Historia pierwiastków chemicznych – dzieje zmian chemicznego składu „zwykłej materii”Pojęcie „zwykła materia” nie jest jednoznaczne. Tu jest mowa o materii, która jest przedmiotem badań chemików – zbudowanej z atomów pierwiastków chemicznych lub ich jonów i elektronów (rodzaj materii barionowej). Fizycy „zwykłą materią” nazywają też np. każdą materię barionową., od ery promieniowania (jądra wodoru i helu) do współczesnego Wszechświata – z dzisiejszym zróżnicowaniem gęstości materii oraz zawartości poszczególnych pierwiastków chemicznych.
Współczesna teoria budowy pierwiastków chemicznych Od lat 70. XX wieku za cząstki elementarne uznaje się 12 rodzajów fermionów (6 kwarków i 6 leptonów) oraz 12 bozonów cechowania, przenoszących oddziaływania. Jest to oparte na teorii Wielkiego Wybuchu i Modelu standardowym ewoluującego Wszechświata. Zgodnie z tymi teoriami elementy struktury pierwszych atomów zaczęły powstawać w plazmie kwarkowo-gluonowej po jej ochłodzeniu do temperatury 3·1012 K, gdy od Wielkiego Wybuchu minęło 10−5 sekundy. Była już wtedy zakończona anihilacja, zachodząca w wyniku licznych zderzeń cząstek z antycząstkami, po której pozostał nadmiar cząstek, przede wszystkim protony (jądra atomów wodoru, do dzisiaj dominującego we Wszechświecie) i neutrony. Wiązanie protonów z neutronami prowadziło do powstania jąder helu. Jądra innych znanych pierwiastków powstawały z tych samych nukleonów w kolejnych erach ewolucji Wszechświata – niemal wszystkie dopiero po powstaniu gwiazd, w wyniku reakcji termojądrowych („spalanie” w gwiazdach) oraz w czasie wybuchów supernowych.
thumb|120px|Budowa protonu2 u + d → p
Model i etapy ewolucji Wszechświata W trwającym ok. 13,8 mld lat okresie ewolucji struktury Wszechświata – powstawania galaktyk, ich gromad, supergromad, wielkich ścian (np. Wielka Ściana, Wielka Ściana Sloan) – wyróżnia się m.in. następujące wydarzenia, zachodzące w kolejnych dekadach kosmologicznychDekada kosmologiczna jest zdefiniowana analogicznie, jak dekada w elektronice. Oznacza rząd wielkości wieku Wszechświata (wynik stosowania logarytmicznej osi czasu) w sekundach lub latach. Np. poniżej dekada η=4 oznacza wiek 10η = 104 lat (a ściślej od 104 do 105 lat).: Era pierwotna η = −12,5 – kwarki wiążą się w hadrony (era promieniowania), η = −6 – powstanie jąder pierwszych lekkich pierwiastków (nukleosynteza), η = 4 – początek dominacji energii materii nad promieniowaniem, η = 5,5 – elektrony i protony tworzą atomy (rekombinacja), Era gwiazdowa η = 6 – koniec Wieków Ciemnych, powstanie pierwszych gwiazd, czyli początek: – produkcji pierwiastków cięższych od He w reakcjach termojądrowych, – ewolucji gwiazd, prowadzącej m.in. do wybuchów supernowych i syntez pierwiastków cięższych od Fe, η = 9 – powstanie Drogi Mlecznej, η = 9,5 – powstanie Układu Słonecznego.
Poza powstawaniem materii zbudowanej z atomów we Wszechświecie istnieją liczne inne elementy struktury o różnej wielkości, zbudowane z różnych rodzajów cząstek elementarnych i powstające w rozmaitych warunkach (np. gwiazdy neutronowe, czarne dziury, ciemna materia) – materia, która jest przedmiotem zainteresowania fizyków i kosmologów, nie przypominająca materii zwykłej, jaką zajmują się chemicy.
