Элементарная история. Как образовались химические элементы и их соединения

Одна из самых известных фраз Карла Сагана гласит, что все мы сделаны из звездной пыли. На самом деле это не художественное преувеличение — все элементы тяжелее лития во Вселенной образовались в результате различных процессов, так или иначе связанных с эволюцией звезд и их производных.

ОТ БОЛЬШОГО ВЗРЫВА ДО ТЕМНЫХ ВЕКОВ

…Вначале была кварк-глюонная плазма. Она быстро остывала по мере расширения Вселенной и состояла из субатомных частиц (как понятно из названия — глюонов и кварков). В какой-то момент эти частицы получили возможность объединяться в более стабильные тяжелые элементарные частицы — адроны. Они представляли собой как материю, так и антиматерию, и на определенном этапе почти полностью проаннигилировали между собой. «Почти» — потому что материи случайно оказалось примерно на одну миллионную долю процента больше. В этой крохотной доле мы сейчас и живем. Могло бы произойти наоборот, и тогда бы мы называли «материей» то, что сейчас считаем антиматерией.

Через секунду после Большого взрыва почти все адроны распались, остались только самые стабильные: протоны (ядра атомов основного изотопа будущего водорода), нейтроны и более легкие электроны. Результатом этого процесса стало также появление так называемых реликтовых нейтрино. Их могучие потоки постоянно пронизывают нас, совершенно не взаимодействуя с «привычной» материей. Они имеют настолько низкую энергию, что современная техника не позволяет их зарегистрировать, а возможно, нам этого вообще никогда не удастся. А жаль — эти частицы несут важную информацию о первых мгновениях нашего мира.

Около двух минут протоны и нейтроны существовали независимо, а потом температура Вселенной упала настолько, что энергия частиц стала меньше энергии ядерного взаимодействия, и они начали объединяться в атомные ядра. В основном это были ядра гелия — α-частицы, состоящие из двух протонов и двух нейтронов. В качестве незначительных примесей образовались дейтроны (протон+нейтрон), а также ядра изотопа лития с массовым числом 7 и короткоживущего бериллия-8.

Через 20 минут после Большого взрыва температура упала настолько, что ядерный синтез стал невозможным. В него успели вступить почти все нейтроны (не успевшие позже распались) и всего четверть протонов — остальные три четверти остались «свободными». Средняя плотность Вселенной к тому времени снизилась до 4 г на кубометр, что примерно в 300 раз меньше плотности земного воздуха на уровне моря.

Следующие 18 тыс. лет Вселенную заполняла непрозрачная для излучения плазма. Наконец ее температура снизилась настолько, что стала возможной рекомбинация — объединение электронов с атомными ядрами с формированием нейтральных атомов. Из протонов образовался водород, до сих пор составляющий около 75 % барионной материи, из дейтронов — дейтерий (тяжелый стабильный изотоп водорода), из ядер гелия-3 и α-частиц — гелий. Какое-то время значительная доля этого элемента оставалась в частично ионизированной форме (He+), и когда нашему миру было около 100 тыс. лет, этот ион начал взаимодействовать с атомарным водородом. Так появилась первая молекула, — точнее, молекулярный ион HeH+.

«На отметке» 370 тыс. лет рекомбинация в основном завершилась (уточнить время ее окончания должны помочь новые космические телескопы), Вселенная стала прозрачной, и ее заполнило реликтовое излучение. Молекулы HeH+, сталкиваясь с атомами водорода, начали образовывать гелий и молекулярный водород, необходимый для дальнейшего формирования первых звезд. Но зажгутся они только спустя 250 млн лет. Все это время, начиная от момента, когда длина волны реликтового излучения за счет расширения пространства выросла настолько, что оно перешло в инфракрасный диапазон, в астрономии носит название «темных веков».

В НЕДРАХ ПЕРВЫХ ЗВЕЗД

И вот в результате гравитационного сжатия газовых облаков одно за другим начали зажигаться первые светила. В подавляющем большинстве они не были похожи на нынешние звезды и представляли собой сверхмассивные гиганты с массами в сотни и даже тысячи солнечных. В их недрах интенсивно шли термоядерные реакции синтеза гелия из водорода и медленнее — более тяжелых элементов на основе гелия. Долгое время астрофизики не могли понять, каким образом это происходит. Дело в том, что изотоп бериллия с массовым числом 8, образующийся при слиянии двух α-частиц, весьма нестабилен: его ядра распадаются почти сразу после возникновения и не могут служить «базой» для дальнейшего синтеза. Решение этой проблемы предложил Фред Хойл (Fred Hoyle), допустивший, что при достаточной плотности вещества могут происходить столкновения сразу трех α-частиц, приводящие к образованию ядер углерода-12. Вскоре после того, как он озвучил эту догадку на семинаре в Калифорнийском технологическом институте, был проведен эксперимент, подтвердивший эту гипотезу. Рождение более тяжелых элементов можно упрощенно описать следующим образом: при попадании в ядро некоего химического элемента нейтрона или протона через цепочку ядерных реакций образуется элемент, занимающий в периодической таблице следующую клеточку (фтор из кислорода или сера из фосфора), при попадании α-частицы (ядро атома гелия) — элемент с атомным номером, на 2 большим (кислород из углерода и т. п.).

Продолжение статьи читайте в ноябрьском номере журнала "Наука и техника" за 2021 год.  Доступна как печатная, так и электронная версии журнала. Оформить подписку на журнал можно здесь.

В магазине на сайте также можно купить магниты, календари, постеры с авиацией, кораблями, сухопутной техникой.