Şu anda bilinen 26 transuranyum elementinden 24'ü gezegenimizde bulunmuyor. İnsan tarafından yaratıldılar. Ağır ve süper ağır elementler nasıl sentezlenir?
Otuz üç varsayılan elementten oluşan ilk liste, Bedenlerin En Basit Bileşenleri olarak kabul edilebilecek tüm Doğa Krallıklarına ait Maddeler Tablosu, 1789'da Antoine Laurent Lavoisier tarafından yayımlandı. İçinde oksijen, nitrojen, hidrojen, on yedi metal ve diğer birkaç gerçek elementin yanı sıra ışık, kalori ve bazı oksitler ortaya çıktı. Ve 80 yıl sonra Mendeleev Periyodik Tabloyu bulduğunda kimyagerler 62 elementi biliyordu. 20. yüzyılın başlarında, bazıları henüz keşfedilmemiş olsa da, doğada hidrojenden uranyuma kadar 92 elementin var olduğuna inanılıyordu. Bununla birlikte, 19. yüzyılın sonunda bilim adamları elementlerin varlığını varsaydılar. Periyodik tablodaki uranyumun (transuranlar) ardından, ancak onları bulmak imkansızdı. Artık yerkabuğunun eser miktarda 93 ve 94 numaralı elementler (neptunyum ve plütonyum) içerdiği bilinmektedir. Ancak tarihsel olarak bu elementler ilk önce yapay olarak elde edildi ve ancak daha sonra minerallerin bileşiminde keşfedildi.
94 ilk elementten 83'ü ya sabit ya da uzun ömürlü izotoplara sahiptir; bunların yarı ömürleri Güneş Sistemi'nin yaşıyla karşılaştırılabilir (gezegenimize proto-gezegensel bir buluttan geldiler). Geriye kalan 11 doğal elementin ömrü çok daha kısa olduğundan yer kabuğunda ancak radyoaktif bozunma sonucu kısa süreliğine ortaya çıkarlar. Peki ya 95'ten 118'e kadar diğer tüm elementler? Gezegenimizde hiçbiri yok. Hepsi yapay olarak elde edildi.
İlk yapay
Yapay unsurların yaratılmasının uzun bir geçmişi vardır. Bunun temel olasılığı 1932'de Werner Heisenberg ve Dmitry Ivanenko'nun atom çekirdeğinin proton ve nötronlardan oluştuğu sonucuna varmasıyla netleşti. İki yıl sonra Enrico Fermi'nin grubu, uranyumu yavaş nötronlarla ışınlayarak transuranyum üretmeye çalıştı. Uranyum çekirdeğinin bir veya iki nötron yakalayacağı, ardından beta bozunmasına uğrayarak 93 veya 94 numaralı elementleri üreteceği varsayılmıştı. Hatta Fermi'nin 1938'deki Nobel konuşmasında ausonium ve hesperium olarak adlandırdığı transuranların keşfini duyurmak için acele ettiler. Bununla birlikte, Alman radyokimyacıları Otto Hahn ve Fritz Strassmann, Avusturyalı fizikçi Lise Meitner ile birlikte kısa sürede Fermi'nin yanıldığını gösterdi: bu nüklidler, uranyum çekirdeklerinin yaklaşık olarak aynı kütleye sahip parça çiftlerine bölünmesinden kaynaklanan, zaten bilinen elementlerin izotoplarıydı. . Aralık 1938'de yapılan bu keşif, bir nükleer reaktör ve atom bombası yaratılmasını mümkün kıldı. Sentezlenen ilk element, Mendeleev tarafından tahmin edilen transuranyum değil, ekamangandı. Bunu çeşitli cevherlerde aradılar ama işe yaramadı. Ve 1937'de, daha sonra teknetyum (Yunanca ??? - yapay) olarak adlandırılan ekamangan, Lawrence Berkeley Ulusal Laboratuvarı'ndaki bir siklotronda hızlandırılan bir molibden hedefine döteryum çekirdeklerinin ateşlenmesiyle elde edildi.
Hafif mermiler
93'ten 101'e kadar olan elementler, uranyum çekirdeklerinin veya daha sonraki transuranyum çekirdeklerinin nötronlar, döteryumlar (döteryum çekirdekleri) veya alfa parçacıkları (helyum çekirdekleri) ile etkileşimi yoluyla elde edildi. Buradaki ilk başarı, 1940 yılında Fermi'nin fikri üzerinde çalışarak neptunyum-239'u sentezleyen Amerikalı Edwin McMillan ve Philip Abelson tarafından elde edildi: yavaş nötronların uranyum-238 tarafından yakalanması ve ardından uranyum-239'un beta bozunması. 94. element - plütonyum - ilk kez 1941'in başlarında Berkeley'deki California Üniversitesi'nin siklotronunda uranyumun döteron bombardımanı ile elde edilen neptunyum-238'in beta bozunması incelenirken keşfedildi. Ve kısa süre sonra, yavaş nötronların etkisi altındaki plütonyum-239'un uranyum-235'ten daha kötü bölünemediği ve atom bombasının dolgusu olarak hizmet edebileceği anlaşıldı. Bu nedenle, bu elementin üretimi ve özellikleri hakkındaki tüm bilgiler sınıflandırıldı ve MacMillan, Glenn Seaborg (keşifleri için 1951 Nobel Ödülü'nü paylaştılar) ve meslektaşlarının ikinci transuranyum hakkında bir mesaj içeren bir makalesi ancak 1946'da basıldı. Amerikalı yetkililer neredeyse altı yıldır, 1944'ün sonunda Seaborg'un grubu tarafından bir nükleer reaktördeki plütonyumun nötron bombardımanı ürünlerinden izole edilen 95. element olan amerikyumun keşfinin yayınlanması da ertelendi. Birkaç ay önce, aynı ekipten fizikçiler, uranyum-239'un hızlandırılmış alfa parçacıklarıyla bombardıman edilmesiyle sentezlenen, atom ağırlığı 242 olan element 96'nın ilk izotopunu elde ettiler. Pierre ve Marie Curie'nin bilimsel başarılarından dolayı Curium adını aldı ve böylece fizik ve kimya klasiklerinin onuruna transuranları adlandırma geleneğini başlattı. Kaliforniya Üniversitesi'ndeki 60 inçlik siklotron, üç element daha, 97, 98 ve 101. İlk ikisine doğum yerlerine göre isim verildi; berkelyum ve kaliforniyum. Berkeley, Aralık 1949'da bir amerikan hedefinin alfa parçacıklarıyla bombalanmasıyla ve iki ay sonra kaliforniyumun aynı küriyum bombardımanıyla sentezlenmesiyle sentezlendi. 99. ve 100. elementler, aynştaynyum ve fermiyum, Eniwetak Atoll bölgesinde toplanan numunelerin radyokimyasal analizi sırasında keşfedildi; burada 1 Kasım 1952'de Amerikalılar on megatonluk termonükleer yük "Mike"ı patlattı. kabuğu uranyum-238'den yapılmıştır. Patlama sırasında, uranyum çekirdekleri on beşe kadar nötron emdi, ardından bu elementlerin oluşumuna yol açan beta bozunma zincirlerine maruz kaldılar. Element 101, mendelevyum, 1955'in başlarında keşfedildi. Seaborg, Albert Ghiorso, Bernard Harvey, Gregory Choppin ve Stanley Thomson, altın folyo üzerinde elektrolitik olarak biriktirilen yaklaşık bir milyar einsteinyum atomuna (bu çok küçüktü, ancak artık yoktu) alfa parçacığı bombardımanına maruz kaldı. Son derece yüksek ışın yoğunluğuna (saniyede 60 trilyon alfa parçacığı) rağmen yalnızca 17 mendelevyum atomu elde edildi, ancak bunların radyasyon ve kimyasal özellikleri belirlendi.
Ağır iyonlar
Mendelevyum, nötronlar, döteronlar veya alfa parçacıkları kullanılarak üretilen son transuranyumdu. Aşağıdaki elementleri elde etmek için, o zamanlar üretilmesi imkansız olan 100 numaralı element olan fermiyumdan hedefler gerekiyordu (şimdi bile nükleer reaktörlerde fermiyum nanogram miktarlarda elde ediliyor). Bilim adamları farklı bir yol izlediler: çekirdekleri içeren iyonize atomları kullandılar. hedefleri bombalamak için ikiden fazla protona ağır iyonlar denir). İyon ışınlarını hızlandırmak için özel hızlandırıcılara ihtiyaç vardı. Bu tür ilk makine olan HILAC (Ağır İyon Doğrusal Hızlandırıcı) 1957'de Berkeley'de fırlatıldı, ikincisi U-300 siklotron ise 1960 yılında Dubna'daki Ortak Nükleer Araştırma Enstitüsü'nün Nükleer Reaksiyonlar Laboratuvarı'nda fırlatıldı. Daha sonra Dubna'da daha güçlü U-400 ve U-400M birimleri devreye alındı. Bir başka UNILAC (Evrensel Doğrusal Hızlandırıcı) hızlandırıcı, 1975 yılının sonlarından bu yana Darmstadt bölgelerinden biri olan Wickhausen'deki Alman Helmholtz Ağır İyon Araştırma Merkezi'nde faaliyet göstermektedir. Kurşun, bizmut, uranyum veya transuranyumdan yapılmış hedeflerin bombardımanı sırasında ağır iyonlar, yüksek derecede uyarılmış (sıcak) çekirdekler ya parçalanır ya da nötronların emisyonu (buharlaşması) yoluyla fazla enerjiyi açığa çıkarır. Bazen bu çekirdekler bir veya iki nötron yayar ve ardından başka dönüşümlere (örneğin alfa bozunması) uğrarlar. Bu tür sentezlere soğuk denir. Darmstadt'ta onun yardımıyla 107'den (borium) 112'ye (copernicium) kadar sayıları olan elementler elde edildi. Aynı şekilde 2004 yılında Japon fizikçiler 113. elementin bir atomunu yarattılar (bir yıl önce Dubna'da elde edilmişti). Sıcak füzyon sırasında yeni doğan çekirdekler üçten beşe kadar daha fazla nötron kaybeder. Bu şekilde Berkeley ve Dubna, liderliği altında dokuz yeni elementin yaratıldığı Glenn Seaborg'un onuruna 102'den (nobelium) 106'ya (seaborgium) kadar elementleri sentezledi. Daha sonra Dubna'da, 113'ten 118'e kadar en büyük altı süper ağır sıklet bu şekilde yapıldı. Uluslararası Temel ve Uygulamalı Kimya Birliği (IUPAC) şu ana kadar yalnızca 114. (flerovyum) ve 116. (livermoryum) elementlerin adlarını onayladı.
Sadece üç atom
Geçici adı ununoctium ve sembolü Uuo olan 118. element (IUPAC kurallarına göre, elementlerin geçici adları, atom numaralarının basamaklarının adlarının Latince ve Yunanca köklerinden oluşur, un-un-oct (ium) - 118) iki bilimsel grubun ortak çabalarıyla yaratıldı: Yuri Oganesyan'ın liderliğindeki Dubna ve Seaborg'un öğrencisi Kenton Moody'nin liderliğindeki Livermore Ulusal Laboratuvarı. Ununoktiyum periyodik tabloda radonun altında bulunur ve bu nedenle soy gaz olabilir. Bununla birlikte, fizikçiler bu elementin kütle numarası 294 (118 proton, 176 nötron) ve yarılanma ömrü yaklaşık bir milisaniye olan yalnızca üç atomunu yarattığından kimyasal özellikleri henüz belirlenmemiştir: 2002'de iki ve 2002'de bir. 2005. Kaliforniya-249 hedefinin (98 proton, 151 nötron), U-400 hızlandırıcısında hızlandırılmış, atom kütlesi 48 (20 proton ve 28 nötron) olan kalsiyumun ağır izotopunun iyonlarıyla bombalanmasıyla elde edildi. Toplam kalsiyum "mermisi" sayısı 4,1x1019 idi, bu nedenle Dubna "ununoktiyum jeneratörünün" üretkenliği son derece düşük. Ancak Kenton Moody'ye göre U-400, dünyada 118. elementin sentezlenmesinin mümkün olduğu tek makinedir. "Uranyum ötesi maddelerin sentezine ilişkin her deney serisi, nükleer maddenin yapısı hakkında yeni bilgiler ekler. Süper ağır çekirdeklerin özelliklerini modellemek için kullanılır. Kenton Moody, özellikle 118. elementin sentezi üzerinde yapılan çalışmaların önceki birkaç modelin atılmasını mümkün kıldığını hatırlıyor. - Ağır elementler istenilen miktarda bulunmadığından hedefi kaliforniyumdan yaptık. Kalsiyum-48, ana izotopu kalsiyum-40'a kıyasla sekiz ekstra nötron içerir. Çekirdeği kaliforniyum çekirdeğiyle birleştiğinde 179 nötronlu çekirdek oluştu. Oldukça heyecanlıydılar ve bu nedenle özellikle kararsız durumdaydılar ve nötron saçarak hızla bu durumdan çıktılar. Sonuç olarak, 118 numaralı elementin 176 nötronlu bir izotopunu elde ettik. Ve bunlar tam bir elektron setine sahip gerçek nötr atomlardı! Biraz daha uzun yaşasalardı kimyasal özelliklerini yargılamak mümkün olurdu.”
Metuşelah sayı 117
Ununseptium olarak da bilinen 117. element daha sonra Mart 2010'da elde edildi. Bu element, daha önce olduğu gibi kalsiyum-48 iyonlarının Oak Ridge Ulusal Laboratuvarı'nda sentezlenen berkelyum-249'dan yapılmış bir hedefe ateşlendiği aynı U-400 makinesinde doğdu. Berkelyum ve kalsiyum çekirdekleri çarpıştığında yüksek derecede uyarılmış ununseptium-297 çekirdeği (117 proton ve 180 nötron) ortaya çıktı. Deneyciler, beşi her biri dört nötronu buharlaştırıp ununseptium-293'e dönüşen altı çekirdek elde etmeyi başardılar ve geri kalanı üç nötron yayarak ununseptium-294'e yol açtı. Ununoktiyum ile karşılaştırıldığında, ununseptium'un gerçek bir Methuselah olduğu ortaya çıktı. Daha hafif izotopun yarı ömrü 14 milisaniye, daha ağır olanın ise 78 milisaniye kadardır! 2012 yılında Dubna fizikçileri ununseptium-293'ün beş atomunu ve daha sonra her iki izotopun birkaç atomunu daha elde etti. 2014 baharında Darmstadt'lı bilim adamları, ikisi 294 atom kütlesine sahip olan 117 numaralı elementin dört çekirdeğinin sentezini bildirdiler. Alman bilim adamları tarafından ölçülen bu "ağır" unseptiyumun yarı ömrü yaklaşık 51 milisaniyeydi ( bu, Dubna'dan bilim adamlarının tahminleriyle tamamen örtüşüyor) Şimdi Darmstadt'ta, süper iletken mıknatıslar üzerinde ağır iyonların 119 ve 120 numaralı elementlerin sentezine izin verecek yeni bir doğrusal hızlandırıcısı için bir proje hazırlıyorlar. Yeni bir siklotron DS-280'in inşa edildiği Dubna'da da benzer planlar uygulanıyor. Sadece birkaç yıl içinde yeni süper ağır transuranyumların sentezinin mümkün hale gelmesi mümkün. Ve 184 nötronla 120'nci, hatta 126'ncı elementin yaratılması ve kararlılık adasının keşfi gerçek olacak.
İstikrar adasında uzun yaşam
Çekirdeklerin içinde atomların elektron kabuklarına benzeyen proton ve nötron kabukları vardır. Tamamen dolu kabuklara sahip çekirdekler, kendiliğinden dönüşümlere karşı özellikle dirençlidir. Bu tür kabuklara karşılık gelen nötron ve proton sayılarına sihir denir. Bunlardan bazıları deneysel olarak belirlendi; bunlar 2, 8, 20 ve 28'dir.Kabuk modelleri, süper ağır çekirdeklerin "sihirli sayılarını" teorik olarak hesaplamayı mümkün kılar - ancak tam bir garanti olmaksızın. 184 nötron sayısının sihirli olmasını beklemek için nedenler var. 114, 120 ve 126 numaralı protonlara karşılık gelebilir ve ikincisi yine büyülü olmalıdır. Eğer durum böyleyse, her biri 184 nötron içeren 114., 120. ve 126. elementlerin izotopları, periyodik tablodaki komşularından çok daha uzun süre (dakikalar, saatler ve hatta yıllar) yaşayacaktır (tablonun bu alanı genellikle istikrar adası olarak adlandırılır). Bilim insanları en büyük umutlarını çift sihirli çekirdeğe sahip son izotopa bağlıyor.
Dubninsky yöntemi
Ağır bir iyon hedefin nükleer kuvvetleri bölgesine girdiğinde uyarılmış durumda bir bileşik çekirdek oluşturulabilir. Ya yaklaşık olarak eşit kütleli parçalara ayrışır ya da birkaç nötron yayar (buharlaştırır) ve temel (uyarılmamış) duruma geçer.
Darmstadt ekip üyesi Alexander Yakushev şöyle açıklıyor: "113'ten 118'e kadar olan öğeler, Yuri Oganesyan'ın önderliğinde Dubna'da geliştirilen olağanüstü bir yönteme dayanarak oluşturuldu." - Oganesyan, Darmstadt'taki hedeflere ateş etmek için kullanılan nikel ve çinko yerine çok daha düşük atom kütlesine sahip bir izotop olan kalsiyum-48'i aldı. Gerçek şu ki, hafif çekirdeklerin kullanılması, bunların hedef çekirdeklerle füzyon olasılığını arttırmaktadır. Kalsiyum-48 çekirdeği de 20 proton ve 28 nötrondan oluştuğu için iki kat büyülüdür. Dolayısıyla Oganesyan'ın seçimi, hedefe ateş edildiğinde ortaya çıkan bileşik çekirdeklerin hayatta kalmasına büyük katkı sağladı. Sonuçta, bir çekirdek ancak doğumdan hemen sonra parçalara ayrılmazsa birkaç nötron saçabilir ve yeni bir uranyum ötesi oluşturabilir. Süper ağır elementleri bu şekilde sentezlemek için Dubna fizikçileri, ABD'de üretilen transuranyumdan hedefler belirlediler; önce plütonyum, sonra amerikyum, küriyum, kaliforniyum ve son olarak berkelyum. Doğada kalsiyum-48 sadece %0,7'dir. Pahalı bir prosedür olan elektromanyetik ayırıcılar kullanılarak çıkarılır. Bu izotopun bir miligramının maliyeti yaklaşık 200 dolardır. Bu miktar bir hedefi bir veya iki saat boyunca bombalamak için yeterlidir ve deneyler aylarca sürer. Hedeflerin kendileri daha da pahalı, fiyatları bir milyon dolara ulaşıyor. Elektrik faturalarını ödemek de oldukça pahalıya mal oluyor; ağır iyon hızlandırıcılar megavatlarca güç tüketiyor. Genel olarak süper ağır elementlerin sentezi ucuz bir zevk değil.”
34.Kimyasal elementlerin yapısı, uranyum ötesi elementlerin sentezi.
1861'de seçkin Rus kimyager A.M.
göre, maddenin kimyasal yapısı teorisini yarattı ve doğruladı.
Maddelerin özelliklerinin atom bağlarının sırasına göre belirlendiği
moleküller ve bunların karşılıklı etkileri. 1869'da D.I Mendeleev keşfetti9.
Doğa bilimlerinin temel yasalarından biri periyodik yasadır
Modern formülasyonu aşağıdaki gibi olan kimyasal elementler:
kimyasal elementlerin özellikleri periyodik olarak çekirdeklerinin elektrik yüküne bağlıdır.
35. Maddenin yapısının atomik-moleküler “yapıcısı”. Maddenin özelliklerinin incelenmesinde fiziksel ve kimyasal yaklaşımlar arasındaki fark.
Bir atom, belirli bir kimyasal elementin en küçük parçacığıdır. Doğada bulunan tüm atomlar Mendeleev'in periyodik element sisteminde temsil edilir.
Atomlar bir moleküle elektriksel etkileşime dayanan kimyasal bağlarla bağlanır. Bir moleküldeki atom sayısı değişebilir. Bir molekül bir atomdan, iki, üç ve hatta birkaç yüz atomdan oluşabilir.
Diatomik moleküllerin örnekleri arasında CO, NO, O2, H2, triatomik moleküller - CO2, H20, S02, tetraatomik moleküller - NH3 yer alır. Dolayısıyla bir molekül, bir veya farklı kimyasal elementlerin bir veya daha fazla atomundan oluşur.
Bir molekül, belirli bir maddenin kimyasal özelliklerine sahip en küçük parçacığı olarak tanımlanabilir. Herhangi bir vücudun molekülleri arasında etkileşim kuvvetleri vardır - çekme ve itme. Çekim kuvvetleri vücudun bir bütün olarak varlığını sağlar. Vücudu parçalara ayırmak için büyük çaba sarf edilmesi gerekir. Moleküller arasındaki itici kuvvetlerin varlığı, bir cismin sıkıştırılmaya çalışılmasıyla ortaya çıkar.
40.Kozmolojinin temel görevleri. Medeniyet gelişiminin farklı aşamalarında Evrenin kökeni sorununu çözmek.
Kozmoloji, bir bütün olarak Evrenin fiziksel özelliklerinin incelenmesidir. Özellikle amacı, genellikle Metagalaksi olarak adlandırılan, astronomik gözlemlerin kapsadığı tüm uzay bölgesine ilişkin bir teori oluşturmaktır.
Bilindiği gibi görelilik teorisi, büyük kütlelerin varlığının uzay-zamanın özelliklerini etkilediği sonucuna varmaktadır. Alışılmış Öklid uzayının özellikleri (örneğin, bir üçgenin açılarının toplamı, paralel çizgilerin özellikleri) büyük kütlelerin veya dedikleri gibi uzay "eğrilerinin" yakınında değişir. Bireysel kütlelerin (örneğin yıldızların) yarattığı uzayın bu eğriliği çok küçüktür.
Dolayısıyla uzayın eğriliği nedeniyle Güneş'e yakın bir ışık ışınının yönünü değiştirmesi beklenmelidir. Yıldızların Güneş yakınındaki konumlarının ve tam güneş tutulmalarının zamanının doğru ölçümü, bu etkinin ölçüm doğruluğu sınırında yakalanmasını mümkün kılar.
Bununla birlikte, tüm galaksilerin ve süper galaksilerin çekim yapan (yani çekime sahip olan) kütlelerinin toplam etkisi, bir bütün olarak uzayın belirli bir eğriliğine neden olabilir, bu da onun özelliklerini ve dolayısıyla tüm Evrenin evrimini önemli ölçüde etkileyecektir.
Kütlelerin keyfi bir dağılımıyla uzay ve zamanın özelliklerini belirleme (görelilik yasalarına dayanarak) sorununun formülasyonu bile son derece zordur. Bu nedenle, genellikle Evren modelleri adı verilen bazı yaklaşık şemalar dikkate alınır.
Bunların en basitleri, Evrendeki büyük ölçeklerdeki maddenin eşit olarak dağıldığı (homojenlik) ve uzayın özelliklerinin her yönde aynı olduğu (izotropi) varsayımına dayanmaktadır. Böyle bir uzayın bir miktar eğriliği olması gerekir ve karşılık gelen modellere denir.
Evrenin homojen izotropik modelleri.
Homojen izotropik durum için Einstein'ın yerçekimi denklemlerinin çözümleri
modeller bireysel heterojenlikler arasındaki mesafeleri gösterir, eğer
bireysel kaotik hareketleri (tuhaf hızlar) hariç tutarsa, sabit kalamaz: Evren ya büzülmeli ya da
gözlemlerle tutarlı olarak genişletin. Eğer tuhaf hızları göz ardı edersek
galaksiler, o zaman Evrendeki herhangi iki cismin karşılıklı olarak uzaklaştırılma hızı daha yüksektir, aralarındaki mesafe ne kadar büyükse. Nispeten küçük mesafeler için bu bağımlılık doğrusaldır ve orantı katsayısı Hubble sabitidir. Yukarıdakilerden herhangi bir cisim çifti arasındaki mesafenin zamanın bir fonksiyonu olduğu sonucu çıkar. Bu fonksiyonun biçimi uzayın eğriliğinin işaretine bağlıdır. Eğrilik negatifse “Evren” sürekli genişliyor demektir. Sıfır eğrilikte; Öklid uzayında genişleme bir yavaşlamayla gerçekleşir ve genişleme hızı sıfıra doğru yönelir. Son olarak, pozitif eğriliğe sahip olan “Evren”in genişlemesi, bir noktada yerini sıkışmaya bırakmalıdır.
İkinci durumda, Öklid dışı geometri nedeniyle uzayın
son, yani Herhangi bir zamanda belirli bir sonlu hacme sahip olan,
sınırlı sayıda yıldız, galaksi vb. Ancak Evrenin “sınırları” doğal olarak
hiçbir durumda olamaz.
Böyle kapalı bir üç boyutlu uzayın iki boyutlu modeli
şişirilmiş balonun yüzeyi. Bu modeldeki galaksiler düz olarak tasvir edilmiştir
yüzeye çizilen figürler. Top uzadıkça yüzey alanı ve şekiller arasındaki mesafe artar. Prensipte böyle bir topun sınırsız büyüyebilmesine rağmen yüzey alanı herhangi bir zamanda sınırlıdır.
Ancak iki boyutlu uzayında (yüzeyinde) hiçbir sınır yoktur. Homojen izotropik modelde uzayın eğriliği, maddenin ortalama yoğunluk değerine bağlıdır. Yoğunluk belirli bir kritik değerden küçükse eğrilik negatif olur ve ilk durum meydana gelir. İkinci durum (sıfır eğrilik) kritik yoğunluk değerinde meydana gelir. Son olarak yoğunluk kritik ¾'den büyük olduğunda eğrilik pozitiftir (üçüncü durum). Genişleme işlemi sırasında eğriliğin mutlak değeri değişebilir ancak işareti
sabit kalır.
Kritik yoğunluk değeri Hubble sabiti H ve yer çekimi sabiti f ile şu şekilde ifade edilir: H = 55 km/sn × Mpc, r cr = 5 × 10-30 g/cm3 Metagalaxy öncüllerinde bilinen tüm kütleler dikkate alındığında yaklaşık 5× 10-31 g/cm3 ortalama yoğunluk tahmini
Ancak galaksiler arasındaki görünmez ortamın kütlesi henüz bilinmediğinden bu açıkça bir alt sınırdır. Bu nedenle mevcut yoğunluk tahmini, gerçek uzayın eğriliğinin işaretini yargılamak için temel sağlamaz.
Prensip olarak, Evrenin en gerçekçi modelini ampirik olarak seçmenin diğer yolları, en uzaktaki nesnelerin (bize ulaşan ışığın yüz milyonlarca ve milyarlarca yıl önce yayıldığı) kırmızıya kaymasını belirlemeye ve bu hızları karşılaştırmaya dayalı olarak mümkündür. diğer yöntemlerle bulunan nesnelere olan mesafelerle. Aslında bu şekilde genişleme hızının zaman içindeki değişimi gözlemlerden belirlenmektedir. Modern gözlemler henüz uzayın eğriliğinin işaretini güvenle yargılayabilecek kadar doğru değil. Evrende yalnızca uzayın eğriliğinin sıfıra yakın olduğunu söyleyebiliriz.
Homojen izotropik teorisinde çok önemli bir rol oynayan Hubble sabiti
Evrenin ilginç bir fiziksel anlamı vardır. Bunu açıklığa kavuşturmak için şunları yapmalısınız:
1/H karşılıklı niceliğinin zaman boyutuna sahip olmasına dikkat edin ve
1/H = 6×1017 saniye veya 20 milyar yıla eşittir. Ne olduğunu anlamak çok kolay
Geçmişte genişleme oranının değişmemesi koşuluyla, Metagalaxy'nin bugünkü durumuna genişlemesi için gereken süre. Bununla birlikte, Evrenin genişlemesinin önceki ve sonraki (modern ile ilişkili olarak) aşamalarının bu hızının sabitliği sorunu hala tam olarak anlaşılamamıştır.
Evrenin gerçekten de bir zamanlar özel bir durumda olduğunun doğrulanması, 1965'te keşfedilen ve kalıntı radyasyon (yani artık) olarak adlandırılan kozmik radyo emisyonudur. Spektrumu termaldir ve yaklaşık 3°K sıcaklık için Planck eğrisini oluşturur. [Formül uyarınca, bu tür radyasyonun maksimumunun, Dünya'dan gözlemler için erişilebilen elektromanyetik spektrum aralığına yakın, yaklaşık 1 mm'lik bir dalga boyunda meydana geldiğini unutmayın.
Kozmik mikrodalga arka plan ışınımının ayırt edici özelliği, tekdüzeliğidir.
her yönde yoğunluk (izotropi). Gökyüzündeki herhangi bir nesne veya bölgeyle ilişkilendirilemeyecek kadar zayıf radyasyonun izole edilmesini mümkün kılan da bu gerçekti.
Bu radyasyonun bir kalıntı olması gerektiğinden "kalıntı radyasyon" adı verilmiştir.
Yüksek yoğunluk çağında var olan Evrenin radyasyonu,
kendi radyasyonuna karşı opaktı. Hesaplama bunun gerektiğini gösteriyor
r > 10-20 g/cm3 (ortalama atom konsantrasyonu) yoğunluğunda gerçekleşti
yaklaşık 104 cm -3), yani yoğunluğun bugünkünden milyar kat daha yüksek olduğu zamanlar.
Yoğunluk yarıçapın küpüyle ters orantılı olarak değiştiği için,
Geçmişte Evrenin genişlemesi şimdikiyle aynıydı, bunu çağda da anlıyoruz
opaklık, Evrendeki tüm mesafeler 1000 kat daha küçüktü. Dalga boyu l aynı sayıda kat daha küçüktü. Bu nedenle, artık 1 mm dalga boyuna sahip olan kuantumun daha önce dalga boyu yaklaşık 1 μ idi ve bu da yaklaşık 3000 °K sıcaklıktaki maksimum radyasyona karşılık geliyordu.
Dolayısıyla, kozmik mikrodalga arka plan ışınımının varlığı, yalnızca Evrenin geçmişteki yüksek yoğunluğunun değil, aynı zamanda yüksek sıcaklığının da (Evrenin “sıcak” modeli) bir göstergesidir.
Evrenin daha da yoğun hallerde olup olmadığı hakkında
önemli ölçüde daha yüksek sıcaklıklar, prensip olarak şu şekilde değerlendirilebilir:
kalıntı nötrinolar üzerinde yapılan benzer bir çalışmaya dayanmaktadır. Onlar için şeffaflık
Evren r" 107 g/cm3 yoğunlukta oluşmalıdır ki bu ancak
Evrenin gelişiminin nispeten çok erken aşamalarında. durumda olduğu gibi
kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu, genişleme nedeniyle Evrenin içine girdiğinde
Daha düşük yoğunluğa sahip bir durumda, nötrinolar sanki maddenin geri kalanıyla etkileşime girmeyi bırakır, sanki ondan “kopuyormuş” gibi ve ardından genişleme nedeniyle yalnızca kozmolojik bir kırmızıya kaymaya uğrarlar. Ne yazık ki, şu anda bir elektron voltun yalnızca on binde birkaçı kadar bir enerjiye sahip olması gereken bu tür nötrinoların tespitinin yakın gelecekte gerçekleştirilmesi pek mümkün görünmüyor.
Kozmoloji prensip olarak en genel konuda fikir edinmemizi sağlar.
Evrenin yapısının ve gelişiminin yasaları. Ne kadar büyük olduğunu anlamak kolaydır
Astronominin bu bölümü doğru oluşumu için önemlidir.
materyalist dünya görüşü. Tüm Evrenin yasalarını bir bütün olarak inceleyerek maddenin, uzayın ve zamanın özelliklerini daha da derinlemesine anlıyoruz. Bazıları,
örneğin, geniş anlamda gerçek fiziksel uzay ve zamanın özellikleri
ölçekler ancak kozmoloji çerçevesinde incelenebilir. Dolayısıyla sonuçları, yalnızca kendi yasalarını açıklama fırsatı bulan astronomi ve fizik için değil, aynı zamanda maddi dünyanın yasalarını genelleştirmek için geniş malzeme elde eden felsefe için de büyük önem taşımaktadır.
Elementlerin sentezi
40'lı yılların başında, kimyasal elementlerin kökenini açıklamak için Büyük Patlama fikrini kullanmaya çalıştılar. Amerikalı araştırmacılar R. Alpher, G. Gamow ve R. Herman, varoluşunun ilk aşamalarında Evrenin süper yoğun bir nötron gazı yığını (veya kendi deyimiyle "ilema") olduğunu öne sürdüler. Ancak daha sonra yıldızların iç kısımlarında nükleer reaksiyon döngüleri nedeniyle bir takım ağır elementlerin oluşabileceği gösterildi ve böylece "ilem"e olan ihtiyaç ortadan kalkmış gibi göründü.
Kozmos'un kimyasal bileşiminin açıklığa kavuşturulması kısa sürede tartışmalara yol açtı. Galaksimizin yıldızlarındaki varlığı sırasında (10 milyar yıl) ne kadar hidrojenin helyuma "yanması" gerektiğini hesaplarsak, gözlemlenen helyum miktarının teorik hesaplamalara göre elde edilenden 20 kat daha fazla olduğu ortaya çıkar. Bu, helyum oluşumunun kaynağının yalnızca yıldızların derinliklerindeki sentezi değil, aynı zamanda diğer bazı çok güçlü süreçler olması gerektiği anlamına gelir. Sonunda tekrar Büyük Patlama fikrine dönüp onda fazla helyum kaynağı aramak zorunda kaldık. Bu kez başarı, Büyük Patlama ve genişleyen Evren teorisini ayrıntılı olarak kanıtlayan bir dizi ayrıntılı çalışmada ünlü Sovyet bilim adamları Akademisyen Ya. B. Zeldovich ve I. D. Novikov'un payına düştü. Ya. V. Zeldovich, I. D. Novikov. Evrenin yapısı ve evrimi. M., Nauka, 1975). Bu teorinin ana hükümleri aşağıdaki gibidir.
Evrenin genişlemesi çok yüksek yoğunluk ve çok yüksek sıcaklıkla başladı. Evren, varoluşunun şafağında, yüksek enerjilerden ve yüksek sıcaklıklardan oluşan bir laboratuvara benziyordu. Ama burası elbette dünyevi benzerlikleri olmayan bir laboratuvardı.
Evrenin "başlangıcı", yani teorik hesaplamalara göre sıfıra yakın bir yarıçapa karşılık gelen durumu, şu ana kadar teorik temsilden bile kaçıyor. Gerçek şu ki, göreli astrofizik denklemleri 10.93 g/cm3 yoğunluğuna kadar geçerliliğini koruyor. Böyle bir yoğunluğa sıkıştırılmış olan Evren, bir zamanlar santimetrenin yaklaşık on milyarda biri kadar bir yarıçapa sahipti, yani. boyutu bir protonla karşılaştırılabilir! Bu arada, ağırlığı 10 51 tondan az olmayan bu mikro evrenin sıcaklığı inanılmaz derecede yüksekti ve görünüşe göre 10 32 dereceye yakındı. Evren, "patlamanın" başlamasından sonra saniyenin önemsiz bir kısmı gibi görünüyordu. "Başlangıç"ta hem yoğunluk hem de sıcaklık sonsuza döner, yani matematik terminolojisine göre bu "başlangıç", modern teorik fizik denklemlerinin fiziksel anlamını yitirdiği o özel "tekil" noktadır. Ancak bu, "başlangıç"tan önce hiçbir şeyin olmadığı anlamına gelmez: basitçe hayal edemiyoruz. Ne Evrenin geleneksel “başlangıcından” önceydi.
Hayatımızda bir saniye önemsiz bir aralıktır. Evrenin yaşamının ilk anlarında (geleneksel olarak "başlangıçtan" itibaren sayılır), birçok olay ilk saniyede gelişti. Buradaki "genişleme" terimi çok zayıf ve dolayısıyla uygunsuz görünüyor. Hayır, bu bir genişleme değil, güçlü bir patlamaydı.
"Başlangıç"tan saniyenin yüz binde biri kadar bir sürenin sonunda, Evren mikro hacminde temel parçacıkların bir karışımını içeriyordu: nükleonlar ve antinükleonlar, elektronlar ve pozitronların yanı sıra mezonlar, ışık kuantumları (fotonlar). Ya. B. Zeldovich'e göre bu karışımda muhtemelen (şimdilik) varsayımsal gravitonlar ve kuarklar vardı ( Gravitonlar ve kuarklar varsayımsal parçacıklardır; gravitonların diğer parçacıklarla etkileşimi, yerçekimi alanını belirler (bunlar, yerçekimi alanının kuantumlarıdır); Kuarklar, kombinasyonları tüm parçacık çeşitlerini oluşturan “temel yapı taşlarıdır”. Kuarkları tespit etmek için çok fazla çaba ve para harcandı, ancak henüz bulunamadılar), ancak asıl rol görünüşe göre hala nötrinolara aitti.
Evrenin "yaşı" saniyenin on binde biri olduğunda, ortalama yoğunluğu (10 14 g/cm3) zaten atom çekirdeğinin yoğunluğuna yakındı ve sıcaklık yaklaşık birkaç milyar dereceye düştü. Bu zamana kadar, nükleonlar ve antinükleonlar çoktan yok olmayı, yani karşılıklı olarak yok edilmeyi ve sert radyasyon kuantumlarına dönüşmeyi başarmışlardı. Nötrinolar diğer parçacıklarla en zayıf şekilde etkileşime girdiğinden, yalnızca parçacıkların etkileşimi sırasında üretilen nötrinoların sayısı korundu ve artırıldı. Bu büyüyen nötrino "denizi", en uzun ömürlü parçacıkları (proton ve nötronları) birbirinden izole etti ve proton ve nötronların birbirine dönüşmesine ve elektron-pozitron çiftlerinin doğuşuna neden oldu. Dünyamızda parçacıkların daha sonra baskın hale gelmesine ve antiparçacıkların az sayıda olmasına neyin sebep olduğu belli değil. Belki bazı nedenlerden dolayı başlangıçta bir asimetri vardı: Antiparçacıkların sayısı her zaman parçacıkların sayısından azdı veya bazı bilim adamlarının inandığı gibi, henüz bilinmeyen bir ayırma mekanizması sayesinde parçacıklar ve antiparçacıklar, evrenin farklı kısımlarında yoğunlaşarak sıralandı. Evren ve bir yerlerdeki antiparçacıklar (bizim dünyamızda parçacıklar baskın olduğu için) baskın olarak bir anti-dünya oluşturuyorlar.
Ya. B. Zeldovich'e göre, “Şu anda Evrende gözlemlediğimiz kuantumların yanı sıra modern yöntemlerle gözlemleyemediğimiz ve muhtemelen pek çok kişi için gözlemleyemeyeceğimiz nötrinolar ve gravitonlar var. yıllar.”
Alıntıya devam edelim:
“Yani zamanla Evrendeki tüm parçacıklar “yok oluyor”, geriye sadece kuantum kalıyor. Bu yüz milyonda bire kadar doğrudur. Fakat gerçekte her yüz milyon kuantaya karşılık bir proton veya nötron vardır. Bu parçacıklar korunur çünkü onların (geriye kalan parçacıkların) yok edilecek hiçbir şeyi yoktur (ilk başta nükleonlar, protonlar ve nötronlar antiparçacıklarıyla yok edilir). Bunlardan çok azı var, ancak Dünya ve gezegenler, Güneş ve yıldızlar kuantumlardan değil bu parçacıklardan oluşuyor" ( Dünya ve Evren, 1969, Sayı 3, s. 8 (Ya. B. Zeldovich. Sıcak Evren)).
Evrenin yaşı saniyenin üçte birine ulaştığında yoğunluk 10 7 g/cm3'e, sıcaklık ise 30 milyar dereceye düştü. Akademisyen V.L. Ginzburg'a göre şu anda nötrinolar nükleonlardan ayrılıyor ve artık onlar tarafından emilmiyor. Bugün, uzayda seyahat eden bu "birincil" nötrinoların enerjisi, elektronvoltun yalnızca on binde birkaçı kadar olmalıdır. Bu tür nötrinoları nasıl tespit edeceğimizi bilmiyoruz; bunun için modern ekipmanların hassasiyetinin yüzbinlerce kez arttırılması gerekiyor. Eğer bu yapılabilirse, "birincil" nötrinolar bize Evren'in yaşamının ilk saniyesine ilişkin değerli bilgiler getirecek.
Evren, ilk saniyenin sonunda çapı 15 milyar km olan günümüz Güneş Sistemi'nin yaklaşık yüz katı büyüklüğünde bir büyüklüğe ulaşmıştı. Artık maddesinin yoğunluğu 1 t/cm3, sıcaklığı ise 10 milyar derece civarındadır. Burada henüz hiçbir şey modern uzaya benzemiyor. Bize tanıdık gelen atomlar ve atom çekirdekleri yok ve kararlı temel parçacıklar da yok.
Sadece 0,9 saniye önce, 100 milyar derecelik sıcaklıkta eşit sayıda proton ve nötron vardı. Ancak sıcaklık azaldıkça daha ağır nötronlar protonlara, elektronlara ve nötrinolara bozundu. Bu, Evrendeki proton sayısının giderek arttığı, nötron sayısının ise azaldığı anlamına gelir.
Evrenin yaşı üç buçuk dakikadır. Teorik hesaplamalar şu anda sıcaklığı 1 milyar derece olarak sabitliyor ve yoğunluk zaten suyun yoğunluğundan yüz kat daha az. Evrenin boyutu sadece üç buçuk dakika içinde neredeyse sıfırdan 40 sv'ye çıktı. yıllar ( Uzayın genişlemesi için ışık hızı sınır değildir). Protonların ve nötronların, başta hidrojen olmak üzere en hafif elementlerin çekirdeklerinde birleşmeye başladığı koşullar yaratıldı. Bir miktar stabilizasyon meydana geldi ve "ilk patlamanın" başlangıcından itibaren dördüncü dakikanın sonunda Evren kütle olarak %70 hidrojen ve %30 helyumdan oluşuyordu. Bu muhtemelen en eski yıldızların orijinal bileşimiydi. Daha ağır elementler daha sonra yıldızlarda meydana gelen süreçlerin bir sonucu olarak ortaya çıktı.
Evrenin ileri tarihi, çalkantılı başlangıcından daha sakindir. Genişleme hızı yavaş yavaş yavaşladı, ortalama yoğunluk gibi sıcaklık da yavaş yavaş azaldı ve Evren bir milyon yaşındayken sıcaklığı o kadar düşük oldu (3500 derece Kelvin) ki, helyum atomlarının protonları ve çekirdekleri zaten serbest kalabiliyordu. elektronlar nötr atomlara dönüşür. Bu andan itibaren Evrenin evriminin modern aşaması esasen başlıyor. Galaksiler, yıldızlar, gezegenler ortaya çıkıyor. Sonunda milyarlarca yıl sonra Evren bizim gördüğümüz haline geldi.
Belki de alışılagelmiş gerçeklikten uzak devasa sayılara hayran kalan bazı okuyucular, en genel terimlerle çizilen Evren tarihinin gerçeklikten uzak, yalnızca teorik bir soyutlama olduğunu düşüneceklerdir. Ama bu doğru değil. Genişleyen evren teorisi galaksilerin gerilemesini açıklıyor. Uzayla ilgili birçok modern veri bunu doğrulamaktadır. Son olarak, yakın zamanda antik Evrenin aşırı sıcak durumuna dair çok ikna edici bir deneysel doğrulama daha bulundu.
Başlangıçta Evreni dolduran birincil plazma, temel parçacıklardan ve radyasyon kuantumlarından veya fotonlardan oluşuyordu; buna foton gazı deniyordu. Başlangıçta, "mikroevrendeki" radyasyon yoğunluğu çok yüksekti, ancak genişledikçe "foton gazı" yavaş yavaş soğudu. Bu, sürekli genişleyen kapalı bir hacmin içindeki sıcak havayı soğutacaktır.
Günümüzde birincil "ısı"dan yalnızca ince izler kalmalı. Birincil “foton gazının” kuantumunun enerjisi, mutlak sıfırın sadece birkaç derece üzerindeki bir sıcaklığa karşılık gelen bir değere düştü. Günümüzde birincil “foton gazının” en yoğun şekilde santimetre radyo aralığında yayılması gerekiyor.
Bunlar teorik tahminler. Ancak gözlemlerle doğrulanırlar. 1965 yılında Amerikalı radyo fizikçileri 7,3 cm dalga boyunda gürültü radyo emisyonunu keşfettiler. Bu emisyon gökyüzündeki tüm noktalardan eşit şekilde geliyordu ve açıkça herhangi bir kozmik radyo kaynağıyla ilişkili değildi. Ne dünyevi radyo istasyonları ne de radyo ekipmanının ürettiği parazit suçlanacak.
Böylece, evrenin orijinal hayal edilemeyecek kadar yüksek sıcaklığının bir kalıntısı olan kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu keşfedildi. Böylece Ya.B. Zeldovich ve öğrencileri tarafından teorik olarak hesaplanan birincil Evrenin "sıcak" modeli doğrulandı.
Görünüşe göre Evren, güçlü bir "ilk patlamanın" sonucu doğdu. Önemsiz derecede küçük bir hacimden, ancak süper ağır, süper yoğun, süper sıcak madde ve radyasyon pıhtısından, birkaç milyar yıl boyunca, şimdi Uzay dediğimiz şey ortaya çıktı.
Evren çok küçük ama hayal edilemeyecek kadar yoğun bir madde yığınından kozmik boyutlara genişlediğinde, devasa, hala çok sıcak ve aşırı yoğun olan topu muhtemelen birçok "parçaya" bölündü. Bu, örneğin topun heterojenliğinin ve içinde meydana gelen farklı süreç hızlarının bir sonucu olabilir.
Muazzam enerji rezervlerine sahip yıldız öncesi maddeden oluşan "parçaların" her biri zamanla parçalandı. Çürüme ürünlerinin gökada embriyoları olan kuasarlar olması mümkündür. Akademisyen V.A. Ambartsumyan ve diğer araştırmacıların inandığı gibi, kuasarların çekirdekleri (galaksilerin çekirdekleri gibi), özelliklerini henüz belirleyemediğimiz yıldız öncesi maddeyi içerir ve bunların dış katmanları, yoğunluğu olan plazma ve gazlardan oluşur. galaksilerdeki madde yoğunluğundan yalnızca birkaç kat daha fazladır. Eğer öyleyse, o zaman "ilk patlamanın" ve ardından gelen ikincil patlamaların uzaya yalnızca yıldız öncesi maddenin "parçalarını" değil, aynı zamanda dağınık maddeyi - plazmayı, toz malzemenin oluştuğu gazları da fırlattığını kabul etmeliyiz. Aynı zamanda, Evrendeki başlangıçtaki gaz ve toz maddesi içeriğinin şu ankinden önemli ölçüde daha yüksek olduğu da düşünülmelidir.
Öyle olsa bile, modern fikirlerimize göre galaksilerin ortaya çıkma aşamasına kadar Evrende patlayıcı süreçler hüküm sürmüştür. Ancak gördüğümüz gibi, patlayıcı süreçler aynı zamanda galaksiler aşamasının da karakteristik özelliğidir; ancak Markarian ve Seyfert galaksilerindeki şiddetli enerji tezahürlerinden galaksilerin çekirdeklerinden maddenin sakin çıkışına kadar galaksinin evrimi sürecinde yoğunlukları azalmaktadır. bizimki gibi. Dolayısıyla genişleyen Evren teorisi, kendi keşifleri ve işbirlikçilerinin keşiflerinin yanı sıra yabancı gökbilimcilerin çalışmalarına dayanarak yaratıcı bir evren fikrini genişleten Akademisyen Ambartsumyan'ın konseptiyle uyumlu olabilir. Yıldız oluşum süreçlerinde patlama. Bu kavrama göre, bildiğimiz tüm kozmik nesneler (galaksiler, yıldızlar, gaz-toz bulutsuları), büyük enerji rezervleriyle dolu süper yoğun yıldız öncesi madde yığınlarından bir patlama sürecinde doğar. Yıldızların binlerce veya milyonlarca yıldızdan oluşan, genişleyen, başlangıçta kompakt bir grup biçiminde ortaya çıkmasının nedeni budur. Bu hipotez yazara diğerlerinin en olasısı gibi görünüyor ve bu nedenle tüm uzay nesnelerinin aşağıdaki "soyağacını" öneriyor.
"Birincil Atom", yani birincil süper yoğun durumdaki Evren ve birincil ateş topu, onun en uzak atalarıdır ve bunlar elbette gezegenlere ek olarak tüm kozmik nesnelerin neredeyse sayısız yavrularını vermiştir.
Ateş topunun bir parçası Galaksimizin embriyonik çekirdeği haline gelmiş ve zamanla bir yıldız popülasyonu kazanmış olabilir. Bu embriyonik galaktik çekirdek ve muhtemelen Güneş'i de içeren ondan kaynaklanan yıldız topluluğu, Dünya'nın zaman içinde bize daha yakın olan bir sonraki "akrabaları"dır.
Kozmosun "ilk atom"dan yıldızlara evrimi için önerilen şema, daha fazla geliştirilmeye ve test edilmeye tabi olan yalnızca bir hipotezdir. Şu ana kadar varsayımsal “yıldız öncesi maddenin” gözlemlenebilir uzay nesnelerine dönüşümüne dair herhangi bir teori mevcut değil ve bu durum V. A. Ambartsumyan'ın konseptindeki zayıf noktalardan biri.
Öte yandan, yıldızların seyrekleşmiş gaz ve toz maddelerinin yoğunlaşması yoluyla ortaya çıkması kesinlikle imkansız sayılamaz; tam tersine, çoğu gökbilimci hâlâ böyle bir "yoğunlaşma" hipotezine inanıyor. “Birincil patlamanın parçalarının” “ikincil” patlamaları aşamasında devasa gaz ve toz madde birikimleri ortaya çıkmış olabilir. İçlerindeki maddenin dağılımının başlangıçta dengesiz olduğu varsayılabilir. Bu tür kümelerin bazı genel dönüşleri muhtemelen gaz ve toz bulutlarının yapısının lifli hale gelebilmesi nedeniyle içlerinde güçlü manyetik alanlar oluşturur. Bu "liflerin" genişlemelerindeki (düğümlerindeki) yerçekimsel kuvvetlerin etkisi altında, maddenin yoğunlaşması başlayabilir ve tüm yıldız ailelerinin ortaya çıkmasına yol açabilir.
Bu kavram, zayıf yönleri olmasına rağmen hala çoğu araştırmacı tarafından benimsenmektedir. Her iki kavramın da (“patlayıcı” ve “yoğuşma”) birbirini dışlamaması, birbirini tamamlaması oldukça mümkündür: sonuçta, yıldız öncesi maddenin çürümesi sırasında sadece yıldızlar değil, aynı zamanda bulutsular da ortaya çıkar. Belki bu nebulaların maddesi bir gün yıldızların ve gezegenlerin yoğunlaşması için başlangıç malzemesi olarak hizmet edecek (ya da birçok kez hizmet etmiştir)? Yalnızca gelecekteki araştırmalar bu konuya tam bir açıklık getirebilecektir.
Ya. B. Zeldovich ve N. D. Novikov tarafından geliştirilen Büyük Patlama teorisi, Evrendeki helyumun "fazlalığını" mükemmel bir şekilde açıkladı. Son hesaplamalara göre, genişlemenin başlamasından 100 saniye sonra Evren %70 hidrojen ve yaklaşık %30 helyum içeriyordu. Helyumun geri kalanı ve daha ağır elementler yıldızların evrimi sırasında ortaya çıktı.
Bu büyük başarıya rağmen Büyük Patlama teorisinin ufku hiç de kasvetli değil. Son zamanlarda bu teorinin çerçevesine uymayan bir takım gerçekler keşfedildi ( Daha fazla ayrıntı için kitaba bakın: V. P. Chechev, Ya. Radyoaktivite ve evrenin evrimi. M., Nauka, 1978). Örneğin, birbirleriyle fiziksel olarak açıkça bağlantılı olan ve bizden eşit uzaklıkta bulunan, ancak aynı zamanda önemli ölçüde farklı (bazen 13 kat!) "kırmızıya kaymalara" sahip galaksilerin olduğu bilinmektedir. Açık olmayan başka bir şey de, aynı mesafedeki sarmal gökadaların neden her zaman eliptik gökadalardan daha büyük “kırmızıya kaymalara” sahip olduğudur. Bazı verilere göre, farklı yönlerde Evrenin genişleme hızının, "şişmesinin" aynı olmadığı ortaya çıkıyor, bu da genişleyen dünyanın kesinlikle "küresel" şekli hakkında daha önce hakim olan fikirlerle çelişiyor?
Son olarak, CMB arka planına göre galaksilerin hızlarının çok küçük olduğu yakın zamanda netleşti. Genişleyen Evren teorisine göre saniyede binlerce ve onbinlerce kilometreyle değil, yalnızca saniyede yüzlerce kilometreyle ölçülürler. Galaksilerin, bir dizi nedenden ötürü mutlak bir referans çerçevesi olarak kabul edilebilecek olan Evrenin kalıntı arka planına göre pratik olarak hareketsiz olduğu ortaya çıktı ( Daha fazla ayrıntı için şu kitaba bakın: Astronomik araştırma yöntemlerinin geliştirilmesi (A. A. Efimov. Astronomi ve görelilik ilkesi). M., Nauka, 1979, s. 545).
Bu zorlukların nasıl aşılacağı hala belirsizdir. Galaksilerin spektrumundaki "kırmızıya kaymanın" Doppler etkisinden değil, henüz bilmediğimiz başka bir süreçten kaynaklandığı ortaya çıkarsa, kimyasal elementlerin kökenine ilişkin çizilmiş diyagramın yanlış olduğu ortaya çıkabilir. Ancak Büyük Patlama büyük olasılıkla bir yanılsama değil, bir gerçektir ve "sıcak" genişleyen bir Evren teorisi, 20. yüzyılın biliminin en önemli başarılarından biridir.
Sonuç olarak, Evrenin evrimi hakkında hangi görüşlere bağlı kalınırsa benimsensin, tartışılmaz gerçeğin sarsılmaz kaldığını not ediyoruz - bileşimi sürekli değişen, kimyasal olarak dengesiz bir Dünyada yaşıyoruz.
Uranyum termal nötronlarla bombalandığında, seri numaraları 35-65 olan daha hafif elementler oluşur: bu, elde etme sorununun durumunu hatırlarsak, 43 ve 61 numaralı elementlerin izotoplarının da bulunacağı umudunu doğurdu. 1930'da 43, 61 ve 85 ve 87 numaralı elementlerde gözle görülür bir ilerleme fark edilebiliyordu. Her şeyden önce, 43 ve 61 numaralı elementlerin "soyu tükenmiş" kararsız maddeler olduğu şüphesi doğrulandı. 85 ve 87 numaralı elementlere gelince, bunların bozunmuş radyoaktif maddeler olduğu uzun zamandır bilinmektedir.
1934'te fizikçi Joseph Mattauch, izotop çekirdeklerinin stabilitesinin tahmin edilmesine olanak tanıyan ampirik bir kural buldu. Mattauch kuralına göre, eğer çekirdeğinin yükü, aynı kütle numarasına sahip bilinen bir kararlı izotopun çekirdeğinin yükünden yalnızca bir farklı ise, ikinci bir kararlı izotop var olamaz. Bu model, tek seri numaralı (yani tek sayıda proton ve elektron) elementlerin, çekirdeklerinin stabilitesi düşük olduğundan Dünya'da çok daha az yaygın olduğunu belirten Harkins kuralını tamamlıyor.
43 ve 61 numaralı elementlerle ilgili olarak Mattauch kuralı şu şekilde ifade edilebilir. Periyodik tablodaki konumlarına bağlı olarak, element 43'ün kütle numarası yaklaşık 98 ve element 61 için yaklaşık 147 olmalıdır. Bununla birlikte, element 42 ve 44'ün yanı sıra element 60 ve 62 için de kararlı izotoplar zaten biliniyordu. kütleleri 94'ten 102'ye ve buna göre 142'den 150'ye kadardır. Aynı kütle numarasına sahip ikinci bir kararlı izotop bulunamayacağından, 43 ve 61 numaralı elementlerin yalnızca kararsız temsilcileri olması gerekir. Hiç şüphe yok ki, 43 ve 61 numaralı elementler bir zamanlar Dünya'da yeterli miktarda mevcuttu. Güneş sistemimiz ortaya çıktığında tüm elementler proton ve nötronların birleşmesinden oluşmuştur. Ancak, Dünya'nın varlığı sırasında - 4,6 milyar yıl - dengesiz temsilcileri yavaş yavaş tamamen ortadan kayboldu. Bunun tek istisnası, doğal radyoaktif seri içerisinde sürekli olarak yenilenebilen radyoaktif elementlerdir, çünkü ana maddeleri - uranyum veya toryum - milyarlarca yıllık yarı ömürleri sayesinde hala Dünya'da mevcuttur. Element 43 ve 61 bu doğal radyoaktif seriye ait değildir. Ancak bu elementlerin uzun ömürlü bir izotopu mevcut olsaydı, bunun radyokimyasal izlerini tespit etmek mümkün olabilirdi.
Bazı bilim insanları hâlâ sahte uranyum ötesi maddelerin peşindeyken, diğer araştırmacılar da çok arzu edilen 43 ve 87 numaralı elementleri bulmayı başardı. İşte keşiflerinin hikayesi... 1936'da Emilio Segre, evlendikten sonra Fermi ve meslektaşlarını bırakıp Palermo'ya gitti. Sicilya'nın eski başkenti. Oradaki üniversitede kendisine fizik kürsüsü teklif edildi. Segre, Fermi ile başladığı araştırmaya Palermo'da büyük bir üzüntüyle devam edemedi. Üniversitenin radyoaktif araştırmalar için herhangi bir ekipmanı yoktu. Hızla karar veren İtalyan bilim adamı, en iyi ekipmanlarla ünlü Berkeley'deki California Üniversitesi ile tanışmak için Amerika'ya gitti. O zamanlar dünyadaki tek siklotron orada bulunuyordu. Fizikçi, "Gördüğüm radyoaktivite kaynakları, daha önce yalnızca Ra-Be kaynaklarıyla çalışmış bir kişi için gerçekten şaşırtıcıydı" diye hatırladı.
Segrè özellikle siklotron saptırma plakasıyla ilgilendi. Hızlandırılmış parçacıkların akışını gerekli yöne yönlendirmesi gerekiyordu. Yüksek enerjili parçacıklarla çarpışmalar nedeniyle (döteronlar hızlandı) bu plaka çok ısındı. Bu nedenle refrakter bir metal olan molibdenden yapılması gerekiyordu. İtalya'dan gelen konuk dikkatini döteronların bombardımanına uğrayan bu metalik molibdene çevirdi. Segre, henüz bilinmeyen element 43'ün izotoplarının, döteron bombardımanı sonucu molibden elementi 42'den oluşabileceğini öne sürdü. Belki de aşağıdaki denkleme göre:
Mo + D = X + n
Doğal molibden altı kararlı izotopun bir karışımıdır. Segre şunları önerdi: Molibdenin teorik olarak dönüşebileceği 43 numaralı elementin altı olası radyoaktif izotopundan birinin (en az birinin) Sicilya'ya yapılacak bir deniz yolculuğuna dayanacak kadar uzun ömürlü olduğu ortaya çıkarsa ne olurdu? Çünkü İtalyan fizikçi, 43. elementi yalnızca memleketindeki enstitüde aramayı amaçlıyordu.
Araştırmacı, cebinde Berkeley siklotronundan bir parça molibden plaka taşıyarak geri dönüş yoluna koyuldu. Ocak 1937'nin sonunda mineralog ve analitik kimyager Perrier'in desteğiyle araştırmalara başladı. Aslında her ikisi de kimyasal özellikleri manganez ve renyum arasına yerleştirilebilecek radyoaktif atomlar buldu. İnsanın keşif dehası sayesinde Dünya'da yapay olarak yeniden canlandırılan ekamanganez miktarları hayal edilemeyecek kadar küçüktü: 43. elementin 10-10 ila 10-12 gramı!
Temmuz 1937'de Segret ve Perrier'in, Dünya'da çoktan nesli tükenen ilk yapay elementin sentezini rapor etmeleri, tarihe geçen bir gün oldu. 43. element için daha sonra çok kesin bir isim bulundu: teknetyum, Yunanca teknetostan türetilmiş - yapay. Onu önemli miktarlarda alıp elinizde tutmak mümkün olacak mı? Uranyumun bölünmesinin nispeten yüksek verimle 43 izotoplarını ürettiği keşfedildiğinde bu soruyu olumlu yanıtlamak çok geçmeden mümkün oldu. Kütle numarası 101 ve yarı ömrü 14 dakika olan bir izotop özellikle dikkat çekti. Yarı ömrü 13 dakika olan Fermi maddesinin, hayali element 93'ün, element 43'ün izotopu olduğu varsayıldı.
Doğal radyoaktif serilerin kesin bir biçimi vardır - özellikle Uranyum-235'in Dempster tarafından kütle spektrografik olarak tanımlanmasından sonra hiç kimse bundan şüphe etmeye cesaret edemedi. Ancak uranyum-aktinyum serisinde zayıf bir nokta vardı. Neredeyse unutulmaya mahkum olan bu dizide “yanlışlığın” fark edilmesinin üzerinden yirmi yıldan fazla zaman geçti. 1913/1914'te İngiliz kimyager Cranston ve Avusturyalı radyoaktivite araştırmacıları Mayer, Hess ve Paneth, aktinyum üzerinde çalışırken bu tutarsızlığa rastladılar. Bir beta yayıcı olarak aktinyumun radyoaktiniuma, yani toryum izotopuna dönüştüğü bilinmektedir. Bilim adamları dönüşüm sürecini incelediklerinde her zaman zayıf alfa radyasyonunu gözlemlediler. Bu artık aktivite (yaklaşık %1) saf aktinyum üretimi üzerine yapılan deneylerde Otto Hahn tarafından da keşfedilmiştir. Khan daha sonra "Bu küçük miktara önem vermeye kendimi ikna edemedim" dedi. Bunun büyük olasılıkla bir kirlilik olduğuna inanıyordu.
Yıllar sonra. Paris'teki ünlü Radyum Enstitüsü'nün bir çalışanı olan Fransız bilim adamı Marguerite Perey yine bu yolu takip etti, aktinyum fraksiyonlarını çok dikkatli bir şekilde saflaştırdı ve Eylül 1939'da yeni bir radyoaktif izotopun başarılı bir şekilde izole edildiğini bildirmeyi başardı. Aktinyumun kalan yüzde birlik aktivitesini veren, alfa yayan yan ürün olan, uzun süredir kayıp olan element 87'ydi. Madam Perey, halihazırda tamamlanmış bir seride bir dal buldu, çünkü 87. elementin izotopu, iyi bilinen radyoaktinyumla aynı şekilde aktinyum X'e dönüşüyor. Perey'in önerisi üzerine, 87. elemente anavatanının onuruna francium adı verildi.
Doğru, bugüne kadar kimyagerler 87. element üzerinde pek başarılı olamadılar. Sonuçta tüm Fransız izotopları kısa ömürlüdür ve milisaniye, saniye veya dakika içinde bozunurlar. Bu nedenle element birçok kimyasal çalışma ve pratik kullanım açısından "ilginçliğini kaybetmiş" kalmıştır. Gerektiğinde yapay olarak elde edilir. Elbette fransiyum doğal kaynaklardan da "elde edilebilir", ancak bu şüpheli bir girişimdir: 1 g doğal uranyum yalnızca 10[-18] g fransiyum içerir!
Periyodik tablo keşfedildiğinde 23 element eksikti, şimdi sadece iki tane var: 61 ve 85. Element avı nasıl ilerledi? 1938 yazında Emilio Segra tekrar Berkeley'e gitti. 43. elementin kısa ömürlü izotoplarını incelemeyi amaçlıyordu. Elbette bu tür araştırmaların yerinde yapılması gerekiyordu. Yarı ömrü kısa olan izotoplar İtalya'ya yolculukta "hayatta kalamaz". Segre, Berkeley'e varır varmaz, ırkçı terör nedeniyle faşist İtalya'ya dönmenin kendisi için imkansız hale geldiğini öğrendi. Segrè Berkeley'de kaldı ve çalışmalarına orada devam etti.
Berkeley'de daha güçlü bir siklotronla alfa parçacıklarını yüksek enerjilere hızlandırmak mümkündü. Coulomb etkileşim eşiği olarak adlandırılan eşiği aştıktan sonra bu alfa parçacıkları, ağır atomların çekirdeklerine bile nüfuz edebildi. Şimdi Segre bizmutu, element 83'ü, bilinmeyen element 85'e dönüştürme fırsatını gördü. Amerikalı Corson ve Mackenzie ile birlikte, aşağıdaki süreci gerçekleştirmek için bizmut çekirdeklerini 29 MeV enerjili alfa parçacıklarıyla bombaladı:
Bi + He = X + 2n
Tepki gerçek oldu. Araştırmacılar 1 Mart 1940'ta ilk ortak çalışmalarını tamamladıklarında, "85. elementin radyoaktif izotopunun olası üretimi" fikrini yalnızca ihtiyatlı bir şekilde dile getirdiler. Bundan kısa bir süre sonra, 85 numaralı elementin doğada bulunmadan önce yapay olarak üretildiğinden artık emindiler. İkincisi, yalnızca birkaç yıl sonra İngiliz Leigh-Smith ve Bern'deki Enstitü'den İsviçreli Minder tarafından gerçekleştirilecek kadar şanslıydı. Toryumun radyoaktif serisinde 85 numaralı elementin bir yan süreç sonucunda oluştuğunu göstermeyi başardılar. Açık unsur için sözlü bir saçmalık olarak eleştirilen Anglo-Helvetius adını seçtiler. Avusturyalı araştırmacı Karlik ve işbirlikçisi Bernert kısa süre sonra diğer doğal radyoaktivite serilerinde de 85. elementi bir yan ürün olarak buldular. Ancak sadece izlerde bulunan bu elemente isim verme hakkı Segrè ve çalışma arkadaşlarına kaldı: Artık Yunanca kararsız anlamına gelen astatin olarak adlandırılıyor. Sonuçta bu elementin en kararlı izotopunun yarı ömrü yalnızca 8,3 saattir.
Bu sırada Profesör Segre 61. elementi de sentezlemeye çalışıyordu. Bu arada, bu elementin periyodik tablodaki her iki komşusunun da (neodymium ve samaryum) zayıf radyoaktif olduğu ortaya çıktı. İlk başta bu şaşırtıcı görünüyordu, çünkü o zamanlar radyoaktivitenin en ağır elementlerin doğasında olduğuna inanılıyordu. 60. element olan neodimyum, beta ışınları yayıyordu ve bu nedenle 61. elemente dönüştürülmüş olmalı. Bu bilinmeyen kimyasal elementin henüz izole edilememesi, muhtemelen hızlı radyoaktif bozunmasından kaynaklanıyordu. Ne yapalım? Burada çözüm yine istenen unsuru yapay olarak elde etmekti. 61. element doğada bulunamadığı için fizikçiler onu sentezlemeye çalıştılar.
1941/42'de Ohio Eyalet Üniversitesi'nden bilim adamları Lowe, Poole, Quill ve Kurbatov, nadir toprak elementi neodimyumu bir siklotronda hızlandırılan döteronlarla bombaladılar. Siklonyum adını verdikleri yeni bir elementin radyoaktif izotoplarını keşfettiler. Ancak bu, filmde kalan yalnızca bir izdi.
Emilio Segra'nın başarıları nelerdi? Praseodimyum elementi 59'u alfa ışınlarıyla ışınladı. Ancak sentezlediği element 61'in izotoplarını işlemenin çok zor olduğu ortaya çıktı. Diğer nadir toprak elementlerinden izolasyonları başarısız oldu.
Finlandiya'dan sonuçsuz bir çalışma bildirildi. 1935 yılında kimyager Eremetse, 61. elementin doğal içeriği açısından samaryum ve neodimyum oksit karışımının konsantrelerini analiz etmeye başladı. Bu amaçla birkaç ton apatit işlendi.
61. element mücadelesinin ilk etabı beraberlikle sonuçlandı. Önerilen "cyclonium" adını bile kabul etmek imkansızdı.
Yapay olarak sentezlenmeden önce doğada bulunan son element fransiyumdur (1939). Sentezlenen ilk kimyasal element 1937'de teknesyumdu. 2012 yılı itibarıyla atom numarası 118 olan ununoktiyuma kadar olan elementler nükleer füzyon veya fisyon yoluyla sentezlenmiş ve aşağıdaki süper ağır transuranyum elementlerinin sentezlenmesi için girişimlerde bulunulmuştur. Yeni transaktinoidlerin ve süperaktinoidlerin sentezi devam ediyor.
Birkaç yeni elementi ve onlarca veya yüzlerce yeni izotopu sentezleyen en ünlü laboratuvarlar Ulusal Laboratuvardır. ABD'deki Lawrence Berkeley ve Livermore Ulusal Laboratuvarı, SSCB/Rusya'daki Ortak Nükleer Araştırma Enstitüsü (Dubna), Almanya'daki Avrupa Helmholtz Ağır İyon Araştırma Merkezi, Birleşik Krallık'taki Cambridge Üniversitesi Cavendish Laboratuvarı, Enstitü Japonya'daki Fiziksel ve Kimyasal Araştırmalar Merkezi ve diğer yakın tarihli uluslararası ekipler onlarca yıldır Amerikan, Alman ve Rus merkezlerinde elementlerin sentezi üzerinde çalışıyor.
- 1 Sentezlenen öğelerin ülkeye göre açılması
- 1.1 SSCB, Rusya
- 1.2 ABD
- 1.3 Almanya
- 1.4 Tartışmalı öncelikler ve ortak sonuçlar
- 1.4.1 ABD ve İtalya
- 1.4.2 SSCB ve ABD
- 1.4.3 Rusya ve Almanya
- 1.4.4 Rusya ve Japonya
- 2 Not
- 3 Bağlantı
Sentezlenen elementlerin ülkeye göre keşfi
SSCB, Rusya
Nobelium (102), flerovium (114), ununpentium (115), livemorium (116), ununseptium (117), ununoctium (118) elementleri SSCB ve Rusya'da sentezlendi.
Amerika Birleşik Devletleri
ABD'de prometyum (61), astatin (85), neptunyum (93), plütonyum (94), amerikyum (95), küriyum (96), berkelyum (97), kaliforniyum (98), einsteinyum (99) elementleri bulunmaktadır. , fermiyum (100), mendelevyum (101), denizborgiyum (106).
Almanya
Hassium (108), meitnerium (109), darmstadtium (110), röntgenyum (111) ve copernicium (112) elementleri Almanya'da sentezlendi.
Tartışmalı öncelikler ve ortak sonuçlar
Bir dizi unsur için öncelik, IUPAC ve IUPAP ortak komisyonunun kararına göre eşit olarak onaylanır veya tartışmalı kalır:
ABD ve İtalya
Teknesyum (43) - Berkeley, Kaliforniya'daki bir hızlandırıcıda üretilen ve Palermo, Sicilya'da kimyasal olarak tanımlanan ortak bir çalışmadır.
SSCB ve ABD
Lawrencium (103), rutherfordium (104), dubnium (105).
Rusya ve Almanya
Boris (107).
Rusya ve Japonya
Untriy (113).
Notlar
- Emsley John. Doğanın Yapı Taşları: Elementlere İlişkin A'dan Z'ye Kılavuz - New York, NY: Oxford University Press, 2011. - ISBN 978-0-19-960563-7.
- Dubna'daki enstitü, keşfedilen izotop sayısında dünyada dördüncü oldu
- İzotop sıralaması önde gelen laboratuvar mühendislerini ortaya koyuyor.
- http://flerovlab.jinr.ru/rus/elements.html
- 115. elementin geçici adı; Langevinia adı önerildi.
- 117. elementin geçici adı;
- 118. elementin geçici adı; Moscovian adı önerildi.
- R.C. Barber ve ark. Transfermiyum elementlerinin keşfi (İngilizce) // Saf ve Uygulamalı Kimya. - 1993. - T. 65. - Sayı 8. - S. 1757-1814.
- Son zamanlarda Sovyet bilim adamlarının süper ağır sentezlerdeki önceliğinin ihlal edilmesiyle ilgili durum hakkında defalarca yazmak zorunda kaldım
- Öncelikli koruma hakkında
- Kimya: Periyodik Tablo: darmstadtium: tarihsel bilgiler
- http://element114.narod.ru/Projects/ao-iupac.html
- Öncelikli koruma hakkında
- 113. elementin geçici adı; Becquerelia, japonium, rykenium ve nihonium isimleri önerilmiştir.