Космос в популярном сознании представляется царством холода и пустоты (помните песню: «Здесь холод космический, цвет неба иной»?). Однако примерно с середины XIX века исследователи стали понимать, что пространство между звездами по крайней мере не пусто. Наглядный признак существования межзвездного вещества - так называемые темные облака, бесформенные черные пятна, особенно хорошо различимые на светлой полосе Млечного Пути. В XVIII–XIX веках полагали, что это реальные «дырки» в распределении звезд, однако к 1920-м годам сложилось мнение: пятна выдают присутствие колоссальных облаков межзвездной пыли, которые мешают нам видеть свет расположенных за ними звезд (фото 1).

В середине XIX века началась новая эпоха в астрономии: благодаря работам Густава Кирхгофа и Роберта Бунзена появился спектральный анализ, позволивший определять химический состав и физические параметры газа в астрономических объектах. Астрономы быстро оценили новую возможность, и 1860-е годы стали временем бурного расцвета звездной спектроскопии. Одновременно, во многом благодаря усилиям замечательного наблюдателя Уильяма Хеггинса, накапливались и доказательства наличия газа не только в звездах, но и в пространстве между ними.

Хеггинс был пионером научных исследований незвездной материи. С 1863 года он публиковал результаты спектроскопического исследования некоторых туманностей, включая Большую Туманность Ориона, и продемонстрировал, что спектры туманностей в видимом диапазоне сильно отличаются от спектров звезд. Излучение типичной звезды - непрерывный спектр, на который накладываются линии поглощения, рождающиеся в звездной атмосфере. А спектры туманностей, полученные Хеггинсом, состояли из нескольких эмиссионных линий, практически без непрерывного спектра. Это был спектр горячего разреженного газа, параметры которого совершенно не похожи на параметры газа в звездах. Основной вывод Хеггинса: получено наблюдательное подтверждение предположения Гершеля о том, что в космосе помимо звезд есть диффузное вещество, распределенное по значительным объемам пространства.

Чтобы собственное свечение межзвездного газа можно было наблюдать в оптическом диапазоне, он должен быть не только горячим, но и довольно плотным, а этим условиям отвечает далеко не все межзвездное вещество. В 1904 году Йоханнес Хартманн заметил, что более холодный и/или разреженный межзвездный газ выдает свое присутствие, оставляя в звездных спектрах собственные линии поглощения, которые рождаются не в атмосфере звезды, а вне ее, на пути от звезды к наблюдателю.

Исследование линий излучения и поглощения межзвездного газа позволило к 1930-м годам довольно хорошо изучить его химический состав и установить, что он состоит из тех же элементов, которые встречаются и на Земле. Несколько линий в спектрах долго не поддавались отождествлению, и Хеггинс предположил, что это новый химический элемент - небулий (от лат. nebula - облако), но он оказался всего лишь дважды ионизованным кислородом.

К началу 1930-х годов полагали, что все линии в спектре межзвездного газа выявлены и приписаны определенным атомам и ионам. Однако в 1934 году Пол Мерилл сообщил о четырех неидентифицированных линиях в желтой и красной областях спектра. Ранее наблюдавшиеся межзвездные линии имели очень малую ширину, как и положено атомарным линиям, образующимся в газе низкой плотности, а эти были шире и размытее. Практически сразу было высказано предположение, что это линии поглощения не атомов или ионов, а молекул. Но каких? Предлагались и экзотические молекулы, например натрия (Na 2), и привычные двухатомные соединения, еще в XIX веке обнаруженные в кометных хвостах тем же Хеггинсом, например молекула CN. Окончательно существование межзвездных молекул было установлено в конце 1930-х годов, когда несколько неидентифицированных линий в синей области спектра удалось однозначно связать с соединениями CH, CH + и CN.

Особенность химических реакций в межзвездной среде - доминирование двухчастичных процессов: стехиометрические коэффициенты всегда равны единице. Поначалу единственным путем к формированию молекул казались реакции «радиативной ассоциации»: чтобы два атома, столкнувшись, объединились в молекулу, необходимо отвести избыточную энергию. Если молекула, сформировавшись в возбужденном состоянии, успевает до распада излучить фотон и перейти в невозбужденное состояние, она сохраняет устойчивость. Расчеты, проведенные до 1950-х годов, показывали, что наблюдаемое содержание трех этих простых молекул вроде бы удается объяснить в предположении, что они формируются в реакциях радиативной ассоциации и разрушаются межзвездным полем излучения - совокупным полем излучения звезд Галактики.

Круг забот астрохимии в то время был не особенно широк, по крайней мере в межзвездной среде: три молекулы, с десяток реакций между ними и их составными элементами. Ситуация перестала быть спокойной в 1951 году, когда Дэвид Бэйтс и Лайман Спитцер пересчитали равновесные содержания молекул с учетом новых данных о скоростях реакций радиативной ассоциации. Оказалось, что атомы связываются в молекулы гораздо медленнее, чем считалось до этого, и потому простая модель промахивается в предсказании содержания CH и CH + на порядки величины. Тогда они предположили, что две из этих молекул появляются не в результате синтеза из атомов, а в результате разрушения более сложных молекул, конкретно - метана. А откуда взялся метан? Ну, он мог образоваться в звездных атмосферах, а потом попасть в межзвездную среду в составе пылинок.

Позже космической пыли стали приписывать и более активную химическую роль, нежели роль простого переносчика молекул. Например, если для эффективного протекания химических реакций в межзвездной среде не хватает третьего тела, которое отводило бы избыток энергии, почему не предположить, что это пылинка? Атомы и молекулы могли бы вступать в реакции друг с другом на ее поверхности, а потом испаряться, пополняя собой межзвездный газ.

Свойства межзвездной среды

Когда в межзвездной среде были обнаружены первые молекулы, ни ее физические свойства, ни даже химический состав не были хорошо известны. Само обнаружение молекул CH и CH + считалось в конце 1930-х годов важным доказательством наличия там углерода и водорода. Все изменилось в 1951 году, когда было обнаружено излучение межзвездного атомарного водорода, знаменитое излучение на длине волны около 21 см. Стало ясно, что именно водорода в межзвездной среде больше всего. По современным представлениям, межзвездное вещество - это водород, гелий и лишь 2% по массе более тяжелых элементов. Значительная часть этих тяжелых элементов, особенно металлов, находится в пылинках. Полная масса межзвездного вещества в диске нашей Галактики - несколько миллиардов масс Солнца, или 1–2% от полной массы диска. А масса пыли примерно в сто раз меньше массы газа.

Вещество распределено по межзвездному пространству неоднородно. Его можно разделить на три фазы: горячую, теплую и холодную. Горячая фаза - это очень разреженный корональный газ, ионизованный водород с температурой в миллионы кельвинов и плотностью порядка 0,001 см –3 , занимающий примерно половину объема галактического диска. Теплая фаза, на долю которой приходится еще половина объема диска, имеет плотность около 0,1 см –3 и температуру 8000–10 000 К. Водород в ней может быть и ионизованным, и нейтральным. Холодная фаза действительно холодна, ее температура не более 100 K, а в самых плотных областях мороз до единиц кельвинов. Холодный нейтральный газ занимает всего около процента объема диска, но масса его составляет примерно половину всей массы межзвездного вещества. Это подразумевает значительную плотность, сотни частиц на кубический сантиметр и выше. Значительную по межзвездным понятиям, конечно, - для электронных приборов это замечательный вакуум, 10 –14 торр!

Плотный холодный нейтральный газ имеет клочковатую облачную структуру, ту самую, что прослеживается по облакам межзвездной пыли. Логично предположить, что облака пыли и облака газа - это одни и те же облака, в которых пыль и газ перемешаны друг с другом. Однако наблюдения показали, что области пространства, в которых поглощающее действие пыли максимально, не совпадают с областями максимальной интенсивности излучения атомарного водорода. В 1955 году Барт Бок с соавторами предположили, что в наиболее плотных участках межзвездных облаков, тех самых, которые делаются непрозрачными в оптическом диапазоне из-за высокой концентрации пыли, водород находится не в атомарном, а в молекулярном состоянии.

Поскольку водород - основной компонент межзвездной среды, названия различных фаз отражают состояние именно водорода. Ионизованная среда - это среда, в которой ионизован водород, другие атомы могут сохранять нейтральность. Нейтральная среда - это среда, в которой водород нейтрален, хотя другие атомы могут быть ионизованы. Плотные компактные облака, предположительно состоящие в основном из молекулярного водорода, называются молекулярными облаками. Именно в них и начинается подлинная история межзвездной астрохимии.

Невидимые и видимые молекулы

Первые межзвездные молекулы были обнаружены благодаря своим линиям поглощения в оптическом диапазоне. Поначалу их набор был не слишком велик, и для их описания хватало простых моделей на основе реакций радиативной ассоциации и/или реакций на поверхностях пылинок. Однако еще в 1949 году И.С. Шкловский предсказал, что более удобен для наблюдения межзвездных молекул радиодиапазон, в нем можно наблюдать не только поглощение, но и излучение молекул. Чтобы увидеть линии поглощения, необходима фоновая звезда, излучение которой будут поглощать межзвездные молекулы. Но если вы смотрите на молекулярное облако, то фоновых звезд вы не увидите, потому что их излучение будет полностью поглощено пылью, входящей в состав того же самого облака! Если же молекулы излучают сами, вы увидите их везде, где они есть, а не только там, где их заботливо подсвечивают сзади.

Излучение молекул связано с наличием у них дополнительных степеней свободы. Молекула может вращаться, вибрировать, совершать более сложные движения, с каждым из которых связан набор энергетических уровней. Переходя с одного уровня на другой, молекула, так же, как и атом, поглощает и излучает фотоны. Энергетика этих движений невысока, поэтому они с легкостью возбуждаются даже при низких температурах в молекулярных облаках. Фотоны, соответствующие переходам между молекулярными энергетическими уровнями, попадают не в видимый диапазон, а в инфракрасный, субмиллиметровый, миллиметровый, сантиметровый... Поэтому исследования излучения молекул начались, когда у астрономов появились инструменты для наблюдений в длинноволновых диапазонах.

Правда, первая межзвездная молекула, обнаруженная по наблюдениям в радиодиапазоне, наблюдалась все-таки в поглощении: в 1963 году в радиоизлучении остатка сверхновой Кассиопея A. Это была линия поглощения гидроксила (OH) - длина волны 18 см, а вскорости гидроксил был обнаружен и в излучении. В 1968 году наблюдалась эмиссионная линия аммиака 1,25 см, через несколько месяцев нашли воду - линия 1,35 см. Очень важным открытием в исследованиях молекулярной межзвездной среды стало открытие в 1970 году излучения молекулы оксида углерода (CO) на длине волны 2,6 мм.

До этого времени молекулярные облака были в известной степени гипотетическими объектами. У самого распространенного химического соединения во Вселенной - молекулы водорода (H 2) - нет переходов в длинноволновой области спектра. При низких температурах в молекулярной среде она просто не светится, то есть остается невидимой, несмотря на все свое высокое содержание. У молекулы H 2 есть, правда, линии поглощения, но они попадают в ультрафиолетовый диапазон, в котором нельзя наблюдать с поверхности Земли; нужны телескопы, установленные либо на высотных ракетах, либо на космических аппаратах, что значительно усложняет наблюдения и еще значительнее удорожает их. Но даже при наличии заатмосферного инструмента линии поглощения молекулярного водорода можно наблюдать только при наличии фоновых звезд. Если учесть, что звезд или иных астрономических объектов, излучающих в ультрафиолетовом диапазоне, в принципе не так много и, кроме того, в этом диапазоне поглощение пыли достигает максимума, становится понятно, что возможности изучения молекулярного водорода по линиям поглощения весьма ограниченны.

Молекула CO стала спасением - в отличие, например, от аммиака, она начинает светиться при невысоких плотностях. Две ее линии, соответствующие переходам из основного вращательного состояния в первое возбужденное и из первого во второе возбужденное, попадают в миллиметровый диапазон (2,6 мм и 1,3 мм), все еще доступный для наблюдений с поверхности Земли. Более коротковолновое излучение поглощается земной атмосферой, более длинноволновое излучение дает изображения меньшей четкости (при заданном диаметре объектива угловое разрешение телескопа тем хуже, чем больше наблюдаемая длина волны). И молекул CO много, причем настолько много, что в этом виде находится, по-видимому, большая часть всего углерода в молекулярных облаках. Это означает, что содержание CO определяется не столько особенностями химической эволюции среды (в отличие от молекул CH и CH +), сколько попросту количеством доступных атомов C. И поэтому содержание CO в молекулярном газе можно считать, по крайней мере в первом приближении, постоянным.

Поэтому именно молекулу CO используют как индикатор наличия молекулярного газа. И если вам где-то встречается, например, карта распределения молекулярного газа в Галактике, это будет карта распределения именно оксида углерода, а не молекулярного водорода. Допустимость столь широкого применения CO в последнее время все чаще ставится под сомнение, но заменить его особенно нечем. Так что приходится компенсировать возможную неопределенность в интерпретации наблюдений CO осмотрительностью в ее проведении.

Новые подходы к астрохимии

В начале 1970-х годов количество известных межзвездных молекул стало измеряться десятками. И чем больше их открывалось, тем яснее становилось, что прежние химические модели, которые и содержание первой тройки CH, CH + и CN объясняли не очень уверенно, с возросшим количеством молекул вовсе не работают. Новый взгляд (он принят и сейчас) на химическую эволюцию молекулярных облаков был предложен в 1973 году Вильямом Ватсоном и независимо Эриком Хербстом и Вильямом Клемперером.

Итак, мы имеем дело с очень холодной средой и очень богатым молекулярным составом: сегодня известно около полутора сотен молекул. Реакции радиативной ассоциации слишком медленны, чтобы обеспечить наблюдаемое содержание даже двухатомных молекул, не говоря уже о более сложных соединениях. Реакции на поверхностях пылинок более эффективны, но при 10 К молекула, синтезированная на поверхности пылинки, в большинстве случаев останется примороженной к ней.

Ватсон, Хербст и Клемперер предположили, что в формировании молекулярного состава холодных межзвездных облаков определяющую роль играют не реакции радиативной ассоциации, а ион-молекулярные реакции, то есть реакции между нейтральными и ионизованными компонентами. Их скорости не зависят от температуры, а в некоторых случаях при низких температурах даже возрастают.

Дело за малым: вещество облака нужно немного ионизовать. Излучение (свет близких к облаку звезд или совокупное излучение всех звезд Галактики) не столько ионизует, сколько диссоциирует. Кроме того, из-за пыли излучение не проникает внутрь молекулярных облаков, засвечивая лишь их периферию.

Но в Галактике есть другой ионизующий фактор - космические лучи: атомные ядра, разогнанные каким-то процессом до очень высокой скорости. Природа этого процесса до сих пор окончательно не раскрыта, хотя ускорение космических лучей (тех, что интересны с точки зрения астрохимии) происходит, скорее всего, в ударных волнах, сопровождающих вспышки сверхновых звезд. Космические лучи (как и все вещество Галактики) состоят главным образом из полностью ионизованных водорода и гелия, то есть из протонов и альфа-частиц.

Сталкиваясь с самой распространенной молекулой H 2 , частица ионизует ее, превращая в ион H 2 + . Он, в свою очередь, вступает в ион-молекулярную реакцию с другой молекулой H 2 , образуя ион H 3 + . И вот этот-то ион и становится главным двигателем всей последующей химии, вступая в ион-молекулярные реакции с кислородом, углеродом и азотом. Дальше все идет по общей схеме, которая для кислорода выглядит так:

O + H 3 + → OH + + H 2
OH + + H 2 → H 2 O + + H
H 2 O + + H 2 → H 3 O + + H
H 3 O + + e → H 2 O + H или H 3 O + + e → OH + H 2

Последняя реакция в этой цепочке - реакция диссоциативной рекомбинации иона гидроксония со свободным электроном - приводит к образованию молекулы, насыщенной водородом, в данном случае молекулы воды, или к образованию гидроксила. Естественно, диссоциативная рекомбинация может случиться и с промежуточными ионами. Конечный итог этой последовательности для основных тяжелых элементов - образование воды, метана и аммиака. Возможен другой вариант: частица ионизует атом примесного элемента (O, C, N), а этот ион реагирует с молекулой H 2 , опять же с образованием ионов OH + , CH + , NH + (далее с теми же остановками). Цепочки разных элементов, естественно, развиваются не в изоляции: их промежуточные компоненты реагируют друг с другом, и в результате этого «перекрестного опыления» большая часть углерода переходит в молекулы CO, кислород, оставшийся не связанным в молекулах CO, - в молекулы воды и O 2 , а основным резервуаром азота становится молекула N 2 . Те же атомы, что не вошли в эти основные компоненты, становятся составными частями более сложных молекул, самая большая из которых, известная на сегодняшний день, состоит из 13 атомов.

В эту схему не вписываются несколько молекул, образование которых в газовой фазе оказалось крайне неэффективным. Например, в том же 1970 году кроме CO была в значительных количествах обнаружена существенно более сложная молекула - метанол. Долгое время синтез метанола считался результатом короткой цепочки: ион CH 3 + реагировал с водой, образуя протонированный метанол CH 3 OH 2 + , а затем этот ион рекомбинировал с электроном, разделяясь на метанол и атом водорода. Однако эксперименты показали, что молекуле CH 3 OH 2 + при рекомбинации проще разваливаться посередине, так что газофазный механизм образования метанола не работает.

Однако есть и более важный пример: в газовой фазе не образуется молекулярный водород! Схема с ион-молекулярными реакциями работает только при условии, что в среде уже есть молекулы H 2 . Но откуда они берутся? Существует три способа сформировать молекулярный водород в газовой фазе, но все они чрезвычайно медленны и в галактических молекулярных облаках работать не могут. Решение проблемы найдено в возвращении к одному из прежних механизмов, а именно к реакциям на поверхностях космических пылинок.

Как и прежде, пылинка в этом механизме играет роль третьего тела, предоставляя на своей поверхности условия для объединения атомов, которые не могут объединиться в газовой фазе. В холодной среде свободные атомы водорода примерзают к пылинкам, но из-за тепловых колебаний не сидят на одном месте, а диффундируют по их поверхности. Два атома водорода, встретившись в процессе этих блужданий, могут объединиться в молекулу H 2 , а энергия, выделяющаяся при реакции, отрывает молекулу от пылинки и переносит ее в газ.

Естественно, если атом водорода встретит на поверхности не своего собрата, а какой-то другой атом или молекулу, итог реакции также будет иным. Но есть ли на пыли другие компоненты? Есть, и на это указывают современные наблюдения наиболее плотных частей молекулярных облаков, так называемых ядер, которые (не исключено) в будущем превратятся в звезды, окруженные планетными системами. В ядрах происходит химическая дифференциация: из наиболее плотной части ядра исходит в основном излучение соединений азота (аммиака, иона N 2 H +), а соединения углерода (CO, CS, C 2 S) светятся в окружающей ядро оболочке, поэтому на картах радиоизлучения такие ядра выглядят как компактные пятна эмиссии соединений азота, окруженные колечками эмиссии оксида углерода.

Современное объяснение дифференциации таково: в наиболее плотной и холодной части молекулярного ядра соединения углерода, в первую очередь CO, примерзают к пылинкам, образуя на них ледяные оболочки-мантии. В газовой фазе они сохраняются только на периферии ядра, куда, возможно, проникает излучение звезд Галактики, частично испаряющее ледяные мантии. С соединениями азота ситуация иная: основная азотсодержащая молекула N 2 к пыли примерзает не так быстро, как CO, и потому в газовой фазе даже самой холодной части ядра гораздо дольше остается достаточно азота, чтобы обеспечить наблюдаемое количество аммиака и иона N 2 H + .

В ледяных мантиях пылинок тоже идут химические реакции, главным образом связанные с добавлением атомов водорода к примерзшим молекулам. Например, последовательное присоединение атомов H к молекулам CO в ледяных оболочках пылинок приводит к синтезу метанола. Чуть более сложные реакции, в которых помимо водорода участвуют и другие компоненты, ведут к появлению и других многоатомных молекул. Когда в недрах ядра загорается молодая звезда, ее излучение испаряет мантии пылевых частиц, и продукты химического синтеза появляются в газовой фазе, где их также удается наблюдать.

