Magiczna chemia. Zagadnienia z chemii nie tylko dla olimpijczyków

Zdzis³aw G³owacki

Magiczna chemia Zagadnienia z chemii nie tylko dla olimpijczyków — gimnazjalistów i licealistów

Redakcja techniczna:

Robert Ciechanowski Projekt ok³adki:

Miros³aw G³odkowski, Zdzis³aw G³owacki Korekta merytoryczna

Aleksander Kazubski Korekta

Iwona Cieœlak, Ma³gorzata Szmidt Rysunek na ok³adce:

Aleksandra G³owacka Ilustracje:

Katarzyna Danielewska

© Copyright by Oficyna Wydawnicza „Tutor” Wydanie I. Toruñ 2012 r.

Oficyna Wydawnicza „Tutor” ul. Warszawska 14/2 87-100 Toruñ tel./fax (56) 65-999-66 e-mail: tutor@tutor.torun.pl Ksiêgarnia Internetowa: www.tutor.edu.pl, www.szkolna.pl

ISBN 978-83-89563-52-1

Spis treœci

5

Wstêp Dzieci gwiazd

1

15

2

21

3

34

Chemiczne Noble W gronie laureatów Wielcy pominiêci

35 67

Rozdzia³ Izomery — chemiczne anagramy

4

Izomery — chemiczne anagramy Izomeria geometryczna — cis/trans czy Z/E? Analiza konformacyjna cz¹steczek

72 78 82

Rozdzia³ W krainie chiralnych moleku³

5

Jak zmierzyæ skrêcalnoœæ optyczn¹ substancji?

Zasada pomiaru polarymetrycznego Substancje aktywne optycznie Biomolekularna homochiralnoϾ Talidomidowe dzieci

94 95 96 98 101

Rozdzia³ Elementy stereochemii

6

Jakub Henryk van’t Hoff — kszta³ty cz¹steczek Pechowe ¿ycie Archibalda Coupera Tetraedryczne modele cz¹steczek Emil Fischer — losowa konfiguracja absolutna System D/L (Fischera) System R/S (Cahna–Ingolda–Preloga) Cukry i witaminy. Wzory taflowe Hawortha

107 108 108 112 116 117 121

Rozdzia³ Magiczna chemia

Rozdzia³ Chemia i historia

Rozdzia³

72

86

107

Rozdzia³

146

Kwasy i zasady, sole i bufory

7

Teorie kwasów i zasad Iloczyn rozpuszczalnoœci (Ir) Roztwory buforowe Superkwasy

146 163 165 179

Rozdzia³ Wêglowodory aromatyczne

8

Struktura benzenu, charakter aromatyczny i teoria rezonansu Nietypowe zachowanie benzenu w reakcjach chemicznych Energetyczne schody — trwa³oœæ pierœcienia benzenowego Wêglowodory aromatyczne i antyaromatyczne Pochodne benzenu Efekty kieruj¹ce nowo wprowadzane podstawniki Zwi¹zki aromatyczne dooko³a nas

184 187 189 190 193 197 201

Rozdzia³

9

204

2

210

5

218

6

222

7

229

Kwasy i zasady, sole i bufory Roztwory buforowe Rozpuszczanie, dysocjacja, hydratacja i hydroliza

237 238

Podpowiedzi

8

Anegdoty o uczonych

Podpowiedzi Chemia i historia

Podpowiedzi W krainie chiralnych moleku³

Podpowiedzi Elementy stereochemii

Podpowiedzi

Wêglowodory aromatyczne

Bibliografia czyli ksi¹¿ki, które warto przeczytaæ

www.szkolna.pl

183

245 250

Wstêp Dzieci gwiazd

Magiczna chemia to ksi¹¿ka o chemii i o chemikach. Napisana zosta³a z myœl¹ o uczniach szczególnie zainteresowanych tym przedmiotem — o tych, którzy bior¹ udzia³ w konkursach i olimpiadach przedmiotowych. Jest adresowana tak¿e do nauczycieli chemii oraz do osób zamierzaj¹cych studiowaæ lub studiuj¹cych na kierunkach chemicznych, przyrodniczych lub medycznych. Przedstawione w tej ksi¹¿ce zagadnienia i zadania wykraczaj¹ poza typowy szkolny program nauczania chemii, ale nie s¹ to tematy trudne do ogarniêcia. Z pewnoœci¹ prawie ka¿dy gimnazjalista bêdzie w stanie zrozumieæ nowe dla niego zagadnienia oraz rozwi¹zaæ zadania.

Ksi¹¿ka, obok treœci popularnonaukowych, zawiera bogactwo ciekawostek z historii chemii i z ¿ycia chemików — na pewno uatrakcyjni¹ one jej lekturê.

Ksi¹¿ka Magiczna chemia — tak jak ka¿dy inny przedmiot — zbudowana jest tylko z trzech cz¹stek elementarnych: protonów, neutronów i elektronów. Protony i neutrony — powi¹zane si³ami j¹drowymi — tworz¹ j¹dra atomów ró¿nych pierwiastków.

Atom ka¿dego pierwiastka sk³ada siê z jednego niewielkiego j¹dra i elektronów rozmieszczonych wokó³ niego. Ksi¹¿ka zbudowana jest g³ównie z atomów wêgla, wodoru i tlenu, które tworz¹ cz¹steczki celulozy — g³ówny sk³adnik papieru. Atomy pierwiastków s¹ najwa¿niejszymi cegie³kami, z których zbudowane jest nasze otoczenie.

