Kozmosi në ndërgjegjen popullore përfaqësohet nga sfera e të ftohtit dhe zbrazëtisë (kujtoni këngën: "Këtu është ftohtë kozmike, ngjyra e qiellit është ndryshe"?). Megjithatë, nga mesi i shekullit të 19-të, studiuesit filluan të kuptojnë se hapësira midis yjeve nuk është të paktën bosh. Një shenjë e qartë e ekzistencës së materies ndëryjore janë të ashtuquajturat re të errëta, pika të zeza pa formë, veçanërisht të dallueshme në brezin e ndritshëm të Rrugës së Qumështit. Në shekujt 18 dhe 19, besohej se këto ishin "vrima" të vërteta në shpërndarjen e yjeve, por në vitet 1920, mendimi ishte se njollat ​​tradhtojnë praninë e reve kolosale të pluhurit ndëryjor që na pengojnë të shohim dritën. të yjeve pas tyre (foto 1).

Në mesin e shekullit të 19-të, filloi një epokë e re në astronomi: falë punës së Gustav Kirchhoff dhe Robert Bunsen, u shfaq analiza spektrale, e cila bëri të mundur përcaktimin përbërje kimike dhe parametrat fizikë të gazit në objektet astronomike. Astronomët e vlerësuan shpejt mundësinë e re dhe vitet 1860 panë një bum në spektroskopinë yjore. Në të njëjtën kohë, kryesisht për shkak të përpjekjeve të vëzhguesit të shquar William Heggins, po grumbulloheshin prova për praninë e gazit jo vetëm në yje, por edhe në hapësirën midis tyre.

Heggins ishte një pionier kërkimin shkencor materie jo yjore. Nga viti 1863 ai publikoi rezultatet e një studimi spektroskopik të disa mjegullnajave, duke përfshirë Mjegullnajën e Madhe të Orionit, dhe tregoi se spektrat e mjegullnajave në rrezen e dukshme janë shumë të ndryshme nga spektrat e yjeve. Rrezatimi i një ylli tipik është një spektër i vazhdueshëm, mbi të cilin mbivendosen linjat e absorbimit, të lindura në atmosferën yjore. Dhe spektri i mjegullnajave të marra nga Heggins përbëhej nga disa linja emetimi, praktikisht pa spektër të vazhdueshëm. Ishte një spektër gazi i rrallë i nxehtë, parametrat e të cilit janë krejtësisht të ndryshëm nga parametrat e gazit në yje. Përfundimi kryesor i Heggins: është marrë konfirmimi vëzhgues i supozimit të Herschel-it se në hapësirë, përveç yjeve, ka lëndë difuze të shpërndarë në vëllime të konsiderueshme të hapësirës.

Në mënyrë që shkëlqimi i duhur i gazit ndëryjor të vërehet në diapazonin optik, ai duhet të jetë jo vetëm i nxehtë, por edhe mjaft i dendur, dhe larg nga e gjithë lënda ndëryjore i plotëson këto kushte. Në vitin 1904, Johannes Hartmann vuri re se gazi ndëryjor më i ftohtë dhe/ose i rrallë tradhton praninë e tij duke lënë linjat e veta të absorbimit në spektrat yjor, të cilët nuk lindin në atmosferën e yllit, por jashtë tij, në rrugën nga ylli në vëzhgues.

Studimi i linjave të emetimit dhe thithjes së gazit ndëryjor bëri të mundur që në vitet 1930 të studiohej mjaft mirë përbërja e tij kimike dhe të vërtetohej se ai përbëhet nga të njëjtët elementë që gjenden në Tokë. Disa rreshta në spektra për një kohë të gjatë nuk iu dhanë identifikimit, dhe Heggins sugjeroi që ky ishte një element i ri kimik - nebulium (nga lat. mjegullnajë- një re), por doli të ishte vetëm oksigjen i jonizuar dyfish.

Nga fillimi i viteve 1930, besohej se të gjitha linjat në spektrin e gazit ndëryjor ishin identifikuar dhe caktuar për atome dhe jone specifike. Megjithatë, në vitin 1934, Paul Merrill raportoi katër linja të paidentifikuara në rajonet e verdha dhe të kuqe të spektrit. Linjat ndëryjore të vëzhguara më parë kishin një gjerësi shumë të vogël, siç u përshtatet linjave atomike të formuara në gaz me densitet të ulët, por këto ishin më të gjera dhe të paqarta. Pothuajse menjëherë, u sugjerua që këto janë linja thithëse jo të atomeve ose joneve, por të molekulave. Por çfarë? U propozuan të dy molekulat ekzotike, të tilla si natriumi (Na 2), dhe komponimet e zakonshme diatomike, të zbuluara në bishtat e kometave nga i njëjti Heggins në shekullin e 19-të, për shembull, molekula CN. Ekzistenca e molekulave ndëryjore u vërtetua përfundimisht në fund të viteve 1930, kur disa linja të paidentifikuara në rajonin blu të spektrit u lidhën pa mëdyshje me komponimet CH, CH + dhe CN.

Një tipar i reaksioneve kimike në mjedisin ndëryjor është mbizotërimi i proceseve me dy grimca: koeficientët stoikiometrikë janë gjithmonë të barabartë me një. Ne fillim e vetmja mënyrë Për formimin e molekulave, reagimet e "shoqërimit rrezatues" dukeshin: në mënyrë që dy atome, duke u përplasur, të bashkohen në një molekulë, është e nevojshme të hiqet energjia e tepërt. Nëse një molekulë, pasi është formuar në një gjendje të ngacmuar, ka kohë të emetojë një foton përpara se të kalbet dhe të kalojë në një gjendje të pangacmuar, ajo mbetet e qëndrueshme. Llogaritjet e kryera para viteve 1950 treguan se bollëku i vëzhguar i këtyre tre molekulave të thjeshta mund të shpjegohej duke supozuar se ato janë formuar në reaksionet e shoqërimit rrezatues dhe janë shkatërruar nga fusha e rrezatimit ndëryjor - fusha totale e rrezatimit të yjeve të Galaktikës.

Gama e shqetësimeve të astrokimisë në atë kohë nuk ishte veçanërisht e gjerë, të paktën në mjedisin ndëryjor: tre molekula, me një duzinë reaksionesh midis tyre dhe elementëve të tyre përbërës. Situata pushoi së qeni e qetë në vitin 1951, kur David Bates dhe Lyman Spitzer rillogaritën bollëkun e ekuilibrit të molekulave, duke marrë parasysh të dhëna të reja mbi ritmet e reaksioneve të shoqërimit rrezatues. Doli që atomet lidhen në molekula shumë më ngadalë sesa mendohej më parë, dhe për këtë arsye modeli i thjeshtë humbet parashikimin e përmbajtjes së CH dhe CH + sipas rendit të madhësisë. Më pas ata sugjeruan se dy nga këto molekula nuk shfaqen si rezultat i sintezës nga atomet, por si rezultat i shkatërrimit të molekulave më komplekse, konkretisht metanit. Nga erdhi metani? Epo, mund të jetë formuar në atmosfera yjore dhe më pas të ketë hyrë në mjedisin ndëryjor si kokrra pluhuri.

Më vonë, pluhuri kozmik filloi t'i atribuohej një më aktiv roli kimik sesa roli i një bartësi të thjeshtë të molekulave. Për shembull, nëse për rrjedhën efektive të reaksioneve kimike në mjedisin ndëryjor nuk ka mjaftueshëm trup të tretë, i cili do të largonte energjinë e tepërt, pse të mos supozojmë se kjo është një kokërr pluhuri? Atomet dhe molekulat mund të reagojnë me njëri-tjetrin në sipërfaqen e tij, dhe më pas të avullojnë, duke rimbushur gazin ndëryjor.

Vetitë e mediumit ndëryjor

Kur molekulat e para u zbuluan në mjedisin ndëryjor, asnjëra prej tyre vetitë fizike as përbërja kimike nuk dihej mirë. Vetë zbulimi i molekulave CH dhe CH+ u konsiderua në fund të viteve 1930 si dëshmi e rëndësishme për praninë e karbonit dhe hidrogjenit atje. Gjithçka ndryshoi në vitin 1951, kur u zbulua emetimi i hidrogjenit atomik ndëryjor, emetimi i famshëm në një gjatësi vale prej rreth 21 cm. U bë e qartë se hidrogjeni ishte më i bollshmi në mjedisin ndëryjor. Sipas koncepteve moderne, lënda ndëryjore është hidrogjen, helium dhe vetëm 2% në masë të elementëve më të rëndë. Një pjesë e konsiderueshme e këtyre elementëve të rëndë, veçanërisht metaleve, gjendet në grimcat e pluhurit. Masa totale e lëndës ndëryjore në diskun e galaktikës sonë është disa miliardë masa diellore, ose 1–2% e masës totale të diskut. Dhe masa e pluhurit është rreth njëqind herë më pak se masa e gazit.

Lënda shpërndahet në hapësirën ndëryjore në mënyrë johomogjene. Mund të ndahet në tre faza: të nxehtë, të ngrohtë dhe të ftohtë. Faza e nxehtë është një gaz koronal shumë i rrallë, hidrogjen i jonizuar me një temperaturë prej miliona kelvinësh dhe një densitet prej rreth 0,001 cm -3, i cili zë rreth gjysmën e vëllimit të diskut galaktik. Faza e ngrohtë, e cila përbën gjysmën tjetër të vëllimit të diskut, ka një densitet prej rreth 0,1 cm–3 dhe një temperaturë prej 8000–10,000 K. Hidrogjeni në të mund të jetë edhe i jonizuar edhe neutral. Faza e ftohtë është vërtet e ftohtë, temperatura e saj nuk është më shumë se 100 K, dhe në zonat më të dendura, ngrica është deri në disa kelvin. Gazi neutral i ftohtë zë vetëm rreth një përqind të vëllimit të diskut, por masa e tij është rreth gjysma e masës totale të materies ndëryjore. Kjo nënkupton një densitet të konsiderueshëm, qindra grimca për centimetër kub dhe më lart. E rëndësishme për sa i përket koncepteve ndëryjore, natyrisht - për pajisjet elektronike ky është një vakum i mrekullueshëm, 10-14 Torr!

Gazi i dendur neutral i ftohtë ka një strukturë reje të thyer, e njëjta gjë që mund të gjurmohet në retë e pluhurit ndëryjor. Është logjike të supozohet se retë e pluhurit dhe retë e gazit janë të njëjtat re në të cilat pluhuri dhe gazi janë të përziera me njëra-tjetrën. Megjithatë, vëzhgimet kanë treguar se rajonet e hapësirës në të cilat efekti absorbues i pluhurit është maksimal nuk përkojnë me rajonet e intensitetit maksimal të rrezatimit atomik të hidrogjenit. Në vitin 1955, Bart Bock dhe bashkëautorët sugjeruan që në pjesët më të dendura të reve ndëryjore, ato që bëhen të errëta në rrezen optike për shkak të një përqendrimi të lartë pluhuri, hidrogjeni nuk është në gjendje atomike, por në gjendje molekulare.

Meqenëse hidrogjeni është përbërësi kryesor i mjedisit ndëryjor, emrat e fazave të ndryshme pasqyrojnë gjendjen e vetë hidrogjenit. Një medium jonizues është një mjedis në të cilin hidrogjeni jonizohet, atomet e tjera mund të mbeten neutrale. Një mjedis neutral është ai në të cilin hidrogjeni është neutral, megjithëse atomet e tjerë mund të jonizohen. Retë e dendura dhe kompakte që mendohet se përbëhen kryesisht nga hidrogjeni molekular quhen retë molekulare. Pikërisht në to fillon historia e vërtetë e astrokimisë ndëryjore.

Molekula të padukshme dhe të dukshme

Molekulat e para ndëryjore u zbuluan për shkak të linjave të tyre të absorbimit në rangun optik. Në fillim, grupi i tyre nuk ishte shumë i madh dhe modele të thjeshta të bazuara në reaksionet e shoqërimit rrezatues dhe/ose reagimet në sipërfaqet e kokrrave të pluhurit ishin të mjaftueshme për t'i përshkruar ato. Sidoqoftë, në vitin 1949, I.S. Shklovsky parashikoi se diapazoni i radios është më i përshtatshëm për vëzhgimin e molekulave ndëryjore, në të cilat mund të vëzhgoni jo vetëm thithjen, por edhe emetimin e molekulave. Për të parë linjat e përthithjes, ju nevojitet një yll në sfond, rrezatimi i të cilit do të absorbohet nga molekulat ndëryjore. Por nëse jeni duke parë një re molekulare, nuk do të shihni yjet e sfondit, sepse rrezatimi i tyre do të absorbohet plotësisht nga pluhuri që është pjesë e së njëjtës re! Nëse vetë molekulat rrezatojnë, do t'i shihni kudo që të jenë, dhe jo vetëm aty ku ndriçohen me kujdes nga pas.

Rrezatimi i molekulave shoqërohet me praninë e shkallëve shtesë të lirisë në to. Një molekulë mund të rrotullohet, të lëkundet, të bëjë lëvizje më komplekse, secila prej të cilave shoqërohet me një sërë nivelesh energjie. Duke kaluar nga një nivel në tjetrin, një molekulë, si një atom, thith dhe lëshon fotone. Energjia e këtyre lëvizjeve është e ulët, kështu që ato ngacmohen lehtësisht edhe në temperatura të ulëta në retë molekulare. Fotonet që korrespondojnë me kalimet ndërmjet niveleve të energjisë molekulare nuk bien në diapazoni i dukshëm, dhe në infra të kuqe, nënmilimetër, milimetër, centimetër ... Prandaj, studimet e rrezatimit të molekulave filluan kur astronomët kishin instrumente për vëzhgime në intervalet e gjata valore.

