Uusi vuosi toi mukanaan neljä uutta alkuainetta

Ma, 01/04/2016 - 18:48 By Jari Mäkinen
Alkuaineet

Vuoden vaihde toi mukanaan neljä uutta alkuainetta, kun aiemmin löydetyt alkuaineet 113, 115, 117 ja 118 hyväksyttiin 30. joulukuuta virallisesti mukaan alkuaineiden jaksolliseen järjestelmään.

Kansainvälinen teoreettisen ja sovelletun kemian liitto hyväksyi 30. joulukuuta pitämässään kokouksessa ununtriumin, ununpentiumin, ununseptiumin ja ununoctiumin virallisesti mukaan alkuaineiden jaksolliseen järjestelmään, joten nyt  taulukon kaikki seitsemän riviä ovat oikeasti täytetty.

Omituiset nimet ja niiden lyhenteet Uut, Uup, Uus ja Uuo ovat kuitenkin vielä väliaikaisia, joten taulukkoa tullaan vielä muuttamaan lähitulevaisuudessa siltä osin.

Edellisen kerran alkuaineita lisättiin mukaan vuonna 2011, jolloin alkuaineet 114 ja 116 laitettiin virallisesti mukaan. Nämäkin alkuaineet tunnettiin aluksi latinankielisillä numeronimillään ununkvadium ja ununheksium, ennen kuin niille annettiin nimet flerovium ja livermorium.

Samalla vahvistettiin uusien alkuaineiden löytäjät: kaikki alkuaineet on tehty Dubnan raskasionitutkimuslaitoksessa Venäjällä, paitsi että alkuainetta 113 ei tunnistettu helmikuussa 2004 tehdyssä kokeessa ja kunnia sen löytämisestä annettiin Japaniin, RIKEN-tutkimuskeskukselle, missä onnistuttiin tekemään elokuussa 2012 ununtriumin isotooppia.

Mukana löydöissä on ollut myös tutkijoita Yhdysvaltain Lawrence Livermoren ja Oak Ridgen kansallisista laboratorioista, joten he voivat nyt ehdottaa nimiä venäläisten kanssa alkuaineille 115, 117 ja 118. Japanilaiset saavat puolestaan nimetä 113:n. 

Keinotekoisia alkuaineita

Luonnossa voi olla alkuaineita vain atomilukuun 94 saakka, eli luontaisesti on olemassa alkuaineita kevyimmästä, yhden protonin sisältävästä vedystä 94 protonia (ja yleensä paljon neutroneita lisäksi) sisältävään plutoniumiin.

Kaikki enemmän protoneita sisältävät alkuaineet ovat keinotekoisia, joskin erilaisissa suurienergisissä tapahtumissa avaruudessa on syntynyt myös alkuaineita aina järjestyslukuun 100 saakka. Nyt näitäkin voidaan tehdä vain laboratorioissa, kuten esimerkiksi Dubnassa Venäjällä.

Dubnassa pääasiallinen työkalu raskaiden atomien tekemisessä on kuvassa yllä oleva U400M -niminen syklotroni.  

Lisäksi kuuluisia ydintutkimuskeskuksia ovat alkuaineiden nimilistaltakin löytyvät GSI Darmstadtissa, Saksassa, sekä Lawrence Berkeleyn laboratoriossa, Kaliforniassa, Yhdysvalloissa. 

Useimmiten raskaimmat alkuaineet synnytetään pakottamalla yhteen kaksi hieman kevyempää, mutta silti raskasta alkuainetta. Kyseessä ovat aineiden varsin raskaat isotoopit, eli mukana protonien kanssa on paljon neutroneita, ja tuloksena on myös runsasneutronisia aineiden isotooppeja. Syntyvien alkuaineiden tunnistaminen ei ole enää helppoa, ja mitä raksaampiin aineisiin on menty, sitä hankalammaksi yhä raskaampien tekeminen on käynyt. 

Erittäin raskaat alkuaineet ovat hyvin lyhytikäisiä, eli ne haluavat käytännössä välittömästi synnyttyään. On tosin mahdollista, että atomiytimet muuttuvat jälleen vakaammiksi, kun ne kasvavat vieläkin suuremmiksi. 

Nykyarvioiden mukaan alkuaineiden määrä voisi ulottua järjestyslukuun 173 saakka, eli jaksollisen järjestelmän taulukkoon täytynee laittaa vielä tulevaisuudessa lisää rivejä.

Miten alkuainetaulukko rakentuu?

Otsikkokuvassa on kemian- ja fysiikantunnelta tuttu jaksollinen järjestelmä, jonka pystyrivejä kutsutaan ryhmiksi. Niitä on 18. Saman ryhmän alkuaineilla on samantapainen uloimman elektronikuoren rakenne, joten niiden ominaisuudet muistuttavat toisiaan. 

