Ako horľavý (horľavý) vzduch je vodík známy už dlho. Získaval sa pôsobením kyselín na kovy, horenie a výbuchy výbušného plynu pozoroval Paracelsus, Boyle, Lemery a ďalší vedci 16. - 18. storočia. S rozšírením teórie flogistónu sa niektorí chemici pokúšali získať vodík ako „voľný flogistón“. Lomonosovova dizertačná práca „O kovovej brilancii“ popisuje výrobu vodíka pôsobením „kyslých alkoholov“ (napríklad „chlorovodíkový alkohol“, t.j. kyseliny chlorovodíkovej) na železo a iné kovy; ruský najprv vedec(1745) predložil hypotézu, že vodík ("horľavá para" - para inflammabilis) je flogistón. Cavendish, ktorý podrobne študoval vlastnosti vodíka, predložil podobnú hypotézu v roku 1766. Vodík nazval „horľavým vzduchom“ získaným z „kovov“ (horľavý vzduch z kovov) a veril, ako každá flogistika, že keď sa rozpustí v kyselinách , kov stratí váš flogistón. Lavoisier, ktorý v roku 1779 študoval zloženie vody prostredníctvom jej syntézy a rozkladu, nazval z gréčtiny vodík Hydrogin (vodík), alebo Hydrogen (vodík). hydro - voda a gaynome - produkujú, rodia.
Názvoslovná komisia z roku 1787 prijala slovo výroba Vodík z gennao - rodím. V Lavoisierovej tabuľke jednoduchých telies sa vodík (vodík) spomína medzi piatimi (svetlo, teplo, kyslík, dusík, vodík) „jednoduchých telies patriacich do všetkých troch kráľovstiev prírody a ktoré treba považovať za prvky telies“; ako staré synonymá pre názov Vodík, Lavoisier nazýva horľavý plyn (plyn horľavý), základ horľavého plynu. V ruskej chemickej literatúre konca 18. a začiatku 19. storočia. existujú dva druhy názvov vodíka: flogistický (horľavý plyn, horľavý vzduch, horľavý vzduch, horľavý vzduch) a antiflogistický (vodotvorný, vodotvorný tvor, vodotvorný plyn, plynný vodík, vodík). Obe skupiny slov sú preklady francúzskych názvov pre vodík.
Izotopy vodíka boli objavené v 30. rokoch súčasného storočia a rýchlo získané veľký význam vo vede a technike. Koncom roku 1931 Urey, Breckwedd a Murphy preskúmali zvyšok po dlhšom odparovaní kvapalného vodíka a našli v ňom ťažký vodík s atómovou hmotnosťou 2. Tento izotop sa z gréčtiny nazýval deutérium (Deuterium, D). - ďalší, druhý. O štyri roky neskôr bol vo vode vystavenej dlhšej elektrolýze objavený ešte ťažší izotop vodíka 3H, ktorý sa z gréčtiny nazýval trícium (Tritium, T). - tretí.
Hélium, hélium, on (2)
V roku 1868 francúzsky astronóm Jansen pozoroval úplné zatmenie Slnka v Indii a spektroskopicky študoval chromosféru Slnka. V spektre slnka našiel jasne žltú čiaru, ktorú označil ako D3, ktorá sa nezhodovala so žltou D čiarou sodíka. V tom istom čase rovnakú čiaru v spektre slnka videl anglický astronóm Lockyer, ktorý si uvedomil, že patrí neznámemu prvku. Lockyer sa spolu s Franklandom, pre ktorého potom pracoval, rozhodli pomenovať nový prvok hélium (z gréckeho helios – slnko). Potom iní výskumníci objavili novú žltú čiaru v spektrách „pozemských“ produktov; tak ho v roku 1881 objavil Talian Palmieri pri skúmaní vzorky plynu odobratej z krátera Vezuvu. Americký chemik Gillebrand pri štúdiu uránových minerálov zistil, že pôsobením silnej kyseliny sírovej uvoľňujú plyny. Sám Hillebrand si myslel, že ide o dusík. Ramsay, ktorý upozornil na posolstvo Hillebranda, podrobil spektroskopickej analýze plyny uvoľnené pri úprave minerálu cleveit kyselinou. Zistil, že plyny obsahovali dusík, argón a neznámy plyn, ktorý vytváral jasne žltú čiaru. Keďže Ramsay nemal k dispozícii dostatočne dobrý spektroskop, poslal vzorky nového plynu Crookesovi a Lockyerovi, ktorí tento plyn čoskoro identifikovali ako hélium. V tom istom roku 1895 Ramsay izoloval hélium zo zmesi plynov; ukázalo sa, že je chemicky inertný, ako argón. Krátko nato Lockyer, Runge a Paschen urobili vyhlásenie, že hélium pozostáva zo zmesi dvoch plynov, ortohélia a parahélia; jeden z nich dáva žltú čiaru spektra, druhý - zelený. Tento druhý plyn navrhli nazvať Asterium (Asterium) z gréčtiny - hviezdny. Ramsay spolu s Traversom skontroloval toto tvrdenie a dokázal, že je chybné, pretože farba héliovej čiary závisí od tlaku plynu.
Lítium, Lítium, Li (3)
Keď Davy robil svoje slávne pokusy o elektrolýze alkalických zemín, nikto netušil, že existuje lítium. Lítium alkalickej zeminy objavil až v roku 1817 talentovaný analytický chemik, jeden zo študentov Berzeliusa Arfvedsona. V roku 1800 brazílsky mineralóg de Andrada Silva na vedeckej ceste do Európy našiel vo Švédsku dva nové minerály, ktoré nazval petalit a spodumene, a prvý z nich bol znovuobjavený o niekoľko rokov neskôr na ostrove Ute. Arfvedson sa začal zaujímať o petalit, urobil jeho kompletnú analýzu a zistil spočiatku nevysvetliteľnú stratu asi 4 % látky. Opatrnejším opakovaním analýz zistil, že petalit obsahuje „horľavú zásadu dovtedy neznámej povahy“. Berzelius navrhol nazvať to lítium, keďže táto zásada, na rozdiel od draslíka a sodíka, bola prvýkrát nájdená v „kráľovstve minerálov“ (kamene); názov je odvodený z gréčtiny - kameň. Arfwedson neskôr objavil lítiovú zeminu alebo litín v niektorých iných mineráloch, ale jeho pokusy izolovať voľný kov boli neúspešné. Veľmi malé množstvo kovového lítia získali Davy a Brande alkalickou elektrolýzou. V roku 1855 Bunsen a Mattessen vyvinuli priemyselnú metódu výroby kovového lítia elektrolýzou chloridu lítneho. V ruskej chemickej literatúre začiatku 19. storočia. sú mená: lítium, lítium (Dvigubsky, 1826) a lítium (Hess); lítiová zemina (alkálie) sa niekedy nazývala litin.
Beryllium, Beryllium, Be (4)
Minerály obsahujúce berýlium (drahé kamene) – beryl, smaragd, smaragd, akvamarín atď. – sú známe už od staroveku. Časť z nich sa ťažila na Sinajskom polostrove už v 17. storočí. BC e. Štokholmský papyrus (3. storočie) popisuje spôsoby výroby falošných kameňov. Názov beryl sa nachádza medzi gréckymi a latinskými (Beryll) starovekými spisovateľmi a v starých ruských dielach, napríklad vo Svyatoslavovom Izborniku z roku 1073, kde sa beryl vyskytuje pod názvom virullion. Štúdium chemického zloženia vzácnych minerálov tejto skupiny sa však začalo až koncom 18. storočia. s nástupom chemicko-analytického obdobia. Prvé analýzy (Klaproth, Bindheim a ďalší) nenašli na beryle nič zvláštne. Na konci XVIII storočia. známy mineralóg opát Gayuy upozornil na úplnú podobnosť kryštálovej štruktúry berylu z Limoges a smaragdu z Peru. Produkoval Vauquelin chemická analýza obidva minerály (1797) a našli sa v oboch v novej zemi, odlišnej od oxidu hlinitého. Po prijatí solí novej zeme zistil, že niektoré z nich majú sladkú chuť, a preto pomenoval novú zem z gréčtiny glucina (Glucina). - sladký. Nový prvok obsiahnutý v tejto zemi bol pomenovaný podľa toho glucínium. Tento názov sa používal vo Francúzsku v 19. storočí, dokonca existoval aj symbol – Gl. Klaproth, ktorý je odporcom pomenovania nových prvkov podľa náhodných vlastností ich zlúčenín, navrhol nazvať glucínium berýlium (Beryllium), čo naznačuje, že zlúčeniny iných prvkov majú tiež sladkú chuť. Kovové berýlium prvýkrát získali Wehler a Bussy v roku 1728 redukciou chloridu berýlia kovom draselným. Všimli sme si tu vynikajúci výskum ruského chemika IV Avdeeva o atómovej hmotnosti a zložení oxidu berýlia (1842). Avdeev stanovil atómovú hmotnosť berýlia na 9,26 (moderné 9,0122), zatiaľ čo Berzelius ju považoval za 13,5 a správny vzorec oxid.
Existuje niekoľko verzií o pôvode názvu minerálu beryl, od ktorého je odvodené slovo berýlium. A. M. Vasiliev (podľa Dirgarta) uvádza tento názor filológov: latinský a grécky názov berylu možno porovnať s prakritskou velúrijou a sanskrtskou vaiduryou. Ten druhý je názov istého kameňa a pochádza zo slova vidura (veľmi ďaleko), čo zrejme znamená nejakú krajinu alebo horu. Müller navrhol iné vysvetlenie: vaidurya pochádza z pôvodného vaidarya alebo vaidalya a to druhé z vidala (mačka). Inými slovami, vaidurya znamená približne "mačacie oko". Rai poukazuje na to, že v sanskrte boli topaz, zafír a koraly považované za mačacie oči. Tretie vysvetlenie uvádza Lippman, ktorý sa domnieva, že slovo beryl znamenalo nejakú severskú krajinu (odkiaľ pochádzali drahé kamene) alebo ľudí. Na inom mieste Lippmann poznamenáva, že Mikuláš Kuzanský napísal, že nemecké Brille (okuliare) pochádza z barbarsko-latinského berillus. Nakoniec, Lemery, vysvetľujúci slovo beryl (Beryllus), naznačuje, že Berillus alebo Verillus znamená „mužský kameň“.
V ruskej chemickej literatúre začiatku 19. storočia. glucín sa nazýval sladká zemina, sladká zemina (Severgin, 1815), sladká zemina (Zacharov, 1810), glucín, glycín, základ glycínovej zeminy a prvok sa nazýval wisterium, glycinit, glycium, sladká zemina atď. Giese navrhol názov berýlium (1814). Hess sa však držal názvu glycia; ako synonymum ho používal aj Mendelejev (1. vyd. Základy chémie).
Borum, B (5)
Prírodné zlúčeniny bóru (anglicky Boron, French Bore, German Bor), predovšetkým nečistý bórax, sú známe už od raného stredoveku. Pod názvami tinkal, tinkar alebo attinkar (Tinkal, Tinkar, Attinkar) sa do Európy dovážal bórax z Tibetu; používala sa na spájkovanie kovov, najmä zlata a striebra. V Európe sa tinkal častejšie nazýval borax (Borax) z arabského slova bauraq a perzského - burah. Niekedy borax alebo boraco označovali rôzne látky, ako napríklad sódu (nitrón). Ruland (1612) nazýva bórax chrysocolla, živicu schopnú „zlepiť“ zlato a striebro. Lemery (1698) nazýva bórax aj „lepidlom zlata“ (Auricolla, Chrisocolla, Gluten auri). Niekedy borax znamenal niečo ako „uzda zlata“ (capistrum auri). V alexandrijskej, helenistickej a byzantskej chemickej literatúre borakhi a borakhon, ako aj v arabčine (bauraq) všeobecne označovali alkálie, napríklad bauraq arman (arménsky borak), alebo sóda, neskôr začali tak nazývať borax.
V roku 1702 Gomberg kalcináciou bóraxu železitým vitriolom získal „soľ“ (kyselinu boritú), ktorá sa stala známou ako „Gombergova upokojujúca soľ“ (Sal sedativum Hombergii); Táto soľ našla široké uplatnenie v medicíne. V roku 1747 Baron syntetizoval bórax z "upokojujúcej soli" a natronu (sódy). Zloženie bóraxu a „soli“ však zostalo neznáme až do začiatku 19. storočia. V "Chemickej nomenklatúre" z roku 1787 sa objavuje názov horacique asid (kyselina boritá). Lavoisier vo svojej "Tabuľke jednoduchých tiel" dáva radikálnu boraciku. V roku 1808 Gay-Lussac a Tenard uspeli v izolácii voľného bóru z anhydridu boritého jeho zahrievaním s kovom draslíka v medenej trubici; navrhli pomenovať prvok bór (Bora) alebo bór (Bore). Davy, ktorý zopakoval experimenty Gay-Lussaca a Tenarda, tiež dostal voľný bór a nazval ho boracium (Boracium). V budúcnosti Briti skrátili tento názov na Boron. V ruskej literatúre sa slovo bura nachádza v zbierkach receptov zo 17. - 18. storočia. Na začiatku XIX storočia. Ruskí chemici nazývali bór vrták (Zacharov, 1810), burón (Strachov, 1825), zásada kyseliny burovej, boracín (Severgin, 1815) a bohrium (Dvigubsky, 1824). Prekladateľ Gieseho knihy nazval bór a burium (1813). Okrem toho existujú názvy burit, bór, buronit atď.
uhlík, uhlík, C (6)
Uhlík (angl. Carbon, franc. Carbone, nem. Kohlenstoff) vo forme uhlia, sadzí a sadzí pozná ľudstvo od nepamäti; asi pred 100 tisíc rokmi, keď naši predkovia ovládali oheň, každý deň sa zaoberali uhlím a sadzami. Pravdepodobne sa veľmi skoro ľudia zoznámili s alotropnými modifikáciami uhlíka - diamantu a grafitu, ako aj s fosíliou uhlia. Nie je prekvapením, že spaľovanie uhlíkatých látok bolo jedným z prvých chemické procesy ktoré človeka zaujali. Keďže horiaca látka zmizla a bola spotrebovaná ohňom, spaľovanie sa považovalo za proces rozkladu látky, a preto sa uhlie (alebo uhlík) nepovažovalo za prvok. Živlom bol oheň, jav sprevádzajúci horenie; v učeniach o živloch staroveku figuruje oheň zvyčajne ako jeden zo živlov. Na prelome XVII - XVIII storočia. vznikla teória flogistónu, ktorú predložili Becher a Stahl. Táto teória rozpoznala prítomnosť v každom horľavom telese špeciálnej elementárnej látky – beztiažovej tekutiny – flogistónu, ktorá sa pri spaľovaní vyparuje. Keďže pri spaľovaní veľkého množstva uhlia zostáva len malé množstvo popola, flogistici sa domnievali, že uhlie je takmer čistý flogistón. Toto bolo vysvetlenie najmä pre „flogistický“ účinok uhlia, jeho schopnosť obnovovať kovy z „vápna“ a rúd. Neskorší flogistici – Réaumur, Bergman a ďalší – už začali chápať, že uhlie je elementárna látka. Po prvýkrát však „čisté uhlie“ ako také uznal Lavoisier, ktorý študoval proces spaľovania uhlia a iných látok vo vzduchu a kyslíku. V knihe Guitona de Morveau, Lavoisiera, Bertholleta a Fourcroixa „Metóda chemickej nomenklatúry“ (1787) sa namiesto francúzskeho „čisté uhlie“ (charbone pur) objavil názov „carbon“ (karbón). Pod rovnakým názvom sa uhlík objavuje v „Tabuľke jednoduchých telies“ v Lavoisierovej „Elementárnej učebnici chémie“. V roku 1791 anglický chemik Tennant ako prvý získal voľný uhlík; prechádzal parami fosforu cez kalcinovanú kriedu, čo viedlo k tvorbe fosforečnanu vápenatého a uhlíka. Skutočnosť, že diamant pri silnom zahriatí horí bezo zvyšku, je známa už dlho. Ešte v roku 1751 francúzsky kráľ Franz I. súhlasil s tým, že dám diamant a rubín na experimenty s pálením, po ktorých sa tieto experimenty dokonca stali módnymi. Ukázalo sa, že horí iba diamant a rubín (oxid hlinitý s prímesou chrómu) vydrží bez poškodenia dlhodobé zahrievanie v ohnisku zápalnej šošovky. Lavoisier spustil nový experiment spaľovania diamantu pomocou veľkého zápalného stroja a dospel k záveru, že diamant je kryštalický uhlík. Druhý alotróp uhlíka – grafit – bol v alchymickom období považovaný za upravený olovnatý lesk a nazýval sa plumbago; až v roku 1740 Pott objavil neprítomnosť akejkoľvek nečistoty olova v grafite. Scheele študoval grafit (1779) a ako flogistik ho považoval za sírne teleso zvláštneho druhu, špeciálne minerálne uhlie obsahujúce viazanú „vzdušnú kyselinu“ (CO2) a veľké množstvo flogistónu.
O dvadsať rokov neskôr Guiton de Morveau jemným zahrievaním premenil diamant na grafit a potom na kyselinu uhličitú.
Medzinárodný názov Carboneum pochádza z lat. carbo (uhlie). Slovo má veľmi starý pôvod. Porovnáva sa s kremárom - spáliť; koreň sar, cal, rusky gar, gal, gól, sanskrt sta znamená variť, variť. Slovo "carbo" je spojené s názvami uhlíka na iných európske jazyky(uhlík, uhlík atď.). Nemecký Kohlenstoff pochádza z Kohle - uhlie (staronemecké kolo, švédsky kylla - zohrievať). Staroruské ugorati, alebo ugarati (horieť, spáliť) má koreň gar, čiže hory, s možným prechodom k cieľu; uhlie v staroruskom yug'l alebo uhlie rovnakého pôvodu. Slovo diamant (Diamante) pochádza zo starogréčtiny – nezničiteľný, neoblomný, tvrdý a grafit z gréčtiny – píšem.
Na začiatku XIX storočia. staré slovo uhlie v ruskej chemickej literatúre bolo niekedy nahradené slovom „uhlie“ (Sherer, 1807; Severgin, 1815); od roku 1824 Solovjov zaviedol názov uhlík. 
Dusík, dusík, N (7)
Dusík (anglicky Nitrogen, francúzsky Azote, nem. Stickstoff) objavili takmer súčasne viacerí výskumníci. Cavendish získaval dusík zo vzduchu (1772), prechádzal cez horúce uhlie a potom cez alkalický roztok, aby absorboval oxid uhličitý. Cavendish nedal novému plynu špeciálne meno, označoval ho ako mefitický vzduch (Air mephitic z latinského mephitis - dusivé alebo škodlivé vyparovanie zeme). Priestley čoskoro zistil, že ak vo vzduchu dlho horí sviečka alebo sa nachádza zviera (myš), takýto vzduch sa stáva nedýchateľný. Oficiálne sa objav dusíka zvyčajne pripisuje Blackovmu študentovi Rutherfordovi, ktorý v roku 1772 publikoval dizertačnú prácu (pre titul doktora medicíny) – „O fixovanom vzduchu, inak nazývanom dusenie“, kde boli prvé niektoré chemické vlastnosti dusíka popísané. V rovnakých rokoch Scheele prijímal dusík z atmosférického vzduchu rovnakým spôsobom ako Cavendish. Nový plyn nazval „skazeným vzduchom“ (Verdorbene Luft). Keďže prechod vzduchu cez horúce uhlie považovali flogistickí chemici za jeho flogistizáciu, Priestley (1775) nazval dusíkom flogistický vzduch (Air phlogisticated). Cavendish vo svojej skúsenosti hovoril aj o flogistizácii vzduchu. Lavoisier v rokoch 1776 - 1777 podrobne študovali zloženie atmosférického vzduchu a zistili, že 4/5 jeho objemu tvorí dusivý plyn (Air mofette – atmosferická mofeta, alebo jednoducho Mofett). Názvy dusíka - flogistický vzduch, mefitický vzduch, atmosférická mofeta, pokazený vzduch a niektoré ďalšie - sa používali pred uznaním nového chemického názvoslovia v európskych krajinách, teda pred vydaním slávnej knihy "Method of Chemical Nomenclature". “ (1787).
Zostavovatelia tejto knihy – členovia nomenklatúrnej komisie Parížskej akadémie vied – Giton de Morveau, Lavoisier, Berthollet a Fourcroix – prijali len niekoľko nových názvov jednoduchých látok, najmä názvy, ktoré navrhol Lavoisier pre „kyslík“. a "vodík". Pri výbere nového názvu pre dusík sa komisia, ktorá vychádzala z princípov kyslíkovej teórie, ocitla v ťažkostiach. Ako viete, Lavoisier navrhol dať jednoduchým látkam také názvy, ktoré by odrážali ich základné chemické vlastnosti. V súlade s tým by sa tento dusík mal nazývať „radikál dusičný“ alebo „radikál dusičnanovej kyseliny“. Takéto názvy, píše Lavoisier vo svojej knihe „Principles of Elementary Chemistry“ (1789), sú založené na starých termínoch nitr alebo ledok, akceptovaných v umení, v chémii a v spoločnosti. Boli by veľmi vhodné, ale je známe, že dusík je tiež základom prchavej zásady (amoniak), ako nedávno zistil Berthollet. Preto názov radikál, alebo zásada kyseliny dusičnanovej, neodráža hlavné chemické vlastnosti dusík. Nebolo by lepšie pozastaviť sa nad slovom dusík, ktoré podľa členov názvoslovnej komisie odráža hlavnú vlastnosť prvku – jeho nevhodnosť na dýchanie a život. Autori chemickej nomenklatúry navrhli odvodiť slovo dusík z gréckej zápornej predpony „a“ a slova život. Názov dusík teda podľa ich názoru odzrkadľoval jeho neživotnosť, alebo nežiteľnosť.
Slovo dusík však nevymyslel Lavoisier ani jeho kolegovia z komisie. Je známa už od staroveku a používali ju filozofi a alchymisti stredoveku na označenie „primárnej hmoty (základu) kovov“, takzvanej ortuti filozofov alebo dvojitej ortuti alchymistov. Slovo dusík sa do literatúry dostalo pravdepodobne v prvých storočiach stredoveku podobne ako mnohé iné zašifrované a mystické názvy. Nachádza sa v spisoch mnohých alchymistov, počnúc Baconom (XIII. storočie) - v Paracelsovi, Libaviovi, Valentinovi a ďalších. Libavius dokonca naznačuje, že slovo dusík (azoth) pochádza zo starého španielsko-arabského slova azok (azoque alebo azoc), označujúce ortuť. Je však pravdepodobnejšie, že tieto slová sa objavili v dôsledku skreslenia koreňového slova dusík (azot alebo azoth) pisármi. Teraz je presnejšie stanovený pôvod slova dusík. Starovekí filozofi a alchymisti považovali „primárnu hmotu kovov“ za alfu a omegu všetkého, čo existuje. Na druhej strane je tento výraz vypožičaný z Apokalypsy - posledná kniha Biblia: "Ja som alfa a omega, začiatok a koniec, prvý a posledný." Kresťanskí filozofi považovali v staroveku a stredoveku za správne používať pri písaní svojich traktátov iba tri jazyky uznávané ako „posvätné“ – latinčinu, gréčtinu a hebrejčinu (nápis na kríži pri ukrižovaní Krista podľa evanjeliový príbeh bol vytvorený v týchto troch jazykoch). Na vytvorenie slova dusík sa vzali začiatočné a posledné písmená abecedy týchto troch jazykov (a, alfa, aleph a zet, omega, tov - AAAZOT).
Zostavovatelia nového chemického názvoslovia z roku 1787 a predovšetkým iniciátor jeho vzniku Giton de Morvo si dobre uvedomovali existenciu slova dusík už od staroveku. Morvo zaznamenal v „Metodickej encyklopédii“ (1786) alchymický význam tohto výrazu. Po vydaní Metódy chemického názvoslovia vystúpili odporcovia kyslíkovej teórie – flogistika – s ostrou kritikou nového názvoslovia. Najmä, ako sám Lavoisier poznamenáva vo svojej učebnici chémie, bolo kritizované prijatie „starodávnych mien“. Najmä La Mettrie, vydavateľ časopisu Observations sur la Physique, bašta odporcov kyslíkovej teórie, poukázal na to, že slovo dusík používali alchymisti v inom význame.
Napriek tomu bol nový názov prijatý vo Francúzsku, ako aj v Rusku a nahradil predtým prijaté názvy „flogistický plyn“, „mofeta“, „základňa mofety“ atď.
Spravodlivé poznámky vyvolalo aj slovotvorba dusíka z gréčtiny. DN Pryanishnikov vo svojej knihe „Dusík v živote rastlín a poľnohospodárstva v ZSSR“ (1945) správne poznamenal, že tvorba slov z gréčtiny „vyvoláva pochybnosti“. Očividne mali tieto pochybnosti aj Lavoisierovi súčasníci. Sám Lavoisier vo svojej učebnici chémie (1789) používa slovo dusík spolu s názvom "radical nitrique" (radikálový nitrique).
Zaujímavosťou je, že neskorší autori, zrejme snažiaci sa nejako zdôvodniť nepresnosť členov nomenklatúrnej komisie, odvodili slovo dusík z gréčtiny – životodarný, životodarný, čím vytvorili umelé slovo „azotikos“, ktoré chýba v gréckom jazyku (Dirgart, Remy atď.). Tento spôsob tvorenia slova dusík však sotva možno uznať za správny, keďže odvodené slovo pre názov dusík malo znieť „azoticon“.
Zlyhanie názvu dusík bolo zrejmé mnohým Lavoisierovým súčasníkom, ktorí plne sympatizovali s jeho kyslíkovou teóriou. Takže Chaptal vo svojej učebnici chémie „Elements of Chemistry“ (1790) navrhol nahradiť slovo dusík slovom dusík (dusík) a nazval plyn podľa názorov svojej doby (každá molekula plynu bola reprezentovaná atmosférou kalorický), „dusíkový plyn“ (Gas dusík). Chaptal svoj návrh podrobne odôvodnil. Jedným z argumentov bolo naznačenie, že toto meno, ktoré znamená bez života, by sa s veľkým rozumom mohlo dať aj iným jednoduchým telám (majú napríklad silné jedovaté vlastnosti). Názov dusík, prijatý v Anglicku a Amerike, sa neskôr stal základom pre medzinárodný názov prvku (Nitrogenium) a symbol pre dusík - N. Vo Francúzsku začiatkom 19. storočia. namiesto symbolu N bol použitý symbol Az. V roku 1800 jeden zo spoluautorov chemického názvoslovia Fourcroix navrhol iný názov – alkaligen (alcaligen – alcaligen), na základe skutočnosti, že dusík je „základom“ prchavej alkálie (Alcali volatil) – amoniaku. Tento názov však chemici neprijali. Na záver spomeňme názov dusík, ktorý používali flogistickí chemici a najmä Priestley koncom 18. storočia. - septón (Septon z francúzskeho Septique - hnilobný). Toto meno zrejme navrhol Mitchell, Blackov študent, ktorý neskôr pracoval v Amerike. Davy tento titul odmietol. v Nemecku od konca osemnásteho storočia. a dodnes sa dusík nazýva Stickstoff, čo znamená „dusivá látka“.
Čo sa týka starých ruských názvov dusíka, ktoré sa objavovali v rôznych dielach konca 18. – začiatku 19. storočia, sú tieto: dusivý plyn, nečistý plyn; mofetický vzduch (to všetko sú preklady francúzskeho názvu Gas mofette), dusivá látka (preklad nemeckého Stickstoff), flogistický vzduch, plynom spálený, spálený vzduch (flogistické názvy sú prekladom termínu navrhnutého Priestleym – Рlogistický vzduch). Používali sa aj mená; skazený vzduch (preklad Scheeleho výrazu Verdorbene Luft), ledok, ledkový plyn, dusík (preklad názvu navrhnutý Chaptalom – dusík), alkálie, zásadité činidlo (Furcroixove výrazy preložené do ruštiny v rokoch 1799 a 1812), septón, hnilobný (septón ) a iné.Popri týchto početných názvoch sa najmä od začiatku 19. storočia používali aj slová dusík a dusíkaté plyny.
V. Severgin vo svojom „Príručke k najpohodlnejšiemu chápaniu cudzích chemických kníh“ (1815) vysvetľuje slovo dusík takto: „Azoticum, Azotum, Azotozum – dusík, dusivá látka“; "Azot - dusík, ľadok"; „dusičnanový plyn, plynný dusík“. Nakoniec slovo dusík vstúpilo do ruskej chemickej nomenklatúry a nahradilo všetky ostatné názvy po publikácii „Základy čistej chémie“ od G. Hessa (1831).
Názvy derivátov zlúčenín obsahujúcich dusík sa tvoria v ruštine a iných jazykoch buď zo slova dusík ( Kyselina dusičná, azozlúčeniny a pod.), alebo z medzinárodného názvu dusitanium (dusičnany, nitrozlúčeniny a pod.). Posledný termín pochádza zo starodávnych názvov nitr, nitrum, nitrón, ktoré zvyčajne označovali soľanku, niekedy prírodnú sódu. Rulandov slovník (1612) hovorí: "Nitrum, borovicový les (baurach), ledok (Sal petrosum), nitrum, u Nemcov - Salpeter, Vergsalz - to isté ako Sal retrae."
 |
Kyslík, Kyslík, O(8)
Objav kyslíka (anglicky Oxygen, franc. Oxygene, nem. Sauerstoff) znamenal začiatok moderného obdobia vo vývoji chémie. Od staroveku bolo známe, že na spaľovanie je potrebný vzduch, ale po mnoho storočí zostal proces spaľovania nepochopiteľný. Až v XVII storočí. Mayow a Boyle nezávisle od seba vyjadrili myšlienku, že vzduch obsahuje nejakú látku podporujúcu horenie, no táto úplne racionálna hypotéza v tom čase nebola vyvinutá, keďže koncept horenia ako procesu spájania horiaceho telesa s určitým Zdalo sa, že základná zložka vzduchu je v rozpore s takou samozrejmou skutočnosťou, akou je skutočnosť, že pri spaľovaní dochádza k rozkladu horiaceho telesa na elementárne zložky. To je na tomto základe na prelome XVII storočia. vznikla teória flogistónu, ktorú vytvorili Becher a Stahl. S nástupom chemicko-analytického obdobia vo vývoji chémie (druhá polovica 18. storočia) a vznikom "pneumatickej chémie" - jedného z hlavných odvetví chemicko-analytického smeru - spaľovania, ako aj dýchania, opäť upútala pozornosť výskumníkov. Objavenie rôznych plynov a ich vznik dôležitá úloha v chemických procesoch bol jedným z hlavných podnetov pre systematické štúdium procesov spaľovania látok, ktoré podnikol Lavoisier. Kyslík bol objavený začiatkom 70. rokov 18. storočia. Prvú správu o tomto objave urobil Priestley na stretnutí Anglickej kráľovskej spoločnosti v roku 1775. Priestley zahrievaním červeného oxidu ortutnatého vo veľkom horiacom pohári získal plyn, v ktorom sviečka horela jasnejšie ako v bežnom vzduchu a zablikala tlejúca fakľa. Priestley určil niektoré vlastnosti nového plynu a nazval ho daflogistický vzduch. O dva roky skôr však Priestley (1772) Scheele získaval kyslík aj rozkladom oxidu ortuti a inými metódami. Scheele nazval tento plyn ohnivý vzduch (Feuerluft). Scheele bol schopný podať správu o svojom objave až v roku 1777. Medzitým, v roku 1775, Lavoisier hovoril s Parížskou akadémiou vied so správou, že sa mu podarilo získať „najčistejšiu časť vzduchu, ktorá nás obklopuje“ a opísal vlastnosti tejto časti vzduchu. Lavoisier tento „vzduch“ najprv nazval empirický, vitálny (Air empireal, Air vital), základ vitálneho vzduchu (Base de l „air vital).Takmer súčasný objav kyslíka niekoľkými vedcami v r. rozdielne krajiny spôsobili spory o prioritu. Priestley bol obzvlášť vytrvalý v uznávaní seba samého ako objaviteľa. V podstate sa tieto spory doteraz neskončili. Podrobné štúdium vlastností kyslíka a jeho úlohy v procesoch spaľovania a vzniku oxidov viedlo Lavoisiera k nesprávnemu záveru, že tento plyn je kyselinotvorným princípom. V roku 1779 Lavoisier v súlade s týmto záverom zaviedol pre kyslík nový názov – kyselinotvorný princíp (principe acidifiant ou principe oxygine). Slovo oxygine vyskytujúce sa v tomto zložitom názve odvodil Lavoisier z gréčtiny. - kyselina a "vyrábam".
Fluór, fluór, F (9)
Fluór (anglicky Fluorine, French and German Fluor) bol získaný vo voľnom stave v roku 1886, ale jeho zlúčeniny sú známe už dlho a boli široko používané v metalurgii a výrobe skla. Prvá zmienka o fluorite (CaF2) pod názvom kazivec (Fliisspat) pochádza zo 16. storočia. Jedno z diel pripisovaných legendárnemu Vasilijovi Valentinovi spomína kamene maľované rôznymi farbami – tavivá (Fliisse z latinského fluere – tiecť, liať), ktoré sa používali ako tavivá pri tavení kovov. Agricola a Libavius píšu o tom istom. Ten zavádza špeciálne názvy pre toto tavivo - kazivec (Flusspat) a minerálna tavenina. Mnohí autori chemických a technických spisov 17. a 18. storočia. popísať odlišné typy kazivec. V Rusku sa tieto kamene nazývali plavik, spalt, spat; Lomonosov klasifikoval tieto kamene ako selenity a nazval ich spar alebo tok (kryštálový tok). Ruskí majstri, ale aj zberatelia minerálnych zbierok (napr. v 18. storočí knieža P.F. Golitsyn) vedeli, že niektoré druhy rahien pri zahrievaní (napríklad v horúcej vode) v tme svietia. Avšak aj Leibniz vo svojej histórii fosforu (1710) spomína v tejto súvislosti termofosfor (Thermophosphorus).
Chemici a chemici remeselníci sa s kyselinou fluorovodíkovou zoznámili zrejme najneskôr v 17. storočí. V roku 1670 norimberský remeselník Schwanhard použil kazivec zmiešaný s kyselinou sírovou na leptanie vzorov na sklenené poháre. V tom čase však bola povaha kazivca a kyseliny fluorovodíkovej úplne neznáma. Verilo sa napríklad, že kyselina kremičitá má leptací účinok pri Schwanhardovom procese. Tento chybný názor odstránil Scheele a dokázal, že pri interakcii kazivca s kyselinou sírovou vzniká kyselina kremičitá v dôsledku erózie sklenenej retorty vznikajúcou kyselinou fluorovodíkovou. Okrem toho Scheele zistil (1771), že kazivec je zlúčenina vápenatej zeminy so špeciálnou kyselinou, ktorá sa nazývala „švédska kyselina“. Lavoisier rozpoznal radikál kyseliny fluorovodíkovej (radik fluorique) ako jednoduché teleso a zaradil ho do svojej tabuľky jednoduchých telies. Viac-menej čistú kyselinu fluorovodíkovú získali v roku 1809 Gay-Lussac a Tenard destiláciou kazivca s kyselinou sírovou v olovenej alebo striebornej retorte. Počas tejto operácie boli obaja výskumníci otrávení. Skutočnú povahu kyseliny fluorovodíkovej zistil v roku 1810 Ampere. Odmietol Lavoisierov názor, že kyselina fluorovodíková musí obsahovať kyslík, a dokázal analógiu tejto kyseliny s kyselinou chlorovodíkovou. Ampère oznámil svoje zistenia Davymu, ktorý krátko predtým zistil elementárnu povahu chlóru. Davy plne súhlasil s Amperovými argumentmi a vynaložil veľa úsilia na získanie voľného fluóru elektrolýzou kyseliny fluorovodíkovej a inými spôsobmi. Berúc do úvahy silný korozívny účinok kyseliny fluorovodíkovej na sklo, ako aj na rastlinné a živočíšne tkanivá, Ampere navrhol nazvať prvok v nej obsiahnutý fluór (gréčtina - ničenie, smrť, mor, mor atď.). Davy však tento názov neprijal a navrhol iný - fluór (Fluorine) analogicky s vtedajším názvom chlóru - chlór (Chlorine), oba názvy sa používajú dodnes v r. anglický jazyk. V ruštine sa zachoval názov, ktorý dal Ampere.
Početné pokusy o izoláciu voľného fluóru v 19. storočí neviedli k úspešným výsledkom. Až v roku 1886 sa to Moissanovi podarilo a získať voľný fluór vo forme žltozeleného plynu. Keďže fluór je nezvyčajne agresívny plyn, musel Moissan prekonať mnohé ťažkosti, kým pri pokusoch s fluórom našiel materiál vhodný pre prístroj. U-rúrka na elektrolýzu kyseliny fluorovodíkovej pri mínus 55 °C (chladená kvapalným metylchloridom) bola vyrobená z platiny s kazivcami. Po chemickej a fyzikálne vlastnosti voľný fluór, našiel široké uplatnenie. Teraz je fluór jednou z najdôležitejších zložiek syntézy fluóru. organickej hmotyširoký rozsah. Ruská literatúra začiatku 19. storočia. fluór sa nazýval inak: báza kyseliny fluorovodíkovej, fluór (Dvigubsky, 1824), fluór (Iovsky), fluór (Shcheglov, 1830), fluór, fluór, fluór. Hess od roku 1831 zaviedol názov fluór.
Neon, Neon, Ne (10)
Tento prvok objavili Ramsay a Travers v roku 1898, niekoľko dní po objavení kryptónu. Vedci vybrali prvé bubliny plynu vznikajúce pri odparovaní tekutého argónu a zistili, že spektrum tohto plynu naznačuje prítomnosť nového prvku. Ramsay hovorí o výbere názvu pre tento prvok takto:
„Keď sme sa prvýkrát pozreli na jeho spektrum, bol tam môj 12-ročný syn.
"Otec," povedal, "ako sa volá tento krásny plyn?"
"Ešte nie je rozhodnuté," odpovedal som.
- Je nový? - spýtal sa syn.
"Novo objavené," namietal som.
"Prečo ho teda nenazvať Novum, otec?"
"To nesedí, pretože novum nie je grécke slovo," odpovedal som. Nazvime to neón, čo v gréčtine znamená nový.
Takto dostal plyn svoje meno.
Autor: Figurovský N.A.
Chémia a chemici № 1 2012
Pokračovanie nabudúce...
Superhustý stav Vesmíru netrval dlho, no zohral rozhodujúcu úlohu v následnom vývoji. Pri obrovských hodnotách teploty a hustoty hmoty sa začali intenzívne procesy vzájomnej premeny častíc a kvánt žiarenia. Najprv sa častice a ich zodpovedajúce antičastice z fotónov zrodili v rovnakých množstvách. vysokoenergetický. V podmienkach superhustého stavu hmoty, ktorý je charakteristický pre rané štádium života Vesmíru, by sa častice a antičastice museli hneď po svojom narodení opäť zraziť a premeniť sa na gama žiarenie. Táto vzájomná premena častíc na žiarenie a späť pokračovala, až kým hustota energie fotónu neprekročila prahovú energiu tvorby častíc.
V počiatočných štádiách vývoja vesmíru mohli vzniknúť extrémne krátkodobé a veľmi masívne hypotetické častice. S poklesom teploty a hustoty (vek dosiahol 0,01 s, teplota 10 11 K) sa začali objavovať menej hmotné častice, zatiaľ čo hmotnejšie častice „odumierali“ v dôsledku anihilácie alebo rozpadu.
K zániku častíc nedošlo úplne rovnako, takže antičastice prakticky všetky zmizli a zostal len nepatrný nadbytočný podiel protónov a neutrónov. V dôsledku toho sa ukázalo, že pozorovateľný svet je vyrobený z hmoty a nie z antihmoty, hoci niekde vo vesmíre môžu byť oblasti antihmoty.
Bez sotva badateľnej asymetrie vo vlastnostiach častíc a antičastíc by svet vo všeobecnosti bol bez hmoty.
Vznikom nukleónov (protónov a neutrónov) sa končí éra hadrónov vo vývoji vesmíru (hadróny sú častice podliehajúce silným interakciám: protóny, neutróny, mezóny atď.). Po hadrónovej ére nastupuje éra leptónová, kedy sa médium skladá prevažne z pozitívnych a negatívnych miónov, neutrínov a antineutrín, pozitrónov a elektrónov. Nukleóny sú zriedkavé. Ako sa vesmír ďalej rozširuje, mióny, elektróny a pozitróny anihilujú. Potom sa interakcia neutrína s hmotou zastaví a v čase 0,2 sekundy po singularite sa neutríno oddelí.
Približne 10 sekúnd po singularite dosiahne teplota hodnotu asi 10 10 K a začína sa éra žiarenia. V tomto štádiu početne prevládajú fotóny stále silne interagujúce s hmotou, ako aj neutrína.
Obrovské množstvo elektrónov a pozitrónov sa v katastrofickom procese vzájomného ničenia zmenilo na žiarenie a zanechalo za sebou malý počet elektrónov, avšak dosť na to, aby sa spojili s protónmi a neutrónmi, aby vzniklo množstvo hmoty, ktoré dnes pozorujeme vo vesmíre. .
3 minúty po veľkom tresku začínajú prvé procesy nukleosyntézy. Niektoré z protónov sa dokážu spojiť s neutrónmi a vytvoriť jadrá hélia. Posunuli sa o 10 % celkový počet protóny. Éra žiarenia končí prechodom plazmy z ionizovaného stavu do neutrálneho stavu, znížením opacity hmoty a „separáciou“ žiarenia. O minútu neskôr sa takmer všetka hmota vesmíru skladala z jadier vodíka a hélia, ktoré boli v rovnakom pomere, aký pozorujeme dnes. Od tohto momentu expanzia primárnej ohnivej gule prebiehala bez významných zmien, až kým sa po 700 000 rokoch nespojili elektróny a protóny do neutrálnych atómov vodíka, potom sa vesmír stal transparentným pre elektromagnetické žiarenie - vzniklo reliktné žiarenie pozadia.
Milión rokov po začiatku expanzie sa začína éra hmoty, kedy sa z horúcej vodíkovo-héliovej plazmy s malou prímesou iných jadier začala vyvíjať diverzita súčasného sveta.
Keď sa hmota stala transparentnou pre elektromagnetické žiarenie, začala pôsobiť gravitácia, ktorá začala prevládať nad všetkými ostatnými interakciami medzi masami prakticky neutrálnej hmoty, ktorá tvorila hlavnú časť hmoty vesmíru. Gravitácia vytvorila galaxie, zhluky, hviezdy a planéty.
Na tomto obrázku je veľa nezodpovedaných otázok. Vznikli galaxie pred prvou generáciou hviezd alebo naopak? Prečo sa látka sústreďovala do diskrétnych útvarov – hviezd, galaxií, zhlukov, zatiaľ čo vesmír ako celok sa rozlietal rôznymi smermi?
Nehomogenity vo Vesmíre, z ktorých následne vznikli všetky štrukturálne útvary Vesmíru, vznikali v podobe nevýznamných výkyvov a následne zosilneli v ére, keď sa ionizovaný plyn vo Vesmíre začal meniť na neutrálny, t.j. keď sa žiarenie odtrhlo od látky a stalo sa relikviou. Takéto zosilnenie môže viesť k objaveniu sa viditeľných výkyvov, z ktorých sa následne začali formovať galaxie.
Pri formovaní veľkých štruktúr vesmíru by neutrína mohli hrať významnú úlohu, ak by ich pokojová hmotnosť bola iná ako nula. Niekoľko stoviek rokov po začiatku expanzie by rýchlosť neutrín s hmotnosťou mala byť výrazne nižšia ako rýchlosť svetla. Od istého momentu sa veľké koncentrácie neutrín už nerozpúšťajú a nedávajú vznik veľkým štrukturálnym formáciám vesmíru - kopám a superkopám galaxií. Samotné galaxie sú tvorené z obyčajnej hmoty a neutrína, ak majú viditeľnú hmotnosť, pôsobia ako ťažiská pre obrovské koncentrácie hmoty, ktoré sú zdrojom skrytej hmoty zhlukov galaxií.
V roku 1978 M. Rees navrhol, že žiarenie v pozadí by mohlo byť výsledkom „epidémie“ formovania masívnych hviezd, ktorá začala bezprostredne po oddelení žiarenia od hmoty a predtým, ako vek vesmíru dosiahol 1 miliardu rokov. Životnosť takýchto hviezd by nemala presiahnuť 1 miliardu rokov. Mnohé z nich vybuchli ako supernovy a vyvrhli do vesmíru ťažké chemické prvky, ktoré sa čiastočne zhromaždili do zŕn. pevná hmota, tvoriace oblaky medzihviezdneho prachu. Tento prach, zahrievaný žiarením predgalaktických hviezd, by mohol vyžarovať infračervené žiarenie, ktoré sa dnes pozoruje ako mikrovlnné žiarenie pozadia. Ak je táto hypotéza správna, potom to znamená, že prevažná väčšina celej hmoty vesmíru je obsiahnutá v neviditeľných zvyškoch hviezd prvej, predgalaktickej generácie a v súčasnosti sa môžu nachádzať v masívnych tmavých halo obklopujúcich jasné galaxie. .
Vzdelávací proces chemické prvky vo Vesmíre je neoddeliteľne spojená s vývojom Vesmíru. Už sme sa zoznámili s procesmi prebiehajúcimi blízko veľký tresk“, poznáme niektoré detaily procesov, ktoré prebiehali v „primárnej polievke“ elementárnych častíc. Prvé atómy chemických prvkov, ktoré sú na začiatku tabuľky D. I. Mendelejeva (vodík, deutérium, hélium), začali vo Vesmíre vznikať ešte pred objavením sa prvej generácie hviezd. Bolo to vo hviezdach, ich hĺbkach, opäť sa zahriali (po veľkom tresku začala teplota vesmíru rýchlo klesať) na miliardy stupňov a vznikli jadrá chemických prvkov po héliu. Vzhľadom na dôležitosť hviezd ako zdrojov, generátorov chemických prvkov, uvažujme o niektorých štádiách hviezdneho vývoja. Bez pochopenia mechanizmov vzniku hviezd a vývoja hviezd si nemožno predstaviť proces vzniku ťažkých prvkov, bez ktorých by v konečnom dôsledku život nevznikol. Bez hviezd vo vesmíre by navždy existovala vodíkovo-héliová plazma, v ktorej je organizácia života zjavne nemožná (pri súčasnej úrovni chápania tohto javu).
Predtým sme zaznamenali tri pozorovacie fakty alebo testy modernej kozmológie, ktoré sa rozprestierajú na stovkách parsekov, teraz poukazujeme na štvrtý - množstvo ľahkých chemických prvkov vo vesmíre. Treba zdôrazniť, že vznik svetelných prvkov v prvých troch minútach a ich množstvo v modernom vesmíre prvýkrát vypočítala v roku 1946 medzinárodná trojica vynikajúcich vedcov: Američan Alpher, Nemec Hans Bethe a Rus Georgy Gamow. Odvtedy atómoví a jadroví fyzici opakovane vypočítali vznik svetelných prvkov v ranom vesmíre a ich množstvo dnes. Dá sa tvrdiť, že štandardný model nukleosyntézy je dobre podporený pozorovaniami.
Evolúcia hviezd. Mechanizmus vzniku a vývoja hlavných objektov vesmíru - hviezd, bol študovaný najviac xoponio. Tu vedcom pomohla možnosť pozorovať obrovské množstvo hviezd v rôznych štádiách vývoja – od narodenia až po smrť – vrátane mnohých takzvaných „hviezdnych asociácií“ – skupín hviezd zrodených takmer súčasne. Pomohla tomu aj porovnávacia „jednoduchosť“ štruktúry hviezdy, ktorá je celkom úspešne prístupná teoretickému popisu a počítačovej simulácii.
Hviezdy vznikajú z oblakov plynu, ktoré sa za určitých okolností rozpadnú na samostatné „zhluky“, ktoré sa vplyvom vlastnej gravitácie ďalej stláčajú. Stláčaniu plynu vplyvom vlastnej gravitácie bráni stúpajúci tlak. Pri adiabatickej kompresii sa musí zvýšiť aj teplota – gravitačná väzbová energia sa uvoľňuje vo forme tepla. Pokiaľ je oblak redší, všetko teplo ľahko uniká sálaním, ale v hustom jadre kondenzácie je odvod tepla obtiažny a rýchlo sa zohreje. Zodpovedajúce zvýšenie tlaku spomaľuje stláčanie jadra a naďalej k nemu dochádza len vďaka plynu, ktorý naďalej dopadá na zrodenú hviezdu. S pribúdajúcou hmotou sa zvyšuje tlak a teplota v strede, až nakoniec tá dosiahne hodnotu 10 miliónov Kelvinov. V tom momente sa v strede hviezdy začnú jadrové reakcie premieňajúce vodík na hélium, ktoré udržiavajú stacionárny stav novovzniknutej hviezdy milióny, miliardy alebo desiatky miliárd rokov v závislosti od hmotnosti hviezdy.
Hviezda sa mení na obrovský termonukleárny reaktor, v ktorom vo všeobecnosti prebieha rovnaká reakcia, akú sa človek naučil vykonávať iba v nekontrolovanej verzii - v vodíková bomba. Teplo uvoľnené pri reakcii stabilizuje hviezdu, udržuje vnútorný tlak a zabraňuje jej ďalšiemu zmršťovaniu. Malý náhodný nárast reakcie hviezdu mierne „nafúkne“ a zodpovedajúci pokles hustoty vedie opäť k oslabeniu reakcie a stabilizácii procesu. Hviezda „horí“ takmer konštantným jasom.
Teplota a sila žiarenia hviezdy závisí od jej hmotnosti a závisí nelineárne. Zhruba povedané, s 10-násobným nárastom hmotnosti hviezdy sa výkon jej žiarenia zvyšuje 100-krát. Preto masívnejšie a teplejšie hviezdy spotrebúvajú svoje zásoby paliva oveľa rýchlejšie ako tie menej hmotné a žijú relatívne krátko. Spodná hranica hmotnosti hviezdy, pri ktorej je ešte možné dosiahnuť teploty dostatočné na začiatok v strede termonukleárne reakcie, je približne 0,06 slnečného žiarenia. Horná hranica je asi 70 hmotností Slnka. V súlade s tým najslabšie hviezdy svietia niekoľko stokrát slabšie ako Slnko a môžu tak svietiť sto miliárd rokov, oveľa dlhšie ako je doba existencie nášho vesmíru. Masívne horúce hviezdy môžu žiariť miliónkrát silnejšie ako Slnko a žiť len niekoľko miliónov rokov. Doba stabilnej existencie Slnka je približne 10 miliárd rokov a z tohto obdobia žije zatiaľ polovicu.
Stabilita hviezdy je narušená, keď značná časť vodíka v jej vnútri vyhorí. Vznikne héliové jadro zbavené vodíka a spaľovanie vodíka pokračuje v tenkej vrstve na jeho povrchu. Jadro sa zároveň zmršťuje, v strede jeho tlaku a teploty stúpa, zároveň sa naopak rozťahujú horné vrstvy hviezdy umiestnené nad vrstvou spaľovania vodíka. Priemer hviezdy sa zväčšuje a priemerná hustota klesá. V dôsledku zväčšenia plochy vyžarujúceho povrchu sa pomaly zvyšuje aj jeho celková svietivosť, hoci povrchová teplota hviezdy klesá. Hviezda sa mení na červeného obra. V určitom okamihu je teplota a tlak vo vnútri héliového jadra dostatočná na spustenie ďalších reakcií syntézy ťažších prvkov - uhlíka a kyslíka z hélia a v ďalšej fáze ešte ťažších. V hlbinách hviezdy môže vzniknúť veľa prvkov z vodíka a hélia. Periodický systém, ale len po prvky skupiny železa, ktorá má najvyššiu väzbovú energiu na časticu. Ťažšie prvky vznikajú pri iných vzácnejších procesoch, konkrétne pri výbuchoch supernov a čiastočne nových hviezd, a preto je ich v prírode málo.
Zaznamenali sme zaujímavú, na prvý pohľad paradoxnú okolnosť. Pokiaľ vodík horí v blízkosti stredu hviezdy, teplota tam nemôže stúpnuť na prah héliovej reakcie. Na to je potrebné, aby sa horenie zastavilo a jadro hviezdy začalo chladnúť! Chladiace jadro hviezdy sa sťahuje, pričom sa zvyšuje sila gravitačného poľa a uvoľňuje sa gravitačná energia, ktorá ohrieva látku. Pri zvýšenej intenzite poľa je potrebná vyššia teplota, aby tlak vydržal stlačenie a na zabezpečenie tejto teploty stačí gravitačná energia. Podobný paradox máme aj pri zostupe kozmickej lode: aby sa preniesla na nižšiu obežnú dráhu, musí sa spomaliť, no zároveň sa ukáže, že je bližšie k Zemi, kde je gravitácia silnejšia a jej rýchlosť bude zvýšiť. Ochladzovanie zvyšuje teplotu a brzdenie zvyšuje rýchlosť! Príroda je plná takýchto zdanlivých paradoxov a zďaleka nie vždy sa dá dôverovať „zdravému rozumu“.
Po spustení spaľovania hélia napreduje spotreba energie veľmi rýchlo, pretože energetický výťažok všetkých reakcií s ťažkými prvkami je oveľa nižší ako pri reakcii spaľovania vodíka a navyše sa výrazne zvyšuje celková svietivosť hviezdy v týchto štádiách. Ak vodík horí miliardy rokov, potom hélium milióny a všetky ostatné prvky nie dlhšie ako tisíce rokov. Keď všetky jadrové reakcie vo vnútri hviezdy vyhasnú, nič nemôže zabrániť jej gravitačnej kontrakcii a deje sa to katastrofálne rýchlo (ako sa hovorí, kolabuje). Horné vrstvy padajú smerom k stredu so zrýchlením voľného pádu (jeho hodnota prevyšuje zemské zrýchlenie o mnoho rádov kvôli neporovnateľnému rozdielu hmotnosti), pričom sa uvoľňuje obrovská gravitačná energia. Látka je stlačená. Súčasťou toho je prechod do nového stavu vysoká hustota, tvorí pozostatok hviezdy a časť (zvyčajne veľká) je veľkou rýchlosťou vymrštená do priestoru vo forme odrazenej rázovej vlny. Dochádza k výbuchu supernovy. (Kinetická energia rázovej vlny sa okrem gravitačnej energie podieľa aj na termonukleárnom dohorení časti vodíka zostávajúceho vo vonkajších vrstvách hviezdy, keď sa padajúci plyn stlačí v blízkosti jadra hviezdy – výbuch hviezdy vzniká grandiózna „vodíková bomba“).
V akom štádiu vývoja hviezdy sa kompresia zastaví a čo bude pozostatkom supernovy, všetky tieto možnosti závisia od jej hmotnosti. Ak je táto hmotnosť menšia ako 1,4 hmotnosti Slnka, bude to biely trpaslík, hviezda s hustotou 10 9 kg/m 3 , pomaly chladnúca bez vnútorných zdrojov energie. Tlak degenerovaného elektrónového plynu ho chráni pred ďalším stláčaním. S väčšou hmotnosťou (až asi 2,5 slnečnej) vzniká neutrónová hviezda (ich existenciu predpovedal veľký sovietsky fyzik, kandidát na Nobelovu cenu Lev Landau) s hustotou približne rovnou hustote atómové jadro. neutrónové hviezdy boli objavené ako takzvané pulzary. S ešte väčšou počiatočnou hmotnosťou hviezdy vzniká čierna diera – nekontrolovateľne sa sťahujúci objekt, ktorý nemôže opustiť žiadny objekt, dokonca ani svetlo. Práve pri výbuchoch supernov dochádza k tvorbe prvkov ťažších ako železo, na čo sú potrebné extrémne husté prúdy vysokoenergetických častíc, aby boli zrážky viacerých častíc dostatočne pravdepodobné. Všetko hmotné na tomto svete je potomkami supernov, vrátane ľudí, keďže atómy, z ktorých sa skladáme, vznikli niekedy počas výbuchov supernov.
Hviezdy teda nie sú len silným zdrojom energie Vysoká kvalita, ktorých rozptyl prispieva k vzniku najzložitejších štruktúr vrátane života, ale aj reaktorov, v ktorých sa vyrába celá periodická tabuľka - potrebný materiál pre tieto štruktúry. Výbuch hviezdy, ktorá končí svoj život, vyvrhne do vesmíru obrovské množstvo rôznych prvkov ťažších ako vodík a hélium, ktoré sa zmiešajú s galaktickým plynom. Počas života vesmíru mnoho hviezd ukončilo svoj život. Všetky hviezdy ako Slnko a hmotnejšie, ktoré vznikli z primárneho plynu, už prešli životná cesta. Takže teraz sú Slnko a podobné hviezdy hviezdami druhej generácie (a možno tretej), výrazne obohatené o ťažké prvky. Bez takéhoto obohatenia by v ich blízkosti sotva mohli vzniknúť planéty zemského typu a život.
Tu sú informácie o prevalencii niektorých chemických prvkov vo vesmíre:
Ako môžete vidieť z tejto tabuľky, vodík a hélium sú v súčasnosti prevládajúcimi chemickými prvkami (každý takmer 75 % a 25 %). Relatívne nízky obsah ťažkých prvkov sa však ukázal ako dostatočný na vznik života (aspoň na jednom z ostrovov Vesmíru v blízkosti „obyčajnej“ hviezdy Slnka – žltého trpaslíka). Okrem toho, čo sme už spomenuli, musíme pamätať na to, že v otvorenom priestore je kozmické žiarenie, čo sú v skutočnosti prúdy elementárnych častíc, predovšetkým elektrónov a protónov rôznych energií. V niektorých oblastiach medzihviezdneho priestoru sú lokálne oblasti so zvýšenou koncentráciou medzihviezdnej hmoty, nazývané medzihviezdne oblaky. Na rozdiel od plazmového zloženia hviezdy už hmota medzihviezdnych oblakov obsahuje (dokazujú to početné astronomické pozorovania) molekuly a molekulárne ióny. Napríklad boli objavené medzihviezdne oblaky molekulárneho vodíka H 2 a v absorpčnom spektre sú veľmi často prítomné zlúčeniny ako OH hydroxylový ión, molekuly CO, molekuly vody atď. chemické zlúčeniny je vyše sto. Pod vplyvom vonkajšieho žiarenia a bez neho, rôzne chemické reakcie, často také, ktoré je nemožné realizovať na Zemi kvôli špeciálnym podmienkam v medzihviezdnom médiu. Pravdepodobne asi pred 5 miliardami rokov, keď sa formovala naša slnečná sústava, boli primárnym materiálom pri formovaní planét rovnaké jednoduché molekuly, aké teraz pozorujeme v iných medzihviezdnych oblakoch. Inými slovami, proces chemickej evolúcie, ktorý sa začal v medzihviezdnom oblaku, potom pokračoval na planétach. Aj keď sa v súčasnosti v niektorých medzihviezdnych oblakoch našli pomerne zložité organické molekuly, je pravdepodobné, že chemická evolúcia viedla k objaveniu sa „živej“ hmoty (teda buniek s mechanizmami samoorganizácie a dedičnosti) len na planétach. Je veľmi ťažké predstaviť si organizáciu života v objeme medzihviezdnych oblakov.
Planetárna chemická evolúcia.
Zvážte proces chemickej evolúcie na Zemi. Primárna atmosféra Zeme obsahovala najmä najjednoduchšie zlúčeniny vodíka H 2, H 2 O, NH 3, CH 4. Atmosféra bola navyše bohatá na inertné plyny, predovšetkým hélium a neón. V súčasnosti je množstvo vzácnych plynov na Zemi zanedbateľné, čo znamená, že kedysi disonovali do medziplanetárneho priestoru. Naša moderná atmosféra je druhoradého pôvodu. Chemické zloženie atmosféry sa spočiatku len málo líšilo od primárneho. Po vzniku hydrosféry amoniak NH 3 z atmosféry prakticky vymizol, rozpustil sa vo vode, atómový a molekulárny vodík unikol do medziplanetárneho priestoru, atmosféra bola nasýtená najmä dusíkom N. K saturácii atmosféry kyslíkom dochádzalo postupne, najskôr v dôsledku k disociácii molekúl vody ultrafialovým žiarením Slnka, potom a hlavne prostredníctvom rastlinnej fotosyntézy.
Je možné, že určité množstvo organickej hmoty bolo prinesené na Zem počas pádu meteoritov a možno aj komét. Napríklad kométy obsahujú zlúčeniny ako N, NH 3, CH 4 a iné.. Je známe, že vek zemskej kôry je približne 4,5 miliardy rokov. Existujú aj geologické a geochemické údaje, ktoré naznačujú, že už pred 3,5 miliardami rokov zemská atmosféra bol bohatý na kyslík. Primárna atmosféra Zeme teda existovala nie viac ako 1 miliardu rokov a život vznikol pravdepodobne ešte skôr.
V súčasnosti sa nahromadil významný experimentálny materiál, ktorý ilustruje, ako sa také jednoduché látky ako voda, metán, amoniak, oxid uhoľnatý, amónne a fosfátové zlúčeniny premieňajú na vysoko organizované štruktúry, ktoré sú stavebnými kameňmi bunky. Americkí vedci Kelvin, Miller a Urey uskutočnili sériu experimentov, v dôsledku ktorých sa ukázalo, ako môžu aminokyseliny vzniknúť v primárnej atmosfére. Vedci vytvorili zmes plynov – metánu CH 4, molekulárneho vodíka H 2, amoniaku NH 3 a vodnej pary H 2 O, simulujúcu zloženie primárnej atmosféry Zeme. Cez túto zmes prechádzali elektrické výboje, v dôsledku čoho sa v počiatočnej zmesi plynov našli glycín, alanín a ďalšie aminokyseliny. Pravdepodobne Slnko výrazne ovplyvňovalo chemické reakcie v primárnej atmosfére Zeme svojím ultrafialovým žiarením, ktoré sa v atmosfére neudržalo kvôli absencii ozónu.
Nielen elektrické výboje a ultrafialové žiarenie zo Slnka, ale aj vulkanické teplo, rázové vlny, rádioaktívny rozpad draslíka K (podiel energie rozpadu draslíka asi pred 3 miliardami rokov na Zemi bol druhý, po energii ultrafialového žiarenia Slnka) mal dôležitú úlohu v chemickej evolúcii. Napríklad plyny uvoľnené z primárnych sopiek (O 2, CO, N 2, H 2 O, H 2, S, H 2 S, CH 4, SO 2), keď sú vystavené rôzne druhy energie reagujú vznikom rôznych malých Organické zlúčeniny, ako sú: kyanovodík HCN, kyselina mravčia HCO 2 H, kyselina octová H 3 CO 2 H, glycín H 2 NCH 2 CO 2 H atď. Neskôr opäť, keď sú vystavené rôznym druhom energie, malé organické zlúčeniny reagujú s vznik zložitejších organických zlúčenín: aminokyseliny
Na Zemi teda existovali podmienky na vznik zložitých organických zlúčenín potrebných na vytvorenie bunky.
V súčasnosti stále neexistuje jediný logicky konzistentný obraz o tom, ako život vznikol z primárnej „superkvapky hmoty“ nazývanej vesmír po Veľkom tresku. Ale už veľa prvkov tohto obrazu si vedci predstavujú a veria, že sa tak všetko skutočne stalo. Jedným z prvkov tohto jednotného obrazu evolúcie je chemická evolúcia. Chemická evolúcia je možno jedným z argumentovaných prvkov jednotného obrazu evolúcie, už len preto, že umožňuje experimentálne modelovanie chemických procesov (čo sa napríklad nedá robiť s ohľadom na podmienky podobné tým, ktoré sú blízko „veľkého tresku“). . Chemický vývoj možno vysledovať až k základným stavebným kameňom živej hmoty: aminokyselinám, nukleovým kyselinám.
14.1 Etapy syntézy prvkov
Na vysvetlenie prevalencie rôznych chemických prvkov a ich izotopov v prírode Gamow navrhol v roku 1948 model horúceho vesmíru. Podľa tohto modelu všetky chemické prvky vznikli v čase Veľkého tresku. Toto tvrdenie však bolo následne vyvrátené. Je dokázané, že v čase Veľkého tresku mohli vznikať len ľahké prvky, kým ťažšie vznikali v procesoch nukleosyntézy. Tieto pozície sú formulované v modeli veľkého tresku (pozri bod 15).
Podľa modelu Veľkého tresku sa tvorba chemických prvkov začala počiatočnou jadrovou fúziou ľahkých prvkov (H, D, 3 He, 4 He, 7 Li) 100 sekúnd po Veľkom tresku pri vesmírnej teplote 10 9 K.
Experimentálnym základom modelu je rozpínanie vesmíru pozorované na základe červeného posunu, počiatočnej syntézy prvkov a žiarenia kozmického pozadia.
Veľkou výhodou modelu Veľkého tresku je predpoveď hojnosti D, He a Li, ktoré sa od seba líšia o mnoho rádov.
Experimentálne údaje o množstve prvkov v našej Galaxii ukázali, že atómy vodíka sú 92%, hélium - 8% a ťažšie jadrá - 1 atóm na 1000, čo je v súlade s predpoveďami modelu Veľkého tresku.
14.2 Jadrová fúzia - syntéza svetelných prvkov (H, D, 3 He, 4 He, 7 Li) v ranom vesmíre.
- Množstvo 4 He alebo jeho relatívny podiel v hmotnosti vesmíru je Y = 0,23 ± 0,02. Najmenej polovica hélia vyprodukovaného pri Veľkom tresku sa nachádza v medzigalaktickom priestore.
- Pôvodné deutérium existuje iba vo vnútri hviezd a rýchlo sa mení na 3 He.
Údaje z pozorovania poskytujú nasledujúce limity množstva deutéria a He vo vzťahu k vodíku:
10-5 ≤ D/H ≤ 2 10-4 a
1,2 10-5 ≤ 3 He/H ≤ 1,5 10-4,
navyše pozorovaný pomer D/H je len zlomkom ƒ z počiatočnej hodnoty: D/H = ƒ(D/H) počiatočné. Pretože sa deutérium rýchlo mení na 3 He, získa sa nasledujúci odhad množstva:
[(D + 3 He)/H] počiatočné < 10-4.
- Je ťažké zmerať početnosť 7 Li, ale používajú sa údaje o štúdiu hviezdnych atmosfér a závislosti množstva 7 Li od efektívnej teploty. Ukazuje sa, že počnúc teplotou 5,5 · 10 3 K zostáva množstvo 7 Li konštantné. Najlepší odhad priemerného množstva 7 Li je:
7 Li/H = (1,6 ± 0,1)10-10.
- Množstvo ťažších prvkov ako 9 Be, 10 V a 11 V je o niekoľko rádov menšie. Prevalencia je teda 9 Be/N< 2.5·10 -12 .
14.3 Syntéza jadier hviezd hlavnej postupnosti v T< 108 K
Syntéza hélia vo hviezdach Hlavná sekvencia v pp- a CN-cykloch prebieha pri teplote T ~ 10 7 ÷7·10 7 K. Vodík sa spracováva na hélium. Vznikajú jadrá ľahkých prvkov: 2 H, 3 He, 7 Li, 7 Be, 8 Be, ale je ich málo kvôli tomu, že následne vstupujú do jadrových reakcií a jadro 8 Be sa takmer okamžite rozpadá v dôsledku krátka životnosť (~ 10 -16 s)
8 Buď → 4 On + 4 On.
Zdalo sa, že proces syntézy sa musí zastaviť, ale príroda našla riešenie.
Keď T > 7 10 7 K, hélium "vyhorí", ktoré sa menia na uhlíkové jadrá. Dochádza k trojitej reakcii hélia - "Héliový záblesk" - 3α → 12 C, ale jej prierez je veľmi malý a proces tvorby 12 C prebieha v dvoch fázach.
K fúznej reakcii jadier 8Be a 4He dochádza za vzniku 12C* uhlíkového jadra v excitovanom stave, čo je možné vďaka prítomnosti hladiny 7,68 MeV v uhlíkovom jadre, t.j. reakcia prebieha:
8 Be + 4 He → 12 C* → 12 C + γ.
Existencia energetickej hladiny jadra 12 C (7,68 MeV) pomáha obísť krátku životnosť 8 Be. V dôsledku prítomnosti tejto úrovne sa vyskytuje jadro 12 C Breit-Wignerova rezonancia. 12C jadro prechádza na excitovanú úroveň s energiou ΔW = ΔM + ε,
kde εM = (M 8Be − M 4He) − M 12C = 7,4 MeV a ε je kompenzované kinetickou energiou.
Túto reakciu predpovedal astrofyzik Hoyle a následne ju reprodukoval v laboratóriu. Potom začnú reakcie:
12 C + 4 He → 16 0 + γ
16 0 + 4 He → 20 Ne + γ a tak ďalej až do A ~ 20.
Takže požadovaná úroveň jadra 12 C umožnila prekonať úzke miesto v termonukleárnej fúzii prvkov.
Jadro 16O nemá také energetické hladiny a reakcia tvorby 16O je veľmi pomalá
12 C + 4 He → 16 0 + γ.
Tieto vlastnosti priebehu reakcií viedli k najdôležitejším dôsledkom: vďaka nim sa ukázalo, že je rovnaký počet jadier 12 C a 16 0, čo vytvorilo priaznivé podmienky pre vznik organické molekuly, t.j. života.
Zmena hladiny 12 C o 5 % by viedla ku katastrofe – zastavila by sa ďalšia syntéza prvkov. Ale keďže sa to nestalo, potom sa tvoria jadrá s A v rozsahu
| A = 25÷32 |
To vedie k hodnotám A
Všetky jadrá Fe, Co, Cr vznikajú termonukleárnou fúziou.
Na základe existencie týchto procesov je možné vypočítať množstvo jadier vo vesmíre.
Informácie o množstve prvkov v prírode sa získavajú zo spektrálnej analýzy Slnka a hviezd, ako aj kozmického žiarenia. Na obr. 99 ukazuje intenzitu jadier pri rôznych hodnotách A.
Ryža. 99: Množstvo prvkov vo vesmíre.
Vodík H je najrozšírenejším prvkom vo vesmíre. Lítium Li, berýlium Be a bór B sú o 4 rády menšie ako susedné jadrá a o 8 rádov menšie ako H a He.
Li, Be, B sú dobré palivá, rýchlo horia už pri T ~ 10 7 K.
Je ťažšie vysvetliť, prečo stále existujú - pravdepodobne kvôli procesu fragmentácie ťažších jadier v štádiu protohviezd.
IN kozmické lúče Jadrá Li, Be, B sú oveľa väčšie, čo je aj dôsledkom procesov fragmentácie ťažších jadier pri ich interakcii s medzihviezdnym prostredím.
12 C ÷ 16 O je výsledkom héliového záblesku a existencie rezonančnej hladiny v 12 C a neprítomnosti jednej v 16 O, ktorej jadro je tiež dvojnásobnou mágiou. 12 C - polomagické jadro.
Maximálny počet jadier železa je teda 56 Fe a potom prudký pokles.
Pre A > 60 je syntéza energeticky nepriaznivá.
14.5 Tvorba jadier ťažších ako železo
Frakcia jadier s A > 90 je malá - 10 -10 jadier vodíka. Procesy tvorby jadier sú spojené s vedľajšími reakciami vyskytujúcimi sa vo hviezdach. Existujú dva takéto procesy:
s (pomalý) – pomalý proces,
r (rýchly) je rýchly proces.
Oba tieto procesy sú spojené s zachytávanie neutrónov tie. je potrebné, aby nastali podmienky, za ktorých vzniká veľa neutrónov. Neutróny vznikajú pri všetkých spaľovacích reakciách.
13 C + 4 He → 16 0 + n - spaľovanie hélia,
12 C + 12 C → 23 Mg + n - uhlíkový záblesk,
16 O + 16 O → 31 S + n − kyslíkový záblesk,
21 Ne + 4 He → 24 Mg + n − reakcia s α-časticami.
V dôsledku toho sa neutrónové pozadie hromadí a môžu nastať s- a r-procesy – záchyt neutrónov. Keď sa neutróny zachytia, vytvoria sa jadrá bohaté na neutróny a potom dôjde k β-rozpadu. Mení ich na ťažšie jadrá.
Odoslanie dobrej práce do databázy znalostí je jednoduché. Použite nižšie uvedený formulár
Študenti, postgraduálni študenti, mladí vedci, ktorí pri štúdiu a práci využívajú vedomostnú základňu, vám budú veľmi vďační.
Uverejnené dňa http:// www. všetko najlepšie. en/
Vznik chemických prvkov
1. Vznik vesmíru
Väčšina kozmológov verí, že vesmír vznikol ako hustý zväzok hmoty a energie, ktorý sa začal rozširovať asi pred 18 miliardami rokov. Vznik prvkov má svoje korene vo Veľkom tresku. Vznik prvkov v dôsledku Veľkého tresku prvýkrát doložil Gamow v roku 1946 (Gamov, 1946).
Podľa Gamowa boli v počiatočných štádiách formovania vesmíru teploty a tlaky extrémne vysoké, zatiaľ čo protóny, neutróny, elektróny a neutrína boli v rovnováhe. Keď sa vesmír začal rozpínať, teplota klesla a rovnovážny stav sa narušil. Gamow veril, že postupné opakovanie procesov rozpadu a zachytávania neutrónov vedie k tvorbe ťažkých prvkov. Trvalo to len asi 20 minút. za pôvod všetkých v súčasnosti existujúcich prvkov, no v súčasnosti sa verí, že pri Veľkom tresku vznikli ľahké prvky, z ktorých potom jadrovými reakciami vo vnútri hviezd vznikli prvky s atómovým číslom 6 a vyšším (Ozima, 1990).
Spočiatku väčšina hmoty existovala vo forme energie. Hmota sa chladnutím začala formovať. Všeobecný obraz výskytu prvkov možno vyjadriť nasledujúcou schémou.
"Spaľovanie" vodíka. V procese jadrovej fúzie sa atómy vodíka spájajú a vytvárajú atóm hélia a uvoľňujú energiu. Hmotnosť častíc, ktoré tvoria hélium, je: 2 protóny (1,0076 každý) a 2 neutróny (1,0089 každý) = 2 1,0076 + 2 1,0089 = 4,033. Jadro atómu hélia má hmotnosť 4,0028. Pokles o 0,0302 jednotky hmotnosti sa nazýva hmotnostný defekt, ktorý podľa Einsteinovej rovnice E = mc2 zodpovedá 4,512 J atóm-1. Tento proces vyžaduje teplotu 107 - 108 K:
„Spaľovanie“ hélia prebieha pri teplote > 108 K a tlaku 105 g cm2.
2. Vznik hviezd
Vodík a iné svetelné prvky sa rozptýlili do vesmíru a zoskupené vytvorili hviezdy. Hviezdy sa vplyvom vlastnej gravitácie začali postupne zmenšovať, čo viedlo k zvýšeniu teploty. Keď teplota v strede každej z hviezd dosiahla niekoľko miliónov stupňov, atómy vodíka sa spojili a vytvorili atómy hélia, t.j. reakcia "spálenia" jadier. Potom prišli atómy C a iných ťažkých prvkov.
Elementárne zloženie vesmíru je teda určené jadrovými procesmi vo hviezdach. Vo vnútri hviezdy s hmotnosťou rovnajúcou sa hmotnosti nášho slnka je teda možná teplota 108 K. Proces jadrových premien neustále prebieha vo vnútri Slnka:
Ryža. 1. Schematické znázornenie nášho slnka
Je vidieť, že tieto reakcie možno znázorniť ako autokatalytický cyklus známy ako Bethe-von Weizsäckerov uhlíkový cyklus (obr. 2).
Uverejnené dňa http:// www. všetko najlepšie. en/
Ryža. 2. Bethe uhlíkový cyklus - von Weizsäcker
Vo hviezdach s veľkými hmotnosťami sú teploty vyššie a prebiehajú tu procesy syntézy ťažších prvkov. Vo hviezdach dvakrát ťažších ako slnko (obr. 3):
Ryža. 3. Hviezdy dvakrát (a), trikrát (b) ťažšie ako Slnko a hviezda pred výbuchom supernovy (c).
Hviezdy s hmotnosťou 20 hmotností Slnka (obr. 3) sú schopné syntetizovať všetky prvky, až po železo. Jadrové „spaľovacie“ reakcie sa však nemôžu rozvinúť ďalej, ako je tvorba jadier Fe. Potom takáto reakcia vedie k energetickej nestabilite jadier. Jadrá Fe možno považovať za dokončenie termonukleárnych reakcií (r-procesov). Najstabilnejšie jadro má železo (č. 26). Každý krok jadrovej fúzie z hélia na železo uvoľňuje energiu a vytvára stabilnejšie jadro (obrázok 4). Postupom času sa množstvo vodíka a hélia vo vesmíre znižuje, zatiaľ čo množstvo ťažkých prvkov sa zvyšuje. Relatívna hojnosť prvkov vo vesmíre je znázornená na obr. 5.
Ryža. 4. Stabilita jadier chemických prvkov
Jadrá všetkých prvkov po železe sú menej stabilné ako pôvodný materiál a nemožno ich použiť na tvorbu hviezdnej energie. Prvky #27 (Mg) až #92 (U) sa tvoria, keď hviezda vyčerpá svoje jadrové palivo, zrúti sa a exploduje ako supernova. Rázová vlna z výbuchu supernovy produkuje prebytočnú energiu potrebnú na roztavenie prvkov ťažších ako železo.
Ryža. 5. Relatívna hojnosť prvkov vo vesmíre.
Neutróny vznikajú vo hviezdach počas „horenia“ He. Keďže sú bez náboja, dajú sa pomerne ľahko zabudovať do jadier. Pohlcovanie neutrónov a podstupovanie reakcií – rozpad jadra postupne „ťažší“. Táto reakcia sa nazýva s-proces. Predpokladá sa, že Bi je konečným produktom s-procesu. Niektoré z vytvorených prvkov sú nestabilné a spontánne sa rozpadajú na stabilnejšie látky. Tento proces, jadrový rozpad, prichádza s uvoľňovaním energie.
3. História scény environmentálnej chémie
vznik slnečná sústava
V súčasnosti sa všeobecne uznáva, že prvky, ktoré teraz tvoria slnečnú sústavu a našu Zem, z väčšej časti vznikli v dôsledku jadrových reakcií vo hviezdach. Výnimkou sú H (predpokladá sa, že existuje už od vzniku Vesmíru), He a niekoľko svetelných prvkov (D, Li, Be, B), ktoré vznikli z H počas Veľkého tresku (Ozima, 1990).
Keďže rýchlosť rozpadu väčšiny ťažkých prvkov je dobre známa, je možné vypočítať presný vek látok obsahujúcich izotopy s dlhou životnosťou. Bol teda stanovený vek našej slnečnej sústavy? 5 miliárd rokov. Keďže hmotnosť Slnka je nedostatočná na vznik ťažkých prvkov, treba predpokladať, že slnečná sústava vznikla na mieste výbuchu supernovy. Gravitačné sily zhromaždili rozptýlenú hmotu. Väčšina z nich bola sústredená vo forme Slnka, dostatočne horúceho na to, aby spustilo proces jadrovej fúzie.
Planéty slnečnej sústavy vznikli zrejme z diskovitého oblaku horúcich plynov, pozostatkov po výbuchu supernovy. Skondenzované pary tvorili pevné častice, ktoré sa spájali do malých telies (planetesimál), v dôsledku čoho vznikli husté vnútorné planéty (od Merkúra po Mars). Veľké vonkajšie planéty, ktoré sú od Slnka vzdialenejšie, sú zložené z plynov nižšej hustoty, ktorých kondenzácia prebiehala pri oveľa nižších teplotách.
Takmer všetky atómy našej sústavy sú sústredené v Slnku, kde je sústredených viac ako 99,9 % hmotnosti celej hmoty sústavy. Z hľadiska chemického zloženia slnečnej sústavy ako celku tvoria Zem prevažne kyslík a neprchavé prvky (ako Fe, Mg, Si), pričom podiel posledne menovaných<< 0,1 % от общего числа атомов Солнечной системы (Озима, 1990).
Väčšina prvkov vznikla pred vznikom slnečnej sústavy, počas výbuchu supernovy, no niektoré sa objavili až potom, počas rozpadu rádioaktívnych izotopov. Zistilo sa napríklad, že takmer všetok (viac ako 99 %) argón, ktorý tvorí asi 1 % zemskej atmosféry, vznikol v dôsledku rozpadovej reakcie 40K 40Ar vo vnútri Zeme po jeho vzniku a následne vyprchal. Všetky ostatné prvky, okrem rádiogénnych prvkov Rádiogénne prvky - prvky, ktoré vznikli v dôsledku reakcií jadrových rozpadov - existovali už pred vznikom slnečnej sústavy.
Vznik a história Zeme
Formovanie Zeme
Vznik Zeme súvisel s akumuláciou hmoty slnečného plynu. Pokiaľ ide o spôsob akumulácie jednotného názoru, neexistuje. V súčasnosti existujú tri hlavné hypotézy (Voitkevich, 1988).
Homogénna akumulácia. Moderná obalová štruktúra Zeme vznikla až v priebehu zahrievania, čiastočného topenia a diferenciácie pôvodne homogénnej suchozemskej hmoty.
heterogénna akumulácia. Najprv vzniklo kovové jadro, potom sa na ňom usadili neskoré kondenzáty vo forme silikátov, ktoré vytvorili hrubý plášť.
Čiastočne heterogénna akumulácia. Najväčší rozdiel v zložení existoval iba medzi centrálnymi časťami planéty a jej povrchovými vrstvami. Spočiatku neexistovali ostré hranice medzi jadrom a plášťom, ktoré boli stanovené neskôr.
Väčšina planetárnej hmoty bola zoskupená pred 4,56-4,7 miliardami rokov. Hmotnosť planéty naďalej rástla a po určitom čase sa stala dostatočnou na udržanie atmosféry (pred 4,4 miliardami rokov).
Najstaršie horniny na Zemi sú zirkóny Západnej Austrálie, ktoré sú staré asi 4,1-4,3 miliardy rokov. Teplo uvoľnené najskôr procesom narastania a potom rádioaktívnym rozpadom roztavilo jadro planéty a dalo vznik geotermálnemu cyklu. To spôsobilo diferenciáciu prvkov, ktorú prvýkrát vysvetlil V. M. Goldshidt.
Primárna diferenciácia prvkov sa uskutočnila podľa ich chemickej afinity k železu, čo je prirodzené, keďže železo tvorí 35 % hmotnosti Zeme.
V.M. Goldschmidt rozdelil prvky do 4 skupín:
Siderofily - sú obnovené železom;
Litofily – nie sú redukované železom a sú náchylné na tvorbu oxidov;
Chalkofily - prvky, ktoré nie sú redukované železom a tvoria sulfidy;
Atmofily sú prvky, ktoré unikli do atmosféry.
Prvky zaberajúce minimá na objemovej krivke atómu tvoria zliatiny so železom, v priebehu diferenciácie tvorili zemské jadro (siderofilné prvky). Siderofilné ióny (11 prvkov) majú obal 8-18 elektrónov. Ich redoxný potenciál je rovnaký alebo vyšší ako potenciál železa. Fe, Co, Ni, Ru, Rh, Pd, Os, Ir, Pt, Mo, W, Re, Au, Ge, Sn tvoria väčšinu polymetalických rúd. Sú úzko rozptýlené s prvkami a vykazujú zvýšenú afinitu k síre, arzénu, ako aj fosforu, uhlíku a dusíku.
Prvky zaberajúce maximá na krivke a nachádzajúce sa na jej zostupných častiach majú afinitu ku kyslíku (54 prvkov), tvorili zemskú kôru a vrchný plášť (litofilné prvky). Tvoria ióny s 8-elektrónovým obalom. Li, Na, K, Rb, Cs, Be, Mg, Ca, Sr, Ba, B, Al, Sc, Y, prvky vzácnych zemín, Si, Ti, Zr, Hf, Th, P, V, Nb, Ta, Cr, U, F. Cl, Br, I, Mn Do tejto skupiny patria aj „nepovinné“ litofilné prvky: C, P, W, H, Tl, Ga, Ge, Fe. sú súčasťou silikátových, hlinitokremičitanových hornín, tvoria síranové, uhličitanové, fosfátové, boritanové a halogenidové minerály.
Prvky zaberajúce vzostupné časti krivky majú afinitu k síre, selénu, telúru (19 prvkov), sú sústredené v spodnom plášti (chalkofilné prvky). Majú obal z 18 elektrónov. Cu, Ag, Zn, Cd, Hg, Ga, In, Tl, Bp, As, Sb, Bi, S, Se, Te Fe, Mo, Ca sú „fakultatívne“ chalkofily. tvoria veľkú skupinu sulfidových a teluridových minerálov. Môžu sa vyskytnúť v prirodzenom stave.
Inertné plyny (He, Ne, Ar, Kr, Xe, Rn) patria do atmofilnej skupiny. Ich atómy (okrem He) majú 8-elektrónový obal.
V súčasnosti sú izolované aj biofily. Biofilné prvky sú takzvané prvky života. Delia sa na makrobiogénne (H, C, N, O, Cl, Br, S, P, Na, K, Mg, Ca) a mikrobiogénne (V, Mn, Fe, Co, Cu, Zn, B, Si, Mo , F).
Moderná biogeochemická klasifikácia prvkov je uvedená v tabuľke 1.
Tabuľka 1 Biogeochemická klasifikácia prvkov
gamov vesmír biogeochemický termonukleárny
Diferenciácia plášťa a formovanie geosfér
Počas formovania planéty boli roztavené nízkotaviteľné, ale ťažké zložky (železo-sírové hmoty), ktoré klesali do stredu a tvorili jadro. Zároveň sa do jadra prenášali z primárneho plášťa sidero- a chalkofilné prvky. V rovnakom čase menej taviteľné silikátové hmoty vytvorili čadičovú magmu a potom čadičovú kôru oceánskeho typu. Tento proces zahŕňal najmä lito- a atmofilné prvky.
Pri tavení a odplyňovaní vrchného plášťa bola na povrch Zeme vynesená bazaltová magma, ktorá niesla vodu a v nej rozpustené plyny. Primárna atmosféra aj primárna hydrosféra Zeme vznikli v dôsledku odplynenia plášťa. Z pár materiálu plášťa vznikla kyslá, vysoko mineralizovaná hydrosféra, spočiatku bohatá na anióny F-, Cl-, Br-, I-. Sladká voda vznikla ako výsledok prírodnej destilácie. Súčasne sa vytvorila redukčná primárna atmosféra.
Atmosférický vývoj
Atmosféru tvoria plyny, ktoré obklopujú Zem a jej zloženie sa od vzniku planéty výrazne zmenilo. Dlho prevládal názor, že primárnu atmosféru Zeme tvorí najmä čpavok a metán.
Prvá atmosféra Zeme bola stratená vo vesmíre počas prvého milióna rokov po akrécii. Táto atmosféra pozostávala z plynov zachytených vo vnútri planetoidov, ktoré tvorili Zem. Pozostával z oxidu uhličitého a dusíka so stopovým množstvom metánu, amoniaku, oxidu siričitého a kyseliny chlorovodíkovej. Nebol tam kyslík.
Druhá atmosféra Zeme vraj obsahovala oxid uhličitý, dusík, vodu. S ochladzovaním povrchu planéty vznikli oceány, začal sa hydrologický cyklus a procesy zvetrávania. Okrem toho oceány začali intenzívne absorbovať oxid uhličitý. Podmienky, ktoré v tom čase existovali na povrchu planéty, sú väčšinou neznáme, keďže intenzita slnečného žiarenia bola o 30 % nižšia ako dnes a presné zloženie atmosféry nie je jasné.
Bakteriálna fotosyntéza sa začala pred 3,5 až 4 miliardami rokov, ale takmer všetok kyslík pohltil oceán (väčšinou ióny železa). Pred dvoma miliardami rokov sa do atmosféry začal dostávať kyslík a súčasné zloženie atmosféry vzniklo asi pred 1,5 miliardou rokov. V atmosfére kyslík pod pôsobením ultrafialového žiarenia vytvoril ozón. Ozón fungoval ako filter pre drsné slnečné žiarenie, čo umožnilo životu vynoriť sa na pevninu z oceánu.
Vznik života
Vznik biosféry patrí k najskorším obdobiam vývoja planéty. Prvé známe fosílne pozostatky živých organizmov (vek – 3,55 miliardy rokov) objavil v Západnej Austrálii William Schopf. Svojou štruktúrou sú veľmi podobné moderným siniciam (inak nazývaným modrozelené riasy), pomerne vysoko vyvinutým fotosyntetikám. Geochemické údaje naznačujú, že pred 4 miliardami rokov existoval na planéte fotoautotrofný život. Z biologického hľadiska mu mal predchádzať heterotrofný život. Ale ako a čo je najdôležitejšie, kedy mal čas vzniknúť?
Stáročný boj o dokázanie nemožnosti vzniku živých vecí z neživých sa skončil víťaznými experimentmi L. Pasteura, ktoré, ako sa zdá, ukončili tento spor. Potom sa však ukázalo, že život môže stvoriť iba Boh. Materialistická veda dvadsiateho storočia sa s tým nedokázala vyrovnať. AI Oparin v roku 1924 a potom J. Haldane v roku 1929 predložili hypotézy biogenézy - možnosti spontánneho generovania života na Zemi (pozri Oparin, 1960; Bernal, 1969). Vo všeobecnosti bolo vytvorených mnoho hypotéz o vzniku života, ktorých experimentálnym základom bola predovšetkým možnosť syntetizovať najjednoduchšie organické zlúčeniny v podmienkach starovekej Zeme, ako si ich dnes predstavujeme. Impulzom k tomu bol Millerov objav jednoduchosti tvorby aminokyselín z anorganických prekurzorov (Miller, 1953). Ako píše L. Margelis (1983, s. 76): „Puristi ohovárali, že ide údajne o bezcennú experimentálnu organickú chémiu, ktorá spočíva vo vytvorení prostredia údajne podobného hadejskému eónu, ktoré začalo, keď sa Zem zmenila na súvislé pevné teleso. , zavádzajú sa do nej anorganické činidlá a dodáva sa energia a potom medzi reakčnými produktmi hľadajú molekuly, ktoré sú dôležité pre moderný život. Tento prístup dal vzniknúť mnohým prácam, ktoré dokázali možnosť syntézy pomerne zložitých organických látok v podmienkach starovekej Zeme (pozri napr. práce Horowitza (Horowitz, 1962), Ponnamperuma (1968), Foxa (1975), esej N. L. Dobretsova (2005) a mnohých ďalších). Zároveň „údaje o kozmochémii meteoritov, asteroidov a komét naznačujú, že tvorba organických zlúčenín v slnečnej sústave v počiatočných štádiách jej vývoja bola typickým a masívnym javom“ (Voitkevich, 1988, s. 105).
Každý, kto pozná biológiu aspoň na základnom kurze, si predstavuje, že pre vznik života boli nevyhnutné:
vývoj malých molekúl;
tvorba polymérov z nich;
vznik ich katalytických funkcií;
samozostavenie molekúl;
vznik membrán a vytvorenie precelulárnej organizácie;
vznik mechanizmu dedičnosti;
tvorba buniek.
Ak sa obrátime na S. Lema, známeho skôr ako sci-fi spisovateľa než vedca, potom píše: „Uskutočnenie každej konkrétnej etapy na ceste k objaveniu sa pracelu malo určitú pravdepodobnosť. Vznik aminokyselín v primárnom oceáne pod vplyvom elektrických výbojov bol napríklad dosť pravdepodobný, tvorba peptidov z nich bola o niečo menšia, ale tiež celkom realizovateľná; na druhej strane spontánna syntéza enzýmov je z tohto pohľadu nadštandardným javom“ (Lem, 2002, s. 48). A ďalej: „Termodynamika môže stále „pohltiť“ náhodný výskyt proteínov v roztoku aminokyselín, ale spontánna tvorba enzýmov už neprechádza ... Počet možných enzýmov je väčší ako počet hviezd v celom Vesmír. Ak by proteíny v prvotnom oceáne museli čakať na samovoľnú produkciu enzýmov, mohlo by to úspešne trvať celú večnosť“ (Lem, 2002, s. 49). Vznik života je v dôsledku toho dokázaný len „prostým faktom, že existujeme, a teda aj my sami sme nepriamym argumentom v prospech biogenézy“ (Lem, 2002, s. 50).
Zďaleka nie je spisovateľ sci-fi prichádza k rovnakému záveru, ale nositeľ Nobelovej ceny, jeden zo zakladateľov modernej molekulárnej biológie, spoluautor objavu DNA – „molekuly života“, F. Crick, ktorý špecificky sa pozastavil nad zanedbateľnou pravdepodobnosťou spontánneho generovania života, ďalej píše: „On sám skutočnosť, že sme tu, nevyhnutne znamená, že život skutočne začal“ (Crick, 2002, s. 77).
IN AND. Vernadsky vo všeobecnosti verí, že „všetky otázky o začiatku života na Zemi, ak nejaký existoval, by sa mali nechať bez uváženia... Tieto otázky vstúpili do vedy zvonku, vznikli mimo nej – v náboženskom alebo filozofickom hľadaní ľudstva. Všetky nám známe, presne stanovené fakty sa v ničom nezmenia, aj keď všetky tieto problémy dostanú negatívne riešenie, t.j. ak pripustíme, že život vždy bol a nemal začiatok, že živý - živý organizmus - nikdy nebol a nikde nevznikli z inertnej hmoty a že v histórii Zeme boli vo všeobecnosti geologické epochy bez života“ (Vernadsky, 2004, s. 53).
Kritické hladiny atmosférického kyslíka
Podľa L. Berknera a L. Marshalla (1966, cit. Perelman, 1973) v abiogénnej epoche obsah kyslíka nepresahoval 0,1 % súčasnej úrovne. Kyslík sa tvoril v dôsledku fotodisociácie vody. Život v takýchto podmienkach sa mohol rozvíjať iba v nádržiach s hĺbkou viac ako 12 m. Pri dosiahnutí úrovne obsahu kyslíka 1% moderného sa vytvorila možnosť absorbovať ultrafialové žiarenie. Oblasť života sa výrazne rozšírila, pretože 30 cm vody stačilo na zadržanie ultrafialového žiarenia. Táto úroveň bola dosiahnutá na začiatku paleozoickej éry (asi pred 600 miliónmi rokov). Len za 20 miliónov rokov vzniklo mnoho nových druhov a akumulácia kyslíka v atmosfére sa urýchlila. Už po 200 miliónoch rokov (koniec silúru, pred 400 – 420 miliónmi rokov) dosiahol obsah kyslíka 10 % moderného. Ozónový štít bol taký silný, že na súš mohol prísť život. To viedlo k novej explózii evolúcie.
Etapy vývoja biosféry
Kráľovstvo cicavcov a krytosemenných rastlín začalo pred 60 miliónmi rokov, t. j. biosféra nadobudla vzhľad blízky modernému. Pred 6 miliónmi rokov sa objavila skupina primátov, ktorí sú priamymi a bezprostrednými predkami moderného človeka – hominidov. Pred 600 000 rokmi sa objavil Homo sapiens, asi pred 60 000 rokmi ovládal oheň a výrazne sa tak odlišoval od prírody. Vznik modernej civilizácie možno pripísať obdobiu asi pred 6 tisíc rokmi a vzniku moderného spôsobu výroby a začiatku New Age.
pred 6 storočiami. Antropogénny vplyv na životné prostredie nadobudol celosvetový rozmer možno už v polovici 20. storočia.
Hostené na Allbest.ru
...Podobné dokumenty
Kvantitatívne hodnotenie distribúcie chemických prvkov. Zákonitosti v distribúcii clarks. Štúdium spektier hviezd. Procesy tvorby chemických prvkov. Premena vodíka na hélium. Odhad zloženia Zeme. Clarks prvkov pre zemskú kôru.
abstrakt, pridaný 16.05.2013
Klasifikácia chemických prvkov, stanovenie závislosti rôznych vlastností prvkov od náboja atómového jadra - grafické vyjadrenie periodického zákona D.I. Mendelejev: história objavov, štruktúra a úloha vo vývoji atómovej a molekulárnej vedy.
prezentácia, pridané 26.09.2012
Klasifikácia chemických prvkov, ich postavenie v periodickom systéme. Rozdiely prvkov podľa stupňa zaplnenia rôznych elektronických orbitálov (s, p, d, f) elektrónmi. Biologická úloha študovaných prvkov a využitie ich zlúčenín v medicíne.
prezentácia, pridané 10.1.2014
Opis zaujímavých faktov o objave množstva prvkov periodickej tabuľky. Vlastnosti chemických prvkov, pôvod ich názvov. História objavovania, v niektorých prípadoch získavanie prvkov, ich význam v národnom hospodárstve, rozsah, bezpečnosť.
abstrakt, pridaný 10.11.2009
Geochemická klasifikácia chemických prvkov podľa Goldschmidta: siderofilné, chalkofilné, litofilné a atmofilné. Vonkajšie a vnútorné faktory migrácie chemických prvkov. Prírodné a technogénne geochemické bariéry a ich odrody.
test, pridané 28.01.2011
Pojem chemických prvkov a jednoduchých telies, vlastnosti chemických prvkov. Chemické a fyzikálne vlastnosti zlúčenín tvorených prvkami. Nájdenie presnej zhody medzi číslami vyjadrujúcimi atómové hmotnosti prvkov, ich miesto v systéme.
abstrakt, pridaný 29.10.2009
Štruktúra periodického systému chemických prvkov: história a modernosť. Štrukturálna organizácia elektronických systémov v rovine orbitálneho kvantového čísla a elektronických podplášťov. Historické predpoklady pre vznik Nurlybaevovej teórie.
ročníková práca, pridaná 22.01.2015
História objavu a miesto v periodickom systéme chemických prvkov D.I. Mendelejevove halogény: fluór, chlór, bróm, jód a astatín. Chemické a fyzikálne vlastnosti prvkov, ich použitie. Hojnosť prvkov a výroba jednoduchých látok.
prezentácia, pridané 13.03.2014
Periodický systém chemických prvkov. Štruktúra atómov a molekúl. Hlavné ustanovenia teórie koordinácie. Fyzikálne a chemické vlastnosti halogénov. Porovnanie vlastností zlúčenín vodíka. Prehľad vlastností zlúčenín p-, s- a d-prvkov.
prednáška, pridané 06.06.2014
Chemické vlastnosti prvkov s-bloku periodickej sústavy. Mechanizmy tvorby zrážok prvkov skupín IA a IIA. Výskyt potenciálneho rozdielu na bunkových membránach. Elektrónová štruktúra a biologický antagonizmus sodíka, draslíka, vápnika, horčíka.
