xhmeia tøn ™toixeiøn tøn kypiøn oma¢øngotsis.net.gr/content/4fc60b3e73cc6.pdf · xhmeia...

XHMEIATøN ™TOIXEIøN

TøN KYPIøN OMA¢øN

¶·Ó·ÁÈÒÙË˜ Iˆ¿ÓÓÔ˘K·ıËÁËÙ‹˜ XËÌÂ›·˜ ¶·ÓÂÈÛÙËÌ›Ô˘ ¶·ÙÚÒÓ

TOMO™ I

¶·Ó·ÁÈÒ

ÙË˜ Iˆ¿ÓÓÔ˘

XHM

EIA Tø

N™TO

IXEIøN

TøN

KYPIøN

OM

A¢

øN

¶·Ó·ÁÈÒÙË˜ Iˆ¿ÓÓÔ˘K·ıËÁËÙ‹˜ XËÌÂ›·˜ ¶·ÓÂÈÛÙËÌ›Ô˘ ¶·ÙÚÒÓ

[As@Ni12@As20]3–

XHMEIATøN ™TOIXEIøN

TøN KYPIøN OMA¢øN

ºI§OMA£E IA º I§OMA£E IA

COVER 10-10-06 17:13 ™ÂÏ›‰· 1

ix

ΠΙΝΑΚΑΣ ΠΕΡΙΕΧΟΜΕΝΩΝ

Πρόλογος 1ης Εκδόσεως …vii

Πρόλογος 2ας Εκδόσεως …vii

Πίνακας περιεχομένων …ix

Συντμήσεις …xx

ΕΙΣΑΓΩΓΗ ΣΤΗΝ ΠΕΡΙΓΡΑΦΙΚΗ ΧΗΜΕΙΑ

Ορισμοί – Εννοιες …1

Ιστορικό της διδασκαλίας της Χημείας …2

Συνέπειες της αγνοίας της περιγραφικής Χημείας …3

Λόγοι για τη διδασκαλία της περιγραφικής Χημείας …3

Δυσκολία της περιγραφικής Χημείας …4

Σκοποί του βιβλίου …4

Οργάνωση της ύλης του βιβλίου …5

Ειδική βιβλιογραφία …6

Γενική βιβλιογραφία …6

ΚΕΦΑΛΑΙΟ 1 Γενικά για τα στοιχεία

Ο όρος “στοιχείο” κατά τη διαδρομή των αιώνων …9

Αριθμός των στοιχείων …10

Ισοτοπική αφθονία των στοιχείων στη Γη …10

Ταξινόμηση των στοιχείων …10

Πυρηνοσύνθεση: η προέλευση των στοιχείων …11

Η ανακάλυψη των υπερουρανίων στοιχείων …20

Ο σύγχρονος Περιοδικός Πίνακας …26


x

ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 Γενικά για τις χημικές ενώσεις

Οι χημικές ενώσεις και η παραγωγή τους …32

Χημικές ενώσεις και χημεία στο μεσοαστρικό χώρο …33

Χημικές ενώσεις και χημεία στους κομήτες …38

Χημικές ενώσεις και χημεία στους μετεωρίτες …39

Σχηματισμός και χημική σύσταση των πλανητών …40

Η Γη: σχηματισμός, χημικά στοιχεία, Ανόργανος και Οργανική ύλη …42


ΚΕΦΑΛΑΙΟ 3 Η απομόνωση των στοιχείων. Ο “κύκλος ζωής” των υλικών.

Η “Πράσινη Χημεία”.

