Popüler bilinçte kozmos, soğuk ve boşluk alanıyla temsil edilir (“İşte kozmik soğuk, gökyüzünün rengi farklı” şarkısını hatırlayın). Ancak, 19. yüzyılın ortalarından itibaren araştırmacılar, yıldızlar arasındaki boşluğun en azından boş olmadığını anlamaya başladılar. Yıldızlararası maddenin varlığının açık bir işareti, özellikle Samanyolu'nun parlak kuşağında açıkça görülebilen, sözde kara bulutlar, şekilsiz siyah noktalardır. 18. ve 19. yüzyıllarda, bunların yıldızların dağılımında gerçek "delikler" olduğuna inanılıyordu, ancak 1920'lere gelindiğinde, bu noktaların ışığı görmemizi engelleyen devasa yıldızlararası toz bulutlarının varlığına ihanet ettiğine inanılıyordu. arkalarındaki yıldızların (fotoğraf 1).

19. yüzyılın ortalarında astronomide yeni bir dönem başladı: Gustav Kirchhoff ve Robert Bunsen'in çalışmaları sayesinde, belirlemeyi mümkün kılan spektral analiz ortaya çıktı. kimyasal bileşim ve astronomik nesnelerde gazın fiziksel parametreleri. Gökbilimciler yeni fırsatı değerlendirmekte hızlı davrandılar ve 1860'lar yıldız spektroskopisinde bir patlama gördü. Aynı zamanda, büyük ölçüde dikkate değer gözlemci William Heggins'in çabaları sayesinde, gazın yalnızca yıldızlarda değil, aralarındaki boşlukta da varlığına dair kanıtlar birikiyordu.

Heggins bir öncüydü bilimsel araştırma yıldız olmayan madde. 1863'ten itibaren, Büyük Avcı Bulutsusu da dahil olmak üzere bazı bulutsuların spektroskopik çalışmasının sonuçlarını yayınladı ve görünür aralıktaki bulutsuların tayflarının yıldızların tayflarından çok farklı olduğunu gösterdi. Tipik bir yıldızın radyasyonu, yıldız atmosferinde doğan absorpsiyon çizgilerinin üst üste bindiği sürekli bir spektrumdur. Ve Heggins tarafından elde edilen nebulaların tayfları, neredeyse hiç sürekli tayfı olmayan birkaç emisyon çizgisinden oluşuyordu. Parametreleri yıldızlardaki gaz parametrelerinden tamamen farklı olan bir sıcak nadir gaz spektrumuydu. Heggins'in ana sonucu: Herschel'in uzayda yıldızlara ek olarak önemli hacimlerde uzaya dağılmış dağınık madde olduğu varsayımının gözlemsel doğrulaması elde edildi.

Optik aralıkta yıldızlararası gazın uygun şekilde parlaması için, sadece sıcak değil, aynı zamanda oldukça yoğun olmalı ve tüm yıldızlararası maddeden uzak bu koşulları karşılamalıdır. 1904'te Johannes Hartmann, daha soğuk ve/veya seyrekleşmiş yıldızlararası gazın, yıldızın atmosferinde doğmayan, onun dışında, yıldızdan dünyaya giderken yıldız tayflarında kendi soğurma hatlarını bırakarak varlığına ihanet ettiğini fark etti. gözlemci.

Yıldızlararası gazın emisyon ve soğurma çizgilerinin incelenmesi, 1930'larda kimyasal bileşimini oldukça iyi incelemeyi ve Dünya'da bulunan aynı elementlerden oluştuğunu belirlemeyi mümkün kıldı. Spektrumdaki birkaç çizgi uzun süre kendilerini tanımlamaya izin vermedi ve Heggins bunun yeni bir kimyasal element olduğunu öne sürdü - nebulium (lat. bulutsu- bir bulut), ancak sadece iki kat iyonize oksijen olduğu ortaya çıktı.

1930'ların başlarında, yıldızlararası gaz spektrumundaki tüm çizgilerin tanımlandığına ve belirli atom ve iyonlara atandığına inanılıyordu. Ancak, 1934'te Paul Merrill, spektrumun sarı ve kırmızı bölgelerinde tanımlanamayan dört çizgi bildirdi. Daha önce gözlemlenen yıldızlararası çizgiler, düşük yoğunluklu gazda oluşan atomik çizgilere yakışır şekilde çok küçük bir genişliğe sahipti, ancak bunlar daha geniş ve bulanıktı. Hemen hemen, bunların atomların veya iyonların değil, moleküllerin soğurma çizgileri olduğu öne sürüldü. Ama ne? Sodyum (Na 2) gibi hem egzotik moleküller hem de kuyruklu yıldız kuyruklarında 19. yüzyılda aynı Heggins tarafından keşfedilen olağan diatomik bileşikler, örneğin CN molekülü önerildi. Yıldızlararası moleküllerin varlığı nihayet 1930'ların sonlarında, spektrumun mavi bölgesindeki tanımlanamayan birkaç çizginin CH, CH + ve CN bileşikleri ile açık bir şekilde ilişkilendirildiği zaman kuruldu.

Yıldızlararası ortamdaki kimyasal reaksiyonların bir özelliği, iki parçacıklı süreçlerin baskınlığıdır: stokiyometrik katsayılar her zaman bire eşittir. Başta tek yol Moleküllerin oluşumuna, "ışınsal birleşme" reaksiyonları göründü: çarpışan iki atomun bir molekülde birleşmesi için fazla enerjiyi çıkarmak gerekir. Uyarılmış halde oluşan bir molekülün bozunmadan önce bir foton yaymak ve uyarılmamış bir duruma geçmek için zamanı varsa, kararlı kalır. 1950'lerden önce yapılan hesaplamalar, bu üç basit molekülün gözlenen bolluğunun, ışınımsal birleşme reaksiyonlarında oluştukları ve yıldızlararası radyasyon alanı - Galaksi yıldızlarının toplam radyasyon alanı tarafından yok edildiği varsayılarak açıklanabileceğini gösterdi.

O zamanlar astrokimyanın ilgi alanları, en azından yıldızlararası ortamda, özellikle geniş değildi: aralarında bir düzine reaksiyon bulunan üç molekül ve onları oluşturan elementler. 1951'de David Bates ve Lyman Spitzer, ışınımsal birleşme reaksiyonlarının oranlarına ilişkin yeni verileri hesaba katarak moleküllerin denge bolluklarını yeniden hesapladığında, durum sakin olmaktan çıktı. Atomların moleküllere önceden düşünülenden çok daha yavaş bağlandığı ortaya çıktı ve bu nedenle basit model, CH ve CH + içeriğinin tahminini büyüklük sıralarına göre kaçırıyor. Daha sonra bu moleküllerden ikisinin atomlardan sentezlenme sonucu değil, daha karmaşık moleküllerin, özellikle metanın yok edilmesinin bir sonucu olarak ortaya çıktığını öne sürdüler. Metan nereden geldi? Yıldız atmosferlerinde oluşmuş olabilir ve sonra yıldızlararası ortama toz taneleri olarak girmiş olabilir.

Daha sonra, kozmik toz daha aktif bir yapıya atfedilmeye başlandı. kimyasal rol basit bir molekül taşıyıcısının rolünden daha fazla. Örneğin, yıldızlararası ortamda kimyasal reaksiyonların etkili akışı için, fazla enerjiyi ortadan kaldıracak yeterli üçüncü cisim yoksa, bunun bir toz tanesi olduğunu neden varsaymıyorsunuz? Atomlar ve moleküller yüzeyinde birbirleriyle reaksiyona girebilir ve daha sonra yıldızlararası gazı yenileyerek buharlaşabilir.

Yıldızlararası ortamın özellikleri

Yıldızlararası ortamda ilk moleküller keşfedildiğinde, hiçbiri fiziksel özellikler ne de kimyasal bileşim iyi biliniyordu. 1930'ların sonlarında CH ve CH+ moleküllerinin keşfi, orada karbon ve hidrojenin varlığının önemli bir kanıtı olarak kabul edildi. 1951'de, yaklaşık 21 cm dalga boyundaki ünlü emisyon olan yıldızlararası atomik hidrojen emisyonu keşfedildiğinde her şey değişti.Hidrojenin yıldızlararası ortamda en bol bulunan şey olduğu ortaya çıktı. Modern kavramlara göre, yıldızlararası madde hidrojen, helyum ve ağır elementlerin kütlece sadece %2'sidir. Bu ağır elementlerin, özellikle metallerin önemli bir kısmı toz partiküllerinde bulunur. Galaksimizin diskindeki yıldızlararası maddenin toplam kütlesi, birkaç milyar güneş kütlesi veya diskin toplam kütlesinin %1-2'sidir. Ve toz kütlesi, gaz kütlesinden yaklaşık yüz kat daha azdır.

Madde, yıldızlararası uzayda homojen olmayan bir şekilde dağılmıştır. Üç aşamaya ayrılabilir: sıcak, ılık ve soğuk. Sıcak faz, galaktik diskin hacminin yaklaşık yarısını kaplayan, milyonlarca kelvin sıcaklığa ve yaklaşık 0.001 cm -3 yoğunluğa sahip iyonize hidrojen olan çok nadir bir koronal gazdır. Disk hacminin diğer yarısını oluşturan ılık faz, yaklaşık 0,1 cm–3 yoğunluğa ve 8000–10,000 K sıcaklığa sahiptir. İçindeki hidrojen hem iyonize hem de nötr olabilir. Soğuk faz gerçekten soğuktur, sıcaklığı 100 K'den fazla değildir ve en yoğun bölgelerde don birkaç kelvin'e kadar düşer. Soğuk nötr gaz, diskin hacminin yalnızca yüzde birini kaplar, ancak kütlesi yıldızlararası maddenin toplam kütlesinin yaklaşık yarısı kadardır. Bu, önemli bir yoğunluğu, santimetre küp başına yüzlerce parçacık ve üzeri anlamına gelir. Tabii ki yıldızlararası kavramlar açısından önemli - elektronik cihazlar için bu harika bir boşluk, 10-14 Torr!

Yoğun soğuk nötr gaz, yıldızlararası toz bulutlarında izlenebilen aynı düzensiz bir bulut yapısına sahiptir. Toz bulutlarının ve gaz bulutlarının, toz ve gazın birbirine karıştığı bulutlarla aynı olduğunu varsaymak mantıklıdır. Bununla birlikte, gözlemler, tozun soğurma etkisinin maksimum olduğu uzay bölgelerinin, atomik hidrojenden gelen radyasyonun maksimum yoğunluğunun bölgeleriyle çakışmadığını göstermiştir. 1955'te Bart Bock ve ortak yazarlar, yıldızlararası bulutların en yoğun kısımlarında, yüksek toz konsantrasyonu nedeniyle optik aralıkta opaklaşanlarda, hidrojenin atomik değil moleküler halde olduğunu öne sürdüler.

Hidrojen yıldızlararası ortamın ana bileşeni olduğundan, çeşitli fazların adları hidrojenin kendisinin durumunu yansıtır. İyonize bir ortam, hidrojenin iyonlaştığı, diğer atomların nötr kalabildiği bir ortamdır. Nötr bir ortam, diğer atomların iyonize olabilmesine rağmen, hidrojenin nötr olduğu bir ortamdır. Öncelikle moleküler hidrojenden oluştuğu düşünülen yoğun, kompakt bulutlara moleküler bulutlar denir. Onlarda yıldızlararası astrokimyanın gerçek tarihi başlar.

Görünmez ve görünür moleküller

İlk yıldızlararası moleküller, optik aralıktaki absorpsiyon çizgileri nedeniyle keşfedildi. İlk başta, kümeleri çok büyük değildi ve ışınımsal birleşme reaksiyonlarına ve/veya toz tanelerinin yüzeylerindeki reaksiyonlara dayanan basit modeller onları tanımlamak için yeterliydi. Ancak, 1949'da I.S. Shklovsky, radyo aralığının, yalnızca absorpsiyonun değil, aynı zamanda moleküllerin emisyonunun da gözlemlenebildiği yıldızlararası molekülleri gözlemlemek için daha uygun olduğunu tahmin etti. Soğurma çizgilerini görmek için radyasyonu yıldızlararası moleküller tarafından soğurulacak bir arka plan yıldızına ihtiyacınız var. Ancak moleküler bir buluta bakıyorsanız, arka plandaki yıldızları göremezsiniz, çünkü onların radyasyonu aynı bulutun parçası olan toz tarafından tamamen emilecektir! Moleküllerin kendileri ışık saçarsa, onları sadece arkadan dikkatlice aydınlatıldıkları yerde değil, nerede olurlarsa olsunlar görürsünüz.

Moleküllerin radyasyonu, içlerinde ek serbestlik derecelerinin varlığı ile ilişkilidir. Bir molekül dönebilir, titreşebilir, her biri bir dizi enerji seviyesiyle ilişkili olan daha karmaşık hareketler yapabilir. Bir seviyeden diğerine geçen bir molekül, bir atom gibi fotonları emer ve yayar. Bu hareketlerin enerjisi düşüktür, bu nedenle moleküler bulutlarda düşük sıcaklıklarda bile kolayca uyarılırlar. Moleküler enerji seviyeleri arasındaki geçişlere karşılık gelen fotonlar, görünür aralık, ve kızılötesi, milimetre altı, milimetre, santimetre... Bu nedenle, astronomların uzun dalga boyu aralıklarında gözlemler için araçlara sahip olduklarında moleküllerin radyasyonu üzerine çalışmalar başladı.

