Elemen Kimia

I. PENDAHULUAN

unsur kimia
lebih dari 100 unsur kimia yang diketahui,
dan setidaknya 90 terjadi secara alami di Bumi.
Sebagian besar unsur padat pada suhu normal dan tekanan,
tetapi beberapa diantaranya cair atau gas.

Elemen kimia adalah substansi yang terdiri hanya dari atom yang semua memiliki nomor atom yang sama. Nomor atom adalah jumlah proton dalam inti atom: elemen nomor atom hidrogen 1 memiliki satu proton dalam nukleus dan jumlah unsur uranium 92 atom memiliki 92 proton. Sembilan puluh empat elemen alam telah terdeteksi di alam semesta. Lebih dari 110 unsur telah diidentifikasi, dengan beberapa dibuat hanya dalam laboratorium sebagai elemen buatan. Dalam kondisi tertentu, satu elemen dapat diubah menjadi unsur lain melalui proses yang menambahkan atau menghapus proton dari inti.

Meskipun jumlah proton dalam inti suatu unsur kimia tertentu selalu sama, jumlah neutron dapat bervariasi, membuat isotop unsur yang yang memiliki massa atom yang berbeda dan sifat fisik. Sifat-sifat kimia suatu unsur terutama ditentukan oleh jumlah elektron di kulit terluar sebuah atom dari elemen. Jumlah elektron sama dengan jumlah proton dalam inti elemen. Unit untuk berat atom dari unsur-unsur yang seperduabelas dari berat atom karbon-12, yang sewenang-wenang ditetapkan pada 12.

Atom dari unsur tunggal dapat bergabung membentuk molekul unsur-dua atom oksigen bergabung untuk membentuk molekul oksigen, delapan atom belerang bergabung untuk membentuk molekul sulfur. Atom unsur yang berbeda dapat bergabung membentuk molekul kimia senyawa-dua atom hidrogen bergabung dengan satu atom oksigen untuk membentuk molekul air. Tidak seperti senyawa kimia, unsur yang tidak dapat dipecah menjadi senyawa yang lebih sederhana oleh panas biasa, cahaya, listrik, atau reaksi kimia. Seperti bentuk-bentuk materi, unsur yang paling dapat eksis sebagai gas, cairan, atau padatan, tergantung pada tekanan dan temperatur.


Para ilmuwan menggunakan satu-dan dua-huruf simbol untuk setiap elemen. Dalam beberapa kasus simbol ini didasarkan pada nama Yunani atau Latin tua untuk unsur-unsur dan tidak sesuai dengan nama umum bahasa Inggris mereka. Misalnya, hidrogen H, tapi emas adalah Au, dari aurum Latin.

  II. ASAL UNSUR

Proses membangun inti dari sebuah elemen dari proton dan neutron disebut nukleosintesis. Proses ini hanya terjadi dalam kondisi ekstrim dari tekanan dan temperatur. Periode pertama dari nukleosintesis terjadi di saat-saat awal alam semesta setelah Big Bang, menciptakan hidrogen dan helium. Ketika bintang-bintang pertama terbentuk, jenis lain dari nukleosintesis dimulai pada inti bintang, hidrogen sekering menjadi helium, dan energi melepaskan. Proses fusi terus menciptakan unsur-unsur karbon (6 proton), nitrogen (7 proton), dan oksigen (8 proton) pada hingga besi (26 proton). Fusi besi tidak melepaskan energi dan bintang-bintang yang mencapai tahap ini mengalami keruntuhan inti, biasanya meledak sebagai supernova. Ketika supernova meledak, kondisi ekstrim dapat membuat elemen lebih berat, hingga uranium.

Proses lainnya juga dapat mengubah jumlah proton dalam inti, mengubah satu unsur menjadi unsur lain. Peluruhan radioaktif dapat mematahkan elemen berat ke unsur yang lebih ringan. Dalam dampak ruang proton energi tinggi yang disebut sinar kosmik dapat mematahkan inti lithium (3 proton), berilium (4 proton), dan boron (5 proton) dari atom karbon, nitrogen dan oksigen.

Hanya sejumlah kecil elemen yang lebih berat dari uranium (92 proton)-neptunium (93 proton) dan plutonium (94 proton)-yang diketahui ada di alam. Semua elemen transuranium lainnya telah dibuat secara artifisial di laboratorium dengan membombardir atom berat dengan neutron atau dengan partikel bermuatan dan inti atom dipercepat hingga energi tinggi.

  III. KELIMPAHAN UNSUR

Kelimpahan relatif dari unsur-unsur di alam semesta mencerminkan bagaimana unsur-unsur terbentuk. The big bang menciptakan proton yang membentuk semua inti hidrogen di alam semesta. Hidrogen menyumbang sekitar 73 persen dari materi biasa di alam semesta massa, helium sekitar 25 persen, dan semua elemen lain kurang dari 2 persen. Dengan jumlah atom, sekitar 90 persen dari atom di alam semesta adalah hidrogen, sekitar 9 persen helium, dan semua akun yang lain elemen untuk kurang dari 1 persen. Proses dalam bintang, dan khususnya ledakan supernova, menentukan kelimpahan unsur-unsur lainnya. Oksigen (8 proton) adalah yang paling melimpah, diikuti oleh karbon (6 proton), nitrogen (7 proton), neon (10 proton), silikon (14 proton), magnesium (12 proton), dan besi (26 proton).

Kelimpahan tertentu elemen yang ditemukan di Bumi mencerminkan proses yang membentuk planet kita dari materi yang menjadi Matahari dan tata surya. Sebagai contoh, bumi tidak cukup besar untuk mempertahankan helium dari bahan asli yang menjadi tata surya. Helium sekarang ditemukan di bumi adalah hasil dari peluruhan radioaktif dari mineral yang melepaskan partikel alpha, yang memiliki 2 proton dan neutron 2, sama dengan inti helium.

  IV. KLASIFIKASI UNSUR

Unsur kimia diklasifikasikan secara luas sebagai logam dan bukan logam. Atom-atom logam yang elektropositif-mereka cenderung untuk mendapatkan elektron-siap dan menggabungkan dengan atom elektronegatif dari nonmetals, yang cenderung kehilangan elektron. Sekelompok elemen disebut metaloid, menengah dalam sifat antara logam dan bukan logam, kadang-kadang dianggap sebagai kelas terpisah.

Bila unsur-unsur disusun dalam urutan nomor atom mereka (sejumlah sebanding dengan muatan positif bersih pada inti atom suatu unsur), unsur-unsur sifat fisik dan kimia yang mirip terjadi pada interval tertentu (lihat Hukum Periodik). Kelompok-kelompok unsur dengan sifat fisik dan kimia yang mirip disebut keluarga. Keluarga utama adalah: logam alkali, logam alkalin tanah, halogen, gas mulia, nonmetals, logam lainnya, unsur transisi, unsur tanah jarang, dan seri aktinida.

Logam alkali adalah serangkaian enam unsur kimia dalam kelompok pada tabel periodik. Mereka menyerah elektron dengan mudah, dan bereaksi dengan air untuk membentuk gas hidrogen dan hidroksida, atau basa kuat. Logam alkali termasuk lithium, natrium, kalium, rubidium, cesium, dan fransium.

Logam alkali tanah adalah serangkaian enam unsur kimia dalam kelompok pada tabel periodik. Mereka kurang reaktif dibandingkan logam alkali, tetapi cukup reaktif tidak dapat ditemukan bebas di alam. Logam alkali tanah termasuk berilium, magnesium, kalsium, strontium, barium, dan radium.

Halogen adalah kelompok lima berkaitan erat kimia aktif unsur-fluor,, klorin bromin, iodin astatin, dan.

Gas mulia, juga disebut gas inert, adalah kelompok dari enam unsur kimia gas dalam kelompok pada tabel periodik. Kebanyakan dari mereka secara kimiawi tidak aktif. Mereka adalah helium, neon, argon, kripton, xenon, dan radon.

Para nonmetals adalah hidrogen elemen, boron, karbon, nitrogen, oksigen, silikon, fosfor, belerang, arsenik, selenium, dan telurium.

Logam lainnya adalah aluminium, antimon, bismut, galium, germanium, indium, timah, polonium, talium, dan timah.

Transisi elemen (juga disebut logam transisi) adalah serangkaian 30 unsur kimia yang berbagi sifat kimia yang mirip. Mereka memiliki nomor atom 21 sampai 30, 39-48, dan 71 sampai 80, dan termasuk titanium, besi, tembaga, seng, emas, dan merkuri.

Bumi seri elemen langka (atau logam tanah jarang) mencakup unsur-unsur dengan nomor atom 57 sampai 71, dan termasuk lantanum, cerium, promethium, samarium, europium, gadolinium, Iterbium, dan lutetium. (Itrium [no atom 39.] Dan skandium [no atom. 21] kadang-kadang dimasukkan dalam kelompok unsur tanah jarang.) The cerium elemen (tidak ada atom. 58) melalui lutetium (no atom. 71) yang umum dikenal sebagai lantanida seri.

Seri aktinida adalah 14 unsur radioaktif dalam tabel periodik dengan nomor atom 89 sampai 102. Seri aktinida berkaitan dengan unsur tanah jarang. Mereka termasuk aktinium, torium, uranium, neptunium, plutonium, amerisium, curium, berkelium, californium, dan einsteinium.

V. RANGKUMAN

Asal-usul Unsur-unsur

Semua elemen di alam semesta kecuali hidrogen dan helium ditempa di dalam bintang, menurut sebuah teori yang pertama kali diajukan pada tahun 1940an oleh astronom Inggris dan matematikawan Sir Fred Hoyle.

Kelimpahan relatif dari berbagai jenis atom adalah petunjuk kuat untuk sejarah alam semesta. Penulis membahas teori terbaru bahwa yang lebih berat dibangun dari hidrogen di bintang

Dalam menyelidiki sifat dan sejarah alam semesta, kita hampir tidak bisa melakukan yang lebih baik daripada memulai dengan memeriksa apa itu. Alam semesta yang kita lihat dan ukur terdiri dari sistem elemen yang teratur namun beragam, mulai dari hidrogen hingga uranium. Bagaimana unsur-unsur ini terbentuk; dari barang primordial apa yang mereka buat? Seperti yang jarang Ben Jonson dengan cerdik mengamati lebih dari 300 tahun yang lalu di The Alchemist (dalam sebuah kutipan yang oleh fisikawan Ralph A. Alpher dan Robert C. Herman sebelumnya telah meminta perhatian):

Ay, karena 'tidak masuk akal
Berpikir bahwa alam di bumi mengembang emas
Sempurna saya 'instan: sesuatu pergi sebelumnya.
Pasti ada hal yang jauh.

Penelitian tentang 'materi jarak jauh' dan asal usul unsur-unsur ini maju ke depan sepanjang banyak jalan, dan ini tidak ada yang lebih bermanfaat daripada studi tentang kelimpahan relatif dari berbagai elemen di alam semesta. Kelimpahan elemen saat ini menawarkan salah satu petunjuk terkuat kita terhadap sejarah bumi, bintang dan galaksi, karena kurva melimpah adalah produk dari sejarah itu dan dibentuk oleh peristiwa kosmis. Dari kurva ini kita bisa belajar banyak tentang evolusi bintang, tentang kosmologi dan tentang semua mata pelajaran berskala besar sains modern.

Pertanyaan kami ke dalam komposisi alam semesta sangat cacat, tentu saja, oleh kenyataan bahwa gravitasi, yang bertindak sama pada benda sorgawi, apel dan manusia, sejauh ini telah merantai manusia ke planet asalnya. Namun, terlepas dari cacat ini, sejumlah informasi mengenai unsur berlimpah universal tersedia bagi kita hari ini. Ada, pertama-tama, planet kita sendiri, di mana kita dapat menganalisis secara langsung komposisi kerak, samudera dan atmosfer, dan, yang memungkinkan hilangnya materi ke ruang angkasa dan redistribusi materi ke pedalaman, dapat menghitung proporsi dari unsur-unsur di bumi saat terbentuk. Kedua, ada meteorit yang dipetik oleh bumi dari luar angkasa; Kami cukup menekankan sampel ini, karena masalah di meteorit diasumsikan kurang mengalami perubahan dibanding kerak bumi. Ketiga, cahaya dari bintang, saat dianalisis dengan spektroskop, mengidentifikasi unsur-unsur pada permukaannya yang terlihat. Setiap elemen memancarkan atau menyerap spektrum karakteristik cahaya (garis terang atau gelap pada panjang gelombang tertentu) ketika atomnya tertarik pada suhu tinggi; unsur-unsurnya telah 'sidik jari' dengan cara ini di laboratorium, dan cetakannya bisa disesuaikan dengan cahaya spektral dari bintang-bintang. Kelimpahan setiap elemen dapat diperkirakan dari intensitas radiasi atau dari jumlah radiasi atom permukaan yang diserap dari radiasi latar bintang. Keempat, dari galaksi dan dari ruang antar bintang kita bisa mendengar nyanyian hidrogen, dalam bentuk gelombang radio pada panjang gelombang 21 sentimeter; Sebagai radio astronomi berkembang mungkin memberitahu kita lebih banyak tentang kelimpahan unsur-unsur di ruang angkasa. Akhirnya, partikel sinar kosmik yang terus membombardir bumi juga memberi kita contoh materi dari alam semesta di luar planet kita.

Semua petunjuk ini diliputi komplikasi yang bisa menyesatkan kita. Kita juga tidak yakin bahwa kita memiliki sampel sejati dari keseluruhan alam semesta, karena informasinya terutama berasal dari galaksi kita sendiri, memang, sebagian besar berasal dari tata surya kita sendiri. Namun, sangat menyenangkan untuk menemukan bahwa setiap metode pengamatan kami, bila dilakukan dan dikoreksi dengan hati-hati karena faktor rumit, menghasilkan banyak cerita yang sama. Mereka menghasilkan gambaran yang masuk akal dan konsisten tentang kelimpahan rata-rata unsur-unsur di alam semesta sejauh kita dapat mengamatinya. Gambaran ini-sebuah kurva yang menunjukkan proporsi berbagai elemen di alam semesta secara keseluruhan - diwakili dengan baik oleh kurva yang dibangun oleh Harrison Brown dari Institut Teknologi California berdasarkan analisisnya terhadap meteorit dan bukti lainnya.

