Cosmosul în conștiința populară este reprezentat de tărâmul frigului și al golului (vă amintiți cântecul: „Aici este frig cosmic, culoarea cerului este diferită”?). Cu toate acestea, cam de la mijlocul secolului al XIX-lea, cercetătorii au început să înțeleagă că spațiul dintre stele nu este cel puțin gol. Un semn clar al existenței materiei interstelare îl reprezintă așa-numiții nori întunecați, pete negre informe, deosebit de bine distinse pe banda luminoasă a Căii Lactee. În secolele al XVIII-lea și al XIX-lea, se credea că acestea sunt adevărate „găuri” în distribuția stelelor, dar, în anii 1920, se credea că petele trădează prezența unor nori colosali de praf interstelar care ne împiedică să vedem lumina. a stelelor din spatele lor (foto 1).

La mijlocul secolului al XIX-lea a început o nouă eră în astronomie: datorită lucrării lui Gustav Kirchhoff și Robert Bunsen, a apărut analiza spectrală, care a făcut posibilă determinarea compoziție chimicăși parametrii fizici ai gazului în obiectele astronomice. Astronomii au apreciat rapid noua oportunitate, iar anii 1860 au văzut un boom în spectroscopie stelară. În același timp, în mare parte datorită eforturilor observatorului remarcabil William Heggins, se acumulau dovezi pentru prezența gazului nu numai în stele, ci și în spațiul dintre ele.

Heggins a fost un pionier cercetare științifică materie nestelară. Din 1863 a publicat rezultatele unui studiu spectroscopic al unor nebuloase, inclusiv Marea Nebuloasă a lui Orion, și a demonstrat că spectrele nebuloaselor din domeniul vizibil sunt foarte diferite de spectrele stelelor. Radiația unei stele tipice este un spectru continuu, pe care se suprapun linii de absorbție, născute în atmosfera stelară. Și spectrele nebuloaselor obținute de Heggins constau din mai multe linii de emisie, practic fără spectru continuu. Era un spectru de gaz fierbinte rarefiat, ai cărui parametri sunt complet diferiți de parametrii gazului din stele. Concluzia principală a lui Heggins: s-a obținut confirmarea observațională a presupunerii lui Herschel că în spațiu, pe lângă stele, există materie difuză distribuită pe volume semnificative de spațiu.

Pentru ca strălucirea adecvată a gazului interstelar să fie observată în domeniul optic, acesta trebuie să fie nu numai fierbinte, ci și destul de densă și departe de orice materie interstelară îndeplinește aceste condiții. În 1904, Johannes Hartmann a observat că gazul interstelar mai rece și/sau rarefiat își trădează prezența lăsând propriile linii de absorbție în spectre stelare, care nu se nasc în atmosfera stelei, ci în afara acesteia, pe drumul de la stea la observator.

Studiul liniilor de emisie și absorbție ale gazului interstelar a făcut posibilă până în anii 1930 să se studieze destul de bine compoziția sa chimică și să se stabilească că este alcătuit din aceleași elemente care se găsesc pe Pământ. Câteva linii din spectre pentru o lungă perioadă de timp nu s-au pretat pentru identificare, iar Heggins a sugerat că acesta este un nou element chimic - nebuliu (din lat. nebuloasă- un nor), dar s-a dovedit a fi doar oxigen dublu ionizat.

La începutul anilor 1930, se credea că toate liniile din spectrul gazului interstelar au fost identificate și atribuite unor atomi și ioni specifici. Cu toate acestea, în 1934, Paul Merrill a raportat patru linii neidentificate în regiunile galbene și roșii ale spectrului. Liniile interstelare observate anterior aveau o lățime foarte mică, așa cum se potrivește liniilor atomice formate într-un gaz cu densitate scăzută, dar acestea erau mai largi și neclare. Aproape imediat, s-a sugerat că acestea sunt linii de absorbție nu ale atomilor sau ionilor, ci ale moleculelor. Dar ce? Au fost propuse ambele molecule exotice, cum ar fi sodiul (Na 2), și compușii diatomici obișnuiți, descoperiți în cozile cometare de același Heggins încă din secolul al XIX-lea, precum molecula CN. Existența moleculelor interstelare a fost în cele din urmă stabilită la sfârșitul anilor 1930, când mai multe linii neidentificate din regiunea albastră a spectrului au fost asociate fără ambiguitate cu compușii CH, CH + și CN.

O caracteristică a reacțiilor chimice în mediul interstelar este dominanța proceselor cu două particule: coeficienții stoichiometrici sunt întotdeauna egali cu unu. La început singura cale La formarea moleculelor, s-au părut reacțiile de „asociere radiativă”: pentru ca doi atomi, ciocnând, să se unească într-o moleculă, este necesar să se elimine excesul de energie. Dacă o moleculă, formată într-o stare excitată, are timp să emită un foton înainte de dezintegrare și să treacă într-o stare neexcitată, ea rămâne stabilă. Calculele efectuate înainte de anii 1950 au arătat că abundența observată a acestor trei molecule simple ar putea fi explicată presupunând că ele se formează în reacții de asociere radiativă și sunt distruse de câmpul de radiații interstelare - câmpul total de radiații al stelelor Galaxiei.

Gama de preocupări ale astrochimiei la acea vreme nu era deosebit de largă, cel puțin în mediul interstelar: trei molecule, cu o duzină de reacții între ele și elementele lor constitutive. Situația a încetat să mai fie calmă în 1951, când David Bates și Lyman Spitzer au recalculat abundența de echilibru a moleculelor, ținând cont de noi date despre vitezele reacțiilor de asociere radiativă. S-a dovedit că atomii se leagă în molecule mult mai lent decât se credea anterior și, prin urmare, modelul simplu ratează predicția conținutului de CH și CH + prin ordine de mărime. Apoi au sugerat că două dintre aceste molecule nu apar ca rezultat al sintezei din atomi, ci ca urmare a distrugerii unor molecule mai complexe, în special metanul. De unde a venit metanul? Ei bine, s-ar fi putut forma în atmosfere stelare și apoi să pătrundă în mediul interstelar sub formă de granule de praf.

Mai târziu, praful cosmic a început să fie atribuit unei mai active rol chimic decât rolul unui simplu purtător de molecule. De exemplu, dacă pentru fluxul efectiv al reacțiilor chimice în mediul interstelar nu există suficient al treilea corp, care ar elimina excesul de energie, de ce să nu presupunem că acesta este un grăunte de praf? Atomii și moleculele ar putea reacționa unul cu celălalt pe suprafața sa și apoi să se evapore, realizând gazul interstelar.

Proprietățile mediului interstelar

Când primele molecule au fost descoperite în mediul interstelar, niciuna dintre ele proprietăți fizice nici măcar compoziţia chimică nu era bine cunoscută. Însăși descoperirea moleculelor de CH și CH+ a fost considerată la sfârșitul anilor 1930 ca fiind o dovadă importantă pentru prezența carbonului și a hidrogenului acolo. Totul s-a schimbat în 1951, când a fost descoperită emisia de hidrogen atomic interstelar, celebra emisie la o lungime de undă de aproximativ 21 cm. A devenit clar că hidrogenul era cel mai abundent în mediul interstelar. Conform conceptelor moderne, materia interstelară este hidrogen, heliu și doar 2% din masa elementelor mai grele. O parte semnificativă a acestor elemente grele, în special metalele, se găsește în particulele de praf. Masa totală a materiei interstelare din discul galaxiei noastre este de câteva miliarde de mase solare, sau 1-2% din masa totală a discului. Și masa de praf este de aproximativ o sută de ori mai mică decât masa de gaz.

Materia este distribuită neomogen pe spațiul interstelar. Poate fi împărțit în trei faze: cald, cald și rece. Faza fierbinte este un gaz coronal foarte rarefiat, hidrogen ionizat cu o temperatură de milioane de kelvin și o densitate de aproximativ 0,001 cm -3, care ocupă aproximativ jumătate din volumul discului galactic. Faza caldă, care reprezintă încă o jumătate din volumul discului, are o densitate de aproximativ 0,1 cm–3 și o temperatură de 8000–10.000 K. Hidrogenul din ea poate fi atât ionizat, cât și neutru. Faza rece este cu adevărat rece, temperatura sa nu depășește 100 K, iar în zonele cele mai dense, înghețul se reduce la câțiva kelvin. Gazul neutru rece ocupă doar aproximativ un procent din volumul discului, dar masa sa este aproximativ jumătate din masa totală a materiei interstelare. Aceasta implică o densitate semnificativă, sute de particule pe centimetru cub și mai mult. Semnificativ în ceea ce privește conceptele interstelare, desigur - pentru dispozitivele electronice acesta este un vid minunat, 10-14 Torr!

Gazul neutru dens rece are o structură de nor zdrențuită, aceeași care poate fi urmărită în norii de praf interstelar. Este logic să presupunem că norii de praf și norii de gaz sunt aceiași nori în care praful și gazul sunt amestecate între ele. Cu toate acestea, observațiile au arătat că regiunile spațiului în care efectul absorbant al prafului este maxim nu coincid cu regiunile de intensitate maximă a radiației atomice de hidrogen. În 1955, Bart Bock și coautorii au sugerat că în cele mai dense părți ale norilor interstelari, cele care devin opace în domeniul optic din cauza unei concentrații mari de praf, hidrogenul nu se află în stare atomică, ci în stare moleculară.

Deoarece hidrogenul este componenta principală a mediului interstelar, numele diferitelor faze reflectă starea hidrogenului în sine. Un mediu ionizat este un mediu în care hidrogenul este ionizat, alți atomi pot rămâne neutri. Un mediu neutru este unul în care hidrogenul este neutru, deși alți atomi pot fi ionizați. Norii denși și compacti despre care se crede că sunt formați în principal din hidrogen molecular se numesc nori moleculari. În ele începe adevărata istorie a astrochimiei interstelare.

Molecule invizibile și vizibile

Primele molecule interstelare au fost descoperite datorită liniilor lor de absorbție în domeniul optic. La început, setul lor nu era prea mare, iar modelele simple bazate pe reacții de asociere radiativă și/sau reacții pe suprafețele granulelor de praf au fost suficiente pentru a le descrie. Cu toate acestea, în 1949, I.S. Shklovsky a prezis că domeniul radio este mai convenabil pentru observarea moleculelor interstelare, în care se poate observa nu numai absorbția, ci și emisia de molecule. Pentru a vedea liniile de absorbție, aveți nevoie de o stea de fundal a cărei radiație va fi absorbită de moleculele interstelare. Dar dacă te uiți la un nor molecular, nu vei vedea stelele de fundal, deoarece radiația lor va fi absorbită complet de praful care face parte din același nor! Dacă moleculele în sine radiază, le vei vedea oriunde s-ar afla și nu doar acolo unde sunt iluminate cu atenție din spate.

Radiația moleculelor este asociată cu prezența unor grade suplimentare de libertate în ele. O moleculă se poate roti, vibra, face mișcări mai complexe, fiecare dintre acestea fiind asociată cu un set de niveluri de energie. Trecând de la un nivel la altul, o moleculă, ca un atom, absoarbe și emite fotoni. Energia acestor mișcări este scăzută, așa că sunt ușor de excitat chiar și la temperaturi scăzute în norii moleculari. Fotonii corespunzători tranzițiilor între nivelurile de energie moleculară nu se încadrează în raza vizibilă, iar în infraroșu, submilimetru, milimetru, centimetru... Prin urmare, studiile asupra radiației moleculelor au început când astronomii aveau instrumente pentru observații în intervalele lungi de undă lungi.