Klejem, czyli si³ami ³¹cz¹cymi je w wiêksze struktury, s¹ wi¹zania chemiczne nale¿¹ce do grupy oddzia³ywañ elektromagnetycznych.

Chemia to bardzo szeroka dyscyplina naukowa. Przedmiotem badañ chemików s¹ nie tylko wszystkie wytworzone przez naturê otaczaj¹ce nas substancje, ale tak¿e tysi¹ce nowych zwi¹zków chemicznych, otrzymywanych w laboratoriach. Metody stosowane przez chemików pozwalaj¹ na modyfikacje wi¹zañ chemicznych. W trakcie przemian chemicznych zmienia siê uporz¹dkowanie atomów i rozk³ad gêstoœci elektronowej — zmiany te dotycz¹ najczêœciej walencyjnych (zewnêtrznych) pow³ok elektronowych w atomach. J¹dro atomu jest dla chemika monolitem nie do ruszenia, nie mo¿e on zmieniæ ani sk³adu, ani ³adunku j¹dra atomowego! Zmiana www.szkolna.pl

6

Magiczna chemia. Zagadnienia z chemii nie tylko dla olimpijczyków

energii w procesach chemicznych jest niewielka w porównaniu z olbrzymi¹ energi¹ si³ j¹drowych spajaj¹cych j¹dra atomów, dlatego w trakcie reakcji chemicznych nie mo¿na zmieniæ atomu jednego pierwiastka w inny.

W naszym otoczeniu znajduje siê zawsze kilkadziesi¹t pierwiastków, bez których nie mo¿emy siê obejœæ. Patrz¹c na tê ró¿norodnoœæ pierwiastków na Ziemi, mo¿na odnieœæ wra¿enie, ¿e wystêpuj¹ one powszechnie we Wszechœwiecie. Tymczasem Wszechœwiat zbudowany jest w 75% z wodoru i 25% z helu — pozosta³e pierwiastki to niewiele znacz¹cy drobiazg.

Gdzie i kiedy powsta³y pierwiastki chemiczne? Jak to siê sta³o, ¿e Ziemia stanowi odmienn¹ wyspê w niezmierzonej przestrzeni Wszechœwiata? Jak powsta³o ¿ycie? Ludzie od zarania szukali odpowiedzi na wiele fundamentalnych pytañ. Jaki by³ nasz pocz¹tek i jaki bêdzie nasz koniec? Czy Wszechœwiat i ¿ycie powsta³y w akcie boskiego stworzenia, czy na drodze ewolucji? Czy jesteœmy we Wszechœwiecie jedynymi rozumnymi istotami? Czy Wszechœwiat, który obecnie penetrujemy, jest jedyny?

Czego ju¿ siê dowiedzieliœmy o naszym Wszechœwiecie?

Z du¿¹ pewnoœci¹ mo¿emy stwierdziæ, ¿e na pocz¹tku by³o wielkie bum (ang. big bang) okreœlane w jêzyku polskim jako Wielki Wybuch. Oko³o 14 miliardów lat temu z pewnego „najbardziej tajemniczego punktu” zacz¹³ siê wy³aniaæ Wszechœwiat — w postaci materii (w formie energii, masy i oddzia³ywañ), przestrzeni i czasu. Ekspansja ta trwa do dzisiaj. Patrz¹c na nasze otoczenie, trudno przyj¹æ do wiadomoœci fakt, i¿ Ziemia pêdzi przez Wszechœwiat z niewyobra¿aln¹ prêdkoœci¹, popychana energi¹ wytworzon¹ 14 miliardów lat temu.

Albert Einstein, mieszkaniec twardej i stabilnej Ziemi, pracuj¹c nad ogóln¹ teori¹ wzglêdnoœci w latach 1907–15, jako pierwszy doszed³ do wniosku, ¿e Wszechœwiat w którym ¿yje, nie mo¿e byæ statyczny. Z jego teorii i obliczeñ wynika³o, ¿e albo siê rozszerza, albo siê kurczy. To mu siê nie podoba³o, poprawi³ wiêc teoriê i wprowadzi³ do wzorów sta³¹ kosmologiczn¹ — która zatrzyma³a Wszechœwiat w ryzach.

Obowi¹zywa³ wówczas dogmat, ¿e Wszechœwiat jest niezmiennym i nieporuszaj¹cym siê uk³adem galaktyk. Einstein, który zrewolucjonizowa³ ca³¹ wspó³czesn¹ fizykê, tego dogmatu nie œmia³ ruszaæ. Po wielu latach nazwa³ wprowadzenie sta³ej kosmologicznej najwiêksz¹ pomy³k¹ swojego ¿ycia.

Kilka lat póŸniej, w 1922 roku, rosyjski matematyk, fizyk i kosmolog Aleksander Friedmann wyprowadzi³ równania opisuj¹ce ewolucjê Wszechœwiata równie¿ postuluj¹ce jego rozszerzanie siê. Niezale¿nie od niego, w 1927 roku takie wnioski wywww.szkolna.pl

Wstêp — Dzieci gwiazd

7

prowadzi³ tak¿e katolicki belgijski ksi¹dz, kosmolog, pracuj¹cy na uniwersytecie w Louvain, Georges Lemaître. Na tej podstawie wysun¹³ hipotezê o pocz¹tku Wszechœwiata — wybuchaj¹cym pierwotnym atomie. Oczywiœcie nikt, w³¹cznie z Einsteinem, nie uzna³ od razu tej teorii za poprawn¹. Dopiero dwa lata póŸniej, w 1929 roku, Lemaître móg³ staæ siê ojcem chrzestnym teorii Wielkiego Wybuchu, wtedy to wyniki jego prac i postulaty zosta³y potwierdzone przez obserwacje Hubble’a. Wielki i uznany astronom — odkrywca galaktyk i twórca ich klasyfikacji — Edwin Hubble zaobserwowa³, ¿e œwiat³o galaktyk wykazuje przesuniêcie ku czerwieni wprost proporcjonalne do ich odleg³oœci od Ziemi — a to oznacza³o, ¿e wszystkie galaktyki z du¿¹ prêdkoœci¹ oddalaj¹ siê od siebie.

Okreœlenie „teoria wielkiego bum” (ang. big bang theory) zosta³o wymyœlone przez Freda Hoyle’a, który nale¿a³ do g³ównych oponentów tej teorii i w ten sposób lekcewa¿¹co i z³oœliwie nazywa³ j¹ w swoich wyst¹pieniach i publikacjach. Na pocz¹tku lat 50. XX wieku stworzenie œwiata w jednym momencie — opisywane przez teoriê Wielkiego Wybuchu — popar³ papie¿ Pius XII, widz¹c w tym akcie dowód na istnienie Boga. Po przeciwnej stronie stanêli nawiedzeni dogmatycy partyjni w ZSRR — z rozkazu politbiura uczonych zwolenników tej teorii wiêziono, zsy³ano do ³agrów, a niektórych po fikcyjnych procesach rozstrzelano.

Teoriê ewolucji Wszechœwiata rozpoczêtej wielkim bum wzmocni³o odkrycie w latach 60. ubieg³ego wieku mikrofalowego promieniowania t³a. Istnienie promieniowania wype³niaj¹cego jednorodnie ca³y Wszechœwiat i bêd¹cego pozosta³oœci¹ po Wielkim Wybuchu przewidzieli pod koniec lat 40. XX wieku pracuj¹cy wraz z George’em Gamowem jego doktoranci: Ralph Alpher i Robert Herman. Praca ta jednak nie zyska³a rozg³osu i zosta³a zapomniana. Niezale¿nie w latach 60. istnienie promieniowania reliktowego ponownie przewidzieli Amerykanie: Robert Dicke i James Peebles oraz niezale¿nie Rosjanin Jakowlew Zeldowicz.

W 1964 roku amerykañscy astronomowie Arno Allan Penzias1 i Robert Woodrow Wilson, pracuj¹cy w Laboratorium Bella, podczas obserwacji radiowych t³a nieba przypadkowo odkryli istnienie „cieplnego promieniowania”, odpowiadaj¹cego temperaturze równej 3 K — odbieranego przez nich jako ci¹g³y szum. Nie zdawali sobie sprawy, ¿e te przeszkadzaj¹ce im szumy, dochodz¹ce z ka¿dego miejsca we Wszechœwiecie, to promieniowanie poszukiwane przez kosmologów. Podejrzewali, ¿e szumy pojawi³y siê w wyniku zanieczyszczenia anteny bia³ym, brzydko pachn¹cym, 1

Arno Allan Penzias — urodzi³ siê w Monachium w 1933 roku w rodzinie ¿ydowskiej. Jego ojciec mia³ obywatelstwo polskie i w przededniu II wojny œwiatowej rodzinie grozi³a deportacja do Polski. Dziêki pomocy z Ameryki uda³o im siê opuœciæ Niemcy i wyemigrowaæ do USA.

www.szkolna.pl

8

Magiczna chemia. Zagadnienia z chemii nie tylko dla olimpijczyków

dielektrycznym materia³em pozostawianym przez go³êbie goszcz¹ce w antenie. Przypadkowo o ich k³opotach dowiedzieli siê Robert Dicke i James Peebles — po konsultacjach i dodatkowych pomiarach, w 1965 roku, w odrêbnych pracach opublikowali informacje o znalezionym promieniowaniu oraz teoretyczne uzasadnienie jego wystêpowania. Ku ogromnemu zdziwieniu badaczy, tylko nieœwiadomi obserwatorzy-odkrywcy: Penzias i Wilson otrzymali Nagrodê Nobla w dziedzinie fizyki w roku 1978 za odkrycie promieniowania reliktowego.

Nobliœci, oprócz sporej nagrody pieniê¿nej, otrzymuj¹ dyplomy oraz z³ote medale.

Napis na medalu to cytat z Eneidy Wergiliusza, który g³osi: Inventas vitam juvat excoluisse per artes (co znaczy, w niezbyt dos³ownym t³umaczeniu „Uczyñmy ¿ycie lepszym przez naukê i sztukê”). Obraz medalu z podobizn¹ Nobla znajduje siê na ok³adce tej ksi¹¿ki. Jego blaski i cienie wielokrotnie bêd¹ pojawia³y siê na stronach tej ksi¹¿ki. W ostatnim stuleciu, wœród rywalizuj¹cych bezwzglêdnie miêdzy sob¹ naukowców, jest to najbardziej po¿¹dane wyró¿nienie. Rzadko siê zdarza³o2, ¿eby nagroda ta, przyznawana w dziedzinie chemii, fizyki lub medycyny i fizjologii, trafi³a do osób, które na ni¹ nie zas³u¿y³y. Czêsto natomiast zdarza³o siê, ¿e nie otrzyma³y jej osoby, które swoimi dokonaniami przeros³y innych laureatów. Bêdzie o nich mowa dalej.

Sk¹d na Ziemi wziê³o siê z³oto, które s³u¿y miêdzy innymi do wyrobu medali noblowskich? Z³oto jest pierwiastkiem — ciê¿kim, b³yszcz¹cym, nieulegaj¹cym korozji metalem, który od wieków rozpala³ ludzkie emocje i wzbudza³ po¿¹danie. O tym, ¿e mo¿e to prowadziæ do nieszczêœcia, przekona³ siê ju¿ w staro¿ytnoœci mityczny Midas. Spe³ni³o siê jego ¿yczenie — wszystko, czego dotkn¹³, stawa³o siê z³otem, tak¿e jedzenie. Alchemicy, prekursorzy chemików, od wieków poszukiwali kamienia filozoficznego, za pomoc¹ którego mogliby przemieniaæ ró¿ne substancje w z³oto.

Proces powstawania pierwiastków okreœla siê mianem nukleosyntezy. Ka¿dy pierwiastek charakteryzuje liczba atomowa, czyli liczba protonów w j¹drze. ¯eby otrzymaæ kolejny pierwiastek, nale¿y z olbrzymi¹ si³¹ wt³oczyæ do j¹dra kolejny proton — nie jest to ³atwe zadanie, bo protony s¹ na³adowane dodatnio i siê odpychaj¹. Dopiero kiedy protony s¹ bardzo blisko siebie, w j¹drze zaczynaj¹ dzia³aæ miêdzy nimi si³y 2

Tak by³o w przypadku portugalskiego psychiatry i neurochirurga Egasa Moniza, laureata Nagrody Nobla w 1949 roku za odkrycie i stosowanie jednej z najbardziej brutalnych technik w chirurgii mózgu — leukotomii, zwanej te¿ lobotomi¹ przedczo³ow¹. Ci, którzy ogl¹dali film „Lot nad kuku³czym gniazdem”, z pewnoœci¹ pamiêtaj¹, jak podobny zabieg „wyleczy³” g³ównego bohatera.

www.szkolna.pl

Wstêp — Dzieci gwiazd

9

j¹drowe spajaj¹ce j¹dro. £atwiejszym procesem jest wprowadzenie do j¹dra nadmiaru obojêtnych neutronów, z których czêœæ mo¿e rozpaœæ siê na protony — zwiêkszaj¹c tym sposobem liczbê atomow¹.

Warunki, jakie istnia³y we Wszechœwiecie w 3.–4. minucie po Wielkim Wybuchu umo¿liwia³y syntezê jedynie najl¿ejszych pierwiastków. Mog³y wtedy zachodziæ jedynie reakcje pomiêdzy cz¹stkami o niezbyt du¿ym ³adunku elektrycznym. Po zwi¹zaniu wszystkich neutronów materia we Wszechœwiecie sk³ada³a siê w 76% z j¹der wodoru oraz w 24% z izotopu helu o liczbie masowej 4. Powsta³y tak¿e j¹dra deuteru 2H, helu 3He, litu 6Li, 7Li oraz w bardzo niewielkich iloœciach berylu i boru.

Powstanie pierwiastków, których j¹dra atomowe zawieraj¹ mniej ni¿ 26 protonów, zwi¹zane jest z narodzinami i rozwojem gwiazd. W 100 000 lat po Wielkim Wybuchu Wszechœwiat wype³niony by³ gazem, sk³adaj¹cym siê przede wszystkim z atomów wodoru stanowi¹cych ponad 75% materii oraz w pozosta³ej czêœci g³ównie z atomów helu. W wyniku termicznego ruchu atomów powstawa³y niejednorodnoœci materii o charakterze przypadkowym. W zagêszczeniach w wyniku grawitacyjnego przyci¹gania tworzy³y siê coraz wiêksze skupiska materii. Prowadzi³o to ostatecznie do powstania gwiazd. 10 miliardów lat po Wielkim Wybuchu istnia³a ju¿ znacz¹ca liczba gwiazd. Do dzisiaj powstaj¹ nowe gwiazdy z materii miêdzygwiezdnej.

We wnêtrzu gwiazdy materia znajduje siê pod olbrzymim ciœnieniem. Temperatura osi¹ga tak¹ wartoœæ, ¿e gwiazda siê zapala — j¹dra wodoru zaczynaj¹ ³¹czyæ siê ze sob¹. Zachodz¹ reakcje j¹drowe. Wyzwala siê olbrzymia energia, któr¹ obserwujemy jako œwiecenie gwiazdy. W wyniku spalania zmniejsza siê gêstoœæ wodoru w centrum gwiazdy, maleje liczba zachodz¹cych reakcji, jednoczeœnie zmienia siê sk³ad materii we wnêtrzu gwiazdy. Wzrasta znacz¹co udzia³ ciê¿szych j¹der helu, dlatego w wyniku si³ grawitacji materia gwiazdy ulega ponownemu sprê¿eniu. We wnêtrzu podnosi siê gêstoœæ i temperatura. Je¿eli masa gwiazdy jest dostatecznie du¿a, to temperatura osi¹gnie dostatecznie du¿¹ wartoœæ do zainicjowania syntez wiêkszych j¹der. Mówimy, ¿e gwiazda przechodzi do nowej fazy, fazy helowej. W fazie tej powstaj¹ j¹dra ciê¿sze ni¿ w czasie etapu wodorowego, w tym j¹dra wêgla. Sytuacja zaczyna siê powtarzaæ — powstaj¹ ciê¿sze j¹dra, wzrasta gêstoœæ i temperatura w j¹drze gwiazdy, co umo¿liwia syntezê jeszcze ciê¿szych j¹der. Nastêpuje kolejna faza.

Gwiazda przechodzi do epoki wêglowej. Potem mówimy o epoce neonowej. Nastêpny etap to epoka tlenowa z reakcjami prowadz¹cymi do procesu, w wyniku którego powstaj¹ j¹dra krzemu. Reakcje syntezy j¹drowej wewn¹trz gwiazdy w poszczególnych etapach staj¹ siê coraz szybsze. Ostatnim etapem jest epoka krzemowa prowadz¹ca do powstania trwa³ych j¹der ¿elaza. Wytworzone dotychczas nowe j¹dra s¹ www.szkolna.pl

10

Magiczna chemia. Zagadnienia z chemii nie tylko dla olimpijczyków

bardzo stabilne — wszystkie reakcje by³y egzoenergetyczne. Wyzwalaj¹cy siê nadmiar energii nie pozwala³ na zatrzymanie siê procesów syntezy. Dalszych etapów w tym procesie ju¿ nie ma, gdy¿ reakcje syntezy j¹drowej wiêkszych j¹der od j¹dra ¿elaza wymagaj¹ dostarczenia olbrzymich energii. W rezultacie j¹dra o liczbie atomowej wy¿szej od 26, a tak¹ ma ¿elazo, s¹ ju¿ mniej trwa³e.

Do rozwi¹zania problemu nukleosyntezy najwiêkszy wk³ad wniós³ Fred Hoyle. Kluczowym etapem w ³añcuchu syntez j¹drowych jest otrzymanie j¹der wêgla o liczbie masowej 12. Mog³yby one powstawaæ w wyniku jednoczesnego zderzenia i po³¹czenia trzech j¹der helu, ale taki przypadek jest ma³o prawdopodobny (œcie¿ka 1.). Bardziej prawdopodobny jest cykl, w trakcie którego najpierw powstaje j¹dro berylu, które w kolejnym kroku ³¹czy siê z j¹drem helu (œcie¿ka 2.). Wad¹ tego rozwi¹zania by³ krótki czas ¿ycia j¹der berylu w porównaniu z d³ugim czasem przemiany po³¹czonego j¹dra berylu z j¹drem helu w j¹dro wêgla. D³ugi czas przemiany wynika z potrzeby uwolnienia nadmiaru energii z nowego j¹dra. Hoyle obliczy³, ¿e rozwi¹zaniem tego problemu by³oby wystêpowanie j¹der wêgla w stabilnym wzbudzonym stanie o energii wy¿szej o 7,65 MeV od stanu podstawowego. Ale taki stan nie zosta³ jeszcze przez fizyków j¹drowych odkryty!

++ ++ ++

+ + ++ + +

BUMM...

3 42 He

12 6C

Œcie¿ka 1.

++ BUMM...

++ + +

++ 2 42 He

8 4 Be

++

4 2 He

BUMM...

+ + ++ + +

+ 84 Be

12 6C

Œcie¿ka 2.

Schemat 1. Œcie¿ka 1. – ma³o prawdopodobna synteza j¹der wêgla w wyniku jednoczesnej syntezy trzech j¹der helu. Œcie¿ka 2. — dwuetapowa synteza j¹dra wêgla z trzech j¹der helu. W pierwszym etapie z dwóch j¹der helu powstaje j¹dro berylu, które w drugim etapie ³¹czy siê z trzecim j¹drem helu i wówczas powstaje j¹dro wêgla.

www.szkolna.pl

Wstêp — Dzieci gwiazd

11

W 1953 roku Hoyle przebywa³ w Caltech (California Institute of Technology), gdzie pracowa³ jeden z najbardziej znanych doœwiadczalnych fizyków j¹drowych — William Fowler. Hoyle przedstawi³ mu problem. Skoro w naszym otoczeniu jest mnóstwo atomów wêgla, skoro powsta³o ¿ycie oparte na tych atomach, to znaczy, ¿e takie atomy musia³y powstaæ i ¿e stan wzbudzony, który jest niezbêdny do ich syntezy musi istnieæ — a Fowler powinien go znaleŸæ. Fowler nie mia³ czasu i ochoty zajmowaæ siê tym problemem, szybko sp³awi³ natrêtnego dziwaka zajmuj¹cego siê kosmologi¹ — w dodatku zwolennika stanu stacjonarnego Wszechœwiata. Hoyle wróci³, by³ natrêtny, kolejny jego argument by³ intryguj¹cy: je¿eli Fowler znajdzie ten stan wzbudzony, to dokona jednego z najwa¿niejszych odkryæ w historii fizyki j¹drowej; je¿eli nie znajdzie, to straci tylko kilka dni pracy. Fowler da³ siê namówiæ, ustawiono aparaturê do pomiarów. Po dziesiêciu dniach pracy zespó³ Fowlera odkry³ poszukiwany stan wzbudzony. Hipoteza Hoyle’a zosta³a udowodniona. Dalsze lata wspó³pracy zaowocowa³y opublikowan¹ w 1957 roku prac¹ „Synteza pierwiastków w gwiazdach”, znan¹ jako B2HF. PrzyjaŸñ i wspó³praca obu naukowców zosta³y gwa³townie przerwane w 1983 roku, kiedy to szwedzki Komitet Noblowski za badanie i wyjaœnienie procesów nukleosyntezy przyzna³ Nagrodê Nobla tylko amerykañskiemu astrofizykowi Williamowi Fowlerowi ca³kowicie ignoruj¹c wk³ad brytyjskiego uczonego Freda Hoyle’a.

Ciê¿sze pierwiastki o liczbach masowych A wiêkszych od 56 powstaj¹ w procesach wychwytu neutronów. Neutrony s¹ chwytane przez j¹dra atomowe w procesach (n, g). Oznacza to, ¿e j¹dro typu (A, Z) w wyniku procesu wychwytu neutronu (n, g) przechodzi w j¹dro o wiêkszej liczbie neutronów, czyli staje siê j¹drem (A+1, Z), nadmiar energii emitowany jest jako promieniowanie g. Zwiêksza siê liczba neutronów w j¹drze. Zachodz¹ procesy wielokrotnego wychwytu neutronów. W ten sposób powstaj¹ j¹dra ciê¿sze. Je¿eli powsta³e j¹dro oddali siê od œcie¿ki stabilnoœci, gdy¿ sta³o siê j¹drem o nadmiarze neutronów, to wtedy zachodzi rozpad promieniotwórczy b-, z j¹der atomów emitowane s¹ elektrony (e-). Wówczas jeden z neutronów j¹dra zamienia siê w proton — powstaje j¹dro nowego pierwiastka.

W tych procesach otrzymujemy j¹dra o liczbach masowych A dochodz¹cych do 150.

Takie procesy wychwytu nazywamy procesami typu s (powolnymi — slow) z tego powodu, ¿e wychwyty neutronów zachodz¹ rzadko. Pod koniec, trwaj¹cej bardzo A A+1 A+1 Z X + n® Z X® Z+1Y + e Schemat. Pierwiastek X o liczbie atomowej Z przemienia siê w pierwiastek Y o wy¿szej liczbie atomowej (Z+1).

www.szkolna.pl

12

Magiczna chemia. Zagadnienia z chemii nie tylko dla olimpijczyków

krótko, epoki krzemowej gwiazda nie mo¿e ju¿ wytwarzaæ energii. Nastêpuje za³amanie siê gwiazdy — dochodzi do wybuchu supernowej. W wyniku implozji znacz¹ca czêœæ materii wyrzucana jest na zewn¹trz. Sama gwiazda w zale¿noœci od swojej wielkoœci staje siê albo czarn¹ dziur¹ albo gwiazd¹ neutronow¹. W tym czasie powstaje miêdzy innymi olbrzymia liczba neutronów. Wychwyty neutronów przez l¿ejsze j¹dra staj¹ siê bardzo czêste. W wyniku tych gwa³townych nukleosyntez produkowane s¹ najciê¿sze znane nam pierwiastki o liczbach masowych siêgaj¹cych 210. Mówimy w tym przypadku o procesach r (szybkich — rapid) procesach wychwytu neutronów o du¿ych energiach w bardzo krótkich odstêpach czasu. W procesach r powsta³y atomy z³ota!

Prawie wszystkie atomy, z wyj¹tkiem atomów wodoru, z których powsta³a Ziemia, a na niej ¿ycie, narodzi³y siê w j¹drach gwiazd. Jesteœmy dzieæmi gwiazd!

Ziemia powsta³a jako czêœæ tworz¹cego siê Uk³adu S³onecznego, który uformowa³ siê z wielkiej wiruj¹cej chmury gazów, py³u i ska³. Zawarty w mg³awicy wodór i hel pochodzi³y g³ównie z Wielkiego Wybuchu. Ciê¿sze pierwiastki, a¿ do wêgla, powstawa³y w wyniku syntezy termoj¹drowej w gwiazdach, a pierwiastki o wiêkszych liczbach atomowych rodzi³y siê w trakcie wybuchów supernowych.

Oko³o 4,6 miliarda lat temu prawdopodobnie nieodleg³a gwiazda zapad³a siê w supernow¹, wyrzucaj¹c z siebie z du¿¹ prêdkoœci¹ zewnêtrzne fragmenty. Powsta³y w ten sposób strumieñ materii, przechodz¹c przez mg³awicê s³oneczn¹, zainicjowa³ zagêszczanie siê materii, wprawiaj¹c j¹ jednoczeœnie w ruch obrotowy. Wiêkszoœæ masy (ponad 99%) dysku skoncentrowa³a siê w jego centralnej czêœci. Zapadanie grawitacyjne materia³u mg³awicy przekszta³ca³o energiê grawitacyjn¹ ob³oku w energiê ciepln¹. W centrum mg³awicy szybkoœæ przemiany energii grawitacyjnej w ciepln¹ przewy¿sza³a szybkoœæ przenoszenia tej energii na zewn¹trz, co prowadzi³o do znacznego rozgrzania siê centralnej czêœci dysku. Dalsze zapadanie wywo³a³o reakcjê termoj¹drow¹ przemieniaj¹c¹ atomy wodoru w hel. Powstawa³o S³oñce, rodzi³a siê m³oda gwiazda.

Jednoczeœnie z tworzeniem siê S³oñca w wiruj¹cym dysku zachodzi³y procesy tworzenia siê planet. Materia wiruj¹ca z odpowiedni¹ prêdkoœci¹ nie spada³a do centrum. Powstaj¹ce w dysku niejednorodnoœci narasta³y i powiêksza³y siê, ró¿nice w prêdkoœci obrotowej sprawia³y, ¿e zagêszczenia przyjmowa³y najpierw formê pierœcieni. Sukcesywnie dochodzi³o do kolizji ró¿nych obiektów, co prowadzi³o do powiêkszania ich masy. Pod wp³ywem grawitacji trwa³y lokalne procesy dalszego ich zagêszczania. Wa¿n¹ rolê odegra³y w tym gazy, które wyhamowywa³y obiekty i umo¿liwia³y im zlepianie siê. W ten sposób powstawa³y planety. Jedn¹ z nich, oddalon¹ od S³oñca o oko³o 150 milionów kilometrów, by³a Ziemia. www.szkolna.pl

Wstêp — Dzieci gwiazd

13

Pierwsz¹ wa¿n¹ teori¹ naukow¹ opisuj¹c¹ wczesny gor¹cy Wszechœwiat by³a rozprawa doktorska Ralpha Alphera opublikowana w 1948 roku. Wspó³autorem tej pracy mia³ byæ tylko promotor pracy — George Gamow. Dopisa³ on jednak jeszcze, dla ¿artu, jako wspó³autora, Hansa Bethego. W ten sposób powsta³a teoria Alphera–Bethe–Gamowa (zwana równie¿ teori¹ Alfa-Beta-Gamma). Teoria kosmologiczna abg wyjaœnia³a udzia³ cz¹stek elementarnych w tworzeniu siê gor¹cego Wszechœwiata.

Zak³ada³a istnienie — tu¿ po Wielkim Wybuchu — wy³¹cznie neutronów, z których na drodze reakcji termoj¹drowych powsta³y j¹dra wszystkich pierwiastków. W kolejnej pracy Alpher i Robert Herman, jako pierwsi, wysunêli równie¿ hipotezê istnienia promieniowania reliktowego — o czym niestety kosmologowie zapomnieli. Alpher mia³ powody, ¿eby czuæ siê bardzo pokrzywdzonym. By³ autorem teorii Alfa-Beta-Gamma, a zosta³ potraktowany jak ma³o znacz¹cy wspó³pracownik Gamowa i Bethego. Kiedy w latach 60. odkryto promieniowanie reliktowe, nikt o nim nie wspomina³. Szwedzki Komitet pomin¹³ go w 1978 roku, przyznaj¹c Nagrodê Nobla tylko Penziasowi i Wilsonowi, radioastronomom, którzy nieœwiadomi odkrycia, pierwsi us³yszeli „pomruki” Wielkiego Wybuchu.

Drug¹ fundamentaln¹ prac¹ na temat mechanizmów produkcji ciê¿kich pierwiastków jest, wczeœniej ju¿ wymieniona, opublikowana w 1957 r. „Synteza pierwiastków w gwiazdach”3. To rewolucyjne i ci¹gle aktualne ca³oœciowe przedstawienie procesów nukleosyntezy jest znane jako B2HF — od pierwszych liter nazwisk naukowców, którymi s¹: Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler oraz Fred Hoyle.

Medal Catherine Wolfe Bruce (Bruce Medal) Z³oty Medal Catherine Wolfe Bruce jest przyznawany corocznie przez Towarzystwo Astronomiczne Pacyfiku (Astronomical Society of the Pacific) jednej osobie — jako wyró¿nienie za ca³okszta³t pracy naukowej, która wnios³a wybitny wk³ad w rozwój astronomii. Medal przyznawany jest od 1898 r. i uznawany jest za jedn¹ z najbardziej presti¿owych nagród w dziedzinie astronomii. Wszyscy autorzy pracy B2HF zostali wyró¿nieni t¹ nagrod¹: Fred Hoyle w 1970 r., William Fowler w 1979 r., Margaret Burbidge w 1982 r. i Geoffrey Burbidge w 1999 r.

Motorem i koordynatorem badañ prowadz¹cych do odkrycia tajemnic nukleosyntezy by³ sir Fred Hoyle — wybitny brytyjski astronom, kosmolog, matematyk i astrofi3

Burbidge, E.M., Burbidge, G.R., Fowler, W.A., Hoyle, F., 1957, Synthesis of the Elements in Stars, Revs. Mod. Physics, 29, 547

www.szkolna.pl

14

Magiczna chemia. Zagadnienia z chemii nie tylko dla olimpijczyków

zyk teoretyczny, który, ku zdziwieniu ca³ego naukowego œwiata, nigdy za swoje odkrycia nie otrzyma³ Nagrody Nobla. W 1983 roku za badanie i wyjaœnienie procesów nukleosyntezy przyznano Nagrodê Nobla w dziedzinie fizyki tylko amerykañskiemu astrofizykowi Williamowi Fowlerowi — jednemu z czwórki B2HF. Dlaczego Hoyle nie otrzyma³ Nobla? Podobno dlatego, ¿e krytykowa³ werdykty szwedzkiego Komitetu Noblowskiego. W listopadzie 1967 roku doktorantka profesora Anthony’ego Hewisha — Jocelyn Bell, pracuj¹ca w obserwatorium radioastronomicznym w Cambridge, za pomoc¹ skonstruowanego przez siebie (z udzia³em innych doktorantów) radioteleskopu zaobserwowa³a niezwyk³e zjawisko. By³y to regularne impulsy w odstêpach 1,34 sekundy dochodz¹ce z przestrzeni kosmicznej ze Ÿród³a radiosygna³ów oznaczonego symbolem CP 1919. Sygna³y na pierwszy rzut oka sprawia³y wra¿enie sztucznych, dlatego te¿ pierwotnie oznacza³a je dowcipnie skrótem — LGM (Little Green Men — Ma³e Zielone Ludziki). Pocz¹tkowo Hewish uzna³ te sygna³y za wynik interferencji, ale Bell znalaz³a w styczniu 1968 roku kolejne Ÿród³o impulsów (pulsar), a dwa nastêpne — w lutym. Bell pierwsza zasugerowa³a, ¿e efekt ten mo¿e byæ spowodowany bardzo szybk¹ rotacj¹ masywnej gwiazdy, powoduj¹cej w efekcie emisjê promieniowania elektromagnetycznego. Po jakimœ czasie profesor Hewish przeanalizowa³ wyniki ponownie i w efekcie powsta³a prze³omowa publikacja o pulsarach4.

Kilka lat póŸniej, w 1974 roku, Antony’emu Hewishowi i Martinowi Ryle’owi przyznano Nagrodê Nobla w dziedzinie fizyki za pionierskie badania w dziedzinie radioastronomii i odkrycie pulsarów.

Komitet Noblowski ca³kowicie pomin¹³ osobê rzeczywistej odkrywczyni — Jocelyn Bell, co zosta³o zauwa¿one i oprotestowane przez œrodowisko astrofizyków. Sir Fred Hoyle — uwa¿any za jednego z najznamienitszych astronomów naszych czasów, napisa³ list protestacyjny w tej sprawie, który ukaza³ siê w wysokonak³adowym brytyjskim dzienniku „The Times”.

Wiêcej fascynuj¹cych historii z ¿ycia wielkich uczonych i odkrywców znajdziecie w zamieszczonej na koñcu literaturze. Wymienione tam ksi¹¿ki naprawdê warto przeczytaæ.

Powsta³y pierwiastki, Ziemia ostyg³a. Nadszed³ czas, ¿eby pojawili siê chemicy.

4

Hewish, A., Bell, S.J., Pilkington, J.D.H., Scott, P.F., Collins, R.A., 1968, Observation of Rapidly Pulsating Radio Source, Nature, 217, 709

www.szkolna.pl

Rozdzia³ Magiczna chemia

1

Oko³o 4,6 miliarda lat temu wielkie skupisko pierwiastków powsta³ych w procesie nukleosyntezy utworzy³o Uk³ad S³oneczny. Powsta³a grupa planet kr¹¿¹cych dooko³a m³odej gwiazdy. Prawdopodobnie bezpoœredni¹ przyczyn¹ uformowania siê tego uk³adu by³ wybuch pobliskiej supernowej.

Ziemia wyposa¿ona w zestaw blisko stu ró¿norodnych pierwiastków i zasilana energi¹ s³oneczn¹, która dociera do niej w postaci fal elektromagnetycznych, stanowi olbrzymie naturalne laboratorium chemiczne. Do tworzenia nowych moleku³, wytwarzania nowych i rozbijania starych wi¹zañ chemicznych, które maj¹ charakter oddzia³ywañ elektromagnetycznych, wystarcza energia promieniowania s³onecznego. Ziemski magazyn pierwiastków ma sta³y sk³ad, gdy¿ do procesów tworzenia nowych pierwiastków, których j¹dra scalaj¹ niewiarygodnie silne oddzia³ywania nazywane j¹drowymi, wymagane s¹ olbrzymie energie.

Ponad cztery miliardy lat temu rozpocz¹³ siê najbardziej tajemniczy i magiczny proces ewolucji chemicznej. Pojedyncze atomy zaczê³y siê ³¹czyæ w coraz bardziej skomplikowane cz¹steczki. Na ka¿dym etapie tego procesu zwyciê¿a³y moleku³y i struktury trwalsze, czêsto lepiej zorganizowane. Jednym z przejawów takiego doboru jest homochiralnoœæ (jednorêcznoœæ) zwi¹zków naturalnych. Przeczytacie o tym w dalszych rozdzia³ach. U¿ywaj¹c obrazowej analogii, mo¿na powiedzieæ, ¿e w naturze dominuj¹ cz¹steczki jednorêczne i wykorzystywane s¹ klucze, które we wszystkich zamkach obracaj¹ siê w tê sam¹ stronê. Dlaczego? Bo tak jest korzystniej.

Pierwsze organizmy, które uwa¿a siê za ¿ywe, pojawi³y siê na Ziemi 3,8 miliarda lat temu. Najbardziej prawdopodobna hipoteza zak³ada, ¿e ¿ycie na naszej planecie powsta³o samorzutnie. By³ to proces d³ugotrwa³y, z³o¿ony i doskonal¹cy siê metod¹ prób i b³êdów. O ile przedstawione we wstêpie procesy j¹drowe, które doprowadzi³y do powstania ca³ej gamy pierwiastków, mo¿na doœæ dok³adnie przeœledziæ, to pe³ne opisanie wszystkich etapów ewolucji od pojedynczych atomów do ¿ywych organizmów jest i bêdzie zadaniem niewykonalnym. www.szkolna.pl