Veszprémi Tamás, Veszprémi Tamás veszpremi.tamas@vbk.bme.hu

Általános kémia

Negyedik, átdolgozott kiadás

4. kiad.

10.4. Az elemek keletkezése

Jelenlegi tudásunk szerint az Univerzum körülbelül 13,7 milliárd éve, az Ősrobbanással, vagy közismertebb nevén a Nagy Bummal kezdődött. Ettől a ponttól számítva az anyag óriási mértékben kiterjedt, miközben az irdatlan kiindulási hőmérséklet fokozatosan csökkent. (A kozmológiában a részecskék hőmérsékletét az E = kT egyenlet alapján számítjuk és adjuk meg, ahol E a részecske átlagos kinetikus energiája, k a Boltzmann-állandó.) Kezdetben csak elektronok, fotonok, neutrínók és kvarkok létezhettek, majd az első néhány perc után, ahogy az Univerzum tágulni és hűlni kezdett, T ≈ 1,2·1012 K, avagy 100 MeV környékén (1 eV megfelel 1,16·104 K-nek) a kvarkokból létrejöttek a protonok és neutronok. Vagyis ennél kisebb hőmérsékleteken, illetőleg ettől az időtől fogva az Univerzum anyagát már protonok, neutronok, elektronok, fotonok és neutrínók alkotják, szabad kvarkokkal a széles Univerzumban többé már nem találkozhatunk.

A kémia kezdete

Mintegy 100000 évvel a Nagy Bumm után elérkezett a lehetőség, hogy a táguló és hűlő ősi levesben a hélium atommagokból és elektronokból semleges héliumatomok keletkezzenek. Hidrogénatomok a magas hőmérséklet miatt ekkor még nem létezhettek, de arra már volt lehetőség, hogy a hélium a jelen lévő „forró” protonokkal egyesülve létrehozza az univerzum első molekuláját, a HeH+ hidrohélium-iont. A kémia tehát itt kezdődhetett!

A HeH+ ion felfedezése és megfigyelése nem volt egyszerű, hiszen az a földi körülmények között rendkívül rövid élettartamú. Találni kellett a korai univerzumhoz hasonló körülményeket és ott kellett kutakodni. Számos kudarc és erőfeszítés után a molekulát végül 2019 áprilisában a Sofia nevű, repülőgépre szerelt teleszkóppal egy 3000 fényévnyire fekvő csillagközi ködben sikerült detektálni.

A következő 400 000 évben a hőmérséklet tovább csökkent, és ahogy elérte a kT = 13,6 eV értéket (azaz T = 1,58·105 kelvint) – ez éppen a hidrogénatom ionizációs energiája – az elektronok és protonok „kondenzációjával” megjelentek a semleges hidrogénatomok. Az eseménynek a jelenben megfigyelhető nyoma és következménye a Világegyetemet ma is betöltő ún. kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás, mely a szabad elektronok és protonok semleges atomokká alakulása során felszabaduló energiából származik, és amely a legrégebbi, legtávolabbról jövő jel, amelyet valaha is észleltek. A teljes Univerzum mérete ebben az időben a mainak nagyjából az ezredrésze lehetett. Az Univerzum tágulása miatti vöröseltolódás természetesen az akkori sugárzás frekvenciáját alaposan lecsökkentette, így a ma mérhető kozmikus háttérsugárzás mindössze T = 2,725 K.

A hélium felé vezető elemi magreakció, vagy, ahogy a fizikusok mondják, nukleoszintézis első lépése egy neutron és egy proton egyesülése, fúziója. A szabad neutronok és protonok T≈ 8,1·108 K (70 eV) hőmérsékleten deuteronná (a deutérium atommagjává) egyesülnek, miközben a fölös energia gamma-sugarak formájában szabadul fel:

n + p = 2D + γ.

A deuteron egy újabb neutronnal vagy protonnal tricium (3H) vagy 3He atommaggá alakul:

2D + n = 3H + γ, vagy

2D + p = 3He + γ.

