Zdroje tvorby chemických prvkov vo vesmíre. Organické zlúčeniny vo vesmíre. Alkány. Štruktúra a nomenklatúra

Moderní astronómovia poznajú asi tri a pol tisíca exoplanét, ktoré sa od nás nachádzajú vo vzdialenosti štyri až dvadsaťosem tisíc svetelných rokov. Niektoré z nich sú veľmi. Dostať sa k niektorej z nich v dohľadnej dobe bude ťažké – pokiaľ ľudstvo neurobí obrovský technologický skok. Napriek tomu sú už exoplanéty z pohľadu astrochémie veľmi zaujímavé. O tom - naše nový materiál, napísaná v spolupráci s Uralskou federálnou univerzitou.

Hlavnou časťou hmoty Vesmíru (ak hovoríme o baryónovej hmote) je vodík – asi 75 percent. Na druhom mieste je hélium (asi 23 percent). Vo vesmíre však môžete nájsť širokú škálu chemických prvkov a dokonca aj zložité molekulárne zlúčeniny vrátane organických. Astrochémia sa zaoberá štúdiom procesov vzniku a interakcie chemických zlúčenín vo vesmíre. Zástupcovia tejto špeciality majú veľký záujem o skúmanie exoplanét, pretože na nich možno realizovať rôzne scenáre, ktoré povedú k objaveniu sa nezvyčajných spojení.

Dúha v službách astronómov

Hlavným nástrojom na získanie informácií o chemickom zložení vzdialených objektov je spektroskopia. Využíva fakt, že atómy chemické prvky(alebo molekuly zlúčenín) môžu vyžarovať alebo absorbovať svetlo len pri určitých frekvenciách, zodpovedajúcich prechodom systému medzi rôznymi energetickými hladinami. V dôsledku toho vzniká emisné (alebo absorpčné) spektrum, podľa ktorého možno látku jednoznačne určiť. Je to ako odtlačky prstov, len pre atómy.

Dobrým príkladom rozkladu svetla na spektrum je dúha. Prechody z jednej farby do druhej sa nám zdajú plynulé a súvislé, no v skutočnosti niektoré farby v dúhe nie sú, pretože určité vlnové dĺžky pohlcuje vodík a hélium obsiahnuté v Slnku. Mimochodom, hélium bolo prvýkrát objavené práve pozorovaním spektra Slnka (preto sa mu hovorí „hélium“, z iného gréckeho ἥλιος – „slnko“) a v laboratóriu ho izolovali až po 27 rokoch. Toto bolo prvé úspešné použitie spektroskopie na štúdium hviezd.

Fraunhoferove absorpčné čiary na pozadí súvislého spektra slnečnej fotosféry.

Wikimedia Commons

V najjednoduchšom prípade atómu vodíka je emisné spektrum radom čiar zodpovedajúcich prechodom medzi úrovňami s rôznymi hodnotami hlavného kvantového čísla n (tento obrázok je dobre opísaný Rydbergovým vzorcom). Najznámejšia a najpohodlnejšia na pozorovanie je línia Balmer Hα, ktorá má vlnovú dĺžku 656 nanometrov a leží vo viditeľnom spektre. Napríklad na tejto linke astronómovia pozorujú vzdialené galaxie a rozpoznávajú oblaky molekulárneho plynu, ktoré sú väčšinou zložené z vodíka. Ďalšia séria línií (Paschen, Bracket, Pfund atď.) leží úplne v infračervenom rozsahu, zatiaľ čo séria Lyman sa nachádza v ultrafialovej oblasti. To trochu sťažuje pozorovanie.

Molekuly komplexných zlúčenín majú zároveň iný spôsob, ako vyžarovať svetelné kvantá, v istom zmysle ešte jednoduchší. Súvisí to s tým, že rotačná energia molekuly je kvantovaná, čo im umožňuje aj vyžarovať v čiarach (navyše dokážu vyžarovať aj spojité spektrum). Energia takýchto svetelných kvánt nie je veľmi vysoká, takže ich frekvencia je už v rádiovom rozsahu. Jedno z najjednoduchších rotačných spektier patrí molekule oxidu uhoľnatého CO, ktorú astronómovia často používajú na rozpoznávanie oblakov studeného plynu, keď v nich nevidia vodík. Metódy rádiovej astronómie umožnili nájsť v molekulárnych oblakoch aj metanol, etanol, formaldehyd, kyselinu kyanovodíkovú a mravčiu, ako aj ďalšie prvky. Napríklad pomocou rádioteleskopu vedci našli alkohol v chvoste kométy Lovejoy.

Čo sa dá nájsť vo vesmíre

Najjednoduchším spôsobom využitia spektroskopických metód je štúdium chemického zloženia hviezd. V tomto prípade astronómovia študujú absorpčné spektrá, nie emisné spektrá prvkov. Svetlo z nich je skutočne ľahko pozorovateľné, najmä vo viditeľnom rozsahu. Je to pravda, chemické zloženie hviezdy samy o sebe zvyčajne nie sú príliš zaujímavé: väčšinou sú zložené z vodíka a hélia s malou prímesou ťažkých prvkov.

Ťažšie prvky vznikajú pri výbuchoch supernov a možno ich tiež pozorovať. Niektorí vedci napríklad tvrdia, že po nedávnom zlúčení oboch neutrónové hviezdy z posledných riadkov periodickej tabuľky mali vzniknúť obrovské množstvá zlata, platiny a iných prvkov. Ale tak či onak, veľmi zložité alebo organické zlúčeniny nemôžu existovať vo hviezdach, pretože sa nevyhnutne rozpadajú kvôli vysokým teplotám.

Iná vec sú oblaky studeného medzihviezdneho plynu. Sú veľmi zriedkavé a vyžarujú oveľa slabšie ako hviezdy, ale samy sú oveľa väčšie. A zaujímavejšie je ich zloženie. Obsahujú obrovské množstvo veľmi odlišných molekúl – od jednoduchých dvojatómových až po relatívne zložité viacatómové organické zlúčeniny. Spomedzi komplexných molekúl stojí za to vyzdvihnúť najmä "prebiotické" zlúčeniny, napríklad aminoacetonitril, ktorý sa môže podieľať na tvorbe glycínu, najjednoduchšej aminokyseliny. Niektorí vedci naznačujú, že ribóza, jeden zo základných stavebných kameňov organického života, sa môže vytvárať aj v molekulárnych oblakoch. Ak sa takéto zlúčeniny dostanú do priaznivých podmienok, bude to už odrazový mostík pre vznik života.

Snímka hmloviny v Orióne M42 urobená astronomickým observatóriom Kourovka v UrFU. Červená farba je výsledkom rekombinácie v emisnej čiare Hα pri vlnovej dĺžke 656,3 nanometrov.

Trochu bližšie k planétam

Bohužiaľ je ťažké použiť metódu spektroskopie na určenie chemického zloženia exoplanét. Na to však musíte zaregistrovať ich svetlo a hviezda, okolo ktorej sa planéta otáča, tomu bráni, pretože svieti oveľa jasnejšie. Pokúšať sa pozorovať takýto systém je ako pozerať sa na svetlo zápalky proti reflektoru.

Niektoré informácie o exoplanéte však možno získať aj bez priameho merania jej emisného spektra. Trik je v tomto. Ak má planéta atmosféru, musí absorbovať časť žiarenia hviezdy, a to v rôznych spektrálnych rozsahoch rôznymi spôsobmi. Zhruba povedané, pri jednej vlnovej dĺžke sa planéta javí o niečo menšia a pri inej vlnovej dĺžke - o niečo viac. To umožňuje robiť predpoklady o vlastnostiach atmosféry, najmä o jej chemickom zložení. Tento spôsob pozorovania funguje obzvlášť dobre na horúcich planétach blízko hviezd, pretože ich polomer sa ľahšie meria.

Chemické zloženie planéty musí navyše súvisieť so zložením oblaku plynu a prachu, z ktorého vznikla. Napríklad v oblakoch s veľkým pomerom koncentrácií atómov uhlíka k atómom kyslíka budú výsledné planéty pozostávať prevažne z uhličitanov. Na druhej strane, chemické zloženie hviezdy vytvorenej z takéhoto oblaku by malo odrážať aj jej zloženie. To umožňuje urobiť niektoré predpoklady založené na štúdiu spektra jednej hviezdy. Astronómovia z Yale University teda analyzovali údaje o chemickom zložení 850 hviezd a zistili, že v 60 percentách systémov koncentrácie horčíka a kremíka v hviezde naznačujú, že v blízkosti môžu byť kamenné planéty podobné Zemi. Vo zvyšných 40 percentách nám chemické zloženie hviezd hovorí, že zloženie planét okolo nich sa musí výrazne líšiť od toho zemského.

Všeobecne povedané, v V poslednej dobe priama spektroskopia obzvlášť horúcich planét na pozadí matných hviezd sa napriek tomu stala možná vďaka zvýšenej presnosti meracích prístrojov. V tomto prípade je už možné v ich svetle hľadať stopy rôznych chemických prvkov a komplexných zlúčenín. Napríklad pomocou IR spektrografu CONICA namontovaného na ďalekohľade VLT a v kombinácii so systémom adaptívnej optiky NAOS vedci dokázali zmerať spektrum exoplanéty HR 8799 c, ktorá sa točí okolo biely trpaslík a zahrieva sa natoľko, že sama vyžaruje svetlo. Najmä z analýzy jej spektra vyplynulo, že atmosféra planéty obsahuje menej metánu a oxidu uhoľnatého, ako sa očakávalo. Nedávno astronómovia zmerali aj spektrum ďalšieho „horúceho Jupitera“, oxidu titaničitého v jeho atmosfére. Priame merania spektra menej horúcich kamenných planét (kde je pravdepodobnejší život) sú však stále veľmi ťažké.

Obrázok systému HR 8799. Planéta HR 8799 c je v pravom hornom rohu

Jason Wang a kol. / NASA NExSS, W. M. Keck Observatory

Zloženie planéty možno určiť aj nepriamo výpočtom jej hustoty. Aby ste to dosiahli, musíte poznať polomer a hmotnosť planéty. Hmotnosť sa dá zistiť pozorovaním gravitačnej interakcie planéty s hviezdou alebo inými planétami a polomer možno odhadnúť zo zmeny jasu hviezdy, keď planéta prechádza cez jej disk. Je zrejmé, že plynné planéty by mali mať nižšiu hustotu v porovnaní s kamennými. Napríklad priemerná hustota Zeme je približne 5,5 gramu na kubický centimeter a astronómovia sa na túto hodnotu spoliehajú pri hľadaní obývateľných planét. Hustota „najvoľnejšieho horúceho Jupitera“ je zároveň 0,1 gramu na centimeter kubický.

"Nemožné" spojenia

Na druhej strane, exoplanéty je možné študovať bez toho, aby ste opustili laboratórium, bez ohľadu na to, aké zvláštne to môže znieť. Hovoríme o modelovaní (väčšinou numerických) chemických a fyzikálnych procesov, ktoré by na nich mali prebiehať. Vzhľadom na to, že podmienky na exoplanétach môžu byť najexotickejšie (prepáčte za slovnú hračku), látky na nich môžu tvoriť aj tie najneobvyklejšie, „nemožné“ za nám známych podmienok.

Väčšina objavených exoplanét je klasifikovaná ako „horúce Jupitery“ – plynové obry, ktoré sú veľmi horúce kvôli malej vzdialenosti od hviezdy. To, samozrejme, nemusí nutne znamenať, že takéto planéty prevládajú v hviezdnych sústavách, len to, že sa dajú ľahko nájsť. Teplota atmosféry takýchto obrov môže presiahnuť tisíc stupňov Celzia a pozostáva hlavne z pár kremičitanov a železa (pri tejto teplote sa začne vyparovať, ale ešte nevrie). Tlak vo vnútri týchto planét musí zároveň dosiahnuť obrovské hodnoty, pri ktorých vodík a ďalšie nám známe plyny prechádzajú do pevných stavov agregácie. Experimenty na simuláciu takýchto extrémnych podmienok sa robili už dlho, ale prvýkrát bol kovový vodík až v januári tohto roku.