Doğru, radyo aralığındaki gözlemlerden keşfedilen ilk yıldızlararası molekül yine de absorpsiyonda gözlemlendi: 1963'te süpernova kalıntısı Cassiopeia A'nın radyo emisyonunda. Bu, hidroksil (OH) absorpsiyon çizgisiydi - 18 cm dalga boyu, ve yakında radyasyonda hidroksil keşfedildi. 1968'de 1.25 cm'lik bir amonyak emisyon çizgisi gözlemlendi, birkaç ay sonra su bulundu - 1.35 cm'lik bir çizgi. önemli keşif moleküler yıldızlararası ortamın çalışmasında, 1970 yılında 2,6 mm dalga boyunda bir karbon monoksit (CO) molekülünün emisyonunun keşfiydi.

O zamana kadar moleküler bulutlar, bir dereceye kadar varsayımsal nesnelerdi. Evrendeki en yaygın kimyasal bileşik - hidrojen molekülü (H 2) - spektrumun uzun dalga boyu bölgesinde geçişlere sahip değildir. Moleküler bir ortamdaki düşük sıcaklıklarda, parlamaz, yani tüm yüksek içeriğine rağmen görünmez kalır. H2 molekülünün absorpsiyon çizgileri olduğu doğrudur, ancak bunlar, Dünya yüzeyinden gözlemlemenin imkansız olduğu ultraviyole aralığına girer; yüksek irtifa roketlerine veya üzerine monte edilmiş teleskoplara ihtiyacımız var. uzay aracı, bu da gözlemleri büyük ölçüde karmaşıklaştırır ve onları daha da pahalı hale getirir. Ancak ekstraatmosferik bir aletle bile, moleküler hidrojenin absorpsiyon çizgileri ancak arka plan yıldızlarının varlığında gözlemlenebilir. Ultraviyole aralığında çok fazla yıldız ya da başka astronomik nesne yaymadığını ve ayrıca toz absorpsiyonunun bu aralıkta bir maksimuma ulaştığını hesaba katarsak, absorpsiyon çizgilerinden moleküler hidrojeni inceleme olanaklarının çok fazla olduğu ortaya çıkar. sınırlı.

CO molekülü bir kurtuluş haline geldi - örneğin amonyaktan farklı olarak, düşük yoğunluklarda parlamaya başlar. Yer dönme durumundan birinci uyarılmış duruma ve birinci uyarılmış duruma geçişlere karşılık gelen iki çizgisi, Dünya yüzeyinden gözlemler için hala erişilebilir olan milimetre aralığına (2,6 mm ve 1,3 mm) düşer. . Daha kısa dalga boylu radyasyon, dünyanın atmosferi tarafından emilir, daha uzun dalga boylu radyasyon daha az net görüntüler üretir (belirli bir objektif çapı için, teleskopun açısal çözünürlüğü daha kötü, gözlenen dalga boyu daha uzundur). Ve çok sayıda CO molekülü var ve o kadar çok ki, görünüşe göre, moleküler bulutlardaki tüm karbonların çoğu bu formda. Bu, CO içeriğinin ortamın kimyasal evriminin özellikleriyle (CH ve CH + moleküllerinin aksine) çok fazla değil, sadece mevcut C atomlarının sayısıyla belirlendiği anlamına gelir.Bu nedenle, bir moleküler gazdaki CO içeriği, en azından ilk yaklaşımda sabit olarak kabul edilmelidir.

Bu nedenle moleküler bir gazın varlığının göstergesi olarak kullanılan CO molekülüdür. Ve bir yerde, örneğin, Galaksideki moleküler gaz dağılımının bir haritasıyla karşılaşırsanız, moleküler hidrojenin değil, tam olarak karbon monoksitin dağılımının bir haritası olacaktır. Bu kadar yaygın bir CO kullanımının kabul edilebilirliği son zamanlarda giderek daha fazla sorgulanmaktadır, ancak bunun yerini alacak hiçbir şey yoktur. Bu nedenle, CO gözlemlerinin yorumlanmasındaki olası belirsizliği uygulamada dikkatli bir şekilde telafi etmek gerekir.

Astrokimyaya yeni yaklaşımlar

1970'lerin başında, bilinen yıldızlararası moleküllerin sayısı düzinelerce ölçülmeye başlandı. Ve keşfedildikçe, ilk üç CH, CH + ve CN'nin içeriğini çok güvenli bir şekilde açıklamayan önceki kimyasal modellerin artan sayıda molekülle hiç çalışmadığı daha net hale geldi. Moleküler bulutların kimyasal evrimine dair yeni bir görüş (ve bugün hala kabul edilmektedir) William Watson tarafından 1973'te ve bağımsız olarak Eric Herbst ve William Klemperer tarafından önerildi.

Yani çok soğuk bir ortam ve çok zengin bir moleküler bileşimle karşı karşıyayız: Bugün yaklaşık bir buçuk yüz molekül bilinmektedir. Işınımsal birleşme reaksiyonları, daha karmaşık bileşikler bir yana, gözlemlenebilir bir iki atomlu molekül bolluğu bile sağlamak için çok yavaştır. Toz tanelerinin yüzeyindeki reaksiyonlar daha verimlidir, ancak 10 K'da bir toz tanesinin yüzeyinde sentezlenen bir molekül çoğu durumda ona donmuş halde kalacaktır.

Watson, Herbst ve Klemperer, soğuk yıldızlararası bulutların moleküler bileşiminin oluşumunda belirleyici rolün ışınımsal birleşme reaksiyonları tarafından değil, iyon-moleküler reaksiyonlar, yani nötr ve iyonize bileşenler arasındaki reaksiyonlar tarafından oynandığını öne sürdüler. Hızları sıcaklığa bağlı değildir ve bazı durumlarda düşük sıcaklıklarda bile artar.

Mesele küçük: Bulutun maddesinin biraz iyonize edilmesi gerekiyor. Radyasyon (buluta yakın yıldızların ışığı veya Galaksideki tüm yıldızların toplam radyasyonu) iyonlaşmadan çok ayrışır. Ek olarak, toz nedeniyle radyasyon, yalnızca çevrelerini aydınlatan moleküler bulutlara nüfuz etmez.

Ancak Galaksi'de başka bir iyonlaştırıcı faktör var - kozmik ışınlar: bazı işlemlerle çok yüksek bir hıza hızlandırılan atom çekirdekleri. Kozmik ışınların (astrokimya açısından ilgi çekenler) hızlanması büyük olasılıkla süpernova patlamalarına eşlik eden şok dalgalarında meydana gelmesine rağmen, bu sürecin doğası henüz nihai olarak ortaya çıkmamıştır. Kozmik ışınlar (Galaksideki tüm maddeler gibi) esas olarak tamamen iyonize hidrojen ve helyumdan, yani protonlardan ve alfa parçacıklarından oluşur.

En yaygın H 2 molekülü ile çarpışan parçacık onu iyonize ederek bir H 2 + iyonuna dönüştürür. O da, başka bir H2 molekülü ile bir iyon-moleküler reaksiyona girerek bir H3 + iyonu oluşturur. Ve oksijen, karbon ve nitrojen ile iyon-moleküler reaksiyonlara giren sonraki tüm kimyanın ana motoru haline gelen bu iyondur. O zaman her şey, oksijen için şöyle görünen genel şemaya göre gider:

O + H 3 + → OH + + H2
OH + + H2 → H2O + + H
H 2 O + + H 2 → H 3 O + + H
H 3 O + + e → H 2 O + H veya H 3 O + + e → OH + H 2

Bu zincirdeki son reaksiyon, bir hidronyum iyonunun bir serbest elektronla ayrışarak rekombinasyonu, hidrojene doymuş bir molekülün, bu durumda bir su molekülünün veya bir hidroksil oluşumuna yol açar. Doğal olarak, ara iyonlarla da dissosiyatif rekombinasyon meydana gelebilir. Ana ağır elementler için bu dizinin nihai sonucu su, metan ve amonyak oluşumudur. Başka bir seçenek de mümkündür: parçacık bir safsızlık elementinin (O, C, N) bir atomunu iyonize eder ve bu iyon bir H 2 molekülü ile reaksiyona girer, yine OH + , CH + , NH + iyonlarının oluşumuyla (ayrıca aynı durur). Farklı elementlerin zincirleri elbette tek başına gelişmez: ara bileşenleri birbirleriyle reaksiyona girer ve bu "çapraz tozlaşma" sonucunda karbonun çoğu CO moleküllerine geçer, oksijen CO'da bağlanmadan kalır. molekülleri su ve O moleküllerine dönüştürür.2 ve N2 molekülü azotun ana rezervuarı olur. Bu temel bileşenlere dahil olmayan aynı atomlar oluşturan parçalar en büyüğü bugün bilinen 13 atomdan oluşan daha karmaşık moleküller.

Gaz fazında oluşumunun son derece verimsiz olduğu ortaya çıkan birkaç molekül bu şemaya uymaz. Örneğin, aynı 1970'de, CO'ya ek olarak, önemli miktarlarda önemli ölçüde daha karmaşık bir molekül olan metanol keşfedildi. Uzun bir süre boyunca, metanol sentezi kısa bir zincirin sonucu olarak kabul edildi: CH3 + iyonu suyla reaksiyona girerek protonlanmış CH30H2 + metanol oluşturdu ve daha sonra bu iyon bir elektronla yeniden birleşerek metanol ve bir hidrojen atomu. Ancak deneyler, bir CH30H2+ molekülünün rekombinasyon sırasında ortada parçalanmasının daha kolay olduğunu, böylece metanol oluşumunun gaz fazı mekanizmasının çalışmadığını göstermiştir.

Ancak daha önemli bir örnek var: Gaz fazında moleküler hidrojen oluşmaz! İyon-moleküler reaksiyonlu şema, yalnızca ortamda zaten H2 molekülleri varsa çalışır. Ama nereden geliyorlar? Gaz fazında moleküler hidrojen oluşturmanın üç yolu vardır, ancak bunların hepsi son derece yavaştır ve galaktik moleküler bulutlarda çalışamazlar. Sorunun çözümü, önceki mekanizmalardan birine, yani kozmik toz parçacıklarının yüzeylerindeki reaksiyonlara dönüşte bulundu.

Daha önce olduğu gibi, bu mekanizmadaki toz tanesi, gaz fazında birleştirilemeyen atomların birleşmesi için yüzeyinde koşullar sağlayan üçüncü bir gövde rolünü oynar. Soğuk bir ortamda, serbest hidrojen atomları toz parçacıklarına donar, ancak termal dalgalanmalar nedeniyle tek bir yerde oturmazlar, yüzeylerine yayılırlar. Bu gezintiler sırasında karşılaşan iki hidrojen atomu birleşerek bir H 2 molekülü oluşturabilir ve reaksiyon sırasında açığa çıkan enerji molekülü toz tanesinden ayırarak gaza aktarır.

Doğal olarak, bir hidrojen atomu yüzeyde karşılığıyla değil de başka bir atom veya molekülle karşılaşırsa, reaksiyonun sonucu da farklı olacaktır. Ancak tozun üzerinde başka bileşenler var mı? Vardır ve bu, gelecekte gezegen sistemleriyle çevrili yıldızlara dönüşecek olan (mümkün olan) çekirdekler olarak adlandırılan moleküler bulutların en yoğun kısımlarının modern gözlemleriyle gösterilir. Çekirdeklerde kimyasal farklılaşma meydana gelir: çekirdeğin en yoğun kısmından, esas olarak azot bileşiklerinin radyasyonu (amonyak, N 2 H + iyonu) dışarı çıkar ve karbon bileşikleri (CO, CS, C 2 S) çekirdeği çevreleyen kabukta parlar. çekirdek, bu nedenle, radyo emisyon haritalarında, bu tür çekirdekler, karbon monoksit emisyon halkaları ile çevrili, nitrojen bileşiklerinin emisyonunun kompakt noktaları gibi görünür.

Farklılaşmanın modern açıklaması şu şekildedir: Moleküler çekirdeğin en yoğun ve en soğuk kısmında, başta CO olmak üzere karbon bileşikleri donarak toz parçacıklarına dönüşerek üzerlerinde buz mantosu kabukları oluşturur. Gaz fazında, yalnızca, Galaksinin yıldızlarından gelen radyasyonun muhtemelen nüfuz ettiği ve buz mantolarını kısmen buharlaştırdığı çekirdeğin çevresinde korunurlar. Azot bileşikleri ile durum farklıdır: nitrojen içeren ana molekül N2, CO kadar hızlı donarak toza dönüşmez ve bu nedenle çekirdeğin en soğuk kısmında bile gaz fazında yeterli miktarda nitrojen kalır. gözlenen amonyak miktarı ve N2H+ iyonu.