Sejauh ini unsur yang paling melimpah adalah hidrogen: ini menyumbang 93 persen dari total jumlah atom dan 76 persen dari berat materi alam semesta. Helium berikutnya: sekitar 7 persen dengan jumlah atom dan 23 persen berat. Secara umum, banyak unsur turun dengan bertambahnya berat atom. Jatuhnya kurva memiliki satu gangguan tajam saat kita sampai pada unsur-unsur kelompok besi: ini sekitar 10.000 kali lebih banyak daripada tetangganya dalam urutan atomik. Tapi kecuali anomali ini, ada penurunan umum, dan elemen terberat hanya menambah seratus juta dari semua materi dengan jumlah atom dan sejuta bobot. Ini adalah fakta yang mengejutkan bahwa semua elemen di luar helium bersama jumlahnya hanya sedikit lebih dari 1 persen dari massa alam semesta.

Jika kita menganggap gambar ini benar, kita memiliki puding universal yang terdiri dari beberapa bahan tertentu yang tercampur dalam proporsi tertentu. Tugas kita adalah menentukan resep apa yang bisa menyeduh campuran ini.

Kita mulai dengan fakta bahwa, sepengetahuan kita, semua elemen terdiri dari dua blok bangunan nuklir - proton dan neutron. (Bagaimana proton dan neutron diciptakan sendiri adalah pertanyaan di luar provinsi artikel ini: hanya orang-orang yang memiliki keyakinan kuat, religius atau ilmiah, memiliki keberanian untuk mengatasi masalah penciptaan). Dalam arti proton dan neutron hanyalah Berbagai versi nukleon: neutron bebas dapat membusuk menjadi proton dengan melepaskan elektron negatif, dan proton bermuatan positif bisa menjadi neutron dengan menggabungkan elektron atau dengan memancarkan positron.

Inti dari unsur yang paling sederhana, hidrogen, adalah satu proton tunggal. Hampir satu setengah abad yang lalu orang Inggris William Prout menyarankan agar semua unsur terdiri dari kombinasi atom hidrogen. Kami telah mengetahui bahwa situasinya jauh lebih rumit, namun pada intinya sebagian besar teori modern membuat pendekatan serupa. Adalah wajar untuk memulai dengan hipotesis kerja bahwa elemen-elemen itu dibangun dari proton atau neutron atau keduanya sebagai satuannya.

Kesulitannya terletak pada mencoba membayangkan bagaimana penumpukan ini terjadi dan bagaimana hal itu bisa berjalan melalui keseluruhan urutan untuk menghasilkan semua elemen dalam tabel periodik. Proton bermuatan positif saling tolak, dan dibutuhkan sejumlah besar energi untuk mengatasi tolakan ini dan memaksa mereka cukup dekat untuk digabungkan. Beberapa kombinasi sangat tidak stabil atau tidak ada sama sekali. Kombinasi lain dalam urutan sangat stabil dan sangat terikat sehingga sulit untuk melihat bagaimana mereka dapat ditransmisikan atau dibangun ke atom yang lebih besar dengan proses alami.

Ada beberapa teori terkini tentang asal usul unsur-unsur, tapi kita hanya akan mempertimbangkan dua yang telah berhasil dalam mode yang cukup komprehensif dan dianggap paling serius.

Yang lebih populer dari keduanya adalah yang dikembangkan oleh George Gamow dan rekan-rekannya. Teori ini menyatakan bahwa unsur-unsur itu dibentuk oleh penumpukan langkah-demi-langkah dari neutron. Gamow berawal dari dalil, berdasarkan ekspansi alam semesta, bahwa kosmos berawal dari sebuah inti yang meledak dalam 'big bang' primordial sekitar lima miliar tahun yang lalu. Inti yang sangat padat ini, menurutnya, terutama terdiri dari neutron, karena di bawah tekanan besar elektron akan dikompres ke dalam proton. Saat bola neutron besar mulai melebar, beberapa neutron membusuk menjadi proton. Setiap proton segera menangkap neutron, pasangan yang membentuk deuteron, inti dari isotop hidrogen massa 2. Beberapa deuteron kemudian menangkap neutron lain dan menjadi inti tritium, atau hidrogen 3. Inti ini segera meluruh dengan memancarkan elektron negatif dan dengan demikian ditransmutasi ke helium 3. Maka, dengan suksesi tangkapan neutron dan peluruhan elektron yang cepat, semua elemen dibangun pada ledakan pertama ekspansi alam semesta. Gamow percaya bahwa keseluruhan proses pembentukan elemen seperti yang kita kenal terjadi dalam hitungan beberapa menit. Benda pelarian tersebut kemudian membentuk bintang, planet dan galaksi.

Dua baris bukti dari percobaan laboratorium dengan partikel memberi dukungan yang mengesankan terhadap teori Gamow. Pertama, sudah mapan bahwa hampir semua nuklei sebenarnya menangkap neutron dengan mudah. Kedua, penampang tangkapan neutron dari berbagai nukleus memprediksi pola kelimpahan unsur yang sangat sesuai dengan yang diamati. Kita harus mengharapkan hubungan sederhana antara penampang neutron dari inti tertentu (yaitu, tingkat di mana ia menangkap neutron) dan kelimpahan relatif dari produksinya. Nukleus yang menangkap netron dengan cepat harus relatif jarang ketika urutan pembentukan elemen selesai, karena sebagian besar dengan cepat dikonversi oleh penangkapan tersebut ke nukleus lain; Sebaliknya, nukleus yang lambat menangkap neutron harus terakumulasi pada kelimpahan yang relatif tinggi. Kurva kelimpahan unsur sebenarnya mengikuti lekuk penampang tangkapan neutron, dengan arti terbalik: artinya, sama seperti kurva kelimpahan turun tajam dari hidrogen ke nukleus berat atom 100 dan kemudian rata , sehingga kurva penampang neutron meningkat tajam dari hidrogen sampai 100 dan meratakan di luar berat atom ini. Bahkan ada beberapa korelasi antara fluktuasi elemen dari dua kurva, terutama pada bilangan neutron 50, 82 dan 126.

Tapi ada beberapa kesulitan penting dalam teori Gamow-kesulitan yang dihadapi rekan-rekannya Ralph A. Alpher dan Robert C. Herman sendiri yang mendapat perhatian. Yang paling serius adalah kenyataan bahwa dalam urutan bobot atom nomor 5 dan 8 adalah kosong. Artinya, tidak ada atom stabil massa 5 atau massa 8. Kita dapat menghasilkan helium 5 di laboratorium dengan cara membombardir helium 4 dengan neutron, namun segera terurai menjadi helium 4 lagi. Demikian juga kita bisa menghasilkan sebuah isotop berilium 8, tapi juga langsung rusak (dengan membelah menjadi dua helium 4 atom). Pertanyaannya kemudian adalah: Bagaimana penumpukan elemen oleh penangkapan neutron bisa diatasi dengan celah ini? Prosesnya tidak bisa melampaui helium 4, dan bahkan jika membentang celah ini, akan berhenti lagi pada massa 8. Singkatnya, jika tangkapan neutron adalah satu-satunya proses dimana elemen dapat dibangun, dimulai dengan hidrogen, penumpukan tidak akan lebih jauh dari pada helium.

Keberatan dasar teori Gamow ini adalah kekecewaan besar, mengingat janji dan daya tarik filosofis dari gagasan tersebut. Hipotesis arus utama lainnya kurang sederhana dan kurang elegan; Ini mempersulit gambar dengan meminta proses lain, selain penangkapan neutron, untuk memperhitungkan penumpukan elemen. Tapi tampaknya mengatasi kesulitan yang dihadapi oleh hipotesis Gamow.

Teori tersebut berpendapat bahwa unsur-unsur itu dibangun bukan dalam ledakan primordial tapi di interior bintang yang panas. Berawal dari pengetahuan kita bahwa reaksi dan transformasi nuklir harus terus berlanjut di bintang-bintang. Seperti yang dikatakan Sir Arthur Eddington pada tahun 1920, setelah Lord Rutherford mentransmisikan nukleus dengan cara membombardir di laboratoriumnya: 'Apa yang mungkin dilakukan di Laboratorium Cavendish mungkin tidak terlalu sulit di bawah sinar matahari.' Dugaan informasi Eddington pasti benar, tapi tidak sampai tahun 1938 diterjemahkan ke dalam proses spesifik. Hans A. Bethe, yang berusaha memperhitungkan energi matahari dan bintang-bintang lainnya yang luar biasa dan besar, mengandung dua rantai reaksi nuklir yang akan menjelaskan pelepasan energi mereka yang luar biasa dan akan membangun inti baru. Proses telah dikenal sejak sebagai fusi proton-proton dan siklus karbon-nitrogen. Teori baru tentang sintesis unsur-unsur, yang telah diperjuangkan paling banyak oleh Fred Hoyle dari Universitas Cambridge, memberikan peran kunci dalam proses ini.

Kita mulai dengan alam semesta yang terdiri dari gas atom hidrogen yang dingin, encer, dan bergolak. Dengan daya tarik gravitasi bagian gas mengembun menjadi bintang. Sebagai bintang kontrak di bawah gaya gravitasi, interiornya tumbuh sangat padat dan panas. Ketika suhu pusat mencapai sekitar lima juta derajat, proton bergerak dengan energi yang cukup untuk menyatu dalam bertabrakan dan membentuk deuteron. Deuteron pada gilirannya bergabung dengan proton untuk membentuk helium 3. Helium 3 tidak berinteraksi dengan proton, namun percobaan laboratorium telah menunjukkan bahwa dua helium 3 inti dapat menyatu dan menghasilkan helium 4, mendepak dua proton surplus. Hasil bersih dari rantai proton-proton ini adalah konversi empat atom hidrogen menjadi satu atom helium.

Dengan cara ini inti helium berkembang di pusat bintang dan secara bertahap tumbuh dalam ukuran. Setelah beberapa saat, karena bahan bakar hidrogen di pedalaman sudah habis, intinya mulai mendingin. Kemudian kontrak, karena kekuatan gravitasi berada di atas angin. Akibatnya suhu teras naik lagi. Kenaikan suhu internal yang tiba-tiba memanas amplop hidrogen bintang; mantel mengembang sangat banyak; Permukaannya yang lebar kemudian memancarkan cahaya dingin (yaitu, redder), dan bintang tersebut menjadi 'raksasa merah'.

Sekarang kita memiliki bintang dengan inti panas helium, pada suhu yang dihitung lebih dari 100 juta derajat. Apa yang terjadi selanjutnya? Kami sampai pada simpul Gordian tentang spekulasi mengenai peningkatan elemen. Dua inti helium dapat bergabung membentuk inti atom 8, tapi seperti yang telah kita lihat, setiap inti massa 8 pasti sangat tidak stabil, karena tidak ada yang ditemukan di alam. Namun, berilium 8 telah diproduksi sesaat di laboratorium, dan pastinya akan terwujud dalam interior bintang yang sangat panas dan padat. Sebenarnya, di lingkungan itu berilium 8 akan diproduksi secepat laju saat dipecah, sehingga sejumlah kecil selalu ada. Jika demikian, kadang-kadang berilium 8 nukleus mungkin selama sekering seumur hidupnya yang singkat dengan inti neliel 4. Kombinasi tersebut harus menghasilkan inti karbon 12.

Hoyle telah menunjukkan bahwa, dengan kelangkaan nukleus berilium 8 yang besar (sekitar satu bagian dalam 10 miliar pada bintang kelas 100 juta), inti berilium 8 lebih baik memiliki penampang melintang besar untuk menangkap inti nelium jika Skema ini adalah bekerja. Tentu pertanyaannya tidak bisa diuji langsung dengan membombardir target berilium 8 di laboratorium, karena nukleusnya terlalu singkat. Tetapi di Laboratorium Radiasi W. K. Kellogg di Cal Tech, kami dapat memperoleh bukti tidak langsung bahwa penangkapan ini memang memiliki probabilitas tinggi, atau, dalam bahasa fisika nuklir, bahwa ini adalah reaksi 'resonan'. Hoyle beralasan bahwa jika reaksinya benar-benar resonan, produk, karbon 12, harus melalui keadaan tereksitasi dengan sifat tertentu tertentu. Kami telah menemukan bahwa inti karbon 12 sebenarnya bisa mengambil bentuk tereksitasi ini, dengan perkiraan properti Hoyle hampir persis. Kami menghasilkan karbon yang bersemangat dengan membombardir boron dengan deuteron berenergi tinggi. Inti karbon 12 nukleus yang dihasilkan dari reaksi ini segera hancur menjadi tiga inti helium. Berdasarkan prinsip fisik yang sangat umum, kita dapat berpendapat bahwa di inti panas helium di sebuah bintang, proses sebaliknya dapat terjadi: yaitu, tiga nuklei helium dapat bergabung membentuk karbon aktif 12, yang kemudian dapat melepaskan energinya dari eksitasi. dan menjadi karbon stabil.

Lompatan dari helium ke karbon tentu saja melewatkan unsur litium, berilium (yang bentuknya stabil berilium 9) dan boron. Ada alasan bagus untuk menganggap bahwa unsur-unsur ini tidak diproduksi dalam jalur utama penumpukan elemen. Mereka relatif jarang, dan mungkin dibuat oleh proses sekunder. Diketahui, misalnya, bahwa pemboman elemen berat dengan inti hidrogen kadang-kadang mengiris fragmen yang dapat diidentifikasi sebagai inti litium, berilium dan boron. Mungkin proses ini berlangsung di tempat ('bintik matahari') di permukaan bintang atau terjadi pada ledakan bintang.

Setelah karbon 12 disintesis dalam inti helium sebuah bintang, ia mungkin terbentuk dengan menangkap inti nelium secara berturut-turut ke oksigen 16, neon 20 dan mungkin magnesium 24. Bila helium sebagian besar telah habis, sehingga tidak bisa lagi. Akan banyak pelepasan energi dari reaksi fusi ini, inti mendingin dan berkontraksi. Kontraksi lagi menaikkan suhu inti, kali ini mungkin untuk energi yang cukup tinggi untuk memicu interaksi antara nuklei karbon, oksigen dan neon. Reaksi semacam itu akan menghasilkan kelompok elemen silikon (sekitar berat atom 28). Suhu inti mungkin terus meningkat sampai, sekitar lima miliar derajat, pembentukan elemen oleh fusi mencapai jalan buntu. Pada tahap ini penumpukan akan membentuk unsur yang paling stabil, yaitu besi dan tetangganya (sekitar berat atom 56). Setiap reaksi nuklir yang melibatkan kelompok besi harus menyerap energi daripada melepaskannya; Dengan demikian inti ini tidak bisa berfungsi sebagai bahan bakar untuk melanjutkan rantai fusi.

Hoyle telah menyarankan bahwa kebuntuan ini dapat menjelaskan kelimpahan anomali dari kelompok besi elemen di alam semesta. Seiring bintang-bintang purba tumbuh dewasa, mereka menumpuk besi sebagai produk akhir. Jika mereka mencapai tahap di mana mereka telah membakar semua bahan bakar internal mereka dan kemudian meledak (mungkin akibat adanya gangguan tiba-tiba dari bahan inti panas dan reaksinya dengan bahan yang tidak terbakar di dalam amplop bintang), mereka akan membuang banyak jumlah besi menjadi ruang antar bintang.

Kita sekarang harus berhenti sejenak untuk menghubungkan proses pembuatan elemen dengan evolusi bintang. Jelas pada tahap awal evolusi bintang, satu-satunya, atau paling tidak dominan, prosesnya adalah pembentukan hidrogen ke helium. Perpaduan hidrogen dengan helium sebenarnya merupakan sumber energi paling banyak bintang (yang termasuk dalam apa yang disebut 'urutan utama' pada diagram klasifikasi bintang yang sudah dikenal). Ingat bahwa sebagian besar masalah di alam semesta adalah hidrogen dan helium: kita dapat menetapkan bangunan dari semua unsur lainnya ke proses yang relatif kecil atau langka dalam kehidupan bintang.

Ada di 'raksasa merah' lama bahwa peleburan helium menjadi karbon dan unsur-unsur yang lebih berat secara berturut-turut mengambil alih peran yang dominan. Tapi, seperti yang baru saja kita lihat, kita telah mencapai jalan buntu dengan besi, dan sekarang kita harus menemukan cara untuk membangun elemen di luar kelompok besi. Di sini konsep pengembangan Gamow oleh penangkapan neutron, dan apa yang kita ketahui tentang peristiwa-peristiwa bencana tertentu dalam sejarah bintang-bintang, datang membantu kita.

Bintang, seperti manusia, mengalami kecelakaan dan kelainan: tidak semua dari mereka hidup sampai usia lanjut. Mereka kadang-kadang mendidih sampai keadaan tidak stabil yang berakibat meledaknya nova atau supernova. Hal ini bisa terjadi di sebuah bintang dari segala usia, muda atau tua. Ketika sebuah bintang muda meledak, ia membuang hidrogen dan helium ke dalam ruang antar bintang. Bintang tua akan memuntahkan bukan hanya nukleus ini tapi juga elemen lain dari karbon sampai besi. Selain itu, bahkan bintang stabil, termasuk matahari kita, diketahui terus-menerus mengeluarkan sel tubuh ke ruang angkasa.

Dengan demikian, puing-puing materi dari bintang hidup dan sekarat menuangkan ke luar angkasa, dan unsur-unsurnya bercampur dengan gas antar bintang. Dari bahan ini bintang baru lahir: astronomi saat ini memiliki bukti kuat adanya bintang muda atau bayi di langit. Jadi, kita dapat mendalilkan dua jenis bintang: bintang-bintang generasi pertama atau 'generasi pertama', dan bintang 'generasi kedua', yang dimulai dengan warisan unsur-unsur sampai zat besi dari orang tua tentang masalah mereka.

