Происхождение химических элементов - презентация, доклад, проект скачать

Нажмите для полного просмотра!

Происхождение химических элементов, слайд №1

Происхождение химических элементов, слайд №2

Происхождение химических элементов, слайд №3

Происхождение химических элементов, слайд №4

Происхождение химических элементов, слайд №5

Происхождение химических элементов, слайд №6

Происхождение химических элементов, слайд №7

Происхождение химических элементов, слайд №8

Происхождение химических элементов, слайд №9

Происхождение химических элементов, слайд №10

Происхождение химических элементов, слайд №11

Происхождение химических элементов, слайд №12

Происхождение химических элементов, слайд №13

Происхождение химических элементов, слайд №14

Происхождение химических элементов, слайд №15

Происхождение химических элементов, слайд №16

Происхождение химических элементов, слайд №17

Происхождение химических элементов, слайд №18

Происхождение химических элементов, слайд №19

Происхождение химических элементов, слайд №20

Происхождение химических элементов, слайд №21

Происхождение химических элементов, слайд №22

Происхождение химических элементов, слайд №23

Происхождение химических элементов, слайд №24

Происхождение химических элементов, слайд №25

Происхождение химических элементов, слайд №26

Происхождение химических элементов, слайд №27

Происхождение химических элементов, слайд №28

Происхождение химических элементов, слайд №29

Происхождение химических элементов, слайд №30

Происхождение химических элементов, слайд №31

Происхождение химических элементов, слайд №32

Происхождение химических элементов, слайд №33

Происхождение химических элементов, слайд №34

Происхождение химических элементов, слайд №35

Происхождение химических элементов, слайд №36

Происхождение химических элементов, слайд №37

Происхождение химических элементов, слайд №38

Происхождение химических элементов, слайд №39

Происхождение химических элементов, слайд №40

Происхождение химических элементов, слайд №41

Происхождение химических элементов, слайд №42

Происхождение химических элементов, слайд №43

Происхождение химических элементов, слайд №44

Происхождение химических элементов, слайд №45

Происхождение химических элементов, слайд №46

Происхождение химических элементов, слайд №47

Происхождение химических элементов, слайд №48

Происхождение химических элементов, слайд №49

Происхождение химических элементов, слайд №50

Происхождение химических элементов, слайд №51

Происхождение химических элементов, слайд №52

Происхождение химических элементов, слайд №53

Происхождение химических элементов, слайд №54

Происхождение химических элементов, слайд №55

Происхождение химических элементов, слайд №56

Происхождение химических элементов, слайд №57

Происхождение химических элементов, слайд №58

Содержание ▲

Вы можете ознакомиться и скачать презентацию на тему Происхождение химических элементов. Доклад-сообщение содержит 58 слайдов. Презентации для любого класса можно скачать бесплатно. Если материал и наш сайт презентаций Mypresentation Вам понравились – поделитесь им с друзьями с помощью социальных кнопок и добавьте в закладки в своем браузере.

Слайды и текст этой презентации

Слайд 1

Описание слайда:

Общая геохимия Лекция 2 Происхождение химических элементов.

Слайд 2

Описание слайда:

Атомы состоят из нуклонов (протонов и нейтронов) в ядре, окруженных электронами. Атомы состоят из нуклонов (протонов и нейтронов) в ядре, окруженных электронами. Число протонов определяет атомный номер Z (характеристика элемента). Число протонов Z и нейтронов N определяет атомную массу элемента А. Протоны заряжены положительно, нейтроны не имеют заряда, электроны – отрицательно. Нуклиды - атомы, различающиеся числом нуклонов в ядре или, при одинаковом числе нуклонов, содержащие разное число протонов или нейтронов.

Слайд 3

Описание слайда:

Атомы с четным количеством протонов и нейтронов более стабильны по сравнению с атомами, где количество тех или иных нуклонов нечетное. Атомы с четным количеством протонов и нейтронов более стабильны по сравнению с атомами, где количество тех или иных нуклонов нечетное. Особенно стабильны атомы с «магическими числами» протонов или нейтронов (четное число и протонов, и нейтронов).

Слайд 4

Описание слайда:

Таблица нуклидов

Слайд 5

Описание слайда:

Ядерные реакции Слияние (fusion) ядер происходит между легкими ядрами при экстремально высоких температурах и давлениях.