Toz parçacıklarının buzlu örtülerinde, esas olarak donmuş moleküllere hidrojen atomlarının eklenmesiyle ilişkili kimyasal reaksiyonlar da meydana gelir. Örneğin, toz tanelerinin buz kabuklarındaki CO moleküllerine art arda H atomlarının eklenmesi metanol sentezine yol açar. Hidrojene ek olarak diğer bileşenlerin de dahil olduğu biraz daha karmaşık reaksiyonlar, diğer çok atomlu moleküllerin ortaya çıkmasına neden olur. Çekirdeğin derinliklerinde genç bir yıldız yandığında, radyasyonu toz parçacıklarının mantolarını buharlaştırır ve kimyasal sentez ürünleri de gözlemlenebilecekleri gaz fazında ortaya çıkar.

Başarılar ve zorluklar

Tabii ki, iyon-moleküler ve yüzey reaksiyonlarına ek olarak, yıldızlararası ortamda başka süreçler de meydana gelir: hem nötr-nötr reaksiyonlar (radyatif birleşme reaksiyonları dahil) hem de fotoreaksiyonlar (iyonizasyon ve ayrışma) ve bunlar arasındaki bileşen değişimi süreçleri. gaz fazı ve toz taneleri. Modern astrokimyasal modeller, binlerce reaksiyonla birbirine bağlı yüzlerce farklı bileşen içermelidir. Önemli olan şudur: Simüle edilen bileşenlerin sayısı, gerçekte gözlemlenen sayıyı önemli ölçüde aşmaktadır, çünkü tek başına gözlemlenen moleküllerden çalışan bir model oluşturmak mümkün değildir! Aslında bu, modern astrokimyanın başlangıcından beri böyledir: Varlığı Watson, Herbst ve Klemperer modellerinde farz edilen H3+ iyonu, yalnızca 1990'ların ortalarında gözlemlerde gözlemlenmiştir.

Yıldızlararası ve çevresel ortamdaki kimyasal reaksiyonlarla ilgili tüm modern veriler, ikisi en popüler olan özel veri tabanlarında toplanır: UDFA (UMIST). Astrokimya Veritabanı) ve KIDA ( Astrokimya için Kinetik Veritabanı).

Bu veri tabanları, esasen iki reaktant, birkaç ürün ve sayısal parametreler (birden üçe kadar) içeren reaksiyonların listeleridir; bu, reaksiyon hızını sıcaklık, radyasyon alanı ve kozmik ışın akışının bir fonksiyonu olarak hesaplamayı mümkün kılar. Toz parçacıklarının yüzeylerindeki reaksiyon setleri daha az standardize edilmiştir, ancak çoğu astrokimyasal çalışmada kullanılan iki veya üç varyant da vardır. Bu kümelere dahil edilen reaksiyonlar, farklı yaşlardaki ve farklı fiziksel koşullardaki nesnelerin moleküler bileşiminin gözlemlerinin sonuçlarını nicel olarak açıklamayı mümkün kılar.

Bugün astrokimya dört yönde gelişiyor.

Birincisi, izotopomerlerin kimyası, özellikle de döteryum bileşiklerinin kimyası çok dikkat çeker. H atomlarına ek olarak, yıldızlararası ortam, diğer safsızlık atomlarının bolluğu ile karşılaştırılabilir olan yaklaşık 1:100.000 oranında D atomu da içerir. H2 moleküllerine ek olarak, toz taneleri üzerinde HD molekülleri de oluşur. Soğuk bir ortamda, reaksiyon
H 3 + + HD → H 2 D + + H 2
ters işlemle dengelenmez. H2D+ iyonu kimyada H3+ iyonununkine benzer bir rol oynar ve onun aracılığıyla döteryum atomları daha karmaşık bileşiklerde yayılmaya başlar. Sonuç oldukça ilginçtir: yaklaşık 10–5 toplam D/H oranında, bazı döteryumlu moleküllerin içeriğinin döteryumsuz analogların içeriğine oranı (örneğin, HDCO'dan H2CO'ya, HDO'dan H2O'ya) ) yüzdelere ve hatta yüzde onlarcaya ulaşır. Modelleri geliştirmek için benzer bir yön, karbon ve nitrojen izotoplarının kimyasındaki farklılıkları hesaba katmaktır.

İkinci olarak, toz tanelerinin yüzeyindeki reaksiyonlar ana astrokimyasal trendlerden biri olmaya devam ediyor. Burada, örneğin bir toz taneciğinin yüzeyinin özelliklerine ve sıcaklığına bağlı olarak reaksiyonların özelliklerini incelemek gibi birçok çalışma yapılmaktadır. Şimdiye kadar, üzerinde sentezlenen bir toz organik molekül tanesinden buharlaşmanın detayları belirsizdir.

Üçüncüsü, kimyasal modeller, yıldızların ve gezegenlerin doğum süreçlerinin çalışmaları da dahil olmak üzere, yıldızlararası ortamın dinamiklerinin incelenmesine giderek daha derinden nüfuz ediyor. Bu penetrasyon çok önemlidir, çünkü yıldızlararası ortamdaki maddenin hareketlerinin sayısal tanımını moleküler tayf çizgilerinin gözlemleriyle doğrudan ilişkilendirmeyi mümkün kılar. Ek olarak, bu problemin yıldızlararası organik maddenin oluşum gezegenlerine girme olasılığı ile bağlantılı astrobiyolojik bir uygulaması da vardır.

Dördüncüsü, yüksek kırmızıya kaymalardaki galaksiler de dahil olmak üzere diğer galaksilerdeki çeşitli moleküllerin bolluğu hakkında giderek daha fazla gözlemsel veri var. Bu, artık kendimizi Samanyolu'nun çerçevesine kapatamayacağımız ve ortamın farklı bir elementel bileşimi ile kimyasal evrimin nasıl meydana geldiği, radyasyon alanının diğer özellikleri, toz parçacıklarının diğer özellikleri veya ne olduğu ile ilgilenmemiz gerektiği anlamına gelir. kimyasal reaksiyonlar, tüm elementlerin hidrojen, helyum ve lityum ile sınırlı olduğu galaktik öncesi ortamda gerçekleşti.

Aynı zamanda, birçok gizem yanımızda kalır. Örneğin 1934 yılında Merill tarafından bulunan çizgiler henüz tespit edilememiştir. Ve ilk bulunan yıldızlararası molekülün - CH + - kökeni belirsizliğini koruyor ...

Sonsuz çeşitlilikteki canlı organizmalar, görünüşünü büyük ölçüde yıldızlara borçlu olduğumuz sınırlı sayıda atomdan oluşur. Evrenin hayatındaki en güçlü olay - Büyük Patlama - dünyamızı çok zayıf bir kimyasal bileşime sahip bir maddeyle doldurdu.
Genişleyen uzayda nükleonların (protonlar ve nötronlar) birliğinin helyumdan daha fazla ilerlemek için zamana sahip olmadığına inanılmaktadır. Bu nedenle, galaktik öncesi Evren neredeyse sadece hidrojen çekirdekleriyle (yani sadece protonlarla) küçük - kütlece yaklaşık dörtte biri - helyum çekirdeği (alfa parçacıkları) ilavesiyle doluydu. Işık elektronlarından başka pratikte başka hiçbir şey yoktu. Evrenin daha ağır elementlerin çekirdekleriyle birincil zenginleşmesinin tam olarak nasıl gerçekleştiğini henüz söyleyemeyiz. Bugüne kadar tek bir "ilkel" yıldız, yani yalnızca hidrojen ve helyumdan oluşan bir nesne keşfedilmedi. Düşük metal içeriğine sahip yıldızları aramak için özel programlar vardır (gökbilimcilerin helyumdan daha ağır olan tüm elementleri "metaller" olarak adlandırmayı kabul ettiklerini hatırlıyoruz) ve bu programlar, "son derece düşük metalliğe" sahip yıldızların Galaksimizde son derece nadir olduğunu göstermektedir. . Bazı kayıt örneklerinde, örneğin demir içeriği, güneşten on binlerce kez daha düşüktür. Bununla birlikte, bu tür sadece birkaç yıldız var ve “onların kişiliğinde” “neredeyse birincil” nesnelerle değil, sadece bir tür anormallikle uğraştığımız ortaya çıkabilir. Genel olarak bakıldığında, Galaksideki en eski yıldızlar bile makul miktarda karbon, nitrojen, oksijen ve daha ağır atomlar içerir. Bu, en eski galaktik armatürlerin bile aslında ilk olmadığı anlamına gelir: onlardan önce, Evrende zaten bazı “fabrikalar” vardı. kimyasal elementler.

Herschel Avrupa Kızılötesi Uzay Gözlemevi, RTO'da organik moleküllerin spektral "parmak izlerini" tespit etti. Bu görüntüde, NASA'nın Spitzer Uzay Teleskobu tarafından çekilen Orion Bulutsusu'nun kızılötesi görüntüsü, Herschel Gözlemevi'nin HIFI yüksek çözünürlüklü spektrografı tarafından alınan spektrumu ile kaplanmıştır. Karmaşık moleküllerle doygunluğunu açıkça gösterir: su, karbon monoksit ve kükürt dioksit çizgilerinin yanı sıra organik bileşikler - formaldehit, metanol, dimetil eter, hidrosiyanik asit ve bunların izotopik analogları spektrumda kolayca tanımlanır. İşaretsiz tepeler, sayısız henüz tanımlanamayan moleküllere aittir.

Şimdi, bu tür fabrikaların, üçüncü (III) tipteki sözde nüfusun süper kütleli yıldızları olabileceğine inanılıyor. Gerçek şu ki, ağır elementler sadece hidrojen ve helyum için bir "çeşni" değildir. Bunlar, çökmekte olan bir ön-yıldız gaz kümesinin sıkıştırma sırasında açığa çıkan ısıyı serbest bırakmasına izin veren yıldız oluşumu sürecindeki önemli katılımcılardır. Onu böyle bir soğutucudan mahrum bırakırsanız, küçülemez - yani bir yıldız olamaz ... Daha doğrusu, yapabilir, ancak yalnızca kütlesinin çok büyük olması koşuluyla - yüzlerce ve binlerce kat daha fazla modern yıldızlar. Bir yıldız daha az yaşadığından, kütlesi ne kadar büyük olursa, ilk devler çok kısa bir süre için var oldular. Kısa parlak ömürler yaşadılar ve derinliklerinde sentezlenmeye zamanları olan veya doğrudan patlamalar sırasında oluşan ağır elementlerin atomları dışında hiçbir iz bırakmadan patladılar.
Modern Evrende, pratikte tek ağır element tedarikçisi yıldız evrimidir. Büyük olasılıkla, periyodik tablo, kütlesi güneş kütlesini bir büyüklük sırasından daha fazla aşan yıldızlarla "doldurulur". Güneş'te ve diğer benzer armatürlerde, çekirdekteki termonükleer füzyon oksijenin ötesine geçmezse, o zaman evrim sürecinde daha büyük nesneler bir “soğan” yapısı kazanır: çekirdekleri katmanlarla çevrilidir ve katman ne kadar derinse, içinde daha ağır çekirdekler sentezlenir. Burada termonükleer dönüşümler zinciri oksijenle değil, ara çekirdeklerin oluşumuyla demirle biter - neon, magnezyum, silikon, kükürt ve diğerleri.

Büyük Orion Bulutsusu (LTO), büyük miktarda gaz, toz ve yeni doğan yıldızları içeren en yakın yıldız oluşum bölgelerinden biridir. Aynı zamanda, bu bulutsu, Galaksimizdeki en büyük "kimyasal fabrikalardan" biridir ve gerçek "gücü" ve ayrıca içindeki yıldızlararası madde moleküllerinin sentez yolları, gökbilimciler için henüz tam olarak açık değildir. Bu görüntü, Şili'deki La Silla Gözlemevi'ndeki 2.2 metrelik MPG/ES0 teleskobu üzerindeki Geniş Alan Görüntüleyici Kamera ile çekildi.

UZAYDA ORGANİK MOLEKÜLLER

Evreni bu karışımla zenginleştirmek için atomları sentezlemek yeterli değildir - onları yıldızlararası uzaya da atmanız gerekir. Bu, bir süpernova patlaması sırasında olur: bir yıldızda bir demir çekirdek oluştuğunda, kararlılığını kaybeder ve patlayarak bazı füzyon ürünlerini etrafına saçar. Yol boyunca, genişleyen kabukta, demirden daha ağır çekirdekler oluşturan reaksiyonlar meydana gelir. Başka bir tür süpernova patlaması da benzer bir sonuca yol açar - kütlesi, bir uydu yıldızından madde akışı veya başka bir beyaz cüce ile birleşme nedeniyle, beyaz cüceler üzerindeki termonükleer patlamalar, Chandrasekhar sınırından (1.4) daha büyük olur. güneş kütleleri).
Evrenin, organik moleküllerin sentezi için gerekli olan karbon ve nitrojen de dahil olmak üzere bir dizi elementle zenginleştirilmesinde, hayatlarını bir beyaz cüce ve genişleyen bir oluşumu ile sona erdiren daha az kütleli yıldızlar da önemli bir katkı sağlar. gezegenimsi bulutsu. Evrimin son aşamasında, kabuklarında nükleer reaksiyonlar da oluşmaya başlar ve daha sonra uzaya fırlatılan maddenin temel bileşimini karmaşıklaştırır.
Sonuç olarak, bugüne kadar esas olarak hidrojen ve helyumdan oluşan Galaksinin yıldızlararası maddesinin, daha ağır elementlerin atomlarıyla kirlendiği (veya zenginleştiği - buna böyle baktığınız) ortaya çıkıyor.