Végül T ≈ 5,8·108 K-en a 4He az alábbi reakciókban jöhet létre:

2D + 2D = 4He + γ,

3He + n = 4He + γ, és

3H + p = 4He + γ.

A hidrogén és a hélium tehát az Ősrobbanás során és következtében született, de amíg hidrogén csakis akkor keletkezhetett, hélium mind a mai napig létrejön a csillagok tüzes kohóiban. A viszonyokat és arányokat azonban jól érzékelteti, hogy a világegyetemben található összes hélium nagy többsége az Ősrobbanás idejéből való, és mindössze néhány százaléka jöhetett létre a csillagok égése során. Héliumnál nehezebb elemek viszont az Ősrobbanás idején csak elenyésző mennyiségben keletkezhettek, például a

3He + 4He = 7Be + γ , illetve a

7Be + n = 7Li + 1H

reakciókban.

A mai Univerzum 73 % hidrogént, 25 % héliumot és csupán 2 % egyéb elemet tartalmaz. Ez az első pillanatban talán kicsit meghökkentő, hiszen a földi viszonyok egész mást sugallnak: a földkéregben a leggyakoribb elem az oxigén, melyet a szilícium, az alumínium, majd a vas követ (ld. 3.1. táblázat), a hidrogén pedig csupán a tizedik a sorban. Ennek oka elsősorban a Föld keletkezésének és fejlődésének a körülményeiben keresendő. Egyrészt Földünk egy kb. 4,5 milliárd éve lezajlott szupernóvarobbanás során kilökődött anyagból épült fel – ezt tükrözi a Föld elemösszetétele –, másrészt, még olvadék állapotában a nehezebb elemek legnagyobb része a Föld magjába süllyedt. Emiatt a földkéreg nehézfém tartalma jóval kisebb, mint a Föld egészének nehézfém tartalma.

Az Ősrobbanást követő néhány milliárd év alatt a gravitáció hatására a kezdeti hideg, atomos hidrogén és hélium felhői kezdtek összeállni. Ahogy a sűrűség nőtt, az anyag ismét felforrósodott, majd elérve a néhány millió K hőmérsékletet, a felizzó csillagokban beindult a termonukleáris fúzió. Számos elem születik és „ég el” a csillagok életének különböző fázisaiban. Mivel a csillagok magja mindig sokkal forróbb, mint a külső rétegek, a magban fogy el először a hidrogén. Ilyenkor a mag a gravitáció következtében összeroskad, ezáltal a hőmérséklet 108 K-re emelkedik, ahol megindulhatnak a felhalmozódott hélium fúziós reakciói:

4He + 4He = 8Be,

8Be + 4He = 12C + γ,

12C+ 4He = 16O + γ.

A csillagban a középponttól kifelé haladva, az egyes rétegekben egyre könnyebb elemek gyűlnek fel. Természetesen ez azt is jelenti, hogy az egyes rétegekben más és más magfolyamatok dominálnak. A legkülső „héjban” még hidrogén alakul héliummá (hidrogén égés), az alatta levőben már a hélium alakul szénné és oxigénné (hélium égés). És ha a csillag kellően nagyméretű, akkor az ezek alatti további héjakon további reakciók játszódnak le, így a szén és oxigén neonná, magnéziummá és szilíciummá alakul:

12C+ 12C = 20Ne + 4He,

20Ne + 4He = 24Mg + γ,

16O + 16O = 28Si + 4He.

Végül legbelül a szilícium égése során vas halmozódik. Ez már nem éghet tovább, mivel fajlagos kötési energiája az elemek közül a legnagyobb (ld. 6.20. ábra), tehát további fúziós reakcióban energia már nem szabadulhat föl.