Vërtetë, molekula e parë ndëryjore e zbuluar nga vëzhgimet në rrezen e radios, megjithatë u vëzhgua në përthithje: në vitin 1963, në emetimin radio të mbetjes së supernovës Cassiopeia A. Kjo ishte linja e absorbimit të hidroksilit (OH) - një gjatësi vale prej 18 cm, dhe së shpejti hidroksili u zbulua në rrezatim. Në vitin 1968, u vu re një linjë emetimi i amoniakut prej 1.25 cm, disa muaj më vonë u gjet ujë - një linjë 1.35 cm. zbulim i rëndësishëm në studimin e mediumit molekular ndëryjor ishte zbulimi në vitin 1970 i emetimit të një molekule të monoksidit të karbonit (CO) në një gjatësi vale prej 2.6 mm.

Deri në atë kohë, retë molekulare ishin, në një masë të caktuar, objekte hipotetike. Përbërja kimike më e zakonshme në univers - molekula e hidrogjenit (H 2) - nuk ka tranzicione në rajonin me gjatësi vale të gjatë të spektrit. Në temperatura të ulëta në një medium molekular, ai thjesht nuk shkëlqen, domethënë mbetet i padukshëm, megjithë përmbajtjen e tij të lartë. Është e vërtetë që molekula H 2 ka linja thithëse, por ato bien në intervalin ultravjollcë, në të cilin është e pamundur të vëzhgosh nga sipërfaqja e Tokës; ne kemi nevojë për teleskopë të montuar ose në raketa me lartësi të madhe ose në anije kozmike, gjë që i komplikon shumë vëzhgimet dhe i bën ato edhe më të shtrenjta. Por edhe me një instrument ekstraatmosferik, linjat e absorbimit të hidrogjenit molekular mund të vërehen vetëm në prani të yjeve të sfondit. Nëse marrim parasysh se nuk ka aq shumë yje apo objekte të tjera astronomike që emetojnë në rrezen ultravjollcë dhe, për më tepër, thithja e pluhurit arrin maksimumin në këtë interval, bëhet e qartë se mundësitë për studimin e hidrogjenit molekular nga linjat e absorbimit janë shumë. kufizuar.

Molekula e CO është bërë një shpëtim - ndryshe nga, për shembull, amoniaku, ajo fillon të shkëlqejë me densitet të ulët. Dy linjat e tij, që korrespondojnë me kalimet nga gjendja rrotulluese e tokës në gjendjen e parë të ngacmuar dhe nga gjendja e parë në të dytën e ngacmuar, bien në intervalin milimetrik (2,6 mm dhe 1,3 mm), i cili është ende i arritshëm për vëzhgime nga sipërfaqja e Tokës . Rrezatimi me gjatësi vale më të shkurtër absorbohet nga atmosfera e tokës, rrezatimi me gjatësi vale më të madhe prodhon imazhe më pak të qarta (për një diametër të caktuar objektivi, rezolucioni këndor i teleskopit është aq më i keq, aq më i gjatë është gjatësia e valës së vëzhguar). Dhe ka shumë molekula CO, dhe aq shumë sa, me sa duket, mbi të gjitha karboni në retë molekulare është në këtë formë. Kjo do të thotë që përmbajtja e CO përcaktohet jo aq shumë nga veçoritë e evolucionit kimik të mediumit (ndryshe nga molekulat CH dhe CH +), por thjesht nga numri i atomeve C në dispozicion. Prandaj, përmbajtja e CO në një gaz molekular mund të të konsiderohet, të paktën në përafrimin e parë, të jetë konstante.

Prandaj, është molekula e CO që përdoret si tregues i pranisë së një gazi molekular. Dhe nëse hasni diku, për shembull, një hartë të shpërndarjes së gazit molekular në Galaxy, ajo do të jetë një hartë e shpërndarjes së monoksidit të karbonit, dhe jo hidrogjenit molekular. Pranueshmëria e një përdorimi kaq të gjerë të CO kohët e fundit është vënë në pikëpyetje gjithnjë e më shumë, por nuk ka asgjë për ta zëvendësuar atë. Pra, pasiguria e mundshme në interpretimin e vëzhgimeve të CO duhet të kompensohet me kujdes në zbatimin e tij.

Qasje të reja në astrokimi

Në fillim të viteve 1970, numri i molekulave të njohura ndëryjore filloi të matej me dhjetëra. Dhe sa më shumë zbuloheshin, aq më e qartë bëhej se modelet e mëparshme kimike, të cilat nuk shpjegonin përmbajtjen e tre të parëve CH, CH + dhe CN me shumë besim, nuk funksionojnë fare me një numër të rritur molekulash. Një pikëpamje e re (dhe ende e pranuar sot) e evolucionit kimik të reve molekulare u propozua në 1973 nga William Watson dhe në mënyrë të pavarur nga Eric Herbst dhe William Klemperer.

Pra, kemi të bëjmë me një mjedis shumë të ftohtë dhe me një përbërje molekulare shumë të pasur: sot njihen rreth njëqind e gjysmë molekula. Reaksionet e lidhjes rrezatuese janë shumë të ngadalta për të siguruar një bollëk të dukshëm të molekulave diatomike, e lëre më komponimet më komplekse. Reaksionet në sipërfaqet e kokrrave të pluhurit janë më efikase, por në 10 K një molekulë e sintetizuar në sipërfaqen e një kokrre pluhuri në shumicën e rasteve do të mbetet e ngrirë në të.

Watson, Herbst dhe Klemperer sugjeruan që në formimin e përbërjes molekulare të reve të ftohta ndëryjore, roli vendimtar nuk luhet nga reaksionet e shoqërimit rrezatues, por nga reaksionet jon-molekulare, domethënë reagimet midis përbërësve neutralë dhe të jonizuar. Shpejtësia e tyre nuk varet nga temperatura, madje në disa raste rritet edhe në temperatura të ulëta.

Çështja është e vogël: substanca e resë duhet të jonizohet pak. Rrezatimi (drita e yjeve afër resë ose rrezatimi total i të gjithë yjeve në galaktikë) nuk jonizohet aq shumë sa disociohet. Përveç kësaj, për shkak të pluhurit, rrezatimi nuk depërton në retë molekulare, duke ndriçuar vetëm periferinë e tyre.

Por në galaktikë ekziston një faktor tjetër jonizues - rrezet kozmike: bërthamat atomike të përshpejtuara nga një proces në një shpejtësi shumë të lartë. Natyra e këtij procesi ende nuk është zbuluar përfundimisht, megjithëse përshpejtimi i rrezeve kozmike (ato që janë me interes nga pikëpamja e astrokimisë) ka shumë të ngjarë të ndodhë në valët goditëse që shoqërojnë shpërthimet e supernovës. Rrezet kozmike (si gjithë lënda në galaktikë) përbëhen kryesisht nga hidrogjen dhe helium plotësisht i jonizuar, domethënë nga protone dhe grimca alfa.

Duke u përplasur me molekulën më të zakonshme H 2, grimca e jonizon atë, duke e kthyer atë në një jon H 2 +. Ai, nga ana tjetër, hyn në një reaksion jon-molekular me një molekulë tjetër H 2, duke formuar një jon H 3 +. Dhe është ky jon që bëhet motori kryesor i gjithë kimisë pasuese, duke hyrë në reaksione jon-molekulare me oksigjen, karbon dhe azot. Pastaj gjithçka shkon sipas skemës së përgjithshme, e cila për oksigjenin duket kështu:

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 ose H 3 O + + e → OH + H 2

Reaksioni i fundit në këtë zinxhir, rikombinimi disociativ i një joni hidronium me një elektron të lirë, çon në formimin e një molekule të ngopur me hidrogjen, në këtë rast një molekulë uji, ose në formimin e një hidroksili. Natyrisht, rikombinimi disociativ mund të ndodhë edhe me jonet e ndërmjetme. Rezultati përfundimtar i kësaj sekuence për elementët kryesorë të rëndë është formimi i ujit, metanit dhe amoniakut. Një opsion tjetër është i mundur: grimca jonizon një atom të një elementi papastërti (O, C, N), dhe ky jon reagon me një molekulë H2, përsëri me formimin e joneve OH +, CH +, NH + (më tej me të njëjtat ndalesa). Zinxhirët e elementëve të ndryshëm, natyrisht, nuk zhvillohen në izolim: përbërësit e tyre të ndërmjetëm reagojnë me njëri-tjetrin dhe si rezultat i këtij "pjalmimi të kryqëzuar", pjesa më e madhe e karbonit kalon në molekulat e CO, oksigjeni që mbetet i palidhur në CO. molekulat në ujë dhe molekulat O. 2, dhe molekula N 2 bëhet rezervuari kryesor i azotit. Bëhen të njëjtat atome që nuk përfshiheshin në këto përbërës bazë pjesë përbërëse molekula më komplekse, më e madhja prej të cilave, e njohur sot, përbëhet nga 13 atome.

Disa molekula nuk përshtaten në këtë skemë, formimi i të cilave në fazën e gazit doli të ishte jashtëzakonisht joefikas. Për shembull, në të njëjtën 1970, përveç CO, një molekulë dukshëm më komplekse, metanoli, u zbulua në sasi të konsiderueshme. Për një kohë të gjatë, sinteza e metanolit u konsiderua si rezultat i një zinxhiri të shkurtër: joni CH 3 + reagoi me ujin, duke formuar CH 3 OH 2 + metanol të protonizuar, dhe më pas ky jon u rikombinua me një elektron, duke u ndarë në metanol dhe një. atom hidrogjeni. Megjithatë, eksperimentet kanë treguar se është më e lehtë për një molekulë CH 3 OH 2 + të ndahet në mes gjatë rikombinimit, në mënyrë që mekanizmi i fazës së gazit të formimit të metanolit të mos funksionojë.

Megjithatë, ekziston një shembull më i rëndësishëm: hidrogjeni molekular nuk formohet në fazën e gazit! Skema me reaksione jon-molekulare funksionon vetëm nëse tashmë ka molekula H 2 në mjedis. Por nga vijnë ato? Ekzistojnë tre mënyra për të formuar hidrogjen molekular në fazën e gazit, por të gjitha ato janë jashtëzakonisht të ngadalta dhe nuk mund të funksionojnë në retë molekulare galaktike. Zgjidhja e problemit u gjet në një kthim në një nga mekanizmat e mëparshëm, përkatësisht, reagimet në sipërfaqet e grimcave të pluhurit kozmik.

Si më parë, kokrriza e pluhurit në këtë mekanizëm luan rolin e një trupi të tretë, duke siguruar kushte në sipërfaqen e tij për bashkimin e atomeve që nuk mund të kombinohen në fazën e gazit. Në një mjedis të ftohtë, atomet e lirë të hidrogjenit ngrijnë në grimca pluhuri, por për shkak të luhatjeve termike, ato nuk qëndrojnë në një vend, por shpërndahen mbi sipërfaqen e tyre. Dy atome hidrogjeni, pasi janë takuar gjatë këtyre bredhjeve, mund të bashkohen në një molekulë H 2, dhe energjia e lëshuar gjatë reaksionit e ndan molekulën nga kokrrat e pluhurit dhe e transferon atë në gaz.

Natyrisht, nëse një atom hidrogjeni nuk takon në sipërfaqe homologun e tij, por një atom ose molekulë tjetër, rezultati i reaksionit do të jetë gjithashtu i ndryshëm. Por a ka përbërës të tjerë në pluhur? Ekziston, dhe kjo tregohet nga vëzhgimet moderne të pjesëve më të dendura të reve molekulare, të ashtuquajturat bërthama, të cilat (është e mundur) do të shndërrohen në yje të rrethuar nga sisteme planetare në të ardhmen. Diferencimi kimik ndodh në bërthama: nga pjesa më e dendur e bërthamës, rrezatimi i përbërjeve të azotit (amoniak, jon N 2 H + ) kryesisht del dhe komponimet e karbonit (CO, CS, C 2 S) shkëlqejnë në guaskën që rrethon. bërthama, pra, në hartat e emetimit të radios, bërthamat e tilla duken si pika kompakte të emetimit të komponimeve të azotit, të rrethuara nga unaza emetuese të monoksidit të karbonit.

Shpjegimi modern i diferencimit është si më poshtë: në pjesën më të dendur dhe më të ftohtë të bërthamës molekulare, komponimet e karbonit, kryesisht CO, ngrihen në grimca pluhuri, duke formuar mbi to guaska të mantelit të akullit. Në fazën e gaztë, ato ruhen vetëm në periferi të bërthamës, ku rrezatimi nga yjet e galaktikës ndoshta depërton, duke avulluar pjesërisht mantelet e akullit. Me përbërjet e azotit, situata është e ndryshme: molekula kryesore që përmban azot N 2 nuk ngrin në pluhur aq shpejt sa CO, dhe për këtë arsye azot i mjaftueshëm mbetet në fazën e gazit edhe të pjesës më të ftohtë të bërthamës për shumë më gjatë për të siguruar sasia e vëzhguar e amoniakut dhe e jonit N 2 H +.

