XHMEIA TøN TOIXEIøN TøN KYPIøN OMA øn

XHMEIA TøN TOIXEIøN TøN KYPIøN OMA øn TOMO I [As@Ni 12 @As 20 ] 3 Ó ÁÈÒÙË Iˆ ÓÓÔ K ıëáëù XËÌÂ ÓÂappleÈÛÙËÌ Ô ÙÚÒÓ ºI OMA EIA

ix ΠΙΝΑΚΑΣ ΠΕΡΙΕΧΟΜΕΝΩΝ Πρόλογος 1 ης Εκδόσεως vii Πρόλογος 2 ας 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 Ειδική βιβλιογραφία 30

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 Ειδική βιβλιογραφία 54 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 Ειδική βιβλιογραφία 85

xi ΚΕΦΑΛΑΙΟ 4 Η συστηματική μελέτη των στοιχείων και χημικών ενώσεων. 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 1 oυ 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 Ειδική βιβλιογραφία 125 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 5 Γενικά για τα μη-μέταλλα, μέταλλα και ημιμέταλλα. Βιολογικές 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 Ειδική βιβλιογραφία 149 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 6 Η 18 η ομάδα του Περιοδικού Πίνακα Γενικά 152 Ονομασία ομάδας 152 Ιστορικό ανακάλυψη 152 Προέλευση αφθονία 154 Παρασκευή απομόνωση 154 Φυσικές ιδιότητες 156 Χημικές ιδιότητες 158 Ανίχνευση 160 Χρήσεις 160 Διαφορές του He από τα υπόλοιπα στοιχεία της ομάδας 161 Γενική χημεία των ευγενών αερίων 161 Τάξεις ενώσεων των ευγενών αερίων 166 Ειδική βιβλιογραφία 185 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 7 Υδρογόνο υδρίδια οξέα Υδρογόνο 188 Γενικά 188 Ιστορικό ανακάλυψη 188 Προέλευση αφθονία 189 Παρασκευή απομόνωση 189 Φυσικές ιδιότητες και δομή 197 Χημικές ιδιότητες 198 Ανίχνευση 204 Χρήσεις 205 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 Ειδική βιβλιογραφία 234 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 8 Οξυγόνο Ιστορικό ανακάλυψη 236 Προέλευση αφθονία 237 Παρασκευή απομόνωση 238 Φυσικές ιδιότητες και δομή 242 Χημικές ιδιότητες 243 Το Ο 2 ως υποκατάστατης. Μεταφορείς οξυγόνου. Ενεργοποίηση του Ο 2 246 Ανίχνευση 252 Χρήσεις 252 Ατομικό οξυγόνο ή μονοοξυγόνο 253 Βιογεωχημικός κύκλος του οξυγόνου 255 Ειδική Βιβλιογραφία 256 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 9 Γενική χημεία του οξυγόνου 257 Γενική χημεία και ενώσεις του οξυγόνου

xiv Ενώσεις του οξυγόνου 259 Με υδρόγονο: οξείδιο του υδρογόνου, πρωτονιωμένες και αποπρωτονιωμένες μορφές του Η 2 Ο 259 Με στοιχεία της 18 ης ομάδας 279 Με στοιχεία της 17 ης ομάδας 279 Με στοιχεία της 16 ης ομάδας 280 Με στοιχεία της 15 ης ομάδας 302 Mε στοιχεία της 14 ης ομάδας 302 Ειδική βιβλιογραφία 307 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 10 Υδωρ νερό, βαρύ ύδωρ, ενώσεις εγκλωβισμού Υδωρ νερό 310 Βαρύ ύδωρ: D 2 O 350 Ενώσεις εγκλωβισμού 352 Ειδική βιβλιογραφία 355 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 11 Η ατμόσφαιρα της Γης Γενικά 358 Θερμόσφαιρα ιονόσφαιρα 359 Μεσόσφαιρα 360 Στρατόσφαιρα 361 Τροπόσφαιρα: ο ατμοσφαιρικός αέρας 371 Ειδική βιβλιογραφία 388 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 12 Τα μέταλλα των s και p περιοχών (blocks) του Περιοδικού Πίνακα: γενικές τάσεις Γενικά 391 Φυσικές ιδιότητες 391 Χημικές ιδιότητες 393

xv Τάξεις ενώσεων 393 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 13 Γενικά για τα στοιχεία της 1 ης ομάδας του Περιοδικού Πίνακα Στοιχεία ομάδας και ονομασία ομάδας 396 Ιστορικό ανακάλυψη 396 Προέλευση αφθονία 396 Παρασκευές 396 Φυσικές ιδιότητες 397 Χημικές ιδιότητες 401 Ανίχνευση 402 Χρήσεις 402 Διαφορές του Li από τα υπόλοιπα στοιχεία της ομάδας 403 Γενική χημεία των στοιχείων της 1 ης ομάδας 403 Βιοανόργανος χημεία τοξικότητα 405 Τάξεις ενώσεων των στοιχείων της 1 ης ομάδας 409 Ειδική βιβλιογραφία 436 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 14 Γενικά για τα στοιχεία της 2 ας ομάδας του Περιοδικού Πίνακα Στοιχεία της ομάδας και ονομασία ομάδας 439 Ιστορικό ανακάλυψη 439 Προέλευση αφθονία 440 Παρασκευές 440 Φυσικές ιδιότητες 440 Χημικές ιδιότητες 442 Ανίχνευση 443 Χρήσεις 444 Διαφορές του Be από τα υπόλοιπα στοιχεία της ομάδας 444

xvi Γενική χημεία των στοιχείων της 2 ας ομάδας 444 Βιοανόργανος χημεία τοξικότητα 446 Τάξεις ενώσεων των στοιχείων της 2 ας ομάδας 446 Ειδική βιβλιογραφία 453 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 15 Γενικά για τα στοιχεία της 13 ης ομάδας του Περιοδικού Πίνακα Στοιχεία της ομάδας και ονομασία ομάδας 454 Ιστορικό ανακάλυψη 454 Προέλευση αφθονία 454 Παρασκευές 455 Φυσικές ιδιότητες 455 Χημικές ιδιότητες 458 Ανίχνευση 459 Χρήσεις 459 Διαφορές του Β από τα υπόλοιπα στοιχεία της ομάδας 460 Γενική χημεία των στοιχείων της 13 ης ομάδας 460 Βιοανόργανος χημεία τοξικότητα 467 Τάξεις ενώσεων των στοιχείων της 13 ης ομάδας 468 Ειδική βιβλιογραφία 479 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 16 Γενικά για τα στοιχεία της 14 ης ομάδας του Περιοδικού Πίνακα Στοιχεία της ομάδας και ονομασία ομάδας 480 Ιστορικό ανακάλυψη 480 Προέλευση αφθονία 480 Παρασκευές 481 Φυσικές ιδιότητες 481 Χημικές ιδιότητες 486

xvii Ανίχνευση 487 Χρήσεις 487 Βιογεωχημικοί κύκλοι 487 Διαφορές του C από τα υπόλοιπα στοιχεία της ομάδας 487 Γενική χημεία των στοιχείων της 14 ης ομάδας 488 Βιοανόργανος χημεία τοξικότητα 500 Τάξεις ενώσεων των στοιχείων της 14 ης ομάδας 501 Ειδική βιβλιογραφία 518 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 17 Γενικά για τα στοιχεία της 15 ης ομάδας του Περιοδικού Πίνακα Στοιχεία της ομάδας και ονομασία ομάδας 521 Ιστορικό ανακάλυψη 521 Προέλευση αφθονία 521 Παρασκευές 522 Φυσικές ιδιότητες 523 Χημικές ιδιότητες 526 Ανίχνευση 527 Χρήσεις 528 Βιογεωχημικοί κύκλοι 528 Διαφορές του Ν από τα υπόλοιπα στοιχεία της ομάδας 528 Γενική χημεία των στοιχείων της 15 ης ομάδας 528 Βιοανόργανος χημεία τοξικότητα 543 Τάξεις ενώσεων των στοιχείων της 15 ης ομάδας 543 Ειδική βιβλιογραφία 562 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 18 Γενικά για τα στοιχεία της 16 ης ομάδας του Περιοδικού Πίνακα Στοιχεία της ομάδας και ονομασία ομάδας 564

xviii Ιστορικό ανακάλυψη 564 Προέλευση αφθονία 564 Παρασκευές 564 Φυσικές ιδιότητες 565 Χημικές ιδιότητες 569 Ανίχνευση 570 Χρήσεις 570 Βιογεωχημικοί κύκλοι 571 Διαφορές του Ο από τα υπόλοιπα στοιχεία της ομάδας 571 Γενική χημεία των στοιχείων της 16 ης ομάδας 571 Βιοανόργανος χημεία τοξικότητα 578 Τάξεις ενώσεων των στοιχείων της 16 ης ομάδας 578 Ειδική βιβλιογραφία 593 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 19 Γενικά για τα στοιχεία της 17 ης ομάδας του Περιοδικού Πίνακα Στοιχεία της ομάδας και ονομασία ομάδας 594 Ιστορικό ανακάλυψη 594 Προέλευση αφθονία 594 Παρασκευές 595 Φυσικές ιδιότητες 595 Χημικές ιδιότητες 599 Ανίχνευση 603 Χρήσεις 603 Διαφορές του F από τα υπόλοιπα στοιχεία της ομάδας 604 Γενική χημεία των στοιχείων της 17 ης ομάδας 604 Βιοανόργανος χημεία τοξικότητα 609 Τάξεις ενώσεων των στοιχείων της 17 ης ομάδας 612 Ειδική βιβλιογραφία 634

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 4 ο 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 17 ου 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 18 ο 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 92 U, 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. ( 1 Η- 83 Bi) είναι σταθερά στοιχεία, δηλαδή έχουν σταθερά ισότοπα (εκτός από τα 43 Tc και 61 Pm, που δεν έχουν σταθερά ισότοπα). Αυτά τα 81 στοιχεία έχουν 280 σταθερά ισότοπα. Πέραν από το Bi υπάρχουν 11 φυσικώς απαντώμενα ραδιενεργά στοιχεία ( 84 Po - 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 (H 2, O 2, N 2, F 2, Cl 2, He, Ne, Ar, Kr, Xe και Rn) υγρά [Hg, Br 2, 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 πυρηνοσύνθεση. Tο πρόβλημα της πυρηνοσυνθέσεως συνδέεται επίσης με το πρόβλημα της προελεύσεως 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 σχηματίσθηκαν 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 αντιδράσεως, 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 1 Η και 4 He 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 Σελήνη Ανθρώπινο (φλοιός) (επιφάνεια) 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 H καύση H He άτομα στοιχείου 10 6 άτομα Si 8 6 4 2 καύση Ηe πορεία-s καύση Ηe καύση C, O πορεία-α ομάδα σιδήρου πορεία-e πορεία-r πορεία-s log 0 Li/Be/B πορεία-r πορεία-s πορεία-r πορεία-s -2 0 50 100 150 200 Ατομικό βάρος 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 t 0 (= πριν 12 ± 2 10 9 y, πιθανότερα πριν 13,7 ± 0,2 10 9 y), όταν μια υπέρπυκνη σφαίρα ύλης (ylem του G. Gamow ή primeval atom ή cosmic egg του G. Lemaitre) που αποτελείτο από νετρόνια (πιθανώς 10 78-10 79 νετρόνια σε όγκο όσο το σημερινό ηλιακό μας σύστημα) και είχε πολύ μεγάλη θερμοκρασία (10 12 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: 10 12 Κ μετά 1 μs 10 10 Κ μετά 1 s 10 9 Κ μετά 5 min 4 10 7 Κ μετά 1 ημέρα 5 10 3 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 2 H, 3 He και 4 Ηe 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, ηλεκτρόνια και αντινετρίνα: n p+ e + ν με t = 12 min 1 1 e 1 2 Μετά, τα πρωτόνια με σύγκρουση με νετρόνια δίνουν πυρήνες δευτερίου: 1 p + 1 n 2 H + γ Ο πυρήνας δευτερίου μπορεί να συλλάβει άλλο νετρόνιο για να δώσει πυρήνα τριτίου: 2 Η + 1 n 3 H + γ Το τρίτιο είναι ραδιενεργό και μετασχηματίζεται σε 3 He: H He+ e + ν e 3 3 το οποίο μπορεί να συλλάβει άλλο νετρόνιο για να δώσει σταθερό πυρήνα ηλίου: 3 He + 1 n 4 He + γ 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 4 Ηe. Ετσι 2 ώρες μετά τη Big Bang η περισσότερη ύλη στο σύμπαν ήταν υπό μορφή 1 Η, με λίγα ποσά από τα άλλα ισότοπα μέχρι το 4 Ηe. Τα στοιχεία είναι υπό μορφή πυρήνων και όχι ατόμων διότι οι θερμοκρασίες είναι πολύ υψηλές. β) Θεωρία B 2 FH (B 2 FH 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 (B 2 FH) 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 1 Η με λίγο 2 Η, 3 Ηe, 4 He και 7 Li). 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 10 7 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 10 3 K: στους ~10 4 K: στους ~10 6 K: στους ~10 7 K: 1 H 2 H 2 H p+ e 1 1 1 2 3 H + H He+ γ 1 4 + 4 Η He 2e 2νe 2γ + + + (e + = ποζιτρόνιο, ν e = νετρίνο) Συνεπώς μέσα στο άστρο υπάρχουν 1 Η και 4 Ηe. 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 56 Fe). Η έναρξη της καύσεως αντισταθμίζει τη συρρίκνωση λόγω βαρύτητας και έτσι το άστρο σταθεροποιείται. Με τη βαθμιαία καύση του 1 Η προς 4 He, το άστρο παραμένει σε ισορροπία για 8 10 9 y (περίπου το 90% της ζωής ενός άστρου). Οταν το ~10% του 1 Η καταναλωθεί προς 4 Ηe, 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 10 3 Κ, ενώ η θερμοκρασία στον πυρήνα ανέρχεται στους ~2 10 8 Κ, οπότε γίνεται η καύση ηλίου από το 4 He, το οποίο καταβυθίστηκε λόγω βαρύτητας στον πυρήνα. Η ζωή του ερυθρού γίγαντα είναι ~1 10 8 y. Στα τελευταία χρόνια της ζωής του ερυθρού γίγαντα γίνεται και καύση άνθρακα. Αστρα που δεν έχουν μεγάλη μάζα, απλώς καταναλίσκουν το 1 Η, δεν εξελίσσονται περαιτέρω και γίνονται λευκοί νάνοι (white dwarfs). Η σειρά: έκλυση ενεργείας, συστολή, αύξηση θερμοκρασίας, επαναλαμβάνεται μέχρι τους ~10 9 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 ~10 12 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 ~10 10 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 10 6 -

17 3 10 7 Κ, γίνεται η καύση του υδρογόνου. Η πυκνότητά του είναι πιθανώς 5 g/cm 3. Υπάρχουν 4 σετ αντιδράσεων που γίνονται με δύο μηχανισμούς (η αλυσίδα πρωτονίουπρωτονίου 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 4 + 4 H He+ 2e + 2νe + 2γ Η ενέργεια που εκλύεται είναι ~2,5 10 9 kj/mol 4 He υπό μορφή ακτίνων γ. Στον Ηλιο μας κάθε δευτερόλεπτο καίονται 6,000 10 8 tn 1 H και παράγονται 5,955 10 8 tn 4 Ηe. Β. Καύση του ηλίου Στο άστρο τώρα ο πυρήνας αποτελείται όχι από 1 Η αλλά από 4 He. Οι πυρηνικές αντιδράσεις εκεί έχουν σταματήσει, αλλά όχι και στον φλοιό γύρω από τον πυρήνα που έχει μη-καυθέν 1 Η, θερμοκρασία ~3 10 7 Κ και πυκνότητα ~10 g/cm 3. Τότε αρχίζει νέα συρρίκνωση, oπότε αυξάνει η θερμοκρασία και η πυκνότητα του πυρήνα. Τέτοια άστρα καλούνται ερυθροί γίγαντες. Οταν η θερμοκρασία του 4 He στον πυρήνα ανέλθει στους ~10 8 K και με πυκνότητες 10 3-10 5 g/cm 3, γίνεται η καύση του ηλίου: 3 4 He 12 C + γ 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 He + He Be He C* C + γ (C* = διηγερμένος πυρήνας) 4 4 8 12 12 Επίσης, με σύλληψη 4 He από τον 12 C δημιουργείται και 16 Ο. Ενώ η καύση υδρογόνου και ηλίου καταλαμβάνει το μεγαλύτερο μέρος της ενεργού ζωής ενός άστρου, έχει γίνει πυρηνοσύνθεση λίγων μόνο στοιχείων ( 4 He, 12 C, 16 O το 8 Be έχει t 1/2 = 10-16 s). Στη συνέχεια γίνεται νέα συρρίκνωση, λόγω βαρύτητας, με αποτέλεσμα την αύξηση της θερμοκρασίας από 3 10 8 σε 8-11 10 8 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 10 9 Κ και πυκνότητες 1,5-5 10 5 g/cm 3 στον πυρήνα του άστρου γίνονται οι εξής αντιδράσεις καύσεως του άνθρακα:

18 12 C + 12 C 50% 50% 1-2% 20 Ne + α + γ 23 Na + 1 H + γ 23 Mg + n + γ Στο σύντομο αυτό στάδιο της ζωής του άστρου (1-10 5 y) παράγονται Ne και Na και ίχνη Mg, αλλά το σπουδαίο είναι ότι παράγονται σωματίδια α ( 4 He) και p ( 1 Η) 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 ~10 9 K και η πυκνότητα γίνεται 10 7 g/cm 3, oπότε αρχίζει η λεγομένη πορεία-α (α-process) με μηχανισμό: 20 16 4 Ne + γ Ο + He (ενδόθερμη) 20 4 24 Ne + 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 10 9 K: 16 O + 16 O ~ 45% ~ 45% ~ 10% 28 Si + 4 He + γ 31 P + 1 H + γ 32 S + n + γ Ε. Καύση του πυριτίου ή η πορεία-e Στην περιοχή 3-5 10 9 Κ και δευτερόλεπτα ή λεπτά πριν τη supernova γίνεται η καύση του πυριτίου. Η πυκνότητα της ύλης υπολογίζεται ότι είναι 10 8 g/cm 3. Η καύση του πυριτίου πιστεύεται ότι είναι υπεύθυνη για τη δημιουργία πυρήνων κυρίως από το 28 Si μέχρι τον 56 Fe: 28 4 πολλαπλή σύλληψη 4He 56 + Si + He Fe + 2e + 2ν e 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 56 Fe 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 56 Fe παράγονται στοιχεία μέχρι και το 209 Bi. Ο απαιτούμενος χρόνος υπολογίζεται σε 10 5-10 7 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 56 Fe, έτσι ώστε να μην προλάβει να γίνει α- ή β- μετασχηματισμός, πιστεύεται ότι παράγει: τα βαρέα στοιχεία μέχρι και πέραν του 238 U, 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 10 9 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 10 9 Κ και πυκνότητα 10 5 g/cm 3 παράγονται στοιχεία με μαζικούς αριθμούς 20-30 (Ne - Si). Εκρηκτική καύση οξυγόνου. Σε θερμακρασία 3,6 10 9 Κ και πυκνότητα 5 10 5 g/cm 3 παράγονται στοιχεία με μαζικούς αριθμούς 28-44 (Si - Ca). Εκρηκτική καύση πυριτίου. Σε θερμοκρασία 5 10 9 Κ και πυκνότητα 10 6 g/cm 3 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 (δηλαδή αυτών που μετρούνται με αυτά που υπολογίζονται θεωρητικώς). Το κενό αυτό συνεπληρώθη το 2001, όταν ομάδα 175 επιστημόνων ανεκάλυψε ότι η διαφορά οφειλόταν 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 πυρηνοσυνθέσεως, 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 239 93 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 συμβολίζεται 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 συσκευές. 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 86 Kr. 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 48 Ca. 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: 261 104 t 1/2 ~ 1 min 262 105 t 1/2 ~40 s 263 106 t 1/2 ~ 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 262 105 [ 262 Db] (t 1/2 = 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 6 ης ομάδας του Π.Π.), ενώ τα στοιχεία 104 (Rf) και 105 (Db) αποκλίνουν από την αναμενομένη συμπεριφορά για στοιχεία της 4 ης και 5 ης 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.