Na druhej strane vysoké tlaky a teploty možno dosiahnuť aj v hlbinách kamenných planét a „zoo“ chemických prvkov tam môže byť ešte väčšia. Napríklad tlak vo vnútri kamenných planét s hmotnosťou niekoľkých hmotností Zeme môže podľa niektorých odhadov dosiahnuť až 30 miliónov atmosfér (vo vnútri Zeme tlak nepresahuje štyri milióny atmosfér). Používaním počítačová simulácia podarilo zistiť, že v takýchto podmienkach sa začínajú vytvárať exotické zlúčeniny horčíka, kremíka a kyslíka (ktorých by malo byť v zložení kamenných planét veľa). Napríklad pri tlakoch viac ako 20 miliónov atmosfér sa stabilizuje nielen nám známy oxid kremičitý SiO 2, ale aj „nemožné“ SiO a SiO 3. Zaujímavosťou je aj to, že v hĺbkach obzvlášť masívnych planét (až 20 hmotností Zeme) môže vznikať MgSi 3 O 12, oxid, ktorý má vlastnosti elektrického vodiča.

Neštandardné podmienky sa dajú simulovať nielen na počítači, ale aj v laboratóriu, aj keď nie pre taký veľký rozsah tlakov a teplôt. Pomocou diamantovej nákovy možno získať tlaky až 10 miliónov atmosfér, ktoré práve zodpovedajú podmienkam v útrobách planét, a laser dokáže zahriať vzorku na vysoké teploty. Experimenty na simuláciu takýchto podmienok sa skutočne nedávno aktívne uskutočňovali. Napríklad v roku 2015 skupina vedcov, ktorá zahŕňala ruských výskumníkov, experimentálne pozorovala vznik peroxidu horčíka MgO 2 už pri tlakoch asi 1,6 tisíc atmosfér a teplotách viac ako dvetisíc stupňov Celzia. Môžete si prečítať viac o štúdiách správania hmoty pri vysokých tlakoch v.

Röntgenová spektroskopia vzorky pozostávajúcej z atómov horčíka a kyslíka pri tlaku asi desaťtisíc atmosfér a teplote asi dvetisíc Kelvinov. Bodkovaná čiara označuje oblasť s vysokým obsahom kyslíka.

S. Lobanov a kol./Scientific Reports

***

UrFU má skupinu vedcov, ktorí študujú protoplanetárnu hmotu v hlbokom vesmíre a slnečnej sústave. Požiadali sme popredného špecialistu Astronomického observatória Kourovka UrFU Vadima Krushinského, aby nám povedal viac o štúdiu exoplanét.

N+1: Prečo študujeme exoplanéty?

Vadim Krushinsky: Už pred 25 rokmi sme vedeli o existencii singla planetárny systém- Slnečno. Teraz sme si istí, že obrovské množstvo hviezd má planéty, možno takmer každá hviezda vo vesmíre. Pokrok technológií na získavanie a spracovanie dát viedol k tomu, že aj pokročilý amatérsky astronóm dokáže nájsť svoju exoplanétu. Objav ďalšieho „horúceho Jupitera“ je objavom celého planetárneho systému, vidíme len jeho najnápadnejšiu časť. Menšie alebo vzdialenejšie planéty od materskej hviezdy sú objavované oveľa menej často, je to dôsledok pozorovacieho výberu.

Vadim Krushinsky ako súčasť skupiny vedcov z Uralskej federálnej univerzity pracuje na projekte skúmania protoplanetárnej hmoty v hlbokom vesmíre, slnečnej sústave a na Zemi.

Ide o jeden zo šiestich prelomových vedeckých projektov univerzity, realizuje ho strategická akademická jednotka (SAU) - Ústav prírodné vedy a matematici UrFU - spolu s akademickými a priemyselnými partnermi z Ruska a iných krajín. Postavenie univerzity v ruských a medzinárodných rebríčkoch, predovšetkým v tematických oblastiach, závisí od úspechu výskumníkov.

Jediný experiment neumožňuje robiť závery o pozorovanom jave. Experiment sa musí opakovať mnohokrát a nezávisle. Každý otvorený exoplanetárny systém je samostatný nezávislý experiment. A čím viac sú známe, tým je spoľahlivejšie vysledovateľné všeobecné zákony vznik a vývoj planetárnych systémov. Musíme zbierať štatistiky!

Čo sa môžete dozvedieť o exoplanétach, keď ich budete pozorovať z takých veľkých vzdialeností?

Najprv musíte určiť vlastnosti materskej hviezdy. To vám umožní vypočítať veľkosť planét, ich hmotnosť a polomery obežných dráh. Pri znalosti svietivosti materskej hviezdy a polomeru obežnej dráhy je možné odhadnúť povrchovú teplotu exoplanéty. Navyše, planetárne atmosféry majú rôznu priehľadnosť v rôznych spektrálnych rozsahoch (o tom písal Lomonosov). Pre pozorovateľa to vyzerá ako iný priemer planéty pri pohľade v rôznych filtroch. To umožňuje detekovať atmosféru a odhadnúť jej hrúbku a hustotu. Svetlo materskej hviezdy, ktoré pri tranzite prešlo atmosférou planéty, nesie informáciu o zložení jej atmosféry. A pri sekundárnom zatmení, keď sa planéta schová za svoju hviezdu, môžeme pozorovať zmeny v spektre spojené s odrazom od atmosféry a povrchu planéty. Rovnako ako Mesiac, aj exoplanéty môžu pozorovať fázy. Ak zmeny jasu systému spôsobené týmto efektom nie sú konštantné, znamená to, že albedo planéty (schopnosť odrážať svetlo) sa mení. Napríklad vďaka pohybu oblakov v jeho atmosfére.

Vlastnosti exoplanét musia súvisieť s vlastnosťami materských oblakov. Štúdiom hmoty v štádiu vzniku hviezd prispievame k pochopeniu vývoja planetárnych systémov. Žiaľ, Zem prešla v priebehu dejín výraznými zmenami a už sa nepodobá na protoplanetárnu látku, z ktorej sa kedysi zrodila. Ale meteority a kométy lietajú veľmi blízko nás. Niektoré z nich dokonca spadnú na Zem a skončia v laboratóriách. K niektorým z nich sa dá dostať kozmickou loďou. Priamo pred nami je skvelý predmet štúdia! Zostáva len dokázať, že iné planetárne systémy sa vyvinuli rovnakým spôsobom ako ten náš.

Dá sa život nájsť aj na iných planétach?

Aby ste to dosiahli, musíte zistiť biomarkery - prejavy vitálnej aktivity organizmov. Najlepším biomarkerom by bol prenos podmieneného „Channel One“, ale stačí prítomnosť kyslíka. Bez života by sa kyslík na Zemi naviazal a vymizol z atmosféry za desiatky tisíc rokov. Detegovaním kyslíka v atmosférach exoplanét môžeme povedať, že nie sme vo vesmíre sami. Ako to nájsť, bolo popísané vyššie. Zatiaľ ale neexistujú zariadenia s dostatočnou citlivosťou. Prelom v tomto smere sa očakáva po štarte vesmírneho teleskopu. James Webb (JWST).

Čo môžu v tejto oblasti urobiť vedci z Ruska a najmä z UrFU?

Napriek tomu, že Rusko vo výskume exoplanét zaostáva za zvyškom vedeckej komunity, máme možnosť túto priepasť vyplniť. Relatívne nízkorozpočtové programy na vyhľadávanie exoplanetárnych systémov (pilotný projekt KPS observatória Kourovka Uralskej federálnej univerzity) umožnia urobiť prvý krok a pomôcť pri zbere údajov pre štatistickú analýzu. Vysoko presné fotometrické merania je možné vykonávať aj s existujúcim zariadením, ktoré umožňuje hľadať atmosféry niektorých exoplanét. Spektrálne pozorovania počas prechodov a sekundárnych zatmení sú relatívne dostupné pre najväčšie teleskopy v Rusku. Na spustenie týchto programov je potrebné nájsť záujemcov a zaplatiť za ich prácu. Investujte trochu do vybavenia.

Druhým smerom je modelovanie a interpretácia pozorovaných efektov. Môže to byť práca teoretická aj experimentálna – štúdium správania a vlastností vzoriek vo vesmíre a porovnanie s pozorovanými vplyvmi. K tomu je potrebné vytvoriť inštaláciu, ktorá simuluje podmienky vonkajšieho priestoru. Ako vzorky možno použiť meteority z kolekcie UrFU.

Dmitrij Trunin

Nekonečne rozmanité živé organizmy sú zložené z obmedzeného súboru atómov, za vzhľad ktorých do značnej miery vďačíme hviezdam. Najsilnejšia udalosť v živote vesmíru - Veľký tresk- naplnil náš svet látkou veľmi úbohého chemického zloženia.
Predpokladá sa, že spojenie nukleónov (protónov a neutrónov) v rozpínajúcom sa priestore nestihlo postúpiť ďalej ako hélium. Preto bol predgalaktický vesmír naplnený takmer výlučne jadrami vodíka (teda jednoducho protónmi) s malým - asi štvrtinovým hmotnostným - prídavkom jadier hélia (častice alfa). Okrem svetelných elektrónov v nej nebolo prakticky nič iné. Ako presne prebiehalo primárne obohacovanie Vesmíru o jadrá ťažších prvkov, zatiaľ nevieme povedať. Dodnes nebola objavená ani jedna „prahviezda“, teda objekt pozostávajúci len z vodíka a hélia. Existujú špeciálne programy na vyhľadávanie hviezd s nízkym obsahom kovov (pripomíname, že astronómovia súhlasili s tým, že budú všetky prvky ťažšie ako hélium nazývať „kovy“) a tieto programy ukazujú, že hviezdy s „extrémne nízkou metalicitou“ sú v našej Galaxii extrémne zriedkavé. . V niektorých rekordných exemplároch je napríklad obsah železa desaťtisíckrát nižší ako obsah slnka. Takých hviezd je však len niekoľko a môže sa ukázať, že „v ich osobe“ nemáme do činenia s „takmer primárnymi“ objektmi, ale jednoducho s nejakou anomáliou. Celkovo aj najstaršie hviezdy v Galaxii obsahujú značné množstvo uhlíka, dusíka, kyslíka a ťažších atómov. To znamená, že ani tie najstaršie galaktické svietidlá v skutočnosti nie sú prvé: už pred nimi mal vesmír akési „továrne“ na výrobu chemických prvkov.

Európske infračervené vesmírne observatórium Herschel našlo spektrálne „odtlačky prstov“ v BTO organické molekuly. Na tomto obrázku je infračervená snímka hmloviny v Orióne, ktorú nasnímal Spitzerov vesmírny ďalekohľad (NASA), prekrytá jej spektrom nasnímaným spektrografom. vysoké rozlíšenie HIFI observatórium Herschel. Jasne demonštruje svoju nasýtenosť zložitými molekulami: v spektre sú ľahko identifikovateľné čiary vody, oxidu uhoľnatého a oxidu siričitého, ako aj organické zlúčeniny - formaldehyd, metanol, dimetyléter, kyselina kyanovodíková a ich izotopové analógy. Neoznačené vrcholy patria početným, zatiaľ neidentifikovaným molekulám.

Teraz sa verí, že takéto továrne by mohli byť supermasívne hviezdy takzvanej populácie tretieho (III) typu. Faktom je, že ťažké prvky nie sú len „korením“ pre vodík a hélium. Sú to dôležití účastníci procesu tvorby hviezd, ktorí umožňujú kolapsujúcemu zhluku protohviezdneho plynu uvoľniť teplo uvoľnené počas kompresie. Ak ho zbavíte takého chladiča, jednoducho sa nemôže zmenšiť - to znamená, nemôže sa stať hviezdou ... Presnejšie, môže, ale iba za predpokladu, že jeho hmotnosť je veľmi veľká - stovky a tisíckrát viac ako moderné hviezdy. Keďže hviezda žije menej, čím je jej hmotnosť väčšia, prví obri existovali veľmi krátko. Žili krátke svetlé životy a vybuchli, nezanechali po sebe žiadne stopy, okrem atómov ťažkých prvkov, ktoré sa stihli syntetizovať v ich hĺbkach alebo sa vytvorili priamo pri výbuchoch.
V modernom vesmíre je prakticky jediným dodávateľom ťažkých prvkov hviezdny vývoj. S najväčšou pravdepodobnosťou periodickú tabuľku „vypĺňajú“ hviezdy, ktorých hmotnosť prevyšuje hmotnosť Slnka o viac ako jeden rád. Ak na Slnku a iných podobných svietidlách termonukleárna fúzia v jadre nepresahuje kyslík, potom masívnejšie objekty v procese evolúcie získajú „cibuľovú“ štruktúru: ich jadrá sú obklopené vrstvami a čím hlbšia je vrstva, tým syntetizujú sa v ňom ťažšie jadrá. Reťazec termonukleárnych premien sa tu nekončí kyslíkom, ale železom, pričom vznikajú intermediárne jadrá - neón, horčík, kremík, síra a iné.

Veľká hmlovina v Orióne (LTO) je jednou z najbližších hviezdotvorných oblastí, ktorá obsahuje veľké množstvo plynu, prachu a novonarodených hviezd. Táto hmlovina je zároveň jednou z najväčších „chemických tovární“ v našej Galaxii a jej skutočná „sila“, ako aj spôsoby syntézy molekúl medzihviezdnej hmoty v nej, nie sú astronómom zatiaľ celkom jasné. Tento obrázok bol urobený kamerou Wide Field Imager Camera na 2,2-metrovom ďalekohľade MPG/ES0 na observatóriu La Silla v Čile.

ORGANICKÉ MOLEKULY VO VESMÍRE

Na obohatenie vesmíru touto zmesou nestačí syntetizovať atómy - musíte ich tiež hodiť do medzihviezdneho priestoru. Stáva sa to počas výbuchu supernovy: keď sa na hviezde vytvorí železné jadro, stratí stabilitu a exploduje, čím sa rozprášia niektoré produkty okolo neho. termonukleárna fúzia. Cestou v rozpínajúcej sa škrupine prebiehajú reakcie, pri ktorých vznikajú jadrá ťažšie ako železo. Ďalší typ výbuchov supernov vedie k podobnému výsledku - termonukleárne výbuchy na bielych trpaslíkoch, ktorých hmotnosť v dôsledku toku hmoty zo satelitnej hviezdy alebo v dôsledku zlúčenia s iným bielym trpaslíkom presahuje Chandrasekharov limit (1,4 slnečné hmoty).
Na obohacovaní Vesmíru o množstvo prvkov - vrátane uhlíka a dusíka, nevyhnutných pre syntézu organických molekúl - významne prispievajú aj menej hmotné hviezdy, ktoré svoj život ukončia vznikom bieleho trpaslíka a rozpínajúceho sa planetárna hmlovina. V konečnom štádiu evolúcie sa v ich škrupinách tiež začínajú vyskytovať jadrové reakcie, čo komplikuje elementárne zloženie hmoty neskôr vyvrhnutej do vesmíru.
Výsledkom je, že medzihviezdna hmota Galaxie, ktorá sa dodnes skladá najmä z vodíka a hélia, je znečistená (alebo obohatená – tak sa na to pozeráte) atómami ťažších prvkov.

Buckminsterfullerény (skrátene "fullerény" alebo "buckyballs") - drobné sférické štruktúry pozostávajúce z párneho počtu (ale nie menej ako 60) atómov uhlíka spojených podobným vzorom ako futbalová lopta - boli prvýkrát zistené v spektrách planetárnej hmloviny. v Malom Magellanovom oblaku (MMO), jednom z najbližších hviezdnych systémov našej galaxie. Objav sa podaril v júli 2010 pracovnej skupine Spitzerovho vesmírneho teleskopu (NASA), ktorá vykonáva pozorovania v infračervenej oblasti. Celková hmotnosť fullerénov obsiahnutých v hmlovine je iba päť ra? menšia ako hmotnosť Zeme. Na pozadí snímky MMO nasnímanej teleskopom Spitzer je zobrazená zväčšená snímka planetárnej hmloviny (menšia vložka) a v nej nájdených molekúl fullerénu (veľká vložka), pozostávajúca zo 60 atómov uhlíka. K dnešnému dňu už boli prijaté správy o registrácii charakteristických línií takýchto molekúl v spektrách objektov nachádzajúcich sa v Mliečnej dráhe.

ORGANICKÉ MOLEKULY VO VESMÍRE

Tieto atómy sú transportované všeobecnými "prúdmi" galaktického plynu, spolu s ním kondenzujú do molekulárnych oblakov, dostávajú sa do protohviezdnych zhlukov a protoplanetárnych diskov ... aby sa nakoniec stali súčasťou planetárnych systémov a tých tvorov, ktoré ich obývajú. Minimálne jeden príklad takejto obývateľnej planéty je nám známy celkom spoľahlivo.

Organické od anorganických

Pozemský život – v každom prípade s vedecký bod videnie – je založené na chémii a je reťazou vzájomných premien molekúl. Pravda, nie hocijaké, ale veľmi zložité, no predsa len molekuly – kombinácie atómov uhlíka, vodíka, kyslíka, dusíka, fosforu a síry (a pár desiatok menej bežných prvkov) v rôznych pomeroch. Zložitosť aj tých najprimitívnejších „živých“ molekúl nám dlho bránila rozoznať v nich bežné chemické zlúčeniny. Existovala predstava, že látky, ktoré tvoria živé organizmy, sú vybavené špeciálnou kvalitou - „životnou silou“, preto by sa do ich štúdia mala zapojiť špeciálna veda - organická chémia.
Jedným z prelomových momentov v histórii chémie sú pokusy Friedricha Wohlera, ktorý v roku 1828 ako prvý syntetizoval močovinu - organickú látku - z anorganickej (kyanatan amónny). Tieto experimenty boli prvým krokom k najdôležitejšiemu konceptu – rozpoznaniu možnosti vzniku života z „neživých“ ingrediencií. Prvýkrát bol formulovaný v špecifických chemických výrazoch začiatkom 20. rokov 20. storočia sovietskym biológom Alexandrom Oparinom. Podľa jeho názoru sa zmes jednoduchých molekúl (amoniak, voda, metán atď.), dnes známa ako „prapolievka“, stala prostredím pre vznik života na Zemi. V ňom boli pod vplyvom vonkajších „injekcií“ energie (napríklad blesku) nebiologickým spôsobom syntetizované najjednoduchšie organické molekuly, ktoré sa potom „zhromaždili“ do vysoko organizovaných živých bytostí počas veľmi dlhého časového obdobia. .

Experimentálnym dôkazom možnosti organickej syntézy v „prapolievke“ na začiatku 50. rokov 20. storočia boli slávne experimenty Harolda Ureyho a Stanleyho Millera (Harold Urey, Stanley Miller), ktoré spočívali v prechode elektrických výbojov cez zmes vyššie uvedených molekúl. Po niekoľkých týždňoch experimentu sa v tejto zmesi našiel bohatý sortiment organických látok, vrátane najjednoduchších aminokyselín a cukrov. Táto jasná demonštrácia jednoduchosti abiogenézy súvisela nielen s problémom pôvodu pozemského života, ale aj s väčším problémom života vo vesmíre: keďže na syntézu organickej hmoty na mladej Zemi neboli potrebné žiadne exotické podmienky. , bolo by logické predpokladať, že takéto procesy prebiehali (alebo budú prebiehať) na iných planétach.

Hľadá známky života

Ak sa do polovice 20. storočia skutočne považoval za najpravdepodobnejší biotop pre „bratov v mysli“ iba Mars, tak po skončení 2. svetovej vojny sa nadväzovanie kontaktov na medzihviezdne vzdialenosti začalo javiť ako záležitosť blízkeho okolia. budúcnosti. Práve v tom čase sa zrodili základy novej vedy, ktorá sa nachádza na priesečníku astronómie a biológie. Nazýva sa všelijako – exobiológia, xenobiológia, bioastronómia – no najčastejšie sa používa názov „astrobiológia“. A jedným z najneočakávanejších astrobiologických objavov posledných desaťročí bolo uvedomenie si faktu, že tie najjednoduchšie „stavebné kamene“ života nebolo potrebné na Zemi syntetizovať z neživej hmoty, v „prapolievke“. Na našu planétu sa mohli dostať už v pripravenom stave, pretože, ako sa ukázalo, organické molekuly sa hojne vyskytujú nielen na planétach, ale aj – čo sa spočiatku ani netušilo – v medzihviezdnom plyne.
Najsilnejším nástrojom na štúdium mimozemskej hmoty je spektrálna analýza. Je založená na skutočnosti, že elektróny v atóme sú v stavoch - alebo, ako sa hovorí, obsadzujú úrovne - s presne definovanými energiami a pohybujú sa z úrovne na úroveň, pričom emitujú alebo absorbujú fotón, ktorého energia sa rovná rozdielu medzi energie počiatočnej a konečnej úrovne. Ak sa atóm nachádza medzi pozorovateľom a nejakým zdrojom svetla (napríklad fotosférou Slnka), zo spektra tohto zdroja „vyžerie“ iba fotóny určitých frekvencií, ktoré môžu spôsobiť prechody elektrónov medzi energetickými hladinami. tohto atómu. Na týchto frekvenciách sa v spektre objavujú tmavé prepady – absorpčné čiary. Keďže súbor úrovní je individuálny nielen pre každý atóm, ale aj pre každý ión (atóm zbavený jedného alebo viacerých elektrónov), je možné zo súboru spektrálnych čiar spoľahlivo určiť, z ktorých atómov vznikli. Napríklad z čiar v spektre Slnka a iných hviezd sa dá zistiť, z čoho sa skladá ich atmosféra.
V roku 1904 Johannes Hartmann ako prvý zistil dôležitý fakt: nie všetky čiary v spektrách hviezd majú pôvod v hviezdnej atmosfére. Niektoré z nich sú generované atómami, ktoré sú oveľa bližšie k pozorovateľovi – nie v blízkosti hviezdy, ale v medzihviezdnom priestore. Prvýkrát tak boli objavené známky existencie medzihviezdneho plynu (presnejšie iba jednej z jeho zložiek – ionizovaného vápnika).
Netreba dodávať, že to bol šokujúci objav. Napokon, prečo by v medzihviezdnom médiu (ISM) nemal byť ionizovaný vápnik? No predstava, že môže obsahovať nielen ionizované a neutrálne atómy rôznych prvkov, ale aj molekuly, sa zdala dlho fantastická. ISM sa v tom čase považovalo za miesto nevhodné na syntézu aspoň niektorých komplexných zlúčenín: extrémne nízke hustoty a teploty by v ňom mali spomaliť rýchlosti chemických reakcií takmer na nulu. A ak sa tam zrazu nejaké molekuly predsa len objavia, pod vplyvom hviezdneho svetla sa okamžite opäť rozpadnú na atómy.
Preto medzi objavom medzihviezdneho plynu a rozpoznaním existencie medzihviezdnych molekúl uplynulo viac ako 30 rokov. Koncom tridsiatych rokov minulého storočia boli v ultrafialovej oblasti spektra nájdené absorpčné čiary ISM, ktoré spočiatku nebolo možné pripísať žiadnemu chemickému prvku. Vysvetlenie sa ukázalo ako jednoduché a nečakané: tieto čiary nepatria jednotlivým atómom, ale molekulám – najjednoduchším dvojatómovým uhlíkovým zlúčeninám (CH, CN, CH+). Ďalšie spektrálne pozorovania v optickom a ultrafialovom rozsahu umožnili detekovať absorpčné čiary z viac ako tuctu medzihviezdnych molekúl.