Buckminsterfullerenes ("fullerenler" veya "buckyballs" olarak kısaltılır) - bir futbol topuna benzer bir düzende bağlı çift sayıda (ancak 60'tan az olmayan) karbon atomlarından oluşan küçük küresel yapılar - ilk olarak bir gezegenimsi bulutsunun tayfında tespit edildi. Galaksimize en yakın yıldız sistemlerinden biri olan Küçük Macellan Bulutu'nda (MMO). Keşif Temmuz 2010'da yapıldı. çalışma Grubu Kızılötesi aralıkta gözlemler yapan Spitzer Uzay Teleskobu (NASA). Bulutsunun içerdiği fullerenlerin toplam kütlesi sadece beş ra mı? dünyanın kütlesinden daha az. Spitzer teleskobu tarafından çekilen MMO görüntüsünün arka planında, 60 karbon atomundan oluşan gezegenimsi bulutsunun (daha küçük ek) ve içinde bulunan fulleren moleküllerinin (büyük ek) büyütülmüş bir görüntüsü gösterilmektedir. Bugüne kadar, bu tür moleküllerin karakteristik çizgilerinin Samanyolu'nda bulunan nesnelerin spektrumlarındaki kaydı hakkında raporlar alındı.

UZAYDA ORGANİK MOLEKÜLLER

Bu atomlar, galaktik gazın genel "akımları" tarafından taşınır, onunla birlikte moleküler bulutlarda yoğunlaşırlar, ilk yıldız kümelerine ve gezegen öncesi disklere girerler ... sonunda gezegen sistemlerinin ve onlarda yaşayan varlıkların bir parçası haline gelirler. Böyle yaşanabilir bir gezegenin en az bir örneği bizim için oldukça güvenilir bir şekilde bilinmektedir.

inorganikten organik

Karasal yaşam - en azından bilimsel açıdan - kimyaya dayanır ve moleküllerin karşılıklı dönüşümleri zinciridir. Doğru, herhangi biri değil, çok karmaşık, ama yine de moleküller - çeşitli oranlarda karbon, hidrojen, oksijen, azot, fosfor ve kükürt atomlarının (ve birkaç düzine daha az yaygın elementin) kombinasyonları. En ilkel "canlı" moleküllerin bile uzun süre karmaşıklığı, içlerindeki sıradan kimyasal bileşikleri tanımamızı engelledi. Canlı organizmaları oluşturan maddelerin özel bir kaliteye sahip olduğu - “yaşam gücü”, bu nedenle özel bir bilim dalı - organik kimya - çalışmalarına dahil edilmesi gerektiği fikri vardı.
Kimya tarihindeki dönüm noktalarından biri, 1828'de inorganik bir maddeden (amonyum siyanat) üre - organik bir madde - sentezleyen ilk kişi olan Friedrich Wohler'in deneyleridir. Bu deneyler, en önemli kavrama doğru ilk adımdı - "cansız" bileşenlerden yaşamın kökeni olasılığının tanınması. İlk olarak 1920'lerin başında Sovyet biyolog Alexander Oparin tarafından belirli kimyasal terimlerle formüle edildi. Ona göre, şimdi "ilkel çorba" olarak bilinen basit moleküllerin (amonyak, su, metan vb.) bir karışımı, Dünya'da yaşamın ortaya çıkması için ortam haline geldi. İçinde, dış enerji "enjeksiyonlarının" (örneğin, yıldırım) etkisi altında, en basit organik moleküller biyolojik olmayan bir şekilde sentezlendi, daha sonra çok uzun bir süre boyunca yüksek düzeyde organize canlı varlıklarda "toplandı". .

1950'lerin başlarında "ilkel çorba"da organik sentez olasılığının deneysel kanıtı, yukarıdaki moleküllerin bir karışımından elektriksel deşarjların geçirilmesinden oluşan Harold Urey ve Stanley Miller'ın (Harold Urey, Stanley Miller) ünlü deneyleriydi. Birkaç haftalık deneyden sonra, bu karışımda en basit amino asitler ve şekerler de dahil olmak üzere zengin bir organik ürün yelpazesi bulundu. Abiyogenezin basitliğinin bu açık gösterimi, yalnızca karasal yaşamın kökeni sorunuyla değil, aynı zamanda Evrendeki daha büyük yaşam sorunuyla da ilgiliydi: çünkü genç Dünya'da organik maddenin sentezi için hiçbir egzotik koşul gerekli değildi. , bu tür süreçlerin başka gezegenlerde gerçekleştiğini (veya gerçekleşeceğini) varsaymak mantıklı olacaktır.

yaşam belirtileri arıyorum

20. yüzyılın ortalarına kadar, sadece Mars "akıldaki kardeşler" için en olası yaşam alanı olarak kabul edildiyse, II. gelecek. Astronomi ve biyolojinin kesiştiği noktada yer alan yeni bir bilimin temelleri o zaman doğdu. Birçok yönden denir - ekzobiyoloji, ksenobiyoloji, biyoastronomi - ancak "astrobiyoloji" adı en sık kullanılır. Ve son on yıllardaki en beklenmedik astrobiyolojik keşiflerden biri, yaşamın en basit "yapı taşlarının", "ilkel çorba"da cansız maddeden Dünya'da sentezlenmesine gerek olmadığı gerçeğinin kavranmasıdır. Gezegenimize zaten hazır durumda ulaşabilirlerdi, çünkü ortaya çıktığı gibi, organik moleküller sadece gezegenlerde değil, aynı zamanda - ilk başta şüphelenilmeyen - yıldızlararası gazda da bol miktarda bulunur.
Dünya dışı maddeleri incelemek için en güçlü araç spektral analizdir. Bir atomdaki elektronların, kesin olarak tanımlanmış enerjilere sahip durumlarda - veya dedikleri gibi, seviyeleri işgal ettikleri - ve enerjileri arasındaki farka eşit olan bir foton yayarak veya soğurarak seviyeden seviyeye hareket ettikleri gerçeğine dayanır. başlangıç ​​ve son seviyelerin enerjileri. Eğer bir atom, gözlemci ile bir ışık kaynağı (örneğin, Güneş'in fotosferi) arasında bulunuyorsa, bu kaynağın spektrumundan sadece enerji seviyeleri arasında elektron geçişlerine neden olabilecek belirli frekanslardaki fotonları "yiyecektir". bu atomun. Bu frekanslarda - soğurma çizgilerinde - spektrumda karanlık düşüşler görülür. Düzeyler kümesi yalnızca her atom için değil, aynı zamanda her iyon (bir veya daha fazla elektrondan yoksun bir atom) için de ayrı olduğundan, atomların hangi atomları oluşturduğunu spektral çizgiler kümesinden güvenilir bir şekilde belirlemek mümkündür. Örneğin, Güneş'in ve diğer yıldızların tayfındaki çizgilerden atmosferlerinin nelerden oluştuğunu öğrenebilirsiniz.
1904'te Johannes Hartmann önemli bir gerçeği ortaya koyan ilk kişiydi: yıldızların tayfındaki tüm çizgiler yıldız atmosferlerinden kaynaklanmaz. Bazıları, gözlemciye çok daha yakın olan atomlar tarafından üretilir - yıldızın yakınında değil, yıldızlararası uzayda. Böylece, yıldızlararası gazın varlığına dair işaretler (daha doğrusu bileşenlerinden sadece biri - iyonize kalsiyum) ilk kez keşfedildi.
Söylemeye gerek yok, bu şok edici bir keşifti. Sonuçta, neden yıldızlararası ortamda (ISM) iyonize kalsiyum olmasın? Ancak, sadece çeşitli elementlerin iyonize ve nötr atomlarını değil, aynı zamanda molekülleri de içerebileceği fikri uzun süre fantastik görünüyordu. O zamanlar ISM, en azından bazı karmaşık bileşiklerin sentezi için uygun olmayan bir yer olarak kabul edildi: aşırı düşük yoğunluklar ve sıcaklıklar, içindeki kimyasal reaksiyon oranlarını neredeyse sıfıra indirmelidir. Ve aniden orada bazı moleküller belirirse, yıldız ışığının etkisi altında derhal tekrar atomlara ayrışırlar.
Bu nedenle, yıldızlararası gazın keşfi ile yıldızlararası moleküllerin varlığının tanınması arasında 30 yıldan fazla bir süre geçti. 1930'ların sonlarında, spektrumun ultraviyole bölgesinde, ilk başta herhangi bir kimyasal elemente atfedilemeyen ISM absorpsiyon çizgileri bulundu. Açıklamanın basit ve beklenmedik olduğu ortaya çıktı: bu çizgiler tek tek atomlara değil, moleküllere - en basit iki atomlu karbon bileşiklerine (CH, CN, CH+) ait. Optik ve morötesi aralıklardaki diğer spektral gözlemler, bir düzineden fazla yıldızlararası molekülden soğurma çizgilerini tespit etmeyi mümkün kıldı.

Radyo astronominin "İpucu"

Yıldızlararası "kimyasal çeşitlilik" araştırmalarının gerçek gelişimi, radyo teleskoplarının ortaya çıkışından sonra başladı. Gerçek şu ki, bir atomdaki enerji seviyeleri - ayrıntılara girmezseniz - yalnızca elektronların çekirdek etrafındaki hareketi ile ilişkilidir, ancak birkaç atomu birleştiren moleküllerin spektrumda yansıtılan ek "hareketleri" vardır: molekül dönebilir, titreşebilir, bükülebilir... Ve bu hareketlerin her biri, bir elektronun enerjisi gibi, yalnızca sabit bir değerler kümesine sahip olabilen enerji ile ilişkilidir. Moleküler rotasyon veya titreşimin çeşitli durumları da "seviyeler" olarak adlandırılır. Seviyeden seviyeye hareket ederken, molekül ayrıca bir foton yayar veya emer. Önemli bir fark, dönme ve titreşim seviyelerinin enerjilerinin nispeten yakın olmasıdır. Bu nedenle, farkları küçüktür ve seviyeden seviyeye geçiş sırasında molekül tarafından emilen veya yayılan fotonlar ultraviyole ve hatta görünür aralığa değil, kızılötesi (titreşimsel geçişler) ve radyo aralığına düşer ( rotasyonel geçişler).

Sovyet astrofizikçisi Iosif Shklovsky, moleküllerin spektral emisyon çizgilerinin radyo aralığında aranması gerektiğine dikkat çeken ilk kişi oldu. Spesifik olarak, belirli koşullar altında Dünya'dan gözlemler için çok uygun olan 18 cm dalga boyunda bir radyo emisyon kaynağı haline gelen bir OH hidroksil molekülü (daha doğrusu bir serbest radikal) hakkında yazdı. ISM'deki ilk molekül haline gelen, 1963'te radyo gözlemleri sırasında keşfedilen ve zaten bilinen iki atomlu yıldızlararası moleküllerin listesini tamamlayan hidroksildi.
Ama sonra daha ilginç oldu. 1968'de, üç ve dört atomlu moleküllerin - su ve amonyak (H 2 0, NH 3) gözlemlerinin sonuçları yayınlandı. Bir yıl sonra, ISM'de ilk organik molekül olan formaldehitin (H 2 CO) keşfi hakkında bir mesaj ortaya çıktı. O zamandan beri, gökbilimciler her yıl birkaç yeni yıldızlararası molekül keşfediyorlar, böylece toplam sayı şimdi iki yüzü aşıyor. Tabii ki, bu listeye iki ila dört atom içeren basit bileşikler hakimdir, ancak önemli bir kısmı (üçte birinden fazlası) çok atomlu moleküllerdir.
Karasal koşullar altında çok atomlu yıldızlararası bileşiklerin iyi bir yarısı, açık bir şekilde organik maddeye atfedilir: formaldehit, dimetil eter, metil ve etil alkol, etilen glikol, metil format, asetik asit... ISM'de keşfedilen en uzun molekül, içinde bulundu. 1997. Boğa takımyıldızındaki TMS-1 moleküler bulutunun yoğun kümelerinden birinde. Dünya için bu, 11 karbon atomlu bir zincir olan siyanopolin ailesinden, bir ucuna bir hidrojen atomunun "bağlı", diğer ucuna bir azot atomu olan çok yaygın bir bileşik değildir. Aynı pıhtıda başka organik moleküller de bulundu, ancak bir nedenden dolayı, çeşitli uzunluklarda (3, 5, 7, 9, 11 atom) karbon zincirlerine sahip siyanopolin molekülleri açısından özellikle zengindir, bunun için "siyanopoliin zirvesi" olarak adlandırılmıştır. .
Zengin bir "organik içeriğe" sahip bir başka iyi bilinen nesne, Galaksimizin merkezine yakın bir yerde Yay takımyıldızı yönünde bulunan moleküler bulut Sgr B2(N)'dir. Özellikle çok sayıda karmaşık molekül içerir. Ancak bu konuda herhangi bir münhasırlığı yoktur - daha ziyade “fener altında arama” etkisi burada tetiklenir. Özellikle organik moleküller olmak üzere yeni moleküller bulmak çok zor bir iştir ve gözlemciler genellikle teleskoplarını gökyüzünün başarılı olma olasılığı daha yüksek bölgelerine yöneltmeyi tercih ederler. Bu nedenle, Boğa, Orion, Yay moleküler bulutlarındaki organiklerin konsantrasyonu hakkında çok şey biliyoruz ve diğer birçok benzer buluttaki karmaşık moleküllerin içeriği hakkında neredeyse hiçbir bilgiye sahip değiliz. Ancak bu, organiklerin orada olmadığı anlamına gelmez - sadece bu nesnelere "antenler henüz ulaşmadı".

deşifre zorlukları

Burada, bu durumda "karmaşıklığın" ne anlama geldiğini açıklığa kavuşturmak gerekiyor. Yıldız spektrumlarının temel bir analizi bile çok zor bir iştir. Evet, her atomun ve iyonun çizgi kümesi kesinlikle bireyseldir, ancak bir yıldızın tayfında düzinelerce elementin çizgileri birbiriyle örtüşür ve bunları “sıralamak” çok zor olabilir. Organik moleküllerin spektrumları durumunda, durum aynı anda birkaç yönde daha karmaşık hale gelir. Atomların ve iyonların sayısız emisyon (absorpsiyon) çizgilerinin çoğu, Dünya'dan gözlemler için erişilebilir dar bir spektral aralık içindedir. Karmaşık moleküllerin de binlerce çizgisi vardır, ancak bu çizgiler çok daha geniş "dağılır" - yakın kızılötesi aralığından (birimler ve onlarca mikrometre) radyo aralığına (onlarca santimetre).
Diyelim ki moleküler bulutta bir akrilonitril (CH2CHCN) molekülü olduğunu kanıtlamak istiyoruz. Bunun için öncelikle bu molekülün hangi hatlarda ışın yaydığını bilmek gerekir. Ancak birçok bileşik için bu tür veriler mevcut değildir! Teorik yöntemler her zaman çizgilerin konumunu hesaplamayı mümkün kılmaz ve laboratuvarda bir molekülün spektrumu, örneğin onu saf haliyle izole etmek zor olduğu için genellikle ölçülemez. İkincisi, bu çizgilerin göreli yoğunluklarını hesaplamak gerekir. Parlaklıkları, molekülün özelliklerine ve bulunduğu ortamın parametrelerine (sıcaklık, yoğunluk vb.) bağlıdır. Teori, araştırılan moleküler bulutta bir dalga boyundaki çizginin, aynı molekülün başka bir dalga boyundaki çizgisinden üç kat daha parlak olması gerektiğini tahmin etmeyi mümkün kılacaktır. Doğrular, gerekli dalga boylarında ancak yanlış yoğunluk oranlarıyla bulunursa, bu, kimliklerinin doğruluğundan şüphe etmek için iyi bir nedendir. Tabii ki, bir molekülü güvenilir bir şekilde tespit etmek için bulutu mümkün olan en geniş spektral aralıkta gözlemlemek gerekir. Ancak uzaydan gelen elektromanyetik radyasyonun önemli bir kısmı Dünya'nın yüzeyine ulaşmıyor! Bu, ya dünya atmosferinin "şeffaflık pencerelerinde" molekülün spektrumunu parça parça gözlemlemek gerektiği anlamına gelir, ki bu elbette elde edilen sonuçlara güvenilirlik katmaz ya da son derece nadir görülen bir uzay teleskopu kullanır. Son olarak, istenen molekülün çizgilerinin, onlarca çeşidi bulunan ve her birinde binlerce çizgi bulunan diğer moleküllerden ayırt edilmesi gerekeceğini unutmayın...
Bu nedenle, gökbilimcilerin yıllardır kozmik organiklerin bazı "temsilcilerini" tanımlamaya çalışması şaşırtıcı değildir. Bu açıdan gösterge, ISM'deki en basit amino asit olan glisinin keşfinin tarihidir. Bu molekülün karakteristik özelliklerinin moleküler bulutların spektrumlarına kaydedildiğine dair raporlar tekrar tekrar ortaya çıkmış olsa da, varlığının gerçeği hala genel olarak tanınmamaktadır: birçok çizgi, sanki glisine aitmiş gibi gerçekten gözlemlense de, diğer beklenen çizgileri spektrumda yoktur, bu da tanımlamadan şüphe etmek için sebep verir.

Yıldızlararası Füzyon Laboratuvarları

Ancak tüm bunlar gözlemlerin karmaşıklığıdır. Teoride, geçtiğimiz on yıllar boyunca, yıldızlararası organik sentezle ilgili durum çok daha net hale geldi ve şimdi, ISM'nin kimyasal eylemsizliği hakkındaki ilk fikirlerin yanlış olduğunu açıkça anlıyoruz. Bunu yapmak için elbette önceden bileşimi ve fiziksel özellikleri hakkında çok şey öğrenmemiz gerekiyordu. Yıldızlararası uzayın hacminin önemli bir kısmı gerçekten de "steril"dir. Binlerce ila milyonlarca kelvin arasında değişen sıcaklıklarda çok sıcak ve nadir gazla doldurulur ve sert yüksek enerjili radyasyonla nüfuz eder. Ancak, Galaksi'de, sıcaklığın düşük olduğu (birkaç ila onlarca kelvin) ve yoğunluğun ortalamadan belirgin şekilde daha yüksek olduğu (santimetre küp başına yüzlerce veya daha fazla parçacık) bireysel yıldızlararası madde yoğunlaşmaları da vardır. Bu yoğunlaşmalardaki gaz, sert radyasyonu etkili bir şekilde emen tozla karıştırılır, bunun sonucunda içleri - soğuk, yoğun, karanlık - kimyasal reaksiyonların meydana gelmesi ve moleküllerin birikmesi için uygun bir yer haline gelir. Temel olarak, bu tür "uzay laboratuvarları", daha önce bahsedilen moleküler bulutlarda bulunur. Birlikte, galaktik diskin toplam hacminin yüzde birinden daha azını kaplarlar, ancak Samanyolu'ndaki yıldızlararası maddenin kütlesinin yaklaşık yarısını içerirler.

Polisiklik aromatik hidrokarbonlar (PAH'ler), yıldızlararası uzayda bulunan en karmaşık bileşiklerdir. Cassiopeia takımyıldızındaki yıldız oluşturan bir bölgenin bu kızılötesi görüntüsü, bazılarının moleküler yapılarını (hidrojen atomları beyaz, karbon atomları gri, oksijen atomları kırmızı) ve ayrıca karakteristik tayf çizgilerinden bazılarını gösterir. Bilim adamları, yakın gelecekte PAH tayflarının, kızılötesi spektroskopi kullanarak yıldızlararası ortamın kimyasal bileşimini deşifre etmek için özel bir değere sahip olacağına inanıyorlar.

UZAYDA ORGANİK MOLEKÜLLER

Moleküler bulutların temel bileşimi, Güneş'in bileşimine benzer. Temel olarak, hidrojenden oluşurlar - daha doğrusu, küçük bir helyum "katkı maddesi" olan hidrojen molekülleri H2. Kalan elementler, yaklaşık %0.1 (oksijen için) ve daha düşük bir nispi içerikle küçük safsızlıklar seviyesinde mevcuttur. Buna göre, bu safsızlık atomlarını içeren moleküllerin sayısı da en yaygın H2 molekülüne kıyasla çok azdır. Ama bu moleküller neden oluşuyor? Yeryüzünde, kimyasal sentez için, yeterince yüksek yoğunluklar ve sıcaklıklar sağlayan özel tesisler kullanılmaktadır. Yıldızlararası bir "kimyasal reaktör" nasıl çalışır - soğuk ve seyrek?
Burada astronominin diğer zaman ölçekleriyle ilgilendiğini unutmamak gerekir. Dünya'da, sonuçları hızlı bir şekilde almamız gerekiyor. Doğanın acelesi yok. Yıldızlararası organiklerin sentezi yüzbinlerce ve milyonlarca yıl sürer. Ancak bu yavaş reaksiyonlar bile bir katalizör gerektirir. Moleküler bulutlarda, rolü kozmik ışınların parçacıkları tarafından oynanır. Bir CH bağının oluşumu, karmaşık organik moleküllerin sentezine yönelik ilk adım olarak kabul edilebilir. Ancak sadece hidrojen molekülleri ve karbon atomlarının bir karışımını alırsanız, bu bağ kendiliğinden oluşmayacaktır. Başka bir şey, bazı atomların ve moleküllerin bir şekilde iyonlara dönüşmesidir. İyonları içeren kimyasal reaksiyonlar çok daha hızlı ilerler. Kozmik ışınlar tarafından sağlanan bu ilk iyonlaşma, ağır elementlerin (karbon, nitrojen, oksijen) atomlarının hidrojen atomlarını kendilerine "bağlamaya" başladığı ve keşfedilenler de dahil olmak üzere basit moleküller oluşturduğu bir etkileşimler zincirini başlatan bu ilk iyonizasyondur. İlk etapta ISM (CH ve CH+).
Daha fazla sentez daha da kolaydır. İki atomlu moleküller kendilerine yeni hidrojen atomları bağlar, üç ve dört atomlu (CH 2 +, CH 3 +) dönüşür, poliatomik moleküller birbirleriyle reaksiyona girerek daha karmaşık bileşiklere dönüşür - asetilen, hidrosiyanik asit (HCN), amonyak, formaldehit, sırayla, karmaşık organiklerin sentezi için "yapı taşları" haline gelir.
Kozmik ışınlar birincil ivmeyi verdikten sonra kimyasal reaksiyonlar kozmik toz parçacıkları, yıldızlararası organik sentez için önemli bir katalizör haline geliyor. Sadece moleküler bulutların iç bölgelerini yıkıcı radyasyondan korumakla kalmaz, aynı zamanda birçok inorganik ve organik molekülün verimli "üretimi" için yüzeylerini sağlarlar. Reaksiyonların toplamında, sadece glisinin değil, aynı zamanda daha karmaşık bileşiklerin oluşumunu hayal etmek zor değildir. Bu anlamda, en basit amino asidi keşfetme görevinin daha sportif bir anlamı olduğunu söyleyebiliriz: Uzayda güvenle ilk kim bulacak? Bilim adamları, moleküler bulutlarda glisinin bulunduğundan şüphe duymuyorlar.

"Yaşamın molekülleri" ile nasıl hayatta kalınır?

Genel olarak, üzerinde şu an organik maddenin sentezi için bir "birincil et suyu" gerekli olmadığı kanıtlanmış kabul edilebilir. Doğa, uzayda bu görevle mükemmel bir şekilde başa çıkıyor. Ama yıldızlararası organik maddenin yaşamın ortaya çıkmasıyla bir ilgisi var mı? Gerçekten de, yıldızlar ve gezegen sistemleri moleküler bulutlarda oluşur ve doğal olarak onların maddelerini "emer". Bununla birlikte, bir gezegen olmadan önce, bu madde, gezegen öncesi diskin oldukça sert koşullarından ve genç Dünya'nın daha az sert koşullarından geçer. Ne yazık ki, gezegen öncesi disklerdeki organik bileşiklerin evrimini inceleme yeteneğimiz çok sınırlıdır. Boyutları çok küçüktür ve içlerinde organik molekülleri aramak moleküler bulutlardan daha zordur. Şimdiye kadar, diğer yıldızların oluşum gezegen sistemlerinde yaklaşık bir düzine molekül bulundu. Tabii ki, basit organik bileşikleri (özellikle formaldehit) de içerirler, ancak bu koşullar altında organiklerin evrimini henüz daha ayrıntılı olarak tanımlayamıyoruz.
Kendi gezegen sistemimizin araştırması kurtarmaya geliyor. Doğru, zaten dört buçuk milyar yıldan daha yaşlı, ancak birincil gezegen öncesi maddesinin bir kısmı bugüne kadar bazı göktaşlarında korunmuştur. Organik maddenin bolluğunun oldukça etkileyici olduğu ortaya çıktı - özellikle yüzde birkaçını oluşturan sözde karbonlu kondritlerde. toplam sayısı Dünya'ya düşen "göksel taşlar". Gevşek bir kil yapısına sahiptirler, bağlı su bakımından zengindirler, ancak en önemlisi, maddelerinin önemli bir kısmı, birçok organik bileşiğin parçası olan karbon tarafından “işgal edilir”. Meteoritik organik madde, aralarında amino asitler ve azotlu bazlar ve (karboksilik asitler ve daha basit bileşiklerin polimerizasyonunun (katranlanması) bir ürünü olan "çözünmeyen organik madde"nin) bulunduğu nispeten basit moleküllerden oluşur. şimdi güvenle, bu organik maddenin bir protosolar moleküler demetin maddesinden “kalıtsal” olduğunu söylüyorlar, ancak dolaylı kanıtlar bunu gösteriyor - özellikle, meteorlarda çok sayıda molekülün açık bir izotopomer fazlası bulundu.

	Asetaldehit (solda) ve izomerleri, vinil alkol ve etilen oksit de yıldızlararası uzayda tespit edildi.
10 sekiz atom		1997'de radyo gözlemleri uzayda asetik asidin varlığını doğruladı.
9 dokuz atomlu molekül ve 10 ila 70 atom içeren 17 molekül		Dış uzayda bulunan en ağır (ve en uzun) moleküllerden bazıları poliin sınıfına aittir - tekli bağlarla "bir zincir halinde" seri olarak bağlanmış birkaç üçlü bağ içerirler. Yeryüzünde oluşmazlar.
ŞU ANDA YILDIZLARARASI UZAYDA KEŞFİ EDİLEN MOLEKÜLLER

İzotopomerler veya izotopologlar, bir veya daha fazla atomun bir kimyasal elementin küçük (en yaygın olmayan) izotopuyla değiştirildiği moleküllerdir. Örneğin, izotopomer, hafif hidrojen izotop protiyumunun döteryum ile değiştirildiği ağır sudur. Moleküler bulutların kimyasının bir özelliği, izotopomerlerin içlerinde "sıradan" moleküllerden biraz daha verimli şekilde oluşmasıdır. Örneğin, döteryumlu formaldehit (HDCO) içeriği, genel olarak, uzaydaki döteryum (D) atomlarının protium (H) atomlarından yüz bin kat daha az olmasına rağmen, geleneksel formaldehit içeriğinin yüzde onlarca olabilir. . Yıldızlararası moleküller, normal 14N'ye kıyasla azot izotopu 15N'ye aynı "tercih"i verir. Aynı nispi aşırı zenginleşme göktaşı organiklerinde de gözlenir.
Şimdiye kadar, mevcut verilerden üç önemli sonuç çıkarılabilir. İlk olarak, çok yüksek derecede karmaşıklığa sahip organik bileşikler, bizim ve diğer galaksilerin yıldızlararası ortamında çok verimli bir şekilde sentezlenir. İkincisi, bu bileşikler protoplaneter disklerde korunabilir ve gezegenlerin - gezegenlerin "embriyoları" olan gezegenlerin bir parçası olabilir. Ve son olarak, organik madde Dünya'nın veya başka bir gezegenin oluşum sürecinde "hayatta kalmamış" olsa bile, oraya daha sonra meteorlarla (bugün olduğu gibi) ulaşabilirdi.
Doğal olarak, organik sentezin gezegen öncesi aşamada ne kadar ileri gidebileceği sorusu ortaya çıkıyor. Ama ya yaşamın kökeni için "yapı taşları" değil de yaşamın kendisi Dünya'ya meteorlarla geldiyse? Sonuçta, 20. yüzyılın başında, basit iki atomlu moleküllerin bile ISM'de görünmesi imkansız görünüyordu. Şimdi moleküler bulutlarda, adlarını ilk kez telaffuz etmesi zor olan maddeleri toplu olarak buluyoruz. ISM'deki amino asitlerin tespiti büyük olasılıkla sadece bir zaman meselesidir. Bir sonraki adımı atmamızı ve meteorların Dünya'ya "bitmiş biçimde" yaşamı getirdiğini varsaymamızı engelleyen nedir?
Gerçekten de, literatürde birkaç kez meteorlarda en basit dünya dışı organizmaların kalıntılarının bulunduğuna dair raporlar var ... Ancak, şimdiye kadar bu bilgi, yaşamın kökeninin genel resmine güvenle dahil edilemeyecek kadar güvenilmez ve dağınık. .

Uzaydaki "sıcak" nükleer süreçler - plazma durumu, yıldızların içindeki nükleojenez (elementlerin süreci) vb. - esas olarak fizik tarafından ele alınır. - 20. yüzyılın 2. yarısında önemli bir gelişme gösteren yeni bir bilgi alanı. esas olarak astronotiğin başarısı nedeniyle. Daha önce, uzaydaki kimyasal süreçler ve kozmik cisimlerin bileşimi üzerine yapılan çalışmalar, esas olarak Güneş'ten, yıldızlardan ve bir dereceye kadar gezegenlerin dış katmanlarından gelen radyasyonla gerçekleştiriliyordu. Bu yöntem, Güneş'teki elementi daha Dünya'da keşfedilmeden önce keşfetmeyi mümkün kıldı. Kozmik cisimleri incelemek için tek doğrudan yöntem, Dünya'ya düşen çeşitli göktaşlarının faz bileşimiydi. Böylece, daha fazla gelişme için temel öneme sahip olan önemli malzeme birikmiştir. Kozmonotiğin gelişimi, otomatik istasyonların güneş sisteminin gezegenlerine - Ay, Venüs, Mars - uçuşları ve nihayet Ay'ı insan tarafından ziyaret etmek tamamen yeni fırsatlar yarattı. Her şeyden önce, bu, kozmonotların katılımıyla veya otomatik (hareketli ve sabit) araçlarla numuneler alınarak ve daha fazla çalışma için Dünya'ya teslim edilerek Ay'ın doğrudan keşfidir. kimya laboratuvarları. Buna ek olarak, otomatik iniş araçları, başta Mars ve Venüs olmak üzere güneş sistemindeki diğer gezegenlerin içindeki ve yüzeyindeki varlık koşullarını incelemeyi mümkün kıldı. En önemli görevlerden biri, kozmik bedenlerin bileşimi ve dağılımı temelinde, açıklama arzusunu incelemektir. kimyasal baz onların kökeni ve tarihi. En büyük dikkat, yaygınlık ve dağıtım sorunlarına ödenir. Uzaydaki yaygınlık, yıldızların içindeki nükleojenez tarafından belirlenir. Güneş'in kimyasal bileşimi, güneş sisteminin karasal gezegenleri ve göktaşları, görünüşe göre, neredeyse aynıdır. Çekirdeklerin oluşumu, yıldızlardaki çeşitli nükleer süreçlerle ilişkilidir. Bu nedenle, gelişimlerinin farklı aşamalarında farklı yıldızlar ve yıldız sistemleri farklı kimyasal bileşimlere sahiptir. Bilinen yıldızlar özellikle güçlü spektral çizgiler Ba veya Mg veya Li, vb. Kozmik süreçlerde faz dağılımı son derece çeşitlidir. Dönüşümlerinin farklı aşamalarında uzaydaki kümelenme durumu ve faz birçok yönden etkilenir: 1) yıldızdan yıldıza kadar büyük bir aralık. tamamen sıfır; 2) gezegenler ve yıldızlar koşullarındaki milyonlarca kişiden uzaya kadar geniş bir aralık; 3) derinlemesine nüfuz eden galaktik ve güneş radyasyonu farklı kompozisyon ve yoğunluk; 4) kararsızın kararlı hale dönüşmesine eşlik eden radyasyon; 5) manyetik, yerçekimi ve diğer fiziksel alanlar. Tüm bu faktörlerin gezegenlerin dış kabuğunun bileşimini, gaz kabuklarını, meteoritik, kozmik vb. Etkilediği tespit edilmiştir. Aynı zamanda, uzaydaki fraksiyonasyon süreçleri sadece atomik değil, aynı zamanda izotopik bileşim ile de ilgilidir. Radyasyonun etkisi altında ortaya çıkan izotopların belirlenmesi, gezegenlerin, asteroitlerin, meteoritlerin oluşum süreçlerinin tarihine derinlemesine nüfuz etmeyi ve bu süreçlerin yaşını belirlemeyi sağlar. Uzaydaki aşırı koşullar nedeniyle, Dünya'nın özelliği olmayan süreçler gerçekleşir ve durumlar meydana gelir: yıldızların plazma durumu (örneğin Güneş); He, Na, CH 4, NH3 ve diğer uçucu maddelerin yoğunlaşması büyük gezegenlerçok düşük; Ay'da uzayda paslanmaz oluşumu; taşlı göktaşlarının kondrit yapısı; meteorlarda ve muhtemelen gezegenlerin yüzeyinde (örneğin Mars) karmaşık organiklerin oluşumu. Yıldızlararası uzayda, son derece küçük ve birçok elementin yanı sıra (, vb.) Bulunurlar ve son olarak, çeşitli komplekslerin (birincil güneş H, CO, NH3, O 2, N'den kaynaklanan) bir sentezi vardır. 2, S ve radyasyonun katılımıyla denge koşulları altında diğer basit bileşikler). Göktaşlarındaki, yıldızlararası uzaydaki tüm bu organikler optik olarak aktif değildir.

Astrofizik ve diğer bazı bilim dallarının gelişmesi ile ilgili bilgi edinme olanakları . Bu nedenle yıldızlararası ortamda aramalar radyo astronomi yöntemleri ile yapılmaktadır. 1972'nin sonunda, yıldızlararası uzayda, 7'ye kadar tür içeren oldukça karmaşık organik olanlar da dahil olmak üzere 20'den fazla tür keşfedildi. Gözlenen değerlerinin 10-100 milyon kat daha az olduğu tespit edilmiştir. Bu yöntemler ayrıca, birinin izotopik çeşitlerinin (örneğin, H 2 12 CO ve H 2 13 CO) radyo hatlarını karşılaştırarak, yıldızlararası izotopik kompozisyonu araştırmayı ve mevcut köken teorilerinin doğruluğunu kontrol etmeyi sağlar.

Kozmos bilgisi için istisnai öneme sahip olan, karmaşık, çok aşamalı düşük sıcaklıklı bir sürecin incelenmesidir, örneğin, güneşin güneş sisteminin katı gezegenlerine, asteroitlere, meteoritlere, yoğunlaşma büyümesi, yığılma eşliğinde geçişi. (kütlede artış, dışarıdan, örneğin bir gaz ve toz bulutundan parçacıklar ekleyerek herhangi birinin “büyümesi”) ve dış uzayda eşzamanlı uçucu madde kaybıyla birlikte birincil agregalar (fazlar). Uzayda, nispeten düşük (5000-10000 ° C), farklı bağlanma enerjileri, oksitleyici potansiyeller vb. ile karakterize edilen farklı kimyasal bileşime sahip katı fazlar (bağlı olarak), soğutmadan art arda çökelir.Örneğin, kondritlerde, silikat, metalik, sülfür, kromit, fosfit, karbür ve tarihlerinin bir noktasında bir araya gelerek taşlı bir göktaşına ve muhtemelen benzer bir şekilde karasal tipteki gezegenlere dönüşen diğer fazlar.

Ayrıca, gezegenlerde, katının farklılaşma süreci gerçekleşir, kabuklara soğutulur - bir metal çekirdek, silikat fazlar (manto ve kabuk) ve - zaten gezegenlerin radyojenik ısı ile ikincil ısınmasının bir sonucu olarak. radyoaktif ve muhtemelen diğer elementlerin bozunması sırasında salınan orijin. Bu erime süreci, volkanizma sırasında Ay, Dünya, Mars ve Venüs'ün de özelliğidir. Eriyebilir (örneğin, kabuk ve) gezegenlerin refrakter mantosundan ayıran evrensel bölge ayrımı ilkesine dayanır. Örneğin, birincil güneş enerjisi CaSiO 3 + CO2, 90 atm'de %97 CO2 içerdiği bir denge durumuna ulaşır. Ay örneği, kütlesi küçükse ikincil (volkanik) olanların bir gök cismi tarafından tutulmadığını göstermektedir.

Dış uzaydaki çarpışmalar (göktaşı parçacıkları arasında ya da göktaşlarının ve diğer parçacıkların gezegenlerin yüzeyine çarpması sırasında) kozmik hızlar hareketler ısıya, katı kozmik cisimlerin yapısında iz bırakmaya ve göktaşı kraterlerinin oluşumuna neden olabilir. Uzay cisimleri arasında olur. Örneğin, minimum tahmine göre, en az 1 × başkalarına ve genel durumda - izotopik veya atomik bileşim", 1971, c. on bir; Aller L.H., çev. İngilizce'den, M., 1963; Seaborg G.T., Valens E.G., Elements of the Universe, çev. İngilizce'den, 2. baskı, M., 1966; Merrill P.W., Uzay kimyası, Ann Arbor, 1963; Spitzer L., Uzayda dağınık madde, N.Y., 1968; Snyder L.E., Buhl D., Yıldızlararası ortamda Moleküller, Sky and Telescope, 1970, v. 40, s. 267, 345.

"Canavar ve kuş, yıldızlar ve taş - hepimiz biriz, hepimiz biriz..." diye mırıldandı Cobra, başlığını indirerek ve aynı zamanda sallanarak. - Yılan ve çocuk, taş ve yıldız - hepimiz biriz...

Pamela Travers. "Mary Poppins"

Evrendeki kimyasal elementlerin yaygınlığını belirlemek için maddesinin bileşimini belirlemek gerekir. Ve sadece büyük nesnelerde değil - yıldızlar, gezegenler ve uyduları, asteroitler, kuyruklu yıldızlar. Doğa, bildiğiniz gibi, boşluğa tahammül etmez ve bu nedenle dış uzay ötesindedir. yıldızlararası gaz ve tozla dolu. Ne yazık ki, yalnızca karasal madde (ve yalnızca "ayaklarımızın altında olan") ve çok az miktarda ay toprağı ve göktaşları, bir zamanlar var olan kozmik cisimlerin parçaları, doğrudan incelememiz için elimizde bulunmaktadır.

Bizden binlerce ışıkyılı uzaklıktaki nesnelerin kimyasal bileşimi nasıl belirlenir? 1859'da Alman bilim adamları Gustav Kirchhoff ve Robert Bunsen tarafından spektral analiz yönteminin geliştirilmesinden sonra bunun için gerekli tüm bilgileri elde etmek mümkün oldu. Ve 1895'te, Würzburg Üniversitesi'nde profesör olan Wilhelm Conrad Roentgen, yanlışlıkla bilim adamının X-ışınları adını verdiği (şimdi X-ışınları olarak biliniyorlar) bilinmeyen bir radyasyon keşfetti. Bu keşif sayesinde, X-ışını spektroskopisi ortaya çıktı.elementin sıra numarasını belirlemek için doğrudan spektrumdan.

Spektral ve X-ışını spektral analizinin temeli, her bir kimyasal elementin atomlarının, yalnızca özel cihazlar - spektrometreler tarafından yakalanan, kesin olarak tanımlanmış, karakteristik uzunluktaki dalgalar şeklinde enerji yayma veya emme yeteneğidir. . Atom dalgalar yayar görülebilir ışık elektronların dış seviyelerde geçişleri sırasında ve X-ışını radyasyonundan daha "derin" elektron katmanları sorumludur. Spektrumdaki belirli çizgilerin yoğunluğu ile, belirli bir gök cismi içindeki elementin içeriğini bulurlar.

XX'nin sonunda içinde. Evrendeki birçok nesnenin spektrumları incelendi ve çok miktarda istatistiksel malzeme toplandı. Tabii ki, kozmik cisimlerin ve yıldızlararası maddenin kimyasal bileşimi hakkındaki veriler nihai değildir ve sürekli olarak geliştirilmektedir, ancak halihazırda toplanan bilgiler sayesinde, uzaydaki elementlerin ortalama içeriğini hesaplar.

Evrendeki tüm cisimler aynı kimyasal elementlerin atomlarından oluşur, ancak farklı nesnelerdeki içerikleri farklıdır. Bu durumda, ilginç desenler gözlenir. Yaygınlıktaki liderler hidrojen (uzaydaki atomları %88.6) ve helyumdur (%11.3). Kalan elementler sadece %1'i oluşturuyor! Karbon, nitrojen, oksijen, neon, magnezyum, silikon, kükürt, argon ve demir de yıldızlarda ve gezegenlerde yaygındır. Böylece hafif elementler hakimdir. Ama istisnalar var. Bunlar arasında lityum, berilyum ve bor alanında bir "başarısızlık" ve nedeni henüz belirlenmemiş olan düşük flor ve skandiyum içeriği bulunmaktadır.

Ortaya çıkan desenler bir grafik şeklinde sunulabilir. Dıştan, dişleri farklı şekillerde aşınmış ve hatta bazıları kırılmış eski bir testereyi andırıyor. Dişlerin üst kısımları, seri numaraları çift olan (yani, çekirdeklerdeki proton sayısının çift olduğu) elementlere karşılık gelir. Bu model, İtalyan kimyager Giuseppe Oddo'dan (1865-1954) sonra Oldo-Harkins kuralı olarak adlandırılır ve Amerikalı fizikçi ve kimyager William Harkins (1873–1951). Bu kurala göre, eşit yüklü bir elementin bolluğu, çekirdeğinde tek sayıda proton bulunan komşularından daha fazladır. Element çift sayıda nötrona sahipse, daha sık meydana gelir ve daha fazla izotop oluşturur. Evrende çift sayıda nötron ve protona sahip 165 kararlı izotop vardır; Çift sayıda proton ve tek sayıda nötron içeren 56 izotop; çift ​​sayıda nötron ve tek sayıda protona sahip 53 izotop; ve hem nötron hem de proton sayısı tek olan sadece 8 izotop.

Çarpıcıdır ve en yaygın elementlerden biri olan demire atfedilebilecek başka bir maksimumdur. Grafikte sivri ucu Everest gibi yükseliyor. Bunun nedeni, tüm kimyasal elementler arasında en yüksek olan demir çekirdeğindeki yüksek bağlanma enerjisidir.

Ve işte testeremizin kırık dişi - grafikte teknetyum, element No. 43'ün yaygınlığı için bir değer yok, bunun yerine bir boşluk var. Görünüşe göre çok özel mi? Teknesyum periyodik tablonun ortasında yer alır, komşularının yaygınlığı genel kalıplara tabidir. Ve işte olay: Bu element, uzun süre önce "bitti", en uzun ömürlü izotopunun yarı ömrü 2.12.10 6 yıl. Teknesyum, kelimenin geleneksel anlamıyla keşfedilmedi bile: 1937'de yapay olarak ve daha sonra tesadüfen sentezlendi. Ama ilginç olan şu: 1960 yılında, Güneş'in tayfında "var olmayan" 43 numaralı elementin bir çizgisi keşfedildi! Bu, yıldızların içindeki kimyasal elementlerin sentezinin bugüne kadar devam ettiği gerçeğinin parlak bir teyididir.

İkinci kırık diş, grafikte (No. 61) prometyum olmamasıdır ve aynı nedenlerle açıklanmaktadır. Bu elementin en kararlı izotopunun yarı ömrü çok kısadır, sadece 18 yıldır. Ve şimdiye kadar kendini uzayda hiçbir yerde hissettirmedi.

Grafikte 83'ten büyük seri numaralarına sahip hiçbir öğe yok: ayrıca çok kararsızlar ve uzayda çok azı var.

Bovyka Valentina Evgenievna

İndirmek:

Ön izleme:

Belediye bütçe eğitim kurumu

ortalama Kapsamlı okul 20 Krasnodar

Kimyasal elementlerin yeryüzünde ve uzayda dağılımı. Birincil nükleosentez sürecinde ve yıldızların içlerinde kimyasal elementlerin oluşumu.

fizik soyut

Bir öğrenci tarafından yapıldı:

10 "B" sınıfı MBOU ortaokulu No. 20 Krasnodar

Bovyka Valentina

Öğretmen:

Skryleva Zinaida Vladimirovna

Krasnodar

2016

1. Uzay kimyasını inceleyen uzay kimyası.
2. Bazı terimler.
3. Güneş sistemi ve ayın gezegenlerinin kimyasal bileşimi.
4. Kuyruklu yıldızların, meteorların kimyasal bileşimi.
5. birincil nükleosentez.
6. Evrendeki diğer kimyasal süreçler.
7. Yıldızlar.
8. yıldızlararası ortam
9. Kullanılan kaynakların listesi

Uzay Kimyası. Uzay kimyası neyi inceler?

Uzay kimyası çalışmasının konusu, kozmik cisimlerin (gezegenler, yıldızlar, kuyruklu yıldızlar vb.), Yıldızlararası uzayın kimyasal bileşimi ve uzayda meydana gelen kimyasal süreçlerdir.

Kozmosun kimyası, esas olarak maddelerin atomik-moleküler etkileşimi sırasında meydana gelen süreçlerle ilgilenir ve fizik, yıldızların içindeki nükleosentez ile ilgilenir.

bazı terimler

Aşağıdaki materyalin anlaşılmasını kolaylaştırmak için bir terimler sözlüğüne ihtiyaç vardır.

Yıldızlar - bağırsaklarında kimyasal elementlerin sentez reaksiyonlarının gerçekleştiği parlak gaz masif topları.

Gezegen - yıldızların veya kalıntılarının etrafında yörüngelerde dönen gök cisimleri.

Kuyruklu yıldızlar - donmuş gazlardan, tozdan oluşan uzay cisimleri.

göktaşları - gezegenler arası uzaydan Dünya'ya düşen küçük kozmik cisimler.

Meteorlar - bir meteoroidin Dünya atmosferine etkisinden kaynaklanan parlak bir iz şeklinde fenomenler.

yıldızlararası ortam- yıldızlar arasındaki boşluğu dolduran nadir madde, elektromanyetik radyasyon ve manyetik alan.

Yıldızlararası maddenin ana bileşenleri: gaz, toz, kozmik ışınlar.

nükleosentez - nükleer füzyon reaksiyonları sırasında kimyasal elementlerin (hidrojenden daha ağır) çekirdeklerinin oluşum süreci.

Güneş sistemi ve ayın gezegenlerinin kimyasal bileşimi

Güneş sisteminin gezegenleri, Güneş adı verilen bir yıldızın etrafında dönen gök cisimleridir.

Güneş sistemi 8 gezegenden oluşur: Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün.

Her gezegeni ayrı ayrı ele alalım.

Merkür

Güneş sisteminde Güneş'e en yakın gezegen, en küçük gezegen. Merkür'ün çapı yaklaşık 4870 km'dir.

Kimyasal bileşim

Gezegenin çekirdeği demirdir, ferromanyetiktir. Demir içeriği = %58

Bir veriye göre atmosfer çoğunlukla azottan (N 2 ) karbondioksit ile karıştırılır (CO 2 ), diğerlerine göre - helyumdan (He), neondan (Ne) ve argondan (Ar).

Venüs

Güneş sistemindeki ikinci gezegen. Çap ≈ 6000 km.

Kimyasal bileşim

Çekirdek demirdir, manto silikatlar, karbonatlar içerir.

Atmosfer %97 karbondioksittir (CO 2 ), geri kalanı azottur (N 2 ), su (H 2 O) ve oksijen (O 2 ).

Toprak

Güneş sisteminin üçüncü gezegeni, güneş sistemindeki yaşam için en uygun koşullara sahip tek gezegen. Çapı yaklaşık 12.500 km'dir.

Kimyasal bileşim

Demir çekirdek. Yerkabuğu oksijen O içerir 2 (%49), silikon Si (%26), alüminyum Al (%4,5) ve diğer kimyasal elementler. Atmosfer %78 azottur (N 2 ), oksijenden %21 (O 2 ) ve %0.03 karbondioksitten (CO 2 ), geri kalanı inert gazlar, su buharı ve safsızlıklardır. Hidrosfer çoğunlukla oksijenden oluşur O 2 (%85.82), hidrojen H2 (%10.75) ve diğer elementler. Tüm canlılar karbon (C) içerir.

Mars

Mars, güneş sistemindeki dördüncü gezegendir. Çap yaklaşık 7000 km

Kimyasal bileşim

Demir çekirdek. Gezegenin kabuğu demir oksitler ve silikatlar içerir.

Jüpiter

Jüpiter, Güneş'ten beşinci gezegendir. en büyük gezegen Güneş Sistemi. Çapı 140.000 km'nin üzerinde.

Kimyasal bileşim

Çekirdek sıkıştırılmış hidrojendir (H 2 ) ve helyum (He). Atmosfer hidrojen içerir (H 2 ), metan (CH 4 ), helyum (He), amonyak (NH 3 ).

Satürn

Satürn, Güneş'ten altıncı gezegendir. Yaklaşık 120.000 km çapındadır.

Kimyasal bileşim

Çekirdek ve yerkabuğu hakkında veri yoktur. Atmosfer, Jüpiter'in atmosferiyle aynı gazlardan oluşur.

Uranüs ve Neptün

Uranüs ve Neptün sırasıyla yedinci ve sekizinci gezegenlerdir. Her iki gezegenin yaklaşık çapı 50.000 km'dir.

Kimyasal bileşim

Çekirdek ve korteks hakkında veri yok. Atmosfer metan (CH 4 ), helyum (He), hidrojen (H 2 ).

Ay

Ay, hammadde üssü olan Dünya'nın bir uydusudur. Ay toprağına regolit denir, silikon oksit (IV), alüminyum oksit ve diğer metallerin oksitlerinden oluşur, çok fazla uranyum, su içermez.

Kuyruklu yıldızların, meteorların kimyasal bileşimi

göktaşları

Meteoritler demir, demir-taş ve taştır. Çoğu zaman, taş meteorlar Dünya'ya düşer. Ortalama olarak, hesaplamalara göre, her demir göktaşı için 16 taş vardır.

Demir meteoritlerin kimyasal bileşimi %90 demir (Fe), %8.5 nikel (Ni), %0.6 kobalt (Co) ve %0.01 silikondur (Si).

Taşlı göktaşları esas olarak oksijenden oluşur (0 2 ) (%41) ve silikon (Si) (%21).

Kuyruklu yıldızlar

Kuyruklu yıldızlar, bir gaz kabuğu ile çevrili katı cisimlerdir. Çekirdek donmuş metandan (CH 4) ve amonyak (NH 3 ) mineral safsızlıklar ile. Gaz kuyruklu yıldızlarında çeşitli radikaller ve iyonlar bulunmuştur. En son gözlemler, hidrojen sülfür, su, ağır su, kükürt dioksit, formaldehit, metanol, formik asit, hidrojen siyanür, metan, asetilen, etan, fosfatit ve diğer bileşikleri içeren Hale-Bopp kuyruklu yıldızından yapılmıştır.

