Vodík

Z Wikina

Přejít na: navigace, hledání

vodík (hydrogenium, „tvořící vodu“, H). Nejjednodušší, nejhojnější a nejstarší chemický prvek. Jádrem vodíkového atomu je proton, obal tvoří jediný elektron. V záporném iontu vodíku (H) jsou elektrony dva. Vodík je kosmogenní prvek, neboť (s heliem a částečně s lithiem) pochází z nejranějšího období vesmíru. Z vodíku byly vybudovány ve hvězdách všechny ostatní prvky (az na lithium, berylium a bór – viz nukleogeneze).

Vodík je jediný prvek, jehož izotopy mají různé názvy: obyčejný vodík 1H se někdy nazývá protium, těžký vodík 2H s jedním neutronem deuterium (D) a nejtěžší vodík 3H se dvěma neutrony tritium (T). Na 6000 atomů 1H připadá jedno deuterium 2H. Je to kosmologické deuterium, vzniklé v počátcích vesmíru. Tritium je radioaktivní (b), rozpadá se s poločasem 12,2 roky na izotop helia 3He. Obnovuje se v atmosféře působením kosmického záření. D a T jsou palivem pro termonukleární reaktory. Vodík, získávaný rozkladem vody pomocí sluneční energie, je pokládán za palivo budoucnosti. V palivových článcích se slučuje s kyslíkem a produkuje s vysokou účinností elektrický proud.

Obsah

V atmosférách chladnějších hvězd

V atmosférách chladnějších hvězd a v mezihvězdném prostoru je převážná část plynů jako molekulární vodík, H2. Jeho disociační energie je natolik vysoká (7,4 eV), že k jeho disociaci dochází jen v atmosférách těch nejteplejších hvězd. V chladnějších hvězdách není pozorován, neboť všechny jeho čáry ve viditelném spektru vycházejí z hladiny s energií excitace 6 eV, a pro tu jsou hvězdné atmosféry chladné.

Vodík představuje 90 % počtu všech atomů ve vesmíru a dvě třetiny jejich hmotnosti. Jeho přeměna v helium v nitru Slunce i velké většiny hvězd je zdrojem jejich záření. Jsou to hvězdy hlavní posloupnosti HR-diagramu. Vodík je hlavní složkou v obřích planetách. V jejich nitru, za vysokého tlaku několika mil. atmosfér, se mění v kov. V r. 1973 se to podařilo ruským technikům v laboratoři, za tlaku 2,8 Mbar, přičemž se hustota skokem změnila z 1,08 g cm–3 na 1,3 g cm–3. Za pokojové teploty by měl být kovový vodík supravodičem. V nitru Jupitera se za rok přemění vrstva molekulového vodíku silná několik málo centimetrů v kovový vodík. Přitom se Jupiter poněkud smrští a uvolní se energie. Proto Jupiter vyzařuje více energie, než přijímá od Slunce.

Vodík se snadno slučuje s jinými prvky. Vyskytuje se ve formě molekul, atomů a iontů podle teploty prostředí. Tvoří řadu sloučenin s jinými prvky, především s těmi, které se ve vesmíru často vyskytují: s kyslíkem, uhlíkem, dusíkem, křemíkem, hořčíkem a sírou (viz chemické složení vesmíru). Vodíkové sloučeniny najdeme v chladných hvězdách, v mezihvězdné hmotě i na planetách a jejich měsících.

Hydroxyl

Hydroxyl (OH) je ve slunečních skvrnách, ve hvězdách pozdních spektrálních tříd K a M, ve světle nočního nebe a v kometách. Na Slunci byly rovněž nalezeny vodíkové sloučeniny CH, OH, MgH, SiH. Pásy molekul BH, NH, CaH byly nalezeny pouze ve skvrnách. V kometách se vyskytují OH, CH, NH a NH2. V atmosférách obřích planet byly zjištěny NH3 a CH4. V uhlíkových chondritech byla nalezena řada organických molekul obsahujících vodík (viz Murchison). Mezi mezihvězdnými molekulami je mnoho různých druhů vodíkových sloučenin. Složité stabilní molekuly vodíku s uhlíkem PAH (polycyklické aromatické uhlovodíky) tvoří jemné částice v planetárních mlhovinách, červených obrech, difuzních mlhovinách, temných mlhovinách. Podle infračervených spekter představují PAH důležitou složku mezihvězdné hmoty v některých galaxiích.

na Zemi

Na Zemi je především ve vodě a v biosféře, v biomase, ropě, uhlí a zemním plynu. Volný se vyskytuje i v atmosféře, ale v množství (objemově) menším než jedna miliontina (< 1 ppm). Při pokojové teplotě je vodík směsí dvou druhů molekul: ortho- (75 %] a para- (25 %), které se od sebe liší spinem jejich elektronů a jader, i energií. Bod tání i varu pro paravodík je o 0,1°C nižší nez u orthovodíku.

Základní informace o vodíku ve vesmíru byly získány studiem Balmerovy série, která je nejintenzivnější ve spektru hvězd spektrální třídy A. Ve velmi horkých hvězdách spektrální třídy O je vodík zcela ionizován, takže nemůže vytvářet žádné spektrální čáry. V nejchladnějších hvězdách jsou naopak elektrony v základní hladině, takže nemohou Balmerovu sérii vytvořit.

V ultrafialové oblasti spektra je Lymanova série. Je studována pomocí spektrografů na družicích. Ve spektru vzdálených kvazarů se projevuje jako Lymanův les, který přináší informace o vzdálenosti, pohybu a velikosti oblaků mezigalaktického vodíku. V infračervené oblasti leží série Paschenova, Brackettova, Pfundova. Ty byly pozorovány ve slunečním spektru.

V mezihvězdném prostoru je velké množství v. (oblast H I a oblast H II). V neutrálním základním stavu vysílá zakázanou vodíkovou čáru 21 cm. Její měření přineslo základní poznatky o rozložení a pohybech neutrálního vodíku v naší Galaxii i v řadě cizích galaxií.


Odkazy

Reference

Velká encyklopedie vesmíru

Související témata

Literatura

Internetové odkazy

Osobní nástroje
Jmenné prostory
Varianty
Akce
Navigace
Stránky
Nástroje
[CNW:Counter]