Powstawanie zwykłej materii thumb|120px|Nukleosynteza (przykłady) thumb|120px|Nukleosynteza. Przykład syntezy jądra helu w cyklu p-p (proton – proton). thumb|200px|Atom helu w stanie podstawowym. Jądro atomowe (rozmiar ok. 1 fm) jest otoczone chmurą elektronową (2 elektrony na orbitalu s). W historii „zwykłej materii” (ang. Ordinary Matter), zbudowanej z atomów pierwiastków wymienionych w układzie okresowym, wyróżnia się trzy podstawowe rodzaje procesów: powstawanie jąder najlżejszych pierwiastków, głównie o liczbach atomowych Z ≤ 3, oraz ich atomów i cząsteczek w przestrzeni kosmicznej (powstawanie obłoków molekularnych), synteza jąder pierwiastków o liczbach atomowych 4 ≤ Z ≤ 26 (od Be do Fe) we wnętrzu gwiazd, które powstają z molekularnych obłoków gazowych, a w kolejnych etapach ewolucji Wszechświata – z obłoków gazowo-pyłowych, powstawanie pierwiastków cięższych od żelaza (26 < Z ≤?) w krótkich epizodach wybuchów supernowych, kończących ewolucję gwiazd masywnych.
Powstanie jąder atomów o Z ≤ 3
thumb|200px|Energia wiązania nukleonów w jądrze (Fe jako granica możliwości syntezy termojądrowej). Składniki wszystkich jąder, protony i neutrony, powstały w wyniku połączenia tzw. oddziaływaniami silnymi dwóch kwarków, – „górnego” (u, ładunek elektryczny +⅔) i „dolnego” (d, ładunek −⅓): – proton – dwa kwarki górne i jeden dolny (uud, +⅔ +⅔ −⅓ = +1) – neutron – jeden kwark górny i dwa dolne (udd, +⅔ −⅓ −⅓ = 0)
W młodym, gorącym Wszechświecie z wymienionych nukleonów (początkowo występujących w jednakowych ilościach) powstały jądra najlżejszych pierwiastków, niemal wyłącznie deuteru, trytu, helu i litu oraz niewielkich ilości berylu i boru. Powstające złożone jądra były rozbijane przez liczne wówczas wysokoenergetyczne fotony. Jądra deuteru stały się trwałe po upływie ok. 4 minut od Wielkiego Wybuchu, gdy temperatura wynosiła ok. 109 K. W tym okresie udziały n i p nie były już jednakowe, ponieważ część neutronów rozpadła się z utworzeniem protonów, których udział osiągnął 87%. W wyniku wzajemnych zderzeń deuteronów powstawały cząstki trójnukleonowe – jądra trytu i helu-3. Produktem przyłączenia kolejnego nukleonu były jądra He-4 (cząstki α) i niewielkie ilości jąder litu. Po nagromadzeniu się cząstek alfa Wszechświat był już zbyt zimny, aby mogło dochodzić do kolejnych syntez. Po zakończeniu tego etapu rozwoju Wszechświata 74% nukleonów było w jądrach wodoru (protonów) i ok. 26% w jądrach helu-4, a obfitości jąder deuteru, helu-3 i litu wynosiły, odpowiednio: 10−4, 10−5 i 10−10. Proporcje te są zgodne z proporcjami atomów, powstających z jąder w wyniku rekombinacji z elektronami, obserwowanymi współcześnie w przestrzeniach międzygwiazdowych, w których nie powstawały gwiazdy (potwierdza to słuszność Modelu standardowego). Jądra pierwiastków cięższych powstały w wyniku syntez termojądrowych wewnątrz gwiazd, rozpoczynających się od zderzeń protonów (cykl p–p) i innych reakcji, przypominających okres pierwotnej nukleosyntezy.
300px
Powstanie jąder atomów o 4 ≤ Z ≤ 26 Rozpoczęcie syntez jąder pierwiastków cięższych od helu, zwanych w kosmologicznym żargonie „metalami”, poprzedzają długotrwałe procesy różnicowania się gęstości materii – powstawanie obłoków molekularnego wodoru, a następnie ich zapadanie grawitacyjne w kierunku centrum (zobacz: niestabilność Jeansa). Zależnie od masy zapadającego się obłoku w jego centrum powstawał brązowy karzeł (np. Gl229B, krążący wokół Gl229 w konsteacji Zająca) lub gwiazda o różnej wielkości. Z chwilą powstania pierwszych gwiazd (nazywanych gwiazdami III populacji) – rozpoczęcia termojądrowych syntez „metali” – skończyły się Wieki Ciemne, trwające ok. 500 mln lat. Gwiazdy tej najstarszej populacji obecnie nie istnieją. Najstarszą ze znanych gwiazd jest HE0107-5240 – gwiazda o najmniejszej metaliczności (mała, a więc długowieczna).
W początkowym okresie życia gwiazd dominują jądrowe reakcje „spalania” wodoru, prowadzące do powstawania helu-4 (zobacz – cykl protonowy, cykl CNO). Reakcje zachodzące w kolejnych etapach ewolucji gwiazdy zależą przede wszystkim od jej masy, decydującej o temperaturze i ciśnieniu w centrum. Gromadzące się tam jądra helu mogą ulegać dalszym syntezom, jeżeli temperatura jest dostatecznie wysoka.
W różnych warstwach bardzo dużych gwiazd mogą zachodzić reakcje „spalania” helu, węgla, tlenu, krzemu: 108 K – reakcja „trzy alfa”, „spalanie” helu, powstawanie jąder węgla, a obok nich (w wyższych temperaturach) również jąder tlenu, neonu, magnezu i krzemu, 6·108 K – reakcje „spalania” węgla (w gwiazdach o masie > 8 mas Słońca), powstawanie jąder magnezu, sodu i neonu, 109 K – reakcje „spalania” tlenu, powstawanie jąder siarki, fosforu i krzemu, 3·109 K – reakcje „spalania” krzemu (ostatnia reakcja przed wybuchem supernowej), powstawanie jonów żelaza.
Historię ewolucji gwiazd o różnej początkowej wielkości ilustruje diagram Hertzsprunga-Russella, z którego można odczytać m.in. przewidywaną historię Słońca i podobnych gwiazd, należących do tzw. ciągu głównego. W tej fazie ewolucji, zajmującej zwykle 70–90% czasu życia gwiazd, w ich centrum zachodzi „spalanie” wodoru (rośnie zawartość helu). Gdy jądro gwiazdy przekształci się w hel, dalszy wzrost masy następuje wskutek „spalania” wodoru w warstwie jego otoczenia, początkowo powoli, a następnie – gdy masa jądra osiągnie ok. 10% całej masy – coraz szybciej. Jądro zaczyna się kurczyć (co wiąże się ze wzrostem temperatury), a jego otoczka rośnie – gwiazda przesuwa się wtedy na tzw. gałąź czerwonych olbrzymów. Na gałąź czerwonych nadolbrzymów przemieszczają się te czerwone olbrzymy, w których temperatura jądra gwiazdy przekracza 108 K i jądra helu przekształcają się w jądra węgla i tlenu. Z zewnętrznych warstw jądra uwalniana jest część materii, która ulega jonizacji pod wpływem promieniowania gwiazdy (jest obserwowana z Ziemi jako efektowna mgławica planetarna). Pozostałością po wypalonej gwieździe jest biały karzeł (jądro wypalonej gwiazdy, pozbawione całej otoczki). Staje się on czarnym karłem po ochłodzeniu do 4000 K.
W przypadku gwiazd wielokrotnie większych od Słońca w jądrze jest osiągana wyższa temperatura i zachodzą syntezy cięższych jąder, do żelaza włącznie. Dalsza synteza termojądrowa nie zachodzi – energia wiązania kolejnych neutronów jest coraz mniejsza. Ustanie syntez prowadzi do wybuchu supernowej.
Powstanie atomów o Z ≥ 26 thumb|200px|Mgławica Krab – pozostałość po supernowej zaobserwowanej w 1054 roku (zdjęcie wykonane przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a; kolor niebieski w części zewnętrznej – atomy tlenu, zielony – jony siarki, czerwony – podwójnie zjonizowany tlen). thumb|200px|Układ okresowy pierwiastków – wersja alternatywna ADOMAH.
Proces „spalania” krzemu (tworzenia jąder żelaza) w jądrach wielkich gwiazd jest bardzo szybki – żelazne jądro powstaje w ciągu sekundy i zaczyna się gwałtownie zapadać; wydzielają się wielkie ilości energii grawitacyjnej (są emitowane neutrina i promieniowanie) i rośnie gęstość, osiągając 1018 kg/m³. W tych warunkach jądra atomów są rozbijane i powstają swobodne neutrony. Fala uderzeniowa gwałtownie rozrywa otoczkę gwiazdy, która tworzy mgławicę, zwaną pozostałością po supernowej (np. Mgławica Kraba). Po odrzuceniu otoczki pozostaje gwiazda neutronowa – obiekt o niezwykłej gęstości materii (gwiazda o promieniu 10 km ma masę zbliżoną do masy Słońca).
W czasie eksplozji supernowej część neutronów przyłącza się do jąder żelaza. Neutrony uwięzione w jądrach o dużej masie stopniowo przekształcają się w protony, emitując elektron i neutrino (stopniowy wzrost liczby atomowej Z). Przebieg takich procesów, jak proces s, proces r, proces p, proces rp ilustruje poniższy przykład (proces r):
czyli