„Náznak“ rádioastronómie

Skutočný rozkvet výskumu medzihviezdneho „chemického sortimentu“ začal po nástupe rádioteleskopov. Faktom je, že energetické hladiny v atóme - ak nejdete do detailov - sú spojené iba s pohybom elektrónov okolo jadra, ale molekuly, ktoré spájajú niekoľko atómov, majú ďalšie "pohyby", ktoré sa odrážajú v spektre: molekula sa môže otáčať, vibrovať, krútiť sa... A každý z týchto pohybov je spojený s energiou, ktorá, podobne ako energia elektrónu, môže mať len pevnú množinu hodnôt. Rôzne stavy molekulárnej rotácie alebo vibrácie sa tiež nazývajú "úrovne". Pri pohybe z úrovne na úroveň molekula tiež emituje alebo absorbuje fotón. Dôležitým rozdielom je, že energie rotačnej a vibračnej úrovne sú si relatívne blízke. Preto je ich rozdiel malý a fotóny absorbované alebo emitované molekulou počas prechodu z úrovne na úroveň nespadajú do ultrafialového a dokonca ani do viditeľného rozsahu, ale do infračerveného (vibračné prechody) a do rádiového rozsahu ( rotačné prechody).

Sovietsky astrofyzik Iosif Shklovsky ako prvý upozornil na skutočnosť, že spektrálne emisné čiary molekúl treba hľadať v rádiovej oblasti. Konkrétne písal o molekule (presnejšie voľnom radikále) OH hydroxylu, ktorý sa za určitých podmienok stáva zdrojom rádiovej emisie pri vlnovej dĺžke 18 cm, čo je veľmi výhodné pre pozorovania zo Zeme. Práve hydroxyl sa stal prvou molekulou v ISM, objavenou v roku 1963 počas rádiových pozorovaní a doplnením zoznamu už známych dvojatómových medzihviezdnych molekúl.
Ale potom to bolo zaujímavejšie. V roku 1968 boli publikované výsledky pozorovaní troj- a štvoratómových molekúl - vody a amoniaku (H 2 0, NH 3). O rok neskôr sa objavila správa o objave na ISM prvej organickej molekuly – formaldehydu (H 2 CO). Odvtedy astronómovia každoročne objavujú niekoľko nových medzihviezdnych molekúl, takže ich celkový počet teraz presahuje dvesto. V tomto zozname samozrejme dominujú jednoduché zlúčeniny obsahujúce od dvoch do štyroch atómov, no významnú časť (viac ako tretinu) tvoria polyatomické molekuly.
Dobrú polovicu polyatómových medzihviezdnych zlúčenín by sme v pozemských podmienkach jednoznačne zaradili medzi organické: formaldehyd, dimetyléter, metyl a etylalkohol, etylénglykol, metylformiát, kyselina octová... Najdlhšia molekula objavená v ISM bola nájdená v roku 1997 v jednom z hustých zhlukov molekulárneho oblaku TMS-1 v súhvezdí Býka. Pre Zem to nie je veľmi bežná zlúčenina z rodiny kyanopolyínov, čo je reťazec 11 atómov uhlíka, na ktorého jednom konci je „pripojený“ atóm vodíka, na druhom – atóm dusíka. V tej istej zrazenine sa našli aj iné organické molekuly, ale z nejakého dôvodu je obzvlášť bohatá na molekuly kyanopolyínu s uhlíkovými reťazcami rôznych dĺžok (3, 5, 7, 9, 11 atómov), pre ktoré dostala názov „vrchol kyanopolyínu ".
Ďalším známym objektom s bohatým „organickým obsahom“ je molekulárny oblak Sgr B2(N), nachádzajúci sa v blízkosti stredu našej Galaxie v smere súhvezdia Strelca. Obsahuje obzvlášť veľké množstvo komplexných molekúl. V tomto smere však nemá žiadnu exkluzivitu – skôr sa tu spúšťa efekt „hľadania pod lampášom“. Hľadanie nových molekúl, najmä organických, je veľmi náročná úloha a pozorovatelia často radšej nasmerujú svoje teleskopy na oblasti oblohy, ktoré majú väčšiu šancu uspieť. Preto vieme veľa o koncentrácii organických látok v molekulárnych oblakoch Býka, Orióna, Strelca a takmer nemáme informácie o obsahu zložitých molekúl v mnohých iných podobných oblakoch. To však vôbec neznamená, že tam nie sú organické látky – len „antény ešte nedosiahli“ tieto objekty.

Ťažkosti s dešifrovaním

Tu je potrebné si ujasniť, čo v tomto prípade znamená „zložitosť“. Dokonca aj elementárna analýza hviezdnych spektier je veľmi náročná úloha. Áno, množina čiar každého atómu a iónu je prísne individuálna, ale v spektre hviezdy sa čiary mnohých desiatok prvkov navzájom prekrývajú a môže byť veľmi ťažké ich „roztriediť“. V prípade spektier organických molekúl sa situácia komplikuje vo viacerých smeroch naraz. Väčšina z početných emisných (absorpčných) čiar atómov a iónov spadá do úzkeho spektrálneho rozsahu dostupného pre pozorovania zo Zeme. Komplexné molekuly majú tiež tisíce čiar, ale tieto čiary sú „rozptýlené“ oveľa širšie – od blízkej infračervenej oblasti (jednotky a desiatky mikrometrov) až po rádiovú oblasť (desiatky centimetrov).
Povedzme, že chceme dokázať, že v molekulovom oblaku je molekula akrylonitrilu (CH 2 CHCN). Na to je potrebné najprv vedieť, v ktorých líniách táto molekula vyžaruje. Ale pre mnohé zlúčeniny nie sú takéto údaje dostupné! Teoretické metódy nie vždy umožňujú vypočítať polohu čiar a v laboratóriu sa často nedá zmerať spektrum molekuly, napríklad preto, že je ťažké ju izolovať v čistej forme. Po druhé, je potrebné vypočítať relatívne intenzity týchto čiar. Ich jas závisí od vlastností molekuly a od parametrov prostredia (teplota, hustota a pod.), v ktorom sa nachádza. Teória umožní predpovedať, že v skúmanom molekulárnom oblaku by mala byť čiara na jednej vlnovej dĺžke trikrát jasnejšia ako čiara tej istej molekuly na inej vlnovej dĺžke. Ak sa nájdu čiary na požadovaných vlnových dĺžkach, ale s nesprávnym pomerom intenzít, je to vážny dôvod pochybovať o správnosti ich identifikácie. Na spoľahlivú detekciu molekuly je samozrejme potrebné pozorovať oblak v čo najširšom spektrálnom rozsahu. Ale značná časť elektromagnetického žiarenia z vesmíru nedosahuje povrch Zeme! To znamená, že treba buď fragmentárne pozorovať spektrum molekuly v „priehľadných oknách“ zemskej atmosféry, čo samozrejme nepridáva získaným výsledkom na spoľahlivosti, alebo použiť vesmírny ďalekohľad, čo je extrémne zriedkavé. Nakoniec nezabudnite, že línie požadovanej molekuly sa budú musieť odlíšiť od iných molekúl, ktorých sú desiatky druhov a každá má tisíce riadkov ...
Nie je preto prekvapujúce, že astronómovia sa už roky snažia identifikovať niektorých „zástupcov“ kozmických organických látok. Indikatívna je v tomto ohľade história objavu glycínu, najjednoduchšej aminokyseliny, v ISM. Hoci sa opakovane objavili správy o registrácii charakteristických znakov tejto molekuly v spektrách molekulárnych oblakov, skutočnosť jej prítomnosti stále nie je všeobecne uznávaná: hoci mnohé čiary, akoby patrili glycínu, sú skutočne pozorované, jeho ďalšie očakávané čiary v spektrách chýbajú, čo dáva dôvod na pochybnosti o identifikácii.

Laboratóriá medzihviezdnej fúzie

Ale to všetko je zložitosť pozorovaní. Teoreticky sa za posledné desaťročia situácia s medzihviezdnou organickou syntézou stala oveľa jasnejšou a teraz jasne chápeme, že počiatočné predstavy o chemickej inertnosti ISM boli nesprávne. Aby sme to dokázali, museli sme sa, samozrejme, vopred naučiť veľa o jeho zložení a fyzikálnych vlastnostiach. Značná časť objemu medzihviezdneho priestoru je skutočne „sterilná“. Je naplnená veľmi horúcim a riedkym plynom s teplotami od tisícok do miliónov kelvinov a je preniknutá tvrdým vysokoenergetickým žiarením. Existujú však aj jednotlivé kondenzácie medzihviezdnej hmoty v Galaxii, kde je nízka teplota (od niekoľkých do desiatok kelvinov) a hustota je výrazne vyššia ako priemer (stovky alebo viac častíc na centimeter kubický). Plyn v týchto kondenzáciách je zmiešaný s prachom, ktorý účinne pohlcuje tvrdé žiarenie, v dôsledku čoho sa ich vnútro – chladné, husté, tmavé – javí ako pohodlné miesto pre tok chemických reakcií a akumuláciu molekúl. V podstate sa takéto „vesmírne laboratóriá“ nachádzajú v už spomínaných molekulárnych oblakoch. Spolu zaberajú menej ako percento celkového objemu galaktického disku, no obsahujú asi polovicu hmotnosti medzihviezdnej hmoty v Mliečnej dráhe.

Polycyklické aromatické uhľovodíky (PAH) sú najzložitejšie zlúčeniny nachádzajúce sa v medzihviezdnom priestore. Táto infračervená snímka hviezdotvornej oblasti v súhvezdí Cassiopeia ukazuje molekulárne štruktúry niektorých z nich (atómy vodíka sú biele, atómy uhlíka sú sivé, atómy kyslíka sú červené), ako aj niekoľko ich charakteristických spektrálnych čiar. Vedci sa domnievajú, že v blízkej budúcnosti budú mať spektrá PAH mimoriadnu hodnotu na dešifrovanie chemického zloženia medzihviezdneho prostredia pomocou infračervenej spektroskopie.

ORGANICKÉ MOLEKULY VO VESMÍRE

Elementárne zloženie molekulárnych oblakov pripomína zloženie Slnka. V podstate sa skladajú z vodíka – presnejšie molekúl vodíka H 2 s malou „prísadou“ hélia. Zvyšné prvky sú prítomné na úrovni minoritných nečistôt s relatívnym obsahom okolo 0,1 % (pre kyslík) a nižším. V súlade s tým je počet molekúl obsahujúcich tieto atómy nečistôt tiež veľmi malý v porovnaní s najbežnejšou molekulou H2. Prečo však tieto molekuly vôbec vznikajú? Na Zemi sa na chemickú syntézu používajú špeciálne zariadenia, ktoré poskytujú dostatočne vysoké hustoty a teploty. Ako funguje medzihviezdny „chemický reaktor“ – studený a riedky?
Tu treba pripomenúť, že astronómia sa zaoberá inými časovými mierkami. Na Zemi musíme rýchlo dosiahnuť výsledky. Príroda sa nikam neponáhľa. Syntéza medzihviezdnych organických látok trvá státisíce a milióny rokov. Ale aj tieto pomalé reakcie vyžadujú katalyzátor. V molekulových oblakoch zohrávajú jeho úlohu častice kozmického žiarenia. Za prvý krok k syntéze zložitých organických molekúl možno považovať tvorbu S-N spojenia. Ale ak vezmete len zmes molekúl vodíka a atómov uhlíka, táto väzba sa nevytvorí sama od seba. Iná vec je, ak sa niektoré atómy a molekuly nejakým spôsobom premenia na ióny. Chemické reakcie zahŕňajúce ióny prebiehajú oveľa rýchlejšie. Práve túto počiatočnú ionizáciu zabezpečujú kozmické lúče, ktoré iniciujú reťazec interakcií, počas ktorých atómy ťažkých prvkov (uhlík, dusík, kyslík) na seba začnú „pripájať“ atómy vodíka, čím vznikajú jednoduché molekuly, vrátane tých, ktoré boli objavené v ISM. na prvom mieste ( CH a CH+).
Ďalšia syntéza je ešte jednoduchšia. Diatomické molekuly k sebe pripájajú nové atómy vodíka, menia sa na troj- a štvoratómové (CH 2 +, CH 3 +), polyatómové molekuly začínajú navzájom reagovať a premieňajú sa na zložitejšie zlúčeniny - acetylén, kyselina kyanovodíková (HCN), amoniak, formaldehyd, ktoré sa zase stávajú „stavebnými kameňmi“ pre syntézu zložitých organických látok.
Potom, čo kozmické žiarenie dalo primárny impulz chemickým reakciám, častice sa stali dôležitým katalyzátorom medzihviezdnej organickej syntézy. vesmírny prach. Nielenže chránia vnútorné oblasti molekulárnych oblakov pred ničivým žiarením, ale poskytujú aj ich povrch na efektívnu „výrobu“ mnohých anorganických a organických molekúl. V súhrne reakcií nie je ťažké si predstaviť tvorbu nielen glycínu, ale aj zložitejších zlúčenín. V tomto zmysle môžeme povedať, že úloha objaviť najjednoduchšiu aminokyselinu má skôr športový význam: kto ju ako prvý s istotou nájde vo vesmíre. Vedci nepochybujú o tom, že glycín je prítomný v molekulárnych oblakoch.

