Av de 26 for tiden kjente transuranelementene er 24 ikke funnet på planeten vår. De ble skapt av mennesket. Hvordan syntetiseres tunge og supertunge elementer?
Den første listen med trettitre antatte elementer, En tabell over stoffer som tilhører alle naturrikene, som kan betraktes som de enkleste bestanddelene av kropper, ble utgitt av Antoine Laurent Lavoisier i 1789. Sammen med oksygen, nitrogen, hydrogen, sytten metaller og flere andre virkelige elementer, dukket det opp lys, kalorier og noen oksider i den. Og da 80 år senere Mendeleev kom opp med det periodiske system, kjente kjemikere til 62 grunnstoffer. Ved begynnelsen av 1900-tallet ble det antatt at 92 grunnstoffer fantes i naturen - fra hydrogen til uran, selv om noen av dem ennå ikke var oppdaget, allerede på slutten av 1800-tallet antok forskerne eksistensen av grunnstoffer. etter uran i det periodiske system (transuraner), men det var umulig å finne dem. Det er nå kjent at jordskorpen inneholder spormengder av grunnstoffene 93 og 94 - neptunium og plutonium. Men historisk sett ble disse elementene først oppnådd kunstig og først da oppdaget i sammensetningen av mineraler.
Av de 94 første grunnstoffene har 83 enten stabile eller langlivede isotoper, hvis halveringstider er sammenlignbare med solsystemets alder (de kom til planeten vår fra en protoplanetær sky). Levetiden til de resterende 11 naturlige elementene er mye kortere, og derfor vises de i jordskorpen bare som et resultat av radioaktivt forfall i kort tid. Men hva med alle de andre elementene, fra 95 til 118? Det er ingen på planeten vår. Alle ble oppnådd kunstig.
Den første kunstige
Opprettelsen av kunstige elementer har en lang historie. Den grunnleggende muligheten for dette ble tydelig i 1932, da Werner Heisenberg og Dmitry Ivanenko kom til den konklusjon at atomkjerner består av protoner og nøytroner. To år senere forsøkte Enrico Fermis gruppe å produsere transuraner ved å bestråle uran med langsomme nøytroner. Det ble antatt at urankjernen ville fange ett eller to nøytroner, hvoretter den ville gjennomgå beta-forfall for å produsere grunnstoffene 93 eller 94. De skyndte seg til og med å kunngjøre oppdagelsen av transuraner, som Fermi kalte ausonium og hesperium i sin Nobeltale i 1938. Imidlertid viste de tyske radiokjemikerne Otto Hahn og Fritz Strassmann, sammen med den østerrikske fysikeren Lise Meitner, snart at Fermi tok feil: disse nuklidene var isotoper av allerede kjente grunnstoffer, et resultat av spaltningen av urankjerner i par av fragmenter med omtrent samme masse . Det var denne oppdagelsen, gjort i desember 1938, som gjorde det mulig å lage en atomreaktor og en atombombe. Det første grunnstoffet som ble syntetisert var ikke transuran i det hele tatt, men ecamangane, forutsagt av Mendeleev. De søkte etter det i forskjellige malmer, men til ingen nytte. Og i 1937 ble ecamanganese, senere kalt technetium (fra gresk ??? - kunstig) oppnådd ved å skyte deuteriumkjerner mot et molybdenmål, akselerert i en syklotron ved Lawrence Berkeley National Laboratory.
Lette prosjektiler
Elementene 93 til 101 ble oppnådd ved interaksjon av urankjerner eller påfølgende transurankjerner med nøytroner, deuteroner (deuteriumkjerner) eller alfapartikler (heliumkjerner). Den første suksessen her ble oppnådd av amerikanerne Edwin McMillan og Philip Abelson, som i 1940 syntetiserte neptunium-239, og arbeidet med Fermis idé: fangst av langsomme nøytroner av uran-238 og den påfølgende beta-nedbrytning av uran-239. Det 94. grunnstoffet - plutonium - ble oppdaget for første gang mens de studerte beta-forfallet til neptunium-238 oppnådd ved deuteron-bombardement av uran ved syklotronen ved University of California i Berkeley tidlig i 1941. Og det ble snart klart at plutonium-239, under påvirkning av langsomme nøytroner, er spaltbart ikke verre enn uran-235 og kan tjene som fylling av en atombombe. Derfor ble all informasjon om produksjonen og egenskapene til dette elementet klassifisert, og en artikkel av MacMillan, Glenn Seaborg (for deres oppdagelser delte de Nobelprisen i 1951) og deres kolleger med en melding om det andre transuranet dukket opp på trykk først i 1946 Amerikanske myndigheter i nesten seks år Publiseringen av funnet av det 95. grunnstoffet, americium, som på slutten av 1944 ble isolert av Seaborgs gruppe fra produktene av nøytronbombardement av plutonium i en atomreaktor, ble også forsinket. Noen måneder tidligere oppnådde fysikere fra samme team den første isotopen av element 96 med en atomvekt på 242, syntetisert ved å bombardere uran-239 med akselererte alfapartikler. Det ble kåret til curium som en anerkjennelse for de vitenskapelige prestasjonene til Pierre og Marie Curie, og åpnet dermed tradisjonen med å navngi transuraner til ære for klassikerne innen fysikk og kjemi tre elementer til, 97, 98 og 101. De to første ble oppkalt etter deres fødested - berkelium og californium. Berkeley ble syntetisert i desember 1949 ved å bombardere et americium-mål med alfapartikler, og californium to måneder senere ved det samme bombardementet av curium. Elementene 99. og 100., einsteinium og fermium, ble oppdaget under radiokjemisk analyse av prøver samlet i Eniwetak-atollen, hvor amerikanerne 1. november 1952 detonerte en ti-megatonn termonukleær ladning "Mike", skallet som var laget av uran-238. Under eksplosjonen absorberte urankjerner opptil femten nøytroner, hvoretter de gjennomgikk kjeder av beta-forfall, noe som førte til dannelsen av disse elementene. Element 101, mendelevium, ble oppdaget tidlig i 1955. Seaborg, Albert Ghiorso, Bernard Harvey, Gregory Choppin og Stanley Thomson utsatte alfapartikkelbombardement for omtrent en milliard (dette er veldig lite, men det var rett og slett ikke flere) einsteiniumatomer elektrolytisk avsatt på gullfolie. Til tross for den ekstremt høye stråletettheten (60 billioner alfapartikler per sekund), ble det kun oppnådd 17 mendeleviumatomer, men deres stråling og kjemiske egenskaper ble bestemt.
Tunge ioner
Mendelevium var det siste transuranet som ble produsert ved bruk av nøytroner, deuteroner eller alfapartikler. For å oppnå følgende elementer ble det nødvendig med mål fra element nummer 100 - fermium, som den gang var umulig å produsere (selv nå i atomreaktorer oppnås fermium i nanogrammengder Forskere tok en annen rute: de brukte ioniserte atomer, hvis kjerner inneholder). mer enn to protoner, for å bombardere mål kalles de tunge ioner). For å akselerere ionestråler var det nødvendig med spesialiserte akseleratorer. Den første slike maskinen, HILAC (Heavy Ion Linear Accelerator), ble lansert i Berkeley i 1957, den andre, U-300 syklotronen, ble lansert ved Laboratory of Nuclear Reactions ved Joint Institute for Nuclear Research i Dubna i 1960. Senere ble kraftigere U-400 og U-400M enheter satt i drift i Dubna. En annen UNILAC (Universal Linear Accelerator)-akselerator har vært i drift ved det tyske Helmholtz-senteret for forskning på tunge ioner i Wickhausen, et av Darmstadt-distriktene, siden slutten av 1975. Under bombardementet av mål laget av bly, vismut, uran eller transuran med tunge ioner, svært eksiterte (varme) kjerner som enten faller fra hverandre eller frigjør overflødig energi gjennom emisjon (fordamping) av nøytroner. Noen ganger sender disse kjernene ut en eller to nøytroner, hvoretter de gjennomgår andre transformasjoner - for eksempel alfa-forfall. Denne typen syntese kalles kulde. I Darmstadt ble det med dens hjelp oppnådd elementer med tall fra 107 (borium) til 112 (copernicium). På samme måte, i 2004, skapte japanske fysikere ett atom av det 113. elementet (et år tidligere ble det oppnådd i Dubna). Under varm fusjon mister nyfødte kjerner flere nøytroner - fra tre til fem. På denne måten syntetiserte Berkeley og Dubna elementer fra 102 (nobelium) til 106 (seaborgium, til ære for Glenn Seaborg, under hvis ledelse ni nye elementer ble opprettet). Senere, i Dubna, ble seks av de mest massive supertungvektere laget på denne måten - fra 113. til 118. International Union of Pure and Applied Chemistry (IUPAC) har så langt bare godkjent navnene på det 114. (flerovium) og 116. (livermorium) grunnstoff.
Bare tre atomer
Det 118. elementet med det midlertidige navnet ununoctium og symbolet Uuo (i henhold til IUPAC-reglene er midlertidige navn på elementer dannet fra de latinske og greske røttene til navnene på sifrene i deres atomnummer, un-un-oct (ium) - 118) ble opprettet av felles innsats fra to vitenskapelige grupper: Dubna under ledelse av Yuri Oganesyan og Livermore National Laboratory under ledelse av Kenton Moody, en student ved Seaborg. Ununoctium ligger under radon i det periodiske system og kan derfor være en edelgass. Imidlertid er dens kjemiske egenskaper ennå ikke bestemt, siden fysikere har skapt bare tre atomer av dette elementet med et massetall på 294 (118 protoner, 176 nøytroner) og en halveringstid på omtrent et millisekund: to i 2002 og en i 2005. De ble oppnådd ved å bombardere et mål laget av California-249 (98 protoner, 151 nøytroner) med ioner av den tunge isotopen av kalsium med en atommasse på 48 (20 protoner og 28 nøytroner), akselerert i U-400-akseleratoren. Det totale antallet kalsium "kuler" var 4,1x1019, så produktiviteten til Dubna "ununoctium generator" er ekstremt lav. Imidlertid, ifølge Kenton Moody, er U-400 den eneste maskinen i verden som det var mulig å syntetisere det 118. elementet på. brukes til å modellere egenskapene til supertunge kjerner. Spesielt arbeidet med syntesen av det 118. elementet gjorde det mulig å forkaste flere tidligere modeller, minnes Kenton Moody. – Vi laget målet fra californium, siden tyngre grunnstoffer ikke var tilgjengelig i de nødvendige mengder. Kalsium-48 inneholder åtte ekstra nøytroner sammenlignet med hovedisotopen kalsium-40. Da kjernen smeltet sammen med californium-kjernen, ble det dannet kjerner med 179 nøytroner. De var i svært begeistrede og derfor spesielt ustabile tilstander, som de raskt dukket opp fra og kastet ut nøytroner. Som et resultat oppnådde vi en isotop av element 118 med 176 nøytroner. Og disse var ekte nøytrale atomer med et fullt sett med elektroner! Hvis de hadde levd litt lenger, ville det vært mulig å bedømme deres kjemiske egenskaper.»
Metusalem nummer 117
Element 117, også kjent som ununseptium, ble oppnådd senere - i mars 2010. Dette elementet ble født på den samme U-400-maskinen, hvor kalsium-48-ioner som før ble skutt mot et mål laget av berkelium-249, syntetisert ved Oak Ridge National Laboratory. Da berkelium- og kalsiumkjerner kolliderte, dukket det opp sterkt eksiterte ununseptium-297-kjerner (117 protoner og 180 nøytroner). Eksperimentørene klarte å skaffe seks kjerner, hvorav fem fordampet fire nøytroner hver og ble til ununseptium-293, og resten sendte ut tre nøytroner og ga opphav til ununseptium-294. Halveringstiden til den lettere isotopen er 14 millisekunder, og den tyngre er hele 78 millisekunder! I 2012 oppnådde Dubna-fysikere fem flere atomer av ununseptium-293, og senere flere atomer av begge isotoper. Våren 2014 rapporterte forskere fra Darmstadt om syntesen av fire kjerner av element 117, hvorav to hadde en atommasse på 294. Halveringstiden til dette "tunge" ununseptium, målt av tyske forskere, var omtrent 51 millisekunder ( dette stemmer godt overens med estimatene til forskere fra Dubna) Nå i Darmstadt forbereder de et prosjekt for en ny lineær akselerator av tunge ioner på superledende magneter, som vil tillate syntese av elementene 119 og 120. Lignende planer implementeres i Dubna, hvor en ny syklotron DS-280 bygges. Det er mulig at syntesen av nye supertunge transuraner vil bli mulig om bare noen få år. Og etableringen av det 120. eller til og med det 126. elementet med 184 nøytroner og oppdagelsen av stabilitetsøya vil bli en realitet.
Langt liv på stabilitetens øy
Inne i kjerner er det proton- og nøytronskall, noe som ligner på elektronskall til atomer. Kjerner med fullstendig fylte skall er spesielt motstandsdyktige mot spontane transformasjoner. Antallet nøytroner og protoner som tilsvarer slike skjell kalles magi. Noen av dem har blitt bestemt eksperimentelt - disse er 2, 8, 20 og 28.Skallmodeller gjør det mulig å beregne de "magiske tallene" til supertunge kjerner teoretisk - men uten fullstendig garanti. Det er grunn til å forvente at nøytrontallet 184 vil være magisk. Det kan tilsvare protontall 114, 120 og 126, og sistnevnte må igjen være magisk. Hvis dette er tilfelle, vil isotopene til de 114., 120. og 126. elementene, som inneholder 184 nøytroner hver, leve mye lenger enn naboene i det periodiske systemet - minutter, timer eller til og med år (dette området av tabellen er vanligvis kalt stabilitetens øy). Forskere setter sitt største håp til den siste isotopen med en dobbelt magisk kjerne.
Dubninsky-metoden
Når et tungt ion kommer inn i området av kjernekraftene til målet, kan det dannes en sammensatt kjerne i en eksitert tilstand. Den forfaller enten til fragmenter med omtrent lik masse, eller sender ut (fordamper) flere nøytroner og går over i grunntilstanden (ueksitert).
"Elementene 113 til 118 ble laget basert på en bemerkelsesverdig metode utviklet i Dubna under ledelse av Yuri Oganesyan," forklarer Darmstadt-teammedlem Alexander Yakushev. – I stedet for nikkel og sink, som ble brukt til å skyte mot mål i Darmstadt, tok Oganesyan en isotop med mye lavere atommasse – kalsium-48. Faktum er at bruken av lette kjerner øker sannsynligheten for deres fusjon med målkjerner. Kalsium-48-kjernen er også dobbelt magisk, siden den er sammensatt av 20 protoner og 28 nøytroner. Derfor bidro Oganesyans valg i stor grad til overlevelsen av de sammensatte kjernene som oppstår når målet skytes mot. Tross alt kan en kjerne kaste flere nøytroner og gi opphav til et nytt transuran bare hvis det ikke faller fra hverandre i fragmenter umiddelbart etter fødselen. For å syntetisere supertunge grunnstoffer på denne måten laget Dubna-fysikere mål fra transuran produsert i USA - først plutonium, deretter americium, curium, californium og til slutt berkelium. Kalsium-48 i naturen er bare 0,7%. Det ekstraheres ved hjelp av elektromagnetiske separatorer, som er en kostbar prosedyre. Ett milligram av denne isotopen koster rundt 200 dollar. Denne mengden er nok til en time eller to med beskytning av et mål, og eksperimenter varer i flere måneder. Målene i seg selv er enda dyrere, prisen deres når en million dollar. Å betale strømregninger koster også en pen krone - tunge ioneakseleratorer bruker megawatt strøm. Generelt er syntesen av supertunge elementer ikke en billig nytelse."
34.Struktur av kjemiske elementer, syntese av transuranelementer.
I 1861, den fremragende russiske kjemikeren A.M
skapte og underbygget teorien om materiens kjemiske struktur, iht
der egenskapene til stoffer bestemmes av rekkefølgen av bindingene til atomene i
molekyler og deres gjensidige påvirkning. I 1869 oppdaget D.I. Mendeleev9
en av naturvitenskapens grunnleggende lover er den periodiske loven
kjemiske elementer, hvis moderne formulering er som følger:
egenskapene til kjemiske elementer avhenger periodisk av den elektriske ladningen til kjernene deres.
35. Atommolekylær "konstruktør" av materiens struktur. Forskjellen mellom fysiske og kjemiske tilnærminger for å studere egenskapene til materie.
Et atom er den minste partikkelen i et gitt kjemisk grunnstoff. Alle atomer som eksisterer i naturen er representert i Mendeleevs periodiske system av elementer.
Atomer er koblet til et molekyl gjennom kjemiske bindinger basert på elektrisk interaksjon. Antall atomer i et molekyl kan variere. Et molekyl kan bestå av ett atom, to, tre eller til og med flere hundre atomer.
Eksempler på diatomiske molekyler inkluderer CO, NO, O 2, H 2, triatomiske molekyler - CO 2, H 2 O, SO 2, tetraatomiske molekyler - NH 3. Et molekyl består altså av ett eller flere atomer av ett eller forskjellige kjemiske elementer.
Et molekyl kan defineres som den minste partikkelen av et gitt stoff som har sine kjemiske egenskaper. Mellom molekylene til enhver kropp er det samspillskrefter - tiltrekning og frastøting. Tiltrekningskreftene sikrer eksistensen av kroppen som helhet. For å dele kroppen i deler må det gjøres en betydelig innsats. Eksistensen av frastøtende krefter mellom molekyler avsløres når det gjøres et forsøk på å komprimere en kropp.
40. Kosmologiens hovedoppgaver. Løser spørsmålet om universets opprinnelse på forskjellige stadier av utviklingen av sivilisasjonen.
Kosmologi er studiet av de fysiske egenskapene til universet som helhet. Spesielt målet er å lage en teori om hele området i rommet dekket av astronomiske observasjoner, som vanligvis kalles Metagalaxy.
Som kjent fører relativitetsteorien til konklusjonen at tilstedeværelsen av store masser påvirker egenskapene til rom-tid. Egenskapene til det vanlige euklidiske rommet (for eksempel summen av vinklene til en trekant, egenskapene til parallelle linjer) endres nær store masser eller, som de sier, rommet "kurver." Denne krumningen av rommet skapt av individuelle masser (for eksempel stjerner) er veldig liten.
Dermed bør det forventes at på grunn av krumningen av rommet, bør en lysstråle nær solen endre retning. Nøyaktige målinger av posisjonene til stjerner nær Solen og tidspunktet for totale solformørkelser gjør det mulig å fange denne effekten, men ved grensen for målenøyaktighet.
Imidlertid kan den totale effekten av de graviterende (det vil si å ha tiltrekning) massene til alle galakser og supergalakser forårsake en viss krumning av rommet som helhet, noe som vil påvirke egenskapene betydelig, og følgelig utviklingen av hele universet.
Selv selve formuleringen av problemet med å bestemme (basert på relativitetslovene) egenskapene til rom og tid med en vilkårlig fordeling av masser er ekstremt vanskelig. Derfor vurderes vanligvis noen omtrentlige skjemaer kalt modeller av universet.
De enkleste av dem er basert på antagelsen om at materie i universet på store skalaer er fordelt likt (homogenitet), og egenskapene til rommet er de samme i alle retninger (isotropi). Et slikt rom må ha en viss krumning, og de tilsvarende modellene kalles
homogene isotrope modeller av universet.
Løsninger av Einsteins gravitasjonsligninger for tilfellet med en homogen isotrop
modeller viser at avstandene mellom individuelle heterogeniteter, if
utelukke deres individuelle kaotiske bevegelser (spesielle hastigheter), kan ikke forbli konstant: Universet må enten trekke seg sammen, eller,
i samsvar med observasjoner, utvide. Hvis vi ser bort fra de særegne hastighetene
galakser, så er hastigheten for gjensidig fjerning av to kropper i universet større, jo større avstanden er mellom dem. For relativt små avstander er denne avhengigheten lineær, og proporsjonalitetskoeffisienten er Hubble-konstanten. Av det ovenstående følger det at avstanden mellom ethvert par kropper er en funksjon av tid. Formen til denne funksjonen avhenger av tegnet på krumningen av rommet. Hvis krumningen er negativ, utvider "universet" seg hele tiden. Ved null krumning, tilsvarende; Euklidisk rom, ekspansjon skjer med en nedgang, og ekspansjonshastigheten har en tendens til null. Til slutt må utvidelsen av "universet", som har positiv krumning, vike for kompresjon i en eller annen epoke.
I sistnevnte tilfelle, på grunn av ikke-euklidisk geometri, må plassen være
endelig, dvs. ha et visst begrenset volum til enhver tid,
et begrenset antall stjerner, galakser osv. Imidlertid, "grensene" til universet, naturligvis,
kan ikke være det i alle fall.
En todimensjonal modell av et slikt lukket tredimensjonalt rom er
overflaten til den oppblåste ballongen. Galakser i denne modellen er avbildet som flate
figurer tegnet på overflaten. Når ballen strekker seg, øker overflatearealet og avstanden mellom figurene. Selv om en slik ball i prinsippet kan vokse ubegrenset, er overflatearealet begrenset til enhver tid.
I dets todimensjonale rom (overflate) er det imidlertid ingen grenser. Krumningen av rommet i en homogen isotrop modell avhenger av verdien av stoffets gjennomsnittlige tetthet Hvis tettheten er mindre enn en viss kritisk verdi, er krumningen negativ og det første tilfellet oppstår. Det andre tilfellet (nullkurvatur) oppstår ved en kritisk tetthetsverdi. Til slutt, når tettheten er større enn den kritiske ¾, er krumningen positiv (tredje tilfelle). Under ekspansjonsprosessen kan den absolutte verdien av krumning endres, men dens tegn
forblir konstant.
Den kritiske tetthetsverdien uttrykkes gjennom Hubble-konstanten H og gravitasjonskonstanten f som følger: ved H = 55 km/sek × Mpc, r cr = 5 × 10-30 g/cm3 Tar hensyn til alle massene som er kjent i Metagalaxy-ledningene til et estimat av gjennomsnittlig tetthet på ca. 5× 10-31 g/cm3
Dette er imidlertid åpenbart en nedre grense, siden massen til det usynlige mediet mellom galakser ennå ikke er kjent. Det eksisterende tetthetsestimatet gir derfor ikke grunnlag for å bedømme tegnet på krumningen til det virkelige rommet.
I prinsippet er andre måter å empirisk velge den mest realistiske modellen av universet på, basert på å bestemme rødforskyvningen til de fjerneste objektene (hvorfra lyset som nådde oss ble sendt ut for hundrevis av millioner og milliarder av år siden) og sammenligne disse hastighetene med avstander til gjenstander funnet med andre metoder. Faktisk, på denne måten bestemmes endringen i ekspansjonshastighet over tid fra observasjon. Moderne observasjoner er ennå ikke så nøyaktige at man trygt kan bedømme tegnet på rommets krumning. Vi kan bare si at krumningen av rommet i universet er nær null.
Hubble-konstanten, som spiller en så viktig rolle i teorien om homogen isotrop
Universet har en merkelig fysisk betydning. For å avklare det, bør du
vær oppmerksom på at den gjensidige størrelsen 1/H har dimensjonen tid og
lik 1/H = 6×1017 sek eller 20 milliarder år. Det er lett å finne ut hva det er
tidsperioden som kreves for utvidelsen av Metagalaxy til dens nåværende tilstand, forutsatt at ekspansjonshastigheten ikke endret seg i fortiden. Spørsmålet om konstantheten til denne hastigheten, av de foregående og påfølgende (i forhold til de moderne) stadiene av universets utvidelse er fortsatt dårlig forstått.
Bekreftelsen på at universet faktisk en gang var i en spesiell tilstand er den kosmiske radiostrålingen som ble oppdaget i 1965, kalt reliktstråling (dvs. reststråling). Spekteret er termisk og gjengir Planck-kurven for en temperatur på omtrent 3 °K. [Merk at, i henhold til formelen, forekommer maksimum av slik stråling ved en bølgelengde på omtrent 1 mm, nær rekkevidden av det elektromagnetiske spekteret som er tilgjengelig for observasjoner fra jorden.
Et karakteristisk trekk ved den kosmiske mikrobølgebakgrunnsstrålingen er dens ensartethet
intensitet i alle retninger (isotropi). Det var dette faktum som gjorde det mulig å isolere så svak stråling at den ikke kunne assosieres med noe objekt eller område på himmelen.
Navnet "reliktstråling" er gitt fordi denne strålingen må være en rest
stråling av universet, som eksisterte i en tid med høy tetthet, da den
var ugjennomsiktig for sin egen stråling. Beregning viser at dette bør
fant sted ved en tetthet r > 10-20 g/cm3 (gjennomsnittlig konsentrasjon av atomer
ca. 104 cm -3), dvs. da tettheten var en milliard ganger høyere enn i dag.
Siden tettheten varierer omvendt proporsjonalt med kuben til radius, da, forutsatt
utvidelsen av universet i fortiden er den samme som nå, det får vi i tiden
opasitet var alle avstander i universet 1000 ganger mindre. Bølgelengden l var like mange ganger mindre. Derfor hadde kvanter, som nå har en bølgelengde på 1 mm, tidligere en bølgelengde på ca. 1 μ, tilsvarende maksimal stråling ved en temperatur på ca. 3000 °K.
Således er eksistensen av kosmisk mikrobølgebakgrunnsstråling ikke bare en indikasjon på den høye tettheten til universet i fortiden, men også på dets høye temperatur (den "varme" modellen av universet).
Om hvorvidt universet var i enda tettere tilstander, akkompagnert av
betydelig høyere temperaturer, kunne man i prinsippet bedømme etter
basert på en lignende studie av relikvienøytrinoer. For dem, opasitet
Universet skulle oppstå ved tettheter r" 107 g/cm3, som bare kunne være
på relativt tidlige stadier av universets utvikling. Som i saken
kosmisk mikrobølgebakgrunnsstråling, når universet går inn på grunn av ekspansjon
tilstand med lavere tetthet, slutter nøytrinoer å samhandle med resten av materien, som om de "bryter seg løs" fra den, og gjennomgår deretter bare et kosmologisk rødt skifte på grunn av ekspansjon. Dessverre er det lite sannsynlig at deteksjonen av slike nøytrinoer, som for øyeblikket må ha en energi på bare noen få ti tusendeler av en elektronvolt, vil bli utført i nær fremtid.
Kosmologi lar oss i prinsippet få en ide om det mest generelle
lovene for universets struktur og utvikling. Det er lett å forstå hvor stort
Denne delen av astronomi er viktig for dannelsen av korrekt
materialistisk verdensbilde. Ved å studere lovene til hele universet som helhet forstår vi enda dypere egenskapene til materie, rom og tid. Noen av dem,
for eksempel egenskapene til virkelig fysisk rom og tid i stort
skalaer, kan bare studeres innenfor rammen av kosmologi. Derfor er resultatene av største betydning ikke bare for astronomi og fysikk, som får muligheten til å klargjøre sine lover, men også for filosofien, som tilegner seg omfattende materiale for å generalisere den materielle verdens lover.
Syntese av elementer
Tilbake på begynnelsen av 40-tallet prøvde de å bruke ideen om Big Bang for å forklare opprinnelsen til kjemiske elementer. Amerikanske forskere R. Alpher, G. Gamow og R. Herman antydet at universet på de tidligste stadiene av sin eksistens var en klump av supertett nøytrongass (eller, som de kalte det, "ilema"). Senere ble det imidlertid vist at en rekke tunge grunnstoffer kunne dannes i det indre av stjerner på grunn av sykluser av kjernefysiske reaksjoner, så behovet for "ilem" så ut til å forsvinne.
Avklaring av den kjemiske sammensetningen av kosmos førte snart til kontrovers. Hvis vi beregner hvor mye hydrogen i stjernene i galaksen vår skulle ha "brent ut" til helium i løpet av dens eksistens (10 milliarder år), viser det seg at den observerte mengden helium er 20 ganger større enn den oppnådd ifølge teoretiske beregninger. Dette betyr at kilden til heliumdannelse ikke bare bør være syntesen i stjernedypet, men også noen andre, veldig kraftige prosesser. Til slutt måtte vi vende tilbake til ideen om Big Bang og se etter en kilde til overflødig helium i den. Denne gangen falt suksessen til de berømte sovjetiske vitenskapsmennene akademiker Ya B. Zeldovich og I. D. Novikov, som i en serie detaljerte arbeider underbygget teorien om Big Bang og det ekspanderende universet. Ya. V. Zeldovich, I. D. Novikov. Universets struktur og utvikling. M., Nauka, 1975). Hovedbestemmelsene i denne teorien er som følger.
Utvidelsen av universet begynte med svært høy tetthet og svært høy temperatur. Ved begynnelsen av sin eksistens lignet universet på et laboratorium med høye energier og høye temperaturer. Men dette var selvfølgelig et laboratorium som ikke hadde noen jordiske analogier.
Selve "begynnelsen" av universet, dvs. dets tilstand, som ifølge teoretiske beregninger tilsvarer en radius nær null, unnslipper så langt til og med teoretisk representasjon. Faktum er at ligningene til relativistisk astrofysikk forblir gyldige opp til en tetthet i størrelsesorden 10 93 g/cm3. Universet, komprimert til en slik tetthet, hadde en gang en radius på omtrent en ti milliarddels centimeter, det vil si at det var sammenlignbart i størrelse med et proton! Temperaturen på dette mikrouniverset, som forresten veide ikke mindre enn 10 51 tonn, var utrolig høy og tilsynelatende nær 10 32 grader. Slik så universet ut som en ubetydelig brøkdel av et sekund etter starten på "eksplosjonen". Ved selve "begynnelsen" går både tetthet og temperatur til uendelig, det vil si at denne "begynnelsen", ved bruk av matematisk terminologi, er det spesielle "entall" punktet som ligningene til moderne teoretisk fysikk mister sin fysiske betydning for. Men dette betyr ikke at det ikke var noe før "begynnelsen": vi kan rett og slett ikke forestille oss Hva var før den konvensjonelle "begynnelsen" av universet.
I livet vårt er et sekund et ubetydelig intervall. I de aller første øyeblikkene av universets liv (konvensjonelt regnet fra "begynnelsen") utspant seg mange hendelser i løpet av det første sekundet. Begrepet "utvidelse" virker her for svakt og derfor upassende. Nei, det var ikke en utvidelse, men en kraftig eksplosjon.
Ved slutten av hundre tusendels sekund etter "begynnelsen" inneholdt universet i sitt mikrovolum en blanding av elementære partikler: nukleoner og antinukleoner, elektroner og positroner, så vel som mesoner, lyskvanter (fotoner). I denne blandingen, ifølge Ya B. Zeldovich, var det sannsynligvis hypotetiske (foreløpig) gravitoner og kvarker (. Gravitoner og kvarker er hypotetiske partikler; interaksjonen mellom gravitoner og andre partikler bestemmer gravitasjonsfeltet (disse er kvanter av gravitasjonsfeltet); kvarker er de "grunnleggende byggesteinene", hvis kombinasjoner gir opphav til alle forskjellige partikler. Det er brukt mye krefter og penger på å oppdage kvarker, men de er ennå ikke funnet), men hovedrollen tilhørte fortsatt tilsynelatende nøytrinoer.
Da universets "alder" var en ti tusendels sekund, var dens gjennomsnittlige tetthet (10 14 g/cm3) allerede nær tettheten til atomkjerner, og temperaturen falt til omtrent flere milliarder grader. På dette tidspunktet hadde nukleoner og antinukleoner allerede klart å utslette, det vil si gjensidig ødelagt, og bli til kvanter av hard stråling. Bare antallet nøytrinoer produsert under samspillet mellom partikler ble opprettholdt og økt, siden nøytrinoer samhandler svakest med andre partikler. Dette voksende "havet" av nøytrinoer isolerte de lengstlevende partiklene - protoner og nøytroner - fra hverandre og forårsaket transformasjonen av protoner og nøytroner til hverandre og fødselen av elektron-positron-par. Det er uklart hva som forårsaker den påfølgende overvekten av partikler og det lille antallet antipartikler i vår verden. Kanskje av en eller annen grunn var det en innledende asymmetri: antallet antipartikler var alltid mindre enn antallet partikler, eller, som noen forskere tror, takket være en ennå ukjent separasjonsmekanisme, ble partikler og antipartikler sortert, konsentrert i forskjellige deler av universet, og antipartikler et sted som at de dominerer (som partikler dominerer i vår verden), og danner en antiverden.
I følge Ya B. Zeldovich, "for øyeblikket er det kvanter igjen i universet som vi observerer, så vel som nøytrinoer og gravitoner, som vi ikke kan observere med moderne midler og sannsynligvis ikke vil være i stand til å observere for mange. år."
La oss fortsette sitatet:
"Så, over tid "dør alle partikler i universet ut", bare kvanter gjenstår. Dette er riktig til innenfor en hundre milliontedel. Men i virkeligheten er det ett proton eller nøytron for hver hundre millioner kvanter. Disse partiklene er bevart fordi de - de gjenværende partiklene - ikke har noe å utslette med (til å begynne med ble nukleoner, protoner og nøytroner utslettet med antipartiklene). Det er få av dem, men det er fra disse partiklene, og ikke fra kvanter, at jorden og planetene, solen og stjernene består" ( Earth and Universe, 1969, nr. 3, s. 8 (Ya. B. Zeldovich. Hot Universe)).
Da universets alder nådde en tredjedel av et sekund, falt tettheten til 10 7 g/cm3, og temperaturen falt til 30 milliarder grader. I dette øyeblikket, ifølge akademiker V.L. Ginzburg, skilles nøytrinoer fra nukleoner og absorberes ikke lenger av dem. I dag bør disse "primære" nøytrinoene som reiser i verdensrommet ha en energi på bare noen få ti tusendeler av en elektronvolt. Vi vet ikke hvordan vi skal oppdage slike nøytrinoer: For å gjøre dette må følsomheten til moderne utstyr økes hundretusenvis av ganger. Hvis dette noen gang kan gjøres, vil "primære" nøytrinoer gi oss verdifull informasjon om det første sekundet av universets liv.
Ved slutten av det første sekundet hadde universet utvidet seg til en størrelse omtrent hundre ganger større enn størrelsen på det moderne solsystemet, hvis diameter er 15 milliarder km. Nå er tettheten av stoffet 1 t/cm3, og temperaturen er omtrent 10 milliarder grader. Ingenting her ligner på moderne plass ennå. Det er ingen atomer og atomkjerner som er kjent for oss, og det er ingen stabile elementærpartikler.
Bare 0,9 sekunder tidligere, ved en temperatur på 100 milliarder grader, var det like mange protoner og nøytroner. Men etter hvert som temperaturen sank, forfalt de tyngre nøytronene til protoner, elektroner og nøytrinoer. Dette betyr at antallet protoner i universet har økt jevnt og trutt, og antallet nøytroner har gått ned.
Universets alder er tre og et halvt minutt. Teoretiske beregninger fastsetter temperaturen i dette øyeblikket til 1 milliard grader, og tettheten er allerede hundre ganger mindre enn tettheten til vann. Størrelsen på universet på bare tre og et halvt minutt økte fra nesten null til 40 sv. år ( For utvidelse av rommet er ikke lysets hastighet grensen). Det ble skapt forhold under hvilke protoner og nøytroner begynte å kombineres til kjernene til de letteste grunnstoffene, hovedsakelig hydrogen. Noe stabilisering skjer, og mot slutten av det fjerde minuttet fra begynnelsen av den "første eksplosjonen" besto universet av 70% hydrogen og 30% helium i masse. Dette var sannsynligvis den opprinnelige sammensetningen av de eldste stjernene. Tyngre grunnstoffer oppsto senere som et resultat av prosesser som skjer i stjerner.
Universets videre historie er roligere enn dens turbulente begynnelse. Utvidelseshastigheten ble gradvis redusert, temperaturen, i likhet med den gjennomsnittlige tettheten, sank gradvis, og da universet var en million år gammelt, ble temperaturen så lav (3500 grader Kelvin) at protoner og kjerner av heliumatomer allerede kunne fange fri. elektroner og blir til nøytrale atomer. Fra dette øyeblikket begynner i hovedsak det moderne stadiet av universets utvikling. Galakser, stjerner, planeter dukker opp. Til slutt, etter mange milliarder år, ble universet slik vi ser det.
Kanskje noen av leserne, forbløffet over de kolossale tallene, langt fra den vanlige virkeligheten, vil tro at universets historie, tegnet i de mest generelle termer, bare er en teoretisk abstraksjon, langt fra virkeligheten. Men det er ikke sant. Teorien om ekspanderende univers forklarer lavkonjunkturen til galakser. Det bekreftes av mange moderne data om verdensrommet. Til slutt ble det nylig funnet en annen svært overbevisende eksperimentell bekreftelse på den supervarme tilstanden til det gamle universet.
Det primære plasmaet som opprinnelig fylte universet besto av elementærpartikler og strålingskvanter, eller fotoner – det var den såkalte fotongassen. Til å begynne med var strålingstettheten i "mikrouniverset" veldig høy, men etter hvert som den utvidet seg, ble "fotongassen" gradvis avkjølt. Dette vil avkjøle den varme luften inne i et kontinuerlig ekspanderende lukket volum.
I dag er det bare subtile spor igjen av den primære "varmen". Energien til kvantene til den primære "fotongassen" har sunket til en verdi som tilsvarer en temperatur bare noen få grader over absolutt null. I dag bør den primære "foton-gassen" sende ut mest intenst i centimeters radiorekkevidde.
Dette er de teoretiske spådommene. Men de bekreftes av observasjoner. I 1965 oppdaget amerikanske radiofysikere radiostøy ved en bølgelengde på 7,3 cm. Verken jordiske radiostasjoner eller forstyrrelser generert av radioutstyr har skylden.
Dermed ble den kosmiske mikrobølgebakgrunnsstrålingen til universet oppdaget, en rest av den opprinnelige ufattelig høye temperaturen. Dermed ble den "varme" modellen av det primære universet, teoretisk beregnet av Ya B. Zeldovich og hans studenter, bekreftet.
Så tilsynelatende ble universet født som et resultat av en kraftig "første eksplosjon". Fra et ubetydelig lite volum, men supertungt, supertett, supervarmt koagel av materie og stråling, i løpet av flere milliarder år, oppsto det vi nå kaller Rom.
Da universet ekspanderte fra en veldig liten, men ufattelig tett klump av materie til kosmiske dimensjoner, gikk sannsynligvis dens gigantiske, fortsatt veldig varme og supertette ball i oppløsning i mange «fragmenter». Dette kan for eksempel være en konsekvens av ballens heterogenitet og de forskjellige prosessene som skjer i den.
Hvert av «fragmentene», bestående av prestellar materie med enorme reserver av energi, gikk i sin tur i oppløsning over tid. Det er mulig at forfallsproduktene var kvasarer - embryoene til galakser. Som akademiker V.A. Ambartsumyan og andre forskere mener, inneholder kjernene til kvasarer (så vel som kjernene til galakser) prestellar materie, hvis egenskaper vi ennå ikke kan bestemme, og deres ytre lag består av plasma og gasser, hvis tetthet er. bare flere ganger høyere enn tettheten av materie i galakser. Hvis dette er tilfelle, må vi innrømme at den "første eksplosjonen" og de påfølgende sekundære eksplosjonene kastet ut i verdensrommet ikke bare "fragmenter" av prestellar materie, men også diffust materiale - plasma, gasser som støvmateriale ble dannet fra. Samtidig må man tenke at det opprinnelige innholdet av gass og støvstoff i universet var betydelig høyere enn det er nå.
Uansett hvordan det måtte være, i henhold til våre moderne ideer, frem til stadiet da galakser dukket opp, var det eksplosive prosesser som hersket i universet. Men som vi har sett, er eksplosive prosesser også karakteristiske for galaksestadiet, selv om deres intensitet avtar i prosessen med galakseevolusjon - fra voldsomme manifestasjoner av energi i Markarian- og Seyfert-galaksene til den rolige utstrømningen av materie fra galaksenes kjerner. slik som vår. Dermed kan teorien om det ekspanderende universet være forenlig med konseptet til akademiker Ambartsumyan, som, basert på sine egne oppdagelser og oppdagelsene til hans samarbeidspartnere, så vel som på verkene til utenlandske astronomer, utvider ideen om en kreativ eksplosjon til stjernedannelsesprosesser. I henhold til dette konseptet blir alle kosmiske objekter som er kjent for oss (galakser, stjerner, gass-støvtåker) født i prosessen med en eksplosjon fra supertette klumper av prestellar materie fylt med enorme reserver av energi. Det er derfor stjerner vises i form av en ekspanderende, i utgangspunktet kompakt gruppe bestående av mange tusen eller millioner stjerner. Denne hypotesen virker for forfatteren som den mest sannsynlige av alle andre, og derfor foreslår han følgende "stamtavle" for alle romobjekter.
"Primæratomet", dvs. universet i den primære supertette tilstanden, og den primære ildkulen er dets fjerneste forfedre, som selvfølgelig ga, i tillegg til planetene, nesten utallige avkom av alle kosmiske objekter.
Et fragment av ildkulen kan ha blitt den embryonale kjernen i galaksen vår og over tid skaffet seg en stjernepopulasjon. Denne embryonale galaktiske kjernen og, sannsynligvis, stjerneassosiasjonen som spunnet av fra den, som inkluderte solen, er de neste "slektningene" til jorden, nærmere oss i tid.
Det foreslåtte opplegget for utviklingen av kosmos fra det "første atomet" til stjernene er bare en hypotese som er gjenstand for videre utvikling og testing. Så langt eksisterer det ingen teori om transformasjon av hypotetisk "pre-stellar materie" til observerbare romobjekter, og denne omstendigheten er et av de svake punktene i V. A. Ambartsumyans konsept.
På den annen side kan fødselen av stjerner gjennom kondensering av forseldet gass og støvstoff ikke betraktes som absolutt umulig, tvert imot, de fleste astronomer holder seg fortsatt til en slik "kondensasjons"-hypotese. Gigantiske ansamlinger av gass og støv kan ha oppstått på stadiet av "sekundære" eksplosjoner av "fragmenter av den primære eksplosjonen." Det kan antas at fordelingen av materie i dem i utgangspunktet var ujevn. Noen generell rotasjon av slike klynger genererer sannsynligvis kraftige magnetiske felt i dem, på grunn av hvilke strukturen til gass- og støvskyer kan bli fibrøse. Under påvirkning av gravitasjonskrefter i utvidelsene (nodene) til disse "fibrene", kunne konsentrasjonen av materie begynne, noe som førte til fremveksten av hele familier av stjerner.
De fleste forskere holder seg fortsatt til dette konseptet, selv om det også har sine svakheter. Det er ganske mulig at begge konseptene ("eksplosiv" og "kondensering") ikke utelukker, men utfyller hverandre: tross alt, under forfallet av prestellar materie, vises ikke bare stjerner, men også tåker. Kanskje saken om disse tåkene en dag vil tjene (eller allerede har tjent mange ganger) som utgangsmateriale for kondensering av stjerner og planeter? Bare fremtidig forskning vil kunne bringe fullstendig klarhet i denne problemstillingen.
Big Bang-teorien, utviklet av Ya B. Zeldovich og N. D. Novikov, forklarte perfekt "overskuddet" av helium i universet. I følge deres nylige beregninger, allerede 100 sekunder etter starten av ekspansjonen, inneholdt universet 70 % hydrogen og omtrent 30 % helium. Resten av helium og tyngre grunnstoffer dukket opp under utviklingen av stjerner.
Til tross for denne store suksessen er horisonten for Big Bang-teorien på ingen måte dyster. Nylig har det blitt oppdaget en rekke fakta som ikke passer inn i rammen av denne teorien ( For flere detaljer, se boken: V. P. Chechev, Ya. Radioaktivitet og universets utvikling. M., Nauka, 1978). For eksempel er det kjent galakser som er tydelig fysisk forbundet med hverandre og som er plassert i lik avstand fra oss, men som samtidig har betydelig forskjellige (noen ganger 13 ganger!) "røde skift". En annen ting som er uklart er hvorfor spiralgalakser på samme avstand alltid har større "rødforskyvninger" enn elliptiske galakser. I følge noen data viser det seg at i forskjellige retninger er ekspansjonshastigheten, "hevelsen" av universet ikke den samme, noe som motsier de tidligere rådende ideene om den strengt "sfæriske" formen til den ekspanderende verden?
Endelig har det nylig blitt klart at hastighetene til galakser i forhold til CMB-bakgrunnen er svært små. De måles ikke i tusenvis og titusenvis av kilometer per sekund, som følger av teorien om det ekspanderende universet, men bare i hundrevis av kilometer per sekund. Det viser seg at galaksene praktisk talt er i ro i forhold til universets reliktbakgrunn, som av en rekke grunner kan betraktes som en absolutt referanseramme ( For flere detaljer, se boken: Utvikling av metoder for astronomisk forskning (A. A. Efimov. Astronomy and the principle of relativity). M., Nauka, 1979, s. 545).
Hvordan man skal overvinne disse vanskelighetene er fortsatt uklart. Hvis det viser seg at det "røde skiftet" i galaksespektrene ikke er forårsaket av Doppler-effekten, men av en annen prosess som ennå ikke er kjent for oss, kan det tegnede diagrammet over opprinnelsen til kjemiske elementer vise seg å være feil. Imidlertid er Big Bang mest sannsynlig ikke en illusjon, men en realitet, og teorien om et "varmt" ekspanderende univers er en av de viktigste prestasjonene til vitenskapen i det 20. århundre.
Avslutningsvis bemerker vi at uansett hvilke syn på utviklingen av universet man holder seg til, forblir det udiskutable faktum urokkelig - vi lever i en kjemisk ustabil verden, hvis sammensetning er i konstant endring.
Når uran bombarderes med termiske nøytroner, dannes lettere elementer med serienummer 35-65: Dette førte til håp om at isotoper av elementene 43 og 61 også ville bli funnet blant rusk hvis vi husker tilstanden til problemet med å skaffe elementene 43, 61, samt 85 og 87 i 1930, kunne man se merkbar fremgang. Først av alt ble mistanken bekreftet at elementene 43 og 61 er ustabile stoffer som har blitt "utdødd". Når det gjelder grunnstoffene 85 og 87, har de lenge vært anerkjent som forfallne radioaktive stoffer.
I 1934 fant fysikeren Joseph Mattauch en empirisk regel som lar en estimere stabiliteten til isotopkjerner. I følge Mattauchs regel kan ikke en andre stabil isotop eksistere hvis ladningen til kjernen skiller seg bare med én fra ladningen til kjernen til en kjent stabil isotop med samme massetall. Dette mønsteret utfyller Harkins regel, ifølge hvilke elementer med et oddetall (det vil si et oddetall av protoner og elektroner) er mye mindre vanlige på jorden, siden stabiliteten til kjernene deres er lav.
I forhold til element 43 og 61 kan Mattauchs regel angis som følger. Basert på deres plassering i det periodiske systemet, bør massetallet til element 43 være ca. 98, og for element 61 - ca. 147. Imidlertid var stabile isotoper allerede kjent for elementene 42 og 44, så vel som for elementene 60 og 62 med masser fra 94 til 102 og følgelig fra 142 til 150. Siden en andre stabil isotop med samme massetall ikke kan eksistere, må elementene 43 og 61 bare ha ustabile representanter. Det er ingen tvil om at grunnstoffene 43 og 61 en gang var tilstede på jorden i tilstrekkelige mengder. Da vårt solsystem oppsto, ble alle grunnstoffene dannet gjennom kombinasjonen av protoner og nøytroner. Men under jordens eksistens - 4,6 milliarder år - forsvant deres ustabile representanter gradvis fullstendig. De eneste unntakene er de radioaktive grunnstoffene som stadig kan etterfylles i den naturlige radioaktive serien, fordi deres overordnede stoffer - uran eller thorium - fortsatt eksisterer på jorden, takket være deres halveringstider på milliarder av år. Grunnstoffene 43 og 61 tilhører ikke disse naturlige radioaktive seriene. Bare hvis det fantes en langlivet isotop av disse grunnstoffene, kunne man håpe å oppdage radiokjemiske spor av den.
Mens noen forskere fortsatt forfulgte falske transuraner, klarte andre forskere å finne de ettertraktede elementene 43 og 87. Her er historien om oppdagelsen deres... I 1936 forlot Emilio Segre Fermi og kollegene hans etter ekteskapet og dro til Palermo, tidligere hovedstad på Sicilia. Ved universitetet der ble han tilbudt professor i fysikk. I Palermo, til hans store beklagelse, var Segre ikke i stand til å fortsette forskningen som ble startet med Fermi. Universitetet hadde ikke noe utstyr for radioaktiv forskning. Etter å ha tatt en beslutning raskt, dro den italienske forskeren til Amerika for å bli kjent med University of California i Berkeley, som var kjent for det beste utstyret. På den tiden lå den eneste syklotronen i verden der. "Kildene til radioaktivitet som jeg så var virkelig fantastiske for en person som tidligere bare hadde jobbet med Ra-Be-kilder," husket fysikeren.
Segrè var spesielt interessert i syklotronavbøyningsplaten. Den måtte rette strømmen av akselererte partikler i ønsket retning. På grunn av kollisjoner med høyenergipartikler - deuteroner ble akselerert - ble denne platen veldig varm. Derfor måtte den være laget av et ildfast metall - molybden. Gjesten fra Italia vendte oppmerksomheten mot dette metalliske molybdenet, bombardert av deuteroner. Segre foreslo at isotoper av det fortsatt ukjente elementet 43 kanskje kunne dannes fra molybden, element 42, som et resultat av bombardement med deuteroner, kanskje, ifølge ligningen:
Mo + D = X + n
Naturlig molybden er en blanding av seks stabile isotoper. Segre foreslo: hva om en av de seks mulige radioaktive isotopene til grunnstoff 43, som molybden teoretisk kunne omdannes til - minst én - viste seg å være langlivet nok til å tåle en sjøreise til Sicilia. For den italienske fysikeren hadde til hensikt å søke etter element 43 bare ved instituttet i hjemlandet.
Forskeren la i vei på vei tilbake, med et stykke molybdenplate fra Berkeley-sykklotronen i lommen. I slutten av januar 1937 begynte han forskning med støtte fra mineralogen og analytisk kjemiker Perrier. Begge fant faktisk radioaktive atomer hvis kjemiske egenskaper kunne plasseres mellom mangan og rhenium. Mengden ecamangane som ble kunstig gjenopplivet på jorden igjen takket være menneskets utforskende geni var ufattelig små: fra 10-10 til 10-12 g av det 43. elementet!
Da Segret og Perrier i juli 1937 rapporterte om syntesen av det første kunstige elementet, lenge utdødd på jorden, var det en dag som gikk over i historien. For element 43 ble det senere funnet et veldig presist navn: technetium, avledet fra det greske technetos - kunstig. Vil det noen gang være mulig å få det i betydelige mengder og holde det i hendene? Det var snart mulig å svare positivt på dette spørsmålet da det ble oppdaget at fisjon av uran gir isotoper 43 med relativt høyt utbytte. Isotopen med et massetall på 101 og en halveringstid på 14 minutter vakte spesiell oppmerksomhet. Det ble antatt at Fermi-stoffet med en halveringstid på 13 minutter, imaginært element 93, skulle være en isotop av element 43.
Naturlige radioaktive serier har en definitiv form - ingen andre våget å tvile på dette, spesielt etter massespektrografisk identifisering av uran-235 av Dempster. Imidlertid var det et svakt punkt i uran-aktinium-serien. Mer enn tjue år har gått siden "unøyaktigheten" ble notert i denne serien, som nesten ble overført til glemselen. Tilbake i 1913/1914 snublet den engelske kjemikeren Cranston og de østerrikske radioaktivitetsforskerne Mayer, Hess og Paneth over denne uoverensstemmelsen mens de studerte aktinium. Som en beta-emitter er aktinium kjent for å transformeres til radioaktinium, det vil si til en isotop av thorium. Når forskere studerte transformasjonsprosessen, observerte de alltid svak alfastråling. Denne restaktiviteten (omtrent 1%) ble også oppdaget av Otto Hahn i eksperimenter på produksjon av rent aktinium. "Jeg kunne ikke få meg selv til å legge vekt på dette lille beløpet," sa Khan senere. Han mente det mest sannsynlig var en urenhet.
Mange år senere. Den franske vitenskapsmannen Marguerite Perey, en ansatt ved det berømte Radiuminstituttet i Paris, fulgte igjen dette sporet, renset aktiniumfraksjonene veldig nøye og kunne i september 1939 rapportere om vellykket isolasjon av en ny radioaktiv isotop. Det var det lenge manglende elementet 87, det alfa-emitterende biproduktet som produserer den resterende én prosent aktiviteten til aktinium. Madame Perey fant en gren i en allerede fullført serie, for isotopen til element 87 blir til aktinium X på samme måte som det velkjente radioaktiniumet. Etter Pereys forslag ble element 87 kalt francium til ære for hjemlandet hennes.
Riktignok har kjemikere den dag i dag ikke oppnådd mye suksess med å studere element 87. Tross alt er alle franske isotoper kortlivede og forfaller i løpet av millisekunder, sekunder eller minutter. Av denne grunn har elementet forblitt "uinteressant" for mange kjemiske studier og praktisk bruk. Om nødvendig oppnås det kunstig. Selvfølgelig kan francium også "skaffes" fra naturlige kilder, men dette er et tvilsomt foretak: 1 g naturlig uran inneholder bare 10[-18] g francium!
Da det periodiske systemet ble oppdaget, manglet 23 grunnstoffer, nå er det bare to: 61 og 85. Hvordan forløp jakten på elementer? Sommeren 1938 dro Emilio Segra igjen til Berkeley. Han hadde til hensikt å studere de kortlivede isotopene til element 43. Slike undersøkelser måtte selvfølgelig foretas på stedet. Isotoper med kort halveringstid ville ikke "overleve" reisen til Italia. Så snart han ankom Berkeley, fikk Segre vite at det var blitt umulig for ham å vende tilbake til det fascistiske Italia på grunn av raseterror. Segrè ble igjen i Berkeley og fortsatte arbeidet der.
Ved Berkeley, med en kraftigere syklotron, var det mulig å akselerere alfapartikler til høye energier. Etter å ha overvunnet den såkalte Coulomb-interaksjonsterskelen, var disse alfa-partiklene i stand til å trenge gjennom til og med kjernene til tunge atomer. Nå så Segre en mulighet til å transformere vismut, element 83, til det ukjente elementet 85. Sammen med amerikanerne Corson og Mackenzie bombarderte han vismutkjerner med alfapartikler med en energi på 29 MeV for å gjennomføre følgende prosess:
Bi + He = X + 2n
Reaksjonen gikk i oppfyllelse. Da forskerne fullførte sitt første felles arbeid, 1. mars 1940, uttrykte de bare forsiktig ideen «om mulig produksjon av en radioaktiv isotop av element 85». Like etter dette var de allerede sikre på at element 85 var blitt kunstig produsert før det ble funnet i naturen. Sistnevnte var heldig nok til å bli gjort bare noen år senere av engelske Ley-Smith og sveitsiske Minder fra instituttet i Bern. De kunne vise at grunnstoff 85 dannes i den radioaktive serien av thorium som et resultat av en sideprosess. For det åpne elementet valgte de navnet Anglo-Helvetius, som ble kritisert som et verbalt tull. Den østerrikske forskeren Karlik og hennes samarbeidspartner Bernert fant snart element 85 i andre serier av naturlig radioaktivitet, også som et biprodukt. Retten til å gi et navn til dette elementet, som bare finnes i spor, forble imidlertid hos Segrè og hans samarbeidspartnere: nå kalles det astatin, som betyr ustabil på gresk. Tross alt har den mest stabile isotopen av dette elementet en halveringstid på bare 8,3 timer.
På dette tidspunktet prøvde professor Segre også å syntetisere grunnstoff 61. I mellomtiden ble det klart at begge naboene til dette grunnstoffet på det periodiske systemet, neodym og samarium, var svakt radioaktive. Til å begynne med virket dette overraskende, siden man på den tiden trodde at radioaktivitet var iboende i de tyngste elementene. Neodym, grunnstoff 60, sendte ut betastråler og må derfor ha blitt omdannet til grunnstoff 61. At dette ukjente kjemiske elementet ennå ikke kunne isoleres, skyldtes trolig dets raske radioaktive forfall. Hva å gjøre? Her ble løsningen igjen å kunstig skaffe ønsket element. Siden element 61 ikke kunne finnes i naturen, prøvde fysikere å syntetisere det.
I 1941/42 bombarderte forskerne Lowe, Poole, Quill og Kurbatov fra Ohio State University det sjeldne jordartelementet neodym med deuteroner akselerert i en syklotron. De oppdaget radioaktive isotoper av et nytt grunnstoff, som de kalte syklonium. Dette var imidlertid bare et spor igjen på filmen.
Hva var suksessen til Emilio Segra? Han bestrålte praseodym, element 59, med alfastråler. Imidlertid viste det seg å være for vanskelig å behandle isotopene til element 61 som han sikkert syntetiserte. Deres isolasjon fra andre sjeldne jordelementer mislyktes.
En uoversiktlig studie ble rapportert fra Finland. Tilbake i 1935 begynte kjemikeren Eremetse å analysere konsentrater av en blanding av samarium og neodymoksider for det naturlige innholdet av det 61. elementet. Flere tonn apatitt ble behandlet for dette formålet.
Første etappe av kampen om det 61. elementet ga uavgjort resultat. Det var umulig selv å godta det foreslåtte navnet "syklonium".
Det siste grunnstoffet som ble funnet i naturen før det ble syntetisert kunstig var francium (1939). Det første kjemiske elementet som ble syntetisert var technetium i 1937. Fra og med 2012 har elementer opp til ununoctium med atomnummer 118 blitt syntetisert ved kjernefysisk fusjon eller fisjon, og det er gjort forsøk på å syntetisere følgende supertunge transuranelementer. Syntesen av nye transaktinoider og superaktinoider fortsetter.
De mest kjente laboratoriene som har syntetisert flere nye grunnstoffer og flere titalls eller hundrevis av nye isotoper er National Laboratory. Lawrence Berkeley og Livermore National Laboratory i USA, Joint Institute for Nuclear Research i USSR/Russland (Dubna), European Helmholtz Center for Heavy Ion Research i Tyskland, Cavendish Laboratory ved University of Cambridge i Storbritannia, Institutt for fysisk og kjemisk forskning i Japan og andre nyere I flere tiår har internasjonale team jobbet med syntese av elementer i amerikanske, tyske og russiske sentre.
- 1 Åpning av syntetiserte elementer etter land
- 1.1 USSR, Russland
- 1.2 USA
- 1.3 Tyskland
- 1.4 Omstridte prioriteringer og felles resultater
- 1.4.1 USA og Italia
- 1.4.2 USSR og USA
- 1.4.3 Russland og Tyskland
- 1.4.4 Russland og Japan
- 2 notater
- 3 lenker
Åpning av syntetiserte elementer etter land
USSR, Russland
Grunnstoffene nobelium (102), flerovium (114), ununpentium (115), livermorium (116), ununseptium (117), ununoctium (118) ble syntetisert i USSR og Russland.
USA
I USA er grunnstoffene promethium (61), astatin (85), neptunium (93), plutonium (94), americium (95), curium (96), berkelium (97), californium (98), einsteinium (99) , fermium (100), mendelevium (101), sjøborgium (106).
Tyskland
Grunnstoffene hassium (108), meitnerium (109), darmstadtium (110), roentgenium (111) og copernicium (112) ble syntetisert i Tyskland.
Omstridte prioriteringer og felles resultater
For en rekke elementer er prioriteringen likt godkjent i henhold til avgjørelsen fra den felles kommisjonen til IUPAC og IUPAP eller forblir kontroversiell:
USA og Italia
Technetium (43) - en samarbeidsinnsats produsert ved en akselerator i Berkeley, California og kjemisk identifisert i Palermo, Sicilia.
USSR og USA
Lawrencium (103), rutherfordium (104), dubnium (105).
Russland og Tyskland
Borius (107).
Russland og Japan
Unntriy (113).
Notater
- Emsley John. Nature's Building Blocks: An A-Z Guide to the Elements - New York, NY: Oxford University Press, 2011. - ISBN 978-0-19-960563-7.
- Instituttet i Dubna ble det fjerde i verden i antall oppdagede isotoper
- Isotoprangering avslører ledende laboratorier eng.
- http://flerovlab.jinr.ru/rus/elements.html
- Midlertidig navn for det 115. elementet; navnet Langevinia er foreslått.
- Midlertidig navn for det 117. elementet;
- Midlertidig navn for det 118. elementet; Navnet Moscovian ble foreslått.
- R.C. Barber et al. Oppdagelse av transfermium-elementene (engelsk) // Pure and Applied Chemistry. - 1993. - T. 65. - Nr. 8. - S. 1757-1814.
- Nylig har jeg gjentatte ganger måttet skrive om situasjonen med brudd på prioriteten til sovjetiske forskere i syntesen av superheavy
- Om prioritert vern
- Kjemi: Periodisk system: darmstadtium: historisk informasjon
- http://element114.narod.ru/Projects/ao-iupac.html
- Om prioritert vern
- Midlertidig navn for det 113. elementet; Navnene på becquerelia, japonium, rykenium og nihonium har blitt foreslått.