Vaakarivejä sanotaan puolestaan jaksoiksi. Jakson numero ilmoittaa, kuinka monta miehitettyä elektronikuorta alkuaineella on. Jaksossa vasemmalta oikealle liikuttaessa alkuaineen järjestysluku eli protonien lukumäärä kasvaa.

Alkuaineiden ominaisuudet vaihtelevat tavallisesti huomattavasti saman jakson sisällä. Metalliset alkuaineet sijaitsevat jakson alkupäässä vasemmassa reunassa ja epämetallit oikeassa reunassa.

Lue lisää: Kirjoittajan viime lokakuussa Tiede-lehdessä ilmestynyt artikkeli Alkuaineita transuraniasta kertoo Dubnasta sekä raskaiden alkuaineiden metsästyksestä.

Linnunradassa on käynnissä tähtien kansainvaellus

Pe, 07/31/2015 - 10:39 By Markus Hotakainen
Linnunradan tähdet vaeltavat

Vuonna 2000 käynnistynyt Sloan Digital Sky Survey (SDSS) on tutkimusprojekti, jossa kartoitetaan tarkasti taivaankohteita ja niiden ominaisuuksia. Tuoreimmat tulokset paljastavat yllättävän ilmiön.

Tutkijat mittasivat Apache Point -observatorion APOGEE-spektrografilla (Apache Point Observatory Galactic Evolution Explorer) tähtien spektrejä. He tekivät neljän vuoden aikana havaintoja 100 000 tähdestä. Se on vain pieni osa koko Linnunradan noin 200 miljardista tähdestä, mutta silti riittävän kattava otos johtopäätösten tekemiseksi.

Tähtien spektrin avulla pystytään selvittämään niiden kemiallinen koostumus. Se puolestaan kertoo, missä päin Linnunrataa ne ovat vuosimiljoonia tai -miljardeja sitten syntyneet.

Fuusioreaktioissa, jotka tuottavat tähtien sisuksissa niiden säteilemän energian, syntyy vedystä ja heliumista raskaampia aineita. Tähtien kuollessa aineet leviävät avaruuteen seuraavan tähtisukupolven rakennusmateriaaliksi.

Eri osissa Linnunrataa tähtien syntytahti vaihtelee, joten myös raskaita alkuaineita rikastuu tähtienväliseen aineeseen eri tahtiin. Tutkimalla tähtien alkuainekoostumusta voidaan siten päätellä niiden synnyinseudut. 

Michael Hayden tarkasteli kollegoineen 15 eri alkuaineen, esimerkiksi hiilen, piin ja raudan, runsauksia eri puolilla Linnunrataa olevissa tähdissä. Heidän yllätyksekseen merkittävä osa, liki kolmannes, tähdistä osoittautui olevan nykyisin aivan muualla kuin synnyinseuduillaan. 

"Nykyään monet ihmiset muuttavat kauas synnyinseuduiltaan, toisinaan toiselle puolelle maapalloa", toteaa tutkijaryhmää johtanut Hayden. "Nyt näyttää siltä, että sama pätee myös Linnunradan tähtiin: noin 30 prosenttia kotigalaksimme tähdistä on vaeltanut kauas kiertoradalta, jolla ne aikoinaan syntyivät."

"Linnunradan laitamilla tähdissä on keskimäärin vähemmän raskaita alkuaineita, mutta osalla niistä runsaudet vastaavat galaksin sisäosien tähtiä", lisää tutkijaryhmään kuulunut Jo Bovy.

Havainnoille löytyy selitys tähtien vaelluksesta. Aikaa myöten osa tähdistä siirtyy Linnunradan kiekossa ulommas tai sisemmäs. Jo aiemmin vastaava ilmiö on havaittu Auringon lähitähdillä, mutta nyt sama näyttää pätevän kaikkialla Linnunradassa. 

Syyksi tähän tähtien kansainvaellukseen arvellaan Linnunradan kiekon epäsäännöllisyyksiä, erityisesti spiraalihaaroja, jotka ovat kotigalaksillemme luonteenomainen piirre.

Tutkimuksesta kerrottiin SDSS:n uutissivuilla ja se julkaistiin The Astrophysical Journal -tiedelehdessä (maksullinen).

Kuva: Dana Berry/SkyWorks Digital, Inc./SDSS collaboration. Kuvassa on mittayksikkönä "KPC" eli kiloparsek. Yksi parsek on 3,2616 valovuotta, joten yksi kiloparsek on 3 261,6 valovuotta.