Слайд 6

Описание слайда:

Альфа-распад Альфа-распад - вид радиоактивного распада ядра, в результате которого происходит испускание альфа-частицы (ядра атома гелия). При этом массовое число уменьшается на 4, а атомный номер — на 2. Альфа-распад обычно происходит в тяжелых ядрах, где велико электростатическое отталкивание между протонами .

Слайд 7

Описание слайда:

Бета-распад Бета-распад - тип радиоактивного распада, обусловленного слабым взаимодействием и изменяющего заряд ядра на единицу. При этом ядро может излучать бета-частицу (электрон или позитрон).

Слайд 8

Описание слайда:

В случае испускания электрона он называется «бета-минус» (β−), а в случае испускания позитрона — «бета-плюс-распадом» (β+). В случае испускания электрона он называется «бета-минус» (β−), а в случае испускания позитрона — «бета-плюс-распадом» (β+). Кроме β− и β+ распадов, к бета-распадам относят также электронный захват, когда ядро захватывает атомный электрон. Во всех типах бета-распада ядро излучает электронное нейтрино (β+ распад, электронный захват) или антинейтрино (β− распад).

Слайд 9

Описание слайда:

Слайд 10

Описание слайда:

Слайд 11

Описание слайда:

Слайд 12

Описание слайда:

После первой секунды после Большого Взрыва материя присутствовала в виде протонов, нейтронов и электронов. После первой секунды после Большого Взрыва материя присутствовала в виде протонов, нейтронов и электронов. Температура достигала 1010 К.

Слайд 13

Описание слайда:

Через несколько минут, когда T понизилась до 109 K,протоны и нейтроны начали образовывать легкие атомы 2H, 3He, 4He и 7Li. Через несколько минут, когда T понизилась до 109 K,протоны и нейтроны начали образовывать легкие атомы 2H, 3He, 4He и 7Li.

Слайд 14

Описание слайда:

Вычисленные заранее количества нуклидов хорошо согласуются с наблюдаемыми в космосе содержаниями. Вычисленные заранее количества нуклидов хорошо согласуются с наблюдаемыми в космосе содержаниями. В процессе первичного нуклеосинтеза образуются элементы не тяжелее Li.

Слайд 15

Описание слайда:

Слайд 16

Описание слайда:

Примерно через 100 000 лет при понижении T до 5000 K начинают образовываться нейтральные атомы H и He. Примерно через 100 000 лет при понижении T до 5000 K начинают образовываться нейтральные атомы H и He.

Слайд 17

Описание слайда:

Образование звезд и звездный нуклеосинтез Звезды образуются при гравитационной конденсации водородного облака. Высокие температуры и давления допускают ядерные реакции – слияние ядер.

Слайд 18

Описание слайда:

Проблема происхождения атомов возникла при установлении природы источника энергии Солнца и звезд и при разработке теории Большого Взрыва Вселенной. Проблема происхождения атомов возникла при установлении природы источника энергии Солнца и звезд и при разработке теории Большого Взрыва Вселенной. Проблема источника энергии на Солнце была решена в конце 30-х годов XX века Х. Бете и К. Вейцзекером. На основе расчетов они пришли к выводу, что механизм генерации энергии на Солнце и в других звездах связан с образованием ядер гелия из четырех протонов.

Слайд 19

Описание слайда:

Протон-протонный цикл — совокупность цепочек термоядерных реакций, в ходе которох водород превращается в гелий в звёздах, находящихся на главной звездной последовательности, основная альтернатива CNO-циклу. Протон-протонный цикл — совокупность цепочек термоядерных реакций, в ходе которох водород превращается в гелий в звёздах, находящихся на главной звездной последовательности, основная альтернатива CNO-циклу. Доминирует в звёздах с массой порядка Солнца или меньше. Время, через которое Солнце израсходует своё «топливо» и термоядерная реакция прекратится, оценивается в 6 миллиардов лет.

Слайд 20

Описание слайда:

Суммарным итогом реакции является слияние четырех протонов с образованием ядра атома He и выделением энергии, эквивалентной 0,7 % массы этих протонов. Суммарным итогом реакции является слияние четырех протонов с образованием ядра атома He и выделением энергии, эквивалентной 0,7 % массы этих протонов. Эта реакция проходит в три стадии. Вначале два протона, имеющие достаточно энергии, чтобы преодолеть кулоновский барьер, сливаются, образуя дейтрон, позитрон и электронное нейтрино; затем дейтрон сливается с протоном, образуя ядро 3He; наконец, два ядра атома гелия-3 сливаются, образуя ядро атома гелия-4. При этом высвобождается два протона.