Sekarang mari kita pertimbangkan bintang generasi kedua yang telah terkondensasi dari hidrogen dicampur dengan beberapa karbon, oksigen, neon dan bahkan sedikit besi. Dalam hidrogen bintang-bintang ini lagi akan dikonversi menjadi helium, tapi sekarang, karena karbon hadir, konversi akan mengambil rute dari proses kedua yang dijelaskan oleh Bethe, siklus karbon-nitrogen. Dalam siklus ini, karbon 12 menangkap inti hidrogen dalam serangkaian langkah yang mengubahnya berturut-turut menjadi karbon 13, nitrogen 14 dan nitrogen 15: pada akhirnya nitrogen 15 mengambil proton lain, memecah karbon 12 lagi, dan dengan demikian mengeluarkannya. inti dari helium Dengan demikian rantai reaksi menghasilkan helium dan semua isotop karbon dan nitrogen. Dapat dihitung bahwa proses ini, bukan peleburan langsung proton, adalah sumber energi pada bintang urutan utama generasi kedua yang cukup besar untuk memiliki suhu internal lebih dari 15 juta derajat.

Oksigen dalam campuran inti bintang diubah oleh penangkapan proton ke oksigen isotop 17, dan neon sama dengan neon 21. Sekarang isotop ini, dan karbon 13, berperan penting saat bintang tiba di panggung raksasa merah dan Inti terutama terdiri dari panas helium. Ketiga isotop tersebut, pada reaksi dengan helium, menghasilkan nuklei yang tidak stabil yang menghasilkan neutron; jadi percobaan laboratorium telah ditunjukkan. Akibatnya, mereka menyediakan pasokan neutron dalam inti. Kita telah melihat bahwa semua inti, bahkan zat besi, mudah menangkap neutron. Inilah mekanisme yang mematahkan bottleneck besi. Dengan menangkap neutron yang berurutan, nukleus dapat dibangun dari kelompok besi sampai unsur-unsur seberat timbal dan bismut. Proses penangkapan neutron lambat di inti bintang tidak dapat membawa penumpukan di luar bismut, karena unsur-unsur yang lebih berat membusuk terlalu cepat (dengan memancarkan partikel alfa, atau inti helium). Namun, elemen berat bisa menangkap neutron pada tingkat yang cukup cepat untuk melanjutkan rantai saat sebuah ledakan bintang.

Bahwa bintang-bintang yang pada kenyataannya mensintesis unsur-unsur berat telah dikonfirmasi oleh banyak bukti, beberapa di antaranya spektakuler. Yang paling dramatis adalah penemuan unsur teknetium di beberapa bintang raksasa (melalui sidik jari spektralnya). Technetium adalah elemen yang tidak stabil yang memiliki isotop yang paling lama dikenal memiliki umur paruh hanya 216.000 tahun-jauh lebih kecil dari umur bintang di mana ia ditemukan. Oleh karena itu harus dibuat di bintang lama setelah kelahiran bintang. Sedangkan untuk sintesis unsur terberat, sebuah isotop elemen californium ditemukan di puing-puing dari ledakan termonuklir dalam tes Bikini tahun 1952, dan kami telah melihat saran menarik kehadirannya dalam supernova tertentu. Setelah flare-up asli mereka, bintang-bintang yang meledak ini menurun dalam tingkat kecerahan pada tingkat yang setara dengan waktu paruh (menurun sampai setengah intensitas) dari 55 hari, dan ini hanya separuh masa fisi spontan californium 254!

Penelitian di laboratorium kita sendiri dan laboratorium lainnya sekarang telah memungkinkan proses sintesis semua elemen. Tentu saja skema ini masih sangat tentatif. Hal ini membingungkan bahwa begitu banyak proses yang berbeda harus dipanggil; akan jauh lebih memuaskan untuk melihat satu proses yang bisa membangun semua elemen. Gambarannya mungkin lebih sederhana karena lebih banyak penelitian dilakukan. Yang sangat memuaskan para pekerja di bidang ini adalah bahwa spekulasi tentang asal usul unsur-unsur tersebut telah dikurangi menjadi pertanyaan yang cukup spesifik untuk diuji oleh fisikawan nuklir di laboratorium dan oleh astrofisikawan yang mempelajari bintang-bintang.

Ada makanan untuk pemikiran filosofis dalam apa yang telah dipelajari sejauh ini. Unsur-unsur berat, dimana tata surya kita memiliki bagian penuh, membutuhkan waktu lama untuk menghasilkan - mungkin satu sampai dua miliar tahun. Jadi bagian khusus dari alam semesta yang kita tinggali bukanlah hal yang paling tua di dalamnya; banyak kejadian kosmik mendahului terbentuknya bumi. Bintang tertua di galaksi kita diperkirakan berusia 6,5 ​​miliar tahun, sementara analisis meteorit menunjukkan bahwa tata surya tidak lebih dari 4,5 miliar tahun.

Copernicus memindahkan pusat alam semesta dari bumi ke matahari; Kemudian kosmolog menurunkan sistem tata surya sebagai pusat; Sekarang kita melihat bahwa sistem kita bahkan tidak ada di awal galaksi. Jadi mati sisa-sisa konsep geosentris umat manusia tentang alam semesta.