Në mantelet e akullta të grimcave të pluhurit, ndodhin edhe reaksione kimike, të lidhura kryesisht me shtimin e atomeve të hidrogjenit në molekulat e ngrira. Për shembull, shtimi i njëpasnjëshëm i atomeve H në molekulat e CO në predha akulli të kokrrave të pluhurit çon në sintezën e metanolit. Reaksionet pak më komplekse, në të cilat përveç hidrogjenit përfshihen përbërës të tjerë, çojnë në shfaqjen e molekulave të tjera poliatomike. Kur një yll i ri ndizet në thellësi të bërthamës, rrezatimi i tij avullon veshjet e grimcave të pluhurit dhe produktet e sintezës kimike shfaqen në fazën e gazit, ku mund të vëzhgohen gjithashtu.

Sukseset dhe sfidat

Natyrisht, përveç reaksioneve jon-molekulare dhe sipërfaqësore, në mjedisin ndëryjor ndodhin edhe procese të tjera: si reaksionet neutrale-neutrale (përfshirë reaksionet e shoqërimit rrezatues), ashtu edhe fotoreaksionet (jonizimi dhe shpërbërja), dhe proceset e shkëmbimit të komponentëve ndërmjet faza e gazit dhe kokrrat e pluhurit. Modelet moderne astrokimike duhet të përfshijnë qindra komponentë të ndryshëm të ndërlidhur nga mijëra reaksione. Ajo që është e rëndësishme është kjo: numri i komponentëve të simuluar tejkalon ndjeshëm numrin që vërehet në të vërtetë, pasi nuk është e mundur të krijohet një model pune vetëm nga molekulat e vëzhguara! Në fakt, ky ka qenë rasti që nga fillimi i astrokimisë moderne: joni H 3 +, ekzistenca e të cilit ishte postuluar në modelet e Watson, Herbst dhe Klemperer, u vëzhgua në vëzhgime vetëm në mes. -1990.

Të gjitha të dhënat moderne mbi reaksionet kimike në mjedisin ndëryjor dhe rreth yjor janë mbledhur në baza të të dhënave të specializuara, nga të cilat dy janë më të njohurat: UDFA (UMIST Baza e të dhënave për Astrokiminë) dhe KIDA ( Baza e të dhënave Kinetike për Astrokiminë).

Këto baza të të dhënave janë në thelb lista të reaksioneve me dy reaktantë, disa produkte dhe parametra numerikë (nga një në tre) që bëjnë të mundur llogaritjen e shkallës së reaksionit në funksion të temperaturës, fushës së rrezatimit dhe fluksit të rrezeve kozmike. Grupet e reaksioneve në sipërfaqet e grimcave të pluhurit janë më pak të standardizuara, megjithatë, ekzistojnë edhe dy ose tre variante që përdoren në shumicën e studimeve astrokimike. Reaksionet e përfshira në këto grupe bëjnë të mundur shpjegimin sasior të rezultateve të vëzhgimeve të përbërjes molekulare të objekteve të moshave të ndryshme dhe në kushte të ndryshme fizike.

Sot, astrokimia po zhvillohet në katër drejtime.

Së pari, kimia e izotopomereve, kryesisht kimia e komponimeve të deuteriumit, tërheq shumë vëmendje. Përveç atomeve H, mjedisi ndëryjor përmban edhe atome D, në një raport afërsisht 1:100,000, i cili është i krahasueshëm me bollëkun e atomeve të tjera të papastërtive. Përveç molekulave H2, molekulat HD formohen edhe në kokrrat e pluhurit. Në një mjedis të ftohtë, reagimi
H 3 + + HD → H 2 D + + H 2
nuk balancohet nga procesi i kundërt. Joni H 2 D + luan një rol në kimi të ngjashëm me atë të jonit H 3 + dhe nëpërmjet tij atomet e deuteriumit fillojnë të përhapen përmes komponimeve më komplekse. Rezultati rezulton të jetë mjaft interesant: në një raport total D/H prej rreth 10-5, raporti i përmbajtjes së disa molekulave të deuteruara me përmbajtjen e analogëve të padeuteruar (për shembull, HDCO në H2CO, HDO në H2O ) arrin në përqindje dhe madje dhjetëra përqind. Një drejtim i ngjashëm për përmirësimin e modeleve është marrja parasysh e dallimeve në kiminë e izotopeve të karbonit dhe azotit.

Së dyti, reagimet në sipërfaqet e kokrrave të pluhurit mbeten një nga tendencat kryesore astrokimike. Këtu po punohet shumë, për shembull, në studimin e veçorive të reaksioneve në varësi të vetive të sipërfaqes së një kokrre pluhuri dhe nga temperatura e tij. Detajet e avullimit nga një kokërr pluhuri e molekulave organike të sintetizuara në të janë ende të paqarta.

Së treti, modelet kimike po depërtojnë gradualisht gjithnjë e më thellë në studimin e dinamikës së mediumit ndëryjor, duke përfshirë studimet e proceseve të lindjes së yjeve dhe planetëve. Ky depërtim është shumë i rëndësishëm, pasi bën të mundur lidhjen e drejtpërdrejtë të përshkrimit numerik të lëvizjeve të materies në mjedisin ndëryjor me vëzhgimet e linjave spektrale molekulare. Përveç kësaj, ky problem ka edhe një aplikim astrobiologjik që lidhet me mundësinë e futjes së lëndës organike ndëryjore në planetët në formim.

Së katërti, ka gjithnjë e më shumë të dhëna vëzhguese për bollëkun e molekulave të ndryshme në galaktika të tjera, duke përfshirë galaktikat me zhvendosje të larta të kuqe. Kjo do të thotë se ne nuk mund të mbyllemi më brenda kornizës së Rrugës së Qumështit dhe duhet të merremi me mënyrën se si ndodh evolucioni kimik me një përbërje elementare të ndryshme të mediumit, me karakteristika të tjera të fushës së rrezatimit, me veti të tjera të grimcave të pluhurit, ose çfarë reaksionet kimike u zhvilluan në mjedisin paragalaktik, kur i gjithë grupi i elementeve ishte i kufizuar në hidrogjen, helium dhe litium.

Në të njëjtën kohë, shumë mistere mbeten pranë nesh. Për shembull, linjat e gjetura në 1934 nga Merill nuk janë identifikuar ende. Dhe origjina e molekulës së parë ndëryjore të gjetur - CH + - mbetet e paqartë ...

Organizmat e gjallë pafundësisht të larmishëm përbëhen nga një grup i kufizuar atomesh, pamjen e të cilave ia detyrojmë në një masë të madhe yjeve. Ngjarja më e fuqishme në jetën e Universit - Big Bang - mbushi botën tonë me një substancë me një përbërje kimike shumë të varfër.
Besohet se bashkimi i nukleoneve (protoneve dhe neutroneve) në hapësirën në zgjerim nuk pati kohë të përparonte më tej se heliumi. Prandaj, Universi para-galaktik ishte i mbushur pothuajse ekskluzivisht me bërthama hidrogjeni (d.m.th., thjesht protone) me një shtim të vogël - rreth një të katërtën në masë - të bërthamave të heliumit (grimca alfa). Praktikisht nuk kishte asgjë tjetër në të, përveç elektroneve të dritës. Se si ndodhi saktësisht pasurimi parësor i Universit me bërthama elementësh më të rëndë, nuk mund ta themi ende. Deri më sot, asnjë yll i vetëm "primordial", domethënë një objekt i përbërë vetëm nga hidrogjeni dhe helium, nuk është zbuluar. Ka programe speciale për kërkimin e yjeve me përmbajtje të ulët metali (kujtojmë se astronomët kanë rënë dakord t'i quajnë "metale" të gjithë elementët më të rëndë se heliumi), dhe këto programe tregojnë se yjet me "metalitet jashtëzakonisht të ulët" janë jashtëzakonisht të rrallë në galaktikën tonë. . Ato janë, në disa ekzemplarë të regjistruar, përmbajtja, për shembull, e hekurit është më e ulët se ajo e diellit me dhjetëra mijëra herë. Sidoqoftë, ka vetëm disa yje të tillë dhe mund të rezultojë se "në personin e tyre" nuk kemi të bëjmë me objekte "pothuajse parësore", por thjesht me një lloj anomalie. Në përgjithësi, edhe yjet më të vjetër në galaktikë përmbajnë sasi të mjaftueshme të karbonit, azotit, oksigjenit dhe atomeve më të rënda. Kjo do të thotë që edhe ndriçuesit më të lashtë galaktikë nuk janë në fakt të parët: para tyre, tashmë kishte disa "fabrika" në Univers për prodhimin e elementet kimike.

Observatori Evropian i Hapësirës Infra të Kuqe Herschel ka zbuluar "gjurmë gishtash" spektrale të molekulave organike në RTO. Në këtë imazh, një imazh infra të kuqe i Mjegullnajës Orion të marrë nga Teleskopi Hapësinor Spitzer i NASA-s është mbivendosur me spektrin e tij të marrë nga spektrografi HIFI me rezolucion të lartë të Observatorit Herschel. Ai tregon qartë ngopjen e tij me molekula komplekse: linjat e ujit, monoksidit të karbonit dhe dioksidit të squfurit, si dhe komponimet organike - formaldehidi, metanoli, eteri dimetil, acidi hidrocianik dhe analogët e tyre izotopikë identifikohen lehtësisht në spektër. Majat e panënshkruara i përkasin molekulave të shumta ende të paidentifikuara.

Tani besohet se fabrika të tilla mund të jenë yje supermasive të të ashtuquajturës popullsi të llojit të tretë (III). Fakti është se elementët e rëndë nuk janë vetëm një "erëza" për hidrogjenin dhe heliumin. Këta janë pjesëmarrës të rëndësishëm në procesin e formimit të yjeve, të cilët lejojnë që një grumbull gazi protoyjor në kolaps të çlirojë nxehtësinë e lëshuar gjatë ngjeshjes. Nëse e privoni atë nga një lavaman i tillë nxehtësie, ai thjesht nuk mund të tkurret - domethënë, nuk mund të bëhet yll ... Më saktësisht, mundet, por vetëm me kusht që masa e tij të jetë shumë e madhe - qindra e mijëra herë më shumë se yjet moderne. Meqenëse një yll jeton më pak, aq më i madh është masa e tij, gjigantët e parë ekzistuan për një kohë shumë të shkurtër. Ata jetuan jetë të shkurtër të ndritshme dhe shpërthyen, duke mos lënë asnjë gjurmë, përveç atomeve të elementeve të rënda që kishin kohë të sintetizoheshin në thellësitë e tyre ose të formoheshin drejtpërdrejt gjatë shpërthimeve.
Në Universin modern, praktikisht furnizuesi i vetëm i elementeve të rënda është evolucioni yjor. Me shumë mundësi, tabela periodike është "mbushur" nga yje, masa e të cilëve tejkalon masën diellore për më shumë se një renditje madhësie. Nëse në Diell dhe ndriçues të tjerë të ngjashëm, shkrirja termonukleare në bërthamë nuk shkon përtej oksigjenit, atëherë objektet më masive në procesin e evolucionit fitojnë një strukturë "qepe": bërthamat e tyre janë të rrethuara nga shtresa, dhe sa më e thellë të jetë shtresa, në të sintetizohen bërthama më të rënda. Këtu zinxhiri i transformimeve termonukleare përfundon jo me oksigjen, por me hekur, me formimin e bërthamave të ndërmjetme - neoni, magnezi, silikoni, squfuri dhe të tjerët.

Mjegullnaja e Madhe e Orionit (LTO) është një nga rajonet më të afërta të formimit të yjeve që përmban sasi të mëdha gazi, pluhuri dhe yje të porsalindur. Në të njëjtën kohë, kjo mjegullnajë është një nga "fabrikat kimike" më të mëdha në galaktikën tonë dhe "fuqia" e saj e vërtetë, si dhe mënyrat e sintezës së molekulave të materies ndëryjore në të, nuk janë ende plotësisht të qarta për astronomët. Ky imazh është marrë me Kamera Wide Field Imager në teleskopin 2.2 metra MPG/ES0 në Observatorin La Silla në Kili.

MOLEKULAT ORGANIKE NË HAPËSIRË

Për të pasuruar Universin me këtë përzierje, nuk mjafton të sintetizosh atomet - gjithashtu duhet t'i hedhësh në hapësirën ndëryjore. Kjo ndodh gjatë një shpërthimi supernova: kur një bërthamë hekuri formohet në një yll, ajo humbet stabilitetin dhe shpërthen, duke shpërndarë disa nga produktet e shkrirjes rreth tij. Gjatë rrugës, në guaskën që zgjerohet, ndodhin reaksione që gjenerojnë bërthama më të rënda se hekuri. Një lloj tjetër i shpërthimeve të supernovës çon në një rezultat të ngjashëm - shpërthimet termonukleare në xhuxhët e bardhë, masa e të cilave, për shkak të rrjedhës së materies nga një yll satelitor ose për shkak të bashkimit me një tjetër xhuxh të bardhë, bëhet më e madhe se kufiri Chandrasekhar (1.4 masat diellore).
Në pasurimin e universit me një sërë elementësh - duke përfshirë karbonin dhe azotin, të domosdoshëm për sintezën e molekulave organike - një kontribut të rëndësishëm japin edhe yjet më pak masive, të cilët i japin fund jetës së tyre me formimin e një xhuxhi të bardhë dhe një xhuxhi në zgjerim. mjegullnajë planetare. Në fazën përfundimtare të evolucionit, reaksionet bërthamore gjithashtu fillojnë të ndodhin në guaskat e tyre, duke komplikuar përbërjen elementare të materies që më vonë u hodh në hapësirën e jashtme.
Si rezultat, materia ndëryjore e Galaktikës, e përbërë edhe sot e kësaj dite kryesisht nga hidrogjen dhe helium, rezulton të jetë e ndotur (ose e pasuruar - kështu e shikoni) me atome elementësh më të rëndë.