Adevărat, prima moleculă interstelară descoperită din observații în domeniul radio a fost totuși observată în absorbție: în 1963, în emisia radio a rămășiței supernovei Cassiopeia A. Aceasta a fost linia de absorbție a hidroxilului (OH) - o lungime de undă de 18 cm, iar în curând a fost descoperit hidroxil în radiații. În 1968, a fost observată o linie de emisie de amoniac de 1,25 cm, câteva luni mai târziu a fost găsită apă - o linie de 1,35 cm. descoperire importantăîn studiul mediului interstelar molecular a fost descoperirea în 1970 a emisiei unei molecule de monoxid de carbon (CO) la o lungime de undă de 2,6 mm.

Până în acel moment, norii moleculari erau, într-o anumită măsură, obiecte ipotetice. Cel mai comun compus chimic din univers - molecula de hidrogen (H 2) - nu are tranziții în regiunea cu lungime de undă lungă a spectrului. La temperaturi scăzute într-un mediu molecular, pur și simplu nu strălucește, adică rămâne invizibil, în ciuda întregului conținut ridicat. Este adevărat că molecula de H 2 are linii de absorbție, dar acestea se încadrează în domeniul ultraviolet, în care este imposibil de observat de la suprafața Pământului; avem nevoie de telescoape montate fie pe rachete de mare altitudine, fie pe nava spatiala, ceea ce complică foarte mult observațiile și le face și mai scumpe. Dar chiar și cu un instrument extraatmosferic, liniile de absorbție ale hidrogenului molecular pot fi observate doar în prezența stelelor de fundal. Dacă luăm în considerare că nu sunt atât de multe stele sau alte obiecte astronomice care emit în domeniul ultravioletei și, în plus, absorbția prafului atinge un maxim în acest interval, devine clar că posibilitățile de studiu a hidrogenului molecular din liniile de absorbție sunt foarte limitat.

Molecula de CO a devenit o salvare - spre deosebire, de exemplu, de amoniac, începe să strălucească la densități scăzute. Cele două linii ale sale, corespunzătoare tranzițiilor de la starea de rotație a solului la prima stare excitată și de la prima la a doua stare excitată, se încadrează în intervalul milimetric (2,6 mm și 1,3 mm), care este încă accesibil pentru observații de pe suprafața Pământului. . Radiația cu lungime de undă mai scurtă este absorbită de atmosfera pământului, radiația cu lungime de undă mai mare produce imagini mai puțin clare (pentru un diametru obiectiv dat, rezoluția unghiulară a telescopului este cu atât mai proastă, cu atât lungimea de undă observată este mai mare). Și există o mulțime de molecule de CO și atât de multe încât, aparent, cel mai mult carbonul din norii moleculari este în această formă. Aceasta înseamnă că conținutul de CO este determinat nu atât de caracteristicile evoluției chimice a mediului (spre deosebire de moleculele CH și CH +), ci pur și simplu de numărul de atomi disponibili de C. Prin urmare, conținutul de CO dintr-un gaz molecular poate să fie considerată, cel puțin în prima aproximare, a fi constantă.

Prin urmare, molecula de CO este utilizată ca indicator al prezenței unui gaz molecular. Și dacă găsiți undeva, de exemplu, o hartă a distribuției gazului molecular în Galaxie, aceasta va fi o hartă a distribuției exact a monoxidului de carbon, și nu a hidrogenului molecular. Admisibilitatea unei utilizări atât de răspândite a CO a fost recent pusă sub semnul întrebării, dar nu există nimic cu care să o înlocuiască. Deci, trebuie să compensăm posibila incertitudine în interpretarea observațiilor de CO cu prudență în implementarea acesteia.

Noi abordări ale astrochimiei

La începutul anilor 1970, numărul de molecule interstelare cunoscute a început să fie măsurat în zeci. Și cu cât au fost descoperite mai mult, cu atât a devenit mai clar că modelele chimice anterioare, care nu explicau foarte sigur conținutul primelor trei CH, CH + și CN, nu funcționează deloc cu un număr crescut de molecule. O nouă viziune (și acceptată și astăzi) a evoluției chimice a norilor moleculari a fost propusă în 1973 de William Watson și independent de Eric Herbst și William Klemperer.

Deci, avem de-a face cu un mediu foarte rece și cu o compoziție moleculară foarte bogată: astăzi se cunosc aproximativ o sută și jumătate de molecule. Reacțiile de asociere radiativă sunt prea lente pentru a oferi o abundență observabilă chiar și de molecule diatomice, cu atât mai puțin compuși mai complecși. Reacțiile pe suprafața boabelor de praf sunt mai eficiente, dar la 10 K o moleculă sintetizată pe suprafața unui grăunte de praf va rămâne în cele mai multe cazuri înghețată la acesta.

Watson, Herbst și Klemperer au sugerat că în formarea compoziției moleculare a norilor interstelari reci, rolul decisiv este jucat nu de reacțiile de asociere radiativă, ci de reacțiile ion-moleculare, adică reacțiile dintre componente neutre și ionizate. Vitezele lor nu depind de temperatură, iar în unele cazuri chiar cresc la temperaturi scăzute.

Ideea este mică: substanța norului trebuie ionizată puțin. Radiația (lumina stelelor apropiate de nor sau radiația totală a tuturor stelelor din Galaxie) nu ionizează atât de mult, cât se disociază. În plus, din cauza prafului, radiațiile nu pătrund în norii moleculari, luminând doar periferia acestora.

Dar în Galaxie există un alt factor ionizant - razele cosmice: nuclee atomice accelerate printr-un anumit proces la o viteză foarte mare. Natura acestui proces nu a fost încă dezvăluită definitiv, deși accelerarea razelor cosmice (cele care prezintă interes din punct de vedere al astrochimiei) are loc cel mai probabil în undele de șoc care însoțesc exploziile supernovei. Razele cosmice (ca toată materia din Galaxie) constau în principal din hidrogen complet ionizat și heliu, adică din protoni și particule alfa.

Ciocnind cu cea mai comună moleculă de H 2 , particula o ionizează, transformând-o într-un ion H 2 +. El, la rândul său, intră într-o reacție ion-moleculară cu o altă moleculă de H 2, formând un ion H 3 +. Și tocmai acest ion devine motorul principal al tuturor chimiei ulterioare, intrând în reacții ion-moleculare cu oxigen, carbon și azot. Apoi totul merge conform schemei generale, care pentru oxigen arată astfel:

O + H3 + → OH + + H2
OH + + H2 → H2O + + H
H2O + + H2 → H3O + + H
H 3 O + + e → H 2 O + H sau H 3 O + + e → OH + H 2

Ultima reacție din acest lanț, recombinarea disociativă a unui ion de hidroniu cu un electron liber, duce la formarea unei molecule saturate cu hidrogen, în acest caz o moleculă de apă, sau la formarea unui hidroxil. În mod natural, recombinarea disociativă poate apărea și cu ionii intermediari. Rezultatul final al acestei secvențe pentru principalele elemente grele este formarea de apă, metan și amoniac. O altă opțiune este posibilă: particula ionizează un atom al unui element de impuritate (O, C, N), iar acest ion reacţionează cu o moleculă de H 2, din nou cu formarea de ioni OH + , CH + , NH + (în continuare cu aceleași opriri). Lanțurile de elemente diferite, desigur, nu se dezvoltă izolat: componentele lor intermediare reacționează între ele și, ca urmare a acestei „polenizări încrucișate”, cea mai mare parte a carbonului trece în moleculele de CO, oxigenul care rămâne nelegat în CO. molecule în apă și molecule O. 2, iar molecula de N 2 devine principalul rezervor de azot. Aceiași atomi care nu au fost incluși în aceste componente de bază devin părțile constitutive molecule mai complexe, dintre care cea mai mare, cunoscută astăzi, este formată din 13 atomi.

Mai multe molecule nu se încadrează în această schemă, a căror formare în faza gazoasă s-a dovedit a fi extrem de ineficientă. De exemplu, în același 1970, pe lângă CO, a fost descoperită în cantități semnificative o moleculă semnificativ mai complexă, metanolul. Multă vreme, sinteza metanolului a fost considerată rezultatul unui lanț scurt: ionul CH 3 + a reacționat cu apa, formând CH 3 OH 2 + metanol protonat, iar apoi acest ion sa recombinat cu un electron, divizându-se în metanol și un atom de hidrogen. Cu toate acestea, experimentele au arătat că este mai ușor ca o moleculă de CH 3 OH 2 + să se destrame la mijloc în timpul recombinării, astfel încât mecanismul în fază gazoasă de formare a metanolului nu funcționează.

Există însă un exemplu mai important: hidrogenul molecular nu se formează în faza gazoasă! Schema cu reacții ion-moleculare funcționează numai dacă există deja molecule de H 2 în mediu. Dar de unde vin? Există trei moduri de a forma hidrogen molecular în faza gazoasă, dar toate sunt extrem de lente și nu pot funcționa în norii moleculari galactici. Soluția problemei a fost găsită într-o întoarcere la unul dintre mecanismele anterioare, și anume, reacțiile pe suprafețele particulelor de praf cosmic.

Ca și până acum, un grăunte de praf din acest mecanism joacă rolul unui al treilea corp, oferind condiții pe suprafața sa pentru unirea atomilor care nu pot fi combinați în faza gazoasă. Într-un mediu rece, atomii de hidrogen liberi îngheață în particule de praf, dar din cauza fluctuațiilor termice, ei nu stau într-un singur loc, ci difuzează pe suprafața lor. Doi atomi de hidrogen, întâlnindu-se în timpul acestor rătăciri, se pot combina într-o moleculă de H 2, iar energia eliberată în timpul reacției separă molecula de boabele de praf și o transferă în gaz.

Desigur, dacă un atom de hidrogen se întâlnește la suprafață nu cu omologul său, ci un alt atom sau moleculă, rezultatul reacției va fi, de asemenea, diferit. Dar există și alte componente pe praf? Există, și acest lucru este indicat de observațiile moderne ale celor mai dense părți ale norilor moleculari, așa-numitele nuclee, care (este posibil) se vor transforma în stele înconjurate de sisteme planetare în viitor. Diferențierea chimică are loc în nuclee: din partea cea mai densă a nucleului, radiația compușilor de azot (amoniac, N 2 H + ion) iese în principal, iar compușii de carbon (CO, CS, C 2 S) strălucesc în învelișul care înconjoară nucleul, prin urmare, pe hărțile de emisie radio, astfel de nuclee arată ca pete compacte de emisie de compuși de azot, înconjurate de inele de emisie de monoxid de carbon.

Explicația modernă a diferențierii este următoarea: în partea cea mai densă și mai rece a miezului molecular, compușii de carbon, în principal CO, îngheață în particule de praf, formând mantale de gheață pe ele. În faza gazoasă, ele se păstrează doar la periferia nucleului, unde poate pătrunde radiația de la stelele Galaxiei, evaporând parțial mantalele de gheață. Cu compușii de azot, situația este diferită: molecula principală care conține azot N 2 nu îngheață în praf la fel de repede ca CO și, prin urmare, suficient azot rămâne în faza gazoasă chiar și a celei mai reci părți a miezului pentru mult mai mult timp pentru a oferi cantitatea observată de amoniac și ionul N 2 H +.