Birincil nükleosentez

Birincil nükleosentezi düşünmek için tabloya dönelim.

evrenin yaşı	Sıcaklık, K	Maddenin durumu ve bileşimi
0,01 sn	10 11	nötronlar, protonlar, elektronlar, termal dengede pozitronlar. n ve p sayıları aynıdır.
0.1 sn	3*10 10	Parçacıklar aynıdır, ancak proton sayısının nötron sayısına oranı 3:5'tir.
	10 10	elektronlar ve pozitronlar yok olur, p:n =3:1
13,8 sn	3*10 9	Döteryum D ve helyum çekirdekleri oluşmaya başlar 4 Hayır, elektronlar ve pozitronlar kaybolur, serbest protonlar ve nötronlar vardır.
35 dakika	3*10 8	p ve n sayısına göre D ve Not sayısını ayarlar 4 He:H + ≈ ağırlıkça %24-25
7*10 5 yıl	3*10 3	Kimyasal enerji, kararlı nötr atomlar oluşturmak için yeterlidir. Evren radyasyona karşı şeffaftır. Madde radyasyona hakimdir.

Birincil nükleosentezin özü, nükleonlardan, döteryum çekirdeklerinden ve nükleonlardan - helyum çekirdeklerinden döteryum çekirdeklerinin oluşumuna indirgenir. kütle Numarası 3 ve trityum ve çekirdeklerden 3 Değil, 3 H ve nükleonlar - çekirdekler 4 Hayır.

Evrendeki diğer kimyasal süreçler

saat yüksek sıcaklıklar(çevresel uzayda sıcaklık birkaç bin dereceye ulaşabilir) kimyasal maddeler bileşenlere ayrışmaya başlar - radikaller (CH 3'ten 2'ye , CH, vb.) ve atomlar (H, O, vb.)

Yıldızlar

Yıldızlar kütle, boyut, sıcaklık ve parlaklık bakımından farklılık gösterir.

Yıldızların dış katmanları esas olarak hidrojenin yanı sıra helyum, oksijen ve diğer elementlerden (C, P, N, Ar, F, Mg, vb.)

Cüce altı yıldızlar daha ağır elementlerden oluşur: kobalt, skandiyum, titanyum, manganez, nikel vb.

Dev yıldızların atmosferinde, sadece kimyasal element atomları değil, aynı zamanda refrakter oksit molekülleri (örneğin titanyum ve zirkonyum) ve bazı radikaller de bulunabilir: CN, CO, C 2

Yıldızların kimyasal bileşimi spektroskopik yöntemle incelenir. Böylece Güneş'te demir, hidrojen, kalsiyum ve sodyum bulundu. Helyum önce Güneş'te, daha sonra Dünya gezegeninin atmosferinde bulundu. Şu anda, Güneş'in ve diğer tayfların tayfında gök cisimleri 72 element bulundu, bu elementlerin hepsi Dünya'da da bulundu.

Yıldızların enerji kaynağı termonükleer füzyon reaksiyonlarıdır.

Bir yıldızın yaşamının ilk aşamasında hidrojen, iç kısmında helyuma dönüştürülür.

4 1 H → 4 He

Helyum daha sonra karbon ve oksijene dönüşür

3 4 O → 12 C

4 4 O → 16 O

Bir sonraki aşamada, karbon ve oksijen yakıttır, alfa süreçlerinde demir için neon elementleri oluşur. Yüklü parçacıkları yakalamanın diğer reaksiyonları endotermiktir, bu nedenle nükleosentez durur. Termonükleer reaksiyonların durması nedeniyle, demir çekirdeğin dengesi bozulur, enerjisinin bir kısmı demir çekirdeğin a-parçacıklarına ve nötronlara çürümesine harcanan yerçekimi sıkıştırması başlar. Bu sürece yerçekimi çökmesi denir ve yaklaşık 1 saniye sürer. Bir yıldızın kabuğundaki sıcaklıktaki keskin bir artışın bir sonucu olarak, hidrojen, helyum, karbon ve oksijenin termonükleer yanma reaksiyonları meydana gelir. Yıldız maddesinin patlamasına ve genişlemesine yol açan büyük miktarda enerji açığa çıkar. Bu fenomene süpernova denir. Bir süpernova patlaması sırasında, parçacıklara büyük bir ivme kazandıran enerji açığa çıkar, nötron akıları daha önce oluşturulmuş elementlerin çekirdeklerini bombalar. Nötron yakalamaları ve ardından β-radyasyonu sürecinde, demirden daha ağır elementlerin çekirdekleri sentezlenir. Sadece en büyük yıldızlar bu aşamaya ulaşır.

Çöküş sırasında, şemaya göre proton ve elektronlardan nötronlar oluşur:

1 1 p + -1 0 e → 1 0 n + v

Oluşturulan nötron yıldızı.

Bir süpernovanın çekirdeği bir pulsar'a dönüşebilir - saniyenin kesri kadar bir periyotla dönen ve elektromanyetik radyasyon yayan bir çekirdek. Manyetik alanı devasa oranlara ulaşır.

Ayrıca kabuğun çoğunun patlama kuvvetini yenerek çekirdeğin üzerine düşmesi de mümkündür. Ek kütle alan nötron yıldızı, bir "kara delik" oluşumuna doğru küçülmeye başlar.

yıldızlararası ortam

Yıldızlararası ortam gaz, toz, manyetik alanlar ve kozmik ışınlardan oluşur. Yıldız radyasyonunun absorpsiyonu gaz ve toz nedeniyle oluşur. Yıldızlararası ortamın tozu 100-10 K sıcaklığa sahiptir, yıldızlararası gazın sıcaklığı 10 ila 10 arasında değişebilir. 7 K ve yoğunluğa ve ısı kaynaklarına bağlıdır. Yıldızlararası gaz, nötr veya iyonize olabilir (H 2 0 , H 0 , H + , e - , He 0 ).

Öncelikle kimyasal bileşik uzayda 1937'de spektroskopi kullanılarak keşfedildi. Bu bileşik CH radikaliydi, birkaç yıl sonra siyanojen CN bulundu ve 1963'te hidroksil OH keşfedildi.

Spektroskopide radyo dalgalarının ve kızılötesi radyasyonun kullanılmasıyla, uzayın "soğuk" bölgelerini incelemek mümkün oldu. Önce inorganik maddeler bulundu: su, amonyak, karbon monoksit, hidrojen sülfür ve ardından organik: formaldehit, formik asit, asetik asit, asetaldehit ve formik alkol. 1974 yılında uzayda etil alkol bulundu. Sonra Japon bilim adamları metilamin CH'yi keşfetti 3-NH2.

Akışlar yıldızlararası uzayda hareket eder atom çekirdeği- kozmik ışınlar. Bu çekirdeklerin yaklaşık %92 kadarı hidrojen çekirdeği, 6% helyum ve 1% kadarı daha ağır elementlerin çekirdeği şeklindedir. Kozmik ışınların süpernova patlamaları tarafından üretildiğine inanılıyor.

Uzay cisimleri arasındaki boşluk yıldızlararası gazla doldurulur. Atomlardan, iyonlardan ve radikallerden oluşur ve ayrıca toz içerir. CN, CH, OH, CS, H gibi parçacıkların varlığı 2 O, CO, COS, SiO, HCN, HCOOH, CH 3OH ve diğerleri.

Kozmik radyasyon, güneş rüzgarı ve yıldızlararası gaz parçacıklarının çarpışması, organik olanlar da dahil olmak üzere çeşitli parçacıkların oluşumuna yol açar.

Protonlar karbon atomlarıyla çarpıştığında hidrokarbonlar oluşur. Hidroksil OH, silikatlardan, karbonatlardan ve çeşitli oksitlerden oluşur.

Dünya atmosferindeki kozmik ışınların etkisi altında, bu tür izotoplar şu şekilde oluşur: kütle numarası 14 olan karbon 14 C, berilyum, kütle numarası 10 10 Kütle numarası 36 olan olmak ve klor 36Cl.

Kütle numarası 14 olan karbon izotopu bitkilerde, mercanlarda ve sarkıtlarda birikir. Kütle numarası 10 olan berilyum izotopu - denizlerin ve okyanusların dip çökeltilerinde, kutup buzu.

Kozmik radyasyonun karasal atomların çekirdekleriyle etkileşimi, uzayda meydana gelen süreçler hakkında bilgi sağlar. Bu konular işlenir modern bilim– deneysel paleoastrofizik.

Örneğin, havada nitrojen molekülleri ile çarpışan kozmik ışın protonları molekülü atomlara ayırır ve bir nükleer reaksiyon başlar:

7 14 N + 1 1 H→2 2 4 He + 4 7 Ol

Bu reaksiyon sonucunda, radyoaktif izotop berilyum.

Atmosferik atomlarla çarpışma anında, proton nötronları bu atomlardan çıkarır, bu nötronlar azot atomlarıyla etkileşime girer, bu da kütle numarası 3 - trityum olan bir hidrojen izotopunun oluşumuna yol açar:

7 14 N + 0 1 n → 1 3 H + 6 12 C

β bozunumuna uğrayan trityum bir elektron çıkarır:

1 3 H → -1 0 e + 2 3 He

Helyumun hafif izotopu bu şekilde oluşur.

Azot atomları tarafından elektronların yakalanması sırasında bir radyoaktif karbon izotopu oluşur:

7 14 N + -1 0 e → 6 14 C

Uzayda kimyasal elementlerin yaygınlığı

Galaksideki kimyasal elementlerin bolluğunu düşünün Samanyolu. Spektroskopi ile belirli elementlerin varlığına ilişkin veriler elde edildi. Görsel temsil için bir tablo kullanıyoruz.

çekirdek şarj	eleman	Binde parça olarak kütle kesri
	Hidrojen
	Helyum
	Oksijen	10,4
	Karbon
	Neon	1,34
	Ütü
	Azot	0,96
	Silikon	0,65
	Magnezyum	0,58
	Kükürt	0,44

Daha görsel bir temsil için pasta grafiğine dönelim.

Şemada da görebileceğiniz gibi, evrende en bol bulunan element hidrojen, en bol bulunan ikinci element helyum ve üçüncüsü oksijendir. Diğer elementlerin kütle kesirleri çok daha azdır.

Ön izleme:

Sunumların önizlemesini kullanmak için bir Google hesabı (hesap) oluşturun ve oturum açın: https://accounts.google.com

Slayt başlıkları:

Kimyasal elementlerin Dünya'daki ve uzaydaki yaygınlığı. Birincil nükleosentez sürecinde ve yıldızların içinde kimyasal elementlerin oluşumu 10 "B" sınıfı MBOU ortaokulu öğrencisi tarafından tamamlandı. 20 Bovyka Valentina Danışman: Skryleva Z.V.

Uzay kimyası, kozmik cisimlerin, yıldızlararası uzayın ve yıldızlararası uzayın kimyasal bileşiminin bilimidir. kimyasal süreçler bu uzayda akan.

Gerekli terimler Yıldızlar, derinliklerinde kimyasal elementlerin sentez reaksiyonlarının gerçekleştiği parlak gaz halindeki büyük toplardır. Gezegen - yıldızların veya kalıntılarının etrafında yörüngelerde dönen gök cisimleri. Kuyruklu yıldızlar, donmuş gazlardan ve tozdan oluşan kozmik cisimlerdir. Meteoritler, gezegenler arası uzaydan Dünya'ya düşen küçük kozmik cisimlerdir. Meteorlar, bir meteoroidin Dünya atmosferine girmesinden kaynaklanan parlak bir iz şeklinde fenomenlerdir. Yıldızlararası ortam, seyrek madde, elektromanyetik radyasyon ve yıldızlar arasındaki boşluğu dolduran bir manyetik alandır. Yıldızlararası maddenin ana bileşenleri: gaz, toz, kozmik ışınlar. Nükleosentez, nükleer füzyon reaksiyonları sırasında kimyasal elementlerin (hidrojenden daha ağır) çekirdeklerinin oluşum sürecidir.

Merkür Venüs Dünya Mars

Jüpiter Satürn Uranüs Neptün

Ay, hammadde üssü olan Dünya'nın bir uydusudur.

Göktaşı Kuyruklu Yıldızı

Birincil nükleosentez Evrenin yaşı Sıcaklık, K Maddenin durumu ve bileşimi 0.01 s 10 11 nötronlar, protonlar, elektronlar, termal dengede pozitronlar. n ve p sayıları aynıdır. 0.1 s 3*10 10 Parçacıklar aynıdır, ancak proton sayısının nötron sayısına oranı 3:5 1s 10 10 elektron ve pozitronlar yok olur, p:n =3:1 13.8 s 3*10 9 Döteryum çekirdekleri D ve helyum 4 He oluşturmaya başlar, elektronlar ve pozitronlar kaybolur, serbest protonlar ve nötronlar vardır. 35 dak 3*10 8 D ve He miktarı p ve n sayısına göre ayarlanır 4 He:H + ≈ağırlıkça %24-25 7*10 5 yıl 3*10 3 Kimyasal enerji kararlı hale getirmek için yeterlidir nötr atomlar. Evren radyasyona karşı şeffaftır. Madde radyasyona hakimdir.

Yıldızların içlerinde meydana gelen ana reaksiyonlar 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

Yıldızlararası ortamın bileşenleri nedeniyle meydana gelen ana reaksiyonlar 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

Samanyolu galaksisindeki kimyasal elementlerin bolluğu

Kullanılan kaynakların listesi 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