Buckminsterfullerenes (shkurtuar si "fullerenes" ose "buckyballs") - struktura të vogla sferike që përbëhen nga një numër çift (por jo më pak se 60) atome karboni të lidhur në një model të ngjashëm me një top futbolli - u zbuluan për herë të parë në spektrat e një mjegullnaje planetare. në Renë e Vogël të Magelanit (MMO), një nga sistemet yjore më të afërt me galaktikën tonë. Zbulimi u bë në korrik 2010. grupi i punës Teleskopi Hapësinor Spitzer (NASA), i cili kryen vëzhgime në rrezen infra të kuqe. Masa totale e fullereneve që përmbahet në mjegullnajë është vetëm pesë ra? më pak se masa e tokës. Në sfondin e imazhit MMO të marrë nga teleskopi Spitzer, shfaqet një imazh i zmadhuar i mjegullnajës planetare (fushë më e vogël) dhe molekulave të fullerenit që gjenden në të (fushë e madhe), e përbërë nga 60 atome karboni. Deri më sot, tashmë janë marrë raporte për regjistrimin e linjave karakteristike të molekulave të tilla në spektrat e objekteve të vendosura brenda Rrugës së Qumështit.

MOLEKULAT ORGANIKE NË HAPËSIRË

Këta atome transportohen nga "rrymat" e përgjithshme të gazit galaktik, së bashku me të kondensohen në retë molekulare, futen në tufa protoyjore dhe disqe protoplanetare ... për t'u bërë përfundimisht pjesë e sistemeve planetare dhe atyre krijesave që banojnë në to. Të paktën një shembull i një planeti të tillë të banueshëm është i njohur për ne mjaft të besueshëm.

Organike nga inorganike

Jeta tokësore - të paktën nga pikëpamja shkencore - bazohet në kimi dhe është një zinxhir transformimesh reciproke të molekulave. Vërtetë, jo ndonjë, por shumë komplekse, por ende molekula - kombinime të atomeve të karbonit, hidrogjenit, oksigjenit, azotit, fosforit dhe squfurit (dhe nja dy duzina elemente më pak të zakonshme) në përmasa të ndryshme. Kompleksiteti edhe i molekulave më primitive "të gjalla" për një kohë të gjatë na pengoi të njohim përbërjet e zakonshme kimike në to. Kishte një ide që substancat që përbëjnë organizmat e gjallë janë të pajisura me një cilësi të veçantë - "forcë jetësore", prandaj një degë e veçantë e shkencës - kimia organike - duhet të angazhohet në studimin e tyre.
Një nga pikat e kthesës në historinë e kimisë janë eksperimentet e Friedrich Wohler, i cili në 1828 ishte i pari që sintetizoi ure - një substancë organike - nga një inorganike (cianati i amonit). Këto eksperimente ishin hapi i parë drejt konceptit më të rëndësishëm - njohja e mundësisë së origjinës së jetës nga përbërësit "jo të gjallë". Ajo u formulua për herë të parë në terma kimikë specifikë në fillim të viteve 1920 nga biologu sovjetik Alexander Oparin. Sipas mendimit të tij, një përzierje e molekulave të thjeshta (amoniak, ujë, metan, etj.), e njohur tashmë si "supa primordiale", u bë mjedisi për shfaqjen e jetës në Tokë. Në të, nën ndikimin e "injeksioneve" të jashtme të energjisë (për shembull, rrufeja), molekulat organike më të thjeshta u sintetizuan në një mënyrë jo biologjike, të cilat më pas u "mblodhën" në qenie të gjalla shumë të organizuara për një periudhë shumë të gjatë kohore. .

Prova eksperimentale e mundësisë së sintezës organike në "supën primordiale" në fillim të viteve 1950 ishin eksperimentet e famshme të Harold Urey dhe Stanley Miller, të cilat konsistonin në kalimin e shkarkimeve elektrike përmes një përzierjeje të molekulave të mësipërme. Pas disa javësh eksperimenti, në këtë përzierje u gjet një shumëllojshmëri e pasur organike, duke përfshirë aminoacidet dhe sheqernat më të thjeshta. Ky demonstrim i qartë i thjeshtësisë së abiogjenezës lidhej jo vetëm me problemin e origjinës së jetës tokësore, por edhe me problemin më të madh të jetës në Univers: pasi nuk kërkoheshin kushte ekzotike për sintezën e lëndës organike në Tokën e re. , do të ishte logjike të supozohej se procese të tilla ndodhën (ose do të ndodhin) në planetë të tjerë.

Në kërkim të shenjave të jetës

Nëse deri në mesin e shekullit të 20-të, vetëm Marsi konsiderohej në të vërtetë si habitati më i mundshëm për "vëllezërit në mendje", atëherë pas përfundimit të Luftës së Dytë Botërore, vendosja e kontakteve në distancat ndëryjore filloi të dukej si një çështje e afërt. e ardhmja. Ishte në atë kohë që lindën themelet e një shkence të re, e vendosur në kryqëzimin e astronomisë dhe biologjisë. Quhet në shumë mënyra - ekzobiologji, ksenobiologji, bioastronomi - por emri "astrobiologji" përdoret më shpesh. Dhe një nga zbulimet astrobiologjike më të papritura në dekadat e fundit ka qenë realizimi i faktit se “blloqet ndërtuese” më të thjeshta të jetës nuk kishin nevojë të sintetizoheshin në Tokë nga lënda e pajetë, në “supën primordiale”. Ata mund të kishin arritur planetin tonë tashmë në një gjendje gati, sepse molekulat organike, siç doli, janë të bollshme jo vetëm në planetë, por edhe - për të cilën as që dyshohej në fillim - në gazin ndëryjor.
Mjeti më i fuqishëm për studimin e materies jashtëtokësore është analiza spektrale. Ai bazohet në faktin se elektronet në një atom janë në gjendje - ose, siç thonë ata, zënë nivele - me energji të përcaktuara rreptësisht, dhe lëvizin nga niveli në nivel, duke emetuar ose thithur një foton, energjia e të cilit është e barabartë me diferencën midis energjitë e niveleve fillestare dhe përfundimtare. Nëse një atom ndodhet midis vëzhguesit dhe një burimi drite (për shembull, fotosfera e diellit), ai do të "hapë" nga spektri i këtij burimi vetëm fotone të frekuencave të caktuara që mund të shkaktojnë kalime elektronike midis niveleve të energjisë. të këtij atomi. Ulje të errëta shfaqen në spektër në këto frekuenca - linjat e absorbimit. Meqenëse grupi i niveleve është individual jo vetëm për çdo atom, por edhe për çdo jon (një atom i privuar nga një ose më shumë elektrone), është e mundur të përcaktohet me besueshmëri nga grupi i linjave spektrale se cilat atome i kanë shkaktuar ato. Për shembull, nga linjat në spektrin e Diellit dhe yjeve të tjerë, mund të zbuloni se nga përbëhen atmosferat e tyre.
Në vitin 1904, Johannes Hartmann ishte i pari që vendosi një fakt të rëndësishëm: jo të gjitha linjat në spektrat e yjeve e kanë origjinën në atmosferat yjore. Disa prej tyre krijohen nga atome që janë shumë më afër vëzhguesit - jo afër yllit, por në hapësirën ndëryjore. Kështu, për herë të parë u zbuluan shenja të ekzistencës së gazit ndëryjor (më saktë, vetëm një nga përbërësit e tij - kalciumi i jonizuar).
Eshtë e panevojshme të thuhet se ky ishte një zbulim tronditës. Në fund të fundit, pse nuk duhet të ketë kalcium të jonizuar në mjedisin ndëryjor (ISM)? Por ideja se mund të përmbajë jo vetëm atome të jonizuara dhe neutrale të elementeve të ndryshëm, por edhe molekula, dukej fantastike për një kohë të gjatë. ISM në atë kohë konsiderohej një vend i papërshtatshëm për sintezën e të paktën disa përbërjeve komplekse: densitetet dhe temperaturat jashtëzakonisht të ulëta duhet të ngadalësojnë shpejtësinë e reaksioneve kimike në të pothuajse në zero. Dhe nëse papritmas disa molekula shfaqen atje, ato menjëherë do të shpërbëhen përsëri në atome nën ndikimin e dritës së yjeve.
Prandaj, kaluan më shumë se 30 vjet midis zbulimit të gazit ndëryjor dhe njohjes së ekzistencës së molekulave ndëryjore. Në fund të viteve 1930, linjat e absorbimit të ISM u gjetën në rajonin ultravjollcë të spektrit, i cili në fillim nuk mund t'i atribuohej asnjë elementi kimik. Shpjegimi doli të ishte i thjeshtë dhe i papritur: këto linja nuk i përkasin atomeve individuale, por molekulave - komponimet më të thjeshta të karbonit diatomik (CH, CN, CH+). Vëzhgimet e mëtejshme spektrale në intervalin optik dhe ultravjollcë bënë të mundur zbulimin e linjave të përthithjes nga më shumë se një duzinë molekula ndëryjore.

"Hint" e radioastronomisë

Lulëzimi i vërtetë i kërkimit në "asortimentin kimik" ndëryjor filloi pas ardhjes së radio teleskopëve. Fakti është se nivelet e energjisë në një atom - nëse nuk hyni në detaje - lidhen vetëm me lëvizjen e elektroneve rreth bërthamës, por molekulat që bashkojnë disa atome kanë "lëvizje" shtesë që reflektohen në spektër: molekula mund të rrotullohet, të lëkundet, të rrotullohet... Dhe secila prej këtyre lëvizjeve shoqërohet me energji, e cila, ashtu si energjia e një elektroni, mund të ketë vetëm një grup vlerash fikse. Gjendjet e ndryshme të rrotullimit ose dridhjes molekulare quhen gjithashtu "nivele". Kur lëviz nga niveli në nivel, molekula gjithashtu lëshon ose thith një foton. Një ndryshim i rëndësishëm është se energjitë e niveleve rrotulluese dhe vibruese janë relativisht afër. Prandaj, ndryshimi i tyre është i vogël, dhe fotonet e zhytur ose emetuar nga molekula gjatë kalimit nga niveli në nivel nuk bien në rrezet ultravjollcë apo edhe në diapazonin e dukshëm, por në infra të kuqe (tranzicionet vibruese) dhe në rrezen e radios ( tranzicionet rrotulluese).

Astrofizikani sovjetik Iosif Shklovsky ishte i pari që tërhoqi vëmendjen për faktin se linjat e emetimit spektral të molekulave duhet të kërkohen në rrezen e radios. Konkretisht, ai shkroi për një molekulë (më saktë, një radikal të lirë) të hidroksilit OH, i cili në kushte të caktuara bëhet burim i emetimit të radios në një gjatësi vale prej 18 cm, gjë që është shumë e përshtatshme për vëzhgime nga Toka. Ishte hidroksili që u bë molekula e parë në ISM, e zbuluar në vitin 1963 gjatë vëzhgimeve në radio dhe duke plotësuar listën e molekulave diatomike ndëryjore tashmë të njohura.
Por më pas u bë më interesante. Në vitin 1968, u botuan rezultatet e vëzhgimeve të molekulave tre dhe katër atomike - uji dhe amoniaku (H 2 0, NH 3). Një vit më vonë, u shfaq një mesazh për zbulimin në ISM të molekulës së parë organike - formaldehidit (H 2 CO). Që atëherë, astronomët kanë zbuluar çdo vit disa molekula të reja ndëryjore, kështu që numri i përgjithshëm tani i kalon dyqind. Sigurisht, kjo listë dominohet nga komponime të thjeshta që përmbajnë nga dy deri në katër atome, por një pjesë e konsiderueshme (më shumë se një e treta) janë molekula poliatomike.
Një gjysmë e mirë e komponimeve ndëryjore poliatomike në kushte tokësore do t'i atribuonim pa mëdyshje lëndës organike: formaldehid, eter dimetil, alkool metil dhe etilik, etilen glikol, format metil, acid acetik... Molekula më e gjatë e zbuluar në ISM u gjet në 1997. në një nga tufat e dendura të resë molekulare TMS-1 në yjësinë Demi. Për Tokën, ky nuk është një përbërës shumë i zakonshëm nga familja cianopolinë, e cila është një zinxhir prej 11 atomesh karboni, në njërën skaj të të cilit është "i lidhur" një atom hidrogjeni, në tjetrin - një atom azoti. Në të njëjtën mpiksje u gjetën molekula të tjera organike, por për disa arsye është veçanërisht e pasur me molekula cianopolinë me zinxhirë karboni me gjatësi të ndryshme (3, 5, 7, 9, 11 atome), për të cilat u quajt "maja e cianopolinës". .
Një tjetër objekt i njohur me një "përmbajtje organike" të pasur është reja molekulare Sgr B2(N), e vendosur pranë qendrës së galaktikës sonë në drejtim të yjësisë së Shigjetarit. Ai përmban një numër veçanërisht të madh të molekulave komplekse. Sidoqoftë, ai nuk ka ndonjë ekskluzivitet në këtë drejtim - përkundrazi, efekti i "kërkimit nën fener" është shkaktuar këtu. Gjetja e molekulave të reja, veçanërisht ato organike, është një detyrë shumë e vështirë dhe vëzhguesit shpesh preferojnë t'i drejtojnë teleskopët e tyre në zonat e qiellit që kanë më shumë gjasa të kenë sukses. Prandaj, ne dimë shumë për përqendrimin e organikëve në retë molekulare të Demit, Orionit, Shigjetarit dhe pothuajse nuk kemi informacion për përmbajtjen e molekulave komplekse në shumë re të tjera të ngjashme. Por kjo nuk do të thotë aspak se organet nuk janë aty - thjesht "antenat nuk kanë arritur ende" në këto objekte.

Vështirësi në deshifrim

Këtu është e nevojshme të sqarohet se çfarë do të thotë "kompleksitet" në këtë rast. Edhe një analizë elementare e spektrit yjor është një detyrë shumë e vështirë. Po, grupi i linjave të çdo atomi dhe joni është rreptësisht individual, por në spektrin e një ylli, linjat e shumë dhjetëra elementëve mbivendosen me njëra-tjetrën dhe mund të jetë shumë e vështirë t'i "rendisësh" ato. Në rastin e spektrave të molekulave organike, situata bëhet më e ndërlikuar në disa drejtime njëherësh. Shumica e linjave të shumta të emetimit (përthithjes) të atomeve dhe joneve bien brenda një diapazoni të ngushtë spektral të arritshëm për vëzhgime nga Toka. Molekulat komplekse kanë gjithashtu mijëra rreshta, por këto linja janë "të shpërndara" shumë më të gjera - nga diapazoni i afërt infra të kuqe (njësi dhe dhjetëra mikrometra) në rrezen e radios (dhjetëra centimetra).
Le të themi se duam të vërtetojmë se ekziston një molekulë akrilonitrili (CH 2 CHCN) në renë molekulare. Për këtë, së pari duhet të dihet se në cilat rreshta rrezaton kjo molekulë. Por për shumë komponime të dhëna të tilla nuk janë të disponueshme! Metodat teorike jo gjithmonë bëjnë të mundur llogaritjen e pozicionit të linjave dhe në laborator shpesh nuk mund të matet spektri i një molekule, për shembull, sepse është e vështirë ta izolosh atë në formën e saj të pastër. Së dyti, është e nevojshme të llogariten intensitetet relative të këtyre linjave. Shkëlqimi i tyre varet nga vetitë e molekulës dhe nga parametrat e mjedisit (temperatura, dendësia, etj.) në të cilën ndodhet. Teoria do të bëjë të mundur parashikimin që në renë molekulare të hetuar vija në një gjatësi vale duhet të jetë tre herë më e ndritshme se vija e së njëjtës molekulë në një gjatësi vale tjetër. Nëse linjat gjenden në gjatësitë valore të kërkuara, por me raport të gabuar të intensiteteve, kjo është një arsye e rëndë për të dyshuar në korrektësinë e identifikimit të tyre. Sigurisht, për të zbuluar në mënyrë të besueshme një molekulë, është e nevojshme të vëzhgoni renë në gamën më të gjerë të mundshme spektrale. Por një pjesë e konsiderueshme e rrezatimit elektromagnetik nga hapësira nuk arrin në sipërfaqen e Tokës! Kjo do të thotë që njeriu ose duhet të vëzhgojë spektrin e molekulës në mënyrë fragmentare në "dritaret e transparencës" të atmosferës së tokës, gjë që, natyrisht, nuk i shton besueshmërinë rezultateve të marra, ose të përdorë një teleskop hapësinor, i cili është jashtëzakonisht i rrallë. Së fundi, mos harroni se linjat e molekulës së dëshiruar do të duhet të dallohen nga molekulat e tjera, nga të cilat ka dhjetëra varietete, dhe secila ka mijëra rreshta ...
Prandaj, nuk është për t'u habitur që astronomët kanë kërkuar prej vitesh të identifikojnë disa "përfaqësues" të organikës kozmike. Tregues në këtë drejtim është historia e zbulimit të glicinës, aminoacidit më të thjeshtë, në ISM. Megjithëse raportet e regjistrimit të tipareve karakteristike të kësaj molekule në spektrat e reve molekulare janë shfaqur vazhdimisht, fakti i pranisë së saj ende nuk njihet përgjithësisht: megjithëse shumë linja, sikur i përkasin glicinës, janë vërejtur në të vërtetë, linjat e tjera të pritshme të saj mungojnë në spektra, gjë që jep arsye për të dyshuar në identifikimin.

Laboratorët e shkrirjes ndëryjore

Por e gjithë kjo është kompleksiteti i vëzhgimeve. Në teori, gjatë dekadave të fundit, situata me sintezën organike ndëryjore është bërë shumë më e qartë, dhe tani ne e kuptojmë qartë se idetë fillestare rreth inertitetit kimik të ISM ishin të gabuara. Për ta bërë këtë, natyrisht, na u desh të mësonim shumë për përbërjen dhe vetitë fizike paraprakisht. Një pjesë e konsiderueshme e vëllimit të hapësirës ndëryjore është me të vërtetë "sterile". Ai është i mbushur me gaz shumë të nxehtë dhe të rrallë, me temperatura që variojnë nga mijëra në miliona kelvin dhe është i përshkuar me rrezatim të fortë dhe me energji të lartë. Por ka edhe kondensime individuale të lëndës ndëryjore në galaktikë, ku temperatura është e ulët (nga disa në dhjetëra kelvins), dhe dendësia është dukshëm më e lartë se mesatarja (qindra ose më shumë grimca për centimetër kub). Gazi në këto kondensime përzihet me pluhurin, i cili në mënyrë efektive thith rrezatimin e fortë, si rezultat i të cilit brendësia e tyre - e ftohtë, e dendur, e errët - rezulton të jetë një vend i përshtatshëm për shfaqjen e reaksioneve kimike dhe grumbullimin e molekulave. Në thelb, "laboratorë hapësinorë" të tillë gjenden në retë molekulare të përmendura tashmë. Së bashku ata zënë më pak se një përqind të vëllimit të përgjithshëm të diskut galaktik, por ato përmbajnë rreth gjysmën e masës së materies ndëryjore në Rrugën e Qumështit.

Hidrokarburet aromatike policilike (PAH) janë komponimet më komplekse që gjenden në hapësirën ndëryjore. Ky imazh me rreze infra të kuqe i një rajoni formues yjor në yjësinë Cassiopeia tregon strukturat molekulare të disa prej tyre (atomet e hidrogjenit janë të bardhë, atomet e karbonit janë gri, atomet e oksigjenit janë të kuq), si dhe disa nga linjat e tyre karakteristike spektrale. Shkencëtarët besojnë se në të ardhmen e afërt spektri i PAH do të jetë me vlerë të veçantë për deshifrimin e përbërjes kimike të mediumit ndëryjor duke përdorur spektroskopinë infra të kuqe.

MOLEKULAT ORGANIKE NË HAPËSIRË

Përbërja elementare e reve molekulare i ngjan përbërjes së Diellit. Në thelb, ato përbëhen nga hidrogjen - më saktë, molekulat e hidrogjenit H 2 me një "aditiv" të vogël të heliumit. Elementët e mbetur janë të pranishëm në nivelin e papastërtive të vogla me një përmbajtje relative prej rreth 0,1% (për oksigjen) dhe më poshtë. Prandaj, numri i molekulave që përmbajnë këto atome të papastërtive është gjithashtu shumë i vogël në krahasim me molekulën më të zakonshme H2. Por pse formohen fare këto molekula? Në Tokë, objekte speciale përdoren për sintezën kimike, duke siguruar densitet dhe temperatura mjaft të larta. Si funksionon një "reaktor kimik" ndëryjor - i ftohtë dhe i rrallë?
Duhet mbajtur mend këtu se astronomia merret me shkallë të tjera kohore. Në Tokë, ne duhet të arrijmë rezultate shpejt. Natyra nuk nxiton. Sinteza e organeve ndëryjore kërkon qindra mijëra e miliona vjet. Por edhe këto reagime të ngadalta kërkojnë një katalizator. Në retë molekulare, roli i saj luhet nga grimcat e rrezeve kozmike. Formimi i një lidhjeje CH mund të konsiderohet hapi i parë drejt sintezës së molekulave organike komplekse. Por nëse thjesht merrni një përzierje të molekulave të hidrogjenit dhe atomeve të karbonit, kjo lidhje nuk do të formohet vetvetiu. Një tjetër gjë është nëse disa nga atomet dhe molekulat kthehen disi në jone. Reaksionet kimike që përfshijnë jonet zhvillohen shumë më shpejt. Është ky jonizimi fillestar që sigurohet nga rrezet kozmike, duke nisur një zinxhir ndërveprimesh, gjatë të cilit atomet e elementeve të rënda (karboni, azoti, oksigjeni) fillojnë të "lidhin" atomet e hidrogjenit me vete, duke formuar molekula të thjeshta, duke përfshirë ato të zbuluara në ISM në radhë të parë (CH dhe CH+).
Sinteza e mëtejshme është edhe më e lehtë. Molekulat diatomike bashkojnë atome të reja hidrogjeni në vetvete, duke u shndërruar në tre dhe katër atomike (CH 2 +, CH 3 +), molekulat poliatomike fillojnë të reagojnë me njëra-tjetrën, duke u shndërruar në komponime më komplekse - acetilen, acid hidrocianik (HCN), amoniak, formaldehid, të cilat, nga ana tjetër, bëhen "blloqe ndërtuese" për sintezën e organeve komplekse.
Pasi rrezet kozmike dhanë shtysën parësore reaksionet kimike, grimcat e pluhurit kozmik bëhen një katalizator i rëndësishëm për sintezën organike ndëryjore. Ato jo vetëm që mbrojnë rajonet e brendshme të reve molekulare nga rrezatimi shkatërrues, por gjithashtu sigurojnë sipërfaqen e tyre për "prodhimin" efikas të shumë molekulave inorganike dhe organike. Në tërësinë e reaksioneve, nuk është e vështirë të imagjinohet formimi i jo vetëm i glicinës, por edhe i komponimeve më komplekse. Në këtë kuptim, mund të themi se detyra për të zbuluar aminoacidin më të thjeshtë ka më shumë një kuptim sportiv: kush do të jetë i pari që do ta gjejë atë me siguri në hapësirë. Shkencëtarët nuk kanë dyshim se glicina është e pranishme në retë molekulare.

Si të mbijetoni "molekulat e jetës"

Në përgjithësi, në ky moment mund të konsiderohet e provuar se për sintezën e lëndës organike nuk është e nevojshme një "sup primare". Natyra e përballon në mënyrë të përkryer këtë detyrë në hapësirën e jashtme. Por a ka ndonjë lidhje materia organike ndëryjore me shfaqjen e jetës? Në të vërtetë, yjet dhe sistemet planetare janë formuar në retë molekulare dhe, natyrisht, "thithin" substancën e tyre. Megjithatë, para se të bëhet një planet, kjo substancë kalon nëpër kushte mjaft të vështira të diskut protoplanetar dhe jo më pak të ashpra të Tokës së re. Fatkeqësisht, aftësia jonë për të studiuar evolucionin e përbërjeve organike në disqet protoplanetare është shumë e kufizuar. Ato janë shumë të vogla në madhësi dhe është edhe më e vështirë të kërkosh për molekula organike në to sesa në retë molekulare. Deri më tani, rreth një duzinë molekula janë gjetur në sistemet planetare formuese të yjeve të tjerë. Sigurisht, ato përfshijnë gjithashtu komponime organike të thjeshta (në veçanti, formaldehid), por ne nuk mund të përshkruajmë akoma më në detaje evolucionin e organeve në këto kushte.
Hulumtimi i sistemit tonë planetar vjen në shpëtim. Vërtetë, ajo tashmë është më shumë se katër miliardë e gjysmë vjet e vjetër, por një pjesë e materies së saj parësore protoplanetare është ruajtur deri më sot në disa meteorite. Pikërisht në to, bollëku i lëndës organike doli të ishte mjaft mbresëlënës - veçanërisht në të ashtuquajturat kondrite karbonike, të cilat përbëjnë disa përqind të numri total"gurët qiellorë" që ranë në tokë. Ata kanë një strukturë balte të lirshme, janë të pasura me ujë të lidhur, por më e rëndësishmja, një pjesë e konsiderueshme e substancës së tyre është "e pushtuar" nga karboni, i cili është pjesë e shumë përbërjeve organike. Lënda organike meteoritike përbëhet nga molekula relativisht të thjeshta, ndër të cilat ka aminoacide, dhe baza azotike, dhe (acidet karboksilike dhe "materia organike e patretshme", e cila është produkt i polimerizimit (katranimit) të përbërjeve më të thjeshta. Natyrisht, ne nuk mund të tani thoni me besim se kjo lëndë organike ishte "trashëguar" nga substanca e tufës molekulare protosolare, por dëshmitë indirekte tregojnë këtë - në veçanti, një tepricë e qartë e izotopomerave të një numri molekulash u gjet në meteorite.