În învelișurile de gheață ale particulelor de praf au loc și reacții chimice, asociate în principal cu adăugarea de atomi de hidrogen la moleculele înghețate. De exemplu, adăugarea succesivă de atomi de H la moleculele de CO din învelișurile de gheață ale particulelor de praf duce la sinteza metanolului. Reacțiile puțin mai complexe, în care sunt implicate și alte componente pe lângă hidrogen, duc la apariția altor molecule poliatomice. Când o stea tânără se aprinde în adâncurile nucleului, radiația ei evaporă mantaua particulelor de praf, iar produsele sintezei chimice apar în faza gazoasă, unde pot fi și observate.

Succese și provocări

Desigur, pe lângă reacțiile ion-moleculare și de suprafață, în mediul interstelar apar și alte procese: atât reacții neutre-neutre (inclusiv reacții de asociere radiativă), cât și fotoreacții (ionizare și disociere), precum și procesele de schimb de componente între faza gazoasa si boabe de praf. Modelele astrochimice moderne trebuie să includă sute de componente diferite interconectate prin mii de reacții. Important este că numărul de componente simulate depășește semnificativ numărul care este observat efectiv, deoarece nu este posibil să se creeze un model de lucru numai din moleculele observate! De fapt, acesta a fost cazul încă de la începutul astrochimiei moderne: ionul H 3 +, a cărui existență a fost postulată în modelele lui Watson, Herbst și Klemperer, a fost observat în observații abia la mijlocul -1990.

Toate datele moderne despre reacțiile chimice în mediul interstelar și circumstelar sunt colectate în baze de date specializate, dintre care două sunt cele mai populare: UDFA (UMIST). Baza de date pentru astrochimie) și KIDA ( Baza de date cinetică pentru astrochimie).

Aceste baze de date sunt în esență liste de reacții cu doi reactanți, mai mulți produse și parametri numerici (de la unu la trei) care fac posibilă calcularea vitezei de reacție în funcție de temperatură, câmp de radiație și flux de raze cosmice. Seturile de reacții de pe suprafețele particulelor de praf sunt mai puțin standardizate, cu toate acestea, există și două sau trei variante care sunt utilizate în majoritatea studiilor astrochimice. Reacțiile incluse în aceste seturi fac posibilă explicarea cantitativă a rezultatelor observațiilor compoziției moleculare a obiectelor de diferite vârste și în diferite condiții fizice.

Astăzi, astrochimia se dezvoltă în patru direcții.

În primul rând, chimia izotopomerilor, în primul rând chimia compușilor de deuteriu, atrage multă atenție. Pe lângă atomii de H, mediul interstelar conține și atomi D, într-un raport de aproximativ 1:100.000, ceea ce este comparabil cu abundența altor atomi de impurități. Pe lângă moleculele H2, moleculele HD se formează și pe boabele de praf. Într-un mediu rece, reacția
H 3 + + HD → H 2 D + + H 2
nu este echilibrată prin procesul invers. Ionul H 2 D + joacă un rol în chimie similar celui al ionului H 3 +, iar prin el atomii de deuteriu încep să se propagă prin compuși mai complecși. Rezultatul se dovedește a fi destul de interesant: la un raport D/H total de aproximativ 10–5, raportul dintre conținutul unor molecule deuterate și conținutul de analogi nedeuterati (de exemplu, HDCO la H2CO, HDO la H2O). ) ajunge la procente și chiar la zeci de procente. O direcție similară pentru îmbunătățirea modelelor este luarea în considerare a diferențelor în chimia izotopilor de carbon și azot.

În al doilea rând, reacțiile de pe suprafețele boabelor de praf rămân una dintre principalele tendințe astrochimice. Aici se lucrează mult, de exemplu, la studierea caracteristicilor reacțiilor în funcție de proprietățile suprafeței unui bob de praf și de temperatura acestuia. Până acum, detaliile evaporării dintr-un grăunte de praf de molecule organice sintetizate pe acesta sunt neclare.

În al treilea rând, modelele chimice pătrund treptat din ce în ce mai adânc în studiul dinamicii mediului interstelar, inclusiv în studiile proceselor de naștere a stelelor și planetelor. Această pătrundere este foarte importantă, deoarece face posibilă corelarea directă a descrierii numerice a mișcărilor materiei în mediul interstelar cu observațiile liniilor spectrale moleculare. În plus, această problemă are și o aplicație astrobiologică asociată cu posibilitatea ca materia organică interstelară să ajungă pe planetele în formare.

În al patrulea rând, există tot mai multe date observaționale despre abundența diferitelor molecule din alte galaxii, inclusiv galaxii cu deplasări mari spre roșu. Aceasta înseamnă că nu ne mai putem închide în cadrul Căii Lactee și trebuie să ne ocupăm de modul în care evoluția chimică are loc cu o compoziție elementară diferită a mediului, cu alte caracteristici ale câmpului de radiații, cu alte proprietăți ale particulelor de praf, sau ce reacțiile chimice au avut loc în mediul pregalactic, când tot setul de elemente era limitat la hidrogen, heliu și litiu.

În același timp, multe mistere rămân lângă noi. De exemplu, liniile găsite în 1934 de Merill nu au fost încă identificate. Și originea primei molecule interstelare găsite - CH + - rămâne neclară...

Organismele vii infinit de diverse sunt compuse dintr-un set limitat de atomi, al căror aspect îl datorăm în mare măsură stelelor. Cel mai puternic eveniment din viața Universului - Big Bang - a umplut lumea noastră cu o substanță cu o compoziție chimică foarte slabă.
Se crede că unirea nucleonilor (protoni și neutroni) în spațiul în expansiune nu a avut timp să avanseze mai departe decât heliul. Prin urmare, Universul pre-galactic a fost umplut aproape exclusiv cu nuclee de hidrogen (adică pur și simplu protoni) cu o mică adăugare - aproximativ un sfert din masă - de nuclee de heliu (particule alfa). Nu era practic nimic altceva în el, în afară de electronii de lumină. Cum a avut loc exact îmbogățirea primară a Universului cu nuclee de elemente mai grele, nu putem spune încă. Până astăzi, nu a fost descoperită o singură stea „primordială”, adică un obiect format doar din hidrogen și heliu. Există programe speciale pentru căutarea stelelor cu un conținut scăzut de metal (amintim că astronomii au convenit să numească toate elementele mai grele decât heliul „metale”), iar aceste programe arată că stelele cu „metalicitate extrem de scăzută” sunt extrem de rare în Galaxia noastră. . Ele sunt, în unele exemplare record, conținutul, de exemplu, de fier este inferior celui al soarelui de zeci de mii de ori. Cu toate acestea, există doar câteva astfel de stele și se poate dovedi că „în persoana lor” nu avem de-a face cu obiecte „aproape primare”, ci pur și simplu cu un fel de anomalie. În general, chiar și cele mai vechi stele din galaxie conțin cantități destul de bune de carbon, azot, oxigen și atomi mai grei. Aceasta înseamnă că nici cele mai vechi luminari galactici nu sunt de fapt primele: înaintea lor, existau deja câteva „fabrici” în Univers pentru producerea de elemente chimice.

Observatorul spațial european în infraroșu Herschel a detectat „amprentele” spectrale ale moleculelor organice în RTO. În această imagine, o imagine în infraroșu a Nebuloasei Orion realizată de telescopul spațial Spitzer de la NASA este suprapusă cu spectrul său luat de spectrograful de înaltă rezoluție HIFI al Observatorului Herschel. Își demonstrează clar saturația cu molecule complexe: liniile de apă, monoxid de carbon și dioxid de sulf, precum și compuși organici - formaldehidă, metanol, dimetil eter, acid cianhidric și analogii lor izotopici sunt ușor de identificat în spectru. Vârfurile nesemnate aparțin numeroaselor molecule încă neidentificate.

Acum se crede că astfel de fabrici ar putea fi stele supermasive ale așa-numitei populații de tip al treilea (III). Faptul este că elementele grele nu sunt doar un „condiment” pentru hidrogen și heliu. Aceștia sunt participanți importanți în procesul de formare a stelelor, care permit unui aglomerat de gaz protostelar care se prăbușește să elibereze căldura eliberată în timpul compresiei. Dacă îl privești de un astfel de radiator, pur și simplu nu se poate micșora - adică nu poate deveni o stea ... Mai precis, poate, dar numai cu condiția ca masa sa să fie foarte mare - de sute și mii de ori mai mult decât vedete moderne. Deoarece o stea trăiește mai puțin, cu cât masa ei este mai mare, primii giganți au existat pentru o perioadă foarte scurtă de timp. Au trăit scurte vieți strălucitoare și au explodat, fără a lăsa urme, cu excepția atomilor elementelor grele care au avut timp să fie sintetizați în adâncul lor sau formați direct în timpul exploziilor.
În Universul modern, practic singurul furnizor de elemente grele este evoluția stelară. Cel mai probabil, tabelul periodic este „umplut” de stele a căror masă depășește masa solară cu mai mult de un ordin de mărime. Dacă pe Soare și alte corpuri de iluminat similare, fuziunea termonucleară din miez nu depășește oxigenul, atunci obiectele mai masive în procesul de evoluție capătă o structură „ceapă”: nucleele lor sunt înconjurate de straturi și cu cât stratul este mai adânc, în el se sintetizează nuclei mai grei. Aici lanțul transformărilor termonucleare se termină nu cu oxigenul, ci cu fierul, cu formarea de nuclee intermediare - neon, magneziu, siliciu, sulf și altele.

Marea Nebuloasă a lui Orion (LTO) este una dintre cele mai apropiate regiuni de formare a stelelor, care conține cantități mari de gaz, praf și stele nou-născute. În același timp, această nebuloasă este una dintre cele mai mari „fabrici chimice” din Galaxia noastră, iar adevărata sa „putere”, precum și modalitățile de sinteză a moleculelor de materie interstelară din ea, nu sunt încă pe deplin clare pentru astronomi. Această imagine a fost făcută cu Wide Field Imager Camera pe telescopul MPG/ES0 de 2,2 metri de la Observatorul La Silla din Chile.

MOLECULE ORGANICE ÎN SPAȚIU

Pentru a îmbogăți Universul cu acest amestec, nu este suficient să sintetizați atomii - trebuie și să îi aruncați în spațiul interstelar. Acest lucru se întâmplă în timpul exploziei unei supernove: atunci când un miez de fier se formează la o stea, își pierde stabilitatea și explodează, împrăștiind o parte din produsele de fuziune în jurul acesteia. Pe parcurs, în învelișul în expansiune, apar reacții care generează nuclee mai grele decât fierul. Un alt tip de explozii de supernovă duc la un rezultat similar - exploziile termonucleare pe pitice albe, a căror masă, datorită fluxului de materie dintr-o stea satelit sau datorită fuziunii cu o altă pitică albă, devine mai mare decât limita Chandrasekhar (1,4). masele solare).
La îmbogățirea Universului cu o serie de elemente - inclusiv carbonul și azotul, necesare sintezei moleculelor organice - o contribuție semnificativă o au și stelele mai puțin masive, care își încheie viața cu formarea unei pitice albe și a unei pitici în expansiune. nebuloasă planetară. În etapa finală a evoluției, în învelișul lor încep să apară și reacții nucleare, complicând compoziția elementară a materiei ejectate ulterior în spațiul cosmic.
Drept urmare, materia interstelară a Galaxiei, constând până astăzi în principal din hidrogen și heliu, se dovedește a fi poluată (sau îmbogățită - așa priviți) cu atomi de elemente mai grele.