Слайд 21

Описание слайда:

р-р-цикл

Слайд 22

Описание слайда:

CNO-цикл CNO-цикл — термоядерная реакция превращения водорода в гелий, в которой углерод, кислород и азот выступают как катализаторы. Считается одним из основных процессов термоядерного синтеза в массивных звёздах главной последовательности. CNO-цикл — это совокупность трёх сцепленных друг с другом или, точнее, частично перекрывающихся циклов. Самый простой из них CN-цикл (цикл Бете или углеродный цикл) был предложен Хансом Бете в 1938 г. и, независимо от него, Карлом Вайцзекером.

Слайд 23

Описание слайда:

Слайд 24

Описание слайда:

Звёздный нуклеосинтез — собирательное понятие для ядерных реакций образования элементов тяжелее H, внутри звёзд, а также, в незначительной степени на их поверхности. Звёздный нуклеосинтез — собирательное понятие для ядерных реакций образования элементов тяжелее H, внутри звёзд, а также, в незначительной степени на их поверхности. М. Бeрбидж, Г. Бeрбидж, В. Фаулер, Ф. Хойл в 1957 году указали основные процессы зёздной эволюции, в которых происходит образование атомных ядер. К процессам звёздного нуклеосинтеза относятся:

Слайд 25

Описание слайда:

Слайд 26

Описание слайда:

Слайд 27

Описание слайда:

Слайд 28

Описание слайда:

Альфа-процесс (α-процесс) — ядерная реакция захвата α-частиц ядрами лёгких элементов. В звёздах он является основным источником производства элементов от He до Ni. Альфа-процесс (α-процесс) — ядерная реакция захвата α-частиц ядрами лёгких элементов. В звёздах он является основным источником производства элементов от He до Ni.

Слайд 29

Описание слайда:

Слайд 30

Описание слайда:

Слайд 31

Описание слайда:

Образование тяжелых и сверхтяжелых элементов Синтез атомных ядер, расположенных в таблице Д. Менделеева за группой железа, должен обеспечиваться другими механизмами и, как показали М. и Дж. Бербиджи, У. Фаулер и Ф. Хойл еще в 1957 году, такие нуклиды образуются в результате трех принципиально разных процессов: s-,r- и p-процессов. Эти процессы сокращенно названы по первым буквам фамилий первооткрывателей: B2FH

Слайд 32

Описание слайда:

Слайд 33

Описание слайда:

Слайд 34

Описание слайда:

S-процесс (slow) Этот процесс представляет собой медленный захват нейтронов, при котором образующиеся неустойчивые ядра распадаются прежде, чем успеют присоединить следующий нейтрон. Поэтому можно заключить, что s-процесс идет в недрах звезд при их нормальной стадии эволюции.

Слайд 35

Описание слайда:

В звездах – Красных гигантах – горение O и Si производит значительный поток нейтронов. Они могут быть захвачены ядрами для образования новых изотопов с массой более 56. В звездах – Красных гигантах – горение O и Si производит значительный поток нейтронов. Они могут быть захвачены ядрами для образования новых изотопов с массой более 56.

Слайд 36

Описание слайда:

Слайд 37

Описание слайда:

Слайд 38

Описание слайда:

Слайд 39

Описание слайда:

S-процесс останавливается, когда альфа-распад разрушает новообразованные ядра. S-процесс останавливается, когда альфа-распад разрушает новообразованные ядра. Когда нейтроны добавляются слишком быстро без потери электронов (r-процесс), то образуются очень стабильные ядра (магические числа).

Слайд 40

Описание слайда:

Слайд 41

Описание слайда:

Слайд 42

Описание слайда:

Происхождение легких элементов Легкие нуклиды 6Li, 7Li, 9Be, 10B и 11B характеризуются более низкой распространенностью и стабильностью по отношению к He, C, N, O и не могут образоваться в процессе обычного нуклеосинтеза в недрах звезд, так как они легко разрушаются. На сегодняшний день общепризнанной гипотезой образования легких ядер являются реакции скалывания - реакции деления ядер C, N, O при столкновении с ядрами H и He либо в космических лучах, либо космических лучей с атомами межзвездных газовых облаков.

Слайд 43

Описание слайда:

Космические лучи - это поток заряженных частиц, включая ядра ряда атомов (H, He) достаточно большой энергии, которые заполняют пространство Галактики. Считается, что основным источником космических лучей являются взрывы сверхновых звезд. В космических лучах содержание Li, Be, B приблизительно на пять порядков больше, чем в звездах. Это указывает на то, что реакции скалывания имеют место в космических лучах. Космические лучи - это поток заряженных частиц, включая ядра ряда атомов (H, He) достаточно большой энергии, которые заполняют пространство Галактики. Считается, что основным источником космических лучей являются взрывы сверхновых звезд. В космических лучах содержание Li, Be, B приблизительно на пять порядков больше, чем в звездах. Это указывает на то, что реакции скалывания имеют место в космических лучах.

Слайд 44

Описание слайда:

Слайд 45

Описание слайда:

Слайд 46

Описание слайда:

Эволюция звезд Согласно современным научным представлениям, практически все химические элементы образовались и образуются в результате процессов, происходящих в звездах, что приводит к эволюционным изменениям состояния звезд.Поэтому проблема образования нуклидов тесно связана также и с вопросами эволюции звезд.

Слайд 47

Описание слайда:

Можно определить время жизни звезды на главной последовательности как время горения водорода в ядре, соответственно внутреннее строение звезды не остается постоянным и меняется за время жизни на ГП. Для Солнца время жизни на ГП составит 1010лет (современный возраст Солнца оценивается как 4.5 109 лет). Можно определить время жизни звезды на главной последовательности как время горения водорода в ядре, соответственно внутреннее строение звезды не остается постоянным и меняется за время жизни на ГП. Для Солнца время жизни на ГП составит 1010лет (современный возраст Солнца оценивается как 4.5 109 лет).

Слайд 48

Описание слайда:

Слайд 49

Описание слайда:

Слайд 50

Описание слайда:

Когда весь водород использован, то звезда вступает в фазу развития Красного гиганта (T = 108K ρ = 104 g cm-3 ) со следующими реакциями: Когда весь водород использован, то звезда вступает в фазу развития Красного гиганта (T = 108K ρ = 104 g cm-3 ) со следующими реакциями:

Слайд 51

Описание слайда:

Сверхгиганты, находящиеся на последних стадиях эволюции (красные сверхгиганты), имеют весьма сложное строение, в чем-то напоминающее строение луковицы в разрезе. Сверхгиганты, находящиеся на последних стадиях эволюции (красные сверхгиганты), имеют весьма сложное строение, в чем-то напоминающее строение луковицы в разрезе. Как известно из теории эволюции звезд на основе ядерных превращений в ядре звезды будут синтезироваться все новые и новые элементы, вплоть до элементов железного пика. В тоже время будет продолжаться горение элементов в слоевых источниках вокруг ядра. В сложном, далеко проэволюционировавшем сверхгиганте будет инертное Fe ядро и последовательные горящие оболочки из Si, Ne, O, C, He и H.

Слайд 52

Описание слайда:

Железный пик - элементы группы железа от скандия Sc до никеля Ni, до которых совершаются ядерные превращения в ядрах массивных звезд. В ядрах звезд эти реакции идут с выделением энергии. Для синтеза более тяжелых элементов в звезде необходима затрата энергии и при обычных условиях в ядрах звезд такой синтез не происходит. Железный пик - элементы группы железа от скандия Sc до никеля Ni, до которых совершаются ядерные превращения в ядрах массивных звезд. В ядрах звезд эти реакции идут с выделением энергии. Для синтеза более тяжелых элементов в звезде необходима затрата энергии и при обычных условиях в ядрах звезд такой синтез не происходит.

Слайд 53

Описание слайда:

Скорость сжигания элементов звездой в 15 масс Солнца Время выгорания все более тяжелых элементов все убыстряется и время горения кремния составляет всего несколько дней.

Слайд 54

Описание слайда:

Схема эволюции основного нуклидного состава массивной звезды Схема эволюции основного нуклидного состава массивной звезды

Слайд 55

Описание слайда:

Слайд 56

Описание слайда:

Слайд 57

Описание слайда:

Космическая распространенность элементов отдельно для четных и нечетных номеров Z.

Слайд 58

Описание слайда:

Разбивка космической распространенности элементов по типам нуклеосинтеза – хорошая повторяемость линий. Разбивка космической распространенности элементов по типам нуклеосинтеза – хорошая повторяемость линий.