	Acetaldehidi (majtas) dhe izomerët e tij, alkooli vinil dhe oksidi i etilenit, janë zbuluar gjithashtu në hapësirën ndëryjore.
10 tetë-atomësh		Në vitin 1997, vëzhgimet në radio konfirmuan praninë e acidit acetik në hapësirë.
9 molekula me nëntë atome dhe 17 molekula që përmbajnë nga 10 deri në 70 atome		Disa nga molekulat më të rënda (dhe më të gjata) të gjetura në hapësirën e jashtme i përkasin klasës së poliineve - ato përmbajnë disa lidhje të trefishta të lidhura në seri "në një zinxhir" me lidhje të vetme. Ato nuk ndodhin në tokë.
MOLEKULAT AKTUALE TË ZBULUARA NË HAPËSIRËN NDËRYJORE

Izotopomeret ose izotopologët janë molekula në të cilat një ose më shumë atome zëvendësohen nga një izotop i vogël (jo më i zakonshmi) i një elementi kimik. Për shembull, izotopomeri është uji i rëndë, në të cilin izotopi i lehtë i hidrogjenit protium zëvendësohet nga deuteriumi. Një tipar i kimisë së reve molekulare është se izotopomerët formohen në to në mënyrë disi më efikase sesa molekulat "të zakonshme". Për shembull, përmbajtja e formaldehidit të deuteruar (HDCO) mund të jetë dhjetëra përqind e përmbajtjes së formaldehidit konvencional - pavarësisht nga fakti se, në përgjithësi, atomet e deuteriumit (D) në hapësirë ​​janë njëqind mijë herë më pak se atomet e protiumit (H). . Molekulat ndëryjore i japin të njëjtën "preferencë" izotopit të azotit 15N mbi 14N të zakonshëm. Dhe i njëjti mbipasurim relativ vërehet në organikën e meteorit.
Deri më tani, tre përfundime të rëndësishme mund të nxirren nga të dhënat e disponueshme. Së pari, komponimet organike të një shkalle shumë të lartë kompleksiteti sintetizohen në mënyrë shumë efikase në mjedisin ndëryjor të galaktikave tona dhe të galaktikave të tjera. Së dyti, këto komponime mund të ruhen në disqe protoplanetare dhe të jenë pjesë e planetesimaleve - "embrionet" e planetëve. Dhe së fundi, edhe nëse lënda organike "nuk i mbijetonte" vetë procesit të formimit të Tokës ose një planeti tjetër, ajo mund të arrijë atje më vonë me meteoritët (siç ndodh sot).
Natyrisht, lind pyetja se sa larg mund të shkojë sinteza organike në fazën paraplanetare. Por, çka nëse jo “blloqet ndërtuese” për origjinën e jetës, por vetë jeta, do të vinin në Tokë me meteoritët? Në fund të fundit, në fillim të shekullit të 20-të dukej e pamundur që edhe molekula të thjeshta diatomike të shfaqeshin në ISM. Tani ne po gjejmë masivisht në retë molekulare substanca emrat e të cilëve janë të vështirë të shqiptohen herën e parë. Zbulimi i aminoacideve në ISM ka shumë të ngjarë vetëm një çështje kohe. Çfarë na pengon të bëjmë hapin tjetër dhe të supozojmë se meteoritët sollën jetë në Tokë "në formë të përfunduar"?
Në të vërtetë, disa herë në literaturë ka pasur raportime se mbetjet e organizmave më të thjeshtë jashtëtokësorë u gjetën në meteoritë ... Megjithatë, deri më tani ky informacion është shumë i pabesueshëm dhe i shpërndarë për t'u përfshirë me besim në tablonë e përgjithshme të origjinës së jetës. .

Ndërsa proceset bërthamore "të nxehta" në hapësirë ​​- gjendja plazmatike, nukleogjeneza (procesi i elementeve) brenda yjeve, etj. - merren kryesisht nga fizika. - një fushë e re e njohurive, e cila mori zhvillim të rëndësishëm në gjysmën e dytë të shekullit të 20-të. kryesisht për shkak të suksesit të astronautikës. Më parë, studimet e proceseve kimike në hapësirën e jashtme dhe përbërjen e trupave kozmikë kryheshin kryesisht nga rrezatimi nga Dielli, yjet dhe, në një farë mase, nga shtresat e jashtme të planetëve. Kjo metodë bëri të mundur zbulimin e elementit në Diell edhe para se të zbulohej në Tokë. E vetmja metodë e drejtpërdrejtë për studimin e trupave kozmikë ishte përbërja fazore e meteoritëve të ndryshëm që ranë në Tokë. Kështu, u grumbullua një material i rëndësishëm, i cili ka një rëndësi thelbësore për zhvillimin e mëtejshëm. Zhvillimi i astronautikës, fluturimet e stacioneve automatike në planetët e sistemit diellor - Hëna, Venusi, Marsi - dhe, së fundi, vizita e Hënës nga njeriu hapi mundësi krejtësisht të reja. Para së gjithash, ky është një eksplorim i drejtpërdrejtë i Hënës me pjesëmarrjen e kozmonautëve ose duke marrë mostra me automjete automatike (të lëvizshme dhe të palëvizshme) dhe duke i dorëzuar ato në Tokë për studime të mëtejshme në laboratorët kimikë. Për më tepër, automjetet automatike të zbritjes bënë të mundur studimin e kushteve të ekzistencës së tij në dhe në sipërfaqen e planetëve të tjerë në sistemin diellor, kryesisht Marsit dhe Venusit. Një nga detyrat më të rëndësishme është të studiohet, në bazë të përbërjes dhe shpërndarjes së trupave kozmikë, dëshira për të shpjeguar bazë kimike origjinën dhe historinë e tyre. Vëmendja më e madhe i kushtohet problemeve të përhapjes dhe shpërndarjes. Prevalenca në hapësirë ​​përcaktohet nga nukleogjeneza brenda yjeve. Përbërja kimike e Diellit, planetëve tokësorë të sistemit diellor dhe meteoritëve, me sa duket, është pothuajse identike. Formimi i bërthamave shoqërohet me procese të ndryshme bërthamore në yje. Prandaj, në faza të ndryshme të zhvillimit të tyre, yje të ndryshëm dhe sisteme yjore kanë përbërje të ndryshme kimike. Yjet e njohur me veçanërisht të fortë vijat spektrale Ba ose Mg ose Li, etj. Shpërndarja fazore në proceset kozmike është jashtëzakonisht e larmishme. Gjendja e grumbullimit dhe faza në hapësirë ​​në faza të ndryshme të transformimeve të saj ndikohen në shumë mënyra: 1) një varg i madh, nga yjor në zero absolute; 2) një gamë e madhe, nga miliona në kushtet e planetëve dhe yjeve në hapësirë; 3) rrezatimi galaktik dhe diellor që depërton thellë përbërje të ndryshme dhe intensiteti; 4) rrezatimi që shoqëron shndërrimin e të paqëndrueshme në të qëndrueshme; 5) fusha magnetike, gravitacionale dhe fusha të tjera fizike. Është vërtetuar se të gjithë këta faktorë ndikojnë në përbërjen e kores së jashtme të planetëve, predhave të tyre të gazta, meteoritike, kozmike etj. Në të njëjtën kohë, proceset e fraksionimit në hapësirë ​​nuk kanë të bëjnë vetëm me përbërjen atomike, por edhe me përbërjen izotopike. Përcaktimi i izotopeve që kanë lindur nën ndikimin e rrezatimit ju lejon të depërtoni thellë në historinë e proceseve të formimit të planetëve, asteroideve, meteoritëve dhe të përcaktoni moshën e këtyre proceseve. Për shkak të kushteve ekstreme në hapësirën e jashtme, ndodhin procese dhe ndodhin gjendje që nuk janë karakteristike për Tokën: gjendja plazmatike e yjeve (për shembull, Dielli); kondensimi i He, Na, CH 4, NH 3 dhe të tjera të paqëndrueshme në planetet kryesore në shumë të ulët; formimi i inoxit në hapësirë ​​në Hënë; struktura kondrite e meteoriteve gurore; formimi i organikës komplekse në meteoritë dhe, ndoshta, në sipërfaqen e planetëve (për shembull, Marsi). Në hapësirën ndëryjore, ato gjenden në elementë jashtëzakonisht të vegjël dhe të shumtë, si dhe (, etj.) dhe, së fundi, ekziston një sintezë e komplekseve të ndryshme (që dalin nga dielli primar H, CO, NH 3, O 2, N. 2, S dhe komponime të tjera të thjeshta në kushte ekuilibri me pjesëmarrjen e rrezatimit). Të gjitha këto organike në meteorite, në hapësirën ndëryjore - nuk janë optikisht aktive.

Me zhvillimin e astrofizikës dhe disa shkencave të tjera, mundësitë e marrjes së informacionit në lidhje me . Pra, kërkimet në mediumin ndëryjor kryhen me anë të metodave të radioastronomisë. Deri në fund të vitit 1972, më shumë se 20 lloje u zbuluan në hapësirën ndëryjore, duke përfshirë disa organike mjaft komplekse, që përmbajnë deri në 7 lloje. Është vërtetuar se vlerat e tyre të vëzhguara janë 10-100 milion herë më pak se. Këto metoda gjithashtu lejojnë, duke krahasuar linjat radio të varieteteve izotopike të njërit (për shembull, H 2 12 CO dhe H 2 13 CO), të hetojnë përbërjen izotopike të ndëryjore dhe të kontrollojnë korrektësinë e teorive ekzistuese të origjinës.

Me rëndësi të jashtëzakonshme për njohjen e kozmosit është studimi i një procesi kompleks me shumë faza me temperaturë të ulët, për shembull, kalimi i diellit në planetët e ngurtë të sistemit diellor, asteroidet, meteoritët, i shoqëruar nga rritja e kondensimit, grumbullimi. (rritja e masës, "rritja" e ndonjërit duke shtuar grimca nga jashtë, për shembull nga një re gazi dhe pluhuri) dhe agregatet parësore të grumbullimit (fazat) me humbje të njëkohshme të avullimit në hapësirën e jashtme. Në hapësirë, në relativisht të ulët (5000-10000 ° C), fazat e ngurta me përbërje të ndryshme kimike (në varësi të ), të karakterizuara nga energji të ndryshme lidhëse, potenciale oksiduese etj., precipitojnë në mënyrë të njëpasnjëshme nga ajo ftohëse. Për shembull, në kondrite, silikate, metalike, sulfide, kromit, fosfid, karbid dhe faza të tjera që grumbullohen në një moment të historisë së tyre në një meteorit guror dhe, ndoshta, në një mënyrë të ngjashme në planetë të tipit tokësor.

Më tej, në planetë, procesi i diferencimit të lëndës së ngurtë ndodh, duke u ftohur në predha - një bërthamë metalike, faza silikate (manteli dhe kore) dhe - tashmë si rezultat i ngrohjes dytësore të planetëve nga nxehtësia radiogjenike. origjina e lëshuar gjatë kalbjes së elementeve radioaktive dhe, ndoshta, të tjera. Ky proces i shkrirjes është gjithashtu karakteristik për Hënën, Tokën, Marsin dhe Venusin gjatë vullkanizmit. Ai bazohet në parimin universal të ndarjes së zonës, duke ndarë të shkrirë (për shembull, kore dhe) nga manteli zjarrdurues i planetëve. Për shembull, CaSiO 3 + CO 2 primar diellor arrin një gjendje ekuilibri ku përmban 97% CO 2 në 90 atm. Shembulli i Hënës sugjeron që ato dytësore (vullkanike) nuk mbahen nga një trup qiellor nëse masa e tij është e vogël.

Përplasjet në hapësirën e jashtme (qoftë midis grimcave të meteoritit, ose gjatë ndikimit të meteoritëve dhe grimcave të tjera në sipërfaqen e planetëve) për shkak të shpejtësitë kozmike lëvizjet mund të shkaktojnë termike, duke lënë gjurmë në strukturën e trupave të ngurtë kozmikë dhe formimin e kratereve të meteoritëve. Kjo ndodh midis trupave hapësinorë. Për shembull, sipas vlerësimit minimal, të paktën 1 × për të tjerët, dhe në rastin e përgjithshëm - në një ndryshim në izotopin ose përbërje atomike", 1971, shek. njëmbëdhjetë; Aller L. H., përkth. nga anglishtja, M., 1963; Seaborg G. T., Valens E. G., Elements of the Universe, përkth. nga anglishtja, botimi i dytë, M., 1966; Merrill P. W., Kimia e hapësirës, ​​Ann Arbor, 1963; Spitzer L., Materia e përhapur në hapësirë, N. Y., 1968; Snyder L. E., Buhl D., Molecules in the interyllar medium, Sky and Telescope, 1970, v. 40, f. 267, 345.

"Bisha dhe zogu, yjet dhe guri - ne jemi të gjithë një, të gjithë një ..." mërmëriti Kobra, duke ulur kapuçin e saj dhe gjithashtu duke u lëkundur. - Gjarpri dhe fëmija, guri dhe ylli - të gjithë jemi një ...

Pamela Travers. "Mary Poppins"

Për të vendosur mbizotërimin e elementeve kimike në Univers, është e nevojshme të përcaktohet përbërja e materies së tij. Dhe është e përqendruar jo vetëm në objekte të mëdha - yje, planetë dhe satelitët e tyre, asteroidet, kometat. Natyra, siç e dini, nuk e toleron zbrazëtinë, dhe për këtë arsye hapësira e jashtme është përtej plot me gaz dhe pluhur ndëryjor. Fatkeqësisht, vetëm materia tokësore (dhe vetëm ajo që është "nën këmbët tona") dhe një sasi shumë e vogël e tokës dhe meteoritëve hënor, fragmente të trupave kozmikë dikur ekzistues, janë në dispozicion për ne për studim të drejtpërdrejtë.