Buckminsterfullerenes (prescurtat ca „fulerene” sau „buckyballs”) - structuri sferice minuscule constând dintr-un număr par (dar nu mai puțin de 60) atomi de carbon conectați într-un model similar cu o minge de fotbal - au fost detectate pentru prima dată în spectrele unei nebuloase planetare în Micul Nor Magellanic (MMO), unul dintre cele mai apropiate sisteme stelare de galaxia noastră. Descoperirea a fost făcută în iulie 2010. grup de lucru Telescopul spațial Spitzer (NASA), care efectuează observații în domeniul infraroșu. Masa totală de fullerene conținute în nebuloasă este de numai cinci ra? mai mică decât masa pământului. Pe fundalul imaginii MMO realizate de telescopul Spitzer, este prezentată o imagine mărită a nebuloasei planetare (inserție mai mică) și moleculele de fullerenă găsite în ea (inserție mare), constând din 60 de atomi de carbon. Până în prezent, au fost deja primite rapoarte privind înregistrarea liniilor caracteristice ale unor astfel de molecule în spectrele obiectelor situate în Calea Lactee.

MOLECULE ORGANICE ÎN SPAȚIU

Acești atomi sunt transportați de „curenții” generali de gaz galactic, împreună cu acesta se condensează în nori moleculari, ajung în pâlcuri protostelare și discuri protoplanetare... pentru a deveni în cele din urmă parte a sistemelor planetare și a acelor creaturi care le locuiesc. Cel puțin un exemplu de astfel de planetă locuibilă ne este cunoscut destul de sigur.

Organic din anorganic

Viața terestră – cel puțin din punct de vedere științific – se bazează pe chimie și este un lanț de transformări reciproce ale moleculelor. Adevărat, nu oricare, ci foarte complexe, dar totuși molecule - combinații de atomi de carbon, hidrogen, oxigen, azot, fosfor și sulf (și câteva zeci de elemente mai puțin comune) în diferite proporții. Complexitatea chiar și a celor mai primitive molecule „vii” ne-a împiedicat mult timp să recunoaștem compușii chimici obișnuiți din ele. A existat ideea că substanțele care alcătuiesc organismele vii sunt înzestrate cu o calitate specială - „forță de viață”, prin urmare, o ramură specială a științei - chimia organică - ar trebui să fie angajată în studiul lor.
Unul dintre momentele de cotitură din istoria chimiei îl reprezintă experimentele lui Friedrich Wohler, care în 1828 a fost primul care a sintetizat ureea - o substanță organică - dintr-una anorganică (cianat de amoniu). Aceste experimente au fost primul pas către cel mai important concept - recunoașterea posibilității originii vieții din ingrediente „nevii”. A fost formulat pentru prima dată în termeni chimici specifici la începutul anilor 1920 de către biologul sovietic Alexander Oparin. În opinia sa, un amestec de molecule simple (amoniac, apă, metan etc.), cunoscut acum sub numele de „supa primordială”, a devenit mediul pentru apariția vieții pe Pământ. În ea, sub influența „injecțiilor” externe de energie (de exemplu, fulgerul), cele mai simple molecule organice au fost sintetizate într-un mod non-biologic, care apoi „s-au adunat” în ființe vii foarte organizate pe o perioadă foarte lungă de timp. .

Dovada experimentală a posibilității sintezei organice în „supa primordială” la începutul anilor 1950 au fost celebrele experimente ale lui Harold Urey și Stanley Miller, care au constat în trecerea descărcărilor electrice printr-un amestec al moleculelor de mai sus. După câteva săptămâni de experiment, în acest amestec a fost găsit un sortiment bogat de substanțe organice, inclusiv cei mai simpli aminoacizi și zaharuri. Această demonstrație clară a simplității abiogenezei a fost legată nu numai de problema originii vieții terestre, ci și de problema mai mare a vieții din Univers: deoarece nu erau necesare condiții exotice pentru sinteza materiei organice pe tânărul Pământ. , ar fi logic să presupunem că astfel de procese au avut loc (sau vor avea loc) pe alte planete.

Caut semne de viață

Dacă, până la mijlocul secolului al XX-lea, doar Marte era considerat de fapt habitatul cel mai probabil pentru „frații în minte”, atunci după sfârșitul celui de-al Doilea Război Mondial, stabilirea contactelor la distanțe interstelare a început să pară o chestiune de aproape. viitor. În acel moment s-au născut bazele unei noi științe, situate la intersecția astronomiei și biologiei. Este numită în multe feluri - exobiologie, xenobiologie, bioastronomie - dar cel mai des este folosită denumirea de „astrobiologie”. Iar una dintre cele mai neașteptate descoperiri astrobiologice din ultimele decenii a fost conștientizarea faptului că cele mai simple „blocuri” ale vieții nu aveau nevoie să fie sintetizate pe Pământ din materie neînsuflețită, în „supa primordială”. Ar fi putut ajunge pe planeta noastră deja într-o stare gata, deoarece moleculele organice, după cum s-a dovedit, sunt abundente nu numai pe planete, ci și - ceea ce nici măcar nu a fost suspectat la început - în gazul interstelar.
Cel mai puternic instrument pentru studierea materiei extraterestre este analiza spectrală. Se bazează pe faptul că electronii dintr-un atom sunt în stări - sau, după cum se spune, ocupă niveluri - cu energii strict definite și se deplasează de la un nivel la altul, emițând sau absorbind un foton a cărui energie este egală cu diferența dintre energiile nivelului iniţial şi final. Dacă un atom este situat între observator și o sursă de lumină (de exemplu, fotosfera Soarelui), acesta va „mânca” din spectrul acestei surse doar fotoni de anumite frecvențe care pot provoca tranziții de electroni între nivelurile de energie. a acestui atom. Scăderile întunecate apar în spectru la aceste frecvențe - linii de absorbție. Deoarece setul de niveluri este individual nu numai pentru fiecare atom, ci și pentru fiecare ion (un atom lipsit de unul sau mai mulți electroni), este posibil să se stabilească în mod fiabil din setul de linii spectrale care atomi le-au dat naștere. De exemplu, din liniile din spectrul Soarelui și ale altor stele, puteți afla din ce sunt alcătuite atmosferele lor.
În 1904, Johannes Hartmann a fost primul care a stabilit un fapt important: nu toate liniile din spectrele stelelor își au originea în atmosferele stelare. Unele dintre ele sunt generate de atomi care sunt mult mai aproape de observator - nu în apropierea stelei, ci în spațiul interstelar. Astfel, au fost descoperite pentru prima dată semne ale existenței gazului interstelar (mai precis, doar una dintre componentele sale - calciul ionizat).
Inutil să spun că aceasta a fost o descoperire șocantă. La urma urmei, de ce nu ar trebui să existe calciu ionizat în mediul interstelar (ISM)? Însă ideea că poate conține nu doar atomi ionizați și neutri ai diverselor elemente, ci și molecule, mi s-a părut fantastică pentru o lungă perioadă de timp. ISM-ul la acea vreme era considerat un loc nepotrivit pentru sinteza cel puțin a unor compuși complecși: densitățile și temperaturile extrem de scăzute ar trebui să încetinească viteza reacțiilor chimice în el până la aproape zero. Și dacă dintr-o dată unele molecule apar acolo, ele se vor dezintegra imediat din nou în atomi sub influența luminii stelelor.
Prin urmare, între descoperirea gazului interstelar și recunoașterea existenței moleculelor interstelare au trecut mai bine de 30 de ani. La sfârșitul anilor 1930, liniile de absorbție ISM au fost găsite în regiunea ultravioletă a spectrului, care la început nu puteau fi atribuite niciunui element chimic. Explicația s-a dovedit a fi simplă și neașteptată: aceste linii nu aparțin atomilor individuali, ci moleculelor - cei mai simpli compuși de carbon biatomic (CH, CN, CH+). Observații spectrale suplimentare în intervalele optice și ultraviolete au făcut posibilă detectarea liniilor de absorbție de la mai mult de o duzină de molecule interstelare.

„Indiciu” de radioastronomie

Adevărata înflorire a cercetării în „sortamentul chimic” interstelar a început după apariția radiotelescoapelor. Cert este că nivelurile de energie dintr-un atom - dacă nu intri în detalii - sunt asociate doar cu mișcarea electronilor în jurul nucleului, dar moleculele care unesc mai mulți atomi au „mișcări” suplimentare care se reflectă în spectru: molecula se poate roti, vibra, răsuci... Și fiecare dintre aceste mișcări este asociată cu energie, care, ca și energia unui electron, nu poate avea decât un set fix de valori. Diversele stări de rotație moleculară sau de vibrație sunt numite și „niveluri”. Când se deplasează de la un nivel la altul, molecula emite sau absoarbe și un foton. O diferență importantă este că energiile nivelurilor de rotație și vibrație sunt relativ apropiate. Prin urmare, diferența lor este mică, iar fotonii absorbiți sau emiși de moleculă în timpul trecerii de la nivel la nivel nu cad în ultraviolete sau chiar în domeniul vizibil, ci în infraroșu (tranziții vibraționale) și în domeniul radio ( tranziții de rotație).

Astrofizicianul sovietic Iosif Shklovsky a fost primul care a atras atenția asupra faptului că liniile spectrale de emisie ale moleculelor trebuie căutate în domeniul radio. Mai exact, a scris despre o moleculă (mai precis, un radical liber) de OH hidroxil, care în anumite condiții devine o sursă de emisie radio la o lungime de undă de 18 cm, ceea ce este foarte convenabil pentru observațiile de pe Pământ. Hidroxilul a devenit prima moleculă din ISM, descoperită în 1963 în timpul observațiilor radio și completând lista de molecule interstelare diatomice deja cunoscute.
Dar apoi a devenit mai interesant. În 1968, au fost publicate rezultatele observațiilor cu trei și patru molecule atomice - apă și amoniac (H 2 0, NH 3). Un an mai târziu, a apărut un mesaj despre descoperirea la ISM a primei molecule organice - formaldehida (H 2 CO). De atunci, astronomii au descoperit în fiecare an câteva noi molecule interstelare, astfel încât numărul total depășește acum două sute. Desigur, această listă este dominată de compuși simpli care conțin de la doi până la patru atomi, dar o parte semnificativă (mai mult de o treime) sunt molecule poliatomice.
O bună jumătate din compușii poliatomici interstelari în condiții terestre i-am atribui fără ambiguitate materiei organice: formaldehidă, dimetil eter, alcool metilic și etilic, etilen glicol, formiat de metil, acid acetic... Cea mai lungă moleculă descoperită în ISM a fost găsită în 1997. într-unul dintre aglomerările dense ale norului molecular TMS-1 din constelația Taurului. Pentru Pământ, acesta nu este un compus foarte comun din familia cianopoliinei, care este un lanț de 11 atomi de carbon, la un capăt al căruia este „atașat” un atom de hidrogen, la celălalt - un atom de azot. În același cheag s-au găsit și alte molecule organice, dar din anumite motive este bogat în special în molecule de cianopoliină cu lanțuri de carbon de diferite lungimi (3, 5, 7, 9, 11 atomi), pentru care a fost numit „vârful cianopoliinei” .
Un alt obiect cunoscut cu un „conținut organic” bogat este norul molecular Sgr B2(N), situat în apropierea centrului Galaxiei noastre în direcția constelației Săgetător. Conține un număr deosebit de mare de molecule complexe. Cu toate acestea, nu are nicio exclusivitate în acest sens - mai degrabă, efectul „căutării sub lanternă” este declanșat aici. Găsirea de noi molecule, în special a celor organice, este o sarcină foarte dificilă, iar observatorii preferă adesea să-și îndrepte telescoapele către zone ale cerului care au mai multe șanse de a reuși. Prin urmare, știm multe despre concentrația de substanțe organice din norii moleculari din Taur, Orion, Săgetător și aproape nu avem informații despre conținutul moleculelor complexe din mulți alți nori similari. Dar asta nu înseamnă deloc că organicele nu sunt acolo - doar că „antenele nu au ajuns încă” la aceste obiecte.