Успехи и проблемы

Разумеется, помимо ион-молекулярных и поверхностных реакций в межзвездной среде происходят и другие процессы: и нейтраль-нейтральные реакции (в том числе реакции радиативной ассоциации), и фотореакции (ионизации и диссоциации), и процессы обмена компонентами между газовой фазой и пылинками. В современные астрохимические модели приходится включать сотни различных компонентов, связанных между собой тысячами реакций. Важно вот что: количество моделируемых компонентов существенно превышает то количество, что реально наблюдается, поскольку из одних только наблюдаемых молекул составить работающую модель не удается! Собственно говоря, так было с самого начала современной астрохимии: ион H 3 + , существование которого постулировалось в моделях Ватсона, Хербста и Клемперера, был обнаружен в наблюдениях только в середине 1990-х годов.

Все современные данные о химических реакциях в межзвездной и околозвездной среде собраны в специализированных базах данных, из которых наиболее популярны две: UDFA (UMIST Database for Astrochemistry ) и KIDA (Kinetic Database for Astrochemistry ).

Эти базы данных, по сути, представляют собой списки реакций с двумя реагентами, несколькими продуктами и численными параметрами (от одного до трех), позволяющими рассчитать скорость реакции в зависимости от температуры, поля излучения и потока космических лучей. Наборы реакций на поверхностях пылинок менее стандартизованы, однако и здесь есть два-три варианта, которые применяются в большинстве астрохимических исследований. Реакции, включенные в эти наборы, позволяют количественно объяснить результаты наблюдений молекулярного состава объектов разного возраста и при разных физических условиях.

Сегодня астрохимия развивается в четырех направлениях.

Во-первых, большое внимание привлекает к себе химия изотопомеров, в первую очередь химия соединений дейтерия. Помимо атомов H в межзвездной среде присутствуют также атомы D, в пропорции примерно 1:100 000, что сравнимо с содержанием прочих примесных атомов. Помимо молекул H 2 на пылинках образуются также молекулы HD. В холодной среде реакция
H 3 + + HD → H 2 D + + H 2
не уравновешивается обратным процессом. Ион H 2 D + играет в химии роль, аналогичную роли иона H 3 + , и через него атомы дейтерия начинают распространяться по более сложным соединениям. Итог оказывается достаточно интересным: при общем отношении D/H порядка 10 –5 отношение содержания некоторых дейтерированных молекул к содержанию недейтерированных аналогов (например, HDCO к H 2 CO, HDO к H 2 O) достигает процентов и даже десятков процентов. Аналогичное направление совершенствования моделей - учет различий в химии изотопов углерода и азота.

Во-вторых, одним из основных астрохимических направлений остаются реакции на поверхностях пылинок. Здесь большая работа проводится, например, по изучению особенностей реакций в зависимости от свойств поверхности пылинки и от ее температуры. До сих пор неясны детали испарения с пылинки синтезировавшихся на ней органических молекул.

В-третьих, химические модели постепенно проникают все глубже в исследования динамики межзвездной среды, в том числе в исследования процессов рождения звезд и планет. Это проникновение очень важно, поскольку оно позволяет напрямую соотносить численное описание движений вещества в межзвездной среде с наблюдениями молекулярных спектральных линий. Кроме того, эта задача имеет и астробиологическое приложение, связанное с возможностью попадания межзвездной органики на формирующиеся планеты.

В-четвертых, все больше становится наблюдательных данных о содержании различных молекул в других галактиках, в том числе и в галактиках на больших красных смещениях. Это означает, что мы уже не можем замыкаться в рамках Млечного Пути и должны разбираться с тем, как происходит химическая эволюция при ином элементном составе среды, при других характеристиках поля излучения, при других свойствах пылинок или какие химические реакции происходили в догалактической среде, когда весь набор элементов ограничивался водородом, гелием и литием.

При этом и рядом с нами остается немало загадок. Например, линии, найденные в 1934 году Мериллом, так до сих пор и не отождествлены. Да и происхождение первой найденной межзвездной молекулы - CH + - остается пока неясным...

Бесконечно разнообразные живые организмы состоят из ограниченного набора атомов, появлением которого мы в значительной степени обязаны звездам. Самое мощное событие в жизни Вселенной - Большой Взрыв - заполнило наш мир веществом весьма скудного химического состава.
Считается, что объединение нуклонов (протонов и нейтронов) в расширяющемся пространстве не успело продвинуться дальше гелия. Поэтому догалакгическая Вселенная была заполнена почти исключительно ядрами водорода (то есть попросту протонами) с небольшой - примерно четверть по массе - добавкой ядер гелия (альфа-частиц). Больше в ней, не считая легких электронов, не было практически ничего. Как именно происходило первичное обогащение Вселенной ядрами более тяжелых элементов, мы пока сказать не можем. По сей день не обнаружена ни одна «первичная» звезда, то есть объект, состоящий только из водорода и гелия. Существуют специальные программы поиска звезд с низким содержанием металлов (напомним, что астрономы условились называть «металлами» все элементы тяжелее гелия), и эти программы показывают, что звезды «экстремально низкой металличности» в нашей Галактике крайне редки. Они есть, у некоторых рекордных экземпляров содержание, например, железа уступает солнечному в десятки тысяч раз. Однако таких звезд - единицы, и вполне может оказаться, что «в их лице» мы имеем дело не с «почти первичными» объектами, а просто с какой-то аномалией. В целом же даже в самых старых звездах Галактики содержатся изрядные количества углерода, азота, кислорода и более тяжелых атомов. Это означает, что даже наиболее древние галактические светила - в действительности не первые: до них во Вселенной уже имелись какие-то «фабрики» по производству химических элементов.

Европейская инфракрасная космическая обсерватория Herschel обнаружила в БТО спектральные «отпечатки» органических молекул. На этом изображении на инфракрасный снимок Туманности Ориона, полученный космическим телескопом Spitzer (NASA), наложен ее спектр, снятый спектрографом высокого разрешения HIFI обсерватории Herschel. Он наглядно демонстрирует ее насыщенность сложными молекулами: в спектре легко отождествляются линии воды, моноксида углерода и диоксида серы, а также органических соединений - формальдегида, метанола, диметилового эфира, синильной кислоты и их изотопных аналогов. Неподписанные пики принадлежат многочисленным пока не идентифицированным молекулам.

Сейчас считается, что такими фабриками могли быть сверхмассивные звезды так называемого населения третьего (III) типа. Дело в том, что тяжелые элементы - не просто «приправа» к водороду и гелию. Это важные участники процесса звездообразования, которые позволяют сжимающемуся протозвездному газовому сгустку сбрасывать тепло, выделяющееся при сжатии. Если лишить его такого теплоотвода, он попросту не сможет сжаться - то есть не сможет стать звездой... Точнее, сможет, но только при условии, что его масса очень велика - в сотни и тысячи раз больше, чем у современных звезд. Поскольку звезда живет тем меньше, чем больше ее масса, первые гиганты существовали очень недолго. Они прожили короткие яркие жизни и взорвались, не оставив никакого следа, кроме атомов тяжелых элементов, успевших синтезироваться в их недрах или образовавшихся непосредственно при взрывах.
В современной Вселенной практически единственным поставщиком тяжелых элементов является звездная эволюция. В наиболее значительной степени таблицу Менделеева «заполняют», скорее всего, звезды, масса которых превышает солнечную более чем на порядок. Если на Солнце и других подобных светилах термоядерный синтез в ядре не заходит дальше кислорода, то более массивные объекты в процессе эволюции приобретают «луковичную» структуру: их ядра окружены слоями, и чем глубже слой - тем более тяжелые ядра в нем синтезируются. Здесь цепочка термоядерных превращений заканчивается уже не кислородом, а железом, с образованием промежуточных ядер - неона, магния, кремния, серы и других.

Большая Туманность Ориона (БТО) - одна из ближайших областей звездообразования, содержащая большие количества газа, пыли и новорожденных звезд. Одновременно эта туманность является одной из крупнейших «химических фабрик» в нашей Галактике, причем ее истинная «мощность», равно как и пути синтеза в ней молекул межзвездного вещества, астрономам пока не совсем понятны. Это изображение получено с помощью Камеры широкого поля (Wide Field Imager Camera), установленной на 2,2-метровом телескопе MPG/ES0 обсерватории Ла Силья в Чили.

ОРГАНИЧЕСКИЕ МОЛЕКУЛЫ В КОСМОСЕ

Чтобы обогатить Вселенную этой смесью, мало синтезировать атомы - нужно еще и выбросить их в межзвездное пространство. Это происходит при вспышке сверхновой: когда у звезды образуется железное ядро, она теряет устойчивость и взрывается, разбрасывая вокруг себя часть продуктов термоядерного синтеза. Попутно в разлетающейся оболочке происходят реакции, порождающие ядра тяжелее железа. К похожему результату приводят и вспышки сверхновых другого типа - термоядерные взрывы на белых карликах, масса которых из-за перетекания вещества со звезды-спутника или благодаря слиянию с другим белым карликом становится больше предела Чандрасекара (1,4 солнечной массы).
В обогащение Вселенной рядом элементов - в том числе углеродом и азотом, необходимыми для синтеза органических молекул - заметный вклад вносят также менее массивные звезды, заканчивающие свою жизнь образованием белого карлика и расширяющейся планетарной туманности. На завершающем этапе эволюции в их оболочках также начинают происходить ядерные реакции, усложняющие элементный состав вещества, позже выбрасываемого в космическое пространство.
В итоге межзвездное вещество Галактики, и по сей день состоящее в основном из водорода и гелия, оказывается загрязненным (или обогащенным - это уж как посмотреть) атомами более тяжелых элементов.

Букминстерфуллерены (сокращённо «фуллерены» или «букиболы») - крохотные сферические структуры, состоящие из четного числа (но не менее 60) углеродных атомов, соединенных в подобие узора футбольного мяча - впервые были обнаружены в спектрах планетарной туманности в Малом Магеллановом Облаке (ММО), одной из ближайших к нашей Галактике звездных систем. Открытие совершила в июле 2010 г. рабочая группа космического телескопа Spitzer (NASA), ведущего наблюдения в инфракрасном диапазоне. Общая масса содержащихся в туманности фуллеренов всего в пять ра? меньше массы Земли. На фоне снимка ММО, сделанного телескопом Spitzer, показано увеличенное изображение планетарной туманности (меньшая врезка) и найденных в ней молекул фуллерена (большая врезка), состоящих из 60 атомов углерода. К настоящему времени уже получены сообщения о регистрации характерных линий подобных молекул в спектрах объектов, расположенных в пределах Млечного Пути.

ОРГАНИЧЕСКИЕ МОЛЕКУЛЫ В КОСМОСЕ

Эти атомы переносятся общими «течениями» галактического газа, вместе с ним сгущаются в молекулярные облака, попадают в протозвездные сгустки и протопланетные диски... чтобы в конечном итоге стать частью планетных систем и тех существ, которые их населяют. По крайней мере, один пример такой обитаемой планеты нам известен вполне достоверно.

Органика из неорганики

Земная жизнь - во всяком случае, с научной точки зрения - основана на химии и представляет собою цепочку взаимопревращений молекул. Правда, не каких-нибудь, а весьма сложных, но все-таки молекул - комбинаций атомов углерода, водорода, кислорода, азота, фосфора и серы (и пары десятков реже встречающихся элементов) в различных пропорциях. Сложность даже самых примитивных «живых» молекул долгое время мешала распознать в них обычные химические соединения. Существовало представление о том, что вещества, входящие в состав живых организмов, наделены особым качеством - «жизненной силой», поэтому заниматься их изучением должна специальная отрасль науки - органическая химия.
Одним из переломных моментов в истории химии считаются опыты Фридриха Вёлера (Friedrich Wohler), который в 1828 г. впервые синтезировал мочевину - органическое вещество - из неорганического (цианата аммония). Эти опыты стали первым шагом на пути к важнейшей концепции - признанию возможности зарождения жизни из «неживых» ингредиентов. В конкретных химических терминах ее впервые сформулировал в начале 1920-х годов советский биолог Александр Опарин. По его мнению, средой для возникновения жизни на Земле стала смесь простых молекул (аммиака, воды, метана и пр.), известная сейчас как «первичный бульон». В нем под воздействием внешних «впрысков» энергии (например, молний) небиологическим путем синтезировались простейшие органические молекулы, которые затем за очень длительный срок «собрались» в высокоорганизованные живые существа.

Экспериментальным доказательством возможности органического синтеза в «первичном бульоне» в начале 1950-х годов стали знаменитые опыты Хэролда Юри и Стэнли Миллера (Harold Urey, Stanley Miller), заключавшиеся в пропускании электрических разрядов сквозь смесь перечисленных выше молекул. Через пару недель эксперимента в этой смеси находили богатый ассортимент органики, включая простейшие аминокислоты и сахара. Эта наглядная демонстрация простоты абиогенеза имела отношение не только к проблеме происхождения земной жизни, но и к более масштабной проблеме жизни во Вселенной: поскольку никакие экзотические условия для синтеза органики на молодой Земле не требовались, логично было бы допустить, что подобные процессы имели место (или будут иметь место) на других планетах.

Поиски признаков жизни

Если до середины XX века в качестве наиболее вероятного места обитания «братьев по разуму» рассматривался фактически только Марс, то после окончания Второй мировой войны установление контактов на межзвездных расстояниях стало казаться делом ближайшего будущего. Именно в то время зародились основы новой науки, находящейся на стыке астрономии и биологии. Ее называют по-разному - экзобиология, ксенобиология, биоастрономия - но чаще всего употребляется название «астробиология». И одним из самых неожиданных астробиологических открытий за последние десятилетия стало осознание того факта, что простейшим «кирпичикам» жизни не было необходимости синтезироваться на Земле из неживой материи, в «первичном бульоне». Они могли попадать на нашу планету уже в готовом состоянии, ибо органические молекулы, как выяснилось, в изобилии присутствуют не только на планетах, но и - чего изначально даже не подозревали - в межзвездном газе.
Мощнейшим инструментом для изучения внеземного вещества является спектральный анализ. Он основан на том, что электроны в атоме находятся в состояниях - или, как принято говорить, занимают уровни - со строго определенными энергиями, и переходят с уровня на уровень, излучая или поглощая фотон, энергия которого равна разности энергий начального и конечного уровня. Если атом находится между наблюдателем и каким-либо источником света (например, фотосферой Солнца), он будет «выедать» из спектра этого источника только фотоны определенных частот, способные вызывать переходы электронов между энергетическими уровнями данного атома. В спектре на этих частотах появятся темные провалы - линии поглощения. Поскольку набор уровней индивидуален не только для каждого атома, но и для каждого иона (атома, лишенного одного или нескольких электронов), по набору спектральных линий можно надежно установить, какие именно атомы их породили. Например, по линиям в спектре Солнца и других звезд можно узнать, из чего состоят их атмосферы.
В 1904 г. Йоханнес Хартман (Johannes Hartmann) первым установил важный факт: не все линии в спектрах звезд возникают в звездных атмосферах. Некоторые из них порождаются атомами, находящимися гораздо ближе к наблюдателю - не возле звезды, а в межзвездном пространстве. Так были впервые обнаружены признаки существования межзвездного газа (точнее, только одного из его компонентов - ионизированного кальция).
Нельзя сказать, что это стало шокирующим открытием. В конце концов, почему бы в межзвездной среде (МЗС) не находиться ионизированному кальцию? Но мысль о том, что в ней могут присутствовать не только ионизированные и нейтральные атомы различных элементов, но и молекулы, долгое время казалась фантастической. МЗС в то время считалась местом, непригодным для синтеза хоть сколько-нибудь сложных соединений: крайне низкие плотности и температуры должны замедлять скорости химических реакций в ней практически до нуля. А если вдруг какие-то молекулы там все же появятся, они немедленно снова распадутся на атомы под действием света звезд.
Поэтому между открытием межзвездного газа и признанием существования межзвездных молекул прошло более 30 лет. В конце 1930-х годов в ультрафиолетовой области спектра были найдены линии поглощения МЗС, которые поначалу не удавалось приписать какому-либо химическому элементу. Объяснение оказалось простым и неожиданным: эти линии принадлежат не отдельным атомам, а молекулам - простейшим двухатомным соединениям углерода (СН, CN, СН+). Дальнейшие спектральные наблюдения в оптическом и ультрафиолетовом диапазонах позволили обнаружить линии поглощения свыше десятка межзвездных молекул.

«Подсказка» радиоастрономии

Подлинный расцвет исследований межзвездного «химического ассортимента» начался после появления радиотелескопов. Дело в том, что энергетические уровни в атоме - если не вдаваться в подробности - связаны только с движением электронов вокруг ядра, но у молекул, объединяющих несколько атомов, имеются дополнительные «движения», отражающиеся в спектре: молекула может вращаться, вибрировать, закручиваться... И с каждым из этих движении связана энергия, которая, как и энергия электрона, может иметь лишь фиксированный набор значений. Различные состояния молекулярного вращения или колебания тоже называются «уровнями». При переходе с уровня на уровень молекула также излучает или поглощает фотон. Важное отличие состоит в том, что энергии вращательных и колебательных уровней сравнительно близки. Поэтому их разность невелика, и фотоны, поглощаемые либо излучаемые молекулой при переходе с уровня на уровень, попадают не в ультрафиолетовый и даже не в видимый диапазон, а в инфракрасный (колебательные переходы) и в радиодиапазон (вращательные переходы).

Советский астрофизик Иосиф Шкловский первым обратил внимание на то, что спектральные линии излучения молекул нужно искать в радиодиапазоне. Конкретно он писал про молекулу (точнее, свободный радикал) гидроксила ОН, которая при определенных условиях становится источником радиоизлучения на длине волны 18 см, очень удобной для наблюдений с Земли. Именно гидроксил и стал первой молекулой в МЗС, обнаруженной в 1963 г. в ходе радионаблюдений и дополнившей список уже известных двухатомных межзвездных молекул.
Но дальше стало интереснее. В 1968 г. были опубликованы результаты наблюдений трех- и четырехатомных молекул - воды и аммиака (Н 2 0, NH 3). А годом позже появилось сообщение об открытии в МЗС первой органической молекулы - формальдегида (Н 2 СO). С тех пор астрономы открывают по нескольку новых межзвездных молекул ежегодно, так что сейчас полное их число превысило две сотни. Конечно, доминируют в этом списке простые соединения, включающие от двух до четырех атомов, но значительную часть (более трети) составляют многоатомные молекулы.
Добрую половину многоатомных межзвездных соединений в земных условиях мы однозначно отнесли бы к органике: формальдегид, диметиловый эфир, метиловый и этиловый спирт, этиленгликоль, метилформиат, уксусная кислота... Самая «длинная» молекула из числа открытых в МЗС была найдена в 1997 г. в одном из плотных сгустков молекулярного облака ТМС-1 в созвездии Тельца. Для Земли это не очень обычное соединение из семейства цианополиинов, представляющее собой цепочку из 11 атомов углерода, к одному концу которой «прикреплен» атом водорода, к другому - атом азота. В этом же сгустке обнаружены и другие органические молекулы, но по каким-то причинам он особенно богат именно молекулами цианополиинов с углеродными цепочками различной длины (3, 5, 7, 9, 11 атомов), за что получил название «цианополииновый пик».
Еще один известный объект с богатым «органическим содержанием» - молекулярное облако Sgr B2(N), расположенное вблизи центра нашей Галактики в направлении созвездия Стрельца. В нем открыто особенно много сложных молекул. Однако оно не обладает в этом отношении какой-то исключительностью - скорее, тут срабатывает эффект «поиска под фонарем». Обнаружение новых молекул, особенно органических - очень сложная задача, и наблюдатели зачастую предпочитают направлять телескопы на те участки неба, которые с большей вероятностью сулят успех. Поэтому мы очень много знаем о концентрации органики в молекулярных облаках Тельца, Ориона, Стрельца, и почти не располагаем информацией о содержании сложных молекул во многих других подобных облаках. Но это отнюдь не значит, что органики там нет - просто до этих объектов еще «антенны не дошли».

Трудности расшифровки

Здесь необходимо пояснить, что в данном случае означает «сложность». Даже элементарный анализ звездных спектров - весьма непростая задача. Да, набор линий каждого атома и иона строго индивидуален, но в спектре звезды друг на друга накладываются линии многих десятков элементов, и «рассортировать» их бывает очень нелегко. В случае же спектров органических молекул ситуация осложняется сразу по нескольким направлениям. Большинство многочисленных линий излучения (поглощения) атомов и ионов попадает в узкий спектральный диапазон, доступный для наблюдений с Земли. У сложных молекул количество линий также исчисляется тысячами, но эти линии «разбросаны» значительно шире - от ближнего ИК-диапазона (единицы и десятки микрометров) до радиодиапазона (десятки сантиметров).
Допустим, мы хотим доказать, что в молекулярном облаке имеется молекула акрилонитрила (CH 2 CHCN). Для этого нужно, во-первых, знать, в каких линиях излучает эта молекула. Но для многих соединений такие данные отсутствуют! Теоретические методы далеко не всегда позволяют рассчитать положение линий, а в лаборатории спектр молекулы зачастую не удается измерить, например, потому, что ее сложно выделить в чистом виде. Во-вторых, необходимо рассчитать относительные интенсивности этих линий. Их яркость зависит от свойств молекулы и от параметров среды (температуры, плотности и пр.), в которой она находится. Теория позволит предсказать, что в исследуемом молекулярном облаке линия на одной длине волны должна быть в три раза ярче линии той же молекулы на другой длине волны. Если найдены линии на нужных длинах волн, но с неправильным отношением интенсивностей - это весомый повод усомниться в правильности их идентификации. Разумеется, для уверенного обнаружения молекулы нужно провести наблюдения облака в максимально широком спектральном диапазоне. Но значительная часть электромагнитного излучения из космоса не достигает поверхности Земли! Значит, приходится либо наблюдать спектр молекулы фрагментарно в «окнах прозрачности» земной атмосферы, что, конечно, не добавляет надежности полученным результатам, либо использовать космический телескоп, что удается сделать крайне редко. Наконец, не стоит забывать, что линии искомой молекулы придется выделять среди других молекул, которых там десятки разновидностей, и у каждой - тысячи линий...
Неудивительно поэтому, что к отождествлению некоторых «представителей» космической органики астрономы идут годами. Показательна в этом отношении история обнаружения в МЗС глицина - простейшей аминокислоты. Хотя сообщения о регистрации в спектрах молекулярных облаков характерных признаков этой молекулы появлялись неоднократно, факт ее наличия все еще не является общепризнанным: хотя многие линии, как будто бы принадлежащие глицину, реально наблюдаются, другие его ожидаемые линии в спектрах отсутствуют, что дает повод усомниться в идентификации.

Лаборатории межзвездного синтеза

Но все это - сложности наблюдений. В теории за последние десятилетия ситуация с межзвездным органическим синтезом существенно прояснилась, и теперь мы четко понимаем, что первоначальные представления о химической инертности МЗС были неверны. Для этого, конечно, пришлось предварительно многое узнать о ее составе и физических свойствах. Значительная доля объема межзвездного пространства действительно «стерильна». Она заполнена очень горячим и разреженным газом с температурами от тысяч до миллионов кельвинов и пронизана жестким высокоэнергетическим излучением. Но попадаются в Галактике и отдельные конденсации межзвездного вещества, где температура низка (от единиц до десятков кельвинов), а плотность - заметно выше средней (сотни и более частиц на кубический сантиметр). Газ в этих конденсациях перемешан с пылью, которая эффективно поглощает жесткое излучение, в результате чего их внутреннее пространство - холодное, плотное, темное - оказывается удобным местом для протекания химических реакций и накопления молекул. В основном такие «космические лаборатории» встречаются в уже упоминавшихся молекулярных облаках. Совокупно они занимают меньше процента общего объема галактического диска, но в них сосредоточена примерно половина массы межзвездной материи Млечного Пути.

Полицикяические ароматические углеводороды (ПАУ) - наиболее сложные соединения, обнаруженные в межзвездном пространстве. На этом инфракрасном снимке области звездообразования в созвездии Кассиопеи показаны структуры молекул некоторых из них (атомы водорода - белые, углерода - серые, кислорода -красные), а также несколько их характерных спектральных линий. Ученые полагают, что в ближайшем будущем спектры ПАУ будут иметь особую ценность для расшифровки химического состава межзвездной среды методами инфракрасной спектроскопии.

ОРГАНИЧЕСКИЕ МОЛЕКУЛЫ В КОСМОСЕ

Элементный состав молекулярных облаков напоминает состав Солнца. В основном они состоят из водорода - точнее, молекул водорода Н 2 с небольшой «добавкой» гелия. Остальные элементы присутствуют на уровне незначительных примесей с относительным содержанием около 0,1% (для кислорода) и ниже. Соответственно и молекул, включающих эти примесные атомы, тоже очень мало по отношению к самой распространенной молекуле Н 2 . Но почему эти молекулы вообще образуются? На Земле для химического синтеза используются специальные установки, обеспечивающие достаточно высокие плотности и температуры. Как работает межзвездный «химический реактор» - холодный и разреженный?
Здесь нужно помнить, что астрономия имеет дело с другими масштабами времени. На Земле нам нужно получить результат быстро. Природа же никуда не торопится. Синтез межзвездной органики занимает сотни тысяч и миллионы лет. Но даже для таких медленно протекающих реакций необходим катализатор. В молекулярных облаках его роль играют частицы космических лучей. Первым шагом к синтезу сложных органических молекул можно считать формирование связи С-Н. Но если просто взять смесь молекул водорода и атомов углерода - эта связь сама по себе образовываться не будет. Другое дело - если часть атомов и молекул каким-то образом превратить в ионы. Химические реакции с участием ионов протекают куда быстрее. Именно эту начальную ионизацию и обеспечивают космические лучи, инициируя цепочку взаимодействий, в ходе которых атомы тяжелых элементов (углерода, азота, кислорода) начинают «прицеплять» к себе атомы водорода, образуя простые молекулы, в том числе и обнаруженные в МЗС в первую очередь (СН и СН+).
Дальнейший синтез идет еще легче. Двухатомные молекулы присоединяют к себе новые атомы водорода, превращаясь втрех- и четырехатомные (СН 2 +, СН 3 +), многоатомные молекулы начинают реагировать между собой, трансформируясь в более сложные соединения - ацетилен, синильную кислоту (HCN), аммиак, формальдегид, которые, в свою очередь, становятся «кирпичиками» для синтеза комплексной органики.
После того, как космические лучи дали первичный толчок химическим реакциям, важным катализатором межзвездного органического синтеза становятся частицы космической пыли. Они не только защищают внутренние области молекулярных облаков от разрушительного излучения, но и предоставляют свою поверхность для эффективного «производства» многих неорганических и органических молекул. В совокупности реакций нетрудно представить себе образование не только глицина, но и более сложных соединений. В этом смысле можно сказать, что задача обнаружения простейшей аминокислоты имеет скорее спортивный смысл: кто первым уверенно найдет ее в космосе. В том, что глицин в молекулярных облаках присутствует, ученые не сомневаются.

Как выжить «молекулам жизни»

В общем, на данный момент можно считать доказанным, что для синтеза органики не обязателен «первичный бульон». Природа прекрасно справляется с этой задачей и в космическом пространстве. Но имеет ли межзвездная органика какое-то отношение к появлению жизни? Действительно, звезды и планетные системы образуются в молекулярных облаках и, естественно, «вбирают» их вещество. Однако прежде, чем стать планетой, это вещество проходит через достаточно жесткие условия протопланетного диска и не менее жесткие условия молодой Земли. К сожалению, наши возможности исследовать эволюцию органических соединений в протопланетных дисках весьма ограничены. По размеру они очень малы, и искать в них органические молекулы еще сложнее, чем в молекулярных облаках. Пока что в формирующихся планетных системах других звезд обнаружено около десятка молекул. Конечно, в их число входят и простые органические соединения (в частности, формальдегид), но более подробно эволюцию органики в этих условиях мы пока описать не можем.
На помощь приходят исследования нашей собственной планетной системы. Правда, ей уже больше четырех с половиной миллиардов лет «от роду», но часть ее первичного протопланетного вещества и по сей день сохранилась в некоторых метеоритах. Именно в них обилие органики оказалось вполне впечатляющим - особенно в так называемых углистых хондритах, составляющих несколько процентов от общего числа упавших на Землю «небесных камней». Они обладают рыхлой глинистой структурой, богаты связанной водой, но главное - значительную часть их вещества «занимает» углерод, входящий в состав множества органических соединений. Метеоритная органика состоит из относительно простых молекул, среди которых есть и аминокислоты, и азотистые основания, и (карбоновые кислоты, и «нерастворимое органическое вещество», представляющее собой продукт полимеризации (осмоления) более простых соединений. Конечно, мы не можем сейчас уверенно сказать, что эта органика была «унаследована» из вещества протосолнечного молекулярного сгустка, но косвенные признаки на это указывают - в частности, в метеоритах обнаружен явный избыток изотопомеров ряда молекул.

	Ацетальдегид (слева) и его изомеры - виниловый спирт и окись этилена - также обнаружены в межзвездном пространстве.
10 восьмиатомных		В 1997 г. радионаблюдения подтвердили наличие в космосе уксусной кислоты.
9 девятиатомных молекул и 17 молекул, содержащих от 10 до 70 атомов		Одни из самых тяжелых (и длинных) молекул, найденных в космическом пространстве, относятся к классу полиинов - они содержат несколько тройных связей, последовательно соединенных «в цепочку» одинарными связями. В земных условиях не встречаются.
МОЛЕКУЛЫ, ОТКРЫТЫЕ К НАСТОЯЩЕМУ ВРЕМЕНИ В МЕЖЗВЕЗДНОМ ПРОСТРАНСТВЕ

Изотопомерами или изотопологами называют молекулы, в которых один или несколько атомов замещены неосновным (не самым распространенным) изотопом химического элемента. Например, изотопомером является тяжелая вода, в которой легкий изотоп водорода протий замещен дейтерием. Особенность химии молекулярных облаков состоит в том, что в них изотопомеры образуются несколько более эффективно, чем «обычные» молекулы. Например, содержание дейтерирован-ого формальдегида (HDCO) может составлять десятки процентов от содержания обычного формальдегида - при том, что в целом атомов дейтерия (D) в космосе в сотню тысяч раз меньше, чем атомов протия (Н). Такое же «предпочтение» межзвездные молекулы отдают изотопу азота 15N против обычного 14N. И такое же относительное переобогащение наблюдается в метеоритной органике.
Пока из имеющихся данных можно сделать три важных вывода. Во-первых, органические соединения очень высокой степени сложности весьма эффективно синтезируются в межзвездной среде нашей и других галактик. Во-вторых, эти соединения могут сохраняться в протопланетных дисках и входить в состав планетезималей - «зародышей» планет. И наконец, даже если органика «не пережила» сам процесс формирования Земли или другой планеты, она вполне могла попасть туда позже с метеоритами (как это происходит и в наши дни).
Естественно, возникает вопрос о том, как далеко мог зайти органический синтез на допланетном этапе. А что, если с метеоритами на Землю попали не «кирпичики» для зарождения жизни, а сама жизнь? В конце концов, в начале XX века казалось невозможным появление в МЗС даже простых двухатомных молекул. Теперь же мы массово находим в молекулярных облаках вещества, названия которых трудно выговорить с первого раза. Обнаружение в МЗС аминокислот - скорее всего, лишь вопрос времени. Что же мешает сделать следующий шаг и предположить, что метеориты занесли на Землю жизнь «в готовом виде»?
И действительно, уже несколько раз в литературе появлялись сообщения о том, что в метеоритах обнаружены остатки простейших внеземных организмов... Однако пока эти сведения слишком ненадежны и разрознены, чтобы можно было уверенно включить их в обшую картину происхождения жизни.

В то время как «горячими» ядерными процессами в космосе - плазменным состоянием , нуклеогенезом (процессом элементов) внутри звёзд и др. - в основном занимается физика. - новая область знания, получившая значительное развитие во 2-й половине 20 в. главным образом благодаря успехам космонавтики. Ранее исследования химических процессов в космическом пространстве и состава космических тел осуществлялись в основном путём излучения Солнца, звёзд и, отчасти, внешних слоев планет. Этот метод позволил открыть элемент на Солнце ещё до того, как он был обнаружен на Земле. Единственным прямым методом изучения космических тел был и фазового состава различных метеоритов, выпадавших на Землю. Так был накоплен значительный материал, имеющий фундаментальное значение и для дальнейшего развития . Развитие космонавтики, полёты автоматических станций к планетам Солнечной системы - Луне, Венере, Марсу - и, наконец, посещение человеком Луны открыли перед совершенно новые возможности. Прежде всего - это непосредственное исследование Луны при участии космонавтов или путём забора образцов автоматическими (подвижными и стационарными) аппаратами и доставка их на Землю для дальнейшего изучения в химических лабораториях. Кроме того, автоматические спускаемые аппараты сделали возможным изучение и условий его существования в и на поверхности др. планет Солнечной системы, прежде всего Марса и Венеры. Одна из важнейших задач изучение на основе состава и распространённости космических тел, стремление объяснить на химической основе их происхождение и историю. Наибольшее внимание в уделяется проблемам распространённости и распределения . Распространённость в космосе определяется нуклеогенезом внутри звёзд. Химический состав Солнца, планет земного типа Солнечной системы и метеоритов, по-видимому, практически тождествен. Образование ядер связано с различными ядерными процессами в звёздах. Поэтому на разных этапах своей различные звёзды и звёздные системы имеют неодинаковый химический состав. Известны звёзды с особенно сильными спектральными линиями Ва или Mg или Li и др. Распределение по фазам в космических процессах исключительно разнообразно. На агрегатное и фазовое состояние в космосе на разных стадиях его превращений оказывают разностороннее влияние:1) огромный диапазон , от звёздных до абсолютного нуля; 2) огромный диапазон , от миллионов в условиях планет и звёзд до космического ; 3) глубоко проникающие галактическое и солнечное излучения различного состава и интенсивности; 4) излучения, сопровождающие превращения нестабильных в стабильные; 5) магнитное, гравитационное и др. физические поля. Установлено, что все эти факторы влияют на состав внешней коры планет, их газовых оболочек, метеоритного , космической и др. При этом процессы фракционирования в космосе касаются не только атомного, но и изотопного состава. Определение изотопных , возникших под влиянием излучений, позволяет глубоко проникать в историю процессов образования планет, астероидов, метеоритов и устанавливать возраст этих процессов. Благодаря экстремальным условиям в космическом пространстве протекают процессы и встречаются состояния , не свойственные Земле: плазменное состояние звёзд (например, Солнца); конденсирование Не, На, CH 4 , NH 3 и др. легколетучих в больших планет при очень низких ; образование нержавеющего в космическом при на Луне; хондритовая структура каменных метеоритов; образование сложных органических в метеоритах и, вероятно, на поверхности планет (например, Марса). В межзвёздном пространстве обнаруживаются в крайне малых и многих элементов, а также ( , и т. д.) и, наконец, идёт синтез различных сложных (возникающих из первичных солнечных Н, CO, NH 3 , O 2 , N 2 , S и других простых соединений в равновесных условиях при участии излучений). Все эти органические в метеоритах, в межзвёздном пространстве - оптически не активны.

С развитием астрофизики и некоторых др. наук расширились возможности получения информации, относящейся к . Так, поиски в межзвёздной среде ведутся посредством методов радиоастрономии. К концу 1972 в межзвёздном пространстве обнаружено более 20 видов , в том числе несколько довольно сложных органических , содержащих до 7 . Установлено, что наблюдаемые их в 10-100 млн. раз меньше, чем . Эти методы позволяют также посредством сравнения радиолиний изотопных разновидностей одной (например, H 2 12 CO и H 2 13 CO) исследовать изотопный состав межзвёздного и проверять правильность существующих теорий происхождения .

Исключительное значение для познания космоса имеет изучение сложного многостадийного процесса низкотемпературной , например перехода солнечного в твёрдое планет Солнечной системы, астероидов, метеоритов, сопровождающегося конденсационным ростом, аккрецией (увеличением массы, «нарастанием» любого путём добавления частиц извне, например из газопылевого облака) и агломерацией первичных агрегатов (фаз) при одновременной потере летучих в космического пространства. В космическом , при относительно низких (5000-10000 °С), из остывающей последовательно выпадают твёрдые фазы разного химического состава (в зависимости от ), характеризующиеся различными энергиями связи, окислительными потенциалами и т. п. Например, в хондритах различают силикатную, металлическую, сульфидную, хромитную, фосфидную, карбидную и др. фазы, которые агломерируются в какой-то момент их истории в каменный метеорит и, вероятно, подобным же образом и в планет земного типа.

Далее в планетах происходит процесс дифференциации твёрдого, остывающего на оболочки - металлическое ядро, силикатные фазы (мантию и кору) и - уже в результате вторичного разогревания планет теплотой радиогенного происхождения, выделяющейся при распаде радиоактивных , и и, возможно, других элементов. Такой процесс выплавления и при вулканизме характерен для Луны, Земли, Марса, Венеры. В его основе лежит универсальный принцип зонного , разделяющего легкоплавкое (например, коры и ) от тугоплавкого мантии планет. Например, первичное солнечное CaSiO 3 + CO 2 достигает равновесного состояния, при котором в ней содержится 97% CO 2 при 90 атм. Пример Луны говорит о том, что вторичные (вулканические) не удерживаются небесным телом, если его масса невелика.

Соударения в космическом пространстве (либо между частицами метеоритного , либо при налёте метеоритов и др. частиц на поверхность планет) благодаря огромным космическими скоростям движения могут вызвать тепловой , оставляющий следы в структуре твёрдых космических тел, и образование метеоритных кратеров. Между космическими телами происходит . Например, по минимальной оценке, на Землю ежегодно выпадает не меньше 1× в другие, а в общем случае - к изменению изотопного или атомного состава »,1971, в. 11; Аллер Л. Х., пер. с англ., М., 1963; Сиборг Г. Т., Вэленс Э. Г., Элементы Вселенной, пер. с англ., 2 изд., М., 1966; Merrill P. W., Space chemistry, Ann Arbor, 1963; Spitzer L., Diffuse matter in space, N. Y.,1968; Snyder L. E., Buhl D., Molecules in the interstellar medium, «Sky and Telescope», 1970, v. 40, p. 267, 345.

— Зверь и птица, звёзды и камень — все мы одно, все одно... — бормотала Кобра, опустив свой клобук и тоже раскачиваясь. — Змея и ребёнок, камень и звезда — все мы одно...

Памела Треверс. «Мэри Поппинс»

Чтобы установить распространённость химических элементов во Вселенной, нужно определить состав её вещества. А оно сосредоточено не только в крупных объектах — звёздах, планетах и их спутниках, астероидах, кометах. Природа, как известно, не терпит пустоты, поэтому и космическое пространство заполнено межзвёздными газом и пылью. К сожалению, нам для непосредственного изучения доступно лишь земное вещество (и только то, которое «под ногами») да очень небольшое количество лунного грунта и метеориты — обломки некогда существовавших космических тел.

Как же определить химический состав объектов, удалённых от нас на тысячи световых лет? Получать всю необходимую для этого информацию стало возможным после разработки в 1859 г. немецкими учёными Густавом Кирхгофом и Робертом Бунзеном метода спектрального анализа. А в 1895 г. профессор Вюрцбургского университета Вильгельм Конрад Рентген случайно обнаружил неизвестное излучение, которое учёный назвал Х-лучами (ныне они известны как рентгеновские). Благодаря этому открытию появилась рентгеновская спектроскопия, которая позволяет непосредственно по спектру определять порядковый номер элемента.

В основе спектрального и рентгеноспектрального анализа лежит способность атомов каждого химического элемента излучать или поглощать энергию в виде волн строго определённой, только ему одному свойственной длины, что и улавливают специальные приборы — спектрометры. Атом испускает волны видимого света при переходах электронов на внешних уровнях, а за рентгеновское излучение отвечают более «глубинные» электронные слои. По интенсивности определённых линий в спектре и узнают содержание элемента в том или ином небесном теле.

К концу XX в. исследованы спектры многих объектов во Вселенной, накоплен огромный статистический материал. Разумеется, данные о химическом составе космических тел и межзвёздного вещества не окончательны и постоянно уточняются, но благодаря уже собранным сведениям удалось установить среднее содержание элементов в космосе.

Все тела во Вселенной состоят из атомов одних и тех же химических элементов, но содержание их в разных объектах различно. При этом наблюдаются интересные закономерности. Лидеры по распространённости — водород (его атомов в космосе — 88,6 %) и гелий (11,3 %). На долю остальных элементов приходится всего 1 %! В звёздах и планетах распространены также углерод, азот, кислород, неон, магний, кремний, сера, аргон и железо. Таким образом, лёгкие элементы преобладают. Но есть и исключения. Среди них — «провал» в области лития, бериллия и бора и низкое содержание фтора и скандия, причина которого до сих пор не установлена.

Выявленные закономерности можно представить в виде графика. Внешне он напоминает старую пилу, зубья которой сточились по-разному, а некоторые вообще сломались. Верхушки зубьев соответствуют элементам с чётными порядковыми номерами (т. е. тем, у которых количество протонов в ядрах чётное). Данная закономерность носит название правила Олдо — Харкинса в честь итальянского химика Джузеппе Оддо (1865—1954) и американского физика и химика Уильяма Харкинса (1873— 1951). Согласно этому правилу, распространённость элемента с чётным зарядом больше, чем его соседей с нечётным количеством протонов в ядре. Если же у элемента и количество нейтронов чётное, то он встречается ещё чаше и изотопов образует больше. Во Вселенной существует 165 стабильных изотопов, у которых и число нейтронов, и число протонов чётное; 56 изотопов с чётным числом протонов и нечётным — нейтронов; 53 изотопа, у которых число нейтронов чётное, а протонов — нечётное; и всего 8 изотопов с нечётным количеством и нейтронов, и протонов.

Бросается в глаза и ещё один максимум, приходящийся на железо — один из наиболее распространённых элементов. На графике его зубец возвышается, как Эверест. Это связано с большой энергией связи в ядре железа — самой высокой среди всех химических элементов.

А вот и сломанный зуб у нашей пилы — на графике нет значения распространённости технеция, элемента № 43, вместо него здесь пробел. Казалось бы, что в нём такого особенного? Технеций находится в середине периодической системы, распространённость его соседей подчиняется общим закономерностям. А дело вот в чём: этот элемент просто-напросто давно «закончился», период полураспада его самого долгоживущего изотопа 2,12.10 6 лет. Технеций даже не был открыт в традиционном понимании этого слова: его синтезировали искусственно в 1937 г., и то случайно. Но вот что интересно: в 1960 г. в спектре Солнца была обнаружена линия «несуществующего» элемента № 43! Это блестящее подтверждение того факта, что синтез химических элементов в недрах звёзд продолжается и поныне.

Второй сломанный зуб — отсутствие на графике прометия (№ 61), и объясняется оно теми же причинами. Период полураспада самого устойчивого изотопа этого элемента очень мал, всего 18 лет. И пока нигде в космосе он не дал о себе знать.

Совсем нет на графике и элементов с порядковыми номерами больше 83: все они тоже очень нестабильны, и в космосе их исключительно мало.

Бовыка Валентина Евгеньевна

Скачать:

Предварительный просмотр:

Муниципальное бюджетное общеобразовательное учреждение

средняя общеобразовательная школа № 20 г. Краснодара

Распространение химических элементов на Земле и в космосе. Образование химических элементов в процессе первичного нуклеосинтеза и в недрах звезд.

Реферат по физике

Выполнен ученицей:

10 «Б» класса МБОУ СОШ № 20 г. Краснодара

Бовыка Валентиной

Учитель:

Скрылева Зинаида Владимировна

Краснодар

2016

1. Химия космоса, что изучает химия космоса.
2. Некоторые термины.
3. Химический состав планет Солнечной системы и Луны.
4. Химический состав комет, метеоритов.
5. Первичный нуклеосинтез.
6. Другие химические процессы во вселенной.
7. Звезды.
8. Межзвездная среда
9. Список использованных ресурсов

Химия космоса. Что изучает химия космоса?

Предметом изучения химии космоса является химический состав космических тел (планет, звезд, комет и т.д), межзвездного пространства, а также химические процессы, которые происходят в космосе.

Химия космоса занимается преимущественно процессами, протекающими при атомно-молекулярном взаимодействии веществ, а нуклеосинтезом внутри звезд занимается физика.

Некоторые термины

Для простоты восприятия следующего материала необходим словарь терминов.

Звезды – светящиеся газовые массивные шары, в недрах которых протекают реакции синтеза химических элементов.

Планета – небесные тела, которые вращаются по орбитам вокруг звезд или их остатков.

Кометы – космические тела, которые состоят из замороженных газов, пыли.

Метеориты – малые космические тела, попадающие на Землю из межпланетного пространства.

Метеоры – явления в виде светящегося следа, которое обусловлено попаданием в атмосферу Земли метеорного тела.

Межзвездная среда – разряженное вещество, электромагнитное излучение и магнитное поле, заполняющие пространство между звездами.

Основные компоненты межзвездного вещества: газ, пыль, космические лучи.

Нуклеосинтез – процесс образования ядер химических элементов (тяжелее водорода) в ходе реакций ядерного синтеза.

Химический состав планет Солнечной системы и Луны

Планеты Солнечной системы – это небесные тела, вращающиеся вокруг звезды под названием Солнце.

Солнечная система состоит из 8 планет: Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун.

Рассмотрим каждую планету в отдельности.

Меркурий

Самая близкая планета к Солнцу в Солнечной системе, самая маленькая планета. Диаметр Меркурия составляет примерно 4870 км.

Химический состав

Ядро планеты – железное, ферромагнитное. Содержание железа = 58%

Атмосфера по одним данным состоит большей частью из азота (N 2 ) с примесью углекислого газа (CO 2 ), по другим – из гелия (He), неона (Ne) и аргона (Ar).

Венера

Вторая планета Солнечной системы. Диаметр ≈ 6000 км.

Химический состав

Ядро железное, мантия содержит силикаты, карбонаты.

Атмосфера состоит на 97% из углекислого газа (CO 2 ), остальное приходится на азот (N 2 ), воду (H 2 O) и кислород (O 2 ).

Земля

Третья планета Солнечной системы, единственная планета Солнечной системы с наиболее благоприятными условиями для жизни. Диаметр примерно 12500 км.

Химический состав

Ядро железное. Земная кора содержит кислород O 2 (49%), кремний Si (26%), алюминий Al (4,5%), а также другие химические элементы. Атмосфера на 78% состоит из азота (N 2 ), на 21% из кислорода (O 2 ) и на 0,03% из углекислого газа (CO 2 ), остальное приходится на инертные газы, пары воды и примеси. Гидросфера состоит в большей степени из кислорода O 2 (85,82%), водорода H 2 (10,75%) и других элементов. В состав всех живых существ обязательно входит углерод (C).

Марс

Марс – четвертая планета Солнечной системы. Диаметр примерно 7000 км

Химический состав

Ядро железное. В коре планеты содержатся оксиды железа и силикаты.

Юпитер

Юпитер – пятая планета от Солнца. Самая крупная планета солнечной системы. Диаметр более 140000 км.

Химический состав

Ядро – сжатые водород (H 2 ) и гелий (He). В атмосфере содержатся водород (H 2 ), метан (CH 4 ), гелий (He), аммиак (NH 3 ).

Сатурн

Сатурн – шестая планета от Солнца. Имеет диаметр около 120000 км.

Химический состав

Данных о ядре и земной коре нет. Атмосфера состоит из тех же газов, что и атмосфера Юпитера.

Уран и Нептун

Уран и Нептун – седьмая и восьмая планеты соответственно. Обе планеты имеют примерный диаметр 50000 км.

Химический состав

Данных о ядре и коре нет. Атмосфера образована метаном (CH 4 ), гелием (He), водородом (H 2 ).

Луна

Луна – спутник Земли, ее сырьевая база. Лунный грунт называют реголитом, в ее состав входят оксид кремния (IV), оксид алюминия и оксиды других металлов, много урана, нет воды.

Химический состав комет, метеоритов

Метеориты

Метеориты бывают железными, железно-каменными и каменными. Чаще всего на Землю падают именно каменные метеориты. В среднем по подсчетам на каждый железный метеорит приходится 16 каменных.

Химический состав железных метеоритов: 90% железа (Fe), 8,5% никеля (Ni), 0,6% кобальта (Co) и 0,01% кремния (Si).

Каменные метеориты в основном состоят из кислорода (0 2 ) (41%) и кремния (Si) (21%).

Кометы

Кометы представляют собой твердые тела, которые окружены газовой оболочкой. Ядро состоит из замороженных метана (CH 4 ) и аммиака (NH 3 ) с минеральными примесями. В газовых кометах было обнаружено множество радикалов и ионов. Наиболее современные наблюдения проводились за кометой Хейла-Боппа, в ее состав входили сероводород, вода, тяжелая вода, сернистый газ, формальдегид, метанол, муравьиная кислота, циановодород, метан, ацетилен, этан, фостерит и другие соединения.

Первичный нуклеосинтез

Для рассмотрения первичного нуклеосинтеза обратимся к таблице.

Возраст вселенной	Температура, К	Состояние и состав вещества
0,01 с	10 11	нейтроны, протоны, электроны, позитроны в тепловом равновесии. Число n и p одинаково.
0,1 с	3*10 10	Частицы те же, но отношение числа протонов к числу нейтронов 3:5
	10 10	электроны и позитроны аннигилируют, p:n =3:1
13,8 с	3*10 9	Начинают образовываться ядра дейтерия D и гелия 4 Не, исчезают электроны и позитроны, есть свободные протоны и нейтроны.
35 мин	3*10 8	Устанавливается количество D и Не по отношению к числу p и n 4 Не:Н + ≈24-25% по массе
7*10 5 лет	3*10 3	Химической энергии достаточно для образования устойчивых нейтральных атомов. Вселенная прозрачна для излучения. Вещество доминирует над излучением.

Сущность первичного нуклеосинтеза сводится к образованию из нуклонов ядер дейтерия, из ядер дейтерия и нуклонов – ядер гелия с массовым числом 3и трития, а из ядер 3 Не, 3 Н и нуклонов – ядер 4 Не.

Другие химические процессы во Вселенной

При высоких температурах (в околозвездных пространствах температура может достигать порядка нескольких тысяч градусов) все химические вещества начинают распадаться на составляющие – радикалы (СН 3 С 2 , СН и т.д.) и атомы (Н, О и т.д.)

Звезды

Звезды различаются по массе, размерам, температуре, светимости.

Наружные слои звезд состоят в основном из водорода, а также из гелия, кислорода и других элементов (С, Р, N, Ar, F, Mg и т.д)

Звезды субкарлики состоят из более тяжелых элементов: кобальт, скандий, титан, марганец, никель и т.д.