Ako prežiť "molekuly života"

Vo všeobecnosti možno v súčasnosti považovať za preukázané, že „primárny bujón“ nie je potrebný na syntézu organickej hmoty. Príroda sa s touto úlohou vo vesmíre dokonale vyrovná. Má však medzihviezdna organická hmota niečo spoločné so vznikom života? Hviezdy a planetárne systémy sa totiž tvoria v molekulárnych oblakoch a prirodzene „absorbujú“ svoju látku. Kým sa však táto látka stane planétou, prejde dosť drsnými podmienkami protoplanetárneho disku a nemenej drsnými podmienkami mladej Zeme. Bohužiaľ, naša schopnosť študovať vývoj organických zlúčenín v protoplanetárnych diskoch je veľmi obmedzená. Sú veľmi malé a ešte ťažšie sa v nich hľadajú organické molekuly ako v molekulárnych oblakoch. Vo formujúcich sa planetárnych systémoch iných hviezd sa doteraz našlo asi tucet molekúl. Samozrejme, zahŕňajú aj jednoduché organické zlúčeniny (najmä formaldehyd), ale vývoj organických látok za týchto podmienok zatiaľ nemôžeme podrobnejšie popísať.
Na pomoc prichádza výskum nášho vlastného planetárneho systému. Je pravda, že má už viac ako štyri a pol miliardy rokov, ale časť jeho primárnej protoplanetárnej hmoty sa dodnes zachovala v niektorých meteoritoch. Práve v nich sa hojnosť organickej hmoty ukázala ako celkom pôsobivá – najmä v takzvaných uhlíkatých chondritoch, ktoré tvoria niekoľko percent celkový počet„nebeských kameňov“, ktoré dopadli na Zem. Majú sypkú ílovitú štruktúru, sú bohaté na viazanú vodu, ale čo je najdôležitejšie, značnú časť ich hmoty „okupuje“ uhlík, ktorý je súčasťou mnohých organických zlúčenín. Meteorická organická hmota pozostáva z relatívne jednoduchých molekúl, medzi ktorými sú aminokyseliny, dusíkaté zásady a (karboxylové kyseliny a „nerozpustná organická hmota“, ktorá je produktom polymerizácie (dechtovania) jednoduchších zlúčenín. Samozrejme, nemôžeme teraz s istotou hovoria, že táto organická hmota bola „zdedená“ z látky protosolárneho molekulárneho zväzku, ale nepriame dôkazy to naznačujú - najmä v meteoritoch sa našiel jasný prebytok izotopomérov mnohých molekúl.

	Acetaldehyd (vľavo) a jeho izoméry, vinylalkohol a etylénoxid, boli tiež zistené v medzihviezdnom priestore.
10 osematómový		V roku 1997 rádiové pozorovania potvrdili prítomnosť kyseliny octovej vo vesmíre.
9 molekúl s deviatimi atómami a 17 molekúl obsahujúcich od 10 do 70 atómov		Niektoré z najťažších (a najdlhších) molekúl, ktoré sa nachádzajú vo vesmíre, patria do triedy polyínov – obsahujú niekoľko trojitých väzieb spojených do série „v reťazci“ jednoduchými väzbami. Na zemi sa nevyskytujú.
MOLEKULY V SÚČASNOSTI OBJEVENÉ V MEDZIHviezdnom PRIESTORE

Izotopoméry alebo izotopológy sú molekuly, v ktorých je jeden alebo viac atómov nahradených menším (nie najbežnejším) izotopom chemického prvku. Napríklad izotopomér je ťažká voda, v ktorej je ľahký izotop vodíka protium nahradený deutériom. Charakteristickým znakom chémie molekulárnych oblakov je, že izotopoméry sa v nich tvoria o niečo efektívnejšie ako „obyčajné“ molekuly. Napríklad obsah deuterovaného formaldehydu (HDCO) môže predstavovať desiatky percent obsahu bežného formaldehydu – napriek tomu, že vo všeobecnosti je atómov deutéria (D) vo vesmíre stotisíckrát menej ako atómov protia (H). . Medzihviezdne molekuly dávajú rovnakú „preferenciu“ izotopu dusíka 15N pred obvyklým 14N. A rovnaké relatívne nadmerné obohatenie sa pozoruje v organickej hmote meteoritu.
Z dostupných údajov možno zatiaľ vyvodiť tri dôležité závery. Po prvé, organické zlúčeniny s veľmi vysokým stupňom zložitosti sú veľmi efektívne syntetizované v medzihviezdnom médiu našich a iných galaxií. Po druhé, tieto zlúčeniny môžu byť zachované v protoplanetárnych diskoch a môžu byť súčasťou planetesimál – „embryí“ planét. A napokon, aj keby organická hmota „neprežila“ samotný proces vzniku Zeme alebo inej planéty, mohla by sa tam dostať neskôr s meteoritmi (ako sa to dnes stáva).
Prirodzene vyvstáva otázka, ako ďaleko by mohla organická syntéza zájsť v predplanetárnom štádiu. Čo ak však na Zem neprišli s meteoritmi „stavebné kamene“ pre vznik života, ale život samotný? Koniec koncov, na začiatku 20. storočia sa zdalo nemožné, aby sa v ISM objavili aj jednoduché dvojatómové molekuly. Teraz masívne nachádzame v molekulárnych oblakoch látky, ktorých názvy sa ťažko vyslovujú na prvýkrát. Detekcia aminokyselín v ISM je s najväčšou pravdepodobnosťou len otázkou času. Čo nám bráni urobiť ďalší krok a predpokladať, že meteority priniesli na Zem život „v hotovej forme“?
V literatúre sa skutočne niekoľkokrát objavili správy, že v meteoritoch boli nájdené pozostatky najjednoduchších mimozemských organizmov... Tieto informácie sú však zatiaľ príliš nespoľahlivé a rozptýlené na to, aby sa dali s istotou zahrnúť do všeobecného obrazu pôvodu života. .

Príroda štedro rozptýlila svoje materiálne zdroje po našej planéte. Nie je však ťažké si všimnúť závislosť: najčastejšie človek používa tie látky, ktorých suroviny sú obmedzené, a naopak, extrémne slabo používa také chemické prvky a ich zlúčeniny, ktorých suroviny sú takmer neobmedzené. V skutočnosti 98,6 % hmoty fyzicky dostupnej vrstvy Zeme tvorí iba osem chemických prvkov: železo (4,6 %), kyslík (47 %), kremík (27,5 %), horčík (2,1 %), hliník (8,8 %). %), vápnik (3,6 %), sodík (2,6 %), draslík (2,5 %), nikel. Viac ako 95% všetkých kovových výrobkov, konštrukcie širokej škály strojov a mechanizmov, dopravných ciest je vyrobených zo železnej rudy. Je zrejmé, že takáto prax je nehospodárna z hľadiska vyčerpania zdrojov železa a nákladov na energiu na primárne spracovanie surovín železnej rudy.

Pri pohľade na tu prezentované údaje o prevalencii ôsmich vymenovaných chemických prvkov môžeme s istotou povedať, že v blízkej budúcnosti existujú veľké príležitosti vo využívaní hliníka a potom horčíka a možno aj vápnika pri tvorbe kovových materiálov. ale na tento účel by sa mali vyvinúť energeticky účinné spôsoby výroby hliníka, aby sa získal chlorid hlinitý a ten sa redukoval na kov. Táto metóda už bola testovaná v mnohých krajinách a poskytla základ pre návrh vysokokapacitných hliníkových taviacich zariadení. Ale tavenie hliníka v meradle porovnateľnom s výrobou liatiny, ocele a ferozliatin zatiaľ nie je možné realizovať vo veľmi blízkej budúcnosti, pretože túto úlohu treba riešiť súbežne s vývojom vhodných hliníkových zliatin, ktoré budú konkurovať liatine, oceli a iné materiály zo surovín železnej rudy.

Široké používanie kremíka slúži ľudstvu ako neustála výčitka z hľadiska extrémne nízkeho stupňa využitia tohto chemického prvku pri výrobe materiálov. Silikáty tvoria 97 % celkovej hmotnosti zemskej kôry. A to dáva dôvod tvrdiť, že by mali byť hlavnou surovinou na výrobu takmer všetkých stavebných materiálov a polotovarov pri výrobe keramiky, ktorá môže konkurovať kovom. Okrem toho je potrebné brať do úvahy aj obrovské nahromadenia priemyselného odpadu silikátového charakteru, ako je „odpad“ pri ťažbe uhlia, „hlušina“ pri ťažbe kovov z rúd, popol a troska z energetickej a hutníckej výroby. . A práve tieto kremičitany treba najskôr premeniť na suroviny pre stavebné materiály. Na jednej strane to sľubuje veľké výhody, keďže suroviny nie je potrebné ťažiť, na svojich spotrebiteľov čakajú v hotovej podobe. Na druhej strane je jeho likvidácia opatrením na boj proti znečisťovaniu životného prostredia.

Vo vesmíre sú najrozšírenejšie iba dva prvky, vodík a hélium, všetky ostatné prvky možno považovať len za ich prídavok.

Otázka 54. Vývoj predstáv o chemickej štruktúre hmoty. Chemické zlúčeniny.

Chémia nazývaná veda o chemických prvkoch a ich zlúčeninách.

História vývoja chemických konceptov začína od staroveku. Democritus, Epicurus vyjadril skvelé myšlienky, že všetky telá sú zložené z atómov rôznych veľkostí a rôzne tvary, ktorý určuje ich kvalitatívny rozdiel. Aristoteles a Empedokles verili, že telá sa spájajú

Prvá skutočne účinná metóda na určenie vlastností látky bola navrhnutá v druhej polovici 17. storočia. Anglický vedec R. Boyle (1627-1691).Výsledky experimentálnych štúdií R.Boyla ukázali, že kvality a vlastnosti telies závisia od toho, z akých hmotných prvkov pozostávajú .

V roku 1860 vynikajúci ruský chemik A.M. Butlerov (1828-1886) vytvoril teóriu chemickej štruktúry hmoty - vznikol vyšší stupeň rozvoja chemických poznatkov - štruktúrna chémia.

V tomto období sa zrodila technológia organických látok.

Pod vplyvom nových výrobných požiadaviek vznikla doktrína chemických procesov , ktorá zohľadňovala zmenu vlastností látky vplyvom teploty, tlaku, rozpúšťadiel a iných faktorov, ktoré nahrádzajú drevo a kov pri stavebných prácach, potravinárskych surovín pri výrobe sušiaceho oleja, lakov, čistiace prostriedky a lubrikantov.

V rokoch 1960-1970. objavila sa ďalšia, vyššia úroveň chemických vedomostí – evolučná chémia . Je založená na princípe samoorganizácie chemických systémov, teda princípe uplatňovania chemickej skúsenosti vysoko organizovanej živej prírody.