Dificultăți în descifrare

Aici este necesar să clarificăm ce înseamnă „complexitate” în acest caz. Chiar și o analiză elementară a spectrelor stelare este o sarcină foarte dificilă. Da, setul de linii ale fiecărui atom și ion este strict individual, dar în spectrul unei stele, linii de multe zeci de elemente se suprapun și poate fi foarte dificil să le „sortezi”. În cazul spectrelor moleculelor organice, situația devine mai complicată în mai multe direcții deodată. Majoritatea numeroaselor linii de emisie (absorbție) de atomi și ioni se încadrează într-un interval spectral îngust, accesibil pentru observații de pe Pământ. Moleculele complexe au și ele mii de linii, dar aceste linii sunt „împrăștiate” mult mai largi - de la intervalul de infraroșu apropiat (unități și zeci de micrometri) până la domeniul radio (zeci de centimetri).
Să presupunem că vrem să demonstrăm că există o moleculă de acrilonitril (CH 2 CHCN) în norul molecular. Pentru aceasta, este necesar, mai întâi, să știm în ce linii radiază această moleculă. Dar pentru mulți compuși astfel de date nu sunt disponibile! Metodele teoretice nu fac întotdeauna posibilă calcularea poziției liniilor, iar în laborator spectrul unei molecule adesea nu poate fi măsurat, de exemplu, deoarece este dificil să o izolăm în forma sa pură. În al doilea rând, este necesar să se calculeze intensitățile relative ale acestor linii. Luminozitatea lor depinde de proprietățile moleculei și de parametrii mediului (temperatura, densitatea etc.) în care se află. Teoria va face posibilă prezicerea că în norul molecular investigat linia la o lungime de undă ar trebui să fie de trei ori mai strălucitoare decât linia aceleiași molecule la o altă lungime de undă. Dacă liniile sunt găsite la lungimile de undă necesare, dar cu un raport greșit al intensităților, acesta este un motiv serios pentru a ne îndoi de corectitudinea identificării lor. Desigur, pentru a detecta în mod fiabil o moleculă, este necesar să se observe norul în cel mai larg interval spectral posibil. Dar o parte semnificativă a radiației electromagnetice din spațiu nu ajunge la suprafața Pământului! Aceasta înseamnă că trebuie fie să observăm fragmentar spectrul moleculei în „ferestrele de transparență” ale atmosferei terestre, ceea ce, desigur, nu adaugă fiabilitate rezultatelor obținute, fie să folosești un telescop spațial, ceea ce este extrem de rar. În cele din urmă, nu uitați că liniile moleculei dorite vor trebui să fie distinse de alte molecule, dintre care există zeci de soiuri și fiecare are mii de linii ...
Nu este surprinzător, așadar, că astronomii au început de ani de zile să identifice câțiva „reprezentanți” ai organicelor cosmice. Indicativ în acest sens este istoria descoperirii glicinei, cel mai simplu aminoacid, în ISM. Deși au apărut în mod repetat rapoarte de înregistrare a trăsăturilor caracteristice ale acestei molecule în spectrele norilor moleculari, faptul prezenței sale nu este încă recunoscut în general: deși multe linii, parcă aparținând glicinei, sunt de fapt observate, celelalte linii așteptate ale acesteia. sunt absente în spectre, ceea ce dă motive să ne îndoim de identificare.

Laboratoarele de fuziune interstelară

Dar toate acestea sunt complexitatea observațiilor. În teorie, în ultimele decenii, situația cu sinteza organică interstelară a devenit mult mai clară, iar acum înțelegem clar că ideile inițiale despre inerția chimică a ISM erau greșite. Pentru a face acest lucru, desigur, a trebuit să învățăm în prealabil multe despre compoziția și proprietățile sale fizice. O proporție semnificativă din volumul spațiului interstelar este într-adevăr „steril”. Este umplut cu gaz foarte fierbinte și rarefiat, cu temperaturi care variază de la mii la milioane de kelvin și este pătruns cu radiații dure, de înaltă energie. Dar există și condensări individuale ale materiei interstelare în Galaxie, unde temperatura este scăzută (de la câțiva la zeci de kelvins), iar densitatea este vizibil mai mare decât media (sute sau mai multe particule pe centimetru cub). Gazul din aceste condensuri este amestecat cu praful, care absoarbe eficient radiațiile dure, drept urmare interiorul lor - rece, dens, întunecat - se dovedește a fi un loc convenabil pentru reacțiile chimice și acumularea de molecule. Practic, astfel de „laboratoare spațiale” se găsesc în norii moleculari deja amintiți. Împreună ocupă mai puțin de un procent din volumul total al discului galactic, dar conțin aproximativ jumătate din masa materiei interstelare din Calea Lactee.

Hidrocarburile aromatice policilice (PAH) sunt cei mai complecși compuși găsiți în spațiul interstelar. Această imagine în infraroșu a unei regiuni de formare a stelelor din constelația Cassiopeia arată structurile moleculare ale unora dintre ele (atomii de hidrogen sunt albi, atomii de carbon sunt gri, atomii de oxigen sunt roșii), precum și câteva dintre liniile spectrale caracteristice ale acestora. Oamenii de știință cred că, în viitorul apropiat, spectrele PAH vor avea o valoare deosebită pentru descifrarea compoziției chimice a mediului interstelar folosind spectroscopie în infraroșu.

MOLECULE ORGANICE ÎN SPAȚIU

Compoziția elementară a norilor moleculari seamănă cu compoziția Soarelui. Practic, ele constau din hidrogen - mai exact, molecule de hidrogen H 2 cu un mic „aditiv” de heliu. Elementele rămase sunt prezente la nivelul impurităților minore cu un conținut relativ de aproximativ 0,1% (pentru oxigen) și mai jos. În consecință, numărul de molecule care conțin acești atomi de impurități este, de asemenea, foarte mic în comparație cu cea mai comună moleculă de H2. Dar de ce se formează aceste molecule? Pe Pământ, sunt folosite facilități speciale pentru sinteza chimică, oferind densități și temperaturi suficient de mari. Cum funcționează un „reactor chimic” interstelar - rece și rarefiat?
Trebuie amintit aici că astronomia se ocupă de alte scale de timp. Pe Pământ, trebuie să obținem rezultate rapid. Natura nu se grăbește. Sinteza organicelor interstelare durează sute de mii și milioane de ani. Dar chiar și aceste reacții lente necesită un catalizator. În norii moleculari, rolul său este jucat de particule de raze cosmice. Formarea unei legături CH poate fi considerată primul pas către sinteza moleculelor organice complexe. Dar dacă luați doar un amestec de molecule de hidrogen și atomi de carbon, această legătură nu se va forma de la sine. Un alt lucru este dacă unii dintre atomi și molecule sunt cumva transformați în ioni. Reacțiile chimice care implică ioni au loc mult mai repede. Această ionizare inițială este asigurată de razele cosmice, inițiind un lanț de interacțiuni, în timpul căruia atomii de elemente grele (carbon, azot, oxigen) încep să „atașeze” atomii de hidrogen de ei înșiși, formând molecule simple, inclusiv cele descoperite în ISM pe primul loc (CH și CH+).
Sinteza ulterioară este și mai ușoară. Moleculele diatomice atașează noi atomi de hidrogen, transformându-se în trei și patru atomi (CH 2 +, CH 3 +), moleculele poliatomice încep să reacționeze între ele, transformându-se în compuși mai complecși - acetilenă, acid cianhidric (HCN), amoniac, formaldehidă, care, la rândul lor, devin „blocuri de construcție” pentru sinteza substanțelor organice complexe.
După ce razele cosmice au dat impulsul primar reacții chimice, particulele de praf cosmic devin un catalizator important pentru sinteza organică interstelară. Ei nu numai că protejează regiunile interioare ale norilor moleculari de radiațiile distructive, dar oferă și suprafața lor pentru „producția” eficientă a multor molecule anorganice și organice. În totalitatea reacțiilor, nu este dificil să ne imaginăm formarea nu numai a glicinei, ci și a unor compuși mai complecși. În acest sens, putem spune că sarcina de a descoperi cel mai simplu aminoacid are o semnificație mai mult sportivă: cine va fi primul care îl va găsi cu încredere în spațiu. Oamenii de știință nu au nicio îndoială că glicina este prezentă în norii moleculari.

Cum să supraviețuiești „moleculelor vieții”

În general, pe acest moment se poate considera dovedit că pentru sinteza materiei organice nu este necesar un „bulion primar”. Natura face față perfect acestei sarcini în spațiul cosmic. Dar materia organică interstelară are vreo legătură cu apariția vieții? Într-adevăr, stelele și sistemele planetare se formează în nori moleculari și, în mod natural, „absorb” materia lor. Cu toate acestea, înainte de a deveni o planetă, această substanță trece prin condiții destul de dure ale discului protoplanetar și condiții nu mai puțin dure ale tânărului Pământ. Din păcate, capacitatea noastră de a studia evoluția compușilor organici din discurile protoplanetare este foarte limitată. Au dimensiuni foarte mici și este și mai dificil să cauți molecule organice în ele decât în ​​norii moleculari. Până acum, aproximativ o duzină de molecule au fost găsite în sistemele planetare în formare ale altor stele. Desigur, ele includ și compuși organici simpli (în special, formaldehida), dar nu putem descrie încă mai detaliat evoluția substanțelor organice în aceste condiții.
Cercetarea propriului nostru sistem planetar vine în ajutor. Adevărat, are deja mai mult de patru miliarde și jumătate de ani, dar o parte din materia sa protoplanetară primară a fost păstrată până în zilele noastre în unii meteoriți. În ele abundența materiei organice s-a dovedit a fi destul de impresionantă - în special în așa-numitele condrite carbonice, care reprezintă câteva procente din numărul total„pietre cerești” care au căzut pe Pământ. Au o structură de argilă liberă, sunt bogate în apă legată, dar cel mai important, o parte semnificativă a substanței lor este „ocupată” de carbon, care face parte din mulți compuși organici. Materia organică meteoritică este formată din molecule relativ simple, printre care se numără aminoacizi și baze azotate și (acizi carboxilici și „materie organică insolubilă”, care este un produs al polimerizării (gudronului) compușilor mai simpli. Desigur, nu putem Acum spunem cu încredere că această materie organică a fost „moștenită” din substanța unui grup molecular protosolar, dar dovezile indirecte indică acest lucru - în special, un exces clar de izotopomeri ai unui număr de molecule a fost găsit în meteoriți.

	Acetaldehida (stânga) și izomerii săi, alcoolul vinilic și oxidul de etilenă, au fost de asemenea detectate în spațiul interstelar.
10 cu opt atomi		În 1997, observațiile radio au confirmat prezența acidului acetic în spațiu.
9 molecule cu nouă atomi și 17 molecule care conțin de la 10 la 70 de atomi		Unele dintre cele mai grele (și mai lungi) molecule găsite în spațiul cosmic aparțin clasei poliinelor - conțin mai multe legături triple legate în serie „într-un lanț” prin legături simple. Ele nu apar pe pământ.
MOLECULE DEscoperite în prezent ÎN SPATIUL INTERSTELAR

Izotopomerii sau izotopologii sunt molecule în care unul sau mai mulți atomi sunt înlocuiți cu un izotop minor (nu cel mai comun) al unui element chimic. De exemplu, izotopomerul este apă grea, în care izotopul ușor de hidrogen protiu este înlocuit cu deuteriu. O caracteristică a chimiei norilor moleculari este că izotopomerii se formează în ei oarecum mai eficient decât moleculele „obișnuite”. De exemplu, conținutul de formaldehidă deuteră (HDCO) poate fi de zeci de procente din conținutul de formaldehidă convențională - în ciuda faptului că, în general, atomii de deuteriu (D) din spațiu sunt de o sută de mii de ori mai puțini decât atomii de proțiu (H). . Moleculele interstelare dau aceeași „preferință” izotopului de azot 15N față de 14N obișnuit. Și aceeași supraîmbogățire relativă se observă în materia organică meteorită.
Până acum, din datele disponibile se pot trage trei concluzii importante. În primul rând, compușii organici cu un grad foarte ridicat de complexitate sunt sintetizați foarte eficient în mediul interstelar al galaxiilor noastre și ale altor galaxii. În al doilea rând, acești compuși pot fi păstrați în discuri protoplanetare și pot face parte din planetezimale - „embrionii” planetelor. Și în sfârșit, chiar dacă materia organică „nu a supraviețuit” însuși procesului de formare a Pământului sau a altei planete, ar putea bine să ajungă acolo mai târziu cu meteoriți (cum se întâmplă astăzi).
Desigur, se pune întrebarea cât de departe ar putea merge sinteza organică în stadiul pre-planetar. Dar dacă nu „blocurile de construcție” pentru originea vieții, ci viața însăși, au venit pe Pământ cu meteoriți? Până la urmă, la începutul secolului al XX-lea părea imposibil să apară chiar și moleculele diatomice simple în ISM. Acum găsim masiv în norii moleculari substanțe ale căror nume sunt greu de pronunțat prima dată. Detectarea aminoacizilor în ISM este cel mai probabil doar o chestiune de timp. Ce ne împiedică să facem următorul pas și să presupunem că meteoriții au adus viață pe Pământ „în formă terminată”?
Într-adevăr, de mai multe ori în literatura de specialitate au existat rapoarte conform cărora rămășițele celor mai simple organisme extraterestre au fost găsite în meteoriți... Cu toate acestea, până acum aceste informații sunt prea nesigure și împrăștiate pentru a fi incluse cu încredere în tabloul general al originii vieții. .

În timp ce procesele nucleare „fierbinte” din spațiu – starea plasmei, nucleogeneza (procesul elementelor) din interiorul stelelor etc. – sunt tratate în principal de fizică. - un nou domeniu de cunoaștere, care a primit o dezvoltare semnificativă în a doua jumătate a secolului XX. în principal datorită succesului astronauticii. Anterior, studiile proceselor chimice din spațiul cosmic și al compoziției corpurilor cosmice au fost efectuate în principal prin radiații de la Soare, stele și, într-o oarecare măsură, straturile exterioare ale planetelor. Această metodă a făcut posibilă descoperirea elementului de pe Soare chiar înainte de a fi descoperit pe Pământ. Singura metodă directă de studiere a corpurilor cosmice a fost compoziția de fază a diferiților meteoriți care au căzut pe Pământ. Astfel, s-a acumulat material semnificativ, care este de o importanță fundamentală pentru dezvoltarea ulterioară. Dezvoltarea cosmonauticii, zborurile stațiilor automate către planetele sistemului solar - Luna, Venus, Marte - și, în cele din urmă, vizitarea Lunii de către om au deschis oportunități complet noi. În primul rând, acesta este un studiu direct al Lunii cu participarea cosmonauților sau prin prelevarea de mostre cu vehicule automate (mobile și staționare) și livrarea lor pe Pământ pentru studii suplimentare în laboratoare chimice. În plus, vehiculele de coborâre automată au făcut posibilă studierea condițiilor existenței sale pe și pe suprafața altor planete din sistemul solar, în primul rând Marte și Venus. Una dintre cele mai importante sarcini este de a studia, pe baza compoziției și distribuției corpurilor cosmice, dorința de a explica baza chimica originea și istoria lor. Cea mai mare atenție este acordată problemelor de prevalență și distribuție. Prevalența în spațiu este determinată de nucleogeneza în interiorul stelelor. Compoziția chimică a Soarelui, a planetelor terestre ale sistemului solar și a meteoriților, aparent, este aproape identică. Formarea nucleelor ​​este asociată cu diferite procese nucleare în stele. Prin urmare, în diferite etape ale dezvoltării lor, diferite stele și sisteme stelare au compoziții chimice diferite. Stele cunoscute cu deosebit de puternice linii spectrale Ba sau Mg sau Li etc. Distribuția fazelor în procesele cosmice este extrem de diversă. Starea de agregare și faza în spațiu în diferite etape ale transformărilor sale sunt influențate în multe feluri: 1) o gamă uriașă, de la stelar la zero absolut; 2) o gamă uriașă, de la milioane în condițiile planetelor și stelelor până la spațiu; 3) radiația galactică și solară care pătrunde profund compoziție diferităși intensitatea; 4) radiații care însoțesc transformarea instabilului în stabil; 5) câmpuri magnetice, gravitaționale și alte câmpuri fizice. S-a stabilit că toți acești factori afectează compoziția scoartei exterioare a planetelor, învelișurile lor gazoase, meteoritice, cosmice etc. În același timp, procesele de fracționare din spațiu privesc nu numai compoziția atomică, ci și izotopică. Determinarea izotopilor care au apărut sub influența radiațiilor permite pătrunderea profundă în istoria proceselor de formare a planetelor, asteroizilor, meteoriților și stabilirea vechimii acestor procese. Din cauza condițiilor extreme din spațiul cosmic, se produc procese și apar stări care nu sunt caracteristice Pământului: starea de plasmă a stelelor (de exemplu, Soarele); condensarea He, Na, CH4, NH3 și a altor substanțe volatile în planete majore la foarte scăzut; formarea inoxidabilului în spațiu la Lună; structura condritică a meteoriților pietroși; formarea de substanțe organice complexe în meteoriți și, probabil, pe suprafața planetelor (de exemplu, Marte). În spațiul interstelar, ele se găsesc în elemente extrem de mici și multe, precum și (, etc.) și, în sfârșit, există o sinteză a complexului variat (care decurge din solarul primar H, CO, NH 3, O 2, N). 2, S și alți compuși simpli în condiții de echilibru cu participarea radiațiilor). Toate acestea organice în meteoriți, în spațiul interstelar - nu sunt active optic.

Odată cu dezvoltarea astrofizicii și a altor științe, posibilitățile de obținere a informațiilor legate de . Deci, căutările în mediul interstelar sunt efectuate prin metode de radioastronomie. Până la sfârșitul anului 1972, în spațiul interstelar au fost descoperite peste 20 de specii, inclusiv câteva organice destul de complexe, care conțineau până la 7 specii. Se stabilește că valorile lor observate sunt de 10-100 de milioane de ori mai mici decât . Aceste metode permit, de asemenea, prin compararea liniilor radio ale varietăților izotopice ale unuia (de exemplu, H 2 12 CO și H 2 13 CO), să se investigheze compoziția izotopică a interstelarei și să se verifice corectitudinea teoriilor de origine existente.

De o importanță excepțională pentru cunoașterea cosmosului este studiul unui proces complex, cu mai multe etape, la temperatură scăzută, de exemplu, tranziția solarului către planetele solide ale sistemului solar, asteroizi, meteoriți, însoțite de creșterea condensului, acreția. (creștere în masă, „creștere” oricăror prin adăugarea de particule din exterior, de exemplu dintr-un nor de gaz și praf) și agregate primare de aglomerare (faze) cu pierderea simultană de substanțe volatile în spațiul cosmic. În spațiu, la relativ scăzut (5000-10000 ° C), faze solide de compoziție chimică diferită (în funcție de ), caracterizate prin diferite energii de legare, potențiale de oxidare etc., precipită succesiv din cea de răcire. De exemplu, în condrite, silicat, metalic, sulfurat, cromit, fosfură, carbură și alte faze care se aglomerează la un moment dat în istoria lor într-un meteorit pietros și, probabil, în mod similar în planete de tip terestru.

În plus, în planete are loc procesul de diferențiere a solidului, răcindu-se în cochilii - un miez de metal, faze de silicat (manta și crustă) și - deja ca urmare a încălzirii secundare a planetelor prin căldura radiogenă. originea eliberată în timpul dezintegrarii elementelor radioactive și, eventual, a altor elemente. Acest proces de topire este, de asemenea, caracteristic Lunii, Pământului, Marte și Venus în timpul vulcanismului. Se bazează pe principiul universal al separării zonelor, separând fuzibilul (de exemplu, crusta și) de mantaua refractară a planetelor. De exemplu, CaSiO 3 + CO 2 solar primar atinge o stare de echilibru în care conține 97% CO 2 la 90 atm. Exemplul Lunii sugerează că cele secundare (vulcanice) nu sunt ținute de un corp ceresc dacă masa acestuia este mică.

Coliziuni în spațiul cosmic (fie între particulele de meteorit, fie în timpul impactului meteoriților și a altor particule pe suprafața planetelor) din cauza uriașei viteze cosmice mișcările pot provoca termice, lăsând urme în structura corpurilor cosmice solide și formarea de cratere de meteoriți. Se întâmplă între corpurile spațiale. De exemplu, conform estimării minime, cel puțin 1 × la alții, iar în cazul general - la o schimbare a izotopicului sau compozitia atomica", 1971, c. unsprezece; Aller L. H., trad. din engleză, M., 1963; Seaborg G. T., Valens E. G., Elements of the Universe, trad. din engleză, ed. a II-a, M., 1966; Merrill P. W., Chimie spațială, Ann Arbor, 1963; Spitzer L., Materia difuză în spațiu, N. Y., 1968; Snyder L. E., Buhl D., Molecules in the interstellar medium, Sky and Telescope, 1970, v. 40, p. 267, 345.

„Fiara și pasărea, stelele și piatra — toți suntem una, toți una...” mormăi Cobra, coborându-și gluga și legănându-se de asemenea. - Șarpele și copilul, piatra și steaua - toți suntem una...

Pamela Travers. „Mary Poppins”

Pentru a stabili prevalența elementelor chimice în Univers, este necesar să se determine compoziția materiei sale. Și este concentrat nu numai în obiecte mari - stele, planete și sateliții lor, asteroizi, comete. Natura, după cum știți, nu tolerează golul și, prin urmare, spațiul cosmic este dincolo plin de gaz interstelar și praf. Din păcate, doar materia terestră (și doar cea care se află „sub picioarele noastre”) și o cantitate foarte mică de sol lunar și meteoriți sunt disponibile pentru studiu direct, fragmente de corpuri cosmice care existau odinioară.

Cum se determină compoziția chimică a obiectelor aflate la mii de ani lumină distanță de noi? A devenit posibilă obținerea tuturor informațiilor necesare pentru aceasta după dezvoltarea în 1859 de către oamenii de știință germani Gustav Kirchhoff și Robert Bunsen a metodei de analiză spectrală. Și în 1895, Wilhelm Conrad Roentgen, profesor la Universitatea din Würzburg, a descoperit accidental o radiație necunoscută, pe care omul de știință a numit-o raze X (acum sunt cunoscute ca raze X). Datorită acestei descoperiri a apărut spectroscopia cu raze X, care permitedirect din spectru pentru a determina numărul ordinal al elementului.

Baza analizei spectrale și spectrale cu raze X este capacitatea atomilor fiecărui element chimic de a emite sau de a absorbi energie sub formă de unde de o lungime caracteristică strict definită numai pentru acesta, care este capturat de dispozitive speciale - spectrometre. . Atomul emite unde lumina vizibilaîn timpul tranzițiilor electronilor la niveluri externe, iar straturile de electroni mai „profunde” sunt responsabile pentru radiația cu raze X. Prin intensitatea anumitor linii din spectru, ei află conținutul elementului dintr-un anumit corp ceresc.

Până la sfârșitul anului XX în. au fost studiate spectrele multor obiecte din Univers și s-a acumulat o mare cantitate de material statistic. Desigur, datele privind compoziția chimică a corpurilor cosmice și a materiei interstelare nu sunt definitive și sunt în continuă perfecționare, dar datorită informațiilor deja colectate, s-a putut stabili calculați conținutul mediu al elementelor din spațiu.

Toate corpurile din Univers constau din atomi ai acelorași elemente chimice, dar conținutul lor în diferite obiecte este diferit. În acest caz, se observă modele interesante. Liderii în prevalență sunt hidrogenul (atomii săi în spațiu sunt 88,6%) și heliul (11,3%). Elementele rămase reprezintă doar 1%! Carbonul, azotul, oxigenul, neonul, magneziul, siliciul, sulful, argonul și fierul sunt, de asemenea, comune în stele și planete. Astfel, predomină elementele ușoare. Dar există și excepții. Printre acestea se numără un „eșec” în domeniul litiului, beriliului și borului și un conținut scăzut de fluor și scandiu, a cărui cauză nu a fost încă stabilită.

Modelele relevate pot fi prezentate sub forma unui grafic. În exterior, seamănă cu un ferăstrău vechi, ai cărui dinți s-au uzat în moduri diferite, iar unii chiar s-au rupt. Vârfurile dinților corespund elementelor cu numere de serie pare (adică acelea în care numărul de protoni din nuclee este par). Acest model se numește regula Oldo-Harkins după chimistul italian Giuseppe Oddo (1865-1954) și fizician americanși chimistul William Harkins (1873–1951). Conform acestei reguli, abundența unui element cu sarcină pară este mai mare decât vecinii săi cu un număr impar de protoni în nucleu. Dacă elementul are un număr par de neutroni, atunci apare și mai des și formează mai mulți izotopi. Există 165 de izotopi stabili în univers care au un număr par de neutroni și protoni; 56 de izotopi cu un număr par de protoni și un număr impar de neutroni; 53 de izotopi care au un număr par de neutroni și un număr impar de protoni; și doar 8 izotopi cu un număr impar atât de neutroni, cât și de protoni.

Este izbitor și un alt maxim atribuibil fierului - unul dintre cele mai comune elemente. Pe grafic, vârful său se ridică ca Everestul. Acest lucru se datorează energiei mari de legare din miezul fierului - cea mai mare dintre toate elementele chimice.

Și aici este dintele rupt al ferăstrăului nostru - pe grafic nu există nicio valoare pentru prevalența tehnețiului, elementul nr. 43, în loc de acesta există un gol. S-ar părea că este atât de special? Tehnețiul este situat în mijlocul tabelului periodic, prevalența vecinilor săi este supusă unor modele generale. Și iată chestia: acest element pur și simplu sa „încheiat” cu mult timp în urmă, timpul de înjumătățire al izotopului său cel mai longeviv 2.12.10 6 ani. Tehnețiul nici măcar nu a fost descoperit în sensul tradițional al cuvântului: a fost sintetizat artificial în 1937, iar apoi accidental. Dar iată ce este interesant: în 1960, în spectrul Soarelui a fost descoperită o linie a elementului „inexistent” nr. 43! Aceasta este o confirmare strălucitoare a faptului că sinteza elementelor chimice din interiorul stelelor continuă până în zilele noastre.

Al doilea dinte rupt este absența prometiului pe grafic (nr. 61) și se explică prin aceleași motive. Timpul de înjumătățire al celui mai stabil izotop al acestui element este foarte scurt, doar 18 ani. Și până acum, nu s-a făcut simțit nicăieri în spațiu.

Nu există elemente cu numere de serie mai mari de 83 pe grafic: sunt, de asemenea, foarte instabile și sunt extrem de puține în spațiu.

Bovyka Valentina Evghenievna

Descarca:

Previzualizare:

Instituție de învățământ bugetar municipal

in medie şcoală cuprinzătoare nr. 20 Krasnodar

Distribuția elementelor chimice pe Pământ și în spațiu. Formarea elementelor chimice în procesul de nucleosinteză primară și în interiorul stelelor.

Rezumat de fizică

Realizat de un student:

10 „B” clasa gimnazială MBOU nr. 20 din Krasnodar

Bovyka Valentina

Profesor:

Skryleva Zinaida Vladimirovna

Krasnodar

2016

1. Chimia spațiului, care studiază chimia spațiului.
2. Unii termeni.
3. Compoziția chimică a planetelor sistemului solar și a lunii.
4. Compoziția chimică a cometelor, meteoriților.
5. nucleosinteză primară.
6. Alte procese chimice din univers.
7. Stele.
8. mediu interstelar
9. Lista resurselor utilizate

Chimia Spațială. Ce studiază chimia spațială?

Subiectul studiului chimiei spațiale este compoziția chimică a corpurilor cosmice (planete, stele, comete etc.), a spațiului interstelar, precum și a proceselor chimice care au loc în spațiu.

Chimia cosmosului se ocupă în principal de procesele care au loc în timpul interacțiunii atomo-moleculare a substanțelor, iar fizica se ocupă de nucleosinteza în interiorul stelelor.

Unii termeni

Pentru ușurința perceperii materialului următor, este necesar un glosar de termeni.

Stele - bile luminoase de gaz masiv, în intestinele cărora au loc reacții de sinteză a elementelor chimice.

Planetă - corpuri cerești care se învârt pe orbite în jurul stelelor sau a resturilor acestora.

Comete - corpuri spațiale, care constau din gaze înghețate, praf.

meteoriți - mici corpuri cosmice care cad pe Pământ din spațiul interplanetar.

meteoriți - fenomene sub forma unei dâre luminoase, care se datorează impactului unui meteorid în atmosfera Pământului.

mediu interstelar- materie rarefiată, radiații electromagnetice și câmp magnetic care umplu spațiul dintre stele.

Principalele componente ale materiei interstelare: gaz, praf, raze cosmice.

Nucleosinteza - procesul de formare a nucleelor ​​de elemente chimice (mai grele decât hidrogenul) în cursul reacțiilor de fuziune nucleară.

Compoziția chimică a planetelor sistemului solar și a lunii

Planetele sistemului solar sunt corpuri cerești care se rotesc în jurul unei stele numite Soare.

Sistemul solar este format din 8 planete: Mercur, Venus, Pământ, Marte, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun.

Să luăm în considerare fiecare planetă separat.

Mercur

Cea mai apropiată planetă de Soare din sistemul solar, cea mai mică planetă. Diametrul lui Mercur este de aproximativ 4870 km.

Compoziție chimică

Miezul planetei este fier, feromagnetic. Conținut de fier = 58%

Atmosfera, conform unei date, este formată în mare parte din azot (N 2 ) amestecat cu dioxid de carbon (CO 2 ), după alții - din heliu (He), neon (Ne) și argon (Ar).

Venus

A doua planetă din sistemul solar. Diametru ≈ 6000 km.

Compoziție chimică

Miezul este fier, mantaua contine silicati, carbonati.

Atmosfera este 97% dioxid de carbon (CO 2 ), restul este azot (N 2), apă (H20) şi oxigen (O2).

Pământ

A treia planetă a sistemului solar, singura planetă din sistemul solar cu cele mai favorabile condiții de viață. Diametrul este de aproximativ 12.500 km.

Compoziție chimică

Nucleu de fier. Scoarța terestră conține oxigen O 2 (49%), siliciu Si (26%), aluminiu Al (4,5%), precum și alte elemente chimice. Atmosfera este 78% azot (N 2 ), 21% din oxigen (O 2 ) și 0,03% din dioxid de carbon (CO 2 ), restul sunt gaze inerte, vapori de apă și impurități. Hidrosfera este formată în mare parte din oxigen O 2 (85,82%), hidrogen H2 (10,75%) și alte elemente. Toate ființele vii conțin carbon (C).

Marte

Marte este a patra planetă din sistemul solar. Diametru aproximativ 7000 km

Compoziție chimică

Nucleu de fier. Scoarța planetei conține oxizi de fier și silicați.

Jupiter

Jupiter este a cincea planetă de la Soare. Cea mai mare planetă sistem solar. Diametru peste 140.000 km.

Compoziție chimică

Miezul este hidrogen comprimat (H 2 ) și heliu (He). Atmosfera conține hidrogen (H 2), metan (CH4 ), heliu (He), amoniac (NH 3 ).

Saturn

Saturn este a șasea planetă de la Soare. Are un diametru de aproximativ 120.000 km.

Compoziție chimică

Nu există date despre nucleul și scoarța terestră. Atmosfera este formată din aceleași gaze ca și atmosfera lui Jupiter.

Uranus și Neptun

Uranus și Neptun sunt a șaptea și, respectiv, a opta planetă. Ambele planete au un diametru aproximativ de 50.000 km.

Compoziție chimică

Nu există date despre miez și cortex. Atmosfera este formată din metan (CH 4 ), heliu (He), hidrogen (H 2 ).

Luna

Luna este un satelit al Pământului, baza sa de materie primă. Solul lunar se numește regolit, este format din oxid de siliciu (IV), oxid de aluminiu și oxizi ai altor metale, mult uraniu, fără apă.

Compoziția chimică a cometelor, meteoriților

meteoriți

Meteoriții sunt fier, fier-piatră și piatră. Cel mai adesea, meteoriții de piatră cad pe Pământ. În medie, conform calculelor, pentru fiecare meteorit de fier există 16 de piatră.

Compoziția chimică a meteoriților de fier este de 90% fier (Fe), 8,5% nichel (Ni), 0,6% cobalt (Co) și 0,01% siliciu (Si).

Meteoriții pietroși sunt alcătuiți în principal din oxigen (0 2 ) (41%) și siliciu (Si) (21%).

Comete

Cometele sunt corpuri solide înconjurate de o înveliș de gaz. Miezul este alcătuit din metan înghețat (CH 4) și amoniac (NH3 ) cu impurităţi minerale. O varietate de radicali și ioni au fost găsiți în cometele gazoase. Cele mai recente observații au fost făcute despre cometa Hale-Bopp, care includea hidrogen sulfurat, apă, apă grea, dioxid de sulf, formaldehidă, metanol, acid formic, acid cianhidric, metan, acetilenă, etan, fosterit și alți compuși.

Nucleosinteză primară

Pentru a lua în considerare nucleosinteza primară, să trecem la tabel.

vârsta universului	Temperatura, K	Starea și compoziția materiei
0,01 s	10 11	neutroni, protoni, electroni, pozitroni în echilibru termic. Numărul n și p sunt același.
0,1 s	3*10 10	Particulele sunt aceleași, dar raportul dintre numărul de protoni și numărul de neutroni este de 3:5
	10 10	electronii și pozitronii se anihilează, p:n =3:1
13,8 s	3*10 9	Încep să se formeze nucleele de deuteriu D și heliu 4 Nu, electronii și pozitronii dispar, există protoni și neutroni liberi.
35 min	3*10 8	Setează numărul de D și Not în raport cu numărul p și n 4 He:H + ≈24-25% în greutate
7*10 5 ani	3*10 3	Energia chimică este suficientă pentru a forma atomi neutri stabili. Universul este transparent la radiații. Materia domină radiațiile.

Esența nucleosintezei primare se reduce la formarea nucleilor de deuteriu din nucleoni, din nuclei de deuteriu și nucleoni - nuclei de heliu cu numar de masa 3 și tritiu și din nuclee 3 Nu, 3 H și nucleoni - nuclee 4 Nu.

Alte procese chimice din univers

La temperaturi mari(în spațiul circumstelar temperatura poate atinge câteva mii de grade) substanțe chimiceîncepe să se descompună în componente - radicali (CH 3 din 2 , CH etc.) și atomi (H, O, etc.)

Stele

Stelele diferă ca masă, mărime, temperatură, luminozitate.

Straturile exterioare ale stelelor constau în principal din hidrogen, precum și heliu, oxigen și alte elemente (C, P, N, Ar, F, Mg etc.)

Stelele subpitici sunt compuse din elemente mai grele: cobalt, scandiu, titan, mangan, nichel etc.

În atmosfera stelelor gigantice se pot găsi nu numai atomi de elemente chimice, ci și molecule de oxizi refractari (de exemplu, titan și zirconiu), precum și unii radicali: CN, CO, C 2

Compoziția chimică a stelelor este studiată prin metoda spectroscopică. Astfel, pe Soare s-au găsit fier, hidrogen, calciu și sodiu. Heliul a fost găsit mai întâi pe Soare, iar mai târziu a fost găsit în atmosfera planetei Pământ. În prezent, în spectrele Soarelui și altele corpuri cerești Au fost găsite 72 de elemente, toate aceste elemente au fost găsite și pe Pământ.

Sursa de energie a stelelor sunt reacțiile de fuziune termonucleară.

În prima etapă a vieții unei stele, hidrogenul este transformat în heliu în interiorul acesteia.

4 1 H → 4 Nu

Heliul se transformă apoi în carbon și oxigen

3 4 El → 12 C

4 4 El → 16 O

În etapa următoare, carbonul și oxigenul sunt combustibil, în procesele alfa, elementele de neon sunt formate pentru a fier. Reacțiile ulterioare de captare a particulelor încărcate sunt endoterme, astfel încât nucleosinteza se oprește. Datorită opririi reacțiilor termonucleare, echilibrul nucleului de fier este perturbat, începe compresia gravitațională, o parte a cărei energie este cheltuită pentru dezintegrarea nucleului de fier în particule α și neutroni. Acest proces se numește colaps gravitațional și durează aproximativ 1 s. Ca urmare a creșterii puternice a temperaturii în învelișul unei stele, au loc reacții de combustie termonucleară a hidrogenului, heliului, carbonului și oxigenului. Este eliberată o cantitate imensă de energie, ceea ce duce la o explozie și expansiune a materiei stelei. Acest fenomen se numește supernovă. În timpul exploziei unei supernove, se eliberează energie, ceea ce conferă particulelor o accelerație mare, fluxurile de neutroni bombardează nucleele elementelor care s-au format mai devreme. În procesul de captare a neutronilor urmat de radiația β, sunt sintetizate nucleele elementelor mai grele decât fierul. Doar cele mai masive stele ajung în acest stadiu.

În timpul prăbușirii, neutronii sunt formați din protoni și electroni conform schemei:

1 1 p + -1 0 e → 1 0 n + v

Format stea neutronică.

Miezul unei supernove se poate transforma într-un pulsar - un nucleu care se rotește cu o perioadă de o fracțiune de secundă și emite radiații electromagnetice. Câmpul său magnetic atinge proporții colosale.

De asemenea, este posibil ca cea mai mare parte a carcasei să învingă forța exploziei și să cadă pe miez. Primind o masă suplimentară, steaua neutronică începe să se micșoreze până la formarea unei „găuri negre”.

mediu interstelar

Mediul interstelar este format din gaz, praf, câmpuri magnetice și raze cosmice. Absorbția radiației stelare are loc datorită gazului și prafului. Praful din mediul interstelar are o temperatură de 100-10 K, temperatura gazului interstelar poate varia de la 10 la 10 7 K și depinde de densitate și sursele de căldură. Gazul interstelar poate fi neutru sau ionizat (H 20, H0, H+, e-, He0).

Primul component chimicîn spațiu a fost descoperit în 1937 folosind spectroscopie. Acest compus a fost radicalul CH, câțiva ani mai târziu s-a găsit cianogenul CN, iar în 1963 s-a descoperit hidroxil OH.

Odată cu utilizarea undelor radio și a radiațiilor infraroșii în spectroscopie, a devenit posibil să se studieze regiunile „reci” ale spațiului cosmic. Mai întâi s-au găsit substanțe anorganice: apă, amoniac, monoxid de carbon, hidrogen sulfurat, iar apoi organice: formaldehidă, acid formic, acid acetic, acetaldehidă și alcool formic. Alcoolul etilic a fost găsit în spațiu în 1974. Apoi, oamenii de știință japonezi au descoperit metilamina CH 3-NH2.

Fluxurile se deplasează în spațiul interstelar nuclee atomice- raze cosmice. Aproximativ 92% dintre aceste nuclee sunt nuclee de hidrogen, 6% sunt heliu și 1% sunt nuclee de elemente mai grele. Se crede că razele cosmice sunt produse de exploziile supernovei.

Spațiul dintre corpurile spațiale este umplut cu gaz interstelar. Este format din atomi, ioni și radicali și include și praf. Existența unor particule precum: CN, CH, OH, CS, H 2 O, CO, COS, SiO, HCN, HCOOH, CH 3OH și altele.

Ciocnirea particulelor de radiație cosmică, vântul solar și gazul interstelar duce la formarea diferitelor particule, inclusiv a celor organice.

Când protonii se ciocnesc cu atomii de carbon, se formează hidrocarburi. Hidroxil OH se formează din silicați, carbonați și diferiți oxizi.

Sub acțiunea razelor cosmice în atmosfera Pământului, se formează astfel de izotopi ca: carbon cu un număr de masă de 14 14 C, beriliu, al cărui număr de masă este 10 10 Be, și clor cu un număr de masă de 36 36Cl.

Izotopul de carbon cu un număr de masă de 14 se acumulează în plante, corali și stalactite. Izotop de beriliu cu un număr de masă de 10 - în sedimentele de fund ale mărilor și oceanelor, gheață polară.

Interacțiunea radiațiilor cosmice cu nucleele atomilor terestre oferă informații despre procesele care au loc în spațiu. Aceste probleme sunt tratate stiinta moderna– paleoastrofizică experimentală.

De exemplu, protonii razelor cosmice, ciocnind cu moleculele de azot din aer, descompun molecula în atomi și are loc o reacție nucleară:

7 14 N + 1 1 H→2 2 4 El + 4 7 Be

Ca urmare a acestei reacții, izotop radioactiv beriliu.

În momentul ciocnirii cu atomii atmosferici, protonul elimină neutronii din acești atomi, acești neutroni interacționează cu atomii de azot, ceea ce duce la formarea unui izotop de hidrogen cu un număr de masă de 3 - tritiu:

7 14 N + 0 1 n → 1 3 H + 6 12 C

Tritiul, în curs de dezintegrare β, ejectează un electron:

1 3 H → -1 0 e + 2 3 He

Așa se formează izotopul luminos al heliului.

Un izotop radioactiv de carbon se formează în timpul captării electronilor de către atomii de azot:

7 14 N + -1 0 e → 6 14 C

Prevalența elementelor chimice în spațiu

Luați în considerare abundența elementelor chimice din galaxie Calea lactee. Datele privind prezența anumitor elemente au fost obținute prin spectroscopie. Pentru reprezentarea vizuală, folosim un tabel.

Taxa de bază	Element	Fracție de masă în părți la mie
	Hidrogen
	Heliu
	Oxigen	10,4
	Carbon
	Neon	1,34
	Fier
	Azot	0,96
	Siliciu	0,65
	Magneziu	0,58
	Sulf	0,44

Pentru o reprezentare mai vizuală, să trecem la o diagramă circulară.

După cum puteți vedea în diagramă, cel mai abundent element din univers este hidrogenul, al doilea cel mai abundent este heliul, iar al treilea este oxigenul. Fracțiile de masă ale altor elemente sunt mult mai puține.

Previzualizare:

Pentru a utiliza previzualizarea prezentărilor, creați un cont Google (cont) și conectați-vă: https://accounts.google.com

Subtitrările slide-urilor:

Prevalența elementelor chimice pe Pământ și în spațiu. Formarea elementelor chimice în procesul de nucleosinteză primară și în interiorul stelelor Completat de un elev din clasa 10 „B” MBOU școala secundară Nr. 20 Bovyka Valentina Conducător: Skryleva Z.V.

Chimia spațială este știința compoziției chimice a corpurilor cosmice, a spațiului interstelar și procese chimice care curge în spațiu.

Termeni necesari Stelele sunt bile luminoase gazoase masive, în adâncurile cărora au loc reacțiile de sinteză a elementelor chimice. Planetă - corpuri cerești care se învârt pe orbite în jurul stelelor sau a rămășițelor acestora. Cometele sunt corpuri cosmice care constau din gaze înghețate și praf. Meteoriții sunt corpuri cosmice mici care cad pe Pământ din spațiul interplanetar. Meteorii sunt fenomene sub forma unei dâre luminoase, care se datorează pătrunderii unui meteoroid în atmosfera Pământului. Mediul interstelar este materie rarefiată, radiații electromagnetice și un câmp magnetic care umple spațiul dintre stele. Principalele componente ale materiei interstelare: gaz, praf, raze cosmice. Nucleosinteza este procesul de formare a nucleelor ​​de elemente chimice (mai grele decât hidrogenul) în cursul reacțiilor de fuziune nucleară.

Mercur Venus Pământ Marte

Jupiter Saturn Uranus Neptun

Luna este un satelit al Pământului, baza sa de materie primă.

Cometa de meteorit

Nucleosinteza primară Vârsta universului Temperatura, K Starea și compoziția materiei 0,01 s 10 11 neutroni, protoni, electroni, pozitroni în echilibru termic. Numărul n și p sunt același. 0,1 s 3*10 10 Particulele sunt aceleași, dar raportul dintre numărul de protoni și numărul de neutroni este 3:5 1s 10 10 electronii și pozitronii se anihilează, p:n =3:1 13,8 s 3*10 9 Nucleele de deuteriu încep să formeze D și heliu 4 He, electronii și pozitronii dispar, există protoni și neutroni liberi. 35 min 3*10 8 Cantitatea de D și He este stabilită în raport cu numărul p și n 4 He:H + ≈24-25% din greutate 7*10 5 ani 3*10 3 Energia chimică este suficientă pentru a forma stabil atomi neutri. Universul este transparent la radiații. Materia domină radiațiile.

Principalele reacții care au loc în interiorul stelelor 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

Principalele reacții care apar datorită componentelor mediului interstelar 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

Abundența elementelor chimice din galaxia Calea Lactee

Lista resurselor utilizate 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