В атмосфере звезд гигантов могут встречаться не только атомы химических элементов, но и молекулы тугоплавких оксидов (например, титана и циркония), а также некоторые радикалы: CN, CO, C 2

Химический состав звезд изучают спектроскопическим методом. Таким образом, на Солнце были найдены железо, водород, кальций и натрий. Гелий был впервые найден именно на Солнце, а позднее уже обнаружен в атмосфере планеты Земля. В настоящее время в спектрах Солнца и других небесных тел найдено 72 элемента, все эти элементы обнаружены и на Земле.

Источником энергии звезд являются термоядерные реакции синтеза.

На первом этапе жизни звезды в ее недрах происходит превращение водорода в гелий

4 1 Н → 4 Не

Затем гелий превращается в углерод и кислород

3 4 Не→ 12 С

4 4 Не→ 16 О

На следующем этапе топливом являются углерод и кислород, в альфа процессах образуются элементы неона до железа. Дальнейшие реакции захвата заряженных частиц являются эндотермическими, поэтому нуклеосинтез останавливается. Из-за остановки термоядерных реакций нарушается равновесие железного ядра, начинается гравитационное сжатие, часть энергии которого расходуется на распад ядра железа на α-частицы и нейтроны. Этот процесс называется гравитационным коллапсом и протекает около 1 с. В результате резкого повышения температуры в оболочке звезды происходят термоядерные реакции горения водорода, гелия, углерода и кислорода. Выделяется огромное количество энергии, что приводит к взрыву и разлету вещества звезды. Это явление называется сверхновой. При взрыве сверхновой выделяется энергия, которая придает частицам большое ускорение, потоки нейтронов бомбардируют ядра элементов, которые образовались ранее. В процессе нейтронных захватов с последующим β-излучением происходит синтез ядер элементов тяжелее железа. До этой стадии доходят только наиболее массивные звезды.

Во время коллапса идет образование нейтронов из протонов и электронов по схеме:

1 1 р + -1 0 е → 1 0 n + v

Образуется нейтронная звезда.

Ядро сверхновой может превратиться в пульсар – ядро, которое вращается с периодом в доли секунды и излучает электромагнитное излучение. Ее магнитное поле достигает колоссальных размеров.

Также возможно, что большая часть оболочки преодолевает силу взрыва и падает на ядро. Получая дополнительную массу, нейтронная звезда начинает сжиматься до образования «черной дыры».

Межзвездная среда

Межзвездная среда состоит из газа, пыли, магнитных полей и космических лучей. Поглощение излучения звезд происходит за счет газа и пыли. Пыль межзвездной среды имеет температуру 100-10 К, температура межзвездного газа может колебаться в пределах от 10 до 10 7 К и зависит от плотности и источников нагрева. Межзвездный газ может быть как нейтральным, так и ионизированным (Н 2 0 , Н 0 , Н + , е - , Не 0 ).

Первое химическое соединение в космосе было обнаружено в 1937 году с помощью спектроскопии. Этим соединением был радикал СН, через несколько лет был найден циан CN, а в 1963 году обнаружили гидроксил ОН.

С применением в спектроскопии радиоволн и инфракрасного излучения стало возможным изучение «холодных» участков космического пространства. Сначала были обнаружены неорганические вещества: вода, аммиак, угарный газ, сероводород, а потом органические: формальдегид, муравьиная кислота, уксусная кислота, уксусный альдегид и муравьиный спирт. В 1974 году в космосе нашли этиловый спирт. Потом японскими учеными был обнаружен метиламин CH 3 -NH 2 .

В межзвездном пространстве движутся потоки атомных ядер – космические лучи. Около 92% из этих ядер составляют ядра водорода, 6% - гелия, 1% - ядра более тяжелых элементов. Считается, что космические лучи образуются вследствие взрыва сверхновых.

Пространство между космическими телами заполнено межзвездным газом. Он состоит из атомов, ионов и радикалов, а также в ее состав входит пыль. Доказано существование таких частиц как: CN, CH, OH, CS, H 2 O, CO, COS, SiO, HCN, HCOOH, CH 3 OH и другие.

Столкновение частиц космического излучения, солнечного ветра и межзвездного газа приводит к образованию разнообразных частиц, в том числе и органических.

При столкновении протонов с атомами углерода образуются углеводороды. Из силикатов, карбонатов и различных оксидов образуется гидроксил OH.

Под действием космических лучей в атмосфере Земли образуются такие изотопы, как: углерод с массовым числом 14 14 С, бериллий, массовое число которого равно 10 10 Ве, и хлор с массовым числом 36 36 Cl.

Изотоп углерода с массовым числом 14 накапливается в растениях, кораллах, сталактитах. Изотоп бериллия с массовым числом 10 – в донных отложениях морей и океанов, полярном льду.

Взаимодействие космического излучения с ядрами земных атомов дает информацию о процессах, протекающих в космосе. Этими вопросами занимается современная наука – экспериментальная палеоастрофизика.

К примеру, протоны космических лучей, сталкиваясь с молекулами азота в воздухе, разбивают молекулу на атомы, и протекает ядерная реакция:

7 14 N + 1 1 H→2 2 4 He + 4 7 Be

В результате этой реакции образуется радиоактивный изотоп бериллия.

Протон в момент столкновения с атомами атмосферы выбивает из этих атомов нейтроны, эти нейтроны взаимодействуют с атомами азота, что приводит к образованию изотопа водорода с массовым числом 3 – трития:

7 14 N + 0 1 n→ 1 3 H + 6 12 C

Тритий, подвергаясь β-распаду, выбрасывает электрон:

1 3 H→ -1 0 e + 2 3 He

Так образуется легкий изотоп гелия.

Радиоактивный изотоп углерода образуется в ходе захвата атомами азота электронов:

7 14 N + -1 0 e → 6 14 C

Распространенность химических элементов в космосе

Рассмотрим распространенность химических элементов в галактике Млечный путь. Данные о наличии тех или иных элементов были получены путем спектроскопии. Для наглядного представления используем таблицу.

Заряд ядра	Элемент	Массовая доля в частях на тысячу
	Водород
	Гелий
	Кислород	10,4
	Углерод
	Неон	1,34
	Железо
	Азот	0,96
	Кремний	0,65
	Магний	0,58
	Сера	0,44

Для более наглядного представления обратимся к круговой диаграмме.

Как видно на диаграмме, самым распространенным элементом во Вселенной является водород, вторым по распространенности является гелий, а третьим – кислород. Массовые доли других элементов значительно меньше.

Предварительный просмотр:

Чтобы пользоваться предварительным просмотром презентаций создайте себе аккаунт (учетную запись) Google и войдите в него: https://accounts.google.com

Подписи к слайдам:

Распространенность химических элементов на Земле и в космосе. Образование химических элементов в процессе первичного нуклеосинтеза и в недрах звезд Выполнила Ученица 10 «Б» класса МБОУ СОШ №20 Бовыка Валентина Руководитель: Скрылева З.В.

Химия космоса – наука о химическом составе космических тел, межзвездного пространства, а также о химических процессах, которые протекают в космосе.

Необходимые термины Звезды – светящиеся газовые массивные шары, в недрах которых протекают реакции синтеза химических элементов. Планета – небесные тела, которые вращаются по орбитам вокруг звезд или их остатков. Кометы – космические тела, которые состоят из замороженных газов, пыли. Метеориты – малые космические тела, попадающие на Землю из межпланетного пространства. Метеоры – явления в виде светящегося следа, которое обусловлено попаданием в атмосферу Земли метеорного тела. Межзвездная среда – разряженное вещество, электромагнитное излучение и магнитное поле, заполняющие пространство между звездами. Основные компоненты межзвездного вещества: газ, пыль, космические лучи. Нуклеосинтез – процесс образования ядер химических элементов (тяжелее водорода) в ходе реакций ядерного синтеза.

Меркурий Венера Земля Марс

Юпитер Сатурн Уран Нептун

Луна – спутник Земли, ее сырьевая база.

Метеорит Комета

Первичный нуклеосинтез Возраст вселенной Температура, К Состояние и состав вещества 0,01 с 10 11 нейтроны, протоны, электроны, позитроны в тепловом равновесии. Число n и p одинаково. 0,1 с 3*10 10 Частицы те же, но отношение числа протонов к числу нейтронов 3:5 1с 10 10 электроны и позитроны аннигилируют, p:n =3:1 13,8 с 3*10 9 Начинают образовываться ядра дейтерия D и гелия 4 Не, исчезают электроны и позитроны, есть свободные протоны и нейтроны. 35 мин 3*10 8 Устанавливается количество D и Не по отношению к числу p и n 4 Не:Н + ≈24-25% по массе 7*10 5 лет 3*10 3 Химической энергии достаточно для образования устойчивых нейтральных атомов. Вселенная прозрачна для излучения. Вещество доминирует над излучением.

Основные реакции протекающие в недрах звезд 4 1 Н → 4 Не 3 4 Не→ 12 С 4 4 Не→ 16 О +1 1 р + -1 0 е → 1 0 n + v

Основные реакции протекающие за счет компонентов межзвездной среды 7 14 N + 1 1 H →2 2 4 He + 4 7 Be 7 14 N + 0 1 n→ 1 3 H + 6 12 C 1 3 H → -1 0 e + 2 3 He 7 14 N + -1 0 e → 6 14 C

Распространенность химических элементов в галактике Млечный путь

Список использованных ресурсов http://wallpaperscraft.ru/catalog/space/1920x1080 http://www.cosmos-online.ru/planets-of-the-solar-system.html http://www.grandars.ru/shkola/estestvoznanie/merkuriy.html http://www.grandars.ru/shkola/estestvoznanie/venera.html http://dic.academic.ru/pictures/wiki/files/69/Earth_Eastern_Hemisphere.jpg http://spacetimes.ru/img/foto/planeta-mars_big.jpg http://www.shvedun.ru/images/stat/jp/jp.jpg http://spacegid.com/wp-content/uploads/2012/12/1995-49-f.jpg http://v-kosmose.com/wp-content/uploads/2013/12/4_179_br.jpg http://v-kosmose.com/wp-content/uploads/2013/11/Neptune_Full_br.jpg https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/e/e1/FullMoon2010.jpg/280px-FullMoon2010.jpg http://www.opoccuu.com/tunm01.jpg https://i.ytimg.com/vi/06xW4UegYZ0/maxresdefault.jpg http://terramia.ru/wp-content/uploads/2013/01/Nocturne-Eruption.jpg http://galspace.spb.ru/index61.file/ic.jpg