Donedávna chemici považovali za jasné, čo treba pripísať chemickým zlúčeninám a čo zmesiam. Späť v rokoch 1800-1808. francúzsky vedec J. Proust (1754-1826) zaviedol zákon stálosti kompozície: každá jednotlivá chemická zlúčenina má presne definované, nezmenené zloženie, silnú príťažlivosť svojich základných častí (atómov) a tým sa líši od zmesí

S koniec XIX V. obnovili sa štúdie, ktoré spochybňovali absolutizáciu zákona o stálosti zloženia. Vynikajúci ruský chemik N.S. Kurnakov (1860-1941), ako výsledok štúdií intermetalických zlúčenín, t.j. zlúčenín pozostávajúcich z dvoch kovov, zistil tvorbu skutočných individuálnych zlúčenín rôzneho zloženia a našiel hranice ich homogenity na diagrame "zloženie-vlastnosť", ktorý oddeľoval z nich oblasti existencie stechiometrického zloženia zlúčenín. Chemické zlúčeniny rôzneho zloženia nazval berthollids, a zanechal názov za zlúčeninami trvalého zloženia daltonidy.

Ako ukázali výsledky fyzikálnych výskumov, podstata problému chemických zlúčenín nespočíva ani tak v stálosti či nestálosti chemického zloženia, ale vo fyzikálnej povahe chemických väzieb, ktoré spájajú atómy do jedného kvantovo-mechanického systému – a. molekula.

Množstvo chemických zlúčenín je obrovské. Líšia sa tak zložením, ako aj chemickými a fyzikálnymi vlastnosťami. Ale aj tak chemická zlúčenina - kvalitatívne definovaná látka pozostávajúca z jedného alebo viacerých chemických prvkov.

Kniha sa zaoberá aktuálnym problémom modernej prírodnej vedy – vznikom života. Je napísaná na základe najmodernejších údajov geológie, paleontológie, geochémie a kozmochémie, ktoré vyvracajú mnohé tradičné, no zastarané predstavy o vzniku a vývoji života na našej planéte. Hlboká starobylosť života a biosféry, úmerná veku samotnej planéty, umožňuje autorovi dospieť k záveru, že vznik Zeme a života je jeden prepojený proces.

Pre čitateľov so záujmom o vedy o Zemi.

kniha:

<<< Назад

Vpred >>>

Som len prekvapený, že tento neskutočne zložitý mechanizmus ešte vôbec funguje. Keď premýšľate o živote, je jasné, aká úbohá a primitívna je naša veda. Je zrejmé, že vlastnosti živej bytosti sú predurčené oplodnenou bunkou, rovnako ako život je predurčený existenciou atómu a tajomstvo všetkého, čo existuje, spočíva na najnižšej úrovni,

A. Einstein

Vzťah medzi zárodkami života a jeho predchodcami – komplexnými zlúčeninami uhlíka – je prvoradý vedecký problém. Prvé pokusy L. Pasteura, inscenované v 2. polovici 19. storočia, ukázali nemožnosť tzv. moderné podmienky Zemský pôvod života - najjednoduchšie živé organizmy. To do určitej miery viedlo k vzniku predstáv o panspermii, podľa ktorých život na Zemi nikdy nevznikol, ale bol prinesený z vesmíru, kde existoval vo forme embryí. Najcharakteristickejšími zástancami týchto myšlienok boli G. Helmholtz a S. Arrhenius, hoci skôr takéto myšlienky vyjadril J. Liebig. Podľa S. Arrhenia sa častice živej hmoty - spóry alebo baktérie, usadené na mikročasticiach kozmického prachu, prenášajú z jednej planéty na druhú silou svetelného tlaku, pričom si zachovávajú svoju životaschopnosť. Keď spóry zasiahnu planétu s vhodnými podmienkami pre život, vyklíčia a dajú podnet biologickej evolúcii.

V trochu odlišných formách sa tieto myšlienky v našej dobe oživujú. Napríklad F. Hoyle predložil myšlienku možnosti existencie mikroorganizmov v medzihviezdnom priestore. Podľa jeho predstáv sú oblaky kozmického prachu zložené najmä z baktérií a spór. Predpokladá sa, že v časovom intervale pred 4,6 – 3,8 miliardami rokov boli na Zemi možné dve udalosti – buď vznik života na samotnej planéte, alebo priniesol mikroorganizmy z vesmíru. F. Hoyle a S. Wickramasing v roku 1981 priznali, že to druhé je pravdepodobnejšie. Podľa ich výpočtov sa do hornej atmosféry Zeme každoročne dostane 10 18 kozmických spór ako zvyšok pevného materiálu rozptýleného v slnečnej sústave. Kométy sú teda nosičmi zárodkov života, ktoré vznikli skôr v medzihviezdnom priestore a až potom spadli do Oortovho oblaku.

Treba poznamenať, že prezentované myšlienky sú mimoriadne fantastické a nezhodujú sa so známymi experimentálnymi údajmi. Niet však pochýb o tom, že život je z hľadiska atómového zloženia a z hľadiska energie spojený s kozmom. To je možné vidieť z tabuľky. 6, ktorý udáva hodnoty relatívneho rozloženia prvkov v priestore, v prchavej frakcii komét, u baktérií a cicavcov. Pozornosť priťahuje veľká blízkosť a v niektorých prípadoch identita kozmickej hmoty a živej hmoty Zeme. Hlavnými prvkami živej hmoty sú rozšírené prvky kozmu. Zároveň sú v prírode najrozšírenejšie H, C, N, O - typické biofilné prvky.

Je ľahké dospieť k záveru, že živé organizmy využívajú predovšetkým najdostupnejšie atómy, ktoré sú navyše schopné vytvárať stabilné a viacnásobné chemické väzby. Je známe, že uhlík môže vytvárať dlhé reťazce, ktorých výsledkom je nespočetné množstvo polymérov. Síra a fosfor môžu tiež vytvárať viacnásobné väzby. Síra je súčasťou bielkovín a fosfor je súčasťou nukleových kyselín.

Za vhodných podmienok sa najbežnejšie atómy navzájom spájajú a vytvárajú molekuly, ktoré sa nachádzajú v vesmírne mraky metódy modernej rádioastronómie. Väčšina známych kozmických molekúl je organická, vrátane najkomplexnejších 8- a 11-atómových. Čo sa týka zloženia, kozmochémia vesmíru vytvára rozsiahle možnosti pre rôzne kombinácie uhlíka s inými prvkami podľa zákonov chemickej väzby.

Problém tvorby molekúl v kozmických podmienkach je však jedným z najťažších problémov kozmochémie. V skutočnosti v medzihviezdnom prostredí, dokonca aj v jeho najhustejších oblastiach, sú prvky v podmienkach ďaleko od termodynamickej rovnováhy. Vzhľadom na nízku koncentráciu látky chemické reakcie v medzihviezdnom priestore je extrémne nepravdepodobné. Preto sa predpokladalo, že častice kozmického prachu sa podieľajú na konštrukcii medzihviezdnych molekúl. V najviac jednoduchý prípad Molekuly vodíka môžu vzniknúť, keď sa jeho atómy dostanú do kontaktu s pevnými časticami. Najbežnejšie vesmírne molekuly, CO, sa pravdepodobne môžu zrodiť v hviezdnej atmosfére pri dostatočnej hustote hmoty a potom sa vymrštia do vesmíru.

V súčasnosti je čoraz jasnejšia úloha pevnej fázy pri tvorbe molekúl organických látok vo vesmíre. Najpravdepodobnejšie modely tohto procesu vyvinul J. Greenberg. Podľa vedca majú častice kozmického prachu komplexná štruktúra a pozostávajú z jadra prevažne silikátového zloženia, obklopeného plášťom organických látok. V škrupine zrejme prebiehajú rôzne chemické procesy vedúce ku komplikácii štruktúry pôvodnej látky. Štruktúra takýchto prachových častíc po prvej fáze akrécie je potvrdená experimentálnym modelovaním na zmesi vody, metánu, amoniaku a iných jednoduchých molekúl ožiarených ultrafialovým žiarením pri teplote asi 10 K. Každé prachové zrno pochádza zo silikátového jadra ktorý vznikol v atmosfére studenej obrovskej hviezdy. Okolo jadra sa vytvorí ľadová škrupina. Pôsobením ultrafialového žiarenia dochádza k disociácii niektorých molekúl obalu (H 2 O CH 4, NH 3) za vzniku radikálov - reaktívnych fragmentov molekúl. Tieto radikály sa môžu rekombinovať a vytvárať ďalšie molekuly. V dôsledku dlhšieho ožarovania sa môže objaviť zložitejšia zmes molekúl a radikálov (HN 2 HCO, HOCO, CH 3 OH, CH 3 C atď.). Počas ničenia prachových častíc pod vplyvom priestorové faktory zlúčeniny, ktoré vznikli na ich povrchu, tvoria molekulárne oblaky.

Súdiac podľa obrovských hmôt molekulárnych oblakov, sú to hlavné rezervoáre organickej hmoty vo vesmíre. Ukázalo sa však, že organické zlúčeniny, ktoré sa v nich nachádzajú, sú relatívne jednoduché a stále majú ďaleko od tých molekulárnych systémov, ktoré by mohli poskytnúť začiatok života na akomkoľvek priaznivom planetárnom tele.

Osobitnú pozornosť si zasluhuje prítomnosť organických látok v meteoritoch. To je veľmi dôležité pre pochopenie procesov vzniku vysokomolekulárnych systémov ako prekurzorov života. Treba poznamenať, že meteority spolu s ich materskými telesami - asteroidmi patria do slnečnej sústavy. Ďalej je vek meteoritov podľa jadrovej geochronológie 4,6-4,5 miliardy rokov, čo sa v podstate zhoduje s vekom Zeme a Mesiaca. V dôsledku toho sú meteority nepochybne svedkami tvorby rôznych chemických zlúčenín, vrátane organických, v najskorších štádiách vývoja. slnečná sústava.

Meteority obsahujú uhľovodíky, sacharidy, puríny, pyrimidíny, aminokyseliny, t.j. tie chemické zlúčeniny, ktoré sú súčasťou živej hmoty, tvoria jej základ. Nachádzajú sa v uhlíkatých chondritoch a asteroidoch určitej štruktúry a zloženia. Väčšina asteroidov sa pohybuje v páse medzi Marsom a Jupiterom. Na základe údajov o kozmochémii komét možno predpokladať, že oblasť tvorby organických zlúčenín pokrývala obrovskú oblasť v rámci väčšiny objemu primárnej slnečnej hmloviny. Prirodzene, pri objasňovaní všeobecného problému pôvodu života nemáme právo ignorovať údaje o zložení meteoritov. Túto okolnosť v rôznej miere zohľadňovali rôzni autori hypotéz o vzniku života. Známe meteority tak máme právo považovať za historické dokumenty – autentických svedkov ranej histórie slnečnej sústavy, ktorá zahŕňa aj procesy tvorby organických látok.

Akýkoľvek meteorit je pevný, pozostávajúce z množstva minerálnych fáz. Hlavné sú silikátové (kameň), kovové (železo-nikel) a sulfid (troilit). Existujú aj ďalšie fázy, ktoré sú však pri ich distribúcii druhoradé. V meteoritoch sa nachádzajú rôzne minerály, ktorých počet presahuje 100, ale len niektoré sú hlavné horninotvorné minerály (olivín, pyroxén, živce, nikel, troilit atď.). Okrem toho sa v meteoritoch našlo 20 minerálov, ktoré sa v nich nenachádzajú zemská kôra. Patria sem karbidy, sulfidy atď., ktorých vznik je spojený s prudko redukčnými podmienkami. Najvýznamnejšie koncentrácie uhlíka spojené s organickou hmotou sú v uhlíkatých chondritoch.

Zásadne dôležité informácie o organickej hmote v meteoritoch sú prezentované v prácach G. P. Vdovykina, E. Avdersa, R. Hayatsu, M. Studira. Organickú hmotu v zložení meteoritov prvýkrát izoloval známy chemik I. Berzelius pri analýze uhlíkatého chondritu Alais v roku 1834. Výsledky jeho analýzy boli také pôsobivé, že túto látku sám považoval za biologického pôvodu. V priebehu 19. storočia chemické analýzy odhalili v meteoritoch prítomnosť pevných uhľovodíkov, komplexných organických zlúčenín so sírou a fosforom. Najdôkladnejšie a dôkladnejšie boli študované uhlíkaté chondrity, podstatná časť uhlíka, v ktorom je vo forme organických zlúčenín. Všeobecný obsah uhlík a niektoré ďalšie prchavé látky v uhlíkatých chondritoch sa vyznačujú týmito hodnotami (v % hmotn.):

To ukazuje, že obsah uhlíka (ako aj síry a vody) je maximálny v uhlíkatých chondritoch typu C1 a minimálny v chondritoch C3. V súčasnosti teda niet pochýb, že v materských telesách uhlíkatých chondritov v dôsledku samotných procesov ich vzniku vznikali zložité organické zlúčeniny ako prirodzený výsledok chemického vývoja ranej slnečnej sústavy.

Elementárne chemické zloženie uhlíkatých chondritov bez prchavých látok je veľmi blízke zloženiu bežných chondritov. Hlavné znaky rôznych typov uhlíkatých chondritov sú nasledovné.

Typ C1 predstavujú krehké čierne kamienky, ktoré sa pri trení prstami rozpadávajú na prach. Jemnozrnná hmota v nich je približne 95%. Je rozptýlená chondrulami (mikrochondruly) pozostávajúcimi z olivínu a magnetitu (veľkosť 1-50 mikrónov). Minerálne zloženie tohto typu meteoritu je znázornené na obr. 9. Uhlíkaté chondrity typu C1 sú najbohatšie na organické látky abiogénneho pôvodu.

Typ C2 sú sivočierne kamene, výrazne hustejšie ako C1. Hlavná jemnozrnná hmota, ktorá tvorí 60 % objemu, je popretkávaná výrazne väčšími chondrulami ako pri type C1. Pozorujú sa zrasty primárnych mikrochondrúl do jediného kryštálu.

Typ C3 sú tvrdé kamene tmavošedej, zelenošedej resp sivej farby. Jemnozrnná hmota zaberá 35%. Chondruly sú pomerne veľké a dobre definované.

Množstvo chemických prvkov v uhlíkatých chondritoch typu C1 odhaľuje množstvo charakteristických vzťahov, ktoré ich približujú k slnečnej hmote. Inými slovami, tieto uhlíkaté chondrity sú stuhnutá slnečná hmota bez ľahkých plynov.

Organické látky nachádzajúce sa v meteoritoch sú uvedené v tabuľke. 7. Ako vidíte, ich zoznam je celkom pôsobivý. Väčšina z týchto zlúčenín do istej miery zodpovedá univerzálnym metabolickým väzbám známym v živých organizmoch: aminokyseliny, proteínom podobné polyméry, mono- a polynukleotidy, porfyríny a iné zlúčeniny. Blízkosť zloženia organických komplexov biologického pôvodu sa ukázala byť taká veľká, že niektorí autori dokonca začali pripúšťať, že v minulosti sa živé organizmy nachádzali priamo v samotných meteoritoch. V 60. rokoch sa o tejto otázke viedla živá diskusia. Starostlivé štúdie organických zlúčenín z meteoritov však nepotvrdili prítomnosť optickej aktivity, čo naznačuje ich abiogénny pôvod.

Porovnanie organických látok meteoritového pôvodu s produktmi umelých reakcií Fischer-Tropschovho typu a fosílnymi organickými látkami biologického pôvodu ukazuje na ich veľkú blízkosť, najmä s ohľadom na obsah niektorých uhľovodíkov. Napríklad v meteoritoch dominujú uhľovodíky so 16 atómami na molekulu, čo sa pozoruje aj v pozemských objektoch a produktoch laboratórnych experimentov.

Meteority sú fragmenty väčších telies - asteroidov, väčšina z nich ktorý sa nachádza v páse asteroidov vo vzdialenosti 2,3-3,3 AU. od Slnka. Za posledných 10 rokov sa ako výsledok astrofyzikálnych pozorovaní asteroidov vo viditeľnej časti spektra a infračervených vĺn získali údaje, ktoré majú prvoradý význam pre stanovenie genetického vzťahu medzi asteroidmi a meteoritmi. Porovnaním odrazivosti meteoritov a asteroidov bolo možné zistiť, že takmer všetky známe triedy meteoritov majú svoje analógy medzi študovanými asteroidmi.

V závislosti od odrazivosti sa asteroidy delia na dve hlavné veľké skupiny – tmavé, čiže C-asteroidy a relatívne svetlé, čiže S-asteroidy. Prvé sa vyznačujú nízkym albedom - menej ako 0,05, druhé - nad 0,1. Z hľadiska spektrálnej odrazivosti skupina S v blízkosti uhlíkatých chondritov, a S- na kamenno-železné meteority a obyčajné chondrity. Najnovšie fotometrické merania vo všeobecnosti potvrdzujú jednotu materiálu meteoritov a asteroidov. Preto všetky minerálne, chemické a štrukturálne vlastnosti meteoritov získaných a študovaných v pozemských laboratóriách možno preniesť na asteroidy.

Výsledkom výskumu bolo zistenie, že zloženie asteroidov je v rôznych oblastiach pásu asteroidov odlišné. V rámci slnečnej sústavy bola odhalená zásadne dôležitá kozmochemická zákonitosť: zloženie asteroidov závisí od heliocentrickej vzdialenosti. Vo vnútornej časti pásu asteroidov sa nachádzajú telesá v blízkosti obyčajných chondritov, ale so zväčšujúcou sa vzdialenosťou od Slnka v rozmedzí 2,5-3,3 AU. To znamená, že sa zmenšujú a zvyšuje sa počet asteroidov, ako sú uhlíkaté chondrity, ktoré zaujímajú dominantné postavenie v strednej a okrajovej časti pásu asteroidov. Vo všeobecnosti podľa moderných pozorovaní v páse asteroidov prevládajú dokonca uhlíkovo-chondritové telesá.

Ak skutočne väčšina asteroidov má zloženie uhlíkatých chondritov, potom je celkom prirodzené, že obsahujú veľa organickej hmoty, ktorá určuje ich tmavú farbu a nízku odrazivosť. Asteroid Bamberg má teda najnižšiu odrazivosť (albedo 0,03). Ide o tmavý a pomerne veľký objekt v páse asteroidov s priemerom asi 250 km.

O kométy je v poslednom čase veľký záujem. Predpokladalo sa, že sa podieľali na vzniku života na Zemi, alebo by v každom prípade mohli do určitej miery prispieť k zloženiu jej ranej atmosféry. Mohli by tiež dopraviť prvé organické molekuly na povrch rodiacej sa planéty. Bol stanovený názor, že kométy najlepšie odrážajú primárne podmienky v slnečnej sústave.

Väčšina komét sa nachádza na samom okraji slnečnej sústavy, v takzvanom Oortovom oblaku. Majú extrémne predĺžené obežné dráhy a sú sto a tisíckrát ďalej od Slnka ako Pluto. Dlhoperiodické kométy sa približujú k Slnku zo vzdialenej oblasti. Vo všeobecnosti je kométa hruda špinavého snehu. "Sneh" v kométe je zložený z obyčajného vodného ľadu s prímesou oxid uhličitý a iné mrazené plyny neznámeho zloženia. "Blato" sú častice silikátových hornín rôznych veľkostí rozptýlené v kometárnom ľade. Dá sa predpokladať, že vďaka absencii chemických interakcií sú kométy nedotknutými vzorkami pôvodnej hmoty, z ktorej vznikla slnečná sústava.

Keď sa približujú k Slnku, prchavá hmota komét sa vyparuje a miernym tlakom sa odhodí, čím sa vytvorí obrovský chvost. Všetky pozorované kometárne javy sú determinované procesmi spojenými s uvoľňovaním plynov a prachu. Ióny H+, OH-, O- a H20+, ktoré tvoria kometárne chvosty, pochádzajú hlavne z molekúl vody, aj keď sú pravdepodobne prítomné aj iné zlúčeniny vodíka. Atómy, radikály, molekuly a ióny sú prezentované v tejto forme: v kométach - C, C 2, C 3, CH, CN, CS, CH 3 CN, HCN, NH, NH 2, O, OH, H 2, O 2, Na, S, Si; blízko Slnka - Ca, CO, Cr, Cu, Fe, V; v chvoste - CH+, CO+, CO2+, CN+, N2+.

Všade v kométach sa nachádzajú biofilné prvky, hlavne C, O, N a H. V súčasnosti sa s vysokou mierou pravdepodobnosti zistilo, že kometárne molekuly sú blízke tým, ktoré sú potrebné pre predbiologickú evolúciu. Môžu byť reprezentované molekulami aminokyselín, purínov, pyrimidínov. Ako poznamenal A. Delsemm, existuje niekoľko skupín údajov, ktoré naznačujú, že kometárny prach má povahu chondritových meteoritov. Po prvé, pozostáva prevažne z kremičitanov a zlúčenín uhlíka. Po druhé, pomery kovov odparených z komét počas ich prechodu blízko Slnka zodpovedajú pomerom typickým pre chondrity. Po tretie, prachové častice kozmického pôvodu, pravdepodobne odrážajúce hmotu komét, sú veľmi blízke zloženiu materiálu uhlíkatých chondritov. Analýza vzoriek kozmického prachu skutočne ukazuje, že 80 % alebo viac prachových častíc menších ako 1 mm pozostáva z materiálu podobného uhlíkatým chondritom. Niektorí vedci porovnávali obsah uhlíka v kométach a uhlíkatých chondritoch a dospeli k záveru, že najmenej 10 % materiálu komét tvoria organické zlúčeniny. Povaha chemických zlúčenín nachádzajúcich sa v kométach naznačuje vysokú pravdepodobnosť, že molekuly, z ktorých vznikajú, sú zložitosťou prinajmenšom porovnateľné s molekulami medzihviezdneho priestoru.

Všetky údaje o kozmochémii meteoritov, asteroidov a komét teda naznačujú, že tvorba organických zlúčenín v slnečnej sústave v počiatočných štádiách jej vývoja bola typickým a masívnym javom. Najintenzívnejšie sa to prejavilo v priestore budúceho prstenca asteroidov, ale v rôznej miere pokrývalo aj iné oblasti protoplanetárnej slnečnej hmloviny, vrátane, pravdepodobne, oblasti, z ktorej vzišla Zem. Ukázalo sa však, že chemický vývoj hmoty protosolárnej hmloviny, ktorý dosiahol určité štádium tvorby zložitých organických zlúčenín, bol vo väčšine telies slnečnej sústavy akoby zamrznutý, a to iba na Zemi. pokračovať a dosiahnuť neuveriteľnú zložitosť vo forme živej hmoty.

