Kosmos u narodnoj svijesti predstavlja carstvo hladnoće i praznine (sjećate se pjesme: „Ovdje je kosmička hladnoća, boja neba drugačija“?). Međutim, otprilike od sredine 19. stoljeća istraživači su počeli shvaćati da prostor između zvijezda barem nije prazan. Jasan znak postojanja međuzvjezdane materije su takozvani tamni oblaci, bezoblične crne mrlje, koje se posebno dobro razlikuju na svijetlom pojasu Mliječnog puta. U 18. i 19. veku se verovalo da su to prave „rupe“ u raspodeli zvezda, ali se do 1920-ih verovalo da pege odaju prisustvo kolosalnih oblaka međuzvezdane prašine koji nam sprečavaju da vidimo svetlost zvijezde iza njih (slika 1).

Sredinom 19. stoljeća započela je nova era u astronomiji: zahvaljujući radu Gustava Kirchhoffa i Roberta Bunsena pojavila se spektralna analiza koja je omogućila određivanje hemijski sastav i fizički parametri gasa u astronomskim objektima. Astronomi su brzo shvatili novu priliku, a 1860-ih godina doživljava procvat zvezdane spektroskopije. Istovremeno, uglavnom zahvaljujući naporima izvanrednog posmatrača Williama Hegginsa, gomilali su se dokazi o prisustvu gasa ne samo u zvijezdama, već iu prostoru između njih.

Heggins je bio pionir naučno istraživanje ne-zvjezdana materija. Od 1863. objavio je rezultate spektroskopske studije nekih maglina, uključujući i Veliku Orionovu maglicu, i pokazao da se spektri maglina u vidljivom opsegu veoma razlikuju od spektra zvijezda. Zračenje tipične zvijezde je kontinuirani spektar, na kojem su superponirane apsorpcijske linije, rođene u zvjezdanoj atmosferi. A spektri maglina koje je dobio Heggins sastojao se od nekoliko emisionih linija, praktično bez kontinuiranog spektra. Bio je to spektar vrućeg razrijeđenog plina, čiji su parametri potpuno drugačiji od parametara plina u zvijezdama. Glavni zaključak Hegginsa: dobijena je opservacijska potvrda Herschelove pretpostavke da u svemiru, pored zvijezda, postoji i difuzna materija raspoređena u značajnim zapreminama prostora.

Da bi se pravilan sjaj međuzvjezdanog plina mogao uočiti u optičkom opsegu, on mora biti ne samo vruć, već i prilično gust, i daleko od toga da sva međuzvjezdana materija ispunjava ove uvjete. Johannes Hartmann je 1904. godine primijetio da hladniji i/ili razrijeđeni međuzvjezdani plin odaje svoje prisustvo ostavljajući svoje apsorpcione linije u zvjezdanim spektrima, koje se ne rađaju u atmosferi zvijezde, već izvan nje, na putu od zvijezde do zvijezde. posmatrač.

Proučavanje emisionih i apsorpcionih linija međuzvjezdanog plina omogućilo je do 1930-ih da se prilično dobro prouči njegov hemijski sastav i utvrdi da se sastoji od istih elemenata koji se nalaze na Zemlji. Nekoliko linija u spektru dugo vremena nije se moglo identificirati, a Heggins je sugerirao da se radi o novom kemijskom elementu - nebulijumu (od lat. maglina- oblak), ali se ispostavilo da je to samo dvostruko jonizovani kiseonik.

Do ranih 1930-ih vjerovalo se da su sve linije u spektru međuzvjezdanog plina identificirane i dodijeljene određenim atomima i ionima. Međutim, 1934. godine Paul Merrill je prijavio četiri neidentifikovane linije u žutom i crvenom dijelu spektra. Ranije uočene međuzvjezdane linije imale su vrlo malu širinu, kao što i priliči atomskim linijama formiranim u plinu male gustine, ali su bile šire i zamagljene. Gotovo odmah se sugeriralo da su to apsorpcijske linije ne atoma ili jona, već molekula. Ali šta? Predložena su oba egzotična molekula, kao što je natrijum (Na 2), i uobičajena dvoatomska jedinjenja, koja je isti Hegins otkrio u repovima komete još u 19. veku, na primer, molekul CN. Postojanje međuzvjezdanih molekula konačno je utvrđeno kasnih 1930-ih, kada je nekoliko neidentifikovanih linija u plavom području spektra nedvosmisleno povezano sa jedinjenjima CH, CH + i CN.

Karakteristika hemijskih reakcija u međuzvjezdanom mediju je dominacija procesa sa dvije čestice: stehiometrijski koeficijenti su uvijek jednaki jedan. Kao prvo jedini način Nastajanju molekula činile su se reakcije "radijativne asocijacije": da bi se dva atoma, sudarajući se, ujedinila u molekul, potrebno je ukloniti višak energije. Ako molekul, koji se formirao u pobuđenom stanju, ima vremena da emituje foton prije raspada i prijeđe u nepobuđeno stanje, on ostaje stabilan. Proračuni obavljeni prije 1950-ih pokazali su da se uočeno obilje ova tri jednostavna molekula može objasniti pod pretpostavkom da su nastali u reakcijama radijacijske asocijacije i uništeni međuzvjezdanim poljem zračenja - ukupnim radijacijskim poljem zvijezda Galaksije.

Opseg pitanja astrohemije u to vrijeme nije bio posebno širok, barem u međuzvjezdanom mediju: tri molekule, sa desetak reakcija između njih i njihovih sastavnih elemenata. Situacija je prestala da bude mirna 1951. godine, kada su David Bates i Lyman Spitzer ponovo izračunali ravnotežne količine molekula, uzimajući u obzir nove podatke o stopama radijacijskih asocijacijskih reakcija. Ispostavilo se da se atomi vežu u molekule mnogo sporije nego što se ranije mislilo, pa stoga jednostavni model promašuje predviđanje sadržaja CH i CH + po redovima veličine. Zatim su predložili da se dva od ovih molekula ne pojavljuju kao rezultat sinteze iz atoma, već kao rezultat uništenja složenijih molekula, konkretno metana. Odakle je došao metan? Pa, mogao se formirati u zvjezdanim atmosferama, a zatim ući u međuzvjezdani medij kao zrnca prašine.

Kasnije se kosmička prašina počela pripisivati ​​aktivnijoj hemijsku ulogu nego uloga jednostavnog nosioca molekula. Na primjer, ako za efikasan tok hemijskih reakcija u međuzvjezdanom mediju nema dovoljno trećeg tijela, koje bi uklonilo višak energije, zašto ne pretpostaviti da je to zrno prašine? Atomi i molekuli mogli bi međusobno reagirati na njegovoj površini, a zatim ispariti, nadopunjavajući međuzvjezdani plin.

Osobine međuzvjezdanog medija

Kada su prvi molekuli otkriveni u međuzvjezdanom mediju, nijedan od njih fizička svojstvačak ni hemijski sastav nije bio dobro poznat. Samo otkriće molekula CH i CH+ smatralo se kasnih 1930-ih kao važan dokaz za prisustvo ugljika i vodonika tamo. Sve se promijenilo 1951. godine, kada je otkrivena emisija međuzvjezdanog atomskog vodonika, čuvena emisija na talasnoj dužini od oko 21 cm.Postalo je jasno da je vodonika najzastupljenije u međuzvjezdanom mediju. Prema modernim konceptima, međuzvjezdana materija je vodonik, helijum i samo 2% mase težih elemenata. Značajan dio ovih teških elemenata, posebno metala, nalazi se u česticama prašine. Ukupna masa međuzvjezdane materije u disku naše Galaksije iznosi nekoliko milijardi solarnih masa, ili 1-2% ukupne mase diska. A masa prašine je oko sto puta manja od mase gasa.

Materija je raspoređena po međuzvjezdanom prostoru nehomogeno. Može se podijeliti u tri faze: topla, topla i hladna. Vruća faza je vrlo razrijeđen koronalni plin, jonizirani vodonik sa temperaturom od miliona kelvina i gustinom od oko 0,001 cm -3, koji zauzima oko polovinu volumena galaktičkog diska. Topla faza, koja čini drugu polovinu zapremine diska, ima gustinu od oko 0,1 cm–3 i temperaturu od 8000–10 000 K. Vodonik u njoj može biti i jonizovan i neutralan. Hladna faza je zaista hladna, njena temperatura nije viša od 100 K, au najgušćim područjima mraz je i do nekoliko kelvina. Hladni neutralni gas zauzima samo oko procenat zapremine diska, ali njegova masa je oko polovine ukupne mase međuzvjezdane materije. To podrazumijeva značajnu gustinu, stotine čestica po kubnom centimetru i više. Značajno u smislu međuzvjezdanih koncepata, naravno - za elektronske uređaje ovo je divan vakuum, 10-14 Torr!

Gusti hladni neutralni gas ima neravnu strukturu oblaka, istu onu koja se može pratiti u oblacima međuzvjezdane prašine. Logično je pretpostaviti da su oblaci prašine i oblaci gasa isti oblaci u kojima se prašina i gas međusobno mešaju. Međutim, zapažanja su pokazala da se područja prostora u kojima je apsorbirajući učinak prašine maksimalna ne poklapaju sa područjima maksimalnog intenziteta atomskog vodikovog zračenja. Godine 1955. Bart Bock i koautori sugerirali su da u najgušćim dijelovima međuzvjezdanih oblaka, onima koji postaju neprozirni u optičkom opsegu zbog visoke koncentracije prašine, vodonik nije u atomskom, već u molekularnom stanju.

Budući da je vodonik glavna komponenta međuzvjezdanog medija, nazivi različitih faza odražavaju stanje samog vodonika. Jonizirani medij je medij u kojem je vodonik joniziran, a ostali atomi mogu ostati neutralni. Neutralna sredina je ona u kojoj je vodik neutralan, iako drugi atomi mogu biti jonizirani. Gusti, kompaktni oblaci za koje se smatra da se prvenstveno sastoje od molekularnog vodonika nazivaju se molekularni oblaci. U njima počinje prava istorija međuzvjezdane astrohemije.

Nevidljivi i vidljivi molekuli

Prvi međuzvjezdani molekuli otkriveni su zbog njihovih apsorpcionih linija u optičkom rasponu. U početku, njihov skup nije bio prevelik, a jednostavni modeli zasnovani na reakcijama radijacije i/ili reakcijama na površini zrna prašine bili su dovoljni da ih opisuju. Međutim, davne 1949. godine I.S. Šklovski je predvideo da je radio opseg pogodniji za posmatranje međuzvjezdanih molekula, u kojima se može posmatrati ne samo apsorpcija, već i emisija molekula. Da biste vidjeli apsorpcione linije, potrebna vam je pozadinska zvijezda čije će zračenje apsorbirati međuzvjezdani molekuli. Ali ako gledate u molekularni oblak, nećete vidjeti pozadinske zvijezde, jer će njihovo zračenje u potpunosti apsorbirati prašina koja je dio istog oblaka! Ako sami molekuli zrače, vidjet ćete ih gdje god da se nalaze, a ne samo tamo gdje su pažljivo osvijetljeni s leđa.

Zračenje molekula povezano je s prisustvom dodatnih stupnjeva slobode u njima. Molekul može rotirati, vibrirati, činiti složenije pokrete, od kojih je svaki povezan sa skupom energetskih nivoa. Prelazeći s jednog nivoa na drugi, molekul, poput atoma, apsorbira i emituje fotone. Energija ovih kretanja je mala, pa se lako pobuđuju čak i pri niskim temperaturama u molekularnim oblacima. Fotoni koji odgovaraju prijelazima između nivoa molekularne energije ne spadaju u vidljivi domet, a u infracrvenom, submilimetarskom, milimetarskom, centimetarskom... Stoga su proučavanja zračenja molekula počela kada su astronomi imali instrumente za posmatranja u dugim talasnim dužinama.

Istina, prva međuzvjezdana molekula otkrivena posmatranjem u radio opsegu ipak je uočena u apsorpciji: 1963. godine u radio emisiji ostatka supernove Kasiopeje A. Bila je to apsorpciona linija hidroksila (OH) - talasne dužine od 18 cm, i ubrzo je hidroksil otkriven u zračenju. Godine 1968. uočena je linija emisije amonijaka od 1,25 cm, nekoliko mjeseci kasnije pronađena je voda - linija od 1,35 cm. važno otkriće u proučavanju molekularnog međuzvjezdanog medija bilo je otkriće 1970. emisije molekula ugljičnog monoksida (CO) na talasnoj dužini od 2,6 mm.

Do tada su molekularni oblaci u određenoj mjeri bili hipotetički objekti. Najčešći hemijski spoj u svemiru - molekul vodonika (H 2) - nema prelaze u dugotalasnoj oblasti spektra. Na niskim temperaturama u molekularnom mediju jednostavno ne svijetli, odnosno ostaje nevidljiv, uprkos svom visokom sadržaju. Istina je da molekula H 2 ima apsorpcione linije, ali one spadaju u ultraljubičasti opseg, u kojem je nemoguće posmatrati sa površine Zemlje; potrebni su nam teleskopi postavljeni ili na rakete na velikim visinama ili na svemirski brod, što umnogome otežava opažanja i čini ih još skupljima. Ali čak i sa ekstraatmosferskim instrumentom, apsorpcione linije molekularnog vodonika mogu se posmatrati samo u prisustvu pozadinskih zvezda. Uzimajući u obzir da u principu nema toliko zvijezda ili drugih astronomskih objekata koji emituju u ultraljubičastom opsegu, i, štoviše, apsorpcija prašine dostiže maksimum u ovom rasponu, postaje jasno da su mogućnosti proučavanja molekularnog vodika iz apsorpcionih linija vrlo velike. ograničeno.

Molekul CO postao je spas - za razliku od, na primjer, amonijaka, počinje svijetliti pri niskim gustoćama. Njegove dvije linije, koje odgovaraju prijelazima iz osnovnog rotacijskog stanja u prvo pobuđeno stanje i iz prvog u drugo pobuđeno stanje, padaju u milimetarski raspon (2,6 mm i 1,3 mm), koji je još uvijek dostupan za posmatranja sa Zemljine površine . Zemljina atmosfera apsorbuje zračenje kraće talasne dužine, zračenje duže talasne dužine daje manje jasne slike (za dati prečnik objektiva, ugaona rezolucija teleskopa je lošija, što je veća posmatrana talasna dužina). A ima puno molekula CO, i to toliko da je, očigledno, najviše ugljika u molekularnim oblacima u ovom obliku. To znači da sadržaj CO nije određen toliko karakteristikama kemijske evolucije medija (za razliku od molekula CH i CH+), već jednostavno brojem dostupnih atoma C. I stoga, sadržaj CO u molekularnom plinu može se smatrati, barem u prvoj aproksimaciji, konstantnim.

Stoga se molekula CO koristi kao indikator prisustva molekularnog plina. A ako negdje naiđete na, na primjer, kartu distribucije molekularnog plina u Galaksiji, to će biti mapa distribucije upravo ugljičnog monoksida, a ne molekularnog vodika. Dopustivost tako raširene upotrebe CO je u posljednje vrijeme sve više dovedena u pitanje, ali se to ne može zamijeniti čime. Stoga se moguću nesigurnost u tumačenju zapažanja CO treba kompenzirati oprezno u njegovoj implementaciji.

Novi pristupi astrohemiji

Početkom 1970-ih, broj poznatih međuzvjezdanih molekula počeo se mjeriti u desetinama. I što su ih više otkrivali, postajalo je jasnije da prethodni hemijski modeli, koji nisu vrlo pouzdano objašnjavali sadržaj prva tri CH, CH + i CN, uopšte ne funkcionišu sa povećanim brojem molekula. Novi pogled (i danas prihvaćen) na hemijsku evoluciju molekularnih oblaka predložili su 1973. William Watson i nezavisno Eric Herbst i William Klemperer.

Dakle, imamo posla sa veoma hladnom okolinom i veoma bogatom molekularnom kompozicijom: danas je poznato oko sto i po molekula. Reakcije radijacijske asocijacije su prespore da bi pružile vidljivo obilje čak i dvoatomskih molekula, a kamoli složenijih spojeva. Reakcije na površini zrna prašine su efikasnije, ali na 10 K molekul sintetiziran na površini zrna prašine će u većini slučajeva ostati zamrznut na njemu.

Watson, Herbst i Klemperer su sugerirali da u formiranju molekularnog sastava hladnih međuzvjezdanih oblaka odlučujuću ulogu ne igraju radijacijske asocijacijske reakcije, već ionsko-molekularne reakcije, odnosno reakcije između neutralne i ionizirane komponente. Njihove brzine ne ovise o temperaturi, au nekim slučajevima se čak i povećavaju na niskim temperaturama.

Stvar je mala: tvar oblaka treba malo jonizirati. Radijacija (svjetlost zvijezda blizu oblaka ili ukupno zračenje svih zvijezda u Galaksiji) ne ionizira toliko koliko se disocira. Osim toga, zbog prašine, zračenje ne prodire u molekularne oblake, osvjetljavajući samo njihovu periferiju.

Ali u Galaksiji postoji još jedan jonizujući faktor - kosmičke zrake: atomska jezgra ubrzana nekim procesom do veoma velike brzine. Priroda ovog procesa još nije konačno otkrivena, iako se ubrzanje kosmičkih zraka (onih koji su interesantni sa stanovišta astrohemije) najvjerovatnije događa u udarnim valovima koji prate eksplozije supernove. Kosmičke zrake (kao i sva materija u galaksiji) se uglavnom sastoje od potpuno ioniziranog vodonika i helijuma, odnosno od protona i alfa čestica.

U sudaru sa najčešćim H 2 molekulom, čestica ga ionizira, pretvarajući ga u H 2 + ion. On, zauzvrat, ulazi u ionsko-molekularnu reakciju sa drugom molekulom H2, formirajući ion H3+. I upravo taj ion postaje glavni motor sve naredne hemije, ulazeći u ionsko-molekularne reakcije s kisikom, ugljikom i dušikom. Tada sve ide prema općoj shemi, koja za kisik izgleda ovako:

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 ili H 3 O + + e → OH + H 2

Posljednja reakcija u ovom lancu, disocijativna rekombinacija hidronijevog jona sa slobodnim elektronom, dovodi do stvaranja molekule zasićene vodikom, u ovom slučaju molekule vode, ili do stvaranja hidroksila. Naravno, disocijativna rekombinacija se može dogoditi i sa intermedijarnim ionima. Krajnji rezultat ove sekvence za glavne teške elemente je stvaranje vode, metana i amonijaka. Moguća je i druga opcija: čestica jonizuje atom elementa nečistoće (O, C, N), a ovaj ion reaguje sa molekulom H 2, opet sa formiranjem jona OH + , CH + , NH + (dalje sa ista zaustavljanja). Lanci različitih elemenata se, naravno, ne razvijaju izolovano: njihove međukomponente reaguju jedna s drugom, a kao rezultat ovog „unakrsnog oprašivanja“, većina ugljika prelazi u molekule CO, kisik, koji ostaje nevezan u CO. molekule, u vodu i molekule O. 2, a molekul N 2 postaje glavni rezervoar dušika. Isti atomi koji nisu bili uključeni u ove osnovne komponente postaju sastavni dijelovi složeniji molekuli, od kojih se najveći, danas poznati, sastoji od 13 atoma.

Nekoliko molekula se ne uklapa u ovu shemu, čije se formiranje u plinskoj fazi pokazalo krajnje neefikasnim. Na primjer, iste 1970. godine, pored CO, u značajnim količinama otkriven je i znatno složeniji molekul, metanol. Dugo vremena se sinteza metanola smatrala rezultatom kratkog lanca: ion CH 3 + reagovao je sa vodom, formirajući protonirani CH 3 OH 2 + metanol, a zatim se ovaj ion rekombinovao sa elektronom, razdvajajući se na metanol i atom vodonika. Međutim, eksperimenti su pokazali da se molekulu CH 3 OH 2 + lakše raspadne u sredini tokom rekombinacije, tako da ne funkcioniše gasno-fazni mehanizam stvaranja metanola.

Međutim, postoji još važniji primjer: molekularni vodonik se ne formira u plinovitoj fazi! Shema s ionsko-molekularnim reakcijama funkcionira samo ako u mediju već postoje molekuli H 2 . Ali odakle dolaze? Postoje tri načina za formiranje molekularnog vodonika u gasnoj fazi, ali svi su izuzetno spori i ne mogu raditi u galaktičkim molekularnim oblacima. Rješenje problema je pronađeno u povratku na jedan od prethodnih mehanizama, odnosno reakcije na površinama kosmičkih čestica prašine.

Kao i ranije, zrno prašine u ovom mehanizmu igra ulogu trećeg tijela, obezbjeđujući na svojoj površini uslove za spajanje atoma koji se ne mogu kombinovati u gasnoj fazi. U hladnom okruženju slobodni atomi vodika smrzavaju se u čestice prašine, ali zbog termičkih fluktuacija ne sjede na jednom mjestu, već se difundiraju po svojoj površini. Dva atoma vodika, koja se sretnu tokom ovih lutanja, mogu se spojiti u molekul H 2, a energija oslobođena tokom reakcije odvaja molekul od zrna prašine i prenosi ga u plin.

Naravno, ako se atom vodika susreće na površini ne sa svojim parnjakom, već s nekim drugim atomom ili molekulom, rezultat reakcije će također biti drugačiji. Ali postoje li druge komponente na prašini? Postoji, a na to upućuju savremena zapažanja najgušćih delova molekularnih oblaka, takozvanih jezgara, koja će se (moguće je) u budućnosti pretvoriti u zvezde okružene planetarnim sistemima. Hemijska diferencijacija se događa u jezgrima: iz najgušćeg dijela jezgra uglavnom izlazi zračenje dušikovih jedinjenja (amonijak, N 2 H + jon), a ugljična jedinjenja (CO, CS, C 2 S) svijetle u ljusci koja okružuje jezgro. jezgra, dakle, na kartama radio-emisije takve jezgre izgledaju kao kompaktne tačke emisije azotnih jedinjenja, okružene emisionim prstenovima ugljen-monoksida.

Moderno objašnjenje diferencijacije je sljedeće: u najgušćem i najhladnijem dijelu molekularnog jezgra, jedinjenja ugljika, prvenstveno CO, smrzavaju se u čestice prašine, formirajući na njima ledene omotače. U gasovitoj fazi, oni su očuvani samo na periferiji jezgra, gde je moguće prodiranje zračenja zvezda Galaksije, delimično isparavajući ledene omotače. Kod jedinjenja azota situacija je drugačija: glavna molekula koja sadrži azot N 2 ne smrzava se u prašinu tako brzo kao CO, pa stoga dovoljno azota ostaje u gasnoj fazi čak i najhladnijeg dela jezgra mnogo duže da obezbedi uočena količina amonijaka i N 2 H + jona.

U ledenim omotačima čestica prašine odvijaju se i kemijske reakcije, uglavnom povezane s dodavanjem atoma vodika smrznutim molekulima. Na primjer, uzastopno dodavanje H atoma molekulima CO u ledenim školjkama zrna prašine dovodi do sinteze metanola. Nešto složenije reakcije, u kojima su osim vodika uključene i druge komponente, dovode do pojave drugih poliatomskih molekula. Kada mlada zvijezda zasvijetli u dubini jezgra, njeno zračenje isparava omote čestica prašine, a proizvodi kemijske sinteze se pojavljuju u plinskoj fazi, gdje se mogu i uočiti.

Uspjesi i izazovi

Naravno, osim ionsko-molekularnih i površinskih reakcija, u međuzvjezdanom mediju se javljaju i drugi procesi: neutralno-neutralne reakcije (uključujući reakcije radijacijske asocijacije), i fotoreakcije (jonizacija i disocijacija), te procesi izmjene komponenti između gasna faza i zrnca prašine. Moderni astrohemijski modeli moraju uključivati ​​stotine različitih komponenti međusobno povezanih hiljadama reakcija. Ono što je bitno je ovo: broj simuliranih komponenti značajno premašuje broj koji se stvarno posmatra, jer nije moguće napraviti radni model samo od posmatranih molekula! Zapravo, to je slučaj od samog početka moderne astrohemije: ion H 3 +, čije postojanje je pretpostavljeno u modelima Watsona, Herbsta i Klemperera, uočen je u posmatranjima tek sredinom sredine. -1990-ih.

Svi savremeni podaci o hemijskim reakcijama u međuzvjezdanom i okozvezdanom mediju prikupljaju se u specijalizovanim bazama podataka, od kojih su dvije najpopularnije: UDFA (UMIST Baza podataka za astrohemiju) i KIDA ( Kinetička baza podataka za astrohemiju).

Ove baze podataka su u suštini liste reakcija sa dva reaktanta, nekoliko proizvoda i numeričkim parametrima (od jedan do tri) koji omogućavaju izračunavanje brzine reakcije kao funkcije temperature, polja zračenja i fluksa kosmičkih zraka. Skupovi reakcija na površinama čestica prašine su manje standardizirani, međutim, postoje i dvije ili tri varijante koje se koriste u većini astrohemijskih studija. Reakcije uključene u ove skupove omogućavaju kvantitativno objašnjenje rezultata promatranja molekularnog sastava objekata različite starosti i pod različitim fizičkim uvjetima.

Danas se astrohemija razvija u četiri pravca.

Prvo, veliku pažnju privlači hemija izotopomera, prvenstveno hemija jedinjenja deuterijuma. Pored H atoma, međuzvjezdani medij sadrži i D atome, u omjeru od približno 1:100.000, što je uporedivo sa obiljem drugih atoma nečistoća. Pored H2 molekula, HD molekuli se formiraju i na zrncima prašine. U hladnom okruženju, reakcija
H 3 + + HD → H 2 D + + H 2
nije balansiran obrnutim procesom. Jon H 2 D + igra ulogu u hemiji sličnu onoj kod H 3 + jona, a kroz njega atomi deuterijuma počinju da se šire kroz složenija jedinjenja. Rezultat se ispostavilo prilično zanimljiv: pri ukupnom omjeru D/H od oko 10–5, odnos sadržaja nekih deuteriranih molekula prema sadržaju nedeuteriranih analoga (na primjer, HDCO prema H2CO, HDO prema H2O ) dostiže postotke pa čak i desetine posto. Sličan smjer za poboljšanje modela je uzimanje u obzir razlika u hemiji izotopa ugljika i dušika.

Drugo, reakcije na površinama zrna prašine ostaju jedan od glavnih astrohemijskih trendova. Ovdje se dosta radi, na primjer, na proučavanju karakteristika reakcija u zavisnosti od svojstava površine zrna prašine i njegove temperature. Detalji isparavanja iz zrna prašine organskih molekula sintetiziranih na njemu još uvijek su nejasni.

Treće, hemijski modeli postupno prodiru sve dublje i dublje u proučavanje dinamike međuzvjezdanog medija, uključujući proučavanje procesa rađanja zvijezda i planeta. Ovaj prodor je veoma važan, jer omogućava direktnu korelaciju numeričkog opisa kretanja materije u međuzvjezdanom mediju sa opažanjima molekularnih spektralnih linija. Osim toga, ovaj problem ima i astrobiološku primjenu vezanu za mogućnost da međuzvjezdana organska materija dospije na planete koje se formiraju.

Četvrto, sve je više opservacijskih podataka o obilju različitih molekula u drugim galaksijama, uključujući galaksije s velikim crvenim pomacima. To znači da se više ne možemo zatvoriti u okvire Mliječnog puta i da se moramo baviti time kako se odvija hemijska evolucija sa drugačijim elementarnim sastavom medija, sa drugim karakteristikama polja zračenja, sa drugim svojstvima čestica prašine, ili čime hemijske reakcije su se odvijale u predgalaktičkom okruženju, kada je sav skup elemenata bio ograničen na vodonik, helijum i litijum.

Istovremeno, mnoge misterije ostaju pored nas. Na primjer, linije koje je Merill pronašao 1934. još uvijek nisu identificirane. A porijeklo prve pronađene međuzvjezdane molekule - CH + - ostaje nejasno...

Beskrajno raznoliki živi organizmi sastoje se od ograničenog skupa atoma, čiju pojavu u velikoj mjeri dugujemo zvijezdama. Najmoćniji događaj u životu Univerzuma - Veliki prasak - ispunio je naš svijet supstancom vrlo oskudnog hemijskog sastava.
Vjeruje se da unija nukleona (protona i neutrona) u prostoru koji se širi nije imala vremena da napreduje dalje od helijuma. Stoga je predgalaktički Univerzum bio ispunjen gotovo isključivo jezgrama vodika (odnosno, jednostavno protona) sa malim - otprilike četvrtina mase - dodatkom jezgri helijuma (alfa čestica). U njemu praktički nije bilo ničega drugog, osim svjetlosnih elektrona. Kako je tačno došlo do primarnog obogaćivanja Univerzuma jezgrima težih elemenata, još ne možemo reći. Do danas nije otkrivena niti jedna "primordijalna" zvijezda, odnosno objekt koji se sastoji samo od vodonika i helijuma. Postoje posebni programi za traženje zvijezda sa niskim sadržajem metala (podsjetimo se da su se astronomi složili da sve elemente teže od helijuma nazivaju „metalima“), a ti programi pokazuju da su zvijezde „ekstremno niske metalnosti“ izuzetno rijetke u našoj Galaksiji. Oni su, u nekim zapisnim primercima, sadržaj, na primer, gvožđa je inferiorniji od sunčevog za desetine hiljada puta. Međutim, takvih zvijezda je samo nekoliko, a može se ispostaviti da "u njihovoj osobi" nemamo posla sa "skoro primarnim" objektima, već jednostavno s nekom vrstom anomalije. U cjelini, čak i najstarije zvijezde u Galaksiji sadrže prilične količine ugljika, dušika, kisika i težih atoma. To znači da čak ni najstarije galaktičke svjetiljke zapravo nisu prve: prije njih su u Univerzumu već postojale neke "tvornice" za proizvodnju hemijski elementi.

Herschel European Infrared Space Observatory otkrila je spektralne "otiske prstiju" organskih molekula u RTO. Na ovoj slici, infracrvena slika magline Orion snimljena NASA-inim svemirskim teleskopom Spitzer prekrivena je njenim spektrom snimljenim HIFI spektrografom visoke rezolucije Herschel opservatorije. Jasno pokazuje svoju zasićenost složenim molekulima: linije vode, ugljičnog monoksida i sumpordioksida, kao i organskih spojeva - formaldehida, metanola, dimetil etera, cijanovodonične kiseline i njihovih izotopskih analoga lako se prepoznaju u spektru. Neoznačeni vrhovi pripadaju brojnim još neidentifikovanim molekulima.

Sada se vjeruje da bi takve fabrike mogle biti supermasivne zvijezde takozvane populacije trećeg (III) tipa. Činjenica je da teški elementi nisu samo "začin" za vodonik i helijum. Ovo su važni učesnici u procesu formiranja zvijezda, koji omogućavaju kolapsu protozvjezdanog plina da oslobodi toplinu oslobođenu tokom kompresije. Ako mu oduzmete takav hladnjak, on se jednostavno ne može skupiti - odnosno ne može postati zvijezda... Tačnije, može, ali samo pod uslovom da mu je masa veoma velika - stotine i hiljade puta veća od moderne zvezde. Kako zvijezda živi manje, što je veća njena masa, prvi divovi postojali su vrlo kratko. Živjeli su kratke svijetle živote i eksplodirali, ne ostavljajući tragove, osim atoma teških elemenata koji su imali vremena da se sintetiziraju u njihovim dubinama ili formiraju direktno tokom eksplozija.
U modernom univerzumu, praktički jedini dobavljač teških elemenata je zvjezdana evolucija. Najvjerovatnije je periodni sistem "ispunjen" zvijezdama čija masa premašuje solarnu za više od reda veličine. Ako na Suncu i drugim sličnim svjetiljkama termonuklearna fuzija u jezgru ne ide dalje od kisika, tada masivniji objekti u procesu evolucije dobijaju strukturu „luka“: njihova jezgra su okružena slojevima, a što je sloj dublji, to je u njemu se sintetišu teža jezgra. Ovdje se lanac termonuklearnih transformacija završava ne kisikom, već željezom, formiranjem međujezgri - neona, magnezija, silicija, sumpora i drugih.

Velika Orionova maglina (BTO) je jedna od najbližih područja za formiranje zvijezda koja sadrži velike količine plina, prašine i novorođenih zvijezda. Istovremeno, ova maglina je jedna od najvećih "hemijskih fabrika" u našoj Galaksiji, a njena prava "moć", kao i načini sinteze molekula međuzvjezdane materije u njoj, astronomima još nisu sasvim jasni. Ova slika je snimljena Wide Field Imager kamerom na 2,2-metarskom MPG/ES0 teleskopu u opservatoriji La Silla u Čileu.

ORGANSKI MOLEKULI U SVEMIRU

Da biste obogatili Univerzum ovom mješavinom, nije dovoljno sintetizirati atome - potrebno ih je baciti i u međuzvjezdani prostor. To se dešava tokom eksplozije supernove: kada se gvozdeno jezgro formira kod zvezde, ono gubi stabilnost i eksplodira, raspršujući neke od fuzionih proizvoda oko sebe. Usput, u ljusci koja se širi, javljaju se reakcije koje stvaraju jezgre teže od željeza. Druga vrsta eksplozija supernove dovodi do sličnog rezultata - termonuklearne eksplozije na bijelim patuljcima, čija masa, zbog protoka materije iz satelitske zvijezde ili zbog spajanja s drugim bijelim patuljkom, postaje veća od Chandrasekharove granice (1,4 solarne mase).
U obogaćivanju Univerzuma brojnim elementima - uključujući ugljik i dušik, neophodnim za sintezu organskih molekula - značajan doprinos daju i manje masivne zvijezde, koje završavaju svoj život formiranjem bijelog patuljka i ekspandirajuće planetarna maglina. U završnoj fazi evolucije, nuklearne reakcije također počinju da se dešavaju u njihovim školjkama, komplicirajući elementarni sastav materije koja je kasnije izbačena u svemir.
Kao rezultat toga, međuzvjezdana materija Galaksije, koja se do danas sastoji uglavnom od vodonika i helijuma, ispada zagađena (ili obogaćena - tako gledate) atomima težih elemenata.

Buckminsterfullereni (skraćeno kao "fulereni" ili "buckyballs") - sićušne sferne strukture koje se sastoje od parnog broja (ali ne manje od 60) atoma ugljika povezanih na sličan način kao fudbalska lopta - prvi put su otkriveni u spektrima planetarne magline u Malom Magelanovom oblaku (MMO), jednom od najbližih zvezdanih sistema našoj galaksiji. Otkriće je napravljeno u julu 2010. radna grupa svemirski teleskop Spitzer (NASA), koji provodi posmatranja u infracrvenom opsegu. Ukupna masa fulerena sadržanih u magli je samo pet ra? manje od mase zemlje. Na pozadini MMO slike snimljene teleskopom Spitzer, prikazana je uvećana slika planetarne magline (manji umetak) i molekula fulerena koji se nalaze u njoj (veliki umetak) koji se sastoje od 60 atoma ugljika. Do danas su već primljeni izvještaji o registraciji karakterističnih linija takvih molekula u spektrima objekata koji se nalaze unutar Mliječnog puta.

ORGANSKI MOLEKULI U SVEMIRU

Ovi atomi se transportuju opštim „strujama“ galaktičkog gasa, zajedno sa njim kondenzuju se u molekularne oblake, ulaze u protozvezdane nakupine i protoplanetarne diskove... da bi na kraju postali deo planetarnih sistema i bića koja ih naseljavaju. Najmanje jedan primjer takve naseljive planete nam je poznat prilično pouzdano.

Organsko od neorganskog

Zemaljski život - barem sa naučne tačke gledišta - zasnovan je na hemiji i predstavlja lanac međusobnih transformacija molekula. Istina, ne neke, ali vrlo složene, ali ipak molekule - kombinacije atoma ugljika, vodika, kisika, dušika, fosfora i sumpora (i par desetina manje uobičajenih elemenata) u različitim omjerima. Složenost čak i najprimitivnijih "živih" molekula dugo nas je sprečavala da u njima prepoznamo obične kemijske spojeve. Postojala je ideja da su tvari koje čine žive organizme obdarene posebnom kvalitetom - "životnom snagom", stoga bi se posebna grana nauke - organska hemija - trebala baviti njihovim proučavanjem.
Jedna od prekretnica u istoriji hemije su eksperimenti Friedricha Wohlera, koji je 1828. godine prvi sintetizirao ureu - organsku supstancu - iz neorganske (amonijum cijanat). Ovi eksperimenti bili su prvi korak ka najvažnijem konceptu - priznavanju mogućnosti nastanka života od "neživih" sastojaka. Prvi put ga je formulisao u specifičnim hemijskim terminima ranih 1920-ih od strane sovjetskog biologa Aleksandra Oparina. Po njegovom mišljenju, mješavina jednostavnih molekula (amonijak, voda, metan, itd.), danas poznata kao "primordijalna supa", postala je okruženje za nastanak života na Zemlji. U njemu su se pod uticajem spoljašnjih „injekcija“ energije (npr. munje) na nebiološki način sintetizirali najjednostavniji organski molekuli koji su se potom „skupljali“ u visokoorganizovana živa bića tokom veoma dugog vremenskog perioda. .

Eksperimentalni dokaz mogućnosti organske sinteze u "primordijalnoj supi" ranih 1950-ih bili su poznati eksperimenti Harolda Ureya i Stanleya Millera (Harold Urey, Stanley Miller), koji su se sastojali u propuštanju električnih pražnjenja kroz mješavinu navedenih molekula. Nakon nekoliko sedmica eksperimenta, u ovoj mješavini pronađen je bogat asortiman organskih tvari, uključujući najjednostavnije aminokiseline i šećere. Ova jasna demonstracija jednostavnosti abiogeneze odnosila se ne samo na problem nastanka zemaljskog života, već i na širi problem života u Univerzumu: budući da nisu bili potrebni egzotični uslovi za sintezu organske materije na mladoj Zemlji , logično bi bilo pretpostaviti da su se takvi procesi odvijali (ili će se dogoditi) na drugim planetama.

Tražite znakove života

Ako se do sredine 20. vijeka samo Mars smatrao najvjerovatnijim staništem „braće na umu“, onda je nakon završetka Drugog svjetskog rata uspostavljanje kontakata na međuzvjezdanim udaljenostima počelo izgledati kao stvar bliske budućnost. Tada su rođeni temelji nove nauke, smještene na raskrsnici astronomije i biologije. Zove se na mnogo načina - egzobiologija, ksenobiologija, bioastronomija - ali se najčešće koristi naziv "astrobiologija". A jedno od najneočekivanijih astrobioloških otkrića u posljednjih nekoliko decenija bilo je uviđanje činjenice da najjednostavniji "građevinski blokovi" života nisu trebali biti sintetizirani na Zemlji iz nežive tvari, u "primordijalnoj supi". Na našu planetu su mogli stići već u spremnom stanju, jer, kako se pokazalo, organskih molekula ima u izobilju ne samo na planetama, već i - što se u početku nije ni slutilo - u međuzvjezdanom plinu.
Najmoćnije sredstvo za proučavanje vanzemaljske materije je spektralna analiza. Zasniva se na činjenici da su elektroni u atomu u stanjima - ili, kako kažu, zauzimaju nivoe - sa strogo određenim energijama, i kreću se od nivoa do nivoa, emitujući ili apsorbujući foton čija je energija jednaka razlici između energije početnog i krajnjeg nivoa. Ako se atom nalazi između posmatrača i nekog izvora svjetlosti (na primjer, fotosfere Sunca), on će iz spektra ovog izvora „pojesti“ samo fotone određenih frekvencija koji mogu uzrokovati prelaze elektrona između energetskih nivoa. ovog atoma. Tamni padovi se pojavljuju u spektru na ovim frekvencijama - apsorpcionim linijama. Budući da je skup nivoa individualan ne samo za svaki atom, već i za svaki ion (atom bez jednog ili više elektrona), moguće je iz skupa spektralnih linija pouzdano odrediti koji su atomi nastali. Na primjer, iz linija u spektru Sunca i drugih zvijezda možete saznati od čega je napravljena njihova atmosfera.
Johannes Hartmann je 1904. godine prvi utvrdio važnu činjenicu: ne potiču sve linije u spektrima zvijezda u zvjezdanim atmosferama. Neke od njih stvaraju atomi koji su mnogo bliži posmatraču - ne blizu zvijezde, već u međuzvjezdanom prostoru. Tako su prvi put otkriveni znaci postojanja međuzvjezdanog plina (tačnije, samo jedne njegove komponente - joniziranog kalcija).
Nepotrebno je reći da je ovo bilo šokantno otkriće. Uostalom, zašto ne bi postojao jonizovani kalcijum u međuzvjezdanom mediju (ISM)? Ali ideja da može sadržavati ne samo jonizirane i neutralne atome raznih elemenata, već i molekule, dugo se činila fantastičnom. ISM se u to vrijeme smatrao mjestom neprikladnim za sintezu barem nekih složenih spojeva: ekstremno niske gustine i temperature trebale bi usporiti stope kemijskih reakcija u njemu na gotovo nulu. A ako se iznenada tamo pojave neki molekuli, oni će se odmah ponovo raspasti u atome pod uticajem svetlosti zvezda.
Stoga je prošlo više od 30 godina između otkrića međuzvjezdanog plina i priznanja postojanja međuzvjezdanih molekula. Kasnih 1930-ih, ISM apsorpcione linije su pronađene u ultraljubičastom području spektra, što se u početku nije moglo pripisati nijednom hemijskom elementu. Objašnjenje se pokazalo jednostavnim i neočekivanim: ove linije ne pripadaju pojedinačnim atomima, već molekulama - najjednostavnijim dvoatomskim spojevima ugljika (CH, CN, CH+). Dalja spektralna posmatranja u optičkom i ultraljubičastom opsegu omogućila su detekciju apsorpcionih linija iz više od deset međuzvjezdanih molekula.

"Nagoveštaj" radio astronomije

Pravi procvat istraživanja međuzvjezdanog "hemijskog asortimana" počeo je nakon pojave radio-teleskopa. Činjenica je da su energetski nivoi u atomu - ako ne ulazite u detalje - povezani samo s kretanjem elektrona oko jezgra, ali molekule koje ujedinjuju nekoliko atoma imaju dodatna "kretanja" koja se odražavaju u spektru: molekul se može rotirati, vibrirati, uvijati... I svako od ovih kretanja je povezano s energijom, koja, kao i energija elektrona, može imati samo fiksni skup vrijednosti. Različita stanja molekularne rotacije ili vibracije također se nazivaju "nivoi". Kada se kreće od nivoa do nivoa, molekul takođe emituje ili apsorbuje foton. Važna razlika je u tome što su energije rotacionog i vibracionog nivoa relativno bliske. Stoga je njihova razlika mala, a fotoni koje apsorbuje ili emituje molekul tokom prelaska sa nivoa na nivo ne padaju u ultraljubičasti ili čak u vidljivi opseg, već u infracrveni (vibracioni prelazi) i u radio opseg ( rotacioni prelazi).

Sovjetski astrofizičar Iosif Šklovski je prvi skrenuo pažnju na činjenicu da se spektralne emisione linije molekula moraju tražiti u radio opsegu. Naime, pisao je o molekulu (tačnije slobodnom radikalu) OH hidroksila, koji pod određenim uslovima postaje izvor radio-emisije na talasnoj dužini od 18 cm, što je veoma pogodno za posmatranja sa Zemlje. Bio je hidroksil koji je postao prvi molekul u ISM-u, otkriven 1963. tokom radio-osmatranja i koji je dopunio listu već poznatih dijatomskih međuzvjezdanih molekula.
Ali onda je postalo zanimljivije. Godine 1968. objavljeni su rezultati posmatranja tro- i četvoroatomskih molekula - vode i amonijaka (H 2 0, NH 3). Godinu dana kasnije pojavila se poruka o otkriću na ISM-u prvog organskog molekula - formaldehida (H 2 CO). Od tada astronomi svake godine otkrivaju nekoliko novih međuzvjezdanih molekula, tako da ukupan broj sada prelazi dvije stotine. Naravno, ovom listom dominiraju jednostavna jedinjenja koja sadrže od dva do četiri atoma, ali značajan dio (više od trećine) čine poliatomski molekuli.
Dobru polovinu poliatomskih međuzvezdanih jedinjenja u zemaljskim uslovima nedvosmisleno bismo pripisali organskim materijama: formaldehid, dimetil eter, metil i etil alkohol, etilen glikol, metil format, sirćetna kiselina... Najduži molekul otkriven u ISM pronađen je u 1997. u jednoj od gustih nakupina molekularnog oblaka TMS-1 u sazviježđu Bika. Za Zemlju ovo nije baš uobičajeno jedinjenje iz porodice cijanopoliina, a to je lanac od 11 atoma ugljika, za čiji je jedan kraj "vezan" atom vodonika, a za drugi - atom dušika. U istom ugrušku pronađene su i druge organske molekule, ali je iz nekog razloga posebno bogat molekulama cijanopoliina sa ugljičnim lancima različitih dužina (3, 5, 7, 9, 11 atoma), zbog čega je dobio naziv "cijanopoliin pik" .
Još jedan dobro poznati objekat sa bogatim "organskim sadržajem" je molekularni oblak Sgr B2(N), koji se nalazi blizu centra naše Galaksije u pravcu sazvežđa Strijelac. Sadrži posebno veliki broj složenih molekula. Međutim, u tom pogledu nema nikakvu ekskluzivnost – radije se ovdje pokreće efekat „pretrage ispod fenjera“. Pronalaženje novih molekula, posebno organskih, vrlo je težak zadatak, a posmatrači često radije usmjeravaju svoje teleskope na područja neba za koja je vjerojatnije da će uspjeti. Stoga znamo dosta o koncentraciji organskih tvari u molekularnim oblacima Bika, Oriona, Strijelca, a gotovo da nemamo informacije o sadržaju složenih molekula u mnogim drugim sličnim oblacima. Ali to uopće ne znači da organske tvari nema - samo "antene još nisu stigle" do ovih objekata.

Poteškoće u dešifrovanju

Ovdje je potrebno pojasniti šta znači "složenost" u ovom slučaju. Čak je i elementarna analiza zvjezdanih spektra vrlo težak zadatak. Da, skup linija svakog atoma i jona je striktno individualan, ali u spektru zvijezde, linije više desetina elemenata se preklapaju jedna s drugom i može biti vrlo teško "razvrstati" ih. U slučaju spektra organskih molekula, situacija se usložnjava u nekoliko smjerova odjednom. Većina brojnih emisionih (apsorpcionih) linija atoma i jona spada u uski spektralni opseg koji je dostupan za posmatranja sa Zemlje. Kompleksni molekuli takođe imaju hiljade linija, ali su te linije "razbacane" mnogo šire - od bliskog infracrvenog opsega (jedinice i desetine mikrometara) do radio opsega (desetine centimetara).
Recimo da želimo dokazati da postoji molekul akrilonitrila (CH 2 CHCN) u molekularnom oblaku. Za to je potrebno, prvo, znati u kojim linijama zrači ovaj molekul. Ali za mnoga jedinjenja takvi podaci nisu dostupni! Teorijske metode ne omogućavaju uvijek izračunavanje položaja linija, a u laboratoriji se često ne može izmjeriti spektar molekula, na primjer, jer ga je teško izolirati u čistom obliku. Drugo, potrebno je izračunati relativne intenzitete ovih linija. Njihov sjaj zavisi od svojstava molekula i od parametara sredine (temperatura, gustina, itd.) u kojoj se nalazi. Teorija će omogućiti da se predvidi da u istraživanom molekularnom oblaku linija na jednoj talasnoj dužini treba da bude tri puta svetlija od linije istog molekula na drugoj talasnoj dužini. Ako se nađu linije na traženim talasnim dužinama, ali sa pogrešnim omjerom intenziteta, to je ozbiljan razlog za sumnju u ispravnost njihove identifikacije. Naravno, da bi se pouzdano detektovao molekul, potrebno je posmatrati oblak u najširem mogućem spektralnom opsegu. Ali značajan dio elektromagnetnog zračenja iz svemira ne dopire do površine Zemlje! To znači da treba ili fragmentarno posmatrati spektar molekula u „prozorcima transparentnosti“ Zemljine atmosfere, što, naravno, ne dodaje pouzdanost dobijenim rezultatima, ili koristiti svemirski teleskop, što je izuzetno retko. Konačno, ne zaboravite da će se linije željenog molekula morati razlikovati od drugih molekula, kojih ima na desetine varijanti, a svaka ima hiljade linija ...
Stoga nije iznenađujuće što su astronomi godinama pokušavali identificirati neke "predstavnike" kosmičke organske tvari. Indikativno u ovom pogledu je istorija otkrića glicina, najjednostavnije aminokiseline, u ISM. Iako su se izvještaji o registraciji karakterističnih osobina ove molekule u spektrima molekularnih oblaka više puta pojavljivali, činjenica o njegovom prisustvu još uvijek nije općepriznata: iako se mnoge linije, kao da pripadaju glicinu, zapravo uočavaju, njegove druge očekivane linije su odsutni u spektrima, što daje razloga za sumnju u identifikaciju.

Interstellar Fusion Laboratories

Ali sve je to složenost zapažanja. U teoriji, tokom proteklih decenija, situacija sa međuzvjezdanom organskom sintezom postala je mnogo jasnija, a sada jasno razumijemo da su početne ideje o kemijskoj inertnosti ISM-a bile pogrešne. Da bismo to uradili, naravno, morali smo prethodno mnogo naučiti o njegovom sastavu i fizičkim svojstvima. Značajan dio volumena međuzvjezdanog prostora je zaista "sterilan". Ispunjen je vrlo vrućim i razrijeđenim plinom s temperaturama u rasponu od hiljada do miliona kelvina i prožet je tvrdim, visokoenergetskim zračenjem. Ali postoje i pojedinačne kondenzacije međuzvjezdane materije u Galaksiji, gdje je temperatura niska (od nekoliko do desetina kelvina), a gustina je primjetno veća od prosjeka (stotine ili više čestica po kubnom centimetru). Gas u ovim kondenzacijama pomiješan je s prašinom, koja efikasno apsorbira tvrdo zračenje, zbog čega se njihova unutrašnjost - hladna, gusta, tamna - ispostavlja kao pogodno mjesto za odvijanje kemijskih reakcija i nakupljanje molekula. Uglavnom, takve "svemirske laboratorije" nalaze se u već spomenutim molekularnim oblacima. Oni zajedno zauzimaju manje od procenta ukupne zapremine galaktičkog diska, ali sadrže oko polovinu mase međuzvjezdane materije u Mliječnom putu.

Policiklični aromatični ugljovodonici (PAH) su najsloženija jedinjenja koja se nalaze u međuzvjezdanom prostoru. Ova infracrvena slika područja stvaranja zvijezda u sazviježđu Kasiopeja pokazuje molekularne strukture nekih od njih (atomi vodonika su bijeli, atomi ugljika sivi, atomi kisika crveni), kao i nekoliko njihovih karakterističnih spektralnih linija. Naučnici vjeruju da će u bliskoj budućnosti PAH spektri biti od posebne vrijednosti za dešifriranje hemijskog sastava međuzvjezdanog medija korištenjem infracrvene spektroskopije.

ORGANSKI MOLEKULI U SVEMIRU

Elementarni sastav molekularnih oblaka liči na sastav Sunca. U osnovi, sastoje se od vodonika - tačnije, molekula vodonika H 2 sa malim "dodatkom" helijuma. Preostali elementi su prisutni na nivou manjih nečistoća sa relativnim sadržajem od oko 0,1% (za kiseonik) i niže. U skladu s tim, broj molekula koji sadrže ove atome nečistoće je također vrlo mali u poređenju sa najčešćim molekulom H 2 . Ali zašto se ti molekuli uopće formiraju? Na Zemlji se za hemijsku sintezu koriste posebna postrojenja koja obezbeđuju dovoljno visoke gustine i temperature. Kako radi međuzvjezdani "hemijski reaktor" - hladan i razrijeđen?
Ovdje se mora imati na umu da se astronomija bavi drugim vremenskim skalama. Na Zemlji, moramo brzo postići rezultate. Prirodi se ne žuri. Sinteza međuzvjezdanih organskih tvari traje stotine hiljada i milione godina. Ali čak i ove spore reakcije zahtijevaju katalizator. U molekularnim oblacima njegovu ulogu igraju čestice kosmičkih zraka. Formiranje CH veze može se smatrati prvim korakom ka sintezi složenih organskih molekula. Ali ako uzmete samo mješavinu molekula vodika i atoma ugljika, ova veza se neće formirati sama. Druga stvar je ako se neki od atoma i molekula nekako pretvore u ione. Hemijske reakcije koje uključuju ione odvijaju se mnogo brže. Upravo ovu početnu jonizaciju osiguravaju kosmičke zrake, pokrećući lanac interakcija, tokom kojih atomi teških elemenata (ugljik, dušik, kisik) počinju da "priključuju" atome vodika za sebe, formirajući jednostavne molekule, uključujući i one otkrivene u ISM na prvom mjestu (CH i CH+).
Dalja sinteza je još lakša. Dvoatomske molekule vežu nove atome vodika na sebe, pretvarajući se u tro- i četveroatomske (CH 2 +, CH 3 +), poliatomske molekule počinju međusobno reagirati, pretvarajući se u složenije spojeve - acetilen, cijanovodonična kiselina (HCN), amonijak, formaldehid, koji zauzvrat postaju "cigle" za sintezu složenih organskih tvari.
Nakon što su kosmičke zrake dale primarni podsticaj hemijske reakcije, čestice kosmičke prašine postaju važan katalizator za međuzvjezdanu organsku sintezu. Oni ne samo da štite unutrašnje dijelove molekularnih oblaka od destruktivnog zračenja, već također obezbjeđuju njihovu površinu za efikasnu "proizvodnju" mnogih neorganskih i organskih molekula. U ukupnosti reakcija, nije teško zamisliti stvaranje ne samo glicina, već i složenijih spojeva. U tom smislu možemo reći da zadatak otkrivanja najjednostavnije aminokiseline ima više sportsko značenje: ko će je prvi pouzdano pronaći u svemiru. Naučnici ne sumnjaju da je glicin prisutan u molekularnim oblacima.

Kako preživjeti "molekule života"

Općenito, na ovog trenutka može se smatrati dokazanim da za sintezu organske materije "primarni bujon" nije potreban. Priroda se savršeno nosi s ovim zadatkom u svemiru. Ali da li međuzvjezdana organska materija ima veze s nastankom života? Zaista, zvijezde i planetarni sistemi su formirani u molekularnim oblacima i, prirodno, "apsorbiraju" svoju materiju. Međutim, prije nego što postane planeta, ova tvar prolazi kroz prilično teške uvjete protoplanetarnog diska i ništa manje teške uvjete mlade Zemlje. Nažalost, naša sposobnost proučavanja evolucije organskih spojeva u protoplanetarnim diskovima je vrlo ograničena. Vrlo su male veličine i još je teže tražiti organske molekule u njima nego u molekularnim oblacima. Do sada je otkriveno desetak molekula u formiranju planetarnih sistema drugih zvijezda. Naravno, oni također uključuju jednostavna organska jedinjenja (posebno formaldehid), ali još ne možemo detaljnije opisati evoluciju organskih tvari u ovim uvjetima.
Istraživanje našeg planetarnog sistema dolazi u pomoć. Istina, već je star više od četiri i pol milijarde godina, ali dio njegove primarne protoplanetarne materije sačuvan je do danas u nekim meteoritima. Upravo u njima se pokazalo da je obilje organske tvari prilično impresivno - posebno u takozvanim karbonskim hondritima, koji čine nekoliko posto ukupan broj"nebesko kamenje" koje je palo na Zemlju. Imaju labavu glinenu strukturu, bogati su vezanom vodom, ali što je najvažnije, značajan dio njihove tvari "zauzima" ugljik, koji je dio mnogih organskih spojeva. Meteoritska organska tvar se sastoji od relativno jednostavnih molekula, među kojima su i aminokiseline, i dušične baze, i (karboksilne kiseline, i "nerastvorljive organske tvari", koje su produkt polimerizacije (katrana) jednostavnijih jedinjenja. Naravno, ne možemo sada pouzdano kažu da je ova organska tvar "naslijeđena" iz supstance protosolarne molekularne grupe, ali posredni dokazi ukazuju na to - posebno, u meteoritima je pronađen jasan višak izotopomera brojnih molekula.

	Acetaldehid (lijevo) i njegovi izomeri, vinil alkohol i etilen oksid, također su otkriveni u međuzvjezdanom prostoru.
10 osam atoma		1997. godine, radio zapažanja su potvrdila prisustvo sirćetne kiseline u svemiru.
9 molekula sa devet atoma i 17 molekula koje sadrže od 10 do 70 atoma		Neki od najtežih (i najdužih) molekula pronađenih u svemiru pripadaju klasi poliina - sadrže nekoliko trostrukih veza povezanih u nizu "u lancu" jednostrukim vezama. Ne javljaju se na zemlji.
MOLEKULI TRENUTNO OTKRENI U MEĐUZVEZDANOM PROSTORU

Izotopomeri ili izotopolozi su molekule u kojima je jedan ili više atoma zamijenjeno manjim (ne najčešćim) izotopom kemijskog elementa. Na primjer, izotopomer je teška voda, u kojoj je laki izotop vodonika protij zamijenjen deuterijumom. Karakteristika hemije molekularnih oblaka je da se u njima izotopomeri formiraju nešto efikasnije od "običnih" molekula. Na primjer, sadržaj deuteriranog formaldehida (HDCO) može iznositi desetine posto sadržaja konvencionalnog formaldehida - uprkos činjenici da su atomi deuterijuma (D) u svemiru stotinu hiljada puta manji od atoma protijuma (H). . Međuzvjezdani molekuli daju istu "prednost" izotopu dušika 15N u odnosu na uobičajeni 14N. I isto relativno prekomerno obogaćivanje primećeno je u organskoj materiji meteorita.
Do sada se iz dostupnih podataka mogu izvući tri važna zaključka. Prvo, organska jedinjenja veoma visokog stepena složenosti se veoma efikasno sintetišu u međuzvjezdanom mediju naše i drugih galaksija. Drugo, ova jedinjenja mogu biti sačuvana u protoplanetarnim diskovima i biti deo planetezimala - "embriona" planeta. I na kraju, čak i da organska materija "nije preživjela" sam proces formiranja Zemlje ili neke druge planete, mogla bi tamo stići kasnije s meteoritima (kao što se danas događa).
Naravno, postavlja se pitanje dokle bi organska sinteza mogla ići u predplanetarnoj fazi. Ali šta ako sa meteoritima ne udare „cigle“ za nastanak života, već sam život? Na kraju krajeva, na početku 20. veka činilo se nemogućim da se čak i jednostavni dvoatomski molekuli pojave u ISM-u. Sada masovno pronalazimo u molekularnim oblacima supstance čija je imena teško izgovoriti prvi put. Otkrivanje aminokiselina u ISM-u je najvjerovatnije samo pitanje vremena. Šta nas sprečava da napravimo sledeći korak i pretpostavimo da su meteoriti doneli život na Zemlju „u gotovom obliku“?
Zaista, nekoliko puta u literaturi je bilo izvještaja da su ostaci najjednostavnijih vanzemaljskih organizama pronađeni u meteoritima... Međutim, do sada su ove informacije previše nepouzdane i rasute da bi se pouzdano uključile u opću sliku nastanka života .

Dok se "vrućim" nuklearnim procesima u svemiru - stanjem plazme, nukleogenezom (procesom elemenata) unutar zvijezda, itd. - uglavnom bavi fizika. - nova oblast znanja, koja je dobila značajan razvoj u 2. polovini 20. veka. uglavnom zbog uspjeha astronautike. Ranije su se proučavanja hemijskih procesa u svemiru i sastava kosmičkih tijela obavljala uglavnom zračenjem Sunca, zvijezda i, u određenoj mjeri, vanjskih slojeva planeta. Ova metoda je omogućila da se element otkrije na Suncu i prije nego što je otkriven na Zemlji. Jedina direktna metoda za proučavanje kosmičkih tijela bio je fazni sastav raznih meteorita koji su pali na Zemlju. Time je akumuliran značajan materijal koji je od suštinskog značaja za dalji razvoj. Razvoj astronautike, letovi automatskih stanica do planeta Sunčevog sistema - Mjeseca, Venere, Marsa - i konačno, čovjekov posjet Mjesecu otvorili su potpuno nove mogućnosti. Prije svega, radi se o direktnom istraživanju Mjeseca uz učešće kosmonauta ili uzimanje uzoraka automatskim (mobilnim i stacionarnim) vozilima i dostavljanje na Zemlju radi daljeg proučavanja u hemijske laboratorije. Osim toga, vozila s automatskim spuštanjem omogućila su proučavanje uslova njegovog postojanja ui na površini drugih planeta Sunčevog sistema, prvenstveno Marsa i Venere. Jedan od najvažnijih zadataka je proučavanje, na osnovu sastava i distribucije kosmičkih tijela, želje da se objasni hemijsku osnovu njihovo poreklo i istoriju. Najveća pažnja posvećena je problemima rasprostranjenosti i rasprostranjenosti. Prevalencija u svemiru određena je nukleogenezom unutar zvijezda. Hemijski sastav Sunca, zemaljskih planeta Sunčevog sistema i meteorita, po svemu sudeći, gotovo je identičan. Formiranje jezgara povezano je s različitim nuklearnim procesima u zvijezdama. Stoga, u različitim fazama svog razvoja, različite zvijezde i zvjezdani sistemi imaju različite kemijske sastave. Poznate zvijezde sa posebno jakim spektralne linije Ba ili Mg ili Li, itd. Fazna distribucija u kosmičkim procesima je izuzetno raznolika. Stanje agregacije i faza u svemiru u različitim fazama njegovih transformacija pod uticajem su na mnogo načina: 1) ogroman raspon, od zvjezdanog do apsolutna nula; 2) ogroman raspon, od miliona u uslovima planeta i zvezda do svemira; 3) duboko penetrirajuće galaktičko i sunčevo zračenje drugačiji sastav i intenzitet; 4) zračenje koje prati transformaciju nestabilnog u stabilno; 5) magnetna, gravitaciona i druga fizička polja. Utvrđeno je da svi ovi faktori utiču na sastav spoljašnje kore planeta, njihovih gasovitih omotača, meteoritskih, kosmičkih itd. Pri tome se procesi frakcionisanja u svemiru tiču ​​ne samo atomskog, već i izotopskog sastava. Određivanje izotopa koji su nastali pod uticajem zračenja omogućava da se duboko prodre u istoriju procesa formiranja planeta, asteroida, meteorita i da se utvrdi starost ovih procesa. Zbog ekstremnih uslova u svemiru nastaju procesi i nastaju stanja koja nisu karakteristična za Zemlju: stanje plazme zvijezda (npr. Sunca); kondenzacija He, Na, CH 4, NH 3 i drugih isparljivih in glavne planete na vrlo niskom; formiranje nerđajućeg čelika u svemiru na Mesecu; struktura hondrita kamenih meteorita; formiranje složenih organskih materija u meteoritima i, vjerovatno, na površini planeta (na primjer, Mars). U međuzvjezdanom prostoru nalaze se u izuzetno malim i mnogim elementima, kao i (, itd.) i, konačno, dolazi do sinteze različitih kompleksa (nastalih iz primarnih solarnih H, CO, NH 3, O 2, N 2, S i druga jednostavna jedinjenja u uslovima ravnoteže uz učešće zračenja). Sve ovo organsko u meteoritima, u međuzvjezdanom prostoru - nije optički aktivno.

Razvojem astrofizike i nekih drugih nauka otvaraju se mogućnosti dobijanja informacija vezanih za . Dakle, pretraživanja u međuzvjezdanom mediju vrše se metodom radio astronomije. Do kraja 1972. godine u međuzvjezdanom prostoru otkriveno je više od 20 vrsta, uključujući nekoliko prilično složenih organskih, koje sadrže do 7 vrsta. Utvrđeno je da su njihove uočene vrijednosti 10-100 miliona puta manje od . Ove metode takođe omogućavaju, upoređivanjem radio-linija izotopskih varijanti jednog (na primjer, H 2 12 CO i H 2 13 CO), da se istraži izotopski sastav međuzvjezdanog tijela i provjeri ispravnost postojećih teorija o poreklu.

Od izuzetne važnosti za poznavanje kosmosa je proučavanje složenog višestepenog niskotemperaturnog procesa, na primjer, tranzicije Sunca u čvrste planete Sunčevog sistema, asteroida, meteorita, praćene kondenzacijskim rastom, akrecijom. (povećanje mase, „rast“ bilo kojeg dodavanjem čestica izvana, na primjer iz oblaka plina i prašine) i aglomeracija primarnih agregata (faza) uz istovremeni gubitak hlapljivih tvari u svemiru. U svemiru, na relativno niskim (5000-10000°C), čvrste faze različitog hemijskog sastava (u zavisnosti od ), koje karakterišu različite energije vezivanja, oksidacioni potencijali itd., sukcesivno talože iz rashladne. Na primer, u hondritima, silikatne, metalne, sulfidne, kromitne, fosfidne, karbidne i druge faze koje se u nekom trenutku svoje istorije aglomeriraju u kameni meteorit i, vjerovatno, na sličan način u planete zemaljskog tipa.

Dalje, na planetama se odvija proces diferencijacije čvrstog, hlađenja u ljuske - metalno jezgro, silikatne faze (plašt i kora) i - već kao rezultat sekundarnog zagrevanja planeta toplotom radiogenog zračenja. porijekla, koji se oslobađa pri raspadu radioaktivnih i, moguće, drugih elemenata. Takav proces topljenja karakterističan je i za Mjesec, Zemlju, Mars i Veneru tokom vulkanizma. Zasnovan je na univerzalnom principu razdvajanja zona, odvajajući topljive (na primjer, koru i) od vatrostalnog omotača planeta. Na primjer, primarni solarni CaSiO 3 + CO 2 dostiže ravnotežno stanje u kojem sadrži 97% CO 2 na 90 atm. Primjer Mjeseca sugerira da sekundarne (vulkanske) ne drži nebesko tijelo ako je njegova masa mala.

Sudari u svemiru (bilo između čestica meteorita, ili prilikom udara meteorita i drugih čestica na površinu planeta) zbog ogromnih kosmičke brzine kretanja mogu uzrokovati termičku, ostavljajući tragove u strukturi čvrstih kosmičkih tijela i stvaranje meteoritnih kratera. To se dešava između svemirskih tela. Na primjer, prema minimalnoj procjeni, najmanje 1 × na druge, au općem slučaju - na promjenu izotopa ili atomski sastav“, 1971, c. jedanaest; Aller L. H., trans. sa engleskog, M., 1963; Seaborg G. T., Valens E. G., Elementi univerzuma, trans. s engleskog, 2. izd., M., 1966; Merrill P. W., Space chemistry, Ann Arbor, 1963; Spitzer L., Difuzna materija u svemiru, N. Y., 1968; Snyder L. E., Buhl D., Molekuli u međuzvjezdanom mediju, Nebo i teleskop, 1970, v. 40, str. 267, 345.

„Zver i ptica, zvezde i kamen – svi smo mi jedno, svi jedno...“ promrmljala je Kobra, spuštajući kapuljaču i takođe se njišući. - Zmija i dete, kamen i zvezda - svi smo jedno...

Pamela Travers. "Mary Poppins"

Da bi se utvrdila rasprostranjenost hemijskih elemenata u Univerzumu, potrebno je utvrditi sastav njegove materije. I koncentriran je ne samo u velikim objektima - zvijezdama, planetama i njihovim satelitima, asteroidima, kometama. Priroda, kao što znate, ne toleriše prazninu, pa je stoga svemir izvan njega puna međuzvezdanog gasa i prašine. Nažalost, samo zemaljska materija (i to samo ona koja je “pod našim nogama”) i vrlo mala količina lunarnog tla i meteorita, fragmenata nekada postojećih kosmičkih tijela, dostupni su nam za direktno proučavanje.

Kako odrediti hemijski sastav objekata udaljenih hiljadama svjetlosnih godina od nas? Sve potrebne informacije za to postalo je moguće dobiti nakon što su njemački naučnici Gustav Kirchhoff i Robert Bunsen 1859. razvili metodu spektralne analize. A 1895. Wilhelm Conrad Roentgen, profesor na Univerzitetu u Würzburgu, slučajno je otkrio nepoznato zračenje, koje je naučnik nazvao X-zracima (sada su poznati kao X-zraci). Zahvaljujući ovom otkriću, pojavila se rendgenska spektroskopija, koja omogućavadirektno iz spektra za određivanje rednog broja elementa.

Osnova spektralne i rendgenske spektralne analize je sposobnost atoma svakog hemijskog elementa da emituju ili apsorbuju energiju u obliku talasa strogo definisane, karakteristične dužine samo za njega, što se hvata posebnim uređajima - spektrometrima. . Atom emituje talase vidljivo svetlo tokom prelaza elektrona na spoljnim nivoima, i "dublji" elektronski slojevi su odgovorni za rendgensko zračenje. Po intenzitetu pojedinih linija u spektru saznaju sadržaj elementa u određenom nebeskom tijelu.

Do kraja XX in. proučavani su spektri mnogih objekata u svemiru i akumulirana je ogromna količina statističkog materijala. Naravno, podaci o hemijskom sastavu kosmičkih tela i međuzvjezdane materije nisu konačni i stalno se usavršavaju, ali zahvaljujući već prikupljenim informacijama, bilo je moguće utvrditi izračunati prosječan sadržaj elemenata u prostoru.

Sva tijela u svemiru sastoje se od atoma istih kemijskih elemenata, ali je njihov sadržaj u različitim objektima različit. U ovom slučaju se uočavaju zanimljivi obrasci. Lideri u rasprostranjenosti su vodonik (njegovi atomi u svemiru su 88,6%) i helijum (11,3%). Preostali elementi čine samo 1%! Ugljenik, azot, kiseonik, neon, magnezijum, silicijum, sumpor, argon i gvožđe su takođe česti u zvezdama i planetama. Dakle, preovlađuju svjetlosni elementi. Ali postoje izuzeci. Među njima su i "kvar" na polju litijuma, berilija i bora i nizak sadržaj fluora i skandijuma, čiji uzrok još nije utvrđen.

Otkriveni obrasci se mogu prikazati u obliku grafikona. Izvana podsjeća na staru testeru čiji su se zubi istrošili na različite načine, a neki su se čak i pokvarili. Vrhovi zubaca odgovaraju elementima s parnim serijskim brojevima (odnosno onima kod kojih je broj protona u jezgrima paran). Ovaj obrazac se naziva Oldo-Harkinsovo pravilo po italijanskom hemičaru Giuseppeu Oddu (1865-1954) i američki fizičar i hemičar William Harkins (1873–1951). Prema ovom pravilu, brojnost elementa s parnim nabojem je veća od njegovih susjeda s neparnim brojem protona u jezgru. Ako element ima paran broj neutrona, onda se javlja još češće i formira više izotopa. Postoji 165 stabilnih izotopa u svemiru koji imaju i paran broj neutrona i paran broj protona; 56 izotopa s parnim brojem protona i neparnim brojem neutrona; 53 izotopa koji imaju paran broj neutrona i neparan broj protona; i samo 8 izotopa sa neparnim brojem i neutrona i protona.

Upečatljiv je i još jedan maksimum koji se može pripisati željezu - jednom od najčešćih elemenata. Na grafikonu se njegov zupčić uzdiže poput Everesta. To je zbog visoke energije vezivanja u jezgri željeza - najveće među svim kemijskim elementima.

A evo i slomljenog zuba naše testere - na grafikonu nema vrednosti za rasprostranjenost tehnecijuma, element br. 43, umesto njega postoji praznina. Čini se da je tako poseban? Tehnecijum je u sredini periodnog sistema, prevalencija njegovih suseda je podložna opštim obrascima. Ali evo u čemu je stvar: ovaj element je jednostavno "završio" davno, vrijeme poluraspada njegovog najdugovječnijeg izotopa 2.12.10 6 godina. Tehnecij nije čak ni otkriven u tradicionalnom smislu te riječi: sintetiziran je umjetno 1937. godine, a potom slučajno. Ali evo šta je zanimljivo: 1960. godine u spektru Sunca otkrivena je linija "nepostojećeg" elementa br. 43! Ovo je sjajna potvrda činjenice da se sinteza hemijskih elemenata u unutrašnjosti zvijezda nastavlja do danas.

Drugi slomljeni zub je odsustvo prometija na grafikonu (br. 61), a objašnjava se istim razlozima. Poluživot najstabilnijeg izotopa ovog elementa je vrlo kratak, samo 18 godina. I do sada se nigde u svemiru nije osetio.

Na grafu uopće nema elemenata sa serijskim brojevima većim od 83: oni su također vrlo nestabilni i izuzetno ih je malo u prostoru.

Bovyka Valentina Evgenievna

Skinuti:

Pregled:

Opštinska budžetska obrazovna ustanova

prosjek sveobuhvatne škole br. 20 Krasnodar

Rasprostranjenost hemijskih elemenata na Zemlji iu svemiru. Formiranje hemijskih elemenata u procesu primarne nukleosinteze iu unutrašnjosti zvijezda.

Physics abstract

Uradio student:

10 "B" razred MBOU srednja škola br. 20 iz Krasnodara

Bovyka Valentina

Učitelj:

Skrileva Zinaida Vladimirovna

Krasnodar

2016

1. Hemija prostora, koja proučava hemiju prostora.
2. Neki termini.
3. Hemijski sastav planeta Sunčevog sistema i Mjeseca.
4. Hemijski sastav kometa, meteorita.
5. primarna nukleosinteza.
6. Drugi hemijski procesi u svemiru.
7. Zvezdice.
8. međuzvjezdani medij
9. Lista korištenih resursa

Space Chemistry. Šta proučava svemirska hemija?

Predmet proučavanja svemirske hemije je hemijski sastav kosmičkih tela (planeta, zvezda, kometa itd.), međuzvjezdani prostor, kao i hemijski procesi koji se dešavaju u svemiru.

Hemija kosmosa bavi se uglavnom procesima koji se dešavaju tokom atomsko-molekularne interakcije supstanci, a fizika se bavi nukleosintezom unutar zvezda.

Neki termini

Za lakšu percepciju sljedećeg materijala potreban je pojmovnik pojmova.

Zvezdice - svjetleće plinske masivne kugle, u čijim se utrobama odvijaju reakcije sinteze hemijskih elemenata.

Planeta - nebeska tijela koja kruže u orbitama oko zvijezda ili njihovih ostataka.

Komete - svemirska tijela, koja se sastoje od smrznutih plinova, prašine.

meteoriti - mala kosmička tijela koja padaju na Zemlju iz međuplanetarnog prostora.

meteori - pojava u obliku svjetlećeg traga, koji nastaje zbog udara meteora u Zemljinu atmosferu.

međuzvjezdani medij- razrijeđena materija, elektromagnetno zračenje i magnetno polje koje ispunjavaju prostor između zvijezda.

Glavne komponente međuzvjezdane materije: plin, prašina, kosmički zraci.

Nukleosinteza - proces stvaranja jezgara hemijskih elemenata (težih od vodonika) u toku reakcija nuklearne fuzije.

Hemijski sastav planeta Sunčevog sistema i Mjeseca

Planete Sunčevog sistema su nebeska tijela koja se okreću oko zvijezde zvane Sunce.

Sunčev sistem se sastoji od 8 planeta: Merkur, Venera, Zemlja, Mars, Jupiter, Saturn, Uran, Neptun.

Razmotrimo svaku planetu posebno.

Merkur

Najbliža planeta Suncu u Sunčevom sistemu, najmanja planeta. Prečnik Merkura je približno 4870 km.

Hemijski sastav

Jezgro planete je gvožđe, feromagnetno. Sadržaj gvožđa = 58%

Atmosfera se, prema jednom podatku, sastoji uglavnom od azota (N 2 ) pomiješan sa ugljičnim dioksidom (CO 2 ), prema drugima - od helijuma (He), neona (Ne) i argona (Ar).

Venera

Druga planeta u Sunčevom sistemu. Prečnik ≈ 6000 km.

Hemijski sastav

Jezgro je željezo, plašt sadrži silikate, karbonate.

Atmosfera je 97% ugljen-dioksida (CO 2 ), ostatak je dušik (N 2 ), vodu (H 2 O) i kiseonik (O 2 ).

zemlja

Treća planeta Sunčevog sistema, jedina planeta Sunčevog sistema sa najpovoljnijim uslovima za život. Prečnik je oko 12.500 km.

Hemijski sastav

Gvozdeno jezgro. Zemljina kora sadrži kiseonik O 2 (49%), silicijum Si (26%), aluminijum Al (4,5%), kao i drugi hemijski elementi. Atmosfera je 78% azota (N 2 ), 21% iz kiseonika (O 2 ) i 0,03% iz ugljičnog dioksida (CO 2 ), ostalo su inertni gasovi, vodena para i nečistoće. Hidrosfera se uglavnom sastoji od kiseonika O 2 (85,82%), vodonik H 2 (10,75%) i drugi elementi. Sva živa bića sadrže ugljenik (C).

mars

Mars je četvrta planeta u Sunčevom sistemu. Prečnik cca 7000 km

Hemijski sastav

Gvozdeno jezgro. Kora planete sadrži željezne okside i silikate.

Jupiter

Jupiter je peta planeta od Sunca. Najveća planeta Solarni sistem. Prečnik preko 140.000 km.

Hemijski sastav

Jezgro je komprimovani vodonik (H 2 ) i helijum (He). Atmosfera sadrži vodonik (H 2), metan (CH 4 ), helijum (He), amonijak (NH 3 ).

Saturn

Saturn je šesta planeta od Sunca. Ima prečnik od oko 120.000 km.

Hemijski sastav

Nema podataka o jezgru i zemljinoj kori. Atmosfera se sastoji od istih gasova kao i Jupiterova atmosfera.

Uran i Neptun

Uran i Neptun su sedma i osma planeta. Obje planete imaju približni prečnik od 50.000 km.

Hemijski sastav

Nema podataka o jezgru i korteksu. Atmosferu formira metan (CH 4 ), helijum (He), vodonik (H 2 ).

Mjesec

Mjesec je satelit Zemlje, njena sirovinska baza. Lunarno tlo se zove regolit, sastoji se od silicijum oksida (IV), aluminijum oksida i oksida drugih metala, puno uranijuma, nema vode.

Hemijski sastav kometa, meteorita

meteoriti

Meteoriti su željezo, željezo-kamen i kamen. Najčešće kameni meteoriti padaju na Zemlju. U prosjeku, prema proračunima, na svaki željezni meteorit dolazi 16 kamenih.

Hemijski sastav željeznih meteorita je 90% gvožđa (Fe), 8,5% nikla (Ni), 0,6% kobalta (Co) i 0,01% silicijuma (Si).

Kameni meteoriti se uglavnom sastoje od kiseonika (0 2 ) (41%) i silicijum (Si) (21%).

Komete

Komete su čvrsta tijela okružena plinskom ljuskom. Jezgro se sastoji od smrznutog metana (CH 4) i amonijak (NH 3 ) sa mineralnim nečistoćama. Različiti radikali i joni su pronađeni u gasnim kometama. Najnovija zapažanja su obavljena na Hale-Bopp kometi, koja je uključivala sumporovodik, vodu, tešku vodu, sumpor dioksid, formaldehid, metanol, mravlju kiselinu, cijanid vodonik, metan, acetilen, etan, fosterit i druga jedinjenja.

Primarna nukleosinteza

Da razmotrimo primarnu nukleosintezu, okrenimo se tabeli.

doba svemira	Temperatura, K	Stanje i sastav materije
0,01 s	10 11	neutroni, protoni, elektroni, pozitroni u toplotnoj ravnoteži. Broj n i p su isti.
0,1 s	3*10 10	Čestice su iste, ali je odnos broja protona i broja neutrona 3:5
	10 10	elektroni i pozitroni se anihiliraju, p:n =3:1
13.8 s	3*10 9	Počinju da se formiraju jezgra deuterijuma D i helijuma 4 Ne, elektroni i pozitroni nestaju, postoje slobodni protoni i neutroni.
35 min	3*10 8	Postavlja broj D i Not u odnosu na broj p i n 4 He:H + ≈24-25% po težini
7*10 5 godina	3*10 3	Hemijska energija je dovoljna za formiranje stabilnih neutralnih atoma. Univerzum je providan za zračenje. Materija dominira zračenjem.

Suština primarne nukleosinteze svodi se na formiranje jezgara deuterijuma iz nukleona, iz jezgara deuterijuma i nukleona - jezgara helijuma sa maseni broj 3 i tricijum, te iz jezgara 3 Ne, 3 H i nukleoni - jezgra 4 Ne.

Drugi hemijski procesi u svemiru

At visoke temperature(u okozvezdanom svemiru temperatura može dostići nekoliko hiljada stepeni) hemijske supstance počinju da se razlažu na komponente - radikale (CH 3 od 2 , CH, itd.) i atomi (H, O, itd.)

Zvezdice

Zvijezde se razlikuju po masi, veličini, temperaturi, sjaju.

Vanjski slojevi zvijezda sastoje se uglavnom od vodonika, kao i helijuma, kisika i drugih elemenata (C, P, N, Ar, F, Mg, itd.)

Subpatuljaste zvijezde se sastoje od težih elemenata: kobalta, skandijuma, titanijuma, mangana, nikla itd.

U atmosferi gigantskih zvijezda mogu se naći ne samo atomi kemijskih elemenata, već i molekuli vatrostalnih oksida (na primjer, titanijum i cirkonijum), kao i neki radikali: CN, CO, C 2

Hemijski sastav zvijezda proučava se spektroskopskom metodom. Tako su na Suncu pronađeni gvožđe, vodonik, kalcijum i natrijum. Helijum je prvo pronađen na Suncu, a kasnije u atmosferi planete Zemlje. Trenutno, u spektrima Sunca i dr nebeska tela Pronađena su 72 elementa, svi ovi elementi su pronađeni i na Zemlji.

Izvor energije zvijezda su reakcije termonuklearne fuzije.

U prvoj fazi života zvezde, vodonik se u njenoj unutrašnjosti pretvara u helijum.

4 1 H → 4 He

Helij se tada pretvara u ugljik i kisik

3 4 He → 12 C

4 4 He → 16 O

U sljedećoj fazi, ugljik i kisik su gorivo, u alfa procesima se elementi neona formiraju u željezo. Dalje reakcije hvatanja nabijenih čestica su endotermne, pa se nukleosinteza zaustavlja. Zbog prestanka termonuklearnih reakcija poremeti se ravnoteža željeznog jezgra, počinje gravitacijska kompresija čiji se dio energije troši na raspad željeznog jezgra na α-čestice i neutrone. Ovaj proces se naziva gravitacijski kolaps i traje oko 1 s. Kao rezultat naglog povećanja temperature, u omotaču zvijezde javljaju se termonuklearne reakcije sagorijevanja vodonika, helijuma, ugljika i kisika. Oslobađa se ogromna količina energije, što dovodi do eksplozije i širenja materije zvijezde. Ovaj fenomen se naziva supernova. Prilikom eksplozije supernove oslobađa se energija koja česticama daje veliko ubrzanje, neutronski tokovi bombardiraju jezgre elemenata koji su ranije formirani. U procesu hvatanja neutrona praćenog β-zračenjem, sintetišu se jezgra elemenata težih od gvožđa. Samo najmasovnije zvijezde dostižu ovu fazu.

Tokom kolapsa, neutroni se formiraju od protona i elektrona prema šemi:

1 1 p + -1 0 e → 1 0 n + v

Formirano neutronska zvijezda.

Jezgro supernove može se pretvoriti u pulsar - jezgro koje rotira s periodom od djelića sekunde i emituje elektromagnetno zračenje. Njegovo magnetsko polje dostiže kolosalne razmjere.

Također je moguće da veći dio ljuske savlada silu eksplozije i padne na jezgro. Primajući dodatnu masu, neutronska zvijezda počinje da se skuplja do formiranja "crne rupe".

međuzvjezdani medij

Međuzvjezdani medij se sastoji od plina, prašine, magnetnih polja i kosmičkih zraka. Apsorpcija zvjezdanog zračenja nastaje zbog plina i prašine. Prašina međuzvjezdanog medija ima temperaturu od 100-10 K, temperatura međuzvjezdanog plina može varirati od 10 do 10 7 K i zavisi od gustine i izvora grijanja. Međuzvjezdani plin može biti neutralan ili joniziran (H 2 0 , H 0 , H + , e - , He 0 ).

Prvo hemijsko jedinjenje u svemiru otkriven je 1937. godine pomoću spektroskopije. Ovo jedinjenje je bio CH radikal, nekoliko godina kasnije je pronađen cijanogen CN, a 1963. otkriven je hidroksil OH.

Uz upotrebu radiotalasa i infracrvenog zračenja u spektroskopiji, postalo je moguće proučavati "hladne" oblasti svemira. Najprije su pronađene neorganske tvari: voda, amonijak, ugljični monoksid, sumporovodik, a zatim organske: formaldehid, mravlja kiselina, octena kiselina, acetaldehid i mravlji alkohol. Etilni alkohol je pronađen u svemiru 1974. Tada su japanski naučnici otkrili metilamin CH 3 -NH 2 .

Tokovi se kreću u međuzvjezdanom prostoru atomska jezgra- kosmičke zrake. Oko 92% ovih jezgara su jezgra vodonika, 6% su helijum, a 1% su jezgra težih elemenata. Vjeruje se da kosmičke zrake nastaju eksplozijama supernove.

Prostor između svemirskih tijela ispunjen je međuzvjezdanim plinom. Sastoji se od atoma, jona i radikala, a uključuje i prašinu. Postojanje čestica kao što su: CN, CH, OH, CS, H 2 O, CO, COS, SiO, HCN, HCOOH, CH 3OH i drugi.

Sudar čestica kosmičkog zračenja, sunčevog vjetra i međuzvjezdanog plina dovodi do stvaranja raznih čestica, uključujući i organske.

Kada se protoni sudaraju s atomima ugljika, nastaju ugljikovodici. Hidroksil OH nastaje od silikata, karbonata i raznih oksida.

Pod dejstvom kosmičkih zraka u Zemljinoj atmosferi nastaju izotopi kao što su: ugljenik masenog broja 14 14 C, berilij, čiji je maseni broj 10 10 Be i hlor sa masenim brojem 36 36Cl.

Izotop ugljika s masenim brojem 14 akumulira se u biljkama, koraljima i stalaktitima. Izotop berilijuma sa masenim brojem 10 - u donjim sedimentima mora i okeana, polarni led.

Interakcija kosmičkog zračenja sa jezgrima zemaljskih atoma daje informacije o procesima koji se odvijaju u svemiru. Ova pitanja su riješena moderna nauka– eksperimentalna paleoastrofizika.

Na primjer, protoni kosmičkih zraka, sudarajući se s molekulama dušika u zraku, razbijaju molekulu na atome i dolazi do nuklearne reakcije:

7 14 N + 1 1 H→2 2 4 He + 4 7 Be

Kao rezultat ove reakcije, radioaktivni izotop berilijum.

U trenutku sudara s atmosferskim atomima, proton izbacuje neutrone iz tih atoma, ti neutroni stupaju u interakciju s atomima dušika, što dovodi do stvaranja izotopa vodika s masenim brojem 3 - tricija:

7 14 N + 0 1 n → 1 3 H + 6 12 C

Tricijum, koji prolazi kroz β-raspad, izbacuje elektron:

1 3 H → -1 0 e + 2 3 He

Tako nastaje lagani izotop helijuma.

Radioaktivni izotop ugljika nastaje tokom hvatanja elektrona atomima dušika:

7 14 N + -1 0 e → 6 14 C

Rasprostranjenost hemijskih elemenata u svemiru

Razmotrite obilje hemijskih elemenata u galaksiji mliječni put. Podaci o prisutnosti pojedinih elemenata dobiveni su spektroskopijom. Za vizuelni prikaz koristimo tabelu.

Core charge	Element	Maseni udio u dijelovima na hiljadu
	Vodonik
	Helijum
	Kiseonik	10,4
	Karbon
	Neon	1,34
	Iron
	Nitrogen	0,96
	Silicijum	0,65
	Magnezijum	0,58
	Sumpor	0,44

Za vizuelniji prikaz, okrenimo se tortnom grafikonu.

Kao što možete vidjeti na dijagramu, najzastupljeniji element u svemiru je vodonik, drugi najzastupljeniji je helijum, a treći kisik. Maseni udjeli ostalih elemenata su mnogo manji.

Pregled:

Da biste koristili pregled prezentacija, kreirajte Google račun (nalog) i prijavite se: https://accounts.google.com

Naslovi slajdova:

Rasprostranjenost hemijskih elemenata na Zemlji iu svemiru. Formiranje hemijskih elemenata u procesu primarne nukleosinteze iu unutrašnjosti zvezda Završio učenik 10. "B" razreda MBOU srednje škole br. 20 Bovyka Valentina Rukovodilac: Skryleva Z.V.

Svemirska hemija je nauka o hemijskom sastavu kosmičkih tela, međuzvjezdanog prostora i hemijski procesi koji teče u prostoru.

Neophodni pojmovi Zvijezde su svijetleće plinovite masivne kugle, u dubinama kojih se odvijaju reakcije sinteze hemijskih elemenata. Planeta - nebeska tijela koja kruže u orbitama oko zvijezda ili njihovih ostataka. Komete su kosmička tijela koja se sastoje od smrznutih plinova i prašine. Meteoriti su mala kosmička tijela koja padaju na Zemlju iz međuplanetarnog prostora. Meteori su pojave u obliku svjetlećeg traga, koji nastaje zbog ulaska meteora u Zemljinu atmosferu. Međuzvjezdani medij je razrijeđena materija, elektromagnetno zračenje i magnetsko polje koje ispunjava prostor između zvijezda. Glavne komponente međuzvjezdane materije: plin, prašina, kosmički zraci. Nukleosinteza je proces stvaranja jezgara kemijskih elemenata (težih od vodika) u toku reakcija nuklearne fuzije.

Merkur Venera Zemlja Mars

Jupiter Saturn Uran Neptun

Mjesec je satelit Zemlje, njena sirovinska baza.

Meteorit Comet

Primarna nukleosinteza Starost svemira Temperatura, K Stanje i sastav materije 0,01 s 10 11 neutroni, protoni, elektroni, pozitroni u toplotnoj ravnoteži. Broj n i p su isti. 0,1 s 3*10 10 Čestice su iste, ali je odnos broja protona i broja neutrona 3:5 1s 10 10 elektrona i pozitrona anihiliraju, p:n =3:1 13,8 s 3*10 9 Jezgra deuterija počinju formirati D i helijum 4 He, nestaju elektroni i pozitroni, postoje slobodni protoni i neutroni. 35 min 3*10 8 Količina D i He je postavljena u odnosu na broj p i n 4 He:H + ≈24-25% po težini 7*10 5 godina 3*10 3 Hemijska energija je dovoljna za formiranje stabilnog neutralni atomi. Univerzum je providan za zračenje. Materija dominira zračenjem.

Glavne reakcije koje se odvijaju u unutrašnjosti zvijezda 4 1 H → 4 He 3 4 He → 12 C 4 4 He → 16 O +1 1 p + -1 0 e → 1 0 n + v

Glavne reakcije koje nastaju zbog komponenti međuzvjezdanog medija 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

Obilje hemijskih elemenata u galaksiji Mliječni put

Spisak korištenih resursa 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