Ommabop ongdagi kosmos sovuq va bo'shliq sohasi bilan ifodalanadi ("Mana bu kosmik sovuq, osmonning rangi boshqacha" qo'shig'ini eslaysizmi?). Biroq, taxminan 19-asrning o'rtalaridan boshlab, tadqiqotchilar yulduzlar orasidagi bo'shliq hech bo'lmaganda bo'sh emasligini tushuna boshladilar. Yulduzlararo materiya mavjudligining aniq belgisi bu qora bulutlar, shaklsiz qora dog'lar, ayniqsa Somon Yo'lining yorqin chizig'ida yaxshi ajralib turadi. 18-19-asrlarda bu yulduzlarning tarqalishidagi haqiqiy "teshiklar" ekanligiga ishonishgan, ammo 1920-yillarga kelib, dog'lar yorug'likni ko'rishimizga xalaqit beradigan ulkan yulduzlararo chang bulutlari mavjudligiga xiyonat qiladi, degan fikr bor edi. ularning orqasida joylashgan yulduzlar (1-rasm).

19-asrning o'rtalarida astronomiyada yangi davr boshlandi: Gustav Kirchhoff va Robert Bunsenning ishi tufayli spektral tahlil paydo bo'ldi, bu esa aniqlashga imkon berdi. Kimyoviy tarkibi va astronomik ob'ektlardagi gazning fizik parametrlari. Astronomlar yangi imkoniyatni tezda qadrlashdi va 1860-yillarda yulduzlar spektroskopiyasida bum kuzatildi. Shu bilan birga, ko'p jihatdan ajoyib kuzatuvchi Uilyam Xeginsning sa'y-harakatlari tufayli nafaqat yulduzlarda, balki ular orasidagi bo'shliqda ham gaz borligi to'g'risida dalillar to'planib bordi.

Xeggins kashshof edi ilmiy tadqiqot yulduz bo'lmagan materiya. 1863 yildan boshlab u ba'zi tumanliklarni, jumladan, Orionning Buyuk tumanligini spektroskopik tadqiq qilish natijalarini e'lon qildi va ko'rinadigan diapazondagi tumanliklarning spektrlari yulduzlar spektrlaridan juda farq qilishini ko'rsatdi. Odatiy yulduzning nurlanishi - bu yulduz atmosferasida tug'ilgan yutilish chiziqlari qo'shilgan doimiy spektr. Xeggins tomonidan olingan tumanliklarning spektrlari deyarli uzluksiz spektrga ega bo'lmagan bir nechta emissiya chiziqlaridan iborat edi. Bu parametrlari yulduzlardagi gaz parametrlaridan butunlay farq qiladigan issiq siyrak gaz spektri edi. Xegginsning asosiy xulosasi: Herschelning kosmosda yulduzlarga qo'shimcha ravishda katta hajmdagi kosmosga tarqalgan diffuz materiya borligi haqidagi taxminining kuzatuv tasdig'i olindi.

Yulduzlararo gazning to'g'ri porlashi optik diapazonda kuzatilishi uchun u nafaqat issiq, balki juda zich bo'lishi va barcha yulduzlararo materiyadan uzoqda bo'lishi kerak. 1904 yilda Yoxannes Xartman sovuqroq va/yoki siyraklashgan yulduzlararo gaz yulduz atmosferasida emas, balki undan tashqarida, yulduzdan to yulduzgacha bo'lgan yo'lda yulduz spektrlarida o'zining yutilish chiziqlarini qoldirib, o'z mavjudligiga xiyonat qilishini payqadi. kuzatuvchi.

Yulduzlararo gazning emissiya va yutilish chiziqlarini o'rganish 1930-yillarga kelib uning kimyoviy tarkibini juda yaxshi o'rganish va uning Yerda topilgan bir xil elementlardan iboratligini aniqlash imkonini berdi. Spektrlardagi bir nechta chiziqlar uzoq vaqt davomida identifikatsiyalashga yordam bermadi va Xeggins bu yangi kimyoviy element - nebuliy (lot. tumanlik- bulut), lekin u shunchaki ikki marta ionlangan kislorod bo'lib chiqdi.

1930-yillarning boshlariga kelib, yulduzlararo gaz spektridagi barcha chiziqlar aniqlangan va ma'lum atomlar va ionlarga biriktirilgan deb ishonilgan. Biroq, 1934 yilda Pol Merrill spektrning sariq va qizil hududlarida to'rtta noma'lum chiziq haqida xabar berdi. Ilgari kuzatilgan yulduzlararo chiziqlar past zichlikdagi gazda hosil bo'lgan atom chiziqlariga yarasha juda kichik kenglikka ega edi, lekin ular kengroq va loyqa edi. Deyarli darhol, bu atomlar yoki ionlarning emas, balki molekulalarning yutilish chiziqlari ekanligi taklif qilindi. Lekin nima? Ikkala ekzotik molekulalar, masalan, natriy (Na 2) va 19-asrda xuddi shu Xeggins tomonidan kometa dumlarida kashf etilgan odatiy diatomik birikmalar taklif qilingan, masalan, CN molekulasi. Yulduzlararo molekulalarning mavjudligi nihoyat 1930-yillarning oxirida, spektrning ko'k mintaqasidagi bir nechta noma'lum chiziqlar CH, CH + va CN birikmalari bilan bir ma'noda bog'langan paytda aniqlandi.

Yulduzlararo muhitdagi kimyoviy reaksiyalarning xususiyati ikki zarrachali jarayonlarning ustunligidir: stexiometrik koeffitsientlar har doim birga teng. Boshida yagona yo'l Molekulalarning paydo bo'lishiga "nurlanish assotsiatsiyasi" reaktsiyalari tuyulardi: to'qnashayotgan ikkita atom molekulaga birlashishi uchun ortiqcha energiyani olib tashlash kerak. Agar molekula hayajonlangan holatda hosil bo'lib, parchalanishdan oldin foton chiqarishga va qo'zg'almas holatga o'tishga vaqt topsa, u barqaror bo'lib qoladi. 1950-yillargacha olib borilgan hisob-kitoblar shuni ko'rsatdiki, bu uchta oddiy molekulaning kuzatilgan ko'pligini ular radiatsiyaviy assotsiatsiya reaktsiyalarida hosil bo'lgan va yulduzlararo nurlanish maydoni - Galaktika yulduzlarining umumiy nurlanish maydoni tomonidan yo'q qilingan deb hisoblash mumkin.

O'sha paytda astrokimyoning tashvishlari doirasi hech bo'lmaganda yulduzlararo muhitda unchalik keng emas edi: uchta molekula, ular va ularning tarkibiy elementlari o'rtasida o'nlab reaktsiyalar. 1951 yilda Devid Beyts va Layman Spitser radiatsiyaviy assotsiatsiya reaktsiyalarining tezligi to'g'risidagi yangi ma'lumotlarni hisobga olgan holda molekulalarning muvozanat ko'pligini qayta hisoblaganlarida vaziyat tinchlanishni to'xtatdi. Ma'lum bo'lishicha, atomlar molekulalarga ilgari o'ylanganidan ko'ra sekinroq bog'lanadi va shuning uchun oddiy model CH va CH + tarkibini kattalik tartibida bashorat qilishni o'tkazib yuboradi. Keyin ular bu molekulalarning ikkitasi atomlarning sintezi natijasida emas, balki murakkabroq molekulalarning, xususan, metanning yo'q qilinishi natijasida paydo bo'lishini taklif qilishdi. Metan qayerdan kelgan? Xo'sh, u yulduzlar atmosferalarida paydo bo'lishi va keyin yulduzlararo muhitga chang donalari sifatida kirishi mumkin edi.

Keyinchalik, kosmik chang yanada faolroq bo'ldi kimyoviy roli molekulalarning oddiy tashuvchisi rolidan ko'ra. Masalan, agar yulduzlararo muhitda kimyoviy reaksiyalarning samarali kechishi uchun ortiqcha energiyani olib tashlaydigan uchinchi jism yetarli bo'lmasa, nega bu chang donasi deb o'ylamaslik kerak? Atomlar va molekulalar uning yuzasida bir-biri bilan reaksiyaga kirishib, keyin bug'lanib, yulduzlararo gazni to'ldirishlari mumkin edi.

Yulduzlararo muhitning xossalari

Birinchi molekulalar yulduzlararo muhitda kashf etilganda, ularning hech biri yo'q edi jismoniy xususiyatlar hatto kimyoviy tarkibi ham yaxshi ma'lum emas edi. CH va CH+ molekulalarining kashf etilishi 1930-yillarning oxirida u erda uglerod va vodorod mavjudligining muhim dalili deb hisoblangan. 1951 yilda yulduzlararo atom vodorodining emissiyasi, to'lqin uzunligi taxminan 21 sm bo'lgan mashhur emissiya kashf etilganda hamma narsa o'zgardi.Yulduzlararo muhitda vodorod eng ko'p bo'lganligi aniq bo'ldi. Zamonaviy tushunchalarga ko'ra, yulduzlararo materiya vodorod, geliy va og'irroq elementlarning massasi bo'yicha atigi 2% ni tashkil qiladi. Ushbu og'ir elementlarning muhim qismi, ayniqsa metallar, chang zarralarida mavjud. Bizning Galaktikamiz diskidagi yulduzlararo materiyaning umumiy massasi bir necha milliard quyosh massasini yoki diskning umumiy massasining 1-2% ni tashkil qiladi. Va changning massasi gaz massasidan yuz baravar kam.

Materiya yulduzlararo bo'shliqda bir hil bo'lmagan holda taqsimlangan. Uni uch bosqichga bo'lish mumkin: issiq, issiq va sovuq. Issiq faza - bu juda kam uchraydigan koronal gaz, harorati millionlab kelvin va zichligi taxminan 0,001 sm -3 bo'lgan ionlangan vodorod, galaktika diskining taxminan yarmini egallaydi. Disk hajmining yana yarmini tashkil etuvchi issiq faza taxminan 0,1 sm-3 zichlikka va 8000-10 000 K haroratga ega. Undagi vodorod ham ionlangan, ham neytral bo'lishi mumkin. Sovuq faza haqiqatan ham sovuq, uning harorati 100 K dan oshmaydi va eng zich joylarda sovuq bir necha kelvingacha tushadi. Sovuq neytral gaz disk hajmining faqat bir foizini egallaydi, ammo uning massasi yulduzlararo materiyaning umumiy massasining yarmiga teng. Bu sezilarli zichlikni, kub santimetr va undan yuqori bo'lgan yuzlab zarralarni nazarda tutadi. Yulduzlararo tushunchalar nuqtai nazaridan muhim, albatta - elektron qurilmalar uchun bu ajoyib vakuum, 10-14 Torr!

Zich sovuq neytral gaz yirtiq bulutli tuzilishga ega, xuddi yulduzlararo chang bulutlarida kuzatilishi mumkin. Chang va gaz bulutlari bir xil bulutlar bo'lib, ularda chang va gaz bir-biri bilan aralashib ketgan deb taxmin qilish mantiqan to'g'ri. Biroq, kuzatishlar shuni ko'rsatdiki, changning yutuvchi ta'siri maksimal bo'lgan fazo hududlari atom vodorod nurlanishining maksimal intensivligi mintaqalariga to'g'ri kelmaydi. 1955 yilda Bart Bok va hammualliflar yulduzlararo bulutlarning eng zich qismlarida, changning yuqori konsentratsiyasi tufayli optik diapazonda noaniq bo'lib qolganlarida, vodorod atomik emas, balki molekulyar holatda bo'lishini taklif qilishdi.

Vodorod yulduzlararo muhitning asosiy tarkibiy qismi bo'lganligi sababli, turli fazalarning nomlari vodorodning holatini aks ettiradi. Ionlashtirilgan muhit - vodorod ionlangan, boshqa atomlar neytral bo'lib qolishi mumkin bo'lgan muhit. Neytral muhit - vodorod neytral bo'lgan muhit, ammo boshqa atomlar ionlangan bo'lishi mumkin. Asosan molekulyar vodoroddan iborat deb hisoblangan zich, ixcham bulutlar molekulyar bulutlar deb ataladi. Aynan ularda yulduzlararo astrokimyoning haqiqiy tarixi boshlanadi.

Ko'rinmas va ko'rinadigan molekulalar

Birinchi yulduzlararo molekulalar optik diapazondagi yutilish chiziqlari tufayli kashf etilgan. Dastlab, ularning to'plami unchalik katta emas edi va ularni tasvirlash uchun chang donalarining yuzalarida radiatsiyaviy assotsiatsiya reaktsiyalari va / yoki reaktsiyalarga asoslangan oddiy modellar etarli edi. Biroq, 1949 yilda I.S. Shklovskiy radio diapazoni yulduzlararo molekulalarni kuzatish uchun qulayroq ekanligini, unda nafaqat yutilish, balki molekulalarning emissiyasini ham kuzatish mumkinligini taxmin qildi. Yutish chiziqlarini ko'rish uchun sizga nurlanish yulduzlararo molekulalar tomonidan yutiladigan fon yulduzi kerak. Ammo agar siz molekulyar bulutga qarasangiz, fondagi yulduzlarni ko'rmaysiz, chunki ularning nurlanishi xuddi shu bulutning bir qismi bo'lgan chang tomonidan to'liq so'riladi! Agar molekulalarning o'zi nurlansa, siz ularni faqat orqadan ehtiyotkorlik bilan yoritilgan joyda emas, balki qaerda bo'lishidan qat'iy nazar ko'rasiz.

Molekulalarning nurlanishi ulardagi qo'shimcha erkinlik darajalarining mavjudligi bilan bog'liq. Molekula aylanishi, tebranishi, murakkabroq harakatlarni amalga oshirishi mumkin, ularning har biri energiya darajalari to'plami bilan bog'liq. Bir darajadan ikkinchi darajaga o'tib, molekula, xuddi atom kabi, fotonlarni yutadi va chiqaradi. Bu harakatlarning energiyasi past, shuning uchun ular molekulyar bulutlarda past haroratlarda ham osongina hayajonlanadi. Molekulyar energiya darajalari orasidagi o'tishlarga mos keladigan fotonlar tushmaydi ko'rinadigan diapazon, va infraqizil, submillimetr, millimetr, santimetrda ... Shuning uchun molekulalarning nurlanishini o'rganish astronomlar uzoq to'lqin uzunligi diapazonlarida kuzatishlar uchun asboblarga ega bo'lganda boshlandi.

To'g'ri, radio diapazonidagi kuzatishlar natijasida kashf etilgan birinchi yulduzlararo molekula shunga qaramay, yutilishda kuzatilgan: 1963 yilda o'ta yangi yulduz qoldig'i Kassiopiya A radio emissiyasida. Bu gidroksilning (OH) yutilish chizig'i edi - to'lqin uzunligi 18 sm, va tez orada radiatsiyada gidroksil topildi. 1968 yilda 1,25 sm ammiak emissiya chizig'i kuzatildi, bir necha oydan keyin suv topildi - 1,35 sm chiziq. muhim kashfiyot molekulyar yulduzlararo muhitni o'rganishda 1970 yilda 2,6 mm to'lqin uzunligidagi uglerod oksidi (CO) molekulasining emissiyasi kashf qilindi.

Bu vaqtgacha molekulyar bulutlar ma'lum darajada faraziy ob'ektlar edi. Koinotdagi eng keng tarqalgan kimyoviy birikma - vodorod molekulasi (H 2) spektrning uzun to'lqinli mintaqasida hech qanday o'tishga ega emas. Molekulyar muhitda past haroratlarda u shunchaki porlamaydi, ya'ni barcha yuqori tarkibga qaramay, ko'rinmas bo'lib qoladi. To'g'ri, H 2 molekulasi yutilish chiziqlariga ega, ammo ular ultrabinafsha diapazoniga tushadi, bunda Yer yuzasidan kuzatish mumkin emas; Bizga yuqori balandlikdagi raketalarga yoki ustiga o'rnatilgan teleskoplar kerak kosmik kema, bu kuzatishlarni ancha murakkablashtiradi va ularni yanada qimmatroq qiladi. Ammo atmosferadan tashqari asbob bilan ham molekulyar vodorodning yutilish chiziqlarini faqat fon yulduzlari mavjudligida kuzatish mumkin. Agar ultrabinafsha diapazonida unchalik ko'p yulduzlar yoki boshqa astronomik ob'ektlar tarqalmasligini hisobga olsak va changni yutish bu diapazonda maksimal darajaga etadi, yutilish chiziqlaridan molekulyar vodorodni o'rganish imkoniyatlari juda katta ekanligi ayon bo'ladi. cheklangan.

CO molekulasi najotga aylandi - masalan, ammiakdan farqli o'laroq, u past zichlikda porlashni boshlaydi. Uning erning aylanish holatidan birinchi qo'zg'aluvchan holatiga va birinchi qo'zg'aluvchan holatidan ikkinchi qo'zg'aluvchan holatiga o'tishga mos keladigan ikkita chizig'i Yer yuzasidan kuzatishlar uchun hali ham mavjud bo'lgan millimetr oralig'iga (2,6 mm va 1,3 mm) tushadi. . Qisqa to'lqin uzunlikdagi nurlanish er atmosferasi tomonidan so'riladi, uzunroq to'lqin uzunligi nurlanishi kamroq aniq tasvirlarni hosil qiladi (ma'lum ob'ektiv diametr uchun teleskopning burchak o'lchamlari yomonroq, kuzatilgan to'lqin uzunligi shunchalik uzun bo'ladi). Va CO molekulalari juda ko'p va juda ko'pki, aftidan, molekulyar bulutlardagi uglerodning aksariyati shu shaklda. Bu shuni anglatadiki, CO kontsentratsiyasi muhitning kimyoviy evolyutsiyasi xususiyatlariga ko'ra (CH va CH + molekulalaridan farqli o'laroq) emas, balki mavjud bo'lgan C atomlari soni bilan belgilanadi.Shuning uchun molekulyar gazdagi CO miqdori hech bo'lmaganda birinchi taxminda doimiy bo'lishi kerak.

Shuning uchun molekulyar gaz mavjudligining ko'rsatkichi sifatida CO molekulasi ishlatiladi. Va agar siz biron bir joyda, masalan, Galaktikadagi molekulyar gazning tarqalish xaritasini uchratsangiz, u molekulyar vodorod emas, balki aniq uglerod oksidi taqsimoti xaritasi bo'ladi. So'nggi paytlarda CO ning bunday keng qo'llanilishining maqbulligi tobora ko'proq so'roq qilinmoqda, ammo uning o'rnini bosadigan hech narsa yo'q. Shuning uchun CO kuzatuvlarini talqin qilishda yuzaga kelishi mumkin bo'lgan noaniqlikni uni amalga oshirishda ehtiyotkorlik bilan qoplash kerak.

Astrokimyoga yangi yondashuvlar

1970-yillarning boshlarida maʼlum boʻlgan yulduzlararo molekulalar soni oʻnlab bilan oʻlchana boshladi. Va ular qanchalik ko'p kashf etilsa, birinchi uchta CH, CH + va CN tarkibini juda ishonchli tushuntirmagan oldingi kimyoviy modellar ko'paygan molekulalar bilan umuman ishlamasligi aniq bo'ldi. Molekulyar bulutlarning kimyoviy evolyutsiyasining yangi ko'rinishi (va hozir ham qabul qilingan) 1973 yilda Uilyam Uotson va mustaqil ravishda Erik Xerbst va Uilyam Klemperer tomonidan taklif qilingan.

Shunday qilib, biz juda sovuq muhit va juda boy molekulyar tarkib bilan shug'ullanamiz: bugungi kunda bir yarim yuzga yaqin molekulalar ma'lum. Radiatsion assotsiatsiya reaktsiyalari juda sekin bo'lib, murakkab birikmalar u yoqda tursin, hatto ikki atomli molekulalarning ham kuzatilishi mumkin bo'lgan ko'pligini ta'minlash uchun. Chang donalarining sirtlaridagi reaksiyalar samaraliroq, lekin 10 K da chang donasi yuzasida sintezlangan molekula ko'p hollarda unga muzlagan holda qoladi.

Uotson, Herbst va Klemperer yulduzlararo sovuq bulutlarning molekulyar tarkibini shakllantirishda hal qiluvchi rolni radiatsiyaviy assotsiatsiya reaktsiyalari emas, balki ion-molekulyar reaktsiyalar, ya'ni neytral va ionlangan komponentlar orasidagi reaktsiyalar o'ynashini taklif qildilar. Ularning tezligi haroratga bog'liq emas, ba'zi hollarda hatto past haroratlarda ham ortadi.

Gap kichik: bulut moddasini biroz ionlashtirish kerak. Radiatsiya (bulutga yaqin yulduzlarning nuri yoki Galaktikadagi barcha yulduzlarning umumiy nurlanishi) dissotsiatsiyalanganidek unchalik ionlashmaydi. Bundan tashqari, chang tufayli radiatsiya molekulyar bulutlarga kirmaydi, faqat ularning atrofini yoritadi.

Ammo Galaktikada yana bir ionlashtiruvchi omil - kosmik nurlar mavjud: atom yadrolari qandaydir jarayon bilan juda yuqori tezlikka tezlashadi. Kosmik nurlarning tezlashishi (astrokimyo nuqtai nazaridan qiziq bo'lganlar) o'ta yangi yulduz portlashlari bilan birga keladigan zarba to'lqinlarida sodir bo'lsa ham, bu jarayonning tabiati hali aniqlanmagan. Kosmik nurlar (galaktikadagi barcha moddalar kabi) asosan to'liq ionlangan vodorod va geliydan, ya'ni proton va alfa zarrachalaridan iborat.

Eng keng tarqalgan H 2 molekulasi bilan to'qnashganda, zarracha uni ionlashtiradi va uni H 2 + ioniga aylantiradi. U, o'z navbatida, boshqa H 2 molekulasi bilan ion-molekulyar reaksiyaga kirib, H 3 + ionini hosil qiladi. Aynan shu ion kislorod, uglerod va azot bilan ion-molekulyar reaktsiyalarga kirishib, keyingi kimyoning asosiy dvigateliga aylanadi. Keyin hamma narsa umumiy sxema bo'yicha ketadi, u kislorod uchun quyidagicha ko'rinadi:

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 yoki H 3 O + + e → OH + H 2

Bu zanjirdagi oxirgi reaksiya gidroniy ionining erkin elektron bilan dissotsiativ rekombinatsiyasi vodorodga toʻyingan molekula, bu holda suv molekulasi yoki gidroksil hosil boʻlishiga olib keladi. Tabiiyki, dissotsiativ rekombinatsiya oraliq ionlar bilan ham sodir bo'lishi mumkin. Asosiy og'ir elementlar uchun bu ketma-ketlikning yakuniy natijasi suv, metan va ammiakning hosil bo'lishidir. Boshqa variant ham mumkin: zarracha nopok element atomini (O, C, N) ionlashtiradi va bu ion H 2 molekulasi bilan yana OH + , CH + , NH + ionlarini hosil qilish bilan reaksiyaga kirishadi (bundan keyin bir xil to'xtash joylari). Turli elementlarning zanjirlari, albatta, alohida rivojlanmaydi: ularning oraliq komponentlari bir-biri bilan reaksiyaga kirishadi va bu "oʻzaro changlanish" natijasida uglerodning koʻp qismi CO molekulalariga oʻtadi, kislorod CO ga bogʻlanmagan holda qoladi. molekulalarni suvga va O molekulalariga 2. N 2 molekulasi esa azotning asosiy rezervuariga aylanadi. Ushbu asosiy komponentlarga kiritilmagan atomlar bir xil bo'ladi tarkibiy qismlar murakkabroq molekulalar, bugungi kunda ma'lum bo'lgan eng katta molekulalar 13 atomdan iborat.

Bir nechta molekulalar ushbu sxemaga mos kelmaydi, ularning gaz fazasida shakllanishi juda samarasiz bo'lib chiqdi. Misol uchun, xuddi shu 1970 yilda CO dan tashqari, sezilarli darajada murakkabroq molekula - metanol ham aniqlangan. Uzoq vaqt davomida metanol sintezi qisqa zanjirning natijasi hisoblangan: CH 3 + ioni suv bilan reaksiyaga kirishib, protonlangan CH 3 OH 2 + metanolni hosil qildi va keyin bu ion elektron bilan qayta birlashtirilib, metanolga bo'lindi va vodorod atomi. Biroq, tajribalar shuni ko'rsatdiki, CH 3 OH 2 + molekulasi rekombinatsiya paytida o'rtada parchalanishi osonroq bo'ladi, shuning uchun metanol hosil bo'lishining gaz fazali mexanizmi ishlamaydi.

Biroq, muhimroq misol bor: molekulyar vodorod gaz fazasida hosil bo'lmaydi! Ion-molekulyar reaktsiyalar sxemasi faqat muhitda H 2 molekulalari mavjud bo'lganda ishlaydi. Lekin ular qayerdan keladi? Gaz fazasida molekulyar vodorodni hosil qilishning uchta usuli mavjud, ammo ularning barchasi juda sekin va galaktik molekulyar bulutlarda ishlay olmaydi. Muammoning yechimi oldingi mexanizmlardan biriga, ya'ni kosmik chang zarralari yuzasidagi reaktsiyalarga qaytishda topildi.

Avvalgidek, bu mexanizmdagi chang donasi uchinchi jism rolini o'ynaydi va gaz fazasida birlasha olmaydigan atomlarning birlashishi uchun uning yuzasida sharoit yaratadi. Sovuq muhitda erkin vodorod atomlari muzlab, chang zarrachalariga aylanadi, lekin termal tebranishlar tufayli ular bir joyda o'tirmaydi, balki ularning yuzasida tarqaladi. Ikki vodorod atomi, bu aylanib yurganda uchrashib, H 2 molekulasiga birlashishi mumkin va reaktsiya paytida ajralib chiqadigan energiya molekulani chang donasidan ajratib, gazga o'tkazadi.

Tabiiyki, agar vodorod atomi sirtda o'z tengdoshi bilan emas, balki boshqa atom yoki molekula bilan uchrashsa, reaktsiyaning natijasi ham boshqacha bo'ladi. Lekin changda boshqa komponentlar bormi? Mavjud va buni kelajakda sayyora tizimlari bilan o'ralgan yulduzlarga aylanishi mumkin bo'lgan molekulyar bulutlarning eng zich qismlari, yadrolari deb ataladigan zamonaviy kuzatuvlar ko'rsatadi. Kimyoviy farqlanish yadrolarda sodir bo'ladi: yadroning eng zich qismidan azotli birikmalarning nurlanishi (ammiak, N 2 H + ioni) asosan chiqadi va uglerod birikmalari (CO, CS, C 2 S) uni o'rab turgan qobiqda porlaydi. yadro, shuning uchun radio emissiya xaritalarida bunday yadrolar uglerod oksidi emissiya halqalari bilan o'ralgan azot birikmalari emissiyasining ixcham nuqtalariga o'xshaydi.

Differensiatsiyaning zamonaviy izohi quyidagicha: molekulyar yadroning eng zich va eng sovuq qismida uglerod birikmalari, birinchi navbatda, CO , chang zarralarigacha muzlashadi va ular ustida muz mantiyalarini hosil qiladi. Gazsimon fazada ular faqat yadroning chetida saqlanadi, bu erda Galaktika yulduzlarining nurlanishi kirib, muz mantiyalarini qisman bug'lanadi. Azot birikmalari bilan vaziyat boshqacha: asosiy azot o'z ichiga olgan N 2 molekulasi CO kabi tez changga aylanmaydi va shuning uchun yadroning eng sovuq qismining gaz fazasida etarli miqdorda azot uzoq vaqt qoladi. ammiak va N 2 H + ionining kuzatilgan miqdori.

Chang zarralarining muzli mantiyalarida kimyoviy reaktsiyalar ham sodir bo'ladi, bu asosan muzlatilgan molekulalarga vodorod atomlarining qo'shilishi bilan bog'liq. Masalan, chang donalarining muz qobig'idagi CO molekulalariga H atomlarining ketma-ket qo'shilishi metanol sinteziga olib keladi. Vodorodga qo'shimcha ravishda boshqa komponentlar ishtirok etadigan bir oz murakkabroq reaktsiyalar boshqa ko'p atomli molekulalarning paydo bo'lishiga olib keladi. Yadro tubida yosh yulduz yonganda, uning nurlanishi chang zarralari mantiyalarini bug'laydi va kimyoviy sintez mahsulotlari gaz fazasida paydo bo'ladi, ular ham kuzatilishi mumkin.

Muvaffaqiyatlar va qiyinchiliklar

Albatta, yulduzlararo muhitda ion-molekulyar va sirt reaktsiyalaridan tashqari, boshqa jarayonlar ham sodir bo'ladi: neytral-neytral reaktsiyalar (jumladan, radiatsiyaviy assotsiatsiya reaktsiyalari), fotoreaktsiyalar (ionlanish va dissotsiatsiya), va ular o'rtasidagi komponentlar almashinuvi jarayonlari. gaz fazasi va chang donalari. Zamonaviy astrokimyoviy modellar minglab reaktsiyalar bilan o'zaro bog'langan yuzlab turli komponentlarni o'z ichiga olishi kerak. Muhimi shundaki, simulyatsiya qilingan komponentlar soni amalda kuzatilgan sondan sezilarli darajada oshadi, chunki faqat kuzatilgan molekulalardan ishlaydigan modelni yaratish mumkin emas! Darhaqiqat, bu zamonaviy astrokimyoning boshidanoq shunday bo'lgan: Uotson, Herbst va Klemperer modellarida mavjudligi taxmin qilingan H 3 + ioni faqat o'rtalarida kuzatilgan. -1990-yillar.

Yulduzlararo va yulduzlar atrofidagi kimyoviy reaktsiyalar haqidagi barcha zamonaviy ma'lumotlar maxsus ma'lumotlar bazalarida to'plangan, ulardan ikkitasi eng mashhur: UDFA (UMIST). Astrokimyo uchun ma'lumotlar bazasi) va KIDA ( Astrokimyo uchun kinetik ma'lumotlar bazasi).

Ushbu ma'lumotlar bazalari asosan ikkita reaktiv, bir nechta mahsulot va raqamli parametrlar (birdan uchgacha) bo'lgan reaktsiyalar ro'yxati bo'lib, ular reaktsiya tezligini harorat, radiatsiya maydoni va kosmik nurlar oqimining funktsiyasi sifatida hisoblash imkonini beradi. Chang zarralari yuzasida reaktsiyalar to'plami kamroq standartlashtirilgan, ammo ko'pchilik astrokimyoviy tadqiqotlarda qo'llaniladigan ikki yoki uchta variant ham mavjud. Ushbu to'plamlarga kiritilgan reaktsiyalar turli yoshdagi va turli jismoniy sharoitlarda ob'ektlarning molekulyar tarkibini kuzatish natijalarini miqdoriy jihatdan tushuntirish imkonini beradi.

Bugungi kunda astrokimyo to'rt yo'nalishda rivojlanmoqda.

Birinchidan, izotopomerlar kimyosi, birinchi navbatda deyteriy birikmalari kimyosi katta e'tiborni tortadi. H atomlaridan tashqari yulduzlararo muhitda taxminan 1:100 000 nisbatda D atomlari ham mavjud bo'lib, bu boshqa nopoklik atomlarining ko'pligi bilan solishtirish mumkin. H2 molekulalaridan tashqari, chang donalarida HD molekulalari ham hosil bo'ladi. Sovuq muhitda reaktsiya
H 3 + + HD → H 2 D + + H 2
teskari jarayon bilan muvozanatlashtirilmaydi. H 2 D + ioni kimyoda H 3 + ioniga o'xshash rol o'ynaydi va u orqali deyteriy atomlari yanada murakkab birikmalar orqali tarqala boshlaydi. Natija juda qiziqarli bo'lib chiqdi: umumiy D/H nisbati taxminan 10-5 bo'lsa, ba'zi deyterlangan molekulalar tarkibining deyterlanmagan analoglar tarkibiga nisbati (masalan, HDCO dan H2CO, HDO dan H2O ga). ) foizlarga va hatto o'nlab foizlarga etadi. Modellarni takomillashtirishning shunga o'xshash yo'nalishi uglerod va azot izotoplari kimyosidagi farqlarni hisobga oladi.

Ikkinchidan, chang donalarining sirtlaridagi reaktsiyalar asosiy astrokimyoviy tendentsiyalardan biri bo'lib qolmoqda. Bu erda, masalan, chang donasi yuzasining xususiyatlariga va uning haroratiga bog'liq bo'lgan reaktsiyalarning xususiyatlarini o'rganish bo'yicha juda ko'p ishlar olib borilmoqda. Hozirgacha chang donasida sintezlangan organik molekulalarning bug'lanishi tafsilotlari aniq emas.

Uchinchidan, kimyoviy modellar asta-sekin yulduzlararo muhit dinamikasini o'rganishga, shu jumladan yulduzlar va sayyoralarning tug'ilish jarayonlarini o'rganishga chuqurroq va chuqurroq kirib bormoqda. Ushbu kirish juda muhim, chunki u yulduzlararo muhitdagi materiya harakatining raqamli tavsifini molekulyar spektral chiziqlarni kuzatish bilan bevosita bog'lash imkonini beradi. Bundan tashqari, bu muammo yulduzlararo organik moddalarning hosil bo'lgan sayyoralarga tushishi ehtimoli bilan bog'liq astrobiologik dasturga ham ega.

To‘rtinchidan, boshqa galaktikalarda, jumladan, yuqori qizil siljishdagi galaktikalarda turli molekulalarning ko‘pligi to‘g‘risida ko‘proq kuzatuv ma’lumotlari mavjud. Bu shuni anglatadiki, biz endi Somon yo'li doirasida o'zimizni yopa olmaymiz va kimyoviy evolyutsiya muhitning boshqa elementar tarkibi, radiatsiya maydonining boshqa xususiyatlari, chang zarralarining boshqa xususiyatlari yoki nima bilan sodir bo'lishi bilan shug'ullanishimiz kerak. kimyoviy reaktsiyalar barcha elementlar to'plami vodorod, geliy va litiy bilan cheklangan bo'lgan galaktikadan oldingi muhitda sodir bo'ldi.

Shu bilan birga, ko'plab sirlar bizning yonimizda qolmoqda. Misol uchun, 1934 yilda Merill tomonidan topilgan chiziqlar hali aniqlanmagan. Va birinchi topilgan yulduzlararo molekulaning kelib chiqishi - CH + - noma'lumligicha qolmoqda ...

Cheksiz xilma-xil tirik organizmlar cheklangan atomlar to'plamidan iborat bo'lib, ularning ko'rinishi biz ko'p jihatdan yulduzlarga qarzdormiz. Koinot hayotidagi eng kuchli voqea - Katta portlash - bizning dunyomizni juda kam kimyoviy tarkibga ega modda bilan to'ldirdi.
Kosmosning kengayishida nuklonlarning (protonlar va neytronlar) birlashishi geliydan oldinga siljishga ulgurmagan deb ishoniladi. Shuning uchun, galaktikadan oldingi koinot deyarli faqat vodorod yadrolari (ya'ni oddiy protonlar) bilan to'ldirilgan edi, ular kichik - taxminan chorak massa - geliy yadrolari (alfa zarralari) qo'shilgan. Unda yorug'lik elektronlaridan boshqa deyarli hech narsa yo'q edi. Olamni og'irroq elementlarning yadrolari bilan birlamchi boyitish qanday sodir bo'lganligini hozircha ayta olmaymiz. Shu kungacha birorta ham "birlamchi" yulduz, ya'ni faqat vodorod va geliydan iborat ob'ekt kashf etilmagan. Metall tarkibi past bo'lgan yulduzlarni qidirish uchun maxsus dasturlar mavjud (astronomlar geliydan og'irroq barcha elementlarni "metallar" deb atashga rozi bo'lganini eslaymiz) va bu dasturlar bizning Galaktikada "o'ta past metalllik" yulduzlari juda kam ekanligini ko'rsatadi. . Ular, ba'zi yozuvlarda, masalan, temirning tarkibi quyoshnikidan o'n minglab marta pastroqdir. Biroq, bunday yulduzlar bir nechtasi bor va "ularning shaxsida" biz "deyarli asosiy" ob'ektlar bilan emas, balki oddiygina qandaydir anomaliya bilan shug'ullanayotganimiz aniq bo'lishi mumkin. Umuman olganda, Galaktikadagi eng qadimgi yulduzlarda ham ko'p miqdorda uglerod, azot, kislorod va og'irroq atomlar mavjud. Bu shuni anglatadiki, hatto eng qadimiy galaktika yoritgichlari ham aslida birinchi emas: ulardan oldin ham koinotda ba'zi "zavodlar" ishlab chiqarilgan. kimyoviy elementlar.

Gerschel Yevropa infraqizil kosmik observatoriyasi RTOda organik molekulalarning spektral “barmoq izlari”ni aniqladi. Ushbu rasmda NASA Spitzer kosmik teleskopi tomonidan olingan Orion tumanligining infraqizil tasviri Gerschel rasadxonasining HIFI yuqori aniqlikdagi spektrografi tomonidan olingan spektr bilan qoplangan. U murakkab molekulalar bilan to'yinganligini aniq ko'rsatadi: suv, karbon monoksit va oltingugurt dioksidi, shuningdek organik birikmalar - formaldegid, metanol, dimetil efir, gidrosiyan kislotasi va ularning izotopik analoglari spektrda osongina aniqlanadi. Belgilanmagan cho'qqilar ko'plab, ammo noma'lum molekulalarga tegishli.

Endi bunday zavodlar uchinchi (III) turdagi populyatsiyaning o'ta massiv yulduzlari bo'lishi mumkin, deb ishoniladi. Haqiqat shundaki, og'ir elementlar vodorod va geliy uchun shunchaki "ziravor" emas. Bular yulduz shakllanishi jarayonining muhim ishtirokchilari bo'lib, ular qulab tushayotgan protoyulduzli gaz to'plamini siqish paytida ajralib chiqadigan issiqlikni chiqarishga imkon beradi. Agar siz uni bunday issiqlik qabul qilgichdan mahrum qilsangiz, u shunchaki qisqara olmaydi - ya'ni u yulduzga aylana olmaydi ... Aniqrog'i, u mumkin, lekin uning massasi juda katta bo'lishi sharti bilan - yuzlab va minglab marta ko'proq. zamonaviy yulduzlar. Yulduz kamroq yashaydi, uning massasi qanchalik katta bo'lsa, birinchi gigantlar juda qisqa vaqt davomida mavjud bo'lgan. Ular qisqa porloq hayot kechirdilar va portlashdi, hech qanday iz qoldirmadilar, faqat og'ir elementlarning atomlarini chuqurlikda sintez qilish uchun vaqtlari bo'lgan yoki to'g'ridan-to'g'ri portlashlar paytida hosil bo'lgan.
Zamonaviy koinotda og'ir elementlarning deyarli yagona yetkazib beruvchisi yulduzlar evolyutsiyasidir. Ehtimol, davriy jadval massasi quyosh massasidan kattalik tartibidan ko'proq bo'lgan yulduzlar tomonidan "to'ldirilgan". Agar Quyoshda va boshqa shunga o'xshash yoritgichlarda yadrodagi termoyadro sintezi kislorod chegarasidan tashqariga chiqmasa, evolyutsiya jarayonida ko'proq massiv jismlar "piyoz" tuzilishiga ega bo'ladi: ularning yadrolari qatlamlar bilan o'ralgan va qatlam qanchalik chuqur bo'lsa, shunchalik katta bo'ladi. unda og'irroq yadrolar sintezlanadi. Bu erda termoyadroviy transformatsiyalar zanjiri kislorod bilan emas, balki temir bilan, oraliq yadrolar - neon, magniy, kremniy, oltingugurt va boshqalarning shakllanishi bilan tugaydi.

Orionning Buyuk tumanligi (LTO) ko'p miqdorda gaz, chang va yangi tug'ilgan yulduzlarni o'z ichiga olgan eng yaqin yulduz hosil qiluvchi mintaqalardan biridir. Shu bilan birga, bu tumanlik Galaktikamizdagi eng yirik “kimyo zavodlari”dan biri bo‘lib, uning haqiqiy “kuch”i hamda undagi yulduzlararo materiya molekulalarini sintez qilish yo‘llari hali astronomlar uchun to‘liq tushunarli emas. Ushbu tasvir Chilidagi La Silla rasadxonasida 2,2 metrli MPG/ES0 teleskopida Wide Field Imager Camera yordamida olingan.

Kosmosdagi ORGANIK MOLEKULALAR

Koinotni ushbu aralashma bilan boyitish uchun atomlarni sintez qilishning o'zi etarli emas - siz ularni yulduzlararo bo'shliqqa ham tashlashingiz kerak. Bu o'ta yangi yulduz portlashi paytida sodir bo'ladi: yulduzda temir yadro hosil bo'lganda, u barqarorlikni yo'qotadi va portlaydi, uning atrofida termoyadroviy mahsulotlarning bir qismini sochadi. Yo'lda, kengayadigan qobiqda, temirdan og'irroq yadrolarni hosil qiluvchi reaktsiyalar sodir bo'ladi. O'ta yangi yulduz portlashlarining yana bir turi shunga o'xshash natijaga olib keladi - oq mittilarda termoyadroviy portlashlar, ularning massasi sun'iy yo'ldosh yulduzidan materiya oqimi yoki boshqa oq mitti bilan qo'shilishi tufayli Chandrasekhar chegarasidan kattaroq bo'ladi (1,4). quyosh massalari).
Olamni bir qator elementlar bilan boyitishda, shu jumladan organik molekulalarni sintez qilish uchun zarur bo'lgan uglerod va azot bilan - oq mitti va kengayib borayotgan sayyoralar paydo bo'lishi bilan hayotini tugatadigan kamroq massali yulduzlar ham katta hissa qo'shadilar. tumanlik. Evolyutsiyaning oxirgi bosqichida yadro reaktsiyalari ham ularning qobig'ida sodir bo'la boshlaydi, bu esa keyinchalik kosmosga chiqarilgan moddalarning elementar tarkibini murakkablashtiradi.
Natijada, bugungi kungacha asosan vodorod va geliydan iborat bo'lgan Galaktikaning yulduzlararo moddasi og'irroq elementlarning atomlari bilan ifloslangan (yoki boyitilgan - siz unga shunday qaraysiz) bo'lib chiqdi.