<<< Назад

Vpred >>>

Kozmochémia (z Kozmu a chémie

náuka o chemickom zložení kozmických telies, zákonitostiach množstva a distribúcie chemických prvkov vo Vesmíre, procesoch spájania a migrácie atómov pri vzniku kozmickej hmoty. Najviac študovaná časť Kazachstanu - geochémia , K. študuje najmä „studené“ procesy na úrovni atómovo-molekulárnych interakcií látok, zatiaľ čo „horúce“ jadrové procesy vo vesmíre – plazmatický stav hmoty, nukleogenézu (proces vzniku chemických prvkov) vo vnútri hviezd atď. sa zaoberá najmä fyzikou. K. - nová oblasť poznania, ktorá zaznamenala výrazný rozvoj v druhej polovici 20. storočia. hlavne vďaka úspechom astronautiky. Predtým sa štúdie chemických procesov vo vesmíre a zloženia kozmických telies uskutočňovali hlavne spektrálnou analýzou (pozri Spektrálna analýza) žiarenia zo Slnka, hviezd a do určitej miery aj vonkajších vrstiev planetárnych atmosfér. Táto metóda umožnila objaviť prvok hélium na Slnku ešte skôr, ako bol objavený na Zemi. Jedinou priamou metódou na štúdium kozmických telies bola analýza chemického a fázového zloženia rôznych meteoritov, ktoré dopadli na Zem. Nahromadil sa tak významný materiál, ktorý má zásadný význam pre ďalší rozvoj kozmických lodí Rozvoj kozmonautiky, lety automatických staníc na planéty slnečnej sústavy - Mesiac, Venuša, Mars - a napokon aj návšteva o. človek na Mesiac otvoril kozmickým lodiam úplne nové možnosti. V prvom rade ide o priame štúdium hornín Mesiaca za účasti kozmonautov alebo odberom vzoriek pôdy automatickými (mobilnými a stacionárnymi) zariadeniami a ich doručením na Zem na ďalšie štúdium v chemických laboratóriách. Vozidlá s automatickým zostupom navyše umožnili študovať hmotu a podmienky jej existencie v atmosfére a na povrchu iných planét slnečnej sústavy, predovšetkým Marsu a Venuše. Jeden z kritických úloh K. štúdium na základe zloženia a rozloženia chemických prvkov evolúcie kozmických telies, túžby vysvetliť ich pôvod a históriu na chemickom základe. Najväčšia pozornosť sa v K. venuje problémom nadbytku a distribúcie chemických prvkov. Množstvo chemických prvkov vo vesmíre je určené nukleogenézou vo vnútri hviezd. Chemické zloženie Slnka, planét zemný typ Slnečná sústava a meteority sú zjavne takmer totožné. Tvorba jadier chemických prvkov je spojená s rôznymi jadrovými procesmi vo hviezdach. Preto majú rôzne hviezdy a hviezdne systémy v rôznych štádiách svojho vývoja odlišné chemické zloženie. Hviezdy sú známe s obzvlášť silnými spektrálnymi čiarami Ba alebo Mg alebo Li atď. Distribúcia chemických prvkov vo fázach v kozmických procesoch je mimoriadne rôznorodá. Agregačný a fázový stav hmoty vo vesmíre v rôznych štádiách jej premien je ovplyvnený mnohými spôsobmi: 1) obrovským rozsahom teplôt, od hviezdnej až po absolútnu nulu; 2) obrovský rozsah tlakov, od miliónov atmosfér v podmienkach planét a hviezd až po vákuum vesmíru; 3) hlboko prenikajúce galaktické a slnečné žiarenie rôzneho zloženia a intenzity; 4) žiarenie sprevádzajúce premenu nestabilných atómov na stabilné; 5) magnetické, gravitačné atď. fyzické polia. Zistilo sa, že všetky tieto faktory ovplyvňujú zloženie látky vonkajšej kôry planét, ich plynných obalov, meteoritov, kozmického prachu atď. Procesy frakcionácie hmoty vo vesmíre sa zároveň netýkajú len atómové, ale aj izotopové zloženie. Stanovenie izotopových rovnováh vznikajúcich pod vplyvom žiarenia umožňuje preniknúť hlboko do histórie procesov formovania hmoty planét, asteroidov a meteoritov a určiť vek týchto procesov. Vďaka extrémnych podmienkach procesy prebiehajú vo vesmíre a existujú stavy hmoty, ktoré nie sú charakteristické pre Zem: plazmový stav hmoty hviezd (napríklad Slnka); kondenzácia He, Na, CH 4, NH 3 a iných prchavých plynov v atmosfére veľkých planét pri veľmi nízke teploty; vznik nehrdzavejúceho železa vo vesmírnom vákuu pri výbuchoch na Mesiaci; chondritová štruktúra kamenných meteoritov; vznik zložitých organických látok v meteoritoch a pravdepodobne aj na povrchu planét (napríklad Mars). V medzihviezdnom priestore sa v extrémne nízkych koncentráciách nachádzajú atómy a molekuly mnohých prvkov, ako aj minerály (kremeň, kremičitany, grafit atď.) a napokon sa syntetizujú rôzne zložité organické zlúčeniny (vznikajúce z primárnych slnečných plynov H, CO, NH 3, O 2, N 2, S a iné jednoduché zlúčeniny za rovnovážnych podmienok za účasti žiarenia). Všetky tieto organickej hmoty v meteoritoch, v medzihviezdnom priestore - nie sú opticky aktívne.

S rozvojom astrofyziky (pozri Astrofyzika) a niektorých ďalších vied sa rozšírili možnosti získavania informácií súvisiacich s kozmickými loďami, takže hľadanie molekúl v medzihviezdnom prostredí sa uskutočňuje metódami rádioastronómie. Do konca roku 1972 bolo v medzihviezdnom priestore objavených viac ako 20 typov molekúl, vrátane niekoľkých pomerne zložitých organických molekúl obsahujúcich až 7 atómov. Zistilo sa, že ich pozorované koncentrácie sú 10 až 100 miliónov krát menšie ako koncentrácia vodíka. Tieto metódy tiež umožňujú porovnávaním rádiových čiar izotopových odrôd jednej molekuly (napríklad H 2 12 CO a H 2 13 CO) študovať izotopové zloženie medzihviezdneho plynu a kontrolovať správnosť existujúcich teórie pôvodu chemických prvkov.

Mimoriadny význam pre pochopenie chémie kozmu má štúdium zložitého viacstupňového procesu kondenzácie nízkoteplotnej plazmovej hmoty, napríklad prechodu slnečnej hmoty na pevnú hmotu planét slnečnej sústavy, asteroidov. meteority, sprevádzané rastom kondenzácie, akreciou (zvýšenie hmotnosti, „rast“ akejkoľvek látky pridávaním častíc zvonku, napríklad z oblaku plynu a prachu) a aglomeráciou primárnych agregátov (fáz) so súčasnou stratou prchavých látky vo vákuu kozmického priestoru. Vo vesmírnom vákuu pri relatívne nízkych teplotách (5000-10000 °C) z chladiacej plazmy postupne vypadávajú tuhé fázy rôzneho chemického zloženia (v závislosti od teploty), vyznačujúce sa rôznymi väzbovými energiami, oxidačným potenciálom a pod. Chondrity sa rozlišujú medzi silikátovými, kovovými, sulfidovými, chromitovými, fosfidovými, karbidovými a inými fázami, ktoré sa v určitom bode svojej histórie aglomerujú do kamenného meteoritu a pravdepodobne podobným spôsobom do hmoty terestrických planét.

Ďalej v planétach prebieha proces diferenciácie tuhej, chladiacej látky na obaly - kovové jadro, silikátové fázy (plášť a kôra) a atmosféra - už v dôsledku sekundárneho zahrievania látky planét. teplom rádiogénneho pôvodu uvoľneným pri rozpade rádioaktívnych izotopov draslíka, uránu a tória a prípadne ďalších prvkov. Takýto proces topenia a odplyňovania hmoty pri vulkanizme je typický pre Mesiac, Zem, Mars a Venušu. Je založený na univerzálnom princípe zónového tavenia, ktorý oddeľuje látky s nízkou teplotou topenia (napríklad kôry a atmosféry) od žiaruvzdorných látok planetárnych plášťov. Napríklad primárna slnečná hmota má pomer Si/Mg≈1, látka planetárnej kôry roztavená z plášťa planét je Si/Mg≈6,5. Bezpečnosť a povaha vonkajších obalov planét závisí predovšetkým od hmotnosti planét a ich vzdialenosti od Slnka (napríklad riedka atmosféra Marsu a silná atmosféra Venuše). V dôsledku blízkosti Venuše k Slnku vznikol z CO 2 v jej atmosfére „skleníkový“ efekt: pri teplotách nad 300 °C v atmosfére Venuše proces CaCO 3 + SiO 2 → CaSiO 3 + CO 2 dosahuje rovnovážny stav, pri ktorom obsahuje 97 % CO 2 pri tlaku 90 °C bankomat Príklad Mesiaca naznačuje, že sekundárne (vulkanické) plyny nebeské teleso zadržiava, ak je jeho hmotnosť malá.

Zrážky vo vesmíre (buď medzi časticami meteoritickej hmoty, alebo počas dopadu meteoritov a iných častíc na povrch planét) môžu v dôsledku obrovských kozmických rýchlostí pohybu spôsobiť tepelnú explóziu, ktorá zanechá stopy v štruktúre pevných látok. kozmické telá a formovanie meteoritové krátery. Medzi vesmírnymi telesami dochádza k výmene hmoty. Napríklad podľa minimálneho odhadu aspoň 1․10 4 T kozmický prach, ktorého zloženie je známe. Medzi kamennými meteoritmi dopadajúcimi na Zem sa nachádzajú tzv. bazaltové achondrity , zložením blízky povrchovým horninám Mesiaca a pozemským bazaltom (Si/Mg ≈ 6,5). V tejto súvislosti vznikla hypotéza, že ich zdrojom je Mesiac (povrchové horniny jeho kôry).

Tieto a ďalšie procesy vo vesmíre sú sprevádzané ožarovaním hmoty (vysokoenergetické galaktické a slnečné žiarenie) v početných štádiách jej premeny, čo vedie najmä k premene niektorých izotopov na iné a vo všeobecnosti k zmene izotopu resp atómové zloženie látok. Čím dlhšie a rozmanitejšie sú procesy, na ktorých sa hmota podieľala, tým je v chemickom zložení ďalej od primárneho hviezdneho (slnečného) zloženia. Izotopové zloženie kozmickej hmoty (napríklad meteoritov) zároveň umožňuje určiť zloženie, intenzitu a moduláciu galaktického žiarenia v minulosti.

Výsledky výskumu v oblasti K. sú publikované v časopisoch Geochimica et Cosmochimica Acta (N. Y., od 1950) a Geochemistry (od 1956).

Lit.: Vinogradov A.P., Vysokoteplotné protoplanetárne procesy, "Geochémia", 1971, c. jedenásť; Aller L. Kh., Prevalencia chemických prvkov, trans. z angličtiny, M., 1963; Seaborg G. T., Valens E. G., Elements of the Universe, prel. z angličtiny, 2. vydanie, M., 1966; Merrill P. W., Vesmírna chémia, Ann Arbor, 1963; Spitzer L., Difúzna hmota vo vesmíre, N. Y., 1968; Snyder L. E., Buhl D., Molekuly v medzihviezdnom médiu, Sky and Telescope, 1970, v. 40, str. 267,345.

A. P. Vinogradov.

Veľká sovietska encyklopédia. - M.: Sovietska encyklopédia. 1969-1978 .

Synonymá:

Pozrite sa, čo je „Cosmochemistry“ v iných slovníkoch:

Kozmochémia… Slovník pravopisu

Študuje chemické zloženie kozmických telies, zákony hojnosti a distribúcie prvkov vo Vesmíre, vývoj izotopového zloženia prvkov, kombináciu a migráciu atómov pri vzniku kozmickej hmoty. Štúdium chemických látok ... ... Veľký encyklopedický slovník

Exist., Počet synoným: 1 Chémia (43) ASIS Slovník synonym. V.N. Trishin. 2013... Slovník synonym

Veda, ktorá študuje prevalenciu a distribúciu chemikálií. prvky vo vesmíre: vesmír, meteority, hviezdy, planéty všeobecne a ich jednotlivé časti. Geologický slovník: v 2 zväzkoch. M.: Nedra. Spracoval K. N. Paffengolts a ... Geologická encyklopédia

Tento článok by mal byť wikiifikovaný. Naformátujte ho prosím podľa pravidiel pre formátovanie článkov ... Wikipedia

Veda o chem. zloženie priestoru telies, zákony prevahy a rozloženia prvkov vo vesmíre, procesy spájania a migrácie atómov pri vzniku priestoru. vo va. Vznik a vývoj K. je spojený predovšetkým s dielami V. M. Goldshmidta, G ... Chemická encyklopédia

kozmochémia- kosmoso chemija statusas T sritis chemija apibrėžