Από πού προήλθαν τα στοιχεία;

Ό,τι υπήρξε ποτέ ή θα υπάρξει ποτέ έγινε δυνατό από κάποια μετάθεση ή συνδυασμό των στοιχείων που βρίσκονται σε έναν περιοδικό πίνακα. Αυτή η πολύχρωμη σειρά στοιχείων περιέχει ένα ολόκληρο σύμπαν πληροφοριών.

Ο περιοδικός πίνακας κάνει τη ζωή μας πολύ πιο εύκολη, αλλά και πιο δύσκολη, όλα ταυτόχρονα! Όχι μόνο μας βοηθά να θυμόμαστε και να κατανοούμε τα στοιχεία μας, αλλά επίσης γεννά βαθιά υπαρξιακά ερωτήματα, όπως πώς δημιουργήθηκαν καθόλου αυτά τα στοιχεία ?

Η εμφάνιση της ύλης

Αυτή η προσπάθεια να ανακαλύψουμε την προέλευση των χημικών στοιχείων μας ταξιδεύει πίσω στην αρχή του χρόνου.

Αμέσως μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, το σύμπαν ήταν μια πυκνή σούπα ύλης και ενέργειας. Η θερμοκρασία ήταν περίπου 1032 Kelvin. Το σύμπαν άρχισε να φουσκώνει και ταυτόχρονα να ψύχεται (αν και ήταν ακόμα τρισεκατομμύρια Kelvin). Τα στοιχειώδη σωματίδια (κουάρκ και ηλεκτρόνια) άρχισαν να εμφανίζονται.

Η εμφάνιση των πρωτονίων και των αντι-πρωτονίων

Όταν το σύμπαν ήταν λίγο λιγότερο από 0,0001 δευτερόλεπτα, άρχισε να αντιμετωπίζει μια νέα μορφή διαταραχής. Η κοσμική ενέργεια, η οποία κρεμόταν γύρω ως ακτινοβολία υψηλής ενέργειας, άρχισε να συγκρούεται μεταξύ τους.

Αυτές οι συγκρούσεις παράγουν σωματίδια (πρωτόνια) και αντισωματίδια (αντι-πρωτόνια) σε μια διαδικασία που ονομάζεται σχηματισμός ζεύγους .

Το σύμπαν αναδεύτηκε συνεχώς όλο και περισσότερα από αυτά τα ζεύγη. Από την άλλη πλευρά, αυτά τα ζεύγη πρωτονίων και αντι-πρωτονίων εξαφανίζονταν το ένα το άλλο και μετασχηματίζονταν ξανά σε φωτόνια και ακτινοβολία.

Παραγωγή ζευγαριού και αφανισμός

Τώρα, στην ηλικία των 0,0001 δευτερολέπτων, το σύμπαν ήταν λίγο πιο ψυχρό και τα φωτόνια είχαν σταματήσει να σχηματίζουν νέα ζεύγη, αλλά τα ήδη σχηματισμένα αντίθετα ζεύγη συνέχισαν να εκμηδενίζονται το ένα το άλλο.

Κάποιος θα πίστευε ότι τελικά, δεν θα έμεναν πρωτόνια, αλλά ως τύχη, η διαδικασία παραγωγής ζευγαριού ήταν ελαφρώς πιο κλίση προς τα πρωτόνια (ακόμα δεν ξέρουμε γιατί). Αφού σταμάτησαν όλες οι διεργασίες, το σύμπαν έμεινε ως επί το πλείστον φωτόνια, μαζί με ελαφρά ραντίσματα πρωτονίων.

Η εμφάνιση των νετρονίων

Το ταχέως διαστελλόμενο σύμπαν έκανε μερικά πρωτόνια να συντρίψουν τα ηλεκτρόνια, γεννώντας νετρόνια (για κάθε 7 πρωτόνια, υπάρχει 1 νετρόνιο). Σε αυτό το σημείο, το σύμπαν ήταν μερικά δευτερόλεπτα παλαιότερο και πολύ πιο κρύο (μόνο ένα δισεκατομμύριο Kelvin).

Τα πρωτόνια και τα νετρόνια ενώθηκαν για να σχηματίσουν τον πυρήνα/ιόν του πρώτου στοιχείου Υδρογόνο (Η), το οποίο συντήχθηκε περαιτέρω με έναν άλλο πυρήνα υδρογόνου για να σχηματίσει έναν πυρήνα ηλίου (He). Τρία λεπτά μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, και η αναλογία είναι τώρα 75% ιόντα H και 25% ιόντα He (μαζί με μια πολύ αμελητέα ποσότητα ιόντων λιθίου). Τα στοιχεία είναι σε ιοντική μορφή επειδή το σύμπαν είναι ακόμα πολύ ζεστό—πολύ καυτό για να σχηματίσει άτομα.

Περίπου 380.000 χρόνια μετά το Big Bang ήταν η εποχή του ανασυνδυασμού. Μετά από χρόνια διαστολής και ψύξης το σύμπαν ήταν επιτέλους έτοιμο για τους πυρήνες να συλλάβουν τα ηλεκτρόνια. Τα ιόντα H και He ανασυνδυάζονται με τα ηλεκτρόνια και σχηματίζουν τα πρώτα σταθερά άτομα (φανταστείτε πόσο εύκολη θα ήταν η τάξη της χημείας σε αυτό το σημείο!), δίνοντάς μας την πρώτη μας μορφή φωτός και ξεκινώντας ουσιαστικά τη χημική εξέλιξη.

Ωστόσο, μετά την εποχή του ανασυνδυασμού, το σύμπαν σκοτείνιασε ξανά.

Εξέλιξη του σύμπαντος από το Big Bang (Photo Credit :Designua/Shutterstock)

Nucleosynthesis and the life of stars

Με την πάροδο του χρόνου, το σύμπαν ψύχθηκε περαιτέρω, πυκνά νέφη αερίου ενώθηκαν λόγω της βαρύτητας και δημιούργησαν τις πρώτες περιοχές σχηματισμού άστρων. Καθώς τα σύννεφα έσπασαν μεταξύ τους, άρχισαν να σχηματίζουν θερμούς και βαρείς πυρήνες που δεν ήθελαν να γίνουν μεγαλύτεροι. Ο θερμός πυρήνας άρχισε να καίγεται για να αποτρέψει τη συσσώρευση ακόμη περισσότερων σύννεφων. Έτσι ξεκίνησε ένας διαγωνισμός μεταξύ της δύναμης της βαρύτητας και της πίεσης καύσης στον συμπυκνωμένο πυρήνα. Το σημείο στο οποίο αυτές οι δύο δυνάμεις έρχονται σε ισορροπία είναι όταν γεννιέται ένα αστέρι!

Σε αμέτρητες χιλιετίες, σχηματίστηκαν πολλοί γαλαξίες, ο καθένας με εκατομμύρια αστέρες που αναβοσβήνουν μεγάλα και μικρά. Και τι τους κρατά λαμπερούς; Οι πυρήνες τους που καίγονται.

Για να μην καταρρεύσουν οι πυρήνες τους υπό τη βαρύτητα, τα αστέρια έπρεπε να αξιοποιήσουν μια σταθερή πηγή ενέργειας. Αυτή η ενέργεια παρεχόταν με ανυπομονησία από την απελευθέρωση της δεσμευτικής ενέργειας.

Φανταστείτε ότι 4 άτομα υδρογόνου ενώνονται στον πυρήνα του αθροίσματος. Δύο πρωτόνια από τον πυρήνα του παραμένουν, ενώ τα άλλα δύο μετατρέπονται σε νετρόνια(n) με τη βοήθεια της κβαντικής σήραγγας.

Μόλις συντηχθούν, σχηματίζουν έναν πυρήνα ηλίου. Το ήλιο που σχηματίζεται ζυγίζει ελαφρώς λιγότερο από τη συνολική μάζα των 2n και 2p. Η μάζα που λείπει είναι αυτή που μετατρέπεται σε δεσμευτική ενέργεια και τελικά τροφοδοτεί ένα αστέρι. Μια τέτοια αντίδραση απελευθερώνει ενέργεια 26,71 μεγαηλεκτρονίων βολτ… τώρα φανταστείτε εκατομμύρια από αυτές τις αλληλεπιδράσεις να συμβαίνουν με εκτυφλωτικές ταχύτητες!

Καύση υδρογόνου στα αστέρια (Φωτογραφία :Fouad A. Saad/Shutterstock)

Καθ 'όλη τη διάρκεια της ζωής ενός αστεριού, υφίσταται διάφορα στάδια καύσης καυσίμου για να μην καταρρεύσει. Αυτή η διαδικασία προκαλεί το αστρικό φαινόμενο της νουκλεοσύνθεσης, το οποίο ξεκινά με την καύση υδρογόνου ή τη σύντηξη. Ένα αστέρι ξοδεύει το 90% της ζωής του συντήκοντας υδρογόνο σε ήλιο. Αφού εξαντληθεί το υδρογόνο, αρχίζει να συντήκει ήλιο σε ανώτερα στοιχεία. Με κάθε νέο στάδιο στοιχειακής σύντηξης, ο πυρήνας γίνεται πιο πυκνός και τα εξωτερικά στρώματα των αστεριών αρχίζουν να διαστέλλονται, μετατρέποντας σταδιακά σε κόκκινο γίγαντα.

Κύκλος ζωής ενός αστεριού (Φωτογραφία :Designua/Shutterstock)

Αστέρια περίπου ισοδύναμα με τη μάζα του ήλιου μας (ή ελαφρύτερα) μπορούν να παράγουν στοιχεία πάνω από ήλιο μόνο αφού μετατραπούν σε κόκκινο γίγαντα (που σημαίνει ότι πρόκειται να πεθάνει), καθώς οι πυρήνες τους δεν είναι αρκετά ζεστοί. Ωστόσο, οι πυρήνες των αστεριών μεγάλης μάζας κάνουν τέλεια καζάνια για τη σύντηξη πυρήνων βαρύτερων από το ήλιο για την παραγωγή ενέργειας. Από αυτό το σημείο και μετά στο άρθρο, θα εξετάζουμε μόνο τεράστια αστέρια.

Δύο άτομα ηλίου συντήκονται για να δώσουν άνθρακα, ο οποίος στη συνέχεια συντήκεται με ένα άλλο ήλιο για να δημιουργήσει οξυγόνο, το οποίο καταλήγει σε όλα τα στοιχεία του περιοδικού πίνακα μέχρι το πυρίτιο, εκτός από το Βόριο και το Βηρύλλιο, τα οποία δεν σχηματίζονται σε αστέρι, αλλά αντ' αυτού σχηματίζονται από κοσμική σχάση.

Ο τελευταίος γύρος της σταθερής αστρικής εξέλιξης είναι όταν αρχίζει η καύση του πυριτίου. Μόλις ο πυρήνας αρχίσει να συντήκει πυρίτιο με σίδηρο, οι μέρες του αστεριού είναι πραγματικά μετρημένες. Σύντομα, ο πυρήνας δεν θα έχει άλλες πυρηνικές αντιδράσεις για να «νικήσει» ενάντια στη βαρύτητα. Ο σίδηρος έχει τον πιο σταθερό πυρήνα στο σύμπαν και η σύντηξή του σε κάτι βαρύτερο δεν απελευθερώνει ενέργεια, αλλά στην πραγματικότητα απαιτεί εξωτερική ενέργεια. Αυτό σηματοδοτεί την αρχή του τέλους της ζωής ενός τεράστιου αστεριού.

Διαφορετικά κελύφη σύντηξης φαίνονται στον πυρήνα του άστρου πριν από την κατάρρευση (Φωτογραφία:FT2/Wikimedia Commons)

Όταν ο πυρήνας έχει μόνο σίδηρο (και ίχνη νικελίου), γίνεται τόσο πυκνός που αρχίζει να καταρρέει μόνος του. Τα τελευταία λεπτά, το αστέρι δείχνει στρωμένο, σαν κρεμμύδι. Στα τελευταία δευτερόλεπτα, καθώς ο πυρήνας συνεχίζει να καταρρέει, όλα τα άτομα συμπιέζονται μεταξύ τους, γεγονός που δημιουργεί μια κολοσσιαία ποσότητα ενέργειας και πίεσης. Αυτό στέλνει ένα ωστικό κύμα ενέργειας στα διάφορα κελύφη.

Σε αυτό το σημείο, το αστέρι γίνεται supernovae , ψεκάζοντας κάθε στοιχείο που δημιούργησε σε ατελείωτο χώρο!

Σχηματισμός στοιχείων βαρύτερων από τον σίδηρο

Θυμάστε τα τελευταία δευτερόλεπτα και το ωστικό κύμα που μόλις αναφέραμε; Καθώς το αστέρι πεθαίνει και εκρήγνυται σε σουπερνόβα, απελευθερώνει μια τεράστια ποσότητα ενέργειας (η θερμοκρασία ανεβαίνει σε δισεκατομμύρια Kelvin) και ένα πολύ πυκνό νέφος νετρονίων.

r-διαδικασία

Αυτά τα νετρόνια αλληλεπιδρούν με τα άτομα των ήδη σχηματισμένων στοιχείων. Υποβάλλονται σε μια σειρά από σύντηξη και σχάση για να σχηματίσουν στοιχεία μέχρι το Ουράνιο, καθώς και μερικά υπερουρανικά στοιχεία όπως το Κούριο, το Καλιφόρνιο και το Φέρμιο. Όλη αυτή η διαδικασία ταχείας σύλληψης νετρονίων ή r-process πραγματοποιείται σε λιγότερο από ένα δευτερόλεπτο. Στοιχεία όπως ο χρυσός, η πλατίνα και το ασήμι είναι τόσο σπάνια και ακριβά επειδή χρειάζεται ένα αστέρι που πεθαίνει για να τα δημιουργήσει!

Προέλευση στοιχείων στον περιοδικό πίνακα (Πιστωτική φωτογραφία :Creative Commons/Wikimedia Commons)

s-process

Μια άλλη κοινή διαδρομή είναι μέσω μιας πολύ πιο αργής διαδικασίας σύλληψης νετρονίων, επίσης γνωστή ως s-process . Αυτό θα μπορούσε να λάβει χώρα σε διαφορετικά στρώματα σύντηξης ενός άστρου ή μέσα σε ένα αστέρι νετρονίων που έχει άφθονα νετρόνια και τις κατάλληλες συνθήκες για τη σύλληψη. Ο μηχανισμός για τις διεργασίες s και r είναι ο ίδιος.

p-process

Ο πυρήνας ενός στοιχείου συλλαμβάνει τα νετρόνια και μετατρέπεται στο ισότοπό του. Εάν το ισότοπο που σχηματίζεται δεν είναι σταθερό, ο πυρήνας υφίσταται βήτα διάσπαση για να σχηματίσει το επόμενο σταθερό στοιχείο. Έτσι, όλα τα στοιχεία που γνωρίζουμε παραπάνω από τον σίδηρο και μέχρι το ουράνιο παρήχθησαν από αυτή τη συνεχή διαδικασία. Μια άλλη μορφή ανάπτυξης του πυρήνα είναι μέσω σύλληψης πρωτονίων ή p-process . Για να διαβάσετε περισσότερα κάντε κλικ εδώ.

Αυτό ισχύει για όλα τα στοιχεία, εκτός από το Technitium και το Promethium, τα οποία δεν έχουν σταθερά ισότοπα που θα μπορούσαν να διαρκέσουν αρκετά για να βρούμε εδώ. Όλα τα στοιχεία μετά το ουράνιο είναι ανθρωπογενή και ραδιενεργά με σύντομο χρόνο ημιζωής.

Αυτό οδηγεί σε ένα άλλο ερώτημα… Πώς τα στοιχεία που δημιουργήθηκαν από ένα αστέρι που εκρήγνυται κατέληξαν εδώ στη Γη;

Παράδοση στη Γη

Το σύμπαν είναι ένας τεράστιος κάδος ανακύκλωσης. ανακυκλώνει και επαναχρησιμοποιεί κάθε κομμάτι ύλης που κάποτε δημιουργήθηκε με μια διαδικασία που ονομάζεται χημικός εμπλουτισμός. Εκατομμύρια γαλαξίες, αστέρια και πλανήτες σχηματίστηκαν και θα συνεχίσουν να σχηματίζονται χρησιμοποιώντας την ίδια αρχέγονη ύλη που έμεινε μετά τη Μεγάλη Έκρηξη.

Το νεαρό σύμπαν ήταν ¾ Υδρογόνο και ¼ Ήλιο, ενώ η υπόλοιπη ύλη ήταν αμελητέα. Ωστόσο, μετά από δισεκατομμύρια χρόνια καύσης και έκρηξης, το σύμπαν έχει τώρα μια (drumroll παρακαλώ) σύνθεση 2% άλλων στοιχείων! Αυτό μπορεί να φαίνεται μη εντυπωσιακό, αλλά σε κοσμική κλίμακα, είναι άφθονο!

Αφθονία στοιχείων στο ηλιακό μας σύστημα (Φωτογραφία :MHz`as/Wikimedia Commons)

Τα στοιχεία που εκδιώχθηκαν στο διάστημα μετά τον θάνατο ενός αστεριού βρίσκουν τελικά το δρόμο τους σε νέες περιοχές σχηματισμού άστρων, όπου τα νεαρά αστέρια ξεκινούν το ταξίδι τους. Λόγω της βαρύτητας, μερικά από τα νεκρά αστέρια γίνονται μέρος της επόμενης γενιάς αστέρων.

Αφού πεθάνουν αυτά τα αστέρια, η ύλη επιστρέφει ξανά στον κόσμο. Αυτός ο κύκλος συνεχίζεται ξανά και ξανά για αιώνες και χιλιετίες. Κάτι παρόμοιο συνέβη όταν σχηματιζόταν το δικό μας ηλιακό σύστημα. Ένα μεγάλο μέρος του κατέληξε να δημιουργήσει την αγαπημένη μας μεγάλη μπάλα φωτιάς, τον ήλιο. Η εναπομείνασα αστρόσκονη που περιφέρεται γύρω από τον ήλιο, ωστόσο, τελικά συσσωρεύτηκε για να σχηματίσει αστεροειδείς και πλανήτες, συμπεριλαμβανομένου του σπιτιού μας—της Γης.

Συμπέρασμα

Είτε το πιστεύετε είτε όχι, αλλά όλα τα άτομα στο σώμα μας είναι παλαιότερα από το ίδιο το ηλιακό σύστημα! Δημιουργήθηκαν σε μια σειρά γεγονότων μετά το ένα γεγονός που τα ξεκίνησε όλα πριν από 13,8 δισεκατομμύρια χρόνια. Ο χρυσός στα κοσμήματά μας και ο ψευδάργυρος στις μπαταρίες μας δημιουργήθηκαν στις τελευταίες στιγμές της ζωής ενός αστεριού. Το οξυγόνο και ο άνθρακας στη σόδα μας, ο σίδηρος στο αίμα μας και το ασβέστιο στα δόντια μας σφυρηλατήθηκαν στην καρδιά ενός αστεριού που σιγοκαίει. Ο κόσμος είναι πραγματικά μέσα σε όλους μας.