Amint láttuk, az Ősrobbanás során elenyésző mennyiségben ugyan, de keletkezhetett 7Be is, mely mindössze 53 napos felezési idővel stabilis 7Li-é alakult. Lítium keletkezhet kozmikus sugárzás hatására is. Ez nagyenergiájú részecskesugárzás, mely különböző asztrofizikai forrásokból, pulzárokból, fehér törpékből, fekete lyukakból és egyebekből ered, és nehezebb atomokkal ütközve azokat darabjaira robbantva lítiumot, berilliumot és bórt hozhat létre. Úgy tűnik azonban, hogy a lítium túlnyomó többsége nem így keletkezik, hanem csillagok kataklizmájának az eredménye. Amikor egy Nap-méretű csillag haldoklik, nagyon sűrű objektummá, ún. fehér törpévé alakulhat, melynek magja nagyrészt szén és oxigén atommagokból áll. Ha ennek a közelében egy másik, „normális” csillag, vagy egy vörös óriás található, akkor kettős csillagról beszélünk. Ilyenkor a fehér törpe kezdi elszipkázni a szomszédja anyagát. És ha elég anyag gyűlt össze, a megnövekedett nyomás és hőmérséklet újabb fúziós reakciókat indít be, melynek nyomán a csillag hirtelen kifényesedik. Ezt nevezik nóvának. A fizikusok mai álláspontja szerint a lítium túlnyomó többsége fehér törpék jellegzetes nóva reakcióiból ered.

Amíg egy nóva néhány tíz napos felfénylése után évekig, vagy évtizedekig lassan halványul, majd a ciklust időközönként megismétli, a szupernóva egy, a Napnál nagyobb tömegű csillag halála, végső nagy robbanása, melynek során a csillag fényessége néha hónapokig egy átlagos galaxiséval vetekszik, miközben anyagának tekintélyes része kidobódik a környező térbe. A robbanás méreteire jellemző, hogy ilyenkor igen rövid idő alatt nagyobb energiát bocsát ki, mint amekkorát a Nap teljes életciklusa során termel.

Ha a kettős csillagrendszerben az anyagáramlás a fehér törpe irányába kellően nagy, akkor annak égése képes felhevíteni a fehér törpe szén-oxigén magját is olyannyira, hogy megindulhat a szén égése is. Ilyenkor ún. Ia típusú szupernóva (SN Ia) alakul ki. A folyamat végeredménye óriási robbanás, mely a fehér törpe teljes megsemmisüléséhez vezet. Eközben 0,6-0,8 naptömegnyi anyagot lövell ki a környező térbe, mely számos elemet tartalmaz. A Naprendszerben található Ti, V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni, Si, S, Ca mind-mind egy valamikori SN Ia típusú szupernóva robbanása során jött létre.

Ha viszont egy csillag legalább 8-szor nagyobb a Napnál, akkor élettartamának a végén II. típusú szupernóvává válik. Az ilyen nagy és nehéz csillag magjában életének utolsó szakaszában már csak vas és néhány egyéb stabilis atommag van, amely további fúziós reakciókra képtelen. Ezért a csillag belső magja nem is tud ellenállni a gravitációs nyomásnak, vagyis hirtelen és igen gyorsan összenyomódik, ezáltal természetesen fel is melegszik: sűrűsége 1012 kg/m3-re, hőmérséklete 1011 K-re nő! Csakhogy ez a hőmérséklet már túl sok a vas és egyéb atommagoknak, melyek azonnal szét is esnek protonokra és neutronokra. A protonok az ott kóborló elektronokkal ugyancsak neutronokat képeznek, majd az egész, immár neutronokból álló golyóbis hirtelen összeugrik, és elérvén egy maximális sűrűséget óriási rugó gyanánt visszalökődik. A keletkező lökéshullám hihetetlen energiája szétveti a csillag külső részét. Ami marad, az a belső mag, melyből neutroncsillag, vagy ha a tömege elegendően nagy, fekete lyuk lesz. Így működik a II. típusú szupernóva.

10.39. ábra. Az elemek keletkezése

Az elemek tekintélyes része fúziós reakciókban szupernova-robbanások során születik. Ezekhez a folyamatokhoz igen nagy energiára van szükség, mely csak az ilyen robbanások során áll rendelkezésre. A legnehezebb elemek, melyek ily módon létrejöhetnek, ismét csak a vas környékén találhatók. Ennél nagyobb, nehezebb magok fúzióval már nem érhetők el.

Elérhetők azonban a csillagok halála során felszabaduló neutronok befogásával. Ha az így keletkező mag stabilis, újabb neutront foghat be, ha nem, akkor β-bomlással elbomlik. Ha a neutronok sűrűsége nem túl nagy (~108 cm-3) – például a vörös óriásokban, – akkor a neutronbefogás után van idő a következő gyors β-bomlásra – még az újabb neutronbefogás előtt. Az ilyet s-folyamatnak (s = slow) nevezik. A neutronbefogás a rendszámot nem, csak a tömegszámot változtatja, a β-bomlás természetesen a tömegszámot nem bántja, de a rendszámot eggyel növeli. Az s-folyamatnak azonban a 209Bi-nál vége szakad. (A bizmut a legnehezebb stabilis elem.) Ez ugyanis további neutron felvételével, majd az azt követő β-bomlással radioaktív 210Po-á alakul, mely pedig α-részecske kibocsátásával 206Pb-vé bomlik. A 206Pb további neutronok felvételével megint csak 209Bi-tá válik, és innentől a ciklus simán csak ismétlődik.

Ha viszont a neutronsűrűség nagy (~1020 cm-3) – erre példák a szupernóvák, – akkor a β-bomlást megelőzheti a többszörös neutronbefogás (r-folyamat, r = rapid). Ilyenkor természetesen a bizmutnál könnyebb és nehezebb elemek is elérhetők. Az így keletkező magok nagyrésze radioaktív, vagyis tovább alakul ugyancsak radioaktív – avagy éppen stabilis elemekké. Így jöhetett létre az Sn, Te, Sr, Zr, Hg és számos egyéb elem (10.39. ábra).

És a még nagyobb rendszámú elemek? Az óriási energiaszükséglet miatt ehhez ismét más kozmikus folyamatok szükségesek. Ekkora energia már csak neutroncsillagok, illetve fekete lyukak ütközése és összeolvadása során szabadulhat fel. Ne higgyük, hogy ez oly ritka jelenség: 2020 januárjában két ilyen eseményt is megfigyeltek! Csak a tejútrendszerben az idők folyamán sokezer hasonló ütközés történhetett, melyek bődületes anyagmennyiséget szabadítottak föl. Ilyenkor a hatalmas neutronsűrűség miatt gyorsan egymás után számos neutronbefogás történik, mindenféle izotópokat létrehozva, majd később β-bomlással stabilizálva azokat. A végeredmény aztán rengeteg nehéz elem, például I, Xe, Bi, U, Th, Pu, de így jött létre az Ag, Au és Pt is.

Promécium

A 61-es rendszámú elem létezését már 1902-ben megjósolták, a nyomára viszont csak 1938-ban jutottak, miután egy molibdén fóliát ciklotronban hónapokon át deutériummal bombáztak. Minden kétséget kizáróan azonosítani pedig csak a világháború után, az újonnan kifejlesztett ioncserés kromatográfia segítségével tudták.

Az elemnek mind a 38 ismert izotópja radioaktív, a leghosszabb élettartamú a

m, melynek felezési ideje 17,7 év, ami épp elég hosszú ahhoz, hogy fizikai és kémiai sajátságait kényelmesen vizsgálni lehessen, de sokkal rövidebb annál, hogy a földkéregben, vagy akár a Naprendszerben a nyomát leljük. (Földünkön az urán természetes bomlása során létrejöhet ugyan, de egy időben legfeljebb kb. 500 g létezhet belőle.) Néhány távoli csillagban azonban felfedezték a jelenlétét.

A 147-es izotópot kis mennyiségben atomreaktorokban állítják elő és mivel bomlása során csupán lágy β-sugarakat bocsát ki, lumineszkáló festékek előállítására, illetve „atomelemként” azaz nagyon stabilis, hosszú élettartamú energiaforrásként, alkalmazzák.

A periódusos rendszer legalsó részeiben található elemek mesterségesek. A természetben ezek nagyobb mennyiségben nem fordulhatnak elő, előállításuk gyorsítókban különböző elemek ütköztetésével lehetséges.

10.40. ábra. Az elemek relatív gyakorisága az Univerzumban a hidrogénhez viszonyítva

Az elemek relatív gyakorisága a Világegyetemben a rendszám növekedésével nagyjából exponenciálisan csökken (10.40. ábra). Látható, hogy a hidrogén és hélium gyakorisága kimagasló. Utánuk következnek sorrendben az oxigén, a szén, a neon, a nitrogén, a magnézium, a szilícium, a vas és a kén. A páros rendszámú elemek gyakorisága mindig nagyobb, mint a szomszédos páratlan rendszámúaké, ugyanakkor van néhány elem, mely picit kilóg a sorból. A hélium után következő három elem, a Li, Be és B gyakorisága roppant kicsi, másoké meg szomszédaihoz képest nagy, például a vasé, nikkelé, platináé, vagy az ólomé. A 10.40. ábrán a függvényen két szakadás is található, melyek a 43-as technécium (ld. a 2. fejezet 68. példáját) és a 61-es promécium (ld. a margót) helyét illusztrálják. Ezeknek az elemeknek nincs stabilis izotópjuk, és izotópjaik felezési ideje nagyon rövid. Ezért gyakoriságuk elenyésző.

Olvasnivaló: T. Rauscher , A. Patkós : Origin of the Chemical Elements. Handbook of Nuclear Chemistry, 611. oldal, Springer, Boston, 2011, Kiss Miklós: A vasnál nehezebb elemek keletkezése, Fizikai Szemle, 2011, 78. oldal, és

The mystery of heavy elements in galactic cosmic rays, The Astrophysical Journal Letters 915. kötet, 2021 July 1.

Tartalomjegyzék

Kiadó: Akadémiai Kiadó

Online megjelenés éve: 2026

Nyomtatott megjelenés éve: 2026

ISBN: 978 963 664 114 6

Kémia

A kémiának számos ága létezik (szerves, szervetlen, fizikai, analitikai, bio- és polimer-kémia stb.), de általános kémia nevű diszciplínát nem ismerünk. Mégis: a General Chemistry, Allgemeine Chemie, Общая химия kifejezések jól ismertek az egész világon. A világ minden részén százszámra találhatók ilyen címmel könyvek, és aligha van olyan egyetemi kémia fakultás, ahol ez a tantárgy ismeretlen. Az általános kémia kurzusok és könyvünk célja az, hogy az olvasó középiskolából hozott kémiai ismereteit olyan szintre segítse, amelyre a fenti szaktárgyak alapozhatnak. Feladata az alapfogalmak definiálása, mintegy a kémiai nyelv alapszókincsének megismertetése, a fontosabb fizikai és kémiai jelenségek és összefüggések megvilágítása.

A könyv több – tipográfiailag is elkülönített – szinten használható. Anyaga a középiskolai kémiától elvezet az egyetemek másod- és harmadéves fizikai kémia tárgyáig. A fontos jelenségek mellé a haladók számára mélyebb magyarázatokat mellékel, melyeket a kezdők nyugodtan átugorhatnak anélkül, hogy ez gátolná a fő gondolat-menet megértését. Az olvasót számos érdekesség, tudománytörténeti kitekintés, rengeteg színes ábra, fénykép és több száz kidolgozott példa is segíti.

Könyvünk elsőrendű célja tehát adott: bevezetés vagy inkább átvezetés a felsőfokú kémiába. A megcélzott olvasókör is adott: érdeklődő középiskolásoknak éppúgy szól, mint első- és másodéves, kémiát tanuló egyetemi hallgatóknak. Emellett ajánlható a középiskolák kémiatanárainak is: számos, a középiskolákban is könnyen használható anyagot tartalmaz – másként, mint ahogyan a középiskolákban általában tanítani szokás. Végül, de nem utolsósorban ajánljuk a könyvet mindazoknak, akik bármikor, bármilyen szinten belekóstoltak vagy belemerültek a kémia izgalmas világába.

Hivatkozás: https://mersz.hu/altalanos-kemia-uj//

BibTeX EndNote Mendeley Zotero