Molecula de litiu de heliu LiHe este una dintre cele mai fragile molecule cunoscute. Dimensiunea sa este de peste zece ori mai mare decât dimensiunea moleculelor de apă.

Structura convențională a atomilor de heliu (stânga) și litiu (dreapta).
© Universitatea din Birmingham

După cum știți, atomii și moleculele neutre pot forma legături mai mult sau mai puțin stabile unul cu celălalt în trei moduri. În primul rând, prin legături covalente, când doi atomi separă una sau mai multe perechi de electroni obișnuiți. Legăturile covalente sunt cele mai puternice dintre cele trei. Energia caracteristică a discontinuității lor este de obicei egală cu mai mulți volți de electroni.

Legături covalente de hidrogen semnificativ mai slabe. Aceasta este o atracție care apare între un atom legat de hidrogen și un atom electronegativ al altei molecule (de obicei un astfel de atom este oxigen sau azot, mai puțin fluor). În ciuda faptului că energia legăturilor de hidrogen este de sute de ori mai mică decât cea a legăturilor covalente, ei sunt cei care determină în mare măsură proprietățile fizice ale apei și joacă, de asemenea, un rol crucial în lumea organică.

Și în final, cea mai slabă este așa-numita interacțiune van der Waals. Uneori se mai numește și dispersat. Ea apare ca urmare a interacțiunii dipol-dipol a doi atomi sau molecule. În acest caz, dipolii pot fi inițial caracteristici moleculelor (de exemplu, apa are un moment dipol) și poate fi indusă ca urmare a interacțiunii.

O diagramă condițională care explică modul în care apar forțele de dispersie.
© Universitatea din Akron

Energia caracteristică a legăturii van der Waals este unitățile de kelvin (electronul-volt menționat mai sus corespunde aproximativ 10.000 de kelvin). Cea mai slabă dintre van der Waals este legătura dintre cei doi dipoli induși. Dacă există doi atomi nepolari, atunci ca urmare a mișcării termice, fiecare dintre ei are un moment dipol aleatoriu care oscilează (coaja electronilor pare să tremure ușor în raport cu nucleul). Aceste momente, care interacționează între ele, ca urmare, au în principal orientări, astfel încât doi atomi încep să atragă.

Cel mai inert dintre toți atomii este heliul. Nu intră în legături covalente cu niciun alt atom. Mai mult, mărimea polarizabilității sale este foarte mică, adică îi este dificil să formeze legături dispersate. Există, totuși, o circumstanță importantă. Electronii din atomul de heliu sunt atât de puternic legați de nucleu încât poate fi adus, fără teama forțelor repulsive, să fie adus foarte aproape de alți atomi - până la o distanță de ordinea razei acestui atom. Forțele dispersate cresc odată cu scăderea distanței între atomi foarte repede - invers cu puterea a șasea a distanței!

De aici a venit ideea: dacă doi atomi de heliu sunt apropiați, atunci între ei va apărea o legătură fragilă van der Waals. A fost cu adevărat posibil să se realizeze la mijlocul anilor '90, deși a necesitat eforturi considerabile. Energia unei astfel de legături este de numai 1 mK, iar molecula He₂ a fost detectată în cantități nesemnificative în jeturi de heliu supracoolate.

Mai mult, proprietățile moleculei He₂ sunt în multe privințe unice și neobișnuite. Deci, de exemplu, dimensiunea sa este de ... aproximativ 5 nm! Pentru comparație, dimensiunea moleculei de apă este de aproximativ 0,1 nm. În același timp, energia potențială minimă a moleculei de heliu apare la o distanță mult mai scurtă - aproximativ 0,2 nm - cu toate acestea, de cele mai multe ori - aproximativ 80% - atomii de heliu din moleculă petrec în modul de tunel, adică în regiunea în care sunt situați în cadrul mecanicii clasice nu ar putea.

Așa arată o moleculă de heliu.
Distanța medie între atomi depășește cu mult dimensiunea lor.
© Institut für Kernphysik, J. W. Goethe Universität

Următorul atom cel mai mare după heliu este litiu, așa că, după ce a primit o moleculă de heliu, a devenit firesc să se studieze posibilitatea fixării relației dintre heliu și litiu. În 2013, în sfârșit, oamenii de știință au reușit să facă acest lucru. Energia de legare a unei molecule de litiu-heliu LiHe este mai mare decât cea a heliului-heliu - 34 ± 36 mK, în timp ce distanța dintre atomi este, dimpotrivă, mai mică - aproximativ 2,9 nm. Cu toate acestea, chiar și în această moleculă, atomii de cele mai multe ori sunt în stări interzise clasic sub bariera energetică. Este interesant că potențialul bine pentru molecula LiHe este atât de mic încât nu poate exista decât într-o singură stare de energie vibrațională, care este cu adevărat împărțită datorită rotirii dubletului atomului ⁷Li. Constanta sa de rotație este atât de mare (aproximativ 40 mK) încât excitarea spectrului de rotație duce la distrugerea moleculei.

Potențialele moleculelor aflate în discuție (curbe solide) și modulul pătrat al funcțiilor de undă ale atomilor din ele (curbe în linie). Punctele PM sunt, de asemenea, marcate - minimul potențial, OTP - punctul de pivot extern pentru cel mai scăzut nivel de energie, MIS - distanța medie ponderată între atomi.
© Brett Esry / Universitatea de Stat din Kansas

Până în prezent, rezultatele obținute sunt interesante exclusiv din punct de vedere fundamental. Cu toate acestea, acestea sunt deja de interes pentru domeniile conexe ale științei. Deci, grupurile de heliu din multe particule pot deveni un instrument pentru studierea efectelor întârzierii într-un vid Casimir. Studiul interacțiunii cu heliu-heliu este de asemenea important pentru chimia cuantică, care ar putea testa modelele sale pe acest sistem. Și, desigur, nu există nicio îndoială că oamenii de știință vor veni cu alte aplicații interesante și importante pentru astfel de obiecte extravagante precum moleculele He₂ și LiHe.

Este posibil să fi auzit expresia „ești făcut din stardust” - și acest lucru este adevărat. Multe dintre particulele care alcătuiesc corpul tău și lumea din jurul tău s-au format în interiorul stelelor în urmă cu miliarde de ani. Există însă câteva materiale care au fost formate chiar de la început, după nașterea universului.

Unii astronomi cred că au apărut la doar câteva minute după Big Bang. Cele mai frecvente elemente din univers sunt hidrogenul și heliul și o cantitate foarte mică de substanță chimică precum litiu.

Astronomii pot determina cu puțină precizie cât de mult a fost litiu în Universul tânăr. Pentru a face acest lucru, explorează cele mai vechi stele. Dar rezultatele nu se potrivesc - la stelele vechi s-a dovedit a fi de 3 ori mai puțin litiu decât se aștepta! Motivul acestui puzzle este încă necunoscut.

Să aruncăm o privire mai atentă ...

Strict vorbind, nu trebuie să existe nicio greșeală la nivelul actual al observațiilor noastre: litiu este foarte mic. Situația indică în mod clar unele fizici noi, proces necunoscut care a avut loc imediat după Big Bang.

Cel mai recent studiu pe acest subiect a atins regiunile cel mai puțin schimbate după Big Bang - atmosfera stelelor vechi situate la periferia Căii Lactee. Întrucât sunt izolate de nucleul unde poate fi produs litiu, probabilitatea contaminării tardive care afectează rezultatele ar trebui să fie extrem de mică. Doar aproximativ o treime din nivelul prevăzut de modelare a fost găsit în atmosfera lor litiu-7. Cauzele? O explicație sugerată: s-a înecat. Litiu din atmosfera stelelor a început pur și simplu să se scufunde în materia luminoasă, ajungând treptat la intestinele lor. Prin urmare, nu este vizibil în atmosfera lor.

Christopher Hawk, de la Universitatea Notre Dame (Indiana, SUA), împreună cu colegii, s-au angajat să verifice rezultatele pe baza datelor din Micul Magellanic Cloud, galaxia satelit a Căii Lactee. Și pentru a elimina datele despre efectul „imersie în litiu” și alte influențe ale proceselor stelare locale, cercetătorii au analizat conținutul gazelor interstelare din această galaxie pitică, sugerând că ar trebui să fie cu adevărat mândru de litiul său: pur și simplu nu are nimic de înecat aici.

Folosind observații de la foarte mare telescop al Observatorului European din Sud, astronomii au descoperit acolo exact atât de mult litiu cum a prezis modelul Big Bang, așa cum este descris în revista Nature. Dar asta, din păcate, nu a ajutat prea mult la rezolvarea problemei. Cert este că litiul se formează constant în Univers în cursul proceselor naturale, iar exploziile de supernove îl transportă uniform pe Metagalaxy, ca toate celelalte elemente acumulate în intestine. Noile rezultate, potrivit lui Christopher Hawk, au exacerbat doar ghicitoarea de litiu: „Puteți vorbi despre rezolvarea acestei probleme doar dacă nu a existat nicio schimbare a cantității de litiu disponibilă de la Big Bang.” Și apoi numai pe scara Micului Magellanic Cloud!

Cel mai important: este foarte dificil să ne imaginăm că, timp de aproximativ 12-13 miliarde de ani de fuziune termonucleară, care a creat elementele foarte grele care fac viața posibilă pe Pământ, litiu nu a fost produs. Cel puțin ideile noastre actuale despre nucleosinteza termonucleară nu ne permit să propunem o astfel de ipoteză.

Mai rău, noua lucrare a lui Miguel Pato de la Universitatea Tehnică din Munchen (Germania) și Fabio Iocco (Fabio Iocco) de la Universitatea Stockholm (Suedia) a arătat că nu numai găurile negre supermasive din nucleele galaxiilor, ci și cele mai obișnuite (și mai numeroase) BH-uri de origine stelară. ar trebui să genereze litiu în discurile de acumulare și foarte intens.

Acum se dovedește că aproape fiecare microcasar (pur și simplu sistemul BH - un disc de acumulare) trebuie să creeze litiu. Dar, teoretic, ar trebui să fie mult mai mulți decât MES, spune Miguel Pato.

Într-un cuvânt, încă nu există claritate asupra acestei probleme. Christopher Hawk, de exemplu, sugerează că imediat după Big Bang în Univers, s-ar putea să fi existat un fel de reacții fizice exotice care au implicat particule de materie întunecată și au suprimat formarea de litiu. Acest lucru ar putea explica faptul că în Micul Magellanic a existat mai mult litiu decât în \u200b\u200bgalaxia noastră: galaxii pitice, din care face parte IMO, ar fi trebuit să fie mai puțin active în atragerea materiei întunecate în Universul timpuriu. Aceasta înseamnă că aceste reacții ipotetice au un efect mai mic asupra concentrației de litiu din ele. Domnul Hawk intenționează să testeze această idee printr-un studiu mai aprofundat al Micului Magellanic Cloud ...

Până acum, nu puteam căuta decât litiu în stelele Galaxiei noastre cele mai apropiate de noi. Și astfel un grup de astronomi a putut determina nivelul de litiu dintr-un grup de stele din afara Galaxiei noastre.

Clusterul cu 54 stele Messier are un secret - nu aparține Căii Lactee și face parte din galaxia satelit - o galaxie eliptică pitică din Săgetător. Acest aranjament al clusterului le-a permis oamenilor de știință să verifice dacă conținutul de litiu din stele din afara Căii Lactee este la fel de scăzut.

În vecinătatea Calea Lactee există mai mult de 150 de grupuri de stele globulare, care constau din sute de mii de stele antice. Unul dintre astfel de clustere, împreună cu altele din constelația Săgetător, a fost descoperit la sfârșitul secolului al XVIII-lea de omul de știință francez „vânătorul de comete” Charles Messier și îi poartă numele Messier 54.

Timp de mai bine de două secole, oamenii de știință au crezut în mod greșit că M54 este același grup ca toți ceilalți din Calea Lactee, dar în 1994 s-a descoperit că acest grup stelar aparține unei alte galaxii - o galaxie eliptică pitică din Săgetător. S-a descoperit, de asemenea, că acest obiect este situat la o distanță de 90.000 de ani lumină față de Pământ, iar acesta este de peste trei ori mai mare decât distanța dintre Soare și centrul galaxiei.

În prezent, astronomii observă M54 folosind telescopul VLT Survey, încercând să rezolve una dintre cele mai misterioase probleme din astronomia modernă cu privire la prezența litiului în stele.

În această imagine vedeți nu numai clusterul în sine, ci și un prim-plan foarte dens, format din stelele Calea Lactee. Foto ESO.

Anterior, astronomii au putut determina conținutul de litiu doar în stelele Căii Lactee. Cu toate acestea, acum o echipă de cercetare condusă de Alessio Mucciarelli de la Universitatea din Bologna a utilizat Sondajul VLT pentru a măsura conținutul de litiu din clusterul cu stele extragalactice M54. Studiul a arătat că cantitatea de litiu din stelele M54 vechi nu diferă de stelele Căii Lactee. Prin urmare, oriunde merge litiu, Calea Lactee nu are nimic de-a face.

litiu metal

Litiu este cel mai ușor metal, de 5 ori mai ușor decât aluminiul. Litiu și-a primit numele datorită faptului că a fost găsit în „pietre” (greacă. Σος - piatră). Numele a fost propus de Berzelius. Acesta este unul dintre cele trei elemente (pe lângă hidrogen și heliu) care s-au format în era nucleosintezei primare după Big Bang, chiar înainte de nașterea stelelor. De atunci, concentrarea sa în Univers a rămas practic neschimbată.

Litiu poate fi numit pe bună dreptate cel mai important element al civilizației moderne și dezvoltarea tehnologiei. În trecut și în secolul trecut, criteriile pentru dezvoltarea puterii industriale și economice a statelor au fost indicatori ai producției celor mai importanți acizi și metale, apă și energie. În secolul 21, litiu a intrat ferm și permanent pe lista acestor indicatori. Astăzi, litiul are o importanță economică și strategică crucială în țările industriale dezvoltate.

Studiind noua stea Nova Delphini 2013 (V339 Del), astronomii au reușit să detecteze precursorul chimic al litiului, făcând astfel primele observații directe ale formării celui de-al treilea element al tabelului periodic - care anterior au fost presupuse doar teoretic.

„Până în prezent, oamenii de știință nu au fost susținuți în mod direct de observații despre formarea litiului în stele noi, dar după cercetările noastre, putem afirma că astfel de procese au loc”, a declarat Akito Taitsu, principalul autor al noii lucrări științifice din Observatorul Național al Japoniei.

Exploziile de stele noi apar atunci când într-un sistem stelar binar strâns, materia curge de la una dintre stelele sale constitutive la suprafața unei stele însoțitoare - o pitică albă. O reacție termonucleară necontrolată determină o creștere puternică a luminozității unei stele, care, la rândul său, duce la formarea de elemente mai grele decât hidrogenul și heliul, care sunt prezente în cantități semnificative în majoritatea stelelor Universului.

Unul dintre elementele chimice rezultate în urma unei astfel de explozii este izotopul litiu Li-7. În timp ce majoritatea elementelor chimice grele se formează în nucleele stelelor și în exploziile de supernove, Li-7 este prea fragil pentru a rezista la temperaturile ridicate menținute în majoritatea nucleelor \u200b\u200bstelare.

O parte din litiu prezent în univers a fost format ca urmare a Big Bang. În plus, unele cantități de litiu ar putea fi formate ca urmare a interacțiunii razelor cosmice cu stelele și materia interstelară. Totuși, aceste procese nu explică cantitățile prea mari de litiu prezente în universul de astăzi.

În anii '50 Oamenii de știință au sugerat că litiul din Univers poate fi format din izotopul B-7 Be-7, care se formează în apropierea suprafeței stelelor și poate fi transferat în spațiul exterior, unde efectul temperaturilor ridicate asupra materialului este redus, iar litiul nou format rămâne într-o stare stabilă. Cu toate acestea, până astăzi, observațiile de pe Pământ de litiu format lângă suprafața unei stele au fost o sarcină destul de dificilă.

Taitsu și echipa sa au folosit telescopul Subaru din Hawaii pentru observațiile lor. În timpul observațiilor, echipa a înregistrat clar modul în care nucleul Be-7, având un timp de înjumătățire de 53 de zile, s-a transformat în Li-7.

Suntem obișnuiți să trăim într-o lume în schimbare. Modele de telefoane mobile, guverne, climă se schimbă. Chiar și universul se extinde constant. Cu toate acestea, atât gadgeturile noi, cât și primii miniștri constau din aceleași elemente pe care ni le amintim din tabelul de pe peretele cabinetului de chimie, dar rareori ne gândim la cum au apărut. În primele etape ale evoluției în Univers, nu existau majoritatea elementelor din care tu și eu suntem compuse și chiar în primele momente ale existenței sale, nici unul dintre ei.

Universul nostru s-a născut foarte cald și imediat a început să se extindă și să se răcească. Densitatea și temperatura ridicată fac imposibilă existența unor formațiuni complexe. Prin urmare, într-un Univers foarte tânăr nu există doar atomi cunoscuți pentru noi, nu numai nucleele lor, dar chiar și cel mai simplu nucleu, hidrogenul, adică un singur proton, nu poate exista de multă vreme. Substanța Universului este o „supă” clocotită a particulelor elementare și a cantei de radiații, care se transformă continuu unul în altul, după celebra formulă a teoriei relativității E \u003d mc 2.

Pentru ca protonul să se simtă „calm”, Universul trebuie răcit la o temperatură când energia particulelor devine mai mică decât masa protonului. Numai din acest moment are sens să vorbim despre „compoziția chimică”, iar la început este mai mult decât simplu: este hidrogen pur. Pe lângă protoni, electroni și neutroni sunt prezenți și în materie densă, conținutul este determinat de condițiile de echilibru: atunci când protonii și electronii se ciocnesc, sunt generați neutroni, care apoi se descompun spontan în protoni și electroni și o coliziune a unui neutron și a pozitronului (antiparticulă de electroni) dă un proton. De asemenea, neutrinele sunt emise în aceste reacții, dar nu sunt importante pentru noi acum.

   Apoi, în istoria Universului, începe un episod în care condițiile seamănă cu starea actuală a materiei în intestinele stelelor și hidrogenul se poate transforma în elemente mai grele. Începe nucleosinteza primară - formarea de elemente grele din cele mai ușoare. Dar acest lucru nu durează mult - doar câteva minute. Densitatea și temperatura substanței scad rapid, ceea ce duce la o încetinire accentuată a reacțiilor nucleare. Prin urmare, doar heliu și o cantitate mică de deuteriu, litiu și beriliu au timp să apară.

Totul începe cu cea mai simplă reacție: un proton se combină cu un neutron, formând nucleul deuteriu - hidrogen greu. După ce a primit deuteriu, natura continuă să „joace constructorul”, atât timp cât densitatea și temperatura o permit. Dacă deuteriu interacționează cu un proton, acesta va produce heliu-3 - un izotop ușor de heliu care conține doi protoni și un neutron, și dacă cu un neutron - tritiu, un izotop superhidrat de hidrogen (un proton, doi neutroni). După cum vedeți, particulele intră întotdeauna în reacții nucleare în perechi. Chestia este că procesele care necesită interacțiunea simultană a mai multor particule sunt extrem de puțin probabile, la fel cum este puțin probabil să întâlnească accidental doi foști colegi de clasă din metrou, care, fără să spună un cuvânt, au ajuns într-un singur loc. Este ușor de ghicit că la următoarea etapă, heliul-3 atașează un alt neutron (sau tritiu - un proton) și se formează un nucleu de heliu-4, format din doi protoni și doi neutroni, care este unul dintre cele mai stabile din Univers.

Acest nucleu este emis în multe reacții și chiar a primit un nume special de la fizicieni - particula alfa. În multe cazuri, miezul de heliu este considerat ca o particulă, uitând o vreme de structura internă complexă. S-ar părea că heliul-4 poate continua să atașeze protoni și neutroni, dar acolo a fost! Două obstacole grave stau în calea complicației suplimentare: în natură nu există nuclee stabile cu o masă de 5 și 8 unități, adică constând din cinci și opt nucleoni (protoni și neutroni). În orice combinație de cinci protoni și neutroni, una dintre particule se dovedește a fi de prisos și este evacuată din nucleu, care dorește cu încăpățânare să rămână o particulă alfa. Și chiar dacă încercați să combinați șase nucleoni simultan, conform uneia dintre schemele „heliu-3 + tritiu”, „heliu-3 + heliu-3”, „heliu-4 + deuteriu”, toate la fel, de regulă, se formează heliu-4 și o pereche suplimentară de nucleoni este respinsă.

Puteți sări peste această barieră numai dacă heliul-4 se contopește cu miezul de tritiu și heliu-3. Apoi se nasc litiu-7 sau beriliu-7. Dar aceste reacții sunt reticente, deoarece sarcina electrică a nucleelor \u200b\u200bde heliu este dublă decât cea a hidrogenului. Particulele încărcate în mod egal se resping reciproc și, pentru a le îmbina, au nevoie de o energie de coliziune mai mare, adică de o temperatură mai mare. Între timp, expansiunea rapidă în primele minute după Big Bang este însoțită de o scădere a temperaturii și densității materiei - Universul încetează să mai fie „o stea pentru sine”. Ca urmare, litiu și beriliu se formează foarte puțin. Procesul de sinteză nu merge mai departe - practic nu există vânători care să „asaltă” a doua barieră (instabilitatea nucleară a 8 nucleoni). Și fără asta, nu se poate ajunge la carbon - cel mai important atom pentru existența vieții.

Universul are doar câteva minute pentru a juca un constructor de protoni și neutroni. Când jocul se termină, trei sferturi din masă cad pe hidrogenul obișnuit și un sfert - pe heliu-4 (prin urmare, toate celelalte elemente sunt numite astronomi grei, dacă nu „metale”). Rămâne o cantitate foarte mică de deuteriu, heliu-3 și litiu (tritiu și beriliu-7 sunt instabile și curând se descompun). Prin determinarea conținutului lor, este posibil să obțineți informații foarte importante despre primele minute ale vieții Universului, dar din astfel de materiale niciun alchimist nu va face doar un homunculus, ci și o piatră (nici măcar una filozofică, ci una obișnuită). Dar noi existăm! Și Pământul este. Deci, trebuie să existe câteva creuzete în natură, în care se formează carbon, oxigen și siliciu. Trebuie doar să aștepți un pic - câteva zeci de milioane de ani ...

Creuzet cu stea

După lungi „vârste întunecate”, primele stele se aprind în Univers. În intestinele lor, la o temperatură de aproximativ 10 milioane de grade și o densitate de câteva ori mai mare decât cea a celui mai dens metal de pe Pământ, apar din nou condiții pentru a juca constructorul alchimic - începe nucleosinteza stelară. La început, acest joc este foarte similar cu cel care s-a jucat imediat după nașterea universului. Și totuși, există unele diferențe. La început, aproape că nu există neutroni liberi în materie stelară (în stare liberă trăiesc doar aproximativ 15 minute) și, prin urmare, se formează deuteriu atunci când doi protoni se ciocnesc. Unul dintre ei în procesul de fuziune se transformă într-un neutron, emitând un pozitron - un antiparticul de electroni încărcat pozitiv - pentru a scăpa de excesul de sarcină. În absența neutronilor, tritiul nu se formează din deuteriu. Deuteriu se combină rapid cu un alt proton și se transformă în heliu-3. O tranziție directă de la ea la heliu-4 prin captarea de neutroni, ca în Universul timpuriu, este imposibilă, dar există o serie de soluții.

   Când doi nuclei de heliu-3 se ciocnesc, ei pot forma un nucleu beriliu-6 extrem de instabil (4 protoni + 2 neutroni), care se descompun instantaneu în heliu-4 și o pereche de protoni. O altă opțiune este mai complicată: în reacțiile de heliu-3 și heliu-4 nuclee de beriliu și litiu cu o greutate atomică de 7 se nasc. Cu toate acestea, prin atașarea unui alt proton, acestea devin instabile (amintiți-vă - toate nucleele de 8 nucleoni sunt extrem de instabile) și se încadrează imediat în doi nuclei. heliu 4. În general, toate drumurile duc la Roma.

Rezultatul oricăruia dintre aceste procese este transformarea a patru protoni într-un nucleu de heliu-4. Este important ca masa nucleului de heliu-4 să fie puțin (aproximativ 0,7%) mai mică decât masa a patru protoni. Unde dispare excesul de masă? În conformitate cu aceeași formulă E \u003d mc 2, acesta este transformat în energie. Se datorează acestui lucru, după cum spun fizicienii, că un defect de masă și stele strălucesc. Și, mai important, un reactor termonuclear stelar se poate controla: dacă se eliberează prea multă energie, steaua se extinde puțin, substanța se răcește și rata de reacție, care depinde foarte mult de temperatură, scade. Dacă energia este scăzută, atunci apare procesul invers. Drept urmare, steaua menține în mod stabil temperatura la un nivel corespunzător unei rate destul de mici de reacții. Prin urmare, stelele (cel puțin unele dintre ele) trăiesc suficient de mult pentru a avea suficient timp pentru evoluția biologică și pentru apariția unor ființe atât de organizate ca tine și cu mine.

La final, rezervele de hidrogen din stea sunt epuizate. Trebuie să mergem mai departe și ne amintim că acest lucru nu este ușor, deoarece nu există nuclee stabile cu mase de 5 și 8. Dar natura găsește o cale de ieșire. Reamintind întâlnirea colegilor de clasă în metrou, putem spune că, deși este extrem de puțin probabil să ciocnești accidental cu trei simultan, dar dacă întâlnești doi și mergi împreună o perioadă, atunci șansele ca o treime să li se adauge crește. Ceva similar se întâmplă cu arderea nucleară a heliului. La început, două particule alfa, care se îmbină, formează miezul instabil al beriliei-8. Viața sa este extrem de scurtă, 3.10-16 s (aceasta este mai mică de o milionime dintr-o miliardime de secundă), dar la o densitate și temperatură suficient de ridicate, chiar și acest interval minuscul este suficient pentru ca o altă particulă alfa să reacționeze uneori cu beriliu. Și - voilă! - carbon-12 în persoană!

Apoi, carbonul poate capta particule alfa, dând oxigen. Astfel, cele două elemente de bază necesare apariției vieții se nasc în stele. Conversia carbonului în oxigen este atât de eficientă, încât ultima din univers este chiar mai puțin carbonică. Dacă parametrii particulelor nucleare ar fi ușor diferiți, aproape tot carbonul s-ar „arde” în oxigen, ceea ce ar face viața sub forma pe care o știm extrem de rară sau chiar imposibilă. Poate că în unele alte universuri particulele sunt aranjate oarecum diferit și există puțin carbon, dar atunci nu există observatori (cel puțin ca noi).

Nuclei, elemente și izotopi

Protonii și neutronii (colectiv sunt numiți nucleoni) nu sunt în sensul strict al cuvântului particule elementare. Ele constau din trei quarkuri, strâns legate de o interacțiune nucleară puternică. Este imposibil de împărțit un nucleon în quark-uri individuale: energia necesară pentru aceasta este suficientă pentru a produce noi quark-uri, care, atunci când sunt combinate cu fragmentele nucleonului inițial, formează din nou particule compuse. Interacțiunea puternică nu este complet închisă în interiorul nucleonilor, ci acționează și la o distanță mică față de ei. Dacă doi nucleoni, spun proton și neutron, se apropie, forțele nucleare le leagă și apare un nucleu atomic compus - în acest caz deuteriu (hidrogen greu). Combinând un număr diferit de protoni și neutroni, puteți obține întreaga varietate de nuclei, dar nu fiecare dintre ei va fi stabil. Un nucleu în care există prea mulți protoni sau neutroni se destramă, fără a avea nici măcar timp să se formeze corect. Fizicienii cunosc mai mult de trei mii de combinații de protoni și neutroni care pot ține împreună cel puțin ceva timp. Există nuclee care trăiesc doar o scurtă fracțiune de secundă, altele - de zeci de ani și există cele care pot să aștepte miliarde de ani pentru timpul lor. Și doar câteva sute de nuclei sunt considerați stabili - degradarea lor nu a fost niciodată observată. Chimiștii nu sunt, de obicei, la fel de meticuloși ca fizicienii și nu disting între niciunul dintre doi nuclei, ci doar elemente diferite, adică nuclee cu un număr diferit de protoni. De fapt, chimiștii nu se uită deloc la nucleu, ci studiază doar comportamentul electronilor care îl înconjoară într-un mediu calm. Numărul lor este exact egal cu numărul protonilor, ceea ce face ca atomii să fie neutri electric. În total, 118 elemente sunt cunoscute astăzi, dar doar 92 dintre ele se găsesc în mediul natural, restul sunt obținute artificial în reactoarele și acceleratoarele nucleare. Majoritatea elementelor sunt reprezentate de nuclee cu un număr diferit de neutroni. Astfel de variații se numesc izotopi. În unele elemente, se cunosc până la patruzeci de izotopi, la mențiunea acestora se disting, indicând numărul de nucleoni din nucleu. De exemplu, uraniul-235 și uraniul-238 sunt doi izotopi ai celui de-al 92-lea element al uraniului cu 143 și, respectiv, 146 de neutroni. Majoritatea izotopilor fiecărui element (și unii au toate) sunt instabili și sunt supuși unei descompuneri radioactive. Acest lucru face ca compoziția izotopică să fie o sursă importantă de informații despre istoria materiei. De exemplu, vârsta reziduurilor organice, a rocilor, a meteoriților și chiar a unor stele este determinată de raportul dintre izotopii radioactivi și produsele lor de descompunere. Totuși, raportul dintre izotopi stabili poate spune și multe. De exemplu, clima Pământului în trecutul îndepărtat este determinată de izotopii de oxigen-16 și -18 din sedimentele de gheață din Antarctica: moleculele de apă cu un izotop greu de oxigen sunt mai puțin dispuse să se evapore de pe suprafața oceanului și devin mai mari cu un climat cald. Pentru orice astfel de studii de izotopi, este esențial ca eșantionul studiat să nu facă schimb de materiale cu mediul din momentul apariției.

Jocuri pentru adulți

Stelele singulare sunt de două ori mai ușoare decât Soarele nostru, opresc în stadiul sintezei de heliu. Stelele mai grele produc carbon și oxigen și doar cea mai mare, care depășește 10 mase solare, poate continua să joace elementele la sfârșitul vieții. După epuizarea rezervelor de heliu, zonele lor interne sunt comprimate, încălzite și începe „arderea” carbonului în ele. Cei doi nuclei de carbon, atunci când sunt combinați, produc neon și o particulă alfa. Sau sodiu și proton. Sau magneziu și neutron. Protonii și neutronii care apar nu dispar nici în zadar. Ei merg în afaceri, transformând carbonul în azot, oxigen și, mai departe, prin captarea particulelor alfa din neon, siliciu, magneziu și aluminiu. Astfel, avem deja ceva de făcut mai târziu pământul pământesc.

După carbon, neonul începe să „ardă” din rotație și o face în mod „greșit”: în loc să se îmbine imediat cu un alt nucleu și să-și crească masa, nucleele de neon se descompun în oxigen și alfa sub influența gama-quanta deosebit de energetică -particle. Și apoi particulele alfa rezultate, interacționând cu alți nuclei de neon, dau magneziu. Deci, în final, doi nuclei de oxigen produc un oxigen și un magneziu.

După epuizarea rezervelor de neon, miezul stelei devine oxigen-magneziu, este comprimat din nou, temperatura crește și jocul continuă. Acum, nucleele de oxigen, care se îmbină pereche, se transformă în siliciu sau sulf. În plus, apar puțin argon, calciu, clor și alte elemente.

Următorul rând este siliciu. În mod direct, două nuclee de siliciu nu se pot contopi - din cauza încărcării mari, repulsia electrică dintre ele este prea mare. Prin urmare, multe reacții diferite care implică particule alfa încep să meargă. Termenul „arderea siliconului” este destul de arbitrar, deoarece există într-adevăr multe canale de reacție diferite. În acest stadiu, diverse elemente apar până la fier.

Fierul (și nichelul aproape de acesta) este eliberat de toate elementele prin faptul că are energie maximă de legare. Nucleonii nu pot fi ambalați mai eficient: este nevoie de energie pentru a descompune un miez de fier în părți și pentru a crea nuclee mai grele din acesta. Prin urmare, la început nu a fost clar cum formarea elementelor în stele poate depăși fierul, iar existența nucleelor \u200b\u200bgrele în Univers, cum ar fi aurul sau uraniul, a rămas complet inexplicabilă. O abordare a explicării a fost găsită la mijlocul anilor '50, când au fost propuse două mecanisme de formare a stelelor mai grele decât fierul în stele. Ambele se bazează pe capacitatea nucleelor \u200b\u200bde a capta neutroni.

Regii mari încet

Primul dintre aceste mecanisme se numește captura lentă de neutroni, sau proces s (din engleză. Lent - „lent”). Apare la sfârșitul vieții stelelor cu o masă de 1 până la 3 solare, când ajung în stadiul gigantului roșu. Mai mult, acest proces nu se află în miezul fierbinte dens al stelei, ci în straturile situate deasupra. În astfel de stele relativ ușoare, stadiul uriaș are o durată lungă, măsurată în zeci de milioane de ani, iar acest lucru este suficient pentru o transformare semnificativă a materiei.

Încetinirea procesului s reflectat în nume se datorează faptului că se desfășoară mult timp la o concentrație scăzută de neutroni. Cu toate acestea, un număr mic de neutroni trebuie luat de undeva - nu poate exista un stoc al acestor particule. În stelele gigant, există mai multe tipuri de reacții în care sunt eliberați neutroni. De exemplu, carbon-13, care captează o particulă alfa, se transformă în oxigen-16 și este emis un neutron. Neutronii liberi, deoarece nu sunt împiedicați de repulsia Coulomb, pătrund cu ușurință în nucleii atomilor și cresc masa lor. Adevărat, dacă există prea mulți neutroni, miezul va pierde stabilitatea și se va destrăma. Dar, din moment ce există puțini neutroni liberi în giganții roșii, nucleul are timp să asimileze extraterestru relativ nedureros, emitând un electron dacă este necesar. În acest caz, unul dintre neutronii din nucleu devine proton, iar sarcina nucleară crește cu unul, ceea ce corespunde transformării unui element în altul - următorul în ordinea din tabelul periodic. În acest fel, pot fi obținute elemente foarte grele, cum ar fi plumbul și bariul. Sau technetium. La un moment dat, descoperirea acestui element greu și destul de rapid în descompunere în atmosfera gigantilor roșii a fost chiar interpretată de unii oameni de știință ca o dovadă în favoarea existenței civilizațiilor extraterestre! De fapt, se realizează pur și simplu de la intestine la suprafață prin amestecarea substanței.

Când viața unui astfel de gigant roșu se încheie, miezul său se transformă într-o pitică albă densă, iar cochilia se disipează în spațiul înconjurător din cauza vântului stelar sau a formării unei nebuloase planetare. Astfel, mediul interstelar este completat cu elementele grele acumulate pe parcursul vieții stelei și, treptat, compoziția chimică a galaxiei evoluează datorită nucleozintezei stelare. Până la formarea sistemului solar, acest proces se desfășura de 8 miliarde de ani și aproximativ 1% din materia interstelară reușise să se transforme în elemente grele, din care, în special, planeta noastră este compusă.

Catalizatori Star Life

În stelele masive, hidrogenul este convertit în heliu diferit decât în \u200b\u200bstelele pitice precum Soarele. La o temperatură de aproximativ 20 de milioane de grade, funcționează așa-numitul ciclu carbon-azot-oxigen (CNO). Carbonul din el joacă rolul de catalizator nuclear și nu este consumat în reacții. Pentru ca reacțiile să fie eficiente, are nevoie de foarte puține, dar totuși ciclul CNO este posibil numai în stelele unei compoziții chimice moderne, a căror substanță a fost deja îmbogățită cu carbon în viața generațiilor anterioare de stele. Carbon-12 captează protonul și se transformă în azot-13, și asta, după ce a emis un pozitron, - în carbon-13. În plus, captând doi protoni la rând, acesta devine mai întâi azot-14 și apoi oxigen-15. El aruncă din nou pozitronul și se transformă în azot-15, care, ciocnind cu cel de-al patrulea proton, se descompune într-o particulă alfa (adică un nucleu de heliu) și carbon-12. Drept urmare, revenim la nucleul original de carbon, dar pe parcurs transformăm 4 protoni într-un nucleu de heliu. Adevărat, ocazional (într-unul din cele 880 de cazuri), în ultima etapă a ciclului azot-15, se poate contopi cu protonul într-un nucleu stabil de oxigen-16. Acest lucru duce la un consum lent de catalizator de carbon.

Ordinul Phoenix-ului

Aproape toți atomii corpului tău au vizitat odată intestinele stelelor. Mulți dintre ei au supraviețuit exploziilor de supernove catastrofale și, în plus, unele au fost formate tocmai în momentele unor astfel de explozii. Noi, ca un fenix, ne-am născut din cenușă, dar din cenușa stelelor. Exploziile Supernova sunt foarte importante deja, deoarece acesta este un mod eficient de a arunca în spațiu elemente acumulate într-o stea. Dacă rezultatul exploziei, așa cum se întâmplă cel mai des, este o stea cu neutroni, doar un nucleu relativ mic al gigantului roșu, format în principal din fier și nichel, se transformă în ea. De exemplu, cu o masă inițială a unei stele de 20 de solare, nu mai mult de 7% din materie se va transforma într-o stea cu neutroni, orice altceva va fi măturat prin explozie în spațiu și disponibil pentru formarea de noi stele.

Cu toate acestea, menținând această circulație cosmică a materiei, rolul supernovelor nu este epuizat. Direct în timpul exploziei, în ele se pot forma noi elemente. Timp de aproximativ 10 secunde, o stea cu neutroni nou-născuți are timpul să fie „alchimist”. Înainte de explozie, structura unei stele masive este ca un bec. Miezul este înconjurat de mai multe scoici constând din elemente din ce în ce mai ușoare. În momentul în care nucleul începe să se prăbușească catastrofal, transformându-se într-o stea de neutroni sau o gaură neagră, un val de combustie nucleară explozivă curge spre exterior prin straturile situate deasupra centrului. Drept urmare, compoziția chimică a substanței se orientează puternic spre elemente grele.

Se crede că Universul este îmbogățit cel mai eficient cu elementele grele ale unei stele cu mase între 12 și 25 solare. Miezul lor de fier este înconjurat de o coajă puternică de siliciu-oxigen, care după descărcare dă elemente din sodiu până la germaniu (inclusiv fier). În stelele mai masive, o cantitate prea mare de substanțe, formată din elemente grele, cade în interiorul unei găuri negre și numai cele suficient de ușoare alunecă. Stelele mai mici, cu mase de 8-12 solare, nu au o astfel de înveliș și, prin urmare, în ele se formează puține elemente ale grupului de fier. Dar ... apar elemente mult mai grele.

Vânt proaspăt neutrino

Când forțele monstruoase ale gravitației comprimă miezul obosit al miezului stelei, nucleele de atomi sunt literalmente presate împreună. Electronii transportați între ei, fiind prinși, sunt presați în nuclee și se contopesc cu protoni, transformându-i în neutroni. În același timp, neutrinii ies în evidență - particule subtile, care de obicei pătrund cu ușurință întreaga grosime a stelei și merg în spațiu. Cu toate acestea, la momentul formării unei stele cu neutroni, există atât de multe dintre ele încât nu mai pot fi neglijate.

Există un așa-numit vânt neutrino. La fel cum presiunea luminii în stelele masive determină fluxul de materie sub forma unui vânt stelar, neutronii sunt îndepărtați de protoni și neutroni. Chiar dacă la început nu existau prea mulți neutroni, aceștia apar ca urmare a reacțiilor dintre protoni și neutrini. În substanță se formează un exces de neutroni, care pot pătrunde în nucleu, formând izotopi din ce în ce mai grei. Datorită fluxului imens de neutroni, nucleele se revarsă literalmente cu ele, ceea ce le face extrem de instabile și scapă foarte repede de excesul de neutronizare - neutronii din ei se transformă în protoni. Dar imediat ce se întâmplă acest lucru, deoarece noi valuri de neutroni aduc din nou nucleul „la limită”.

Toată această bacanalie, care a durat doar câteva secunde, a fost numită proces r (din engleza rapid - „rapid”). Rezultatul său este nucleul tuturor maselor până la cele mai grele. De exemplu, pentru a identifica consecințele procesului r, ei caută adesea urme ale unui element atât de rar ca europium, întrucât cel mai probabil se naște numai folosind acest mecanism. În procesul r, de exemplu, se formează platină și actinide - elemente radioactive grele, care includ, în special, uraniu. Conținutul relativ al izotopilor ultimilor, precum și al torului, este adesea folosit pentru a estima vârsta stelelor.

De asemenea, reacțiile care implică particule încărcate - protoni și nuclei de heliu - transportate de fluxul de neutrino pot avea loc în vântul unei stele neutronice. Astfel, se formează zirconiu, argint, iod, molibden, paladiu și multe alte elemente. Teoria tuturor acestor procese este foarte complexă, deoarece, în același timp, este necesar să se țină seama de multe efecte, dintre care încă nu sunt complet clare. Mai mult, vorbim aici nu numai despre efectele astrofizice, ci și despre incertitudinile din cadrul fizicii nucleare - sunt foarte bine determinați toți parametrii reacțiilor care se petrec în acest stadiu.

Controversele continuă în rândul oamenilor de știință dacă acest scenariu poate pretinde a fi complet: este în măsură să explice nașterea elementelor grele în proporțiile pe care le observăm. Prin urmare, cercetarea în acest domeniu este în plină evoluție și poate că așteptăm încă descoperiri interesante. De exemplu, sunt discutate scenarii în care o substanță prinsă în câmpurile magnetice supraîncălțate ale magneților nou-născuți (stele cu neutroni magnetizați) permite producerea de elemente grele în procesul r. Pentru a testa astfel de idei, sunt necesare calcule tridimensionale complexe pe supercomputere, care încă nu au fost făcute.

homunculus

Și în sfârșit, după ce au trecut miliarde de ani, o replică uriașă a Universului a creat condițiile pentru ca un homunculus să apară. Viața, așa cum o știm, nu ar fi putut apărea în primele miliarde de ani după Big Bang - atunci pur și simplu nu au fost suficiente din numeroasele elemente necesare.

Fiecare parte a corpului nostru a trecut prin cuptorul spațial. Unii dintre atomii de hidrogen ar putea rămâne neschimbați încă din „primele trei minute”, dar cea mai mare parte a elementelor sale constitutive au apărut în stele în stadiul de ardere termonucleară stabilă. Multe nuclee au apărut în timpul exploziilor de supernove. Altele - au fost aruncate de stele sub formă de dantelă de nebuloase planetare. Poate că o fracțiune minusculă a nucleelor \u200b\u200beste asociată cu coliziunile razelor cosmice cu materialul gazos interstelar atunci când au loc „reacții de spalare” interesante în care o particulă rapidă elimină nucleele elementelor ușoare. Pentru apariția omului, era nevoie de un întreg „laborator” alchimist spațial.

Compoziția materiei din Univers continuă să se schimbe încet în zilele noastre: cu eforturile miliardelor de stele, proporția de elemente mai grele decât heliul crește treptat. Observațiile arată că stelele cu o „metalicitate” mai mare, adică conținutul de elemente mai grele decât heliul, au mai multe șanse să aibă sisteme planetare. Deci, evoluția chimică a Universului favorizează până acum apariția unor creaturi inteligente, realizate din „materie stelară”. Cu toate acestea, merită să ne amintim că doar o mică parte din materie din Univers este supusă unei astfel de prelucrări. În general, hidrogenul va rămâne elementul său cel mai răspândit, pur și simplu pentru că nu toată materia poate ajunge în stele (de exemplu, gazul intergalactic nu are o astfel de perspectivă). Dacă vă amintiți că această substanță constituie, de asemenea, cinci procente pe fundalul unei mase colosale de materie întunecată și energie întunecată, atunci veți simți cât de norocos a fost această grămadă de materie care ar putea privi în jur și poate aprecia măreția universului din jur.

Oamenii de știință au reușit să obțină și să înregistreze o moleculă LiHe de litiu-heliu. Aceasta este una dintre cele mai fragile molecule cunoscute. Și dimensiunea sa este de peste zece ori mai mare decât dimensiunea moleculelor de apă.

După cum știți, atomii și moleculele neutre pot forma legături mai mult sau mai puțin stabile unul cu celălalt în trei moduri. În primul rând, prin legături covalente, când doi atomi separă una sau mai multe perechi de electroni obișnuiți. Legăturile covalente sunt cele mai puternice dintre cele trei. Energia caracteristică a discontinuității lor este de obicei egală cu mai mulți volți de electroni.

Legături covalente de hidrogen semnificativ mai slabe. Aceasta este o atracție care apare între un atom legat de hidrogen și un atom electronegativ al altei molecule (de obicei un astfel de atom este oxigen sau azot, mai puțin fluor). În ciuda faptului că energia legăturilor de hidrogen este de sute de ori mai mică decât cea a legăturilor covalente, ei sunt cei care determină în mare măsură proprietățile fizice ale apei și joacă, de asemenea, un rol crucial în lumea organică.

Și în final, cea mai slabă este așa-numita interacțiune van der Waals. Uneori se mai numește și dispersat. Ea apare ca urmare a interacțiunii dipol-dipol a doi atomi sau molecule. În acest caz, dipolii pot fi inițial caracteristici pentru molecule (de exemplu, apa are un moment dipol) și poate fi indusă ca urmare a interacțiunii.

Energia caracteristică a legăturii van der Waals este unitățile de kelvin (electronul-volt menționat mai sus corespunde aproximativ 10.000 de kelvin). Cea mai slabă dintre van der Waals este legătura dintre cei doi dipoli induși. Dacă există doi atomi non-polari, atunci ca urmare a mișcării termice, fiecare dintre ei are un moment dipol aleatoriu care oscilează la întâmplare (coaja electronilor pare să tremure ușor în raport cu nucleul). Aceste momente, care interacționează între ele, ca urmare, au în principal orientări, astfel încât doi atomi încep să atragă.

Cel mai inert dintre toți atomii este heliul. Nu intră în legături covalente cu niciun alt atom. Mai mult, mărimea polarizabilității sale este foarte mică, adică îi este dificil să formeze legături dispersate. Există, totuși, o circumstanță importantă. Electronii din atomul de heliu sunt atât de puternic legați de nucleu încât poate fi adus, fără teamă de apariția forțelor repulsive, foarte aproape de alți atomi - până la o distanță de ordinea razei acestui atom. Forțele dispersate cresc odată cu scăderea distanței între atomi foarte repede - invers cu puterea a șasea a distanței!

De aici a venit ideea: dacă doi atomi de heliu sunt apropiați, atunci între ei va apărea o legătură fragilă van der Waals. A fost cu adevărat posibil să se realizeze la mijlocul anilor '90, deși a necesitat eforturi considerabile. Energia unei astfel de legături este de numai 1 mK, iar molecula de He2 a fost detectată în cantități mici în jeturi de heliu supraîncălțate.

Mai mult, proprietățile moleculei He2 sunt în multe privințe unice și neobișnuite. Deci, de exemplu, dimensiunea sa este de ... aproximativ 5 nm! Pentru comparație, dimensiunea moleculei de apă este de aproximativ 0,1 nm. În acest caz, energia potențială minimă a moleculei de heliu apare la o distanță mult mai scurtă - aproximativ 0,2 nm - cu toate acestea, de cele mai multe ori - aproximativ 80% - atomii de heliu din moleculă se realizează în modul de tunelare, adică în regiunea în care se află în cadrul mecanicii clasice. nu ar putea.

Următorul cel mai mare atom după heliu este litiu, așa că, după ce a primit o moleculă de heliu, a devenit firesc să se studieze posibilitatea de a fixa relația dintre heliu și litiu. Și în final, oamenii de știință au reușit să facă acest lucru. Energia de legare a unei molecule de litiu-heliu LiHe este mai mare decât cea a heliului-heliu - 34 ± 36 mK, în timp ce distanța dintre atomi este, dimpotrivă, mai mică - aproximativ 2,9 nm. Cu toate acestea, chiar și în această moleculă, atomii de cele mai multe ori sunt în stări interzise clasic sub bariera energetică. Este interesant faptul că potențialul pentru molecula LiHe este atât de mic încât nu poate exista decât într-o singură stare de energie vibrațională, care este cu adevărat împărțită datorită rotirii dubletului atomului 7Li. Constanta sa de rotație este atât de mare (aproximativ 40 mK) încât excitarea spectrului de rotație duce la distrugerea moleculei.

Brett Esry / Universitatea de Stat din Kansas

Până în prezent, rezultatele obținute sunt interesante exclusiv din punct de vedere fundamental. Cu toate acestea, acestea sunt deja de interes pentru domeniile conexe ale științei. Deci, grupurile de heliu din multe particule pot deveni un instrument pentru studierea efectelor întârzierii într-un vid Casimir. Studiul interacțiunii cu heliu-heliu este de asemenea important pentru chimia cuantică, care ar putea testa modelele sale pe acest sistem. Și, desigur, nu există nicio îndoială că oamenii de știință vor veni cu alte aplicații interesante și importante pentru astfel de obiecte extravagante precum moleculele He2 și LiHe.

Chimiștii ruși și străini susțin existența a doi compuși stabili ai elementului „xenofob” în sine - heliu și au confirmat experimental existența unuia dintre ei - helida de sodiu, potrivit unui articol publicat în revista Nature Chemistry.

"Acest studiu demonstrează modul în care fenomenele complet neașteptate pot fi detectate folosind cele mai moderne metode teoretice și experimentale. Lucrarea noastră ilustrează încă o dată cât de puțin știm astăzi despre influența condițiilor extreme asupra chimiei și rolul acestor fenomene în procesele din interiorul planetelor. rămâne de explicat ”, spune Artyom Oganov, profesor la Skoltech și Moscova Institutul de fizică din Dolgoprudny.

Secretele gazelor nobile

Materia primară a Universului, care a apărut la câteva sute de milioane de ani după Big Bang, a constat doar din trei elemente - hidrogen, heliu și urme de litiu. Heliumul este astăzi cel de-al treilea element cel mai răspândit al universului, cu toate acestea, este extrem de rar pe Pământ, iar rezervele de heliu de pe planetă sunt în continuă scădere din cauza faptului că dispare în spațiu.

O trăsătură distinctivă a heliului și a altor elemente din grupa a opta a tabelului periodic, pe care oamenii de știință le numesc „gaze nobile”, este că acestea sunt extrem de reticente - în cazul xenonului și a altor elemente grele - sau, în principiu, precum neonul, nu sunt capabile să intre în reacții chimice. Există doar câteva zeci de compuși de xenon și kripton cu fluor, oxigen și alți agenți de oxidare puternici, compuși cu neon zero și un compus de heliu, descoperit experimental în 1925.

Acest compus, combinația de proton și heliu, nu este un compus chimic real în sensul strict al cuvântului - heliu în acest caz nu participă la formarea de legături chimice, deși afectează comportamentul atomilor de hidrogen lipsiți de electroni. Așa cum au sugerat anterior chimiștii, „moleculele” acestei substanțe ar fi trebuit să fie găsite în mediul interstelar, dar în ultimii 90 de ani, astronomii nu le-au găsit. Un posibil motiv pentru acest lucru este că acest ion este extrem de instabil și este distrus la contactul cu aproape orice altă moleculă.

Artyom Oganov și echipa sa s-au întrebat dacă pot exista compuși de heliu în condiții exotice la care chimiștii tereștri se gândesc rar - la presiuni și temperaturi extrem de ridicate. Oganov și colegii săi studiază de multă vreme o astfel de chimie „exotică” și chiar au dezvoltat un algoritm special de căutare a substanțelor existente în astfel de condiții. Cu ajutorul său, au descoperit că în intestinele gigantilor gazului și ale altor planete, pot exista acid orto-carbonic exotic, versiuni „imposibile” ale sării obișnuite de masă și o serie de alți compuși care „încalcă” legile chimiei clasice.

Folosind același sistem, USPEX, oamenii de știință ruși și străini au descoperit că la presiuni ultrahigh care depășesc 150 mii și un milion de ori atmosferice, există doi compuși stabili de heliu simultan - oxigenul de sodiu și gelul de sodiu. Primul compus este format din doi atomi de sodiu și un atom de heliu, iar al doilea este format din oxigen, heliu și doi atomi de sodiu.

Diamond Anvil Atom

Ambele presiuni pot fi obținute cu ușurință folosind nicovale moderne cu diamante, lucru pe care colegii lui Oganov l-au făcut sub conducerea unui alt rus, Alexander Goncharov de la Laboratorul Geofizic din Washington. După cum au arătat experimentele sale, gelul de sodiu este format la o presiune de aproximativ 1,1 milioane de atmosfere și rămâne stabil până la cel puțin 10 milioane de atmosfere.

Interesant este că gelida de sodiu este similară în structură și proprietăți cu sărurile de fluor, „vecinul” heliului din tabelul periodic. Fiecare atom de heliu din această „sare” este înconjurat de opt atomi de sodiu, similare cu modul în care este aranjată fluorura de calciu sau orice altă sare acid acid fluorhidric. Electronii din Na2He sunt „atrași” de atomi atât de puternic încât acest compus, spre deosebire de sodiu, este un izolator. Oamenii de știință numesc astfel de structuri cristale ionice, deoarece electronii ocupă rolul și locul ionilor încărcați negativ în ele.

"Compusul pe care l-am descoperit este foarte neobișnuit: deși atomii de heliu nu participă direct la legarea chimică, prezența lor schimbă fundamental interacțiunile chimice dintre atomii de sodiu, contribuind la localizarea puternică a electronilor de valență, ceea ce face ca materialul rezultat să fie un izolator", explică Xiao Dong de la universitate. Nanjing în Tianjin (China).

Un alt compus, Na2HeO, s-a dovedit a fi stabil în domeniul presiunii de la 0,15 la 1,1 milioane de atmosfere. Substanța este de asemenea un cristal ionic și are o structură similară cu Na2He, doar rolul ionilor încărcați negativ în ei nu este jucat de electroni, ci de atomii de oxigen.

Interesant este că toate celelalte metale alcaline cu reactivitate mai mare sunt mult mai puțin dispuse să formeze compuși cu heliu la presiuni care să nu depășească atmosferic de cel mult 10 milioane de ori.

Oganov și colegii săi atribuie acest lucru faptului că orbitele de-a lungul cărora se mișcă electronii în atomii de potasiu, rubidiu și cesiu se schimbă vizibil odată cu creșterea presiunii, ceea ce nu se întâmplă cu sodiul, din motive încă neînțelese. Oamenii de știință cred că gelul de sodiu și alte substanțe similare pot fi găsite în nucleele unor planete, pitici albe și alte stele.