85 peagi ka teistest loodusliku radioaktiivsuse seeriatest, samuti kõrvalsaadusena. Sellele vaid jälgedes leiduvale elemendile nime andmise õigus jäi aga Segrèle ja tema kaastöölistele: nüüd nimetatakse seda astatiiniks, mis tähendab kreeka keeles ebastabiilset. Lõppude lõpuks on selle elemendi kõige stabiilsema isotoobi poolväärtusaeg vaid 8,3 tundi.
Selleks ajaks proovis ka professor Segre sünteesida elementi 61. Vahepeal selgus, et selle elemendi mõlemad naabrid perioodilisustabelis, neodüüm ja samarium, olid nõrgalt radioaktiivsed. Alguses tundus see üllatav, sest tol ajal arvati, et radioaktiivsus on omane kõige raskematele elementidele. Neodüüm, element 60, kiirgas beetakiirgust ja seepärast pidi see olema muudetud elemendiks 61. Et seda tundmatut keemilist elementi ei suudetud veel eraldada, oli tõenäoliselt tingitud selle kiirest radioaktiivsest lagunemisest. Mida teha? Siin oli lahendus jällegi soovitud elemendi kunstlik hankimine. Kuna elementi 61 looduses ei leitud, püüdsid füüsikud seda sünteesida.
Aastatel 1941/42 pommitasid Ohio osariigi ülikooli teadlased Lowe, Poole, Quill ja Kurbatov haruldaste muldmetallide elementi neodüümi tsüklotronis kiirendatud deuteronidega. Nad avastasid uue elemendi radioaktiivsed isotoobid, mida nad nimetasid tsükloniumiks. See oli aga filmile vaid jälg.
Millised olid Emilio Segra õnnestumised? Ta kiiritas alfakiirtega praseodüümi, elementi 59. Kuid tema sünteesitud elemendi 61 isotoopide töötlemine osutus liiga keeruliseks. Nende eraldamine teistest haruldaste muldmetallide elementidest ebaõnnestus.
Soomes teatati ühest ebaselgest uuringust. Veel 1935. aastal hakkas keemik Eremetse samariumi ja neodüümoksiidi segu kontsentraate analüüsima 61. elemendi loodusliku sisalduse määramiseks. Selleks töödeldi mitu tonni apatiiti.
61. elemendi võitluse esimene etapp oli viigiline. Isegi pakutud nimega "tsüklonium" oli võimatu nõustuda.
Viimane looduses leitud element enne selle kunstlikku sünteesimist oli francium (1939). Esimene sünteesitud keemiline element oli tehneetsium 1937. aastal. 2012. aasta seisuga on tuumasünteesi või lõhustumise teel sünteesitud elemente kuni ununoktsiumini aatomnumbriga 118 ning on püütud sünteesida järgmisi üliraskeid transuraanielemente. Uute transaktinoidide ja superaktinoidide süntees jätkub.
Tuntuimad laborid, mis on sünteesinud mitmeid uusi elemente ja mitukümmend või sadu uusi isotoope, on rahvuslabor. Lawrence Berkeley ja Livermore'i riiklik labor USA-s, NSVL/Venemaa Tuumauuringute Ühisinstituut (Dubna), Euroopa Helmholtzi raskete ioonide uurimiskeskus Saksamaal, Cambridge'i ülikooli Cavendishi labor Ühendkuningriigis, Jaapani füüsikaliste ja keemiliste uuringute instituut ja teised viimased aastakümneid on rahvusvahelised meeskonnad tegelenud elementide sünteesiga Ameerika, Saksamaa ja Venemaa keskustes.
- 1 Sünteesitud elementide avamine riigiti
- 1.1 NSVL, Venemaa
- 1.2 USA
- 1.3 Saksamaa
- 1.4 Vaidlustatud prioriteedid ja ühised tulemused
- 1.4.1 USA ja Itaalia
- 1.4.2 NSVL ja USA
- 1.4.3 Venemaa ja Saksamaa
- 1.4.4 Venemaa ja Jaapan
- 2 Märkused
- 3 Lingid
Sünteesitud elementide avastamine riigiti
NSVL, Venemaa
Elemendid nobeelium (102), fleroovium (114), ununpentsium (115), livermorium (116), ununseptium (117), ununoktsium (118) sünteesiti NSV Liidus ja Venemaal.
USA
USA-s on elemendid promeetium (61), astatiin (85), neptuunium (93), plutoonium (94), ameriitsium (95), kuurium (96), berkeel (97), kalifornium (98), einsteinium (99). , fermium (100), mendelevium (101), seaborgium (106).
Saksamaa
Saksamaal sünteesiti elemendid hassium (108), meitnerium (109), darmstadtium (110), roentgenium (111) ja koperitsium (112).
Vaidlustatud prioriteedid ja ühised tulemused
Mitme elemendi puhul on prioriteet samavõrra heaks kiidetud vastavalt IUPACi ja IUPAP-i ühiskomisjoni otsusele või jääb see vastuoluliseks:
USA ja Itaalia
Tehneetsium (43) – koostöötöö, mis on toodetud Californias Berkeleys asuvas kiirendis ja identifitseeritud keemiliselt Sitsiilias Palermos.
NSVL ja USA
Lawrencium (103), rutherfordium (104), dubnium (105).
Venemaa ja Saksamaa
Borius (107).
Venemaa ja Jaapan
Untriy (113).
Märkmed
- Emsley John. Nature's Building Blocks: A–Z Guide to the Elements. – Uus. – New York, NY: Oxford University Press, 2011. – ISBN 978-0-19-960563-7.
- Dubnas asuv instituut sai avastatud isotoopide arvu poolest maailmas neljandaks
- Isotoopide edetabel paljastab juhtivad laborid eng.
- http://flerovlab.jinr.ru/rus/elements.html
- 115. elemendi ajutine nimetus; on välja pakutud nimi Langevinia.
- 117. elemendi ajutine nimetus;
- 118. elemendi ajutine nimetus; Pakuti välja nimi Moskva.
- R. C. Barber et al. Transfermiumelementide avastamine (inglise) // Puhas ja rakenduskeemia. - 1993. - T. 65. - nr 8. - P. 1757-1814.
- Olen viimasel ajal korduvalt pidanud kirjutama olukorrast nõukogude teadlaste prioriteedi rikkumisega üliraskete sünteesil.
- Esmatähtsa kaitse kohta
- Keemia: perioodilisustabel: darmstadtium: ajalooline teave
- http://element114.narod.ru/Projects/ao-iupac.html
- Esmatähtsa kaitse kohta
- 113. elemendi ajutine nimetus; Välja on pakutud nimed becquerelia, japonium, rykenium ja nihonium.