Bukminsterfullerenlar (qisqartirilgan "fullerenlar" yoki "bukkibollar") - futbol to'pi bilan o'xshash tarzda bog'langan juft sonli (lekin 60 dan kam bo'lmagan) uglerod atomlaridan tashkil topgan mayda sharsimon tuzilmalar - birinchi marta sayyora tumanligi spektrlarida aniqlangan. Kichik Magellan Bulutida (MMO) , bizning galaktikamizga eng yaqin yulduz tizimlaridan biri. Bu kashfiyot 2010 yil iyul oyida qilingan. ishchi guruhi infraqizil diapazonda kuzatuvlar olib boradigan Spitzer kosmik teleskopi (NASA). Tumanlik tarkibidagi fullerenlarning umumiy massasi atigi besh ra? Yerning massasidan kamroq. Spitzer teleskopi tomonidan olingan MMO tasviri fonida 60 ta uglerod atomidan iborat bo'lgan sayyora tumanligi (kichikroq ichki qism) va undagi fulleren molekulalarining (katta ichki qismi) kattalashtirilgan tasviri ko'rsatilgan. Bugungi kunga kelib, Somon yo'lida joylashgan ob'ektlar spektrlarida bunday molekulalarning xarakterli chiziqlarini ro'yxatga olish bo'yicha hisobotlar allaqachon olingan.

Kosmosdagi ORGANIK MOLEKULALAR

Bu atomlar galaktik gazning umumiy "oqimlari" orqali ko'chiriladi, ular bilan birga molekulyar bulutlarga aylanadi, protoyulduzlar to'plamlari va protoplanetar disklarga kiradi ... oxir-oqibat sayyora tizimlari va ularda yashaydigan mavjudotlarning bir qismiga aylanadi. Bunday yashashga yaroqli sayyoraning kamida bitta misoli bizga juda ishonchli ma'lum.

Noorganikdan organik

Erdagi hayot - hech bo'lmaganda ilmiy nuqtai nazardan - kimyoga asoslangan va molekulalarning o'zaro o'zgarishi zanjiri. To'g'ri, har qanday emas, lekin juda murakkab, ammo baribir molekulalar - uglerod, vodorod, kislorod, azot, fosfor va oltingugurt atomlarining (va bir necha o'nlab kamroq tarqalgan elementlarning) turli nisbatlarda birikmalari. Hatto eng ibtidoiy "tirik" molekulalarning murakkabligi uzoq vaqt davomida ulardagi oddiy kimyoviy birikmalarni tanib olishimizga to'sqinlik qildi. Tirik organizmlarni tashkil etuvchi moddalar o'ziga xos xususiyat - "hayot kuchi" bilan ta'minlangan, shuning uchun ularni o'rganish bilan fanning maxsus tarmog'i - organik kimyo shug'ullanishi kerak degan fikr mavjud edi.
Kimyo tarixidagi burilish nuqtalaridan biri Fridrix Volerning tajribalari hisoblanadi, u 1828 yilda birinchi bo'lib karbamidni - organik moddani noorganik moddadan (ammiak siyanat) sintez qilgan. Ushbu tajribalar eng muhim kontseptsiyaga - hayotning "jonsiz" tarkibiy qismlardan kelib chiqishi ehtimolini tan olishga birinchi qadam bo'ldi. U birinchi marta 1920-yillarning boshlarida sovet biologi Aleksandr Oparin tomonidan maxsus kimyoviy atamalarda tuzilgan. Uning fikricha, hozirgi kunda "birlamchi sho'rva" nomi bilan mashhur bo'lgan oddiy molekulalar (ammiak, suv, metan va boshqalar) aralashmasi Yerda hayotning paydo bo'lishi uchun muhitga aylandi. Unda energiyaning tashqi "in'ektsiyalari" (masalan, chaqmoq) ta'sirida eng oddiy organik molekulalar biologik bo'lmagan usulda sintez qilingan, keyinchalik ular juda uzoq vaqt davomida yuqori darajada tashkil etilgan tirik mavjudotlarga "yig'ilgan". .

1950-yillarning boshlarida "ibtidoiy sho'rva" da organik sintezning mumkinligining eksperimental isboti Garold Urey va Stenli Millerning yuqoridagi molekulalar aralashmasi orqali elektr razryadlarini o'tkazishdan iborat bo'lgan mashhur tajribalari edi. Bir necha haftalik tajribadan so'ng, bu aralashmada eng oddiy aminokislotalar va shakarlarni o'z ichiga olgan boy organik assortiment topildi. Abiogenezning soddaligining bu aniq namoyishi nafaqat yerdagi hayotning kelib chiqishi muammosi, balki koinotdagi hayotning eng katta muammosi bilan ham bog'liq edi: chunki yosh Yerda organik moddalar sintezi uchun hech qanday ekzotik sharoitlar talab qilinmagan. , bunday jarayonlar boshqa sayyoralarda sodir bo'lgan (yoki sodir bo'ladi) deb taxmin qilish mantiqan to'g'ri keladi.

Hayot belgilarini izlash

Agar 20-asrning o'rtalariga qadar faqat Mars "birodarlar" uchun eng ko'p yashash joyi deb hisoblangan bo'lsa, Ikkinchi Jahon urushi tugagandan so'ng, yulduzlararo masofalarda aloqalarni o'rnatish yaqin kelajakdagi masala bo'lib tuyula boshladi. kelajak. Aynan o'sha paytda astronomiya va biologiya chorrahasida joylashgan yangi fanning asoslari paydo bo'ldi. U ko'p jihatdan - ekzobiologiya, ksenobiologiya, bioastronomiya deb ataladi, lekin "astrobiologiya" nomi ko'pincha ishlatiladi. So‘nggi o‘n yilliklardagi eng kutilmagan astrobiologik kashfiyotlardan biri esa hayotning eng oddiy “qurilish bloklari”ni Yerda jonsiz materiyadan, “ibtidoiy sho‘rva”da sintez qilish shart emasligini anglash bo‘ldi. Ular bizning sayyoramizga allaqachon tayyor holatda etib kelishlari mumkin edi, chunki organik molekulalar, ma'lum bo'lishicha, nafaqat sayyoralarda, balki yulduzlararo gazda ham ko'p.
Erdan tashqaridagi moddalarni o'rganishning eng kuchli vositasi bu spektral tahlildir. Bu atomdagi elektronlarning qat'iy belgilangan energiyaga ega bo'lgan holatda bo'lishi yoki ular aytganidek, darajalarni egallashiga asoslanadi va bir darajadan darajaga o'tadi, energiyasi atomlar orasidagi farqga teng bo'lgan fotonni chiqaradi yoki yutadi. boshlang'ich va oxirgi darajalarning energiyalari. Agar atom kuzatuvchi va biron bir yorug'lik manbai (masalan, Quyoshning fotosferasi) o'rtasida joylashgan bo'lsa, u ushbu manba spektridan faqat energiya darajalari o'rtasida elektron o'tishlarini keltirib chiqarishi mumkin bo'lgan ma'lum chastotalardagi fotonlarni "ovqatlanadi". bu atomdan. Ushbu chastotalarda spektrda qorong'u chuqurliklar paydo bo'ladi - yutilish chiziqlari. Darajalar to'plami nafaqat har bir atom uchun, balki har bir ion uchun (bir yoki bir nechta elektrondan mahrum bo'lgan atom) individual bo'lganligi sababli, atomlar ularni keltirib chiqargan spektral chiziqlar to'plamidan ishonchli tarzda aniqlash mumkin. Masalan, Quyosh va boshqa yulduzlar spektridagi chiziqlardan ularning atmosferasi nimadan iboratligini bilib olishingiz mumkin.
1904 yilda Yoxannes Xartman birinchi bo'lib muhim faktni aniqladi: yulduzlar spektridagi barcha chiziqlar yulduzlar atmosferasida paydo bo'lmaydi. Ulardan ba'zilari kuzatuvchiga ancha yaqin bo'lgan atomlar tomonidan yaratilgan - yulduz yaqinida emas, balki yulduzlararo fazoda. Shunday qilib, birinchi marta yulduzlararo gaz (aniqrog'i, uning tarkibiy qismlaridan faqat bittasi - ionlangan kaltsiy) mavjudligining belgilari aniqlandi.
Aytishga hojat yo'q, bu hayratlanarli kashfiyot edi. Axir, nima uchun yulduzlararo muhitda (ISM) ionlangan kaltsiy bo'lmasligi kerak? Ammo u nafaqat turli elementlarning ionlangan va neytral atomlarini, balki molekulalarni ham o'z ichiga olishi mumkinligi haqidagi g'oya uzoq vaqt davomida fantastik tuyulardi. O'sha paytda ISM hech bo'lmaganda ba'zi murakkab birikmalarni sintez qilish uchun yaroqsiz joy deb hisoblangan: juda past zichlik va harorat undagi kimyoviy reaktsiyalar tezligini deyarli nolga tushirishi kerak. Va agar u erda to'satdan ba'zi molekulalar paydo bo'lsa, ular yulduz nuri ta'sirida darhol atomlarga qayta parchalanadi.
Shuning uchun yulduzlararo gazning kashf etilishidan yulduzlararo molekulalarning mavjudligi tan olinishigacha 30 yildan ortiq vaqt o'tdi. 1930-yillarning oxirida spektrning ultrabinafsha mintaqasida ISM yutilish chiziqlari topildi, ular dastlab hech qanday kimyoviy element bilan bog'liq emas edi. Tushuntirish oddiy va kutilmagan bo'lib chiqdi: bu chiziqlar alohida atomlarga emas, balki molekulalarga - eng oddiy diatomik uglerod birikmalariga (CH, CN, CH +) tegishli. Optik va ultrabinafsha diapazonlardagi keyingi spektral kuzatishlar o'ndan ortiq yulduzlararo molekulalarning yutilish chiziqlarini aniqlash imkonini berdi.

Radio astronomiyasining "maslahati"

Yulduzlararo "kimyoviy assortiment" bo'yicha tadqiqotlarning haqiqiy gullab-yashnashi radio teleskoplar paydo bo'lgandan keyin boshlandi. Gap shundaki, atomdagi energiya darajalari - agar tafsilotlarga kirmasangiz - faqat yadro atrofidagi elektronlarning harakati bilan bog'liq, biroq bir nechta atomlarni birlashtiruvchi molekulalar spektrda aks ettirilgan qo'shimcha "harakatlarga" ega: molekula aylanishi, tebranishi, buralishi mumkin... Va bu harakatlarning har biri energiya bilan bog'liq bo'lib, u elektronning energiyasi kabi faqat belgilangan qiymatlar to'plamiga ega bo'lishi mumkin. Molekulyar aylanish yoki tebranishning turli holatlari ham "darajalar" deb ataladi. Bir sathdan darajaga o'tganda, molekula ham foton chiqaradi yoki yutadi. Muhim farq shundaki, aylanish va tebranish darajalarining energiyalari nisbatan yaqin. Shuning uchun ularning farqi kichik bo'lib, sathidan darajaga o'tish paytida molekula tomonidan so'rilgan yoki chiqarilgan fotonlar ultrabinafsha yoki hatto ko'rinadigan diapazonga tushmaydi, balki infraqizil (tebranish o'tishlari) va radio diapazoni ( aylanish o'tishlari).

Sovet astrofiziki Iosif Shklovskiy birinchi bo'lib molekulalarning spektral emissiya chiziqlarini radio diapazonida izlash kerakligiga e'tibor qaratdi. Xususan, u OH gidroksil molekulasi (aniqrog'i, erkin radikal) haqida yozgan, u ma'lum sharoitlarda 18 sm to'lqin uzunligida radio emissiya manbaiga aylanadi, bu Yerdan kuzatishlar uchun juda qulaydir. Aynan gidroksil ISMdagi birinchi molekula bo'lib, 1963 yilda radiokuzatuvlar paytida topilgan va allaqachon ma'lum bo'lgan ikki atomli yulduzlararo molekulalar ro'yxatini to'ldiradi.
Ammo keyin bu yanada qiziqarli bo'ldi. 1968 yilda uch va to'rt atomli molekulalar - suv va ammiak (H 2 0, NH 3) kuzatuvlari natijalari e'lon qilindi. Bir yil o'tgach, ISMda birinchi organik molekula - formaldegid (H 2 CO) topilganligi haqida xabar paydo bo'ldi. O'shandan beri astronomlar har yili bir nechta yangi yulduzlararo molekulalarni kashf qilmoqdalar, shuning uchun ularning umumiy soni hozir ikki yuzdan oshadi. Albatta, bu ro'yxatda ikkidan to'rttagacha atomni o'z ichiga olgan oddiy birikmalar ustunlik qiladi, ammo muhim qismi (uchdan biridan ko'prog'i) ko'p atomli molekulalardir.
Er sharoitidagi ko'p atomli yulduzlararo birikmalarning yaxshi yarmini biz bir ma'noda organik moddalarga bog'lagan bo'lardik: formaldegid, dimetil efir, metil va etil spirti, etilen glikol, metil format, sirka kislotasi ... ISMda topilgan eng uzun molekula 1997. Toros yulduz turkumidagi TMS-1 molekulyar bulutining zich boʻlaklaridan birida. Er uchun bu 11 uglerod atomidan iborat zanjir bo'lgan siyanopoliin oilasidan juda keng tarqalgan birikma emas, uning bir uchiga vodorod atomi "biriktirilgan", ikkinchisiga - azot atomi. Xuddi shu pıhtıda boshqa organik molekulalar topilgan, ammo negadir u turli uzunlikdagi (3, 5, 7, 9, 11 atomli) uglerod zanjirlariga ega bo'lgan siyanopoliin molekulalariga boy bo'lib, u "siyanopoliin cho'qqisi" deb nomlangan. .
Boy "organik tarkibga" ega bo'lgan yana bir taniqli ob'ekt - bu bizning Galaktikamiz markaziga yaqin, Sagittarius yulduz turkumi yo'nalishida joylashgan Sgr B2(N) molekulyar bulutidir. U juda ko'p miqdordagi murakkab molekulalarni o'z ichiga oladi. Biroq, bu borada hech qanday eksklyuzivlik yo'q - aksincha, bu erda "chiroq ostida qidirish" effekti paydo bo'ladi. Yangi molekulalarni, ayniqsa organik molekulalarni topish juda qiyin ish bo'lib, kuzatuvchilar ko'pincha o'z teleskoplarini osmonning muvaffaqiyatga erishish ehtimoli yuqori bo'lgan joylariga qaratishni afzal ko'rishadi. Shuning uchun biz Taurus, Orion, Sagittarius molekulyar bulutlaridagi organik moddalar kontsentratsiyasi haqida ko'p narsalarni bilamiz va boshqa shunga o'xshash bulutlardagi murakkab molekulalarning tarkibi haqida deyarli ma'lumotga ega emasmiz. Ammo bu umuman organik moddalar yo'q degani emas - bu shunchaki "antennalar hali bu ob'ektlarga etib bormagan".

Shifrni ochishda qiyinchiliklar

Bu erda "murakkablik" bu holatda nimani anglatishini aniqlab olish kerak. Hatto yulduzlar spektrlarini elementar tahlil qilish ham juda qiyin ish. Ha, har bir atom va ionning chiziqlar to'plami qat'iy individualdir, lekin yulduz spektrida o'nlab elementlarning chiziqlari bir-birining ustiga chiqadi va ularni "saralash" juda qiyin bo'lishi mumkin. Organik molekulalarning spektrlari holatida vaziyat bir vaqtning o'zida bir necha yo'nalishda murakkablashadi. Atomlar va ionlarning ko'p sonli emissiya (yutilish) chiziqlari Yerdan kuzatuvlar uchun mavjud bo'lgan tor spektral diapazonga to'g'ri keladi. Murakkab molekulalar ham minglab chiziqlarga ega, ammo bu chiziqlar ancha kengroq - yaqin infraqizil diapazondan (birliklar va o'nlab mikrometrlar) radio diapazonigacha (o'nlab santimetrlar) "tarqalgan".
Aytaylik, molekulyar bulutda akrilonitril (CH 2 CHCN) molekulasi borligini isbotlamoqchimiz. Buning uchun, avvalo, bu molekulaning qaysi chiziqlarda nurlanishini bilish kerak. Ammo ko'pgina birikmalar uchun bunday ma'lumotlar mavjud emas! Nazariy usullar har doim ham chiziqlarning holatini hisoblash imkonini bermaydi va laboratoriyada molekulaning spektrini ko'pincha o'lchash mumkin emas, chunki uni sof shaklda ajratib olish qiyin. Ikkinchidan, bu chiziqlarning nisbiy intensivligini hisoblash kerak. Ularning yorqinligi molekulaning xususiyatlariga va u joylashgan muhitning parametrlariga (harorat, zichlik va boshqalar) bog'liq. Nazariya o'rganilayotgan molekulyar bulutda bitta to'lqin uzunligidagi chiziq boshqa to'lqin uzunligidagi bir xil molekula chizig'idan uch baravar yorqinroq bo'lishi kerakligini taxmin qilish imkonini beradi. Agar chiziqlar kerakli to'lqin uzunliklarida topilsa, lekin intensivlik nisbati noto'g'ri bo'lsa, bu ularni aniqlashning to'g'riligiga shubha qilish uchun yaxshi sababdir. Albatta, molekulani ishonchli aniqlash uchun bulutni maksimal spektral diapazonda kuzatish kerak. Ammo koinotdan keladigan elektromagnit nurlanishning katta qismi Yer yuzasiga etib bormaydi! Demak, yer atmosferasining «shaffoflik oynalarida» molekula spektrini yoki parcha-parcha kuzatish kerak, bu esa, albatta, olingan natijalarga ishonchlilik qo‘shmaydi, yoki juda kam uchraydigan kosmik teleskopdan foydalanish kerak. Va nihoyat, shuni unutmangki, kerakli molekulaning chiziqlarini boshqa molekulalardan ajratish kerak bo'ladi, ularning o'nlab navlari bor va har birida minglab chiziqlar mavjud ...
Shuning uchun astronomlar koinot organiklarining ba'zi "vakillarini" aniqlash uchun yillar davomida borishgan bo'lsa, ajablanarli emas. Bu jihatdan ISMda eng oddiy aminokislota bo'lgan glitsinning kashf etilishi tarixi ko'rsatib turibdi. Ushbu molekulaning xarakterli xususiyatlarini molekulyar bulutlar spektrlarida ro'yxatdan o'tkazish to'g'risidagi xabarlar bir necha bor paydo bo'lgan bo'lsa-da, uning mavjudligi haqiqati hali ham tan olinmagan: glisinga tegishli bo'lgan ko'plab chiziqlar haqiqatda kuzatilgan bo'lsa-da, uning boshqa kutilgan chiziqlari. spektrlarda yo'q, bu identifikatsiyaga shubha qilish uchun asos beradi.

Yulduzlararo termoyadroviy laboratoriyalar

Ammo bularning barchasi kuzatishlarning murakkabligi. Nazariy jihatdan, so'nggi o'n yilliklarda yulduzlararo organik sintez bilan bog'liq vaziyat ancha aniq bo'ldi va endi biz ISM ning kimyoviy inertligi haqidagi dastlabki g'oyalar noto'g'ri ekanligini aniq tushunamiz. Buning uchun, albatta, uning tarkibi va jismoniy xususiyatlari haqida oldindan ko'p narsalarni o'rganishimiz kerak edi. Yulduzlararo makon hajmining muhim qismi haqiqatan ham "steril". U juda issiq va siyrak gaz bilan to'ldirilgan, harorati minglab kelvinlardan millionlab kelvingacha o'zgarib turadi va qattiq yuqori energiyali nurlanish bilan o'tadi. Ammo Galaktikada yulduzlararo materiyaning individual kondensatsiyalari ham mavjud bo'lib, u erda harorat past (bir necha o'n kelvingacha) va zichligi o'rtacha qiymatdan sezilarli darajada yuqori (kub santimetrga yuzlab yoki undan ko'p zarralar). Bu kondensatsiyalardagi gaz chang bilan aralashadi, bu qattiq nurlanishni samarali o'zlashtiradi, buning natijasida ularning ichki qismi - sovuq, zich, qorong'i - kimyoviy reaktsiyalar sodir bo'lishi va molekulalarning to'planishi uchun qulay joy bo'lib chiqadi. Asosan, bunday "kosmik laboratoriyalar" yuqorida aytib o'tilgan molekulyar bulutlarda uchraydi. Birgalikda ular galaktika diskining umumiy hajmining bir foizidan kamrog'ini egallaydi, ammo ular Somon yo'lidagi yulduzlararo materiyaning taxminan yarmini o'z ichiga oladi.

Politsil aromatik uglevodorodlar (PAH) yulduzlararo fazoda joylashgan eng murakkab birikmalardir. Kassiopiya yulduz turkumidagi yulduz hosil qiluvchi hududning ushbu infraqizil tasviri ularning ba'zilarining molekulyar tuzilmalarini (vodorod atomlari oq, uglerod atomlari kulrang, kislorod atomlari qizil), shuningdek, ularning bir nechta xarakterli spektral chiziqlarini ko'rsatadi. Olimlarning fikricha, yaqin kelajakda PAH spektrlari infraqizil spektroskopiya yordamida yulduzlararo muhitning kimyoviy tarkibini ochish uchun alohida ahamiyatga ega bo'ladi.

Kosmosdagi ORGANIK MOLEKULALAR

Molekulyar bulutlarning elementar tarkibi Quyosh tarkibiga o'xshaydi. Asosan, ular vodoroddan iborat - aniqrog'i, geliyning kichik "qo'shimchasi" bo'lgan H 2 vodorod molekulalari. Qolgan elementlar nisbiy tarkibi taxminan 0,1% (kislorod uchun) va undan past bo'lgan kichik aralashmalar darajasida mavjud. Shunga ko'ra, bu nopoklik atomlarini o'z ichiga olgan molekulalar soni ham eng keng tarqalgan H 2 molekulasiga nisbatan juda kichikdir. Lekin nima uchun bu molekulalar umuman hosil bo'lgan? Yerda kimyoviy sintez uchun etarlicha yuqori zichlik va haroratni ta'minlaydigan maxsus qurilmalar qo'llaniladi. Yulduzlararo "kimyoviy reaktor" qanday ishlaydi - sovuq va kam uchraydi?
Shuni esda tutish kerakki, astronomiya boshqa vaqt o'lchovlari bilan shug'ullanadi. Er yuzida biz tezda natijalarga erishishimiz kerak. Tabiat shoshilmayapti. Yulduzlararo organik moddalar sintezi yuz minglab va millionlab yillar davom etadi. Ammo bu sekin reaktsiyalar ham katalizatorni talab qiladi. Molekulyar bulutlarda uning rolini kosmik nurlarning zarralari bajaradi. CH bog'ining hosil bo'lishini murakkab organik molekulalarni sintez qilish yo'lidagi birinchi qadam deb hisoblash mumkin. Ammo agar siz shunchaki vodorod molekulalari va uglerod atomlari aralashmasini olsangiz, bu aloqa o'z-o'zidan paydo bo'lmaydi. Yana bir narsa shundaki, agar ba'zi atomlar va molekulalar qandaydir tarzda ionlarga aylantirilsa. Ionlar ishtirokidagi kimyoviy reaksiyalar ancha tez boradi. Aynan shu dastlabki ionlanish kosmik nurlar tomonidan ta'minlanadi, o'zaro ta'sirlar zanjirini boshlaydi, bunda og'ir elementlarning atomlari (uglerod, azot, kislorod) vodorod atomlarini o'zlariga "biriktira" boshlaydilar, oddiy molekulalarni, shu jumladan, kashf etilgan molekulalarni hosil qiladilar. Birinchi navbatda ISM (CH va CH+).
Keyinchalik sintez qilish yanada osonroq. Ikki atomli molekulalar o'zlariga yangi vodorod atomlarini biriktirib, uch va to'rt atomli (CH 2 +, CH 3 +) ga aylanadi, ko'p atomli molekulalar bir-biri bilan reaksiyaga kirishib, yanada murakkab birikmalarga - asetilen, gidrosiyan kislotasiga (HCN), ammiak, formaldegid, bu esa, o'z navbatida, murakkab organik moddalar sintezi uchun "qurilish bloklari" bo'ladi.
Kosmik nurlar birlamchi turtki berganidan keyin kimyoviy reaksiyalar, kosmik chang zarralari yulduzlararo organik sintez uchun muhim katalizatorga aylanadi. Ular nafaqat molekulyar bulutlarning ichki hududlarini halokatli nurlanishdan himoya qiladi, balki ko'plab noorganik va organik molekulalarni samarali "ishlab chiqarish" uchun ularning sirtini ham ta'minlaydi. Reaksiyalarning umumiyligida nafaqat glitsin, balki yanada murakkab birikmalarning hosil bo'lishini tasavvur qilish qiyin emas. Shu ma'noda aytishimiz mumkinki, eng oddiy aminokislotalarni kashf qilish vazifasi ko'proq sport ma'nosiga ega: uni kosmosda ishonchli tarzda birinchi bo'lib kim topadi. Olimlar glitsinning molekulyar bulutlarda mavjudligiga shubha qilmaydi.

"Hayot molekulalari" dan qanday omon qolish kerak

Umuman olganda, yoqilgan bu daqiqa organik moddalarni sintez qilish uchun "birlamchi bulon" kerak emasligini isbotlangan deb hisoblash mumkin. Tabiat kosmosda bu vazifani a'lo darajada bajara oladi. Ammo yulduzlararo organik moddalarning hayotning paydo bo'lishiga aloqasi bormi? Darhaqiqat, yulduzlar va sayyoralar tizimlari molekulyar bulutlarda hosil bo'ladi va tabiiy ravishda ularning moddalarini "singdiradi". Biroq, sayyoraga aylanishdan oldin, bu modda protoplanetar diskning juda og'ir sharoitlaridan va yosh Yerning og'ir sharoitlaridan o'tadi. Afsuski, protoplanetar disklardagi organik birikmalarning evolyutsiyasini o'rganish qobiliyatimiz juda cheklangan. Ularning kattaligi juda kichik va ulardagi organik molekulalarni izlash molekulyar bulutlarga qaraganda ancha qiyin. Hozirgacha boshqa yulduzlarning hosil qiluvchi sayyora sistemalarida oʻnga yaqin molekulalar topilgan. Albatta, ular oddiy organik birikmalarni (xususan, formaldegidni) ham o'z ichiga oladi, ammo biz bu sharoitda organiklarning evolyutsiyasini batafsil tasvirlay olmaymiz.
Bizning sayyoramiz tizimini tadqiq qilish yordamga keladi. To'g'ri, u allaqachon to'rt yarim milliard yoshdan oshgan, ammo uning asosiy protoplanetar moddasining bir qismi bugungi kungacha ba'zi meteoritlarda saqlanib qolgan. Aynan ularda organik moddalarning ko'pligi juda ta'sirli bo'lib chiqdi - ayniqsa uglerodli xondritlarda, ular bir necha foizni tashkil qiladi. umumiy soni Yerga tushgan "samoviy toshlar". Ular bo'shashgan loy tuzilishga ega, bog'langan suvga boy, lekin eng muhimi, ularning moddalarining muhim qismini ko'plab organik birikmalarning bir qismi bo'lgan uglerod "ishg'ol qiladi". Meteorit organik moddalar nisbatan oddiy molekulalardan iborat bo'lib, ular orasida aminokislotalar, azotli asoslar va (karbon kislotalar va oddiyroq birikmalarning polimerizatsiyasi (taring) mahsuloti bo'lgan "erimaydigan organik moddalar" mavjud. Albatta, biz qila olmaymiz. Endi ishonch bilan aytish mumkinki, bu organik moddalar protosolar molekulyar to'plamning moddasidan "meros" olingan, ammo bilvosita dalillar buni ko'rsatadi - xususan, meteoritlarda bir qator molekulalarning izotopomerlarining aniq ko'pligi aniqlangan.

	Yulduzlararo fazoda atsetaldegid (chapda) va uning izomerlari, vinil spirti va etilen oksidi ham aniqlangan.
10 sakkiz atom		1997 yilda radiokuzatuvlar kosmosda sirka kislotasi mavjudligini tasdiqladi.
9 ta to'qqiz atomli molekulalar va 10 dan 70 gacha atomlarni o'z ichiga olgan 17 ta molekula		Kosmosda topilgan eng og'ir (va eng uzun) molekulalarning ba'zilari poliinlar sinfiga tegishli - ular bitta bog'lar bilan "zanjirda" ketma-ket bog'langan bir nechta uch aloqalarni o'z ichiga oladi. Ular er yuzida uchramaydi.
HOZIRDA YULDUZLARARASI FOSOSDA KASHF ETILGAN MOLEKULALAR

Izotopomerlar yoki izotopologlar bir yoki bir nechta atomlar kimyoviy elementning kichik (eng keng tarqalgan emas) izotopi bilan almashtirilgan molekulalardir. Masalan, izotopomer og'ir suv bo'lib, unda engil vodorod izotopi protiy deyteriy bilan almashtiriladi. Molekulyar bulutlar kimyosining o'ziga xos xususiyati shundaki, ularda izotopomerlar "oddiy" molekulalarga qaraganda bir oz samaraliroq hosil bo'ladi. Masalan, deyterlangan formaldegid (HDCO) tarkibi an'anaviy formaldegid tarkibining o'nlab foizini tashkil qilishi mumkin - umuman olganda, kosmosdagi deyteriy (D) atomlari protium (H) atomlaridan yuz ming marta kam bo'lishiga qaramay. . Yulduzlararo molekulalar odatdagi 14N dan 15N azot izotopiga bir xil “afzallik” beradi. Xuddi shu nisbiy ortiqcha boyitish meteorit organik moddalarida ham kuzatiladi.
Hozircha mavjud ma'lumotlardan uchta muhim xulosa chiqarish mumkin. Birinchidan, juda yuqori darajadagi murakkablikdagi organik birikmalar bizning va boshqa galaktikalarning yulduzlararo muhitida juda samarali sintezlanadi. Ikkinchidan, bu birikmalar protoplanetar disklarda saqlanishi va sayyoralarning bir qismi bo'lishi mumkin - sayyoralarning "embrionlari". Va nihoyat, agar organik moddalar Yerning yoki boshqa sayyoraning paydo bo'lishi jarayonida "omon qolmagan" bo'lsa ham, u keyinchalik meteoritlar bilan (bugungi kunda bo'lgani kabi) u erga etib borishi mumkin edi.
Tabiiyki, sayyoragacha bo'lgan bosqichda organik sintez qanchalik uzoqqa borishi mumkinligi haqida savol tug'iladi. Ammo Yerga meteoritlar bilan hayotning kelib chiqishi uchun "qurilish bloklari" emas, balki hayotning o'zi kelgan bo'lsa-chi? Axir, 20-asrning boshlarida ISMda oddiy diatomik molekulalar ham paydo bo'lishi mumkin emasdek tuyuldi. Endi biz molekulyar bulutlarda birinchi marta nomlarini talaffuz qilish qiyin bo'lgan moddalarni ommaviy ravishda topamiz. ISMda aminokislotalarni aniqlash, ehtimol, vaqt masalasidir. Keyingi qadamni qo'yishimizga va meteoritlar Yerga hayotni "yakunlangan shaklda" keltirgan deb taxmin qilishimizga nima xalaqit beradi?
Darhaqiqat, adabiyotda bir necha bor meteoritlarda eng oddiy yerdan tashqari organizmlarning qoldiqlari topilganligi haqida xabarlar paydo bo'lgan ... Biroq, hozirgacha bu ma'lumotlar juda ishonchsiz va tarqoq bo'lib, hayotning kelib chiqishi haqidagi umumiy rasmga ishonch bilan kiritiladi. .

Kosmosdagi "issiq" yadro jarayonlari - plazma holati, yulduzlar ichidagi nukleogenez (elementlar jarayoni) va boshqalar bilan asosan fizika shug'ullanadi. - 20-asrning 2-yarmida sezilarli rivojlanishga erishgan yangi bilim sohasi. asosan astronavtika muvaffaqiyati tufayli. Ilgari koinotdagi kimyoviy jarayonlar va kosmik jismlarning tarkibini oʻrganish asosan Quyosh, yulduzlar va maʼlum darajada sayyoralarning tashqi qatlamlari nurlanishi taʼsirida amalga oshirilar edi. Bu usul Quyoshdagi elementni Yerda kashf etilishidan oldin ham kashf qilish imkonini berdi. Koinot jismlarini o'rganishning yagona to'g'ridan-to'g'ri usuli Yerga tushgan turli meteoritlarning fazaviy tarkibi edi. Shunday qilib, keyingi rivojlanish uchun muhim ahamiyatga ega bo'lgan muhim materiallar to'plandi. Kosmonavtikaning rivojlanishi, avtomatik stansiyalarning Quyosh tizimi sayyoralari - Oy, Venera, Marsga parvozi va nihoyat, odamning Oyga tashrif buyurishi mutlaqo yangi imkoniyatlarni ochib berdi. Avvalo, bu kosmonavtlar ishtirokida yoki avtomatik (mobil va statsionar) transport vositalarida namunalar olish va keyingi o'rganish uchun Yerga etkazib berish orqali Oyni bevosita o'rganishdir. kimyoviy laboratoriyalar. Bundan tashqari, avtomatik tushuvchi transport vositalari uning Quyosh tizimidagi boshqa sayyoralarda, birinchi navbatda, Mars va Venerada va uning yuzasida mavjud bo'lish sharoitlarini o'rganish imkonini berdi. Eng muhim vazifalardan biri - kosmik jismlarning tarkibi va tarqalishi asosida tushuntirish istagini o'rganishdir. kimyoviy asos ularning kelib chiqishi va tarixi. Eng katta e'tibor tarqalish va tarqatish muammolariga qaratiladi. Kosmosda tarqalishi yulduzlar ichidagi nukleogenez bilan belgilanadi. Quyoshning kimyoviy tarkibi, quyosh tizimining quruqlikdagi sayyoralari va meteoritlar, ko'rinishidan, deyarli bir xil. Yadrolarning paydo bo'lishi yulduzlardagi turli yadro jarayonlari bilan bog'liq. Shuning uchun ham turli xil yulduzlar va yulduzlar sistemalari rivojlanishining turli bosqichlarida turli xil kimyoviy tarkibga ega. Ma'lum yulduzlar, ayniqsa kuchli spektral chiziqlar Ba yoki Mg yoki Li va boshqalar. Koinot jarayonlarida faza taqsimoti nihoyatda xilma-xildir. Kosmosdagi agregatsiya holati va fazasi uning o'zgarishining turli bosqichlarida ko'p jihatdan ta'sir qiladi: 1) yulduzdan tortib to yulduzgacha bo'lgan ulkan diapazon mutlaq nol; 2) sayyoralar va yulduzlar sharoitida millionlardan tortib koinotgacha bo'lgan ulkan diapazon; 3) chuqur kirib boruvchi galaktika va quyosh nurlanishi turli xil tarkib va intensivlik; 4) beqarorning barqarorga aylanishi bilan birga keladigan nurlanish; 5) magnit, tortishish va boshqa fizik maydonlar. Aniqlanishicha, bu omillarning barchasi sayyoralarning tashqi qobig'ining tarkibiga, ularning gazsimon qobiqlariga, meteorit, kosmik va boshqalarga ta'sir qiladi. Shu bilan birga, kosmosdagi fraksiyalanish jarayonlari nafaqat atom, balki izotopik tarkibga ham tegishli. Radiatsiya ta'sirida paydo bo'lgan izotoplarni aniqlash sayyoralar, asteroidlar, meteoritlarning paydo bo'lish jarayonlari tarixiga chuqur kirib borish va bu jarayonlarning yoshini aniqlash imkonini beradi. Kosmosdagi ekstremal sharoitlar tufayli Yerga xos bo'lmagan jarayonlar sodir bo'ladi va holatlar yuzaga keladi: yulduzlarning plazma holati (masalan, Quyosh); He, Na, CH 4, NH 3 va boshqa uchuvchi moddalarning kondensatsiyasi asosiy sayyoralar juda past darajada; Oyda kosmosda zanglamaydigan hosil bo'lishi; toshli meteoritlarning xondrit tuzilishi; meteoritlarda va, ehtimol, sayyoralar yuzasida (masalan, Marsda) murakkab organik moddalarning shakllanishi. Yulduzlararo fazoda ular nihoyatda kichik va koʻp elementlarda, shuningdek (va boshqalar)da uchraydi va nihoyat, turli komplekslarning sintezi (birlamchi quyosh H, CO, NH 3, O 2, N dan kelib chiqadi) mavjud. 2, S va boshqa oddiy birikmalar muvozanat sharoitida nurlanish ishtirokida). Bularning barchasi meteoritlarda, yulduzlararo kosmosda organik - optik jihatdan faol emas.

Astrofizika va ba'zi boshqa fanlarning rivojlanishi bilan bog'liq ma'lumotlarni olish imkoniyatlari. Shunday qilib, yulduzlararo muhitda qidiruvlar radioastronomiya usullari yordamida amalga oshiriladi. 1972 yil oxiriga kelib, yulduzlararo kosmosda 20 dan ortiq turlar, jumladan, 7 tagacha turni o'z ichiga olgan bir nechta murakkab organik turlar topildi. Ularning kuzatilgan qiymatlari dan 10-100 million marta kam ekanligi aniqlandi. Bu usullar, shuningdek, bir xil (masalan, H 2 12 CO va H 2 13 CO) izotopik navlarining radio chiziqlarini taqqoslash orqali yulduzlararo izotopik tarkibini o'rganish va mavjud kelib chiqish nazariyalarining to'g'riligini tekshirish imkonini beradi.

Kosmosni bilish uchun juda muhim bo'lgan murakkab ko'p bosqichli past haroratli jarayonni o'rganish, masalan, quyoshning quyosh tizimining qattiq sayyoralariga, asteroidlarga, meteoritlarga o'tishi, kondensatsiya o'sishi, akkretsiya bilan birga keladi. (massaning o'sishi, har qandayining "o'sishi" tashqaridan zarrachalarni qo'shish orqali, masalan, gaz va chang bulutidan) va kosmosda uchuvchi moddalarning bir vaqtning o'zida yo'qolishi bilan birlamchi agregatlar (fazalar) aglomeratsiyasi. Kosmosda nisbatan past (5000-10000 ° C) haroratda turli xil kimyoviy tarkibdagi qattiq fazalar ( ga qarab), turli bog'lanish energiyalari, oksidlanish potentsiallari va boshqalar bilan ajralib turadi, sovutishdan ketma-ket cho'kadi.Masalan, xondritlarda, silikat, metall, sulfid, xromit, fosfid, karbid va boshqa fazalar o'z tarixining ma'lum bir nuqtasida toshli meteoritga va, ehtimol, xuddi shunga o'xshash er tipidagi sayyoralarga aylanadi.

Bundan tashqari, sayyoralarda qattiq jismlarning differensiallanish jarayoni sodir bo'lib, qobiqlarga - metall yadroga, silikat fazalariga (mantiya va qobiq) sovib, sayyoralarning radiogenik issiqlik bilan ikkilamchi isishi natijasida sodir bo'ladi. radioaktiv va, ehtimol, boshqa elementlarning parchalanishi paytida chiqarilgan kelib chiqishi. Bu erish jarayoni Oy, Yer, Mars va Venera uchun vulkanizm davrida ham xarakterlidir. U eruvchan (masalan, qobiq va) sayyoralarning refrakter mantiyasidan ajratib turadigan zonalarni ajratishning universal printsipiga asoslanadi. Masalan, birlamchi quyosh CaSiO 3 + CO 2 muvozanat holatiga etadi, u erda 90 atmda 97% CO 2 mavjud. Oyning misoli shuni ko'rsatadiki, agar uning massasi kichik bo'lsa, ikkilamchi (vulqon) samoviy jismlar tomonidan ushlab turilmaydi.

Kosmosdagi to'qnashuvlar (meteorit zarralari orasidagi yoki meteoritlar va boshqa zarralarning sayyoralar yuzasiga ta'siri paytida) ulkan kosmik tezliklar harakatlar termal, qattiq kosmik jismlar tuzilishida iz qoldirib, meteorit kraterlarining shakllanishiga olib kelishi mumkin. Bu kosmik jismlar orasida sodir bo'ladi. Masalan, minimal hisob-kitoblarga ko'ra, kamida 1 × boshqalarga, va umumiy holatda - izotopik yoki o'zgarishiga atom tarkibi", 1971, c. o'n bir; Aller L. H., trans. ingliz tilidan, M., 1963; Seaborg G. T., Valens E. G., Koinotning elementlari, trans. Ingliz tilidan, 2-nashr, M., 1966; Merrill P. V., Kosmik kimyo, Enn Arbor, 1963; Spitzer L., Kosmosdagi diffuz materiya, N. Y., 1968; Snyder L. E., Buhl D., Yulduzlararo muhitdagi molekulalar, Osmon va Teleskop, 1970, v. 40, p. 267, 345.

"Hayvon va qush, yulduzlar va tosh - biz hammamiz birmiz, hammamiz birmiz ..." deb g'o'ldiradi Kobra qalpoqchasini tushirib, chayqalib. - Ilon va bola, tosh va yulduz - biz hammamiz birmiz ...

Pamela Travers. "Meri Poppins"

Koinotda kimyoviy elementlarning tarqalishini aniqlash uchun uning moddasi tarkibini aniqlash kerak. Va u nafaqat yirik ob'ektlarda - yulduzlar, sayyoralar va ularning yo'ldoshlari, asteroidlar, kometalarda to'plangan. Tabiat, siz bilganingizdek, bo'shliqqa toqat qilmaydi, shuning uchun kosmos tashqarida yulduzlararo gaz va changga to'la. Afsuski, to'g'ridan-to'g'ri o'rganish uchun faqat quruqlik moddasi (va faqat "oyoqlarimiz ostida") va juda oz miqdordagi oy tuprog'i va meteoritlar mavjud, bir vaqtlar mavjud bo'lgan kosmik jismlarning bo'laklari.

Bizdan minglab yorug'lik yili uzoqda joylashgan jismlarning kimyoviy tarkibini qanday aniqlash mumkin? Buning uchun zarur bo'lgan barcha ma'lumotlarni 1859 yilda nemis olimlari Gustav Kirchhoff va Robert Bunsen tomonidan spektral tahlil usuli ishlab chiqilganidan keyin olish mumkin bo'ldi. Va 1895 yilda Würzburg universiteti professori Vilgelm Konrad Rentgen tasodifan noma'lum nurlanishni topdi, olim uni rentgen nurlari deb ataydi (hozir ular rentgen nurlari deb nomlanadi). Ushbu kashfiyot tufayli rentgen spektroskopiyasi paydo bo'ldi, bu esa imkon beradito'g'ridan-to'g'ri spektrdan elementning tartib raqamini aniqlash.

Spektral va rentgen spektral tahlilning asosi har bir kimyoviy element atomlarining faqat o'zi uchun aniq belgilangan, xarakterli uzunlikdagi to'lqinlar ko'rinishidagi energiyani chiqarish yoki yutish qobiliyatidir, bu maxsus asboblar - spektrometrlar tomonidan olinadi. . Atom to'lqinlar chiqaradi ko'rinadigan yorug'lik elektronlarning tashqi darajadagi o'tishlari paytida va ko'proq "chuqur" elektron qatlamlar rentgen nurlanishi uchun javobgardir. Spektrdagi ma'lum chiziqlarning intensivligi bo'yicha ular ma'lum bir samoviy jismdagi elementning tarkibini aniqlaydilar.

XX asr oxiriga kelib ichida. Koinotdagi ko'plab ob'ektlarning spektrlari o'rganildi va juda katta miqdordagi statistik materiallar to'plandi. Albatta, kosmik jismlar va yulduzlararo materiyaning kimyoviy tarkibi to'g'risidagi ma'lumotlar yakuniy emas va doimiy ravishda takomillashtirilmoqda, ammo to'plangan ma'lumotlar tufayli buni aniqlash mumkin edi. kosmosdagi elementlarning o'rtacha tarkibini hisoblang.

Koinotdagi barcha jismlar bir xil kimyoviy elementlarning atomlaridan iborat, ammo ularning turli ob'ektlardagi tarkibi boshqacha. Bunday holda, qiziqarli naqshlar kuzatiladi. Tarqalishi bo'yicha etakchilar vodorod (uning kosmosdagi atomlari 88,6%) va geliy (11,3%). Qolgan elementlar faqat 1% ni tashkil qiladi! Uglerod, azot, kislorod, neon, magniy, kremniy, oltingugurt, argon va temir ham yulduzlar va sayyoralarda keng tarqalgan. Shunday qilib, engil elementlar ustunlik qiladi. Lekin istisnolar ham bor. Ular orasida litiy, berilliy va bor sohasida "muvaffaqiyatsizlik" va ftor va skandiyning past miqdori bor, ularning sababi hali aniqlanmagan.

Ochilgan naqshlar grafik shaklida taqdim etilishi mumkin. Tashqi tomondan, u eski arraga o'xshaydi, uning tishlari turli yo'llar bilan eskirgan, ba'zilari esa hatto singan. Tishlarning tepalari juft seriya raqamlariga ega bo'lgan elementlarga mos keladi (ya'ni yadrolardagi protonlar soni juft bo'lganlar). Bu naqsh italiyalik kimyogari Juzeppe Oddo (1865-1954) sharafiga Oldo-Xarkins qoidasi deb ataladi. Amerikalik fizik va kimyogar Uilyam Xarkins (1873-1951). Ushbu qoidaga ko'ra, zaryadi juft bo'lgan elementning ko'pligi yadrodagi toq sonli protonga ega bo'lgan qo'shnilariga qaraganda kattaroqdir. Agar elementda teng miqdordagi neytronlar bo'lsa, u yanada tez-tez uchraydi va ko'proq izotoplar hosil qiladi. Koinotda 165 ta barqaror izotop mavjud bo'lib, ularda juft sonli neytron va protonlar mavjud; Juft sonli proton va toq sonli neytronli 56 ta izotop; Neytronlar soni juft va protonlar soni toq bo'lgan 53 ta izotop; va neytron va protonlarning toq sonli faqat 8 ta izotop.

Bu ajoyib va ​​temirga tegishli yana bir maksimal narsa - eng keng tarqalgan elementlardan biri. Grafikda uning cho'qqisi Everest kabi ko'tariladi. Bu temir yadrosidagi yuqori bog'lanish energiyasi bilan bog'liq - barcha kimyoviy elementlar orasida eng yuqori.

Mana, arramizning singan tishi - grafikda texnetiyning 43-sonli elementining tarqalishi uchun hech qanday qiymat yo'q, uning o'rniga bo'shliq mavjud. Bu juda o'ziga xos bo'lib tuyuladimi? Texnetium davriy jadvalning o'rtasida joylashgan bo'lib, uning qo'shnilarining tarqalishi umumiy naqshlarga bo'ysunadi. Va bu erda bir narsa bor: bu element oddiygina uzoq vaqt oldin "tugadi", uning eng uzoq umr ko'rgan izotopining yarim umri 2.12.10 6 yil. Technetium hatto so'zning an'anaviy ma'nosida ham kashf etilmagan: u 1937 yilda sun'iy ravishda sintez qilingan, keyin esa tasodifan. Ammo qiziq tomoni shundaki: 1960 yilda Quyosh spektrida 43-raqamli "yo'q" element chizig'i topilgan! Bu yulduzlarning ichki qismida kimyoviy elementlarning sintezi bugungi kungacha davom etayotganining yorqin tasdig'idir.

Ikkinchi singan tish - grafikada prometiyning yo'qligi (61-son) va u xuddi shu sabablar bilan izohlanadi. Ushbu elementning eng barqaror izotopining yarimparchalanish davri juda qisqa, bor-yo'g'i 18 yil. Va hozirgacha u o'zini koinotning biron bir joyida his qilmagan.

Grafikda seriya raqamlari 83 dan katta bo'lgan elementlar umuman yo'q: ular ham juda beqaror va kosmosda ularning soni juda oz.

Bovyka Valentina Evgenievna

Yuklab oling:

Ko‘rib chiqish:

Munitsipal byudjet ta'lim muassasasi

o'rtacha umumta'lim maktabi№ 20 Krasnodar

Kimyoviy elementlarning Yerda va koinotda tarqalishi. Birlamchi nukleosintez jarayonida va yulduzlarning ichki qismlarida kimyoviy elementlarning hosil bo'lishi.

Fizika referat

Talaba tomonidan bajarilgan:

10 "B" sinf MBOU Krasnodar 20-sonli o'rta maktab

Bovyka Valentina

O'qituvchi:

Skryleva Zinaida Vladimirovna

Krasnodar

2016

1. Kosmos kimyosini o'rganuvchi fazo kimyosi.
2. Ba'zi atamalar.
3. Quyosh sistemasi va Oy sayyoralarining kimyoviy tarkibi.
4. Kometalar, meteoritlarning kimyoviy tarkibi.
5. birlamchi nukleosintez.
6. Koinotdagi boshqa kimyoviy jarayonlar.
7. Yulduzlar.
8. yulduzlararo muhit
9. Foydalanilgan resurslar ro'yxati

Kosmik kimyo. Kosmik kimyo nimani o'rganadi?

Koinot kimyosining o'rganish predmeti kosmik jismlarning (sayyoralar, yulduzlar, kometalar va boshqalar), yulduzlararo fazoning kimyoviy tarkibi, shuningdek, kosmosda sodir bo'ladigan kimyoviy jarayonlardir.

Kosmos kimyosi, asosan, moddalarning atom-molekulyar oʻzaro taʼsirida sodir boʻladigan jarayonlar bilan, fizika esa yulduzlar ichidagi nukleosintez bilan shugʻullanadi.

Ba'zi atamalar

Quyidagi materialni idrok etish qulayligi uchun atamalar lug'ati kerak.

Yulduzlar - nurli gazli massiv sharlar, ularning ichaklarida kimyoviy elementlar sintezi reaktsiyalari sodir bo'ladi.

Sayyora - yulduzlar yoki ularning qoldiqlari atrofida orbita bo'ylab aylanadigan osmon jismlari.

Kometalar - muzlagan gazlar, changlardan tashkil topgan kosmik jismlar.

meteoritlar - sayyoralararo fazodan Yerga tushgan kichik kosmik jismlar.

Meteorlar - yorug'lik izi ko'rinishidagi hodisalar, bu meteoroidning Yer atmosferasiga ta'siridan kelib chiqadi.

yulduzlararo muhit- noyob modda, elektromagnit nurlanish va yulduzlar orasidagi bo'shliqni to'ldiradigan magnit maydon.

Yulduzlararo materiyaning asosiy tarkibiy qismlari: gaz, chang, kosmik nurlar.

Nukleosintez - yadro sintezi reaksiyalari jarayonida kimyoviy elementlar yadrolarining (vodoroddan og'irroq) hosil bo'lish jarayoni.

Quyosh sistemasi va Oy sayyoralarining kimyoviy tarkibi

Quyosh tizimining sayyoralari Quyosh deb ataladigan yulduz atrofida aylanadigan samoviy jismlardir.

Quyosh tizimi 8 ta sayyoradan iborat: Merkuriy, Venera, Yer, Mars, Yupiter, Saturn, Uran, Neptun.

Keling, har bir sayyorani alohida ko'rib chiqaylik.

Merkuriy

Quyosh tizimidagi Quyoshga eng yaqin sayyora, eng kichik sayyora. Merkuriyning diametri taxminan 4870 km.

Kimyoviy tarkibi

Sayyoraning yadrosi temir, ferromagnitdir. Temir miqdori = 58%

Bir ma'lumotlarga ko'ra, atmosfera asosan azotdan iborat (N 2 ) karbonat angidrid (CO 2 ), boshqalarga ko'ra - geliydan (He), neondan (Ne) va argondan (Ar).

Venera

Quyosh tizimidagi ikkinchi sayyora. Diametri ≈ 6000 km.

Kimyoviy tarkibi

Yadro temir, mantiyada silikatlar, karbonatlar mavjud.

Atmosfera 97% karbonat angidrid (CO 2 ), qolgan qismi azot (N 2), suv (H 2 O) va kislorod (O 2).

Yer

Quyosh tizimining uchinchi sayyorasi, Quyosh tizimidagi hayot uchun eng qulay sharoitga ega yagona sayyora. Diametri taxminan 12500 km.

Kimyoviy tarkibi

Temir yadro. Yer qobig'ida kislorod O mavjud 2 (49%), silikon Si (26%), alyuminiy Al (4,5%), shuningdek, boshqa kimyoviy elementlar. Atmosfera 78% azotdan iborat (N 2 ), 21% kisloroddan (O 2 ) va 0,03% karbonat angidriddan (CO 2 ), qolganlari inert gazlar, suv bug'lari va aralashmalardir. Gidrosfera asosan kislorod O dan iborat 2 (85,82%), vodorod H 2 (10,75%) va boshqa elementlar. Barcha tirik mavjudotlarda uglerod (C) mavjud.

Mars

Mars quyosh tizimidagi to'rtinchi sayyoradir. Diametri taxminan 7000 km

Kimyoviy tarkibi

Temir yadro. Sayyora qobig'ida temir oksidi va silikatlar mavjud.

Yupiter

Yupiter - Quyoshdan beshinchi sayyora. Eng katta sayyora quyosh sistemasi. Diametri 140 000 km dan ortiq.

Kimyoviy tarkibi

Yadro siqilgan vodorod (H 2 ) va geliy (He). Atmosferada vodorod (H 2), metan (CH 4 ), geliy (He), ammiak (NH 3 ).

Saturn

Saturn - Quyoshdan oltinchi sayyora. Uning diametri taxminan 120 000 km.

Kimyoviy tarkibi

Yadro va er qobig'i haqida ma'lumotlar yo'q. Atmosfera Yupiter atmosferasi bilan bir xil gazlardan iborat.

Uran va Neptun

Uran va Neptun mos ravishda ettinchi va sakkizinchi sayyoralardir. Ikkala sayyoraning diametri taxminan 50 000 km.

Kimyoviy tarkibi

Yadro va korteks haqida ma'lumotlar yo'q. Atmosfera metan (CH 4 ), geliy (He), vodorod (H 2 ).

Oy

Oy Yerning sun'iy yo'ldoshi, uning xom ashyo bazasidir. Oy tuprog'i regolit deb ataladi, u kremniy oksidi (IV), alyuminiy oksidi va boshqa metallar oksidlaridan iborat, uran ko'p, suv yo'q.

Kometalar, meteoritlarning kimyoviy tarkibi

meteoritlar

Meteoritlar temir, temir-tosh va toshdir. Ko'pincha tosh meteoritlar Yerga tushadi. O'rtacha hisob-kitoblarga ko'ra, har bir temir meteoritga 16 ta tosh to'g'ri keladi.

Temir meteoritlarining kimyoviy tarkibi 90% temir (Fe), 8,5% nikel (Ni), 0,6% kobalt (Co) va 0,01% kremniy (Si).

Toshli meteoritlar asosan kisloroddan iborat (0 2 ) (41%) va kremniy (Si) (21%).

Kometalar

Kometalar gaz qobig'i bilan o'ralgan qattiq jismlardir. Yadro muzlatilgan metandan (CH 4) va ammiak (NH 3 ) mineral aralashmalar bilan. Gaz kometalarida turli xil radikallar va ionlar topilgan. Eng so'nggi kuzatishlar vodorod sulfidi, suv, og'ir suv, oltingugurt dioksidi, formaldegid, metanol, chumoli kislotasi, vodorod siyanidi, metan, asetilen, etan, fosterit va boshqa birikmalarni o'z ichiga olgan Xeyl-Bopp kometasida o'tkazildi.

Birlamchi nukleosintez

Birlamchi nukleosintezni ko'rib chiqish uchun jadvalga murojaat qilaylik.

koinot yoshi	Harorat, K	Moddaning holati va tarkibi
0,01 s	10 11	termal muvozanatdagi neytronlar, protonlar, elektronlar, pozitronlar. n va p soni bir xil.
0,1 s	3*10 10	Zarrachalar bir xil, lekin protonlar sonining neytronlar soniga nisbati 3:5 ni tashkil qiladi.
	10 10	elektronlar va pozitronlar annigilyatsiya qilinadi, p:n =3:1
13,8 s	3*10 9	Deyteriy D va geliy yadrolari shakllana boshlaydi 4 Yo'q, elektronlar va pozitronlar yo'qoladi, erkin proton va neytronlar mavjud.
35 min	3*10 8	p va n soniga nisbatan D va Not sonini o'rnatadi 4 He:H + ≈24-25% og'irlik
7*10 5 yil	3*10 3	Kimyoviy energiya barqaror neytral atomlarni hosil qilish uchun etarli. Koinot radiatsiya uchun shaffofdir. Radiatsiyada modda hukmronlik qiladi.

Birlamchi nukleosintezning mohiyati nuklonlardan deyteriy yadrolari, deyteriy yadrolari va nuklonlardan - geliy yadrolari hosil bo'lishiga qadar kamayadi. massa raqami 3 va tritiy va yadrolardan 3 Yo'q, 3 H va nuklonlar - yadrolar 4 Yo'q.

Koinotdagi boshqa kimyoviy jarayonlar

Da yuqori haroratlar(yulduz atrofidagi kosmosda harorat bir necha ming darajaga yetishi mumkin) kimyoviy moddalar tarkibiy qismlarga - radikallarga ajrala boshlaydi (CH 2 dan 3 , CH va boshqalar) va atomlar (H, O va boshqalar)

Yulduzlar

Yulduzlar massasi, hajmi, harorati, yorqinligi bilan farqlanadi.

Yulduzlarning tashqi qatlamlari asosan vodoroddan, shuningdek geliy, kislorod va boshqa elementlardan (C, P, N, Ar, F, Mg va boshqalar) iborat.

Kichik mitti yulduzlar og'irroq elementlardan iborat: kobalt, skandiy, titan, marganets, nikel va boshqalar.

Gigant yulduzlar atmosferasida nafaqat kimyoviy elementlarning atomlarini, balki o'tga chidamli oksidlar molekulalarini (masalan, titan va sirkoniy), shuningdek ba'zi radikallarni: CN, CO, C. 2

Yulduzlarning kimyoviy tarkibi spektroskopik usul bilan o'rganiladi. Shunday qilib, Quyoshda temir, vodorod, kaltsiy va natriy topildi. Geliy dastlab Quyoshda, keyin esa Yer sayyorasi atmosferasida topilgan. Hozirgi vaqtda Quyosh spektrlarida va boshqalar samoviy jismlar 72 ta element topilgan, bu elementlarning barchasi Yerda ham topilgan.

Yulduzlarning energiya manbai termoyadro termoyadroviy reaksiyalaridir.

Yulduz hayotining birinchi bosqichida vodorod uning ichki qismida geliyga aylanadi.

4 1 H → 4 He

Keyinchalik geliy uglerod va kislorodga aylanadi

3 4 U → 12 C

4 4 U → 16 O

Keyingi bosqichda uglerod va kislorod yoqilg'i hisoblanadi, alfa jarayonlarida temirga neon elementlari hosil bo'ladi. Zaryadlangan zarralarni tutib olishning keyingi reaktsiyalari endotermikdir, shuning uchun nukleosintez to'xtaydi. Termoyadro reaktsiyalarining to'xtashi tufayli temir yadroning muvozanati buziladi, tortishish siqilishi boshlanadi, energiyaning bir qismi temir yadroning a-zarrachalar va neytronlarga parchalanishiga sarflanadi. Bu jarayon gravitatsion kollaps deb ataladi va taxminan 1 soniya davom etadi. Yulduz qobig'idagi haroratning keskin oshishi natijasida vodorod, geliy, uglerod va kislorodning termoyadroviy yonish reaktsiyalari sodir bo'ladi. Yulduz materiyasining portlashi va kengayishiga olib keladigan katta miqdordagi energiya chiqariladi. Bu hodisa o'ta yangi yulduz deb ataladi. O'ta yangi yulduz portlashi paytida energiya ajralib chiqadi, bu zarrachalarga katta tezlanish beradi, neytron oqimlari ilgari hosil bo'lgan elementlarning yadrolarini bombardimon qiladi. Neytronni tutib olish, so'ngra b-nurlanish jarayonida temirdan og'irroq elementlarning yadrolari sintezlanadi. Bu bosqichga faqat eng massiv yulduzlar etib boradi.

Yiqilish paytida proton va elektronlardan neytronlar sxema bo'yicha hosil bo'ladi:

1 1 p + -1 0 e → 1 0 n + v

Shakllangan neytron yulduzi.

O'ta yangi yulduzning yadrosi pulsarga aylanishi mumkin - sekundning bir qismi davri bilan aylanadigan va elektromagnit nurlanish chiqaradigan yadro. Uning magnit maydoni ulkan nisbatlarga etadi.

Bundan tashqari, qobiqning ko'p qismi portlash kuchini engib, yadroga tushishi mumkin. Qo'shimcha massani qabul qilib, neytron yulduzi "qora tuynuk" hosil bo'lishiga qadar qisqara boshlaydi.

yulduzlararo muhit

Yulduzlararo muhit gaz, chang, magnit maydon va kosmik nurlardan iborat. Yulduz nurlanishining yutilishi gaz va chang tufayli sodir bo'ladi. Yulduzlararo muhitning changi 100-10 K haroratga ega, yulduzlararo gazning harorati 10 dan 10 gacha o'zgarishi mumkin. 7 K va zichlik va issiqlik manbalariga bog'liq. Yulduzlararo gaz neytral yoki ionlangan bo'lishi mumkin (H 2 0, H 0, H +, e -, He 0).

Birinchidan kimyoviy birikma kosmosda 1937 yilda spektroskopiya yordamida kashf etilgan. Bu birikma CH radikali edi, bir necha yildan so'ng siyanogen CN topildi va 1963 yilda gidroksil OH topildi.

Spektroskopiyada radioto'lqinlar va infraqizil nurlanishdan foydalanish bilan koinotning "sovuq" hududlarini o'rganish mumkin bo'ldi. Birinchidan, noorganik moddalar topildi: suv, ammiak, uglerod oksidi, vodorod sulfidi va keyin organik: formaldegid, chumoli kislotasi, sirka kislotasi, atsetaldegid va chumoli spirti. Etil spirti 1974 yilda koinotda topilgan. Keyin yapon olimlari metilamin CH ni topdilar 3 - NH 2.

Oqimlar yulduzlararo fazoda harakatlanadi atom yadrolari- kosmik nurlar. Bu yadrolarning 92% ga yaqini vodorod yadrolari, 6%i geliy, 1%i esa ogʻirroq elementlarning yadrolaridir. Kosmik nurlar o'ta yangi yulduz portlashlari natijasida paydo bo'lgan deb ishoniladi.

Kosmik jismlar orasidagi bo'shliq yulduzlararo gaz bilan to'ldirilgan. U atomlar, ionlar va radikallardan iborat bo'lib, changni ham o'z ichiga oladi. CN, CH, OH, CS, H kabi zarralarning mavjudligi 2 O, CO, COS, SiO, HCN, HCOOH, CH 3OH va boshqalar.

Kosmik nurlanish, quyosh shamoli va yulduzlararo gaz zarralarining to'qnashuvi turli zarralar, shu jumladan organik zarralarning paydo bo'lishiga olib keladi.

Protonlar uglerod atomlari bilan to'qnashganda uglevodorodlar hosil bo'ladi. Gidroksil OH silikatlar, karbonatlar va turli oksidlardan hosil bo'ladi.

Yer atmosferasida kosmik nurlar ta'sirida bunday izotoplar hosil bo'ladi: massa soni 14 bo'lgan uglerod. 14 C, berilliy, uning massa soni 10 ga teng 10 Be, va massa soni 36 bo'lgan xlor 36Cl.

Massa soni 14 ga teng bo'lgan uglerod izotopi o'simliklar, marjonlar va stalaktitlarda to'planadi. Massa soni 10 bo'lgan berilliy izotopi - dengiz va okeanlarning pastki cho'kindilarida, qutb muzida.

Kosmik nurlanishning yer atomlari yadrolari bilan o'zaro ta'siri kosmosda sodir bo'ladigan jarayonlar haqida ma'lumot beradi. Bu masalalar ko'rib chiqiladi zamonaviy fan- eksperimental paleoastrofizika.

Masalan, kosmik nurlanish protonlari havodagi azot molekulalari bilan to'qnashib, molekulani atomlarga ajratadi va yadroviy reaktsiya boshlanadi:

7 14 N + 1 1 H→2 2 4 He + 4 7 Be

Bu reaksiya natijasida, radioaktiv izotop berilliy.

Atmosfera atomlari bilan to'qnashuv paytida proton bu atomlardan neytronlarni chiqarib tashlaydi, bu neytronlar azot atomlari bilan o'zaro ta'sir qiladi, bu massa soni 3 - tritiy bo'lgan vodorod izotopi hosil bo'lishiga olib keladi:

7 14 N + 0 1 n → 1 3 H + 6 12 C

Tritiy, b-emirilishdan o'tib, elektronni chiqaradi:

1 3 H → -1 0 e + 2 3 He

Shunday qilib geliyning yorug'lik izotopi hosil bo'ladi.

Azot atomlari tomonidan elektronlarni tutib olish jarayonida uglerodning radioaktiv izotopi hosil bo'ladi:

7 14 N + -1 0 e → 6 14 S

Kosmosda kimyoviy elementlarning tarqalishi

Galaktikadagi kimyoviy elementlarning ko'pligini ko'rib chiqing Somon yo'li. Muayyan elementlarning mavjudligi haqidagi ma'lumotlar spektroskopiya orqali olingan. Vizual tasvirlash uchun biz jadvaldan foydalanamiz.

Asosiy zaryad	Element	Massa ulushi
	Vodorod
	Geliy
	Kislorod	10,4
	Uglerod
	Neon	1,34
	Temir
	Azot	0,96
	Kremniy	0,65
	Magniy	0,58
	Oltingugurt	0,44

Ko'proq vizual tasvir uchun, keling, doiraviy diagrammaga murojaat qilaylik.

Diagrammada ko'rib turganingizdek, koinotda eng ko'p bo'lgan element vodorod, ikkinchi eng ko'p miqdorda geliy va uchinchi element kisloroddir. Boshqa elementlarning massa ulushlari ancha kam.

Ko‘rib chiqish:

Taqdimotlarni oldindan ko‘rish imkoniyatidan foydalanish uchun Google hisobini (hisob qaydnomasi) yarating va tizimga kiring: https://accounts.google.com

Slayd sarlavhalari:

Kimyoviy elementlarning Yerda va koinotda tarqalishi. Birlamchi nukleosintez jarayonida va yulduzlarning ichki qismida kimyoviy elementlarning hosil bo'lishi MBOU 20-son umumiy o'rta ta'lim maktabining 10 "B" sinf o'quvchisi Bovyka Valentina tomonidan bajarilgan. Rahbar: Skryleva Z.V.

Koinot kimyosi - kosmik jismlarning kimyoviy tarkibi, yulduzlararo fazo va kimyoviy jarayonlar bu kosmosda oqadi.

Kerakli atamalar Yulduzlar yorug'likli gazsimon massiv sharlar bo'lib, ularning chuqurligida kimyoviy elementlarning sintez reaksiyalari sodir bo'ladi. Sayyora - yulduzlar yoki ularning qoldiqlari atrofida orbita bo'ylab aylanadigan samoviy jismlar. Kometalar muzlagan gazlar va changlardan tashkil topgan kosmik jismlardir. Meteoritlar - sayyoralararo kosmosdan Yerga tushadigan kichik kosmik jismlar. Meteorlar yorug'lik izi ko'rinishidagi hodisalar bo'lib, bu meteoroidning Yer atmosferasiga kirishi bilan bog'liq. Yulduzlararo muhit - bu noyob modda, elektromagnit nurlanish va yulduzlar orasidagi bo'shliqni to'ldiradigan magnit maydon. Yulduzlararo materiyaning asosiy tarkibiy qismlari: gaz, chang, kosmik nurlar. Nukleosintez - yadro sintezi reaksiyalari jarayonida kimyoviy elementlar yadrolarining (vodoroddan og'irroq) hosil bo'lish jarayoni.

Merkuriy Venera Yer Mars

Yupiter Saturn Uran Neptun

Oy Yerning sun'iy yo'ldoshi, uning xom ashyo bazasidir.

Meteorit kometa

Birlamchi nukleosintez Koinot yoshi Harorat, K moddaning holati va tarkibi 0,01 s 10 11 neytronlar, protonlar, elektronlar, pozitronlar issiqlik muvozanati. n va p soni bir xil. 0,1 s 3*10 10 Zarrachalar bir xil, lekin protonlar sonining neytronlar soniga nisbati 3:5 1s 10 10 elektron va pozitronlar annigilyatsiya qilinadi, p:n =3:1 13,8 s 3*10 9 Deyteriy yadrolari D va geliy hosil qila boshlaydi 4 He, elektronlar va pozitronlar yo'qoladi, erkin proton va neytronlar mavjud. 35 min 3*10 8 D va He miqdori p va n 4 soniga nisbatan o'rnatiladi He:H + ≈24-25% og'irligi 7*10 5 yil 3*10 3 Kimyoviy energiya barqaror hosil bo'lishi uchun etarli. neytral atomlar. Koinot radiatsiya uchun shaffofdir. Radiatsiyada modda hukmronlik qiladi.

Yulduzlarning ichki qismida sodir bo'ladigan asosiy reaksiyalar 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

Yulduzlararo muhit komponentlari hisobiga sodir boʻladigan asosiy reaksiyalar 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 U 7 14 N + -1 0 e → 6 14 C

Somon yo'li galaktikasida kimyoviy elementlarning ko'pligi

Foydalanilgan resurslar ro'yxati 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