stvaranje hemijskih elemenata.nasport.pmf.ni.ac.rs/materijali/1032/1. stvaranje... ·...

Prvo predavanje

Stvaranje hemijskih elemenata.

Prvo predavanje

Hemija životne sredine (T. Anđelković)1

Ciljevi i ishodi 1. predavanjaCiljevi predavanja Šta je Hemija životne sredine? Stvaranje hemijskih elemenata. p-p proces. Fotodisintegracija silicijuma.

Ishodi predavanjaNa kraju predavanja student će biti

osposobljen da: objasni procese stvaranja elemenata

u zvezdama objasni stabilnost i

rasprostranjenost hemijskihelemenata


Ishodi predavanjaNa kraju predavanja student će biti

osposobljen da: objasni procese stvaranja elemenata

u zvezdama objasni stabilnost i

rasprostranjenost hemijskihelemenata

Šta proučava Hemija životne sredine? Šta je Hemija životne sredine?Hemija životne sredine je nauka o izvorima, reakcijama, transportu, sudbini i efektima

različitih hemijskih supstanci u vodi, zemljištu, vazduhu i živoj sredini, kao i outicaju tehnologije na njih.

Da li je Hemija životne sredine nova disciplina?Ne, ovo nije nova disciplina, mada se do 70-tih godina prošlog veka, veliki deo ove

problematike rešavao i obrađivao u univerzitetskim (akademskim) okvirima odstrane onih koji se i nisu primarno bavili hemijom.

Da li danas postoji potreba za angažovanjem hemičara u problemimaživotne sredine?

Postoji veliki trend angažovanja hemičara u oblasti zaštite sredine, tako da danas usvetu univerzitetski departmani uvode kurseve Hemije životne sredine.

Da li je to ona ista “stara” hemija?Hemija životne sredine je mnogo složenija od klasične, “obične” hemije jer se ona bavi

proučavanjem prirodnih sistema.Hemija životne sredine (T. Anđelković)3

Šta je Hemija životne sredine?Hemija životne sredine je nauka o izvorima, reakcijama, transportu, sudbini i efektima

različitih hemijskih supstanci u vodi, zemljištu, vazduhu i živoj sredini, kao i outicaju tehnologije na njih.

Da li je Hemija životne sredine nova disciplina?Ne, ovo nije nova disciplina, mada se do 70-tih godina prošlog veka, veliki deo ove

problematike rešavao i obrađivao u univerzitetskim (akademskim) okvirima odstrane onih koji se i nisu primarno bavili hemijom.

Da li danas postoji potreba za angažovanjem hemičara u problemimaživotne sredine?

Postoji veliki trend angažovanja hemičara u oblasti zaštite sredine, tako da danas usvetu univerzitetski departmani uvode kurseve Hemije životne sredine.

Da li je to ona ista “stara” hemija?Hemija životne sredine je mnogo složenija od klasične, “obične” hemije jer se ona bavi

proučavanjem prirodnih sistema.

Mesto Hemije životne sredine u odnosu naostale hemijske discipline

Analitička hemija životne sredineHemijske analize zahtevaju vrlo nizak nivo detekcije, s obzirom na veoma nizak nivo sadržaja

polutanata u životnoj sredini (1 ppm, 1 ppb ili 1 ppt).

Rezultati kvantitativne analize (numeričke vrednosti) imaju značaj tek kada se sagledaju ukontekstu prirode tog polutanta, njegovih mogućih reakcija, transformacija i transportakroz delove prirode.

Analitička hemija predstavlja važan deo Hemije životne sredine.

Biohemija životne sredineTo je naučna disciplina koja proučava efekte hemijskih supstanci na živi svet. Bliska disciplina

je Toksikološka hemija i Ekotoksikologija, koja proučava toksične supstance injihove interakcije sa biološkim tkivima i živim organizmima.


Analitička hemija životne sredineHemijske analize zahtevaju vrlo nizak nivo detekcije, s obzirom na veoma nizak nivo sadržaja

polutanata u životnoj sredini (1 ppm, 1 ppb ili 1 ppt).

Rezultati kvantitativne analize (numeričke vrednosti) imaju značaj tek kada se sagledaju ukontekstu prirode tog polutanta, njegovih mogućih reakcija, transformacija i transportakroz delove prirode.

Analitička hemija predstavlja važan deo Hemije životne sredine.

Biohemija životne sredineTo je naučna disciplina koja proučava efekte hemijskih supstanci na živi svet. Bliska disciplina

je Toksikološka hemija i Ekotoksikologija, koja proučava toksične supstance injihove interakcije sa biološkim tkivima i živim organizmima.

Hemija životne sredineproučava interakcije između5 sfera: vode, vazduha,zemlje, živog sveta iantrosfere.

Antrosfera je deo životnesredine koji je napravljen odstrane čoveka i koju onkoristi.


Hemija životne sredineproučava interakcije između5 sfera: vode, vazduha,zemlje, živog sveta iantrosfere.

Antrosfera je deo životnesredine koji je napravljen odstrane čoveka i koju onkoristi.

Kako su nastali hemijski elementi?

Nivo rasprostranjenosti elemenata u prirodi je definisan zakonimai procesima. Lakši elementi Periodnog sistema su mnogo rasprostranjeniji u

svemiru od težih elemenata.

Svi elementi su nastali na dva načina: nukleosintezom tokom Velikog praska i nukleosintezom koja se odvija u zvezdama.


Nivo rasprostranjenosti elemenata u prirodi je definisan zakonimai procesima. Lakši elementi Periodnog sistema su mnogo rasprostranjeniji u

svemiru od težih elemenata.

Svi elementi su nastali na dva načina: nukleosintezom tokom Velikog praska i nukleosintezom koja se odvija u zvezdama.

Veliki prasak je stvorio 75% H i 25% He.Zvezde su stvorile sve ostale elemente.Hemija životne sredine (T. Anđelković)8

Fuzija helijuma stvara ugljenik u zvezdama male mase.Hemija životne sredine (T. Anđelković)9

CNO ciklusom se konvertuje C u N i OHemija životne sredine (T. Anđelković)10

Vrsta hemijskog elementa koji nastaje fuzijom u zvezdama zavisi odtemperature zvezde.

Temperatura zvezde zavisi od mase zvezde. Nuklearnim procesima u zvezdama (nuklearna fuzija) mogu

nastati samo elementi do rednog broja 26 – gvožđa. Elementi većeg rednog broja nastaju prilikom eksplozije supernove.


Vrsta hemijskog elementa koji nastaje fuzijom u zvezdama zavisi odtemperature zvezde.

Temperatura zvezde zavisi od mase zvezde. Nuklearnim procesima u zvezdama (nuklearna fuzija) mogu

nastati samo elementi do rednog broja 26 – gvožđa. Elementi većeg rednog broja nastaju prilikom eksplozije supernove.

Kombinovana slika ostatakaKeplerove supernove je sačinjenaod slika napravljenih X-zracima,kao i slika iz optičkog iinfracrvenog spektra.

Nuklearni procesi u zvezdama

Hladan gas od H atoma se sažima usled gravitacije ipri tome se zagreva.

Kada dostigne temperaturu od 4∙ 106 K, vodonikpodleže fuziji.

Fuzija vodonika se još zove iproton-proton lančana reakcija ilip-p reakcija ili„sagorevanje“ vodonika.


Hladan gas od H atoma se sažima usled gravitacije ipri tome se zagreva.

Kada dostigne temperaturu od 4∙ 106 K, vodonikpodleže fuziji.

Fuzija vodonika se još zove iproton-proton lančana reakcija ilip-p reakcija ili„sagorevanje“ vodonika.

“Sagorevanje” vodonika(p-p proces)



2cmE defekt mase

Sunce svake sekunde prevede 600 milionatona vodonika u 596 miliona tona helijuma,dok se 4 miliona tona transformiše usvetlosnu energiju (defekat mase je 0,7%).

Oblast „sagorevanja“vodonika

„Nesagoreni “vodonik


Helijumski„pepeo“

“Sagorevanje” helijuma Pošto je vodonik u jezgru konvertovan u He,

počinje da sagoreva H iz spoljašnjih slojeva, a He ujezgru se kontrahuje i zagreva.

Kada T dostigne 200 x 106 K, počinje sagorevanjeHe.


Pošto je vodonik u jezgru konvertovan u He,počinje da sagoreva H iz spoljašnjih slojeva, a He ujezgru se kontrahuje i zagreva.

Kada T dostigne 200 x 106 K, počinje sagorevanjeHe.

CBeHe

BeHeHe12

684

42

84

42

42

8Be egzistira samo 10-16 sekundi, pa se u stvaridrugi stupanj odvija kad i prvi.

U stvari odvija se trostruki alfa proces: tri 4Henukleusa (tri alfa čestice) podležu fuziji uz nastanak12C.

Nakon stvaranja ugljenika, nastaje kiseonik. 12C zahvata alfa česticu istvara 16O:

12C(α,γ)16OOstale reakcije koje se odvijaju pri sagorevanju He:

16O(α,γ)20Ne,20Ne(α,γ)24Mg,

14N(α,γ)18F, i18O(α,γ)22Ne

PROCES ALFA ZAHVATA

OCHe 168

126

42


Nakon stvaranja ugljenika, nastaje kiseonik. 12C zahvata alfa česticu istvara 16O:

12C(α,γ)16OOstale reakcije koje se odvijaju pri sagorevanju He:

16O(α,γ)20Ne,20Ne(α,γ)24Mg,

14N(α,γ)18F, i18O(α,γ)22Ne

PROCES ALFA ZAHVATA

Sve dok postoje jezgra helijuma verovatnoća za odigravanje reakcijeizmeđu C i He je mnogo veća nego za fuziju dva atoma ugljenika.

Na temperaturi većoj od 1200 · 106 K može doći do sudara dva jezgrakiseonika-16 i njihove fuzije u sumpor-32:


ali i ovde je veća verovatnoća da jezgro kiseonika reaguje sahelijumom i pri tome nastane neon-20:

TEŽI ELEMENTI ČEŠĆE NASTAJU ZAHVATOMHELIJUMA NEGO FUZIJOM ISTIH JEZGARA

Zbog toga što je fuzija sa jezgromhelijuma česta, elementi sa rednimbrojem deljivim sa 4 sunajrasprostranjeniji: ugljenik (12),kiseonik (16), neon (20), magnezijum(24), silicijum (28), itd.Upravo ovi elementi predstavljajupikove na grafikonurasprostranjenosti. Svaki od njihnastaje u posebnoj fazi evolucijezvezde fuzijom prethodnog člana nizai helijuma.


Zbog toga što je fuzija sa jezgromhelijuma česta, elementi sa rednimbrojem deljivim sa 4 sunajrasprostranjeniji: ugljenik (12),kiseonik (16), neon (20), magnezijum(24), silicijum (28), itd.Upravo ovi elementi predstavljajupikove na grafikonurasprostranjenosti. Svaki od njihnastaje u posebnoj fazi evolucijezvezde fuzijom prethodnog člana nizai helijuma.

Nakon utroška helijuma, javljaju se dve mogućnosti:

a) male zvezde – manje od 2-4 solarne mase – zvezda se sažima, ali nemože da započne sagorevanje, hladi se i postaje beli patuljak.

b) velike zvezde – veće od 4 solarne mase – zvezda prolazi kroz sledećesukcesivne faze sagorevanja: C sagorevanje: 12C(12C,α)20Ne, 12C(12C,p)23Na, and 12C(12C,γ)24Mg Ne sagorevanje: 20Ne(γ,α)16O O sagorevanje: 16O(16O,α)28Si, 16O(16O,p)31P, and 16O(16O,γ)32S Si sagorevanje: (3000 x 106 K) stvara elemente do A = 56 (Fe)


Nakon utroška helijuma, javljaju se dve mogućnosti:

a) male zvezde – manje od 2-4 solarne mase – zvezda se sažima, ali nemože da započne sagorevanje, hladi se i postaje beli patuljak.

b) velike zvezde – veće od 4 solarne mase – zvezda prolazi kroz sledećesukcesivne faze sagorevanja: C sagorevanje: 12C(12C,α)20Ne, 12C(12C,p)23Na, and 12C(12C,γ)24Mg Ne sagorevanje: 20Ne(γ,α)16O O sagorevanje: 16O(16O,α)28Si, 16O(16O,p)31P, and 16O(16O,γ)32S Si sagorevanje: (3000 x 106 K) stvara elemente do A = 56 (Fe)

Fotodisintegracija silicijuma


Kad se u jezgru zvezde pojavi silicijum-28 pored procesa zahvatahelijuma i nastajanja težih elemenata javlja se i tendencija teškihjezgara da se raspadnu na lakša. Uzrok tog raspada je toplota, jertemperatura u jezgru dostiže 3000 x 106 K, a gama zraci koji suposledica tako visoke temperature imaju dovoljno veliku energiju da prisudaru razbiju jezgro na jezgra helijuma. Ovo je proces koji se nazivafotodisintegracija.

Usled velikog zagrevanja neka jezgra silicijuma bivaju razbijena na 7jezgra helijuma. Neka od okolnih jezgra silicijuma, koja još nisupretrpela fotodisintegraciju mogu da zahvate nastalo jezgro helijuma-4 ina taj način se formira još teže jezgro. Proces disintegracije ne samo dauništava stvorena jezgra silicijuma-28, već on omogućava nastanaktežih jezgara. Na isti način proces se nastavlja i sa novonastalim težimjezgrima. Ovaj proces odigrava se u nekoliko etapa i kao krajnji produktnastaje nikl-56.


Kad se u jezgru zvezde pojavi silicijum-28 pored procesa zahvatahelijuma i nastajanja težih elemenata javlja se i tendencija teškihjezgara da se raspadnu na lakša. Uzrok tog raspada je toplota, jertemperatura u jezgru dostiže 3000 x 106 K, a gama zraci koji suposledica tako visoke temperature imaju dovoljno veliku energiju da prisudaru razbiju jezgro na jezgra helijuma. Ovo je proces koji se nazivafotodisintegracija.

Usled velikog zagrevanja neka jezgra silicijuma bivaju razbijena na 7jezgra helijuma. Neka od okolnih jezgra silicijuma, koja još nisupretrpela fotodisintegraciju mogu da zahvate nastalo jezgro helijuma-4 ina taj način se formira još teže jezgro. Proces disintegracije ne samo dauništava stvorena jezgra silicijuma-28, već on omogućava nastanaktežih jezgara. Na isti način proces se nastavlja i sa novonastalim težimjezgrima. Ovaj proces odigrava se u nekoliko etapa i kao krajnji produktnastaje nikl-56.

U trenutku nastanka nikla-56 nastaju novi problemi. Ovaj izotop niklaje nestabilan i brzo se raspada, prvo na kobalt-56 koji kasnije dajestabilno gvožđe-56. Jezgro gvožđa-56 je najstabilnije atomsko jezgro izbog toga dolazi do nastanka gvožđa i njegovog gomilanja u jezgruzvezde.

Jezgro gvožđa-56 sadrži 26 protona i 30 neutrona i ove čestice supovezane jače nego u bilo kom drugom atomskom jezgru.

Kaže se da gvožđe -56 ima najveću energiju veze jezgra. Svako drugojezgro koje ima manje ili više nukleona ima manju energiju veze.Posledica ovakve stabilnosti jezgra gvožđa je to što su elementi izgrupe gvožđa rasprostranjeniji u odnosu na neke lakše elemente.


U trenutku nastanka nikla-56 nastaju novi problemi. Ovaj izotop niklaje nestabilan i brzo se raspada, prvo na kobalt-56 koji kasnije dajestabilno gvožđe-56. Jezgro gvožđa-56 je najstabilnije atomsko jezgro izbog toga dolazi do nastanka gvožđa i njegovog gomilanja u jezgruzvezde.

Jezgro gvožđa-56 sadrži 26 protona i 30 neutrona i ove čestice supovezane jače nego u bilo kom drugom atomskom jezgru.

Kaže se da gvožđe -56 ima najveću energiju veze jezgra. Svako drugojezgro koje ima manje ili više nukleona ima manju energiju veze.Posledica ovakve stabilnosti jezgra gvožđa je to što su elementi izgrupe gvožđa rasprostranjeniji u odnosu na neke lakše elemente.

Zvezda neposredno pre supernove

Egzotermna nukleosintezaEndotermna nukleosinteza


Supernova

Zvezde velike mase nastavljaju da vrše procesfuzije teških elemenata da bi dalje stvaraleenergiju. Međutim, kada se gvožđe jednom stvori,ono ne može da podlegne fuziji jer ima velikuvezivnu energiju tj. stabilno je. Jezgro će se sažetipod uticajem gravitacije i velike količine gasa napovršini zvezde će eksplodirati. Ova zvezda sezove supernova.


Zvezde velike mase nastavljaju da vrše procesfuzije teških elemenata da bi dalje stvaraleenergiju. Međutim, kada se gvožđe jednom stvori,ono ne može da podlegne fuziji jer ima velikuvezivnu energiju tj. stabilno je. Jezgro će se sažetipod uticajem gravitacije i velike količine gasa napovršini zvezde će eksplodirati. Ova zvezda sezove supernova.

Neutronska zvezda

Nakon eksplozije supernove, jezgrozvezde, koje sadrži Fe, postajeveoma teško i sila gravitacije možebiti veoma jaka.

Zvezda tada postaje neutronskazvezda, kada odbijanje izmeđuneutrona sprečava daljukontrakciju usled gravitacije.

Neutronske zvezde se sastoje odmaterije koja je 100 miliona putagušća od materije belog patuljka.

Prečnik je samo oko 30km!


Nakon eksplozije supernove, jezgrozvezde, koje sadrži Fe, postajeveoma teško i sila gravitacije možebiti veoma jaka.

Zvezda tada postaje neutronskazvezda, kada odbijanje izmeđuneutrona sprečava daljukontrakciju usled gravitacije.

Neutronske zvezde se sastoje odmaterije koja je 100 miliona putagušća od materije belog patuljka.


Pitanja za utvrđivanjeprvog predavanja

Prvo pitanjeU zvezdama male mase nastaju lakši elementi, a u

zvezdama velike mase teži elementi.

Tačno Netačno


Drugo pitanjeProcesom nuklearne fuzije u zvezdama se stvara

plemeniti gas ksenon (Z = 54).

Tačno Netačno


Treće pitanjeElementi od 27 do 92 (od mangana do urana) nastaju kada zvezda

iscrpi svoje nuklearno gorivo, počne da se sažima i eksplodira usupernova eksploziji čime je obezbeđena energija neophodna zanjihovu sintezu.

Tačno Netačno


Elementi od 27 do 92 (od mangana do urana) nastaju kada zvezdaiscrpi svoje nuklearno gorivo, počne da se sažima i eksplodira usupernova eksploziji čime je obezbeđena energija neophodna zanjihovu sintezu.

Tačno Netačno

Sedmo pitanjeSagorevanje vodonika je najefikasniji način

konvertovanja mase u energiju!

Tačno Netačno


Sagorevanje vodonika je najefikasniji načinkonvertovanja mase u energiju!

Tačno Netačno

Osmo pitanjeSunce poseduje dovoljnu masu za sintezu elemenata težih odhelijuma.

Tačno Netačno


Sunce poseduje dovoljnu masu za sintezu elemenata težih odhelijuma.

Tačno Netačno

stvaranje hemijskih elemenata.nasport.pmf.ni.ac.rs/materijali/1032/1. stvaranje... ·...

Documents