Si të përcaktohet përbërja kimike e objekteve mijëra vite dritë larg nesh? U bë e mundur të merret i gjithë informacioni i nevojshëm për këtë pas zhvillimit në 1859 nga shkencëtarët gjermanë Gustav Kirchhoff dhe Robert Bunsen të metodës së analizës spektrale. Dhe në 1895, Wilhelm Conrad Roentgen, një profesor në Universitetin e Würzburgut, zbuloi aksidentalisht një rrezatim të panjohur, të cilin shkencëtari e quajti rreze X (tani ato njihen si rreze X). Falë këtij zbulimi, u shfaq spektroskopia me rreze X, e cila lejondrejtpërdrejt nga spektri për të përcaktuar numrin rendor të elementit.

Baza e analizës spektrale dhe spektrale me rreze X është aftësia e atomeve të secilit element kimik për të emetuar ose thithur energji në formën e valëve me një gjatësi karakteristike të përcaktuar rreptësisht vetëm për të, e cila kapet nga pajisje speciale - spektrometri. . Atomi lëshon valë dritë e dukshme gjatë tranzicionit të elektroneve në nivele të jashtme, dhe shtresat më "të thella" elektronike janë përgjegjëse për rrezatimin me rreze X. Nga intensiteti i linjave të caktuara në spektër, ata zbulojnë përmbajtjen e elementit në një trup të caktuar qiellor.

Nga fundi i XX në. spektrat e shumë objekteve në Univers janë studiuar dhe një sasi e madhe e materialit statistikor është grumbulluar. Natyrisht, të dhënat për përbërjen kimike të trupave kozmikë dhe materies ndëryjore nuk janë përfundimtare dhe janë duke u rafinuar vazhdimisht, por falë informacionit të mbledhur tashmë, u arrit të përcaktohet llogaritni përmbajtjen mesatare të elementeve në hapësirë.

Të gjithë trupat në Univers përbëhen nga atome të të njëjtëve elementë kimikë, por përmbajtja e tyre në objekte të ndryshme është e ndryshme. Në këtë rast, vërehen modele interesante. Liderët në prevalencë janë hidrogjeni (atomet e tij në hapësirë ​​janë 88.6%) dhe heliumi (11.3%). Elementet e mbetur përbëjnë vetëm 1%! Karboni, azoti, oksigjeni, neoni, magnezi, silikoni, squfuri, argoni dhe hekuri janë gjithashtu të zakonshme në yje dhe planetë. Kështu, mbizotërojnë elementët e lehtë. Por ka përjashtime. Midis tyre është një "dështim" në fushën e litiumit, beriliumit dhe borit dhe një përmbajtje e ulët e fluorit dhe skandiumit, shkaku i të cilit ende nuk është përcaktuar.

Modelet e zbuluara mund të paraqiten në formën e një grafiku. Nga pamja e jashtme, ajo i ngjan një sharre të vjetër, dhëmbët e së cilës janë konsumuar në mënyra të ndryshme, madje disa janë thyer. Majat e dhëmbëve korrespondojnë me elementë me numra serialë çift (d.m.th., ato në të cilat numri i protoneve në bërthama është çift). Ky model quhet rregulli Oldo-Harkins sipas kimistit italian Giuseppe Oddo (1865-1954) dhe fizikan amerikan dhe kimisti William Harkins (1873–1951). Sipas këtij rregulli, bollëku i një elementi me ngarkesë çift është më i madh se fqinjët e tij me një numër tek protonet në bërthamë. Nëse elementi ka një numër të barabartë neutronesh, atëherë ai ndodh edhe më shpesh dhe formon më shumë izotope. Ekzistojnë 165 izotopë të qëndrueshëm në univers që kanë një numër çift neutronesh dhe protonesh; 56 izotope me një numër çift protonesh dhe një numër tek neutronet; 53 izotope që kanë një numër çift neutronesh dhe një numër tek protonet; dhe vetëm 8 izotope me një numër tek neutronet dhe protonet.

Është i mrekullueshëm dhe një tjetër maksimum që i atribuohet hekurit - një nga elementët më të zakonshëm. Në grafik, dhëmbi i tij ngrihet si Everesti. Kjo është për shkak të energjisë së lartë lidhëse në thelbin e hekurit - më e larta midis të gjithë elementëve kimikë.

Dhe këtu është dhëmbi i thyer i sharrës sonë - në grafik nuk ka vlerë për përhapjen e teknetiumit, elementi nr. 43, në vend të tij ka një boshllëk. Do të duket se është kaq e veçantë? Teknetiumi ndodhet në mes të tabelës periodike, mbizotërimi i fqinjëve të tij i nënshtrohet modeleve të përgjithshme. Dhe këtu është gjëja: ky element thjesht "përfundoi" shumë kohë më parë, gjysma e jetës së izotopit të tij më jetëgjatë 2.12.10 6 vjet. Teknetium nuk u zbulua as në kuptimin tradicional të fjalës: ai u sintetizua artificialisht në 1937, dhe më pas rastësisht. Por ja çfarë është interesante: në vitin 1960, një linjë e elementit "inekzistent" nr. 43 u zbulua në spektrin e Diellit! Ky është një konfirmim brilant i faktit se sinteza e elementeve kimike në brendësi të yjeve vazhdon edhe sot e kësaj dite.

Dhëmbi i dytë i thyer është mungesa e prometiumit në grafikun (nr. 61), dhe shpjegohet me të njëjtat arsye. Gjysma e jetës së izotopit më të qëndrueshëm të këtij elementi është shumë e shkurtër, vetëm 18 vjet. Dhe deri më tani, ai nuk e ka bërë veten të ndihet askund në hapësirë.

Nuk ka fare elementë me numra serialë më të mëdhenj se 83 në grafik: ata janë gjithashtu shumë të paqëndrueshëm dhe ka jashtëzakonisht pak prej tyre në hapësirë.

Bovyka Valentina Evgenievna

Shkarko:

Pamja paraprake:

Institucion arsimor buxhetor komunal

mesatare shkollë gjithëpërfshirëse Nr 20 Krasnodar

Shpërndarja e elementeve kimike në Tokë dhe në hapësirë. Formimi i elementeve kimike në procesin e nukleosintezës primare dhe në brendësi të yjeve.

Abstrakt i fizikës

Bërë nga një student:

10 klasë "B" MBOU shkolla e mesme nr. 20 e Krasnodarit

Bovyka Valentina

Mësues:

Skryleva Zinaida Vladimirovna

Krasnodar

2016

1. Kimia e hapësirës, ​​e cila studion kiminë e hapësirës.
2. Disa terma.
3. Përbërja kimike e planetëve të sistemit diellor dhe hënës.
4. Përbërja kimike e kometave, meteoritëve.
5. nukleosinteza primare.
6. Procese të tjera kimike në univers.
7. Yjet.
8. medium ndëryjor
9. Lista e burimeve të përdorura

Kimia e Hapësirës. Çfarë studion kimia e hapësirës?

Lënda e studimit të kimisë së hapësirës është përbërja kimike e trupave kozmikë (planetet, yjet, kometat etj.), hapësira ndëryjore, si dhe proceset kimike që ndodhin në hapësirë.

Kimia e kozmosit merret kryesisht me proceset që ndodhin gjatë bashkëveprimit atomiko-molekular të substancave, dhe fizika merret me nukleosintezën brenda yjeve.

Disa terma

Për lehtësinë e perceptimit të materialit të mëposhtëm, nevojitet një fjalorth i termave.

Yjet - topa masivë gazi ndriçues, në zorrët e të cilave ndodhin reaksionet e sintezës së elementeve kimike.

Planeti - trupat qiellorë që rrotullohen në orbita rreth yjeve ose mbetjeve të tyre.

Kometat - trupat hapësinorë, të cilët përbëhen nga gazra të ngrirë, pluhur.

meteoritët - trupa të vegjël kozmikë që bien në Tokë nga hapësira ndërplanetare.

Meteorë - fenomene në formën e një shtegu ndriçues, i cili është për shkak të ndikimit të një meteori në atmosferën e Tokës.

medium ndëryjor- lënda e rrallë, rrezatimi elektromagnetik dhe fusha magnetike që mbushin hapësirën midis yjeve.

Përbërësit kryesorë të materies ndëryjore: gazi, pluhuri, rrezet kozmike.

Nukleosinteza - procesi i formimit të bërthamave të elementeve kimike (më të rënda se hidrogjeni) gjatë reaksioneve të shkrirjes bërthamore.

Përbërja kimike e planetëve të sistemit diellor dhe hënës

Planetët e sistemit diellor janë trupa qiellorë që rrotullohen rreth një ylli të quajtur Dielli.

Sistemi diellor përbëhet nga 8 planete: Mërkuri, Venusi, Toka, Marsi, Jupiteri, Saturni, Urani, Neptuni.

Le të shqyrtojmë secilin planet veç e veç.

Mërkuri

Planeti më i afërt me Diellin në sistemin diellor, planeti më i vogël. Diametri i Mërkurit është afërsisht 4870 km.

Përbërje kimike

Bërthama e planetit është hekuri, ferromagnetik. Përmbajtja e hekurit = 58%

Atmosfera, sipas një të dhënë, përbëhet kryesisht nga azoti (N 2 ) i përzier me dioksid karboni (CO 2 ), sipas të tjerëve - nga heliumi (Ai), neoni (Ne) dhe argoni (Ar).

Venusi

Planeti i dytë në sistemin diellor. Diametri ≈ 6000 km.

Përbërje kimike

Bërthama është hekuri, manteli përmban silikate, karbonate.

Atmosfera është 97% dioksid karboni (CO 2 ), pjesa tjetër është azot (N 2 ), ujë (H 2 O) dhe oksigjen (O 2 ).

Toka

Planeti i tretë i sistemit diellor, i vetmi planet në sistemin diellor me kushtet më të favorshme për jetë. Diametri është afërsisht 12.500 km.

Përbërje kimike

Bërthama hekuri. Korja e Tokës përmban oksigjen O 2 (49%), silic Si (26%), alumin Al (4.5%), si dhe elementë të tjerë kimikë. Atmosfera përbëhet nga 78% nitrogjen (N 2 ), 21% nga oksigjeni (O 2 ) dhe 0.03% nga dioksidi i karbonit (CO 2 ), pjesa tjetër janë gaze inerte, avujt e ujit dhe papastërtitë. Hidrosfera përbëhet kryesisht nga oksigjeni O 2 (85.82%), hidrogjen H2 (10.75%) dhe elementë të tjerë. Të gjitha gjallesat përmbajnë karbon (C).

Mars

Marsi është planeti i katërt në sistemin diellor. Diametri rreth 7000 km

Përbërje kimike

Bërthama hekuri. Korja e planetit përmban okside hekuri dhe silikate.

Jupiteri

Jupiteri është planeti i pestë nga Dielli. Planeti më i madh sistem diellor. Diametri mbi 140,000 km.

Përbërje kimike

Bërthama është hidrogjeni i ngjeshur (H 2 ) dhe helium (Ai). Atmosfera përmban hidrogjen (H 2), metani (CH4 ), helium (Ai), amoniak (NH 3 ).

Saturni

Saturni është planeti i gjashtë nga Dielli. Ka një diametër prej rreth 120,000 km.

Përbërje kimike

Nuk ka të dhëna për bërthamën dhe koren e tokës. Atmosfera përbëhet nga të njëjtat gazra si atmosfera e Jupiterit.

Urani dhe Neptuni

Urani dhe Neptuni janë planetet e shtatë dhe të tetë respektivisht. Të dy planetët kanë një diametër të përafërt prej 50,000 km.

Përbërje kimike

Nuk ka të dhëna për bërthamën dhe korteksin. Atmosfera formohet nga metani (CH 4 ), helium (He), hidrogjen (H 2 ).

Hëna

Hëna është një satelit i Tokës, baza e saj e lëndës së parë. Toka hënore quhet regolith, përbëhet nga oksid silikoni (IV), oksid alumini dhe okside të metaleve të tjera, shumë uranium, pa ujë.

Përbërja kimike e kometave, meteoritëve

meteoritët

Meteoritët janë hekur, gur-hekur dhe gur. Më shpesh, meteoritët prej guri bien në Tokë. Mesatarisht, sipas llogaritjeve, për çdo meteorit hekuri ka 16 gurë.

Përbërja kimike e meteoritëve të hekurit është 90% hekur (Fe), 8,5% nikel (Ni), 0,6% kobalt (Co) dhe 0,01% silic (Si).

Meteoritët gurorë përbëhen kryesisht nga oksigjeni (0 2 ) (41%) dhe silic (Si) (21%).

Kometat

Kometat janë trupa të ngurtë të rrethuar nga një guaskë gazi. Bërthama përbëhet nga metani i ngrirë (CH 4) dhe amoniak (NH 3 ) me papastërti minerale. Një shumëllojshmëri radikalësh dhe jonesh janë gjetur në kometat e gazit. Vëzhgimet më të fundit janë bërë për kometën Hale-Bopp, e cila përfshinte sulfid hidrogjeni, ujë, ujë të rëndë, dioksid squfuri, formaldehid, metanol, acid formik, hidrogjen cianid, metan, acetilen, etan, fosterit dhe komponime të tjera.

