Porijeklo hemijskih elemenata

Bozon Fizika

U uvodnom tekstu o hemijskim elementima (“Kratak osvrt na istorijat proučavanja hemijskih elemenata i njihovog porijekla”) bilo je riječi o formiranju periodnog sistema elemenata, otkriću pojedinih hemijskih elemenata, ali i o elementima koje je čovjek sintetisao u laboratorijskim uslovima. U ovom tekstu fokus će biti na porijeklu hemijskih elemenata koji koji ulaze u sastav našeg tijela, prirode koja nas okružuje, ali i u sastav objekata koji nastanjuju svemir.

Dakle, u ovom tekstu odgovorićemo na pitanja porijekla brojnih hemijskih elemenata, npr. željeza koje se nalazi u sastavu naše krvi, vodonika koji ulazi u sastav organskih jedninjena, bez kojih ne bi bio moguć život kakav poznajemo, itd.

Dosadašnja istraživanja pokazala su da su dva najzastupljenija elementa u svemiru vodonik i helijum. Smatra se da je svemir nastao Velikim praskom, prije 13,8 milijardi godina i da je pri svom nastanku imao izuzetno visoku gustinu i temperaturu. Pretpostavlja se da se nukleosinteza (proces stvaranja atomskih jezgara) prvi puta odigrala nedugo nakon Velikog praska. Tada se kvark – gluonska plazma (mješavina čestica koji se nazivaju kvarkovi i gluoni) kondenzovala u protone i neutrone, a znamo da jezgro vodonika čini jedan proton. Kako se svemir hladio, neutroni i protoni su formirali jezgra deutrijuma, izotopa vodonika koji u jezgru sdrži jedan proton i jedan neutron. Kasnije je spajanjem jezgara deuterijuma nastalo jezgro helijuma. Dalji procesi između protona, neutrona i izotopa helijuma doveli su do nastanka litijuma. Od elemenata nastalih u ovoj fazi razvoja svemira (prvenstveno od vodonika i helijuma) formirane su prve masivne zvijezde. Međutim, smatra se da elementi teži od litijuma nisu nastali neposredno nakon Velikog praska, nego da je njihov nastanak vezan za život ili smrt zvijezda. Nova jezgra u zvijezdama mogu nastati na dva načina: fuzijom (spajanjem lakših jezgara u teže) i fisijom (razlaganjem teškog jezgra na lakša).

Vodonik se pretvara u helijum kroz niz nuklearnih reakcija, takozvani proton – proton ciklus, tako što se četiri jezgra vodonika (protona) “spajaju” u jezgro helijuma, koje sadrži dva protona i dva neutrona. Pošto je jezgro helijuma za 0,7 % manje masivno od četiri jezgra vodonika, razlika u masi se oslobađa u vidu energije, tj. u vidu gama zračenja i elektronskih neutrina. Proton – proton ciklus je karaktrerističan način dobijanja helijuma u zvijezdama koje imaju masu približnu masi Sunca ili još manju.

Kod masivnijih zvijezda važan je tzv. CNO (ugljenik – azot – kiseonik) ciklus za dobijanje helijuma.

Iz prethodnog niza reakcija vidimo da se jezgra ugljenika i azota koriste kao katalizatori za transformaciju vodonika u helijum. Protoni (jezgra vodonika) se postepeno dodaju ugljeniku ili azotu, dok ne dođe do emisije jezgra helijuma i reprodukcije originalnog jezgra ugljenika,

Kada se u masivnim zvijezdama sav vodonik utroši na stvaranje helijuma, jezgro počinje da se sažima usled nemogućnosti da se odupre gravitacijonom pritisku. Zbog sažimanja jezgro postaje sve toplije i gušće sve dok se ne postigne temperatura koja je dovoljna za otpočinjanje fuzije helijuma u ugljenik. Ovakav proces fuzije sve težih elemenata se nastavlja sve do gvožđa. Za fuziju gvožđa u nešto teže, potrebno bi bilo uložiti više energije nego što bi se oslobodilo stvaranjem težeg jezgra. Prema tome, kada u jezgru zvijezde ostane gvožđe, jezgro počinje da se nezadrživo sažima. Ako pri prestanku fuzije dolazi do kolapsiranja zvijezde – nastaje kolapsirajuća supernova, a to je eksplozija koja predstavlja završnu fazu u životu masivnih zvijezda (zvijezda čija je masa barem osam puta veća od mase Sunca). Kako masivna zvijezda kolapsira, stvara se udarni talas (oslobađa se energija) koji može pokrenuti nuklearne reakcije, odnosno, nukleosintezu (tj.stvaranje novih jezgara) u vanjskim slojevima zvijezde. Na taj način nastaju mnogi elementi teži od gvožđa. Nakon kolapsirajuće supernove ostaje gusto jezgro i vrući gas, koji se naziva maglinom. Ako je u pitanju veoma masivna zvijezda, od jezgra će nastati crna rupa, u drugom slučaju ostaće neutronska zvijezda, velike gustine.

Sudarom (odnosno, spajanjem) dvije neutronske zvijezde nastaju neki od najtežih elemenata, kao što su zlato, platina i uranijum. Spajanje neutronskih zvijezda može biti detektovano na osnovu gravitacionih talasa ili gama bljeskova.

Zvijezde malih masa (tj. zvijezde čije su mase manje od osam masa Sunca), takođe započinju proces sažimanja kada potroše svo nuklearno gorivo iz svojih jezgara. Od ovih zvijezada na kraju ostane bijeli patuljak (sačinjen uglavnom od ugljenika i kiseonika), dok je veći dio omotača koji je bio sastavljen od lakših elemenata odbačen u vidu planetarne magline. Bijeli patuljak zrači preostalu energiju, dok se u potpunosti ne ohladi. Međutim, ako je bijeli patuljak dio dvojnog sistema u kome je druga zvijezda u fazi džina ili superdžina, može doći do procesa prenosa materije sa te zvijezde na bijelog patuljka. Ova razmjena materije bitno utiče na zivot obije zvijezde. Ako se na bijelog patuljka u dvojnom (binarnom) sistemu prenese toliko materije, da njegova masa sada postane jednaka 1,4 mase Sunca (što je Čandrasekarova granica), dolazi do nezadrživog kolapsa jezgra. Takvo silovito sažimanje dovodi do nekontrolisanih termonuklearnih reakcija, u kojima ugljenik i kiseonik fuzionišu preko silicijuma do gvožđa. Ovakve nekontrolisane nuklearne reakcije dovode do eksplozije koju nazivamo termonuklearna supernova. Pošto će svaki bijeli patuljak kolapsirati pod pritiskom gravitacije u istom momentu, tj. u momentu kada mu masa pređe Čandrasekarovu granicu, svaka ovakva supernova oslobodiće istu količinu energije i imaće istu luminoznost. Zato se ove supernove nazivaju standardnim svijećama za određivanje rastojanja, jer daljina objekta se može odrediti iz poznavanja njegove luminoznosti. Bijeli patuljak nakon ovakve eksplozije je potpuno uništen. Pri eksploziji bijelih patuljaka nastaju elementi kao što su magnezijum, gvožđe, nikl itd.

Kosmičkim zracim se obično nazivaju atomska jezgra elemenata, visoko – energetski elektroni itd., koji dospjevaju do Zemlje iz svih pravaca naše galaksije. Kosmički zraci sadrže hemijske elemente kao što su litijum, berilijum i bor, koji su veoma rijetki u zvijezdama.

Slika 1. Porijeklo hemijskih elemenata pronađenih u prirodi

Na prethodnoj slici (slika 1.) vidimo porijeklo elemenata pronađenih u prirodi, ali vidimo da nije naznačeno porijeklo tehnicijuma (Tc) i prometijuma (Pm). Kao što je u prethodnom tekstu pomenuto, oni su prvo dobijeni u laboratorijskim uslovima, a zatim su u tragovima pronađeni u prirodi.

Sledeća slika (slika 2) ilustrativno prikazuje porijeklo svih poznatih hemijskih elemenata.

Slika 2. Slikoviti prikaz porijekla hemijskih elemenata

Iz svega navedenog vidimo da su elementi poput gvožđa, kalcijuma, ugljenika, kiseonika i drugih elemenata, koji su nam neophodni za život, nastali u svemiru, procesima za koje uopšte nismo znali prije razvoja moderne nauke. Iako možda i nismo svjesni procesa koji se odvijaju u udaljenim objektima u svemiru i ne razumijemo ih u potpunosti, ovi procesi su od esencijalne važnosti za nastanak života kakvog poznajemo. Odgovor na pitanja razmatrana u uvodu ovog ali i prethodnog teksta (“Kratak osvrt na istorijat proučavanja hemijskih elemenata i njihovog porijekla”), možemo sažeti u citat astronoma i velikog popularizatora nauke Carl Sagan: “We are made of star – stuff.”

Prema tome, izučavajući procese koji se odvijaju u svemiru, kao što su formiranje zvijezda, supernove, gama bjeskovi itd., ne učimo samo o svemiru, nego učimo i sopstvenom porijeklu, tj. porijeklu materije od koje smo i sami izgađeni.

Danijela Lazendić

Literatura: