Hemija životne sredine I - Пријаваnasport.pmf.ni.ac.rs/materijali/2704/1. Stvaranje hemijskih elemenata.pdf · mogu nastati samo elementi do rednog broja 26 –gvožđa. Elementi

Prvo predavanje

Osnove hemije životne sredine (T. Anđelković) 1

http://www.junis.ni.ac.yu/Engl/uninis.htm

Ciljevi predavanja Šta je Hemija životne sredine? Stvaranje hemijskih elemenata. p-p proces. CNO ciklus. Fotodisintegracija silicijuma. Vezivna energija.

Ishodi predavanjaNa kraju predavanja student će biti

osposobljen da: objasni procese stvaranja

elemenata u zvezdama objasni stabilnost jezgara

hemijskih elemenata


Šta je Hemija životne sredine?Hemija životne sredine je nauka o izvorima, reakcijama, transportu, sudbini i

efektima različitih hemijskih supstanci u vodi, zemljištu, vazduhu i živoj sredini, kao i o uticaju tehnologije na njih.

Da li je Hemija životne sredine nova disciplina?Ne, ovo nije nova disciplina, mada se do 70-tih godina prošlog veka, veliki deo

problematike zaštite životne sredine rešavao i obrađivao u univerzitetskim (akademskim) okvirima od strane onih koji se i nisu primarno bavili hemijom.

Da li danas postoji potreba za angažovanjem hemičara u problemima životne sredine?

Postoji veliki trend angažovanja hemičara u oblasti zaštite sredine, tako da danas u svetu univerzitetski departmani uvode kurseve Hemije životne sredine.

Da li je to ona ista „stara” hemija?Hemija životne sredine je mnogo složenija od klasične, „obične” hemije jer se

ona bavi proučavanjem prirodnih, otvorenih sistema izloženih uticaju velikog broja parametara.




Analitička hemija životne sredineHemijske analize zahtevaju vrlo nizak nivo detekcije, s obzirom na veoma nizak

nivo sadržaja polutanata u životnoj sredini (1 ppm, 1 ppb ili 1 ppt).Rezultati kvantitativne analize (numeričke vrednosti) imaju značaj tek kada se

sagledaju u kontekstu prirode tog polutanta, njegovih mogućih reakcija, transformacija i transporta kroz delove prirode.

Analitička hemija predstavlja važan deo Hemije životne sredine.

Biohemija životne sredineTo je naučna disciplina koja proučava efekte hemijskih supstanci na živi svet.

Bliska disciplina je Toksikološka hemija i Ekotoksikologija, koja proučava toksične supstance i njihove interakcije sa biološkim tkivima i živim organizmima.

Hemija životne sredine proučava interakcije između 5 sfera: vode, vazduha, zemlje, živog sveta i antrosfere.

Antrosfera je deo životne sredine koji je napravljen od strane čoveka i koju on koristi.


Nivo rasprostranjenosti elemenata u prirodi je definisan zakonima i procesima.

Lakši elementi Periodnog sistema su mnogo rasprostranjeniji u svemiru od težih elemenata.

Svi elementi su nastali na dva načina:

nukleosintezom tokom Velikog praska i

nukleosintezom koja se odvija u zvezdama.


Veliki prasak je stvorio 75% H i 25% He.

Zvezde su stvorile sve ostale elemente.


Fuzija helijuma stvara ugljenik u zvezdama male mase.


CNO ciklusom se konvertuje C u N i O


Vrsta hemijskog elementa koji nastaje fuzijom u zvezdama zavisi od temperature zvezde.

Temperatura zvezde zavisi od mase zvezde. Nuklearnim procesima u zvezdama (nuklearna fuzija)

mogu nastati samo elementi do rednog broja 26 – gvožđa. Elementi većeg rednog broja nastaju prilikom eksplozije

supernove.


Kombinovana slika ostataka

Keplerove supernove je sačinjena

od slika napravljenih X-zracima,

kao i slika iz optičkog i

infracrvenog spektra.

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d4/Keplers_supernova.jpg

Hladan gas od H atoma se sažima usled gravitacije i pri tome se zagreva.

Kada dostigne temperaturu od 4∙ 106 K, vodonik podleže fuziji.

Fuzija vodonika se još zove i proton-proton lančana reakcija ili p-p reakcija ili „sagorevanje“ vodonika.




2cmE

defekt mase

Sunce svake sekunde prevede 600 miliona

tona vodonika u 596 miliona tona helijuma,

dok se 4 miliona tona transformiše u

svetlosnu energiju (defekat mase je 0,7%).


Helijumski "pepeo"

Oblast "sagorevanja" vodonika

"Nesagoreni"vodonik


Masa > 1.1 solarne mase

Pošto je vodonik u jezgru konvertovan u He, počinje da sagoreva H iz spoljašnjih slojeva, a He u jezgru se kontrahuje i zagreva.

Kada T dostigne 200 x 106 K, počinje sagorevanje He.


CBeHe

BeHeHe

12

6

8

4

4

2

8

4

4

2

4

2

8Be egzistira samo 10-16 sekundi, pa se u stvari drugi stupanj odvija kad i prvi.

U stvari odvija se trostruki alfa proces: tri 4He nukleusa (tri alfa čestice) podležu fuziji uz nastanak 12C.

Nakon stvaranja ugljenika, nastaje kiseonik. 12C zahvata alfa česticu i stvara 16O:

12C(α,γ)16OOstale reakcije koje se odvijaju pri sagorevanju He:

16O(α,γ)20Ne, 20Ne(α,γ)24Mg,

14N(α,γ)18F, i18O(α,γ)22Ne

PROCES ALFA ZAHVATA


OCHe 16

8

12

6

4

2

Sve dok postoje jezgra helijuma verovatnoća za odigravanje reakcije između C i He je mnogo veća nego za fuziju dva atoma ugljenika.

Na temperaturi većoj od 1200 · 106 K može doći do sudara dva jezgra kiseonika-16 i njihove fuzije u sumpor-32:


ali i ovde je veća verovatnoća da jezgro kiseonika reaguje sa helijumom i pri tome nastane neon-20:

TEŽI ELEMENTI ČEŠĆE NASTAJU ZAHVATOM

HELIJUMA NEGO FUZIJOM ISTIH JEZGARA

Zbog toga što je fuzija sa jezgrom helijuma česta, elementi sa rednim brojem deljivim sa 4 su najrasprostranjeniji: ugljenik (12), kiseonik (16), neon (20), magnezijum (24), silicijum (28), itd. Upravo ovi elementi predstavljaju pikove na grafikonu rasprostranjenosti. Svaki od njih nastaje u posebnoj fazi evolucije zvezde fuzijom prethodnog člana niza i helijuma.


Nakon utroška helijuma, javljaju se dve mogućnosti:

a) male zvezde – manje od 2-4 solarne mase – zvezda se sažima, ali ne može da započne sagorevanje, hladi se i postaje beli patuljak.

b) velike zvezde – veće od 4 solarne mase – zvezda prolazi kroz sledeće sukcesivne faze sagorevanja: C sagorevanje: (800 x 106 K) 12C(12C,α)20Ne, 12C(12C,p)23Na i 12C(12C,γ)24Mg

Ne sagorevanje: (1500 x 106 K) 20Ne(γ,α)16O

O sagorevanje: (2000 x 106 K) 16O(16O,α)28Si, 16O(16O,p)31P i 16O(16O,γ)32S

Si sagorevanje: (3000 x 106 K) stvara elemente do A = 56 (Fe)





Kad se u jezgru zvezde pojavi silicijum-28 pored procesa zahvata

helijuma i nastajanja težih elemenata javlja se i tendencija teških

jezgara da se raspadnu na lakša. Uzrok tog raspada je toplota, jer

temperatura u jezgru dostiže 3000 x 106 K, a gama zraci koji su

posledica tako visoke temperature imaju dovoljno veliku energiju da pri

sudaru razbiju jezgro na jezgra helijuma. Ovo je proces koji se naziva

fotodisintegracija.

Usled velikog zagrevanja neka jezgra silicijuma bivaju razbijena na 7

jezgra helijuma. Neka od okolnih jezgra silicijuma, koja još nisu

pretrpela fotodisintegraciju mogu da zahvate nastalo jezgro helijuma-4 i

na taj način se formira još teže jezgro. Proces disintegracije ne samo da

uništava stvorena jezgra silicijuma-28, već on omogućava nastanak

težih jezgara. Na isti način proces se nastavlja i sa novonastalim težim

jezgrima. Ovaj proces odigrava se u nekoliko etapa i kao krajnji produkt

nastaje nikl-56.

U trenutku nastanka nikla-56 nastaju novi problemi. Ovaj izotop

nikla je nestabilan i brzo se raspada, prvo na kobalt-56 koji kasnije

daje stabilno gvožđe-56. Jezgro gvožđa-56 je najstabilnije atomsko jezgro i zbog toga dolazi do nastanka gvožđa i njegovog gomilanja u

jezgru zvezde. Jezgro gvožđa-56 sadrži 26 protona i 30 neutrona i ove čestice su

povezane jače nego u bilo kom drugom atomskom jezgru.

Kaže se da gvožđe -56 ima najveću energiju veze jezgra. Svako

drugo jezgro koje ima manje ili više nukleona ima manju energiju

veze. Posledica ovakve stabilnosti jezgra gvožđa je to što su

elementi iz grupe gvožđa rasprostranjeniji u odnosu na neke lakše

elemente.



Egzotermna nukleosinteza

Endotermna nukleosinteza

Ev = vezivna energija (MeV)

Z = broj protona

mp = masa atoma vodonika (1.0073 atomskih jedinica mase ili amu)

N = broj neutrona

mn = masa neutrona (1.0087 amu)

mizotop = stvarna masa izotopa

931.5 Mev/amu = faktor za konvertovanje mase u energiju (MeV)

Ev = (Z × mp + N × mn - mizotop) × 931.5 MeV/amu



3H∆m = (2∙ mn + mp) - mizotop

= (2∙1,0087+ 1.0073)-3,01605 = 0,00865 amu

∆E = ∆m∙c2

= 0,00865 amu∙1,66∙10-27 kg/amu∙(3∙108 m/s)2

= 1,2923∙10-11 J = 1,2923∙10-11 J/1.602∙10-13 J/MeV= 8,067 MeV

2D Ev = (1.0073 + 1.0087 - 2.0141)∙ 931.5 MeV = 2.226 MeV

4HeEv = (2∙1.0073 + 2∙1.0087 - 4.0026)∙ 931.5 MeV = 28.296 MeV

238UEv = (92·1.0073 + 146·1.0087 - 238.0289)∙ 931.5 MeV = 1822.06 MeV

Vezivna energija nekih nuklida (MeV)

Nuklid Ev (MeV)

2D 2.226

4He 28.296

14N 104.659

16O 127.619

40Ca 342.052

58Fe 509.945

206Pb 1622.340

238U 1822.693


Vezivna energija po nukleonu, Evave

(MeV) nekih nuklida

Nuklid Evave

MeV Ev

MeV 2D 1.113 2.226

4He 7.074 28.296 14N 7.476 104.659 16O 7.976 127.619 19F 7.779 147.801

40Ca 8.551 342.052 55Mn 8.765 482.070 58Fe 8.792 509.945 62Ni 8.795 545.259

206Pb 7.875 1622.340 238U 7.658 1822.693

3HEvave = 8,067 MeV/3 nukleona = 2,689 MeV


Fuzija se odvija samo do 56Fe, jezgra sa najvećom vezivnom energijom po nukleonu.

A

56Fe

1H

Sagorevanje vodonika je daleko najefikasniji način konvertovanja mase u energiju!

Zvezde velike mase nastavljaju da vrše proces fuzije teških elemenata da bi dalje stvarale energiju. Međutim, kada se gvožđe jednom stvori, ono ne može da podlegne fuziji jer ima veliku vezivnu energiju tj. stabilno je. Jezgro će se sažeti pod uticajem gravitacije i velike količine gasa na površini zvezde će eksplodirati. Ova zvezda se zove supernova.


Nakon eksplozije supernove, jezgro zvezde, koje sadrži Fe, postaje veoma teško i sila gravitacije može biti veoma jaka.

Zvezda tada postaje neutronska zvezda, kada odbijanje između neutrona sprečava dalju kontrakciju usled gravitacije.

Neutronske zvezde se sastoje od materije koja je 100 miliona puta gušća od materije belog patuljka.


Prečnik je samo oko 30km!

http://en.wikipedia.org/wiki/File:2004_stellar_quake_full.jpg



U zvezdama male mase nastaju lakši elementi, a u zvezdama velike mase teži elementi.

Tačno Netačno


Procesom nuklearne fuzije u zvezdama se stvara plemeniti gas ksenon (Z = 54).

Tačno Netačno


Elementi od 27 do 92 (od mangana do urana) nastaju kada zvezda iscrpi svoje nuklearno gorivo, počne da se sažima i eksplodira u supernova eksploziji čime je obezbeđena energija neophodna za njihovu sintezu.

Tačno Netačno


Vezivna energija je energija koja se oslobađa prilikom nastanka jezgra od protona i neutrona.

Tačno Netačno


Jezgra lakših elemenata su manje stabilna od težih jezgara sve do masenog broja 56.

Tačno Netačno


Vezivna energija po nukleonu za teške nukleuse (maseni broj oko 240, npr. uran) je oko 7,6 MeV, a za nukleuse srednje mase oko 8,5 MeV.

Tačno Netačno


Sagorevanje vodonika je najefikasniji način konvertovanja mase u energiju!

Tačno Netačno


Sunce poseduje dovoljnu masu za sintezu elemenata težih od helijuma.

Tačno Netačno


Documents

Hemija životne sredine I - Пријаваnasport.pmf.ni.ac.rs/materijali/2704/1. Stvaranje hemijskih elemenata.pdf · mogu nastati samo elementi do rednog broja 26 –gvožđa. Elementi