Nukleosinteza primare

Për të shqyrtuar nukleosintezën parësore, le të kthehemi te tabela.

mosha e universit	Temperatura, K	Gjendja dhe përbërja e materies
0.01 s	10 11	neutronet, protonet, elektronet, pozitronet në ekuilibër termik. Numri n dhe p janë të njëjtë.
0,1 s	3*10 10	Grimcat janë të njëjta, por raporti i numrit të protoneve me numrin e neutroneve është 3:5
	10 10	elektronet dhe pozitronet asgjësohen, p:n =3:1
13.8 s	3*10 9	Deuteriumi D dhe bërthamat e heliumit fillojnë të formohen 4 Jo, elektronet dhe pozitronet zhduken, ka protone dhe neutrone të lira.
35 min	3*10 8	Vendos numrin e D dhe Not në lidhje me numrin p dhe n 4 He:H + ≈24-25% ndaj peshës
7*10 5 vjet	3*10 3	Energjia kimike është e mjaftueshme për të formuar atome neutrale të qëndrueshme. Universi është transparent ndaj rrezatimit. Materia dominon rrezatimin.

Thelbi i nukleosintezës parësore reduktohet në formimin e bërthamave të deuteriumit nga nukleonet, nga bërthamat e deuteriumit dhe nukleonet - bërthamat e heliumit me numri masiv 3 dhe tritium, dhe nga bërthamat 3 Jo, 3 H dhe nukleonet - bërthama 4 Jo.

Procese të tjera kimike në univers

Në temperaturat e larta(në hapësirën rreth yjore temperatura mund të arrijë disa mijëra gradë) substancave kimike fillojnë të dekompozohen në përbërës - radikale (CH 3 nga 2 , CH, etj.) dhe atomet (H, O, etj.)

Yjet

Yjet ndryshojnë në masë, madhësi, temperaturë, shkëlqim.

Shtresat e jashtme të yjeve përbëhen kryesisht nga hidrogjeni, si dhe helium, oksigjen dhe elementë të tjerë (C, P, N, Ar, F, Mg, etj.)

Yjet nën-xhuxh përbëhen nga elementë më të rëndë: kobalt, skandium, titan, mangan, nikeli, etj.

Në atmosferën e yjeve gjigantë, mund të gjenden jo vetëm atome të elementeve kimike, por edhe molekula të oksideve zjarrduruese (për shembull, titan dhe zirkon), si dhe disa radikale: CN, CO, C. 2

Përbërja kimike e yjeve studiohet me metodën spektroskopike. Kështu, hekuri, hidrogjeni, kalciumi dhe natriumi u gjetën në Diell. Heliumi u gjet fillimisht në Diell, dhe më vonë u gjet në atmosferën e planetit Tokë. Aktualisht, në spektrat e Diellit dhe të tjera trupat qiellorë Janë gjetur 72 elementë, të gjithë këta elementë janë gjetur edhe në Tokë.

Burimi i energjisë i yjeve janë reaksionet e shkrirjes termonukleare.

Në fazën e parë të jetës së një ylli, hidrogjeni shndërrohet në helium në brendësi të tij.

4 1 H → 4 Jo

Heliumi më pas shndërrohet në karbon dhe oksigjen

3 4 Ai → 12 C

4 4 Ai → 16 O

Në fazën tjetër, karboni dhe oksigjeni janë karburant, në proceset alfa, elementët e neonit formohen për hekur. Reaksionet e mëtejshme të kapjes së grimcave të ngarkuara janë endotermike, kështu që nukleosinteza ndalon. Për shkak të ndalimit të reaksioneve termonukleare, ekuilibri i bërthamës së hekurit është i shqetësuar, fillon ngjeshja gravitacionale, një pjesë e energjisë së së cilës shpenzohet në zbërthimin e bërthamës së hekurit në grimca α dhe neutrone. Ky proces quhet kolaps gravitacional dhe zgjat rreth 1 s. Si rezultat i një rritje të mprehtë të temperaturës në guaskën e një ylli, ndodhin reaksione të djegies termonukleare të hidrogjenit, heliumit, karbonit dhe oksigjenit. Lëshohet një sasi e madhe energjie, e cila çon në një shpërthim dhe zgjerim të materies së yllit. Ky fenomen quhet supernova. Gjatë një shpërthimi të supernovës, lirohet energji, e cila u jep grimcave një përshpejtim të madh, flukset e neutroneve bombardojnë bërthamat e elementeve që u formuan më herët. Në procesin e kapjes së neutronit të ndjekur nga rrezatimi β, sintetizohen bërthamat e elementeve më të rënda se hekuri. Vetëm yjet më masivë arrijnë këtë fazë.

Gjatë kolapsit, neutronet formohen nga protonet dhe elektronet sipas skemës:

1 1 p + -1 0 e → 1 0 n + v

Formuar yll neutron.

Bërthama e një supernova mund të shndërrohet në një pulsar - një bërthamë që rrotullohet me një periudhë prej një fraksioni të sekondës dhe lëshon rrezatim elektromagnetik. Fusha e saj magnetike arrin përmasa kolosale.

Është gjithashtu e mundur që pjesa më e madhe e predhës të kapërcejë forcën e shpërthimit dhe të bjerë në bërthamë. Duke marrë masë shtesë, ylli neutron fillon të tkurret deri në formimin e një "vrime të zezë".

medium ndëryjor

Mjeti ndëryjor përbëhet nga gazi, pluhuri, fusha magnetike dhe rrezet kozmike. Thithja e rrezatimit yjor ndodh për shkak të gazit dhe pluhurit. Pluhuri i mediumit ndëryjor ka një temperaturë prej 100-10 K, temperatura e gazit ndëryjor mund të ndryshojë nga 10 në 10 7 K dhe varet nga dendësia dhe burimet e nxehtësisë. Gazi ndëryjor mund të jetë ose neutral ose i jonizuar (H 2 0 , H 0 , H + , e - , He 0 ).

Së pari përbërje kimike në hapësirë ​​u zbulua në vitin 1937 duke përdorur spektroskopinë. Ky përbërës ishte radikal CH, disa vite më vonë u gjet cianogjen CN dhe në 1963 u zbulua hidroksil OH.

Me përdorimin e valëve të radios dhe rrezatimit infra të kuqe në spektroskopi, u bë i mundur studimi i rajoneve "të ftohta" të hapësirës së jashtme. Fillimisht u gjetën substanca inorganike: uji, amoniaku, monoksidi i karbonit, sulfuri i hidrogjenit dhe më pas organike: formaldehid, acid formik, acid acetik, acetaldehid dhe alkool formik. Alkooli etilik u gjet në hapësirë ​​në vitin 1974. Pastaj shkencëtarët japonezë zbuluan metilaminë CH 3 -NH 2 .

Rrjedhat lëvizin në hapësirën ndëryjore bërthamat atomike- rrezet kozmike. Rreth 92% e këtyre bërthamave janë bërthama hidrogjeni, 6% janë helium dhe 1% janë bërthama të elementeve më të rënda. Rrezet kozmike besohet se prodhohen nga shpërthimet e supernovës.

Hapësira midis trupave hapësinorë është e mbushur me gaz ndëryjor. Ai përbëhet nga atome, jone dhe radikale, dhe gjithashtu përfshin pluhur. Ekzistenca e grimcave të tilla si: CN, CH, OH, CS, H 2 O, CO, COS, SiO, HCN, HCOOH, CH 3OH dhe të tjerët.

Përplasja e grimcave të rrezatimit kozmik, erës diellore dhe gazit ndëryjor çon në formimin e grimcave të ndryshme, përfshirë ato organike.

Kur protonet përplasen me atomet e karbonit, formohen hidrokarbure. Hidroksili OH formohet nga silikate, karbonate dhe okside të ndryshme.

Nën veprimin e rrezeve kozmike në atmosferën e Tokës formohen izotope të tillë si: karboni me numër masiv 14. 14 C, berilium, numri masiv i të cilit është 10 10 Të jetë, dhe klori me një numër masiv 36 36Cl.

Izotopi i karbonit me një numër masiv prej 14 grumbullohet në bimë, korale dhe stalaktite. Izotopi i beriliumit me një numër masiv prej 10 - në sedimentet e poshtme të deteve dhe oqeaneve, akulli polar.

Ndërveprimi i rrezatimit kozmik me bërthamat e atomeve tokësore jep informacion në lidhje me proceset që ndodhin në hapësirë. Këto çështje trajtohen shkenca moderne– paleoastrofizika eksperimentale.

Për shembull, protonet e rrezeve kozmike, duke u përplasur me molekulat e azotit në ajër, e thyejnë molekulën në atome dhe një reaksion bërthamor vazhdon:

7 14 N + 1 1 H→2 2 4 Ai + 4 7 Be

Si rezultat i këtij reagimi, izotopi radioaktiv berilium.

Në momentin e përplasjes me atomet atmosferike, protoni rrëzon neutronet nga këto atome, këto neutrone ndërveprojnë me atomet e azotit, gjë që çon në formimin e një izotopi hidrogjeni me një numër masiv prej 3 - tritium:

7 14 N + 0 1 n → 1 3 H + 6 12 C

Tritiumi, duke pësuar β-zbërthim, nxjerr një elektron:

1 3 H → -1 0 e + 2 3 He

Kështu formohet izotopi i dritës i heliumit.

Një izotop radioaktiv i karbonit formohet gjatë kapjes së elektroneve nga atomet e azotit:

7 14 N + -1 0 e → 6 14 C

Përhapja e elementeve kimike në hapësirë

Konsideroni bollëkun e elementeve kimike në galaktikë rruga e Qumështit. Të dhënat për praninë e elementeve të caktuara janë marrë me spektroskopi. Për paraqitje vizuale, ne përdorim një tabelë.

Ngarkesa kryesore	Elementi	Pjesa masive në pjesë për mijë
	Hidrogjeni
	Heliumi
	Oksigjen	10,4
	Karboni
	Neoni	1,34
	Hekuri
	Azoti	0,96
	Silikoni	0,65
	Magnezi	0,58
	Squfuri	0,44

Për një paraqitje më vizuale, le t'i drejtohemi një grafiku byrek.

Siç mund ta shihni në diagram, elementi më i bollshëm në univers është hidrogjeni, i dyti më i bollshëm është heliumi dhe i treti është oksigjeni. Fraksionet masive të elementeve të tjerë janë shumë më pak.

Pamja paraprake:

Për të përdorur pamjen paraprake të prezantimeve, krijoni një llogari (llogari) Google dhe regjistrohuni: https://accounts.google.com

Titrat e rrëshqitjeve:

Përhapja e elementeve kimike në Tokë dhe në hapësirë. Formimi i elementeve kimike në procesin e nukleosintezës parësore dhe në brendësi të yjeve Përfunduar nga një nxënës i klasës 10 "B" MBOU shkollën e mesme nr 20 Bovyka Valentina Mbikëqyrës: Skryleva Z.V.

Kimia e hapësirës është shkenca e përbërjes kimike të trupave kozmikë, hapësirës ndëryjore dhe proceset kimike që rrjedhin në hapësirë.

Termat e domosdoshëm Yjet janë topa masivë të gaztë ndriçues, në thellësi të të cilave zhvillohen reaksionet e sintezës së elementeve kimike. Planet - trupa qiellorë që rrotullohen në orbita rreth yjeve ose mbetjeve të tyre. Kometat janë trupa kozmikë që përbëhen nga gazra të ngrirë dhe pluhur. Meteoritët janë trupa të vegjël kozmikë që bien në Tokë nga hapësira ndërplanetare. Meteorët janë dukuri në formën e një shtegu ndriçues, i cili është për shkak të hyrjes së një meteori në atmosferën e Tokës. Mediumi ndëryjor është lëndë e rrallë, rrezatim elektromagnetik dhe një fushë magnetike që mbush hapësirën midis yjeve. Përbërësit kryesorë të materies ndëryjore: gazi, pluhuri, rrezet kozmike. Nukleosinteza është procesi i formimit të bërthamave të elementeve kimike (më të rënda se hidrogjeni) gjatë reaksioneve të shkrirjes bërthamore.

Merkuri Venusi Toka Marsi

Jupiteri Saturni Urani Neptuni

Hëna është një satelit i Tokës, baza e saj e lëndës së parë.

Kometa e meteorit

Nukleosinteza primare Mosha e universit Temperatura, K Gjendja dhe përbërja e lëndës 0,01 s 10 11 neutrone, protone, elektrone, pozitrone në ekuilibër termik. Numri n dhe p janë të njëjtë. 0,1 s 3*10 10 Grimcat janë të njëjta, por raporti i numrit të protoneve me numrin e neutroneve është 3:5 1s 10 10 elektronet dhe pozitronet asgjësohen, p:n =3:1 13,8 s 3*10 9 Bërthamat e deuteriumit fillojnë të formojnë D dhe heliumin 4 He, elektronet dhe pozitronet zhduken, ka protone dhe neutrone të lira. 35 min 3*10 8 Sasia e D dhe He caktohet në raport me numrin p dhe n 4 He:H + ≈24-25% ndaj peshës 7*10 5 vjet 3*10 3 Energjia kimike është e mjaftueshme për të formuar të qëndrueshme atomet neutrale. Universi është transparent ndaj rrezatimit. Materia dominon rrezatimin.

Reaksionet kryesore që ndodhin në brendësi të yjeve 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

Reaksionet kryesore që ndodhin për shkak të përbërësve të mjedisit ndëryjor 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

Bollëku i elementeve kimike në galaktikën e Rrugës së Qumështit

Lista e burimeve të përdorura 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