Η απομόνωση των στοιχείων …57

Η γεωχημική ταξινόμηση των στοιχείων …57

Τα μεταλλεύματα και τα ορυκτά της Γης …58

Ταξινόμηση των μεθόδων απομονώσεως των στοιχείων …59

Μεταλλουργία …64

Εξαγωγή των μετάλλων από τα ορυκτά: πυρομεταλλουργία …64

Εξαγωγή των μετάλλων από τα ορυκτά: ηλεκτρομεταλλουργία …71

Εξαγωγή των μετάλλων από τα ορυκτά: υδρομεταλλουργία …71

Ο “κύκλος ζωής” των υλικών …74

Γενικά για την τύχη των στοιχείων και χημικών ενώσεων …74

Στερεά απόβλητα …75

Υγρά απόβλητα …78

Αέρια απόβλητα …79

Η “Πράσινη Χημεία” …79


xi

ΚΕΦΑΛΑΙΟ 4 Η συστηματική μελέτη των στοιχείων και χημικών ενώ-

σεων. Γιατί και πώς αντιδρούν τα στοιχεία και οι χημικές

ενώσεις

Η συστηματική μελέτη: γενικά …87

Στοιχεία της ομάδας και ονομασία ομάδας του Περιοδικού Πίνακα …87

Ιστορικό – ανακάλυψη …87

Προέλευση – αφθονία …89

Παρασκευές …89

Φυσικές ιδιότητες των στοιχείων …90

Χημικές ιδιότητες των στοιχείων …99

Ανίχνευση …103

Χρήσεις …103

Βιογεωχημικοί κύκλοι των στοιχείων …103

Διαφορές του 1oυ στοιχείου μιας ομάδας από τα υπόλοιπα στοιχεία της ομάδας …103

Γενική χημεία ομάδας στοιχείων και στοιχείων …104

Τάξεις ενώσεων των στοιχείων μιας ομάδας …112

Ενώσεις ενός στοιχείου …112

Αντιδράσεις στοιχείων και ενώσεων …113


ΚΕΦΑΛΑΙΟ 5 Γενικά για τα μη-μέταλλα, μέταλλα και ημιμέταλλα. Βιολο-

γικές–βιοχημικές ιδιότητες των στοιχείων. Τα υποατομικά

σωματίδια ως χημικές οντότητες

Διάκριση μετάλλων και μη-μετάλλων …127

Γενικά για τα μη-μέταλλα …127

Γενικά για τα μέταλλα …130

Γενικά για τα ημιμέταλλα …132

Βιολογικές - βιοχημικές ιδιότητες των στοιχείων …132

Τα υποατομικά σωματίδια ως χημικές οντότητες …140

xii


ΚΕΦΑΛΑΙΟ 6 Η 18η ομάδα του Περιοδικού Πίνακα

Γενικά …152

Ονομασία ομάδας …152



Παρασκευή – απομόνωση …154

Φυσικές ιδιότητες …156

Χημικές ιδιότητες …158



Διαφορές του He από τα υπόλοιπα στοιχεία της ομάδας …161

Γενική χημεία των ευγενών αερίων …161

Τάξεις ενώσεων των ευγενών αερίων …166


ΚΕΦΑΛΑΙΟ 7 Υδρογόνο – υδρίδια – οξέα

Υδρογόνο …188

Γενικά …188




Φυσικές ιδιότητες και δομή …197




Ορθο- και παρα-υδρογόνο …206

Υδρογόνο εν τω γεννάσθαι …208

xiii

Ατομικό υδρόγονο …209

Αντιυδρογόνο …211

Δευτέριο …212

Τρίτιο …216

Γενική χημεία του υδρογόνου …218

Υδρίδια ή υδρογονίδια …220

Γενικά …220

Ταξινόμηση …220

Αλατοειδή υδρίδια …222

Ομοιοπολικά ή μοριακά ή πτητικά υδρίδια …225

Μεταλλικά υδρίδια …228

Οξέα …230


ΚΕΦΑΛΑΙΟ 8 Οξυγόνο




Φυσικές ιδιότητες και δομή …242


Το Ο2 ως υποκατάστατης. Μεταφορείς οξυγόνου. Ενεργοποίηση του Ο2 …246



Ατομικό οξυγόνο ή μονοοξυγόνο …253

Βιογεωχημικός κύκλος του οξυγόνου …255

Ειδική Βιβλιογραφία …256

ΚΕΦΑΛΑΙΟ 9 Γενική χημεία και ενώσεις του οξυγόνου

Γενική χημεία του οξυγόνου …257

xiv

Ενώσεις του οξυγόνου …259

Με υδρόγονο: οξείδιο του υδρογόνου, πρωτονιωμένες και αποπρωτονιωμένες μορφές

του Η2Ο …259

Με στοιχεία της 18ης ομάδας …279




Mε στοιχεία της 14ης ομάδας …302


ΚΕΦΑΛΑΙΟ 10 Υδωρ – νερό, βαρύ ύδωρ, ενώσεις εγκλωβισμού

Υδωρ – νερό …310

Βαρύ ύδωρ: D2O …350

Ενώσεις εγκλωβισμού …352


ΚΕΦΑΛΑΙΟ 11 Η ατμόσφαιρα της Γης

Γενικά …358

Θερμόσφαιρα – ιονόσφαιρα …359

Μεσόσφαιρα …360

Στρατόσφαιρα …361

Τροπόσφαιρα: ο ατμοσφαιρικός αέρας …371


ΚΕΦΑΛΑΙΟ 12 Τα μέταλλα των s και p περιοχών (blocks) του Περιοδικού

Πίνακα: γενικές τάσεις

Γενικά …391



xv

Τάξεις ενώσεων …393

ΚΕΦΑΛΑΙΟ 13 Γενικά για τα στοιχεία της 1ης ομάδας του Περιοδικού

Πίνακα

Στοιχεία ομάδας και ονομασία ομάδας …396








Διαφορές του Li από τα υπόλοιπα στοιχεία της ομάδας …403

Γενική χημεία των στοιχείων της 1ης ομάδας …403

Βιοανόργανος χημεία – τοξικότητα …405

Τάξεις ενώσεων των στοιχείων της 1ης ομάδας …409


ΚΕΦΑΛΑΙΟ 14 Γενικά για τα στοιχεία της 2ας ομάδας του Περιοδικού

Πίνακα

Στοιχεία της ομάδας και ονομασία ομάδας …439








Διαφορές του Be από τα υπόλοιπα στοιχεία της ομάδας …444

xvi

Γενική χημεία των στοιχείων της 2ας ομάδας …444


Τάξεις ενώσεων των στοιχείων της 2ας ομάδας …446



Πίνακα









Διαφορές του Β από τα υπόλοιπα στοιχεία της ομάδας …460






Πίνακα







xvii



Βιογεωχημικοί κύκλοι …487

Διαφορές του C από τα υπόλοιπα στοιχεία της ομάδας …487






Πίνακα










Διαφορές του Ν από τα υπόλοιπα στοιχεία της ομάδας …528






Πίνακα


xviii









Διαφορές του Ο από τα υπόλοιπα στοιχεία της ομάδας …571






Πίνακα









Διαφορές του F από τα υπόλοιπα στοιχεία της ομάδας …604





xix

ΕΥΡΕΤΗΡΙΟ ΟΝΟΜΑΤΩΝ …637

ΑΛΦΑΒΗΤΙΚΟ ΕΥΡΕΤΗΡΙΟ ΕΛΛΗΝΙΚΩΝ ΟΡΩΝ …643

9

Κεφάλαιο 1

ΓΕΝΙΚΑ ΓΙΑ ΤΑ ΣΤΟΙΧΕΙΑ

Ο ΟΡΟΣ "ΣΤΟΙΧΕΙΟ" ΚΑΤΑ ΤΗ ΔΙΑΔΡΟΜΗ ΤΩΝ ΑΙΩΝΩΝ

Ο όρος “στοιχείο”, αν και εμφανίσθηκε αρκετά ενωρίς, είχε διαφορετική σημασία, από αυτήν που σήμερα εννοούμε, σε διαφορετικές εποχές. Οι αρχαίοι Κινέζοι ήδη πριν από τον 4ο π.Χ. αιώνα θεωρούσαν 5 στοιχεία: μέταλλο, ξύλο, γη, νερό και φωτιά. Οι αρχαίοι Eλληνες φιλόσοφοι, και ιδίως ο Εμπεδοκλής (~ 495-435 π.Χ.), θεωρούσαν 4 στοιχεία: πυρ, ύδωρ, αήρ και γη. Τα ίδια στοιχεία αποδέχθηκαν οι Πυθαγόρειοι [που χρησιμοποίησαν και τη λέξη “στοιχείο” (= γράμμα) για να υποδηλώσουν τα “χημικά” στοιχεία της εποχής τους], ο Πλάτωνας (429-347 π.Χ.) και ο Αριστοτέλης (384-322 π.Χ.). Η θεωρία των 4 στοιχείων του Αριστοτέλη θεωρεί ότι τα 4 στοιχεία μπορούν να συνδυασθούν με άπειρες αναλογίες και να δώσουν τις ουσίες. Κάθε στοιχείο είχε 2 ιδιότητες, π.χ. η γη ήταν ψυχρή και ξηρή, το ύδωρ ήταν ψυχρό και υγρό, το πυρ ήταν θερμό και ξηρό και ο αέρας ήταν θερμός και υγρός. Ρυθμίζοντας τις ιδιότητες αυτές το ένα στοιχείο μπορεί να μετατραπεί σε άλλο καθώς επίσης όλες οι ουσίες μπορούν να “μεταστοιχειωθούν” η μία στην άλλη με κατάλληλη ρύθμιση των αναλογιών των 4 στοιχείων που περιέχονται στην κάθε μία και σ’ όλες τις ουσίες. Η θεωρία αυτή επέζησε μέχρι και το 1750 [τη δίδασκε και ο Joseph Black (1728-1799)]. Κατά την περίοδο των τελευταίων αλχημιστών (1200-1500 μ.Χ.) αναπτύχθηκε η θεωρία των 3 στοιχείων: υδράργυρος, θείο και άλας, τα οποία ήταν συστατικά των μετάλλων. Ο ιατροχημικός Paracelsus [Philippus Aureolus Theophrastus Bombastus von Hohenheim (1493-1541)] πίστευε στα 4 στοιχεία του Αριστοτέλη αλλά και στα 3 στοιχεία των αλχημιστών. Τα πρώτα 50 χρόνια του 17ου αιώνα κυριαρχούνται από την ιδέα των 5 στοιχείων: υδράργυρος, θείο, άλας, φλέγμα και γη. Ο Joannes Baptista van Helmont (1577-1644) απέρριψε την ιδέα των 4 στοιχείων του Αριστοτέλη και θεώρησε το νερό ως τη βάση όλων των χημικών ουσιών (πείραμα της ιτιάς). Αλλά είναι ο Robert Boyle (1627-1691) αυτός που έδωσε έναν ορισμό στον όρο στοιχείο και τον απήλλαξε από κάθε φιλοσοφική και αόριστη έννοια. Κατά τον R. Boyle στοιχείο είναι το όριο της (χημικής) αναλύσεως, όπου με τον όρο ανάλυση νοείται η διάσπαση μιας ουσίας σε απλούστερα συστατικά. Μετά τον R. Boyle, οι φλογιστονιστές θεωρούσαν 3 στοιχεία: αέρα, νερό και γη. Η γη είχε τρία είδη, ένα από τα οποία ονομάσθηκε φλογιστό από τον Georg Ernst Stahl (1660-1734).

10

Κατά τον 18ο αιώνα ο ορισμός του στοιχείου δεν είχε ακόμη εδραιωθεί παρόλο που ανακαλύφθησαν και άλλα μέταλλα, όπως Co, Bi, Pt, Zn, Ni, Mn, Mo, Te, W και Cr, και καταρρίφθηκε το αρχαίο δόγμα των 7 μετάλλων (Au, Ag, Cu, Sb, Fe, Pb και Sn). Το 1789 σε βιβλίο του Antoine Laurent de Lavoisier (1743-1794) παρουσιάζεται για πρώτη φορά πίνακας των (μέχρι τότε γνωστών) στοιχείων. Από το 1800 μέχρι περίπου το 1900, ως στοιχείο οριζόταν η ουσία που δεν ήταν δυνατό να αναλυθεί σε απλούστερη μορφή ύλης. Ετσι ένα στοιχείο, κατά τον John Dalton (1766-1844), αποτελείται από όμοια και αδιαίρετα άτομα. Ο ορισμός όμως αυτός δεν ισχύει σήμερα διότι έχει αποδειχθεί ότι το άτομο έχει εσωτερική δομή (πρωτόνια, νετρόνια και ηλεκτρόνια) και ότι υπάρχουν τα λεγόμενα ισότοπα στοιχεία. Ετσι σήμερα στοιχείο είναι η ουσία της οποίας τα άτομα έχουν το αυτό ηλεκτρικό φορτίο στον πυρήνα τους.

ΑΡΙΘΜΟΣ ΤΩΝ ΣΤΟΙΧΕΙΩΝ

Σήμερα (2004) είναι γνωστά 116 στοιχεία. Από αυτά, τα 90 στοιχεία (από το 1Η μέχρι το 92U, εκτός από τα Tc και Pm) βρίσκονται στη Γη (το Tc όμως έχει ανιχνευθεί στα άστρα). Τα υπόλοιπα στοιχεία έχουν παρασκευασθεί τεχνητώς με πρώτο το Tc (το 1937) από τους C. Perrier και Εmilio Gino Segré [(1905- ), Nobel Φυσικής 1959].

ΙΣΟΤΟΠΙΚΗ ΑΦΘΟΝΙΑ ΤΩΝ ΣΤΟΙΧΕΙΩΝ ΣΤΗ ΓΗ

Τα 81 από τα 83 πρώτα στοιχεία του Π.Π. (1Η-83Bi) είναι σταθερά στοιχεία, δηλαδή έχουν σταθερά ισότοπα (εκτός από τα 43Tc και 61Pm, που δεν έχουν σταθερά ισότοπα). Αυτά τα 81 στοιχεία έχουν 280 σταθερά ισότοπα. Πέραν από το Bi υπάρχουν 11 φυσικώς απαντώμενα ραδιενεργά στοιχεία (84Po - 94Pu) με τουλάχιστον 71 φυσικώς απαντώμενα ισότοπα. Τεχνητώς έχουν παρασκευασθεί περισσότερα από 1200 ραδιενεργά νουκλίδια.

ΤΑΞΙΝΟΜΗΣΗ ΤΩΝ ΣΤΟΙΧΕΙΩΝ

Τα στοιχεία, ανάλογα με τη φυσική τους κατάσταση ταξινομούνται ως: • αέρια (H2, O2, N2, F2, Cl2, He, Ne, Ar, Kr, Xe και Rn) • υγρά [Hg, Br2, Cs (ΣΤ 28,5 °C), Ga (ΣΤ 29,78 °C)] • στερεά (είναι τα υπόλοιπα).

Η ταξινόμηση αυτή δεν είναι τόσο χρήσιμη χημικώς. Ανάλογα με τις χημικές τους ιδιότητες ταξινομούνται ως:

• μέταλλα • μη-μέταλλα ή αμέταλλα • ημιμέταλλα

Ο όρος αμέταλλα μπορεί να χρησιμοποιηθεί για τα μη-μέταλλα, αλλά ο όρος μεταλλοειδή (για τα ημιμέταλλα) δεν συνιστάται από την IUPAC. O όρος επαμφοτερίζον

11

(για τα ημιμέταλλα) είναι επιτρεπτός, αλλά δεν συνιστάται.

ΠΥΡΗΝΟΣΥΝΘΕΣΗ: Η ΠΡΟΕΛΕΥΣΗ ΤΩΝ ΣΤΟΙΧΕΙΩΝ

1. Γενικά

Μπορούν να ορισθούν η μεν πυρηνοσύνθεση (nucleosynthesis) ως η προέλευση των χημικών στοιχείων, η δε πυρηνογένεση (nucleogenesis) ή κοσμολογία ως η αρχική προέλευση αυτής ταύτης της ύλης. Η επιστημονική κατανόηση για την προέλευση των στοιχείων απαιτεί τη γνώση του κτισίματός τους από τα κοινά τους μέρη (π.χ. πρωτόνια και νετρόνια), δηλαδή γνώση πυρηνικής φυσικής. Επιπλέον, απαιτεί τη γνώση του χώρου, όπου υπάρχουν ή υπήρξαν οι κατάλληλες συνθήκες για την πυρηνοσύνθεση, και το είδος των δυνάμεων (βαρύτητα, ηλεκτρομαγνητικές και πυρηνικές δυνάμεις) που παίζουν σπουδαίο ρόλο στην πυρηνο-σύνθεση. Tο πρόβλημα της πυρηνοσυνθέσεως συνδέεται επίσης με το πρόβλημα της προ-ελεύσεως του σύμπαντος και τη δομή και ανάπτυξη των γαλαξιών, άστρων και άλλων ουρανίων σωμάτων. Μια καλή θεωρία πυρηνοσυνθέσεως, για να εξηγεί πού, πότε και πώς σχημα-τίσθηκαν τα στοιχεία, πρέπει να βασίζεται: στην αφθονία των στοιχείων και στην ισοτοπική αφθονία του κάθε στοιχείου, στην προέλευση, δομή και εξέλιξη του σύμπαντος, των γαλαξιών, των άστρων και άλλων ουρανίων σωμάτων, στις διάφορες αστρικές ιδιότητες, όπως μάζα, θερμοκρασία, σύσταση, πυκνότητα κλπ., στις πυρηνικές ιδιότητες, όπως ενεργός διατομή αντιδράσεως, ταχύτητα αντι-δράσεως, σχήματα ραδιενεργών μετασχηματισμών κλπ.

2. Αφθονία των στοιχείων

Με χημική και φασματική ανάλυση λαμβάνονται πληροφορίες για τις αφθονίες των στοιχείων στα διάφορα συστήματα, Πίνακας 1.1. Στο Σχήμα 1.1 φαίνεται παραστατικά η σχετική αφθονία των στοιχείων στο σύμπαν. Η υπερίσχυση των στοιχείων 1Η και 4He στο σύμπαν υποστηρίζει τη θεωρία ότι η ύλη εξελίχθηκε από στοιχειώδη σωματίδια. Αξιοσημείωτο είναι ότι η αφθονία δεν μειώνεται ομαλώς με την αύξηση του ΑΑ και ότι στοιχεία με άρτιο αριθμό πρωτονίων είναι αφθονότερα από αυτά με περιττό.

3. Θεωρίες για το σύμπαν

Οι θεωρίες για το σύμπαν (με έμφαση στη φύση και την προέλευσή του) εμπίπτουν σε 2 κλάσεις:

12

Πίνακας 1.1. Αφθονίες στοιχείων, ως % όλων των ατόμων, σε διάφορα συστήματα.

Σύμπαν Μετεωρίτες Γη Γη (φλοιός)

Σελήνη (επιφάνεια)

Ανθρώπινο σώμα

H 91 O 32,3 O 47,28 O 46,6 O 40,0 H 63 He 9,1 Fe 28,8 Mg 19,02 Si 27,2 Si 19,2 O 25,5 O 0,057 Si 16,3 Fe 17,11 Al 8,13 Fe 14,3 C 9,5 N 0,042 Mg 12,3 Si 12,22 Fe 5,00 Ca 8,0 N 1,4 C 0,021 S 2,12 S 2,17 Ca 3,63 Ti 5,9 Ca 0,31 Ne 0,003 Ni 1,57 Ni 1,36 Na 2,83 Al 5,6 P 0,22 Si 0,003 Al 1,38 Al 0,43 K 2,59 Mg 4,5 Cl 0,03 Mg 0,002 Ca 1,33 Ca 0,41 Mg 2,02 Na, Cr, Mn, S K 0,08 Fe 0,002 Co, Na, Mn, K,

Ti, P, Cr Ti, H, C S, Na, Mg

10

8

6

4

2

0

-2

0 50 100 150 200

Ατομικό βάρος

log

άτομα στοιχείου

106 άτομα

Si

H καύση H He

καύση Ηe

καύση Η

e

καύση C, O πορεία-α

πορεία-e

πορεία

-s

ομάδα σιδήρου πορεία-r

πορεία-s

πορεία-r πορεία-s πορεία-r πορεία-s Li/Be/B

Σχήμα 1.1. Σχετικές αφθονίες των στοιχείων στο ηλιακό μας σύστημα και πιθανώς στο σύμπαν.

13

1. Θεωρία της σταθερής καταστάσεως (the static universe ή the steady state universe) των Albert Einstein [(1879-1955), Nobel Φυσικής 1921] και W. De Sitter και (αργότερα) των Sir Herman Bondi (1919- ), Thomas Gold και Fred Hoyle.

Η θεωρία αυτή προβλέπει τη συνεχή δημιουργία νέας ύλης και νέων γαλαξιών, στον κενό χώρο που μένει κατά την απομάκρυνση των γαλαξιών. Η δημιουργία της νέας ύλης, όμως, απαιτεί τροποποίηση της γενικής θεωρίας της σχετικότητας. 2. Θεωρία του εξελισσομένου σύμπαντος (the evolutionary universe ή the Big Bang

universe) των Alexander Friedmann, G. Lemaitre και Sir Arthur S. Eddington (1882-1944) και (αργότερα) των George Gamow, Ralph A. Alpher και Robert C. Herman.

H θεωρία αυτή προτείνει ότι το σύμπαν “δημιουργήθηκε” σε χρόνο t0 (= πριν 12 ± 2×109 y, πιθανότερα πριν 13,7 ± 0,2×109 y), όταν μια υπέρπυκνη σφαίρα ύλης (ylem του G. Gamow ή primeval atom ή cosmic egg του G. Lemaitre) που αποτελείτο από νετρόνια (πιθανώς 1078-1079 νετρόνια σε όγκο όσο το σημερινό ηλιακό μας σύστημα) και είχε πολύ μεγάλη θερμοκρασία (1012 Κ) εξερράγη (Βig Βang· όρος που εισήγαγε ο F. Hoyle για να αστειευθεί τον G. Gamow) με ή περίπου με την ταχύτητα του φωτός. Η θερμοκρασία μειώθηκε ως εξής:

1012 Κ μετά 1 μs 1010 Κ μετά 1 s 109 Κ μετά 5 min 4×107 Κ μετά 1 ημέρα 5×103 Κ μετά 300.000 έτη.

Η θεωρία απέκτησε μεγαλύτερο ενδιαφέρον μετά το 1960, διότι από τότε άρχισαν να γίνονται παρατηρήσεις που την υποστήριζαν. Το 1964 oι A.G. Doroshkevich και I.D. Novikov αναγνώρισαν ότι η ακτινοβολία υποβάθρου μικροκυμάτων (cosmic microwave background radiation) μπορεί να ανιχνευθεί στην περιοχή των μικροκυμάτων. Η πειραματική ανίχνευσή της έγινε από τους Arno Allan Penzias (1933-) και Robert Woodrow Wilson (1936-) το 1965 [και οι δύο Nobel Φυσικής 1978]. Αυτό σημαίνει ότι το σύμπαν “κολυμπά” σε μία ακτινοβολία που αντιστοιχεί σε 3 Κ, πράγμα που είχε προβλεφθεί από τον G. Gamow, και λέγεται ότι είναι η εναπομείνασα ακτινοβολία της αρχικής υπέρπυκνης σφαίρας. Η ύπαρξη της ακτινοβολίας αυτής υποστήριξε την ορθότητα του εξελισσομένου σύμπαντος με την παραγωγή των ελαφρών στοιχείων 2H, 3He και 4Ηe κατά τη διάρκεια των πρώτων θερμών σταδίων της εξελίξεως. Τη δεκαετία του 1980 αναπτύχθηκε η inflationary Big Bang theory, η οποία προβλέπει αυξομειώσεις γύρω από την 3 Κ ακτινοβολία, οι οποίες και επαληθεύτηκαν πειραματικώς.

4. Θεωρίες πυρηνοσυνθέσεως

α) Θεωρία συλλήψεως νετρονίων (neutron capture theory)

Το 1948 οι G. Gamow, R.A. Alpher και R.C. Herman πρότειναν μία θεωρία για την πυρηνοσύνθεση, που βασίσθηκε στη θεωρία τους για τη “δημιουργία” του

14

σύμπαντος. Κατ' αυτή τη θεωρία, τα νετρόνια μετασχηματίζονται σε πρωτόνια, ηλεκ-τρόνια και αντινετρίνα:

12

1 1en p e ν με 12 mint−⎯⎯→ + + =

Μετά, τα πρωτόνια με σύγκρουση με νετρόνια δίνουν πυρήνες δευτερίου:

γHnp 211 +⎯→⎯+ Ο πυρήνας δευτερίου μπορεί να συλλάβει άλλο νετρόνιο για να δώσει πυρήνα τριτίου:

γHnΗ 312 +⎯→⎯+ Το τρίτιο είναι ραδιενεργό και μετασχηματίζεται σε 3He:

3 3eH He e ν−⎯⎯→ + +

το οποίο μπορεί να συλλάβει άλλο νετρόνιο για να δώσει σταθερό πυρήνα ηλίου:

γHenHe 413 +⎯→⎯+ Η θεωρία αυτή απαιτούσε τη σύνθεση των στοιχείων αυτών σε 30-60 min, διότι η θερμοκρασία μετά τη μεγάλη έκρηξη μειωνόταν συνεχώς καθώς επίσης τα απαιτούμενα για τις αντιδράσεις νετρόνια μετασχηματίζονταν γρήγορα και δεν θα υπήρχαν για πολύ χρόνο. Η θεωρία αυτή εξήγησε τη σύνθεση στοιχείων μέχρι και το 4Ηe. Ετσι 2 ώρες μετά τη Big Bang η περισσότερη ύλη στο σύμπαν ήταν υπό μορφή 1Η, με λίγα ποσά από τα άλλα ισότοπα μέχρι το 4Ηe. Τα στοιχεία είναι υπό μορφή πυρήνων και όχι ατόμων διότι οι θερμοκρασίες είναι πολύ υψηλές. β) Θεωρία B2FH (B2FH theory)

Στα 1950 ο F. Hoyle πρότεινε ότι όλα τα στοιχεία, εκτός του υδρογόνου, συνετέθησαν στο θερμό εσωτερικό μέρος των άστρων. Το 1957 οι Ε. Margaret Burbridge, G.R. Burbridge, William Alfred Fowler [(1911- ), Nobel Φυσικής 1983] και F. Hoyle (B2FH) πρότειναν διάφορες πυρηνικές αντιδράσεις για τη σύνθεση των νουκλιδίων στα άστρα. Αυτές οι πορείες χωρίζονται σε 3 ομάδες: i) εξώθερμες πορείες στο εσωτερικό των άστρων (exothermic processes) ii) πορείες συλλήψεως νετρονίων (neutron capture processes) iii) διάφορες άλλες πορείες (miscellaneous processes).

5. Σχηματισμός και τύχη των άστρων

Το πού και πότε έγινε η πυρηνοσύνθεση των άλλων (δηλαδή των εκτός H και He)

15

στοιχείων, απαιτεί τη γνώση του σχηματισμού και της τύχης των άστρων. Σε γενικές γραμμές, ο σχηματισμός και η εξέλιξη ενός άστρου με τους πλανήτες του φαίνεται στο Σχήμα 1.2.

α β γ δ ε στ ζ

Σχήμα 1.2. Σχηματισμός και εξέλιξη ενός άστρου με τους πλανήτες του.

Είναι γενικώς αποδεκτό ότι τα άστρα σχηματίσθηκαν με συμπύκνωση, λόγω βαρύτητας, μεσοαστρικού αερίου και σκόνης (κυρίως 1Η με λίγο 2Η, 3Ηe, 4He και 7Li). Τέτοια άστρα ονομάζονται πρωτοάστρα (proto-stars), Σχήμα 1.2(α). Μετά από πολλές χιλιάδες (ή ακόμη, εκατομμύρια) έτη, ο “πυρήνας” του πρωτοάστρου γίνεται αδιαφανής στην ακτινοβολία. Η πυκνότητα και η θερμοκρασία είναι σχετικώς μικρές. Oταν το άστρο έλθει σε θερμική ισορροπία, τότε αρχίζει να συρρικνώνεται ταχύτερα και η εκλυομένη ενέργεια ακτινοβολείται στην ΙR περιοχή. Τότε τα άστρα καλούνται υπέρυθρα άστρα (infra-red stars). Τα βήματα α-γ, Σχήμα 1.2, μπορούν να διαρκέσουν 1×107 y. Το άστρο μετά εισέρχεται στη λεγομένη κύρια σειρά ή κύρια ακολουθία (main sequence) (αστροφυσικός όρος), Σχήμα 1.2(δ), και έχει το δικό του μέγεθος και λαμπρότητα. Oσο η θερμοκρασία του αυξάνεται αργά τόσο γίνονται οι αντιδράσεις: στους ~6×103 K: 1

2H 2⎯⎯→ H

e στους ~104 K: 1 1H p −⎯⎯→ + στους ~106 K: 1 2 3H H He γ+ ⎯⎯→ + στους ~107 K: 1 4

e4 Η He 2e 2ν 2γ+⎯⎯→ + + + (e+ = ποζιτρόνιο, νe = νετρίνο) Συνεπώς μέσα στο άστρο υπάρχουν 1Η και 4Ηe. Ετσι η ύλη στο κέντρο του άστρου θερμαίνεται και τελικώς γίνεται αρκετά θερμή ώστε να προξενηθούν πυρηνικές αντιδράσεις, οι οποίες είναι εξώθερμες (για σύντηξη πυρήνων ελαφροτέρων του 56Fe). Η έναρξη της καύσεως αντισταθμίζει τη συρρίκνωση λόγω βαρύτητας και έτσι το άστρο σταθεροποιείται. Με τη βαθμιαία καύση του 1Η προς 4He, το άστρο παραμένει σε ισορροπία για 8×109 y (περίπου το 90% της ζωής ενός άστρου). Οταν το ~10% του 1Η καταναλωθεί προς 4Ηe, τότε αρχίζει νέα συστολή λόγω

16

βαρύτητας. Τότε, όταν η μάζα του είναι μεγάλη, (περίπου όσο ο δικός μας Ηλιος), το άστρο αφήνει την κύρια ακολουθία και γίνεται ερυθρός γίγαντας (red giant), καταναλίσκοντας τους πλανήτες του, Σχήμα 1.2(ε, στ). Η θερμοκρασία στην επιφάνειά του είναι 3,5-5,5×103 Κ, ενώ η θερμοκρασία στον πυρήνα ανέρχεται στους ~2×108 Κ, οπότε γίνεται η καύση ηλίου από το 4He, το οποίο καταβυθίστηκε λόγω βαρύτητας στον πυρήνα. Η ζωή του ερυθρού γίγαντα είναι ~1×108 y. Στα τελευταία χρόνια της ζωής του ερυθρού γίγαντα γίνεται και καύση άνθρακα. Αστρα που δεν έχουν μεγάλη μάζα, απλώς καταναλίσκουν το 1Η, δεν εξελίσσονται περαιτέρω και γίνονται λευκοί νάνοι (white dwarfs). Η σειρά: έκλυση ενεργείας, συστολή, αύξηση θερμοκρασίας, επαναλαμβάνεται μέχρι τους ~109 Κ, οπότε συμβαίνουν πυρηνικές αντιδράσεις που δημιουργούν βαρυτέρους πυρήνες. Το άστρο, παλλόμενο άστρο (variable star) Σχήμα 1.2(ζ), ταλαντώνεται για μερικές χιλιάδες έτη αφήνοντας την κατάσταση του ερυθρού γίγαντα, και οδεύει προς το θάνατό του. Ανάλογα με τη μάζα που έχουν τα νεκρά άστρα ταξινομούνται σε λευκούς νάνους, αστέρες νετρονίων (neutron stars) [παρατηρήσιμοι ως πάλσαρς (pulsars)], και μαύρες οπές (black holes). Κατά τη διάρκεια της ζωής ενός μεγάλου άστρου μπορούν να συμβούν και άλλα φαινόμενα μεταξύ των οποίων και εκρήξεις. Οι εκρήξεις, π.χ. υπερκαινοφανείς (supernova), γίνονται όταν άστρο καταλλήλου μεγέθους (μεγαλύτερο από 1,4 ηλιακή μάζα) αναπτύξει θερμοκρασία ~1012 Κ στον πυρήνα του. Τότε γίνεται σύνθεση βαρυτέρων στοιχείων και εκτόξευση μάζας στο διάστημα. Από τη μάζα αυτή αργότερα δημιουργούνται νέα άστρα. Ο νεκρός πυρήνας, που παραμένει μετά την supernova, θα γίνει ή αστέρας νετρονίων ή μαύρη οπή, τούτου εξαρτωμένου από την μάζα του. Ο χρόνος που απαιτείται για τα συμβάντα αυτά εξαρτάται από τη μάζα του άστρου. Γενικώς, όσο μεγαλύτερο είναι το άστρο τόσο γρηγορότερα καταναλίσκει το πυρηνικό του καύσιμο (για άστρο του μεγέθους του Ηλίου μας ο χρόνος είναι ~1010 y). Ετσι, στα στατικά άστρα της πρώτης γενεάς γίνονται: η καύση υδρογόνου, η καύση ηλίου, η καύση άνθρακα, η πορεία-α και η καύση οξυγόνου, και η καύση πυριτίου,

ενώ στα άστρα δευτέρας γενεάς γίνεται η αργή σύλληψη νετρονίων. Στα εκρηκτικά άστρα και σε χρόνο μικρότερο του 1 s γίνονται:

– οι εκρηκτικές καύσεις άνθρακα, οξυγόνου και πυριτίου, – η ταχεία σύλληψη νετρονίων, και – η ταχεία σύλληψη πρωτονίων.

Στο μεσοαστρικό χώρο και καθ’ όλη τη διάρκεια της ζωής του γαλαξία γίνεται η πορεία-x.

6. Εξώθερμες πορείες (αντιδράσεις) στο εσωτερικό των άστρων

Α. Καύση του υδρογόνου

Οταν η θερμοκρασία αστέρος στην κύρια ακολουθία είναι στην περιοχή 5×106-

17

3×107 Κ, γίνεται η καύση του υδρογόνου. Η πυκνότητά του είναι πιθανώς 5 g/cm3. Υπάρχουν 4 σετ αντιδράσεων που γίνονται με δύο μηχανισμούς (η αλυσίδα πρωτονίου-πρωτονίου και ο κύκλος άνθρακα-αζώτου-οξυγόνου) που προτάθηκαν (1937-1939) από τους Hans Albrecht Bethe [(1906-), Nobel Φυσικής 1967], C.L. Critchfield και C.F. von Weizsacker. Και οι δύο μηχανισμοί οδηγούν στην ολική αντίδραση:

1 4e4 H He 2e 2ν 2γ+⎯⎯→ + + +

Η ενέργεια που εκλύεται είναι ~2,5×109 kJ/mol 4He υπό μορφή ακτίνων γ. Στον Ηλιο μας κάθε δευτερόλεπτο καίονται 6,000×108 tn 1H και παράγονται 5,955×108 tn 4Ηe. Β. Καύση του ηλίου

Στο άστρο τώρα ο πυρήνας αποτελείται όχι από 1Η αλλά από 4He. Οι πυρηνικές αντιδράσεις εκεί έχουν σταματήσει, αλλά όχι και στον φλοιό γύρω από τον πυρήνα που έχει μη-καυθέν 1Η, θερμοκρασία ~3×107 Κ και πυκνότητα ~10 g/cm3. Τότε αρχίζει νέα συρρίκνωση, oπότε αυξάνει η θερμοκρασία και η πυκνότητα του πυρήνα. Τέτοια άστρα καλούνται ερυθροί γίγαντες. Οταν η θερμοκρασία του 4He στον πυρήνα ανέλθει στους ~108 K και με πυκνότη-τες 103-105 g/cm3, γίνεται η καύση του ηλίου:

γCHe3 124 +⎯→⎯ Παρόλη τη μεγάλη πυκνότητα και θερμοκρασία, δεν γίνεται ταυτόχρονη σύγκρουση 3 πυρήνων ηλίου. Ο μηχανισμός συνεπώς είναι [E. Salpeter, E. Opik και F. Hoyle (1952-1954)]:

4 4 8 12 124HeHe He Be C* C γ+ ⎯⎯⎯→ ⎯⎯→ + (C* = διηγερμένος πυρήνας) Επίσης, με σύλληψη 4He από τον 12C δημιουργείται και 16Ο. Ενώ η καύση υδρογόνου και ηλίου καταλαμβάνει το μεγαλύτερο μέρος της ενεργού ζωής ενός άστρου, έχει γίνει πυρηνοσύνθεση λίγων μόνο στοιχείων (4He, 12C, 16O · το 8Be έχει t1/2 = 10-16 s). Στη συνέχεια γίνεται νέα συρρίκνωση, λόγω βαρύτητας, με αποτέλεσμα την αύξηση της θερμοκρασίας από 3×108 σε 8-11×108 Κ και την αύξηση της πυκνότητας του πυρήνα. Τότε γίνονται διαδοχικώς ή ταυτοχρόνως οι ακόλουθες καύσεις ή αντιδράσεις. Γ. Καύση του άνθρακα

Σε θερμοκρασίες 0,6-1,4×109 Κ και πυκνότητες 1,5-5×105 g/cm3 στον πυρήνα του άστρου γίνονται οι εξής αντιδράσεις καύσεως του άνθρακα:

18

20 Ne + α + γ 50% 23 Na + 1H + γ 50% 12 C + 12 C 23 Mg + n + γ 1-2% Στο σύντομο αυτό στάδιο της ζωής του άστρου (1-105 y) παράγονται Ne και Na και ίχνη Mg, αλλά το σπουδαίο είναι ότι παράγονται σωματίδια α (4He) και p (1Η) τα οποία μπορούν να αντιδράσουν δευτερογενώς για να δώσουν ισότοπα των Mg, Al και Si. Δ. Η πορεία-α και η καύση του οξυγόνου

Με συρρίκνωση, η θερμοκρασία του πυρήνα του άστρου ανέρχεται στους ~109K και η πυκνότητα γίνεται 107 g/cm3, oπότε αρχίζει η λεγομένη πορεία-α (α-process) με μηχανισμό:

20 16 4Ne γ Ο He+ ⎯⎯⎯→ + (ενδόθερμη)

20 4 24Ne He Mg γ+ ⎯⎯⎯→ + (ισχυρώς εξώθερμη) η οποία και σταματά λίγο τη συρρίκνωση του άστρου. Η καύση του οξυγόνου, που προήλθε από την καύση του ηλίου και επέζησε από την καύση του άνθρακα, γίνεται στους ~1,8×109 K: ~ 45%

~ 45%

~ 10%

28 Si + 4 He + γ

31 P + 1H + γ

32 S + n + γ

16 O + 16 O

Ε. Καύση του πυριτίου ή η πορεία-e

Στην περιοχή 3-5×109 Κ και δευτερόλεπτα ή λεπτά πριν τη supernova γίνεται η καύση του πυριτίου. Η πυκνότητα της ύλης υπολογίζεται ότι είναι 108 g/cm3. Η καύση του πυριτίου πιστεύεται ότι είναι υπεύθυνη για τη δημιουργία πυρήνων κυρίως από το 28Si μέχρι τον 56Fe:

28 4 56e

4πολλαπλή σύλληψη HeSi He Fe 2e 2ν++ ⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯⎯→ + + Oι πυρήνες, που προκύπτουν, βρίσκονται σε στατιστική ισορροπία, εξού και ο όρος πορεία-e (e-process από το equilibrium). Ολες οι μέχρις εδώ περιγραφείσες πορείες απαιτούν εξώθερμες πυρηνικές αντιδράσεις, που εξισορροπούν τη συρρίκνωση λόγω βαρύτητας σταθεροποιώντας το

19

άστρο. Επειδή οι πυρηνικές αντιδράσεις συνθέσεως νουκλιδίων πέραν του 56Fe είναι ενδόθερμες, έπεται ότι άπαξ και υπάρξει σημαντική ποσότητα σιδήρου στον πυρήνα του άστρου, η καύση παύει πλέον να είναι παράγοντας αστρικής σταθερότητας.

7. Αντιδράσεις συλλήψεως νετρονίων

Α. Η αργή σύλληψη νετρονίων ή η πορεία-s (s-process από το slow)

Το πώς στοιχεία βαρύτερα του Fe συντίθενται, ερμηνεύεται με τη σύλληψη ελευθέρων νετρονίων. Ο τόπος για τέτοιες αντιδράσεις είναι τα άστρα δευτέρας τουλάχιστον γενεάς (τα οποία δημιουργούνται από ανάμειξη πυρήνων που παρήχθησαν στα άστρα και από γαλακτικό υδρογόνο που δεν είχε συμπυκνωθεί). Τα νετρόνια παράγονται από διάφορες αντιδράσεις και με αργή, πολλαπλή σύλληψή τους από πυρήνες 56Fe παράγονται στοιχεία μέχρι και το 209Bi. Ο απαιτούμενος χρόνος υπολογίζεται σε 105-107 y. Β. Η ταχεία σύλληψη νετρονίων ή η πορεία-r (r-process από το rapid)

Κατά τη διάρκεια της supernova ο πυρήνας του άστρου παράγει πολλά νετρόνια και η σύλληψή τους από πυρήνες 56Fe, έτσι ώστε να μην προλάβει να γίνει α- ή β-μετασχηματισμός, πιστεύεται ότι παράγει:

• τα βαρέα στοιχεία μέχρι και πέραν του 238U, • τα πλούσια σε νετρόνια ισότοπα όλων των βαρυτέρων στοιχείων.

8. Διάφορες άλλες πορείες (αντιδράσεις)

Α. Η ταχεία σύλληψη πρωτονίου ή η πορεία-p (p-process από το proton)

Εξηγεί την προέλευση των ισοτόπων των βαρέων στοιχείων, που είναι πτωχά σε νετρόνια. Γίνεται με σύλληψη πρωτονίου από πυρήνες, που προήλθαν από τις πορείες s ή r, σε θερμοκρασίες 2-3×109 Κ. Η πορεία αυτή γίνεται κατά τη διάρκεια της supernova, αλλά δεν είναι ακόμη γνωστό σε ποιο σημείο του άστρου λαμβάνει χώρα. Β. Η πορεία σχάσεως (spallation process) ή πορεία-x (x-process)

Η μικρή αφθονία των Li, Be, και B, που δεν παράγονται με πυρηνικές αντιδράσεις, δεν ήταν γνωστό πώς προέκυψε και γι’ αυτό ονομάσθηκε πορεία-x. Φαίνεται όμως ότι οι πυρήνες αυτοί προήλθαν από συγκρούσεις πολύ ενεργητικών σωματιδίων (κοσμικές ακτίνες) με άφθονα νουκλίδια, π.χ. C και O, στο μεσοαστρικό χώρο.

9. Εκρηκτική πυρηνοσύνθεση

Για να φέρουν σε συμφωνία τις αφθονίες των ελαφροτέρων του Fe στοιχείων και των ισοτόπων τους, που βρέθηκαν πειραματικώς και αυτών που υπολογίζονται θεωρητικώς, οι επιστήμονες (ιδίως ο W.D. Arnett και οι συνεργάτες του) πρότειναν ότι η

20

περισσότερη πυρηνοσύνθεση γίνεται σε βαρέα άστρα που εκρήγνυνται (supernova) όταν ο πυρήνας τους συνίσταται από “στάκτη” από την καύση ήλιου ή καύση άνθρακα ή καύση οξυγόνου ή καύση πυριτίου. Ετσι προτάθηκαν οι: Εκρηκτική καύση άνθρακα. Σε θερμοκρασία 2×109 Κ και πυκνότητα 105 g/cm3 παράγονται στοιχεία με μαζικούς αριθμούς 20-30 (Ne - Si). Εκρηκτική καύση οξυγόνου. Σε θερμακρασία 3,6×109 Κ και πυκνότητα 5×105 g/cm3 παράγονται στοιχεία με μαζικούς αριθμούς 28-44 (Si - Ca). Εκρηκτική καύση πυριτίου. Σε θερμοκρασία 5×109 Κ και πυκνότητα 106 g/cm3 παράγονται στοιχεία με μαζικούς αριθμούς 48-60 (Ti - Ni).

Οι εκρηκτικές αυτές πυρηνοσυνθέσεις διαφέρουν από τις (υδροστατικές) πυρηνοσυνθέσεις, που αναφέρθηκαν προηγουμένως. Ετσι, η ολική εικόνα της συνθέσεως των στοιχείων φαίνεται να είναι συμπληρωμένη, αλλά παραμένουν κενά, όπως, π.χ., το έλλειμμα ηλιακών νετρίνων (δη-λαδή αυτών που μετρούνται με αυτά που υπολογίζονται θεωρητικώς). Το κενό αυτό συνεπληρώθη το 2001, όταν ομάδα 175 επιστημόνων ανεκάλυψε ότι η διαφορά οφει-λόταν σε μετατροπή του μετρησίμου electron νετρίνου σε μη μετρήσιμα muon νετρίνο και tau νετρίνο.

10. Η τύχη των ασταθών νουκλιδίων

Η τύχη των ασταθών νουκλιδίων, που παράχθηκαν κατά τη διάρκεια της πυρηνο-συνθέσεως, είναι: α) Τα πλούσια σε νετρόνια νουκλίδια, που σχηματίσθηκαν με τις πορείες s ή r, είναι όλα ασταθή και μετασχηματίζονται με β-μετασχηματισμό. β) Μετά την επίτευξη β-σταθερότητας, τα βαρύτερα από το Bi προϊόντα είναι επίσης ασταθή ως προς τον α-μετασχηματισμό και ως προς την αυθόρμητη σχάση. Αυτοί οι μετασχηματισμοί μαζί με την πιθανότητα σχάσεως των βαρέων στοιχείων θέτουν ένα όριο στην παραγωγή νέων, βαρυτέρων, στοιχείων και στη φύση και στο εργαστήριο. Συνεπώς, η ύπαρξη των υπερβαρέων στοιχείων (AA > 104) στη φύση και στο εργαστήριο θα εξαρτάται από την πιθανότητα να συμβούν αυτές οι αντιδράσεις.

Η ΑΝΑΚΑΛΥΨΗ ΤΩΝ ΥΠΕΡΟΥΡΑΝΙΩΝ ΣΤΟΙΧΕΙΩΝ

1. Η χρησιμότητα του Περιοδικού Πίνακα

Ως γνωστόν, ο Π.Π. του Dmitrii Ivanovich Mendeleev (1834-1907), Σχήμα 1.3, ήταν η αιτία για την ανακάλυψη πολλών στοιχείων. Η μέχρι το 1930 γνώση του ατομικού πυρήνα δικαιολογούσε τη μη ανακάλυψη των στοιχείων Tc, Pm, At και Fr, διότι αυτά ήταν όλα ραδιενεργά με μικρούς χρόνους ημιζωής ώστε η ύπαρξή τους σε ικανές συγκεντρώσεις στη Γη δεν ήταν δυνατή. Αυτά παρασκευάσθηκαν τεχνητώς: το Tc το 1937 με βομβαρδισμό Mo με άτομα δευτερίου επιταχυνόμενα σε κύκλοτρο 27 ιντσών, το δε At το 1940 στο Lawrence Berkeley National Laboratory των ΗΠΑ [το όνομα του εργαστηρίου εδόθη τιμητικώς στον Ernest

21

O. Lawrence (1901-1958), Nobel Φυσικής 1939, ο οποίος κατασκεύασε το πρώτο κύκλοτρο (4 ιντσών μόνο)].

(α) (β)

Σχήμα 1.3. α) Μέρος του Περιοδικού Πίνακα του D.I. Mendeleev στο Zeitschrift für Chemie, 12, 405 (1869). β) Χειρόγραφη μορφή του Περιοδικού Πίνακα από τον D.I. Mendeleev (17.2.1869).

Μέχρι το 1940 τα 3 βαρύτερα στοιχεία της Γης (Th, Pa και U) πιστευόταν ότι σχετίζονταν με τα Hf, Ta και W αντιστοίχως και επομένως το επόμενο άγνωστο στοιχείο με AA 93 αναμενόταν να έχει χημικές ιδιότητες ανάλογες αυτών του Re. Δηλαδή η μορφή του Π.Π. ήταν: 55 56 57 72 73 74 75 76 || 86 Cs Ba La Hf Ta W Re Os || Rn 87 88 89 90 91 92 93 94 || Fr Ra Ac Th Pa U - - || Η πρώτη προσπάθεια συνθέσεως στοιχείων πέραν του U έγινε το 1934 στην Ιταλία από τους Enrico Fermi [(1901-1954), Nobel Φυσικής 1938], E.G. Segré και τους συνεργάτες τους με βομβαρδισμό U με n. Τα ραδιενεργά προϊόντα, που ελήφθησαν, μελετήθηκαν τα επόμενα χρόνια από πολλούς ερευνητές συμπεριλαμβανομένου και του Otto Hahn [(1879-1968), Nobel Χημείας 1944]. Βασιζόμενοι στις, σήμερα γνωστές ως ατελείς, μελέτες των χημικών ιδιοτήτων συμπέραναν ότι είχαν συντεθεί τα στοιχεία με AA 94 και 96. Αλλά η ανακάλυψη της πυρηνικής σχάσεως από τους Ο. Hahn και Fritz S. Strassmann το 1938, έδειξε ότι τα προϊόντα δεν ήταν νέα στοιχεία αλλά ήταν ραδιενεργά ισότοπα ελαφροτέρων στοιχείων. O E. Segré θα είχε ανακαλύψει το στοιχείο 93 (νεπτούνιο) εάν δεν είχε έλλειψη χημικής γνώσεως. Διότι πιστοποίησε το στοιχείο 23993 ως στοιχείο των σπανίων γαιών. Ομοίως, ο E. Fermi θα μπορούσε να είχε ανακαλύψει την πυρηνική σχάση, εάν

22

ο χημικός διαχωρισμός των προϊόντων του βομβαρδισμού U με n, που έγινε από την ομάδα του, δεν ήταν ανεπαρκής. Το 1938 ο O. Hahn περιέγραψε σε γράμμα του στην Lise Meitner (1878-1968) (που ήταν στη Σουηδία) την ενδιαφέρουσα ανακάλυψη της υπάρξεως ραδιενεργού Ba μεταξύ των προϊόντων του βομβαρδισμού U με n. Οι L. Meitner και Otto Robert Frisch βρήκαν τη θεωρητική ερμηνεία του φαινομένου και τη δημοσίευσαν στο περιοδικό Nature (Ιανουάριος 1939). Τον “νέο τύπο πυρηνικής αντιδράσεως”, που προκαλείται από βομβαρδισμό U με n, τον ονόμασαν (πυρηνική) “σχάση” (fission). Η πραγματική σύνθεση του στοιχείου 93 (νεπτούνιο) έγινε το 1940 από τους Edwin Mattison McMillan [(1907-), Nobel Χημείας 1951] και Philip H. Abelson (1913-2004) και αμέσως μετά, επίσης το 1940, ανακαλύφθηκε το στοιχείο 94 (πλουτώνιο) από τους Ε. Μ. McMillan, Joseph W. Kennedy, Arthur C. Wahl και Glenn Theodore Seaborg [(1912-1999), Nobel Χημείας 1951] στο κύκλοτρο 60 ιντσών στο Berkeley. Αλλά οι χημικές τους ιδιότητες έμοιαζαν με αυτές του U και όχι του Re ή Os. Tα επόμενα στοιχεία, 95 και 96, θεωρείτο ότι είχαν χημικές ιδιότητες παρόμοιες με αυτές των 93 και 94, οπότε το 1944 ο Π.Π. είχε τη μορφή: 55 56 57-71 72 73 74 75 Cs Ba La-Lu Hf Ta W Re 87 88 89 90 91 92 ... 106 Fr Ra Ac Th Pa - ... - ομάδα ουρανιδών: 92 93 94 95 96 || 106 U Np Pu - - || - Με τη μορφή αυτή του Π.Π. δεν ήταν δυνατόν να ανακαλυφθούν τα στοιχεία 95 και 96, πράγμα που επιβεβαιώθηκε στην πράξη.

2. Η τροποποίηση του Περιοδικού Πίνακα από τον G.T. Seaborg και η παρασκευή των στοιχείων 95-103

Το 1944 ο G.T. Seaborg συνέλαβε την ιδέα ότι ίσως όλα τα βαρύτερα του Ac στοιχεία είχαν τοποθετηθεί λάθος στον Π.Π. Ετσι υπέθεσε ότι τα στοιχεία αυτά πιθανόν να σχημάτιζαν μία δεύτερη σειρά, παρόμοια με τη σειρά των λανθανιδών. Το 1945 δημοσιεύθηκε ο Π.Π. με τη σειρά των ακτινιδών, όπως είναι γνωστός σήμερα. Για τα στοιχεία 95 και 96 σήμαινε ότι θα έπρεπε να έχουν μερικές ιδιότητες κοινές με τις ιδιότητες του Ac και μερικές κοινές με τα αντίστοιχα στοιχεία των λανθανιδών, δηλαδή με τα Eu και Gd. Οταν σχεδιάσθηκαν τα πειράματα σύμφωνα με την υπόθεση αυτή, τότε σύντομα (1945) παρασκευάσθηκαν στο Berkeley από τους G.T. Seaborg και Albert Ghiorso [(1915- ) συμμετείχε στην ανακάλυψη 12 στοιχείων: 95-106)] τα στοιχεία 95 (Αm) και 96 (Cm). Το 1949 παρασκευάσθηκε το στοιχείο 97 (Bk), το 1950 το 98 (Cf), το 1952 το 99 (Es), το 1953 το 100 (Fm), το 1955 το 101 (Md), to 1958 το 102 (Νο· οι Σοβιετικοί πρότειναν το όνομα joliotium) και το 1961 παρασκευάσθηκε το τελευταίο στοιχείο των ακτινιδών, 103 (Lr) [σε μερικούς παλαιούς Π.Π. το στοιχείο 103 συμβολί-ζεται με Lw αντί του ορθού Lr]. Το 1992 αποφασίσθηκε ότι το στοιχείο 102

23

παρασκευάσθηκε στη Σοβιετική Ενωση και το 103 παρασκευάσθηκε ταυτοχρόνως και στο Berkeley και στην Dubna (Joint Institute for Nuclear Research) της Ρωσίας. Για να παρασκευασθούν τα στοιχεία 95-101 απαιτούνται επιταχυνόμενα άτομα ελαφρού στοιχείου, π.χ. He, τα οποία βομβαρδίζουν στόχους από βαρέα στοιχεία (ακτινίδες) σε επιταχυντές, όπως το κύκλοτρο. Τα στοιχεία διαχωρίζονται από τα στοιχεία του στόχου, διότι συλλαμβάνονται (μετά την ανάκρουσή τους) σε φύλλα Au, και ακολούθως ταυτοποιούνται. Για να παρασκευασθούν στοιχεία με ΑΑ > 101 πρέπει να χρησιμοποιηθούν βλήματα βαρύτερα του He, π.χ. μέχρι και το Ne, οπότε απαιτείται κατάλληλος επιταχυντής, όπως το HILAC (Heavy Ion Linear Accelerator).

3. Παρασκευή και ιδιότητες των στοιχείων με ΑΑ > 103

Τα στοιχεία, πέραν της σειράς των ακτινιδών, με AA 104-118 μπορούν να ονομασθούν υπερακτινίδες (transactinides), ενώ σουπερακτινίδες (superactinides) είναι τα στοιχεία με ΑΑ 122-153, τα οποία σχηματίζουν μία τρίτη σειρά, κάτω από τις λανθανίδες και ακτινίδες. Ως υπερβαρέα (super heavy) στοιχεία ορίζονται αυτά που είναι πέραν του στοιχείου 104, δηλαδή συμπεριλαμβάνονται και οι υπερακτινίδες και οι σουπερακτινίδες. Τα στοιχεία αυτά αναμένεται να είναι ασταθή, αλλά υπολογισμοί δείχνουν ότι τα στοιχεία που βρίσκονται γύρω από το στοιχείο 114 (αριθμός νετρονίων 184 και μαζικός αριθμός 298) θα έχουν αυξημένη σταθερότητα (το “μαγικό νησί” του G.T. Seaborg). Η εξαιρετική σταθερότητα του στοιχείου 114 θα οφείλεται στη συμπληρωμένη στοιβάδα πρωτονίων και στοιβάδα νετρονίων. Οι αριθμοί 114 και 284 καλούνται “μαγικοί αριθμοί”. Οι προσπάθειες των επιστημόνων σήμερα είναι να φθάσουν στο και πέραν του “μαγικού νησιού”. Για την παρασκευή των υπερβαρέων στοιχείων χρησιμοποιούνται επιταχυντές βαρέων ιόντων. Αυτά αποκτούν μεγάλες ταχύτητες και στη συνέχεια προσπίπτουν στο στόχο. Στη συνέχεια, τα αντιδρώντα και προϊόντα διαχωρίζονται με κατάλληλες συ-σκευές. Σήμερα (2004) υπάρχουν 2 στρατηγικές για την παρασκευή βαρέων στοιχείων: η ψυχρή σύντηξη (στο Berkeley και στο Darmstadt) και η θερμή σύντηξη (στη Dubna). Η διαφορά τους έγκειται στη συμμετρία των αντιδρώντων και στην επακόλουθη πιθανότητα συντήξεως. Η ψυχρή σύντηξη είναι συμμετρικότερη αντίδραση και χρησιμοποιεί βαρύτερα βλήματα, π.χ. για το 114 χρησιμοποιεί 86Kr. Εδώ, ο πυρήνας που προκύπτει έχει μικρή ενέργεια διεγέρσεως, οπότε έχει περισσότερες πιθανότητες επιβιώσεως κατά την αποδιέγερση. Το μειονέκτημα όμως είναι ότι η πιθανότητα συντήξεως είναι μικρή. Η θερμή σύντηξη είναι μία ασύμμετρη αντίδραση, π.χ. για το 114 χρησιμοποιείται ως βλήμα το 48Ca. Ο πυρήνας που προκύπτει έχει πολύ μεγάλη ενέργεια διεγέρσεως, συνεπώς πολύ λίγοι πυρήνες επιζούν κατά την αποδιέγερσή τους, δηλαδή σχάζονται πριν “κρυώσουν”. Στη θερμή σύντηξη, όμως, υπάρχει μικρότερη παρεμπόδιση στη σύντηξη και η πιθανότητα σχηματισμού πολλών πυρήνων είναι μεγαλύτερη. Τα στοιχεία 104, 105 και 106 συνετέθησαν κατά τα έτη 1969 -1974 από την ομάδα του A. Ghiorso στο Berkeley. Οι προσπάθειες (1964-1974) του Georgiy N. Flerov (που

24

ανακάλυψε την αυθόρμητη σχάση του ουρανίου) και των συνεργατών του στη Dubna της Σοβιετικής Ενώσεως έδωσαν το στοιχείο 105 αλλά όχι και τα στοιχεία 104 και 106. Η μελέτη αυτών των στοιχείων γίνεται δύσκολη, διότι τα μακροβιότερα ισότοπά τους έχουν ημιζωές: 261104 t1/2 ~ 1 min 262105 t1/2 ~40 s 263106 t1/2 ~ 1 s Υπολογίζεται δε ότι τα μακροβιότερα ισότοπα των στοιχείων 110 και 115 θα έχουν χρόνους ημιζωής ~10-10 s και ~10-20 s, αντιστοίχως. Επιπλέον, η απόδοση της πυρηνικής αντιδράσεως σε προϊόν θα μειώνεται όσο αυξάνεται ο AA, π.χ. για το στοιχείο 106 η απόδοση είναι 1 άτομο ανά 1 h. Το 1987 ομάδα πυρηνικών χημικών στο Berkeley κατάφεραν να μελετήσουν λίγες χημικές ιδιότητες του 262105 [262Db] (t1/2 = 35 s) αφού σε 50 s το διαχώρισαν από τους άλλους ραδιενεργούς πυρήνες. Η χημική του συμπεριφορά είναι αυτή που αναμένεται για το βαρύτερο στοιχείο της ομάδας του V. Οι χημικές ιδιότητες 7 ατόμων του στοιχείου 106 (Sb) μελετήθηκαν το 1997 [από διεθνή ομάδα επιστημόνων μεταξύ των οποίων και η Darleane C. Hoffman (1926- )] στην αέριο φάση και σε διάλυμα, αφού διαχωρίσθηκαν χημικώς. Βρέθηκε ότι έχει ιδιότητες ανάλογες του Μο και W (δηλαδή της 6ης ομάδας του Π.Π.), ενώ τα στοιχεία 104 (Rf) και 105 (Db) αποκλίνουν από την αναμενομένη συμπεριφορά για στοιχεία της 4ης και 5ης ομάδας του Π.Π. λόγω φαινομένων σχετικότητας. Τα φαινόμενα σχετικότητας προέρχονται από την ισχυρή έλξη μεταξύ πυρήνων πλουσίων σε πρωτόνια και των περιστρεφομένων ηλεκτρονίων. Τότε τα εσώτερα ηλεκτρόνια κινούνται με ταχύτητες που πλησιάζουν την ταχύτητα του φωτός και έλκονται πολύ κοντά στον πυρήνα. Ταυτοχρόνως, τα d και f ηλεκτρόνια αποσταθεροποιούνται και το μέγεθος της αποσταθεροποιήσεως επηρεάζει τις ιδιότητες του ατόμου διότι αυτά ενέχονται σε χημικούς δεσμούς, με αποτέλεσμα η συμπεριφορά τους να αποκλίνει σημαντικώς από την αναμενόμενη βάσει της θέσης τους στον Π.Π. Συνεπώς, οι ιδιότητες των ενώσεων των υπερακτινιδών μπορούν να προβλεφθούν θεωρητικώς μόνο όταν χρησιμοποιηθούν πολύ ακριβείς υπολογιστικές μέθοδοι. Τα στοιχεία 107-112 παρασκευάσθηκαν στο Institute of Heavy Ion Research στο Darmstadt της Γερμανίας από ομάδα επιστημόνων, επικεφαλής της οποίας ήταν οι Peter Joachim Armbruster (1931-) και Gottfried Münzeberg, με ψυχρή σύντηξη (cold fusion) δύο μεσαίου μεγέθους στοιχείων όπως Bi και Pb και με ανιχνευτή καλούμενο recoil velocity separator. Το στοιχείο 107 παρασκευάσθηκε το 1976 και στη Dubna.

xhmeia tøn ™toixeiøn tøn kypiøn oma¢øngotsis.net.gr/content/4fc60b3e73cc6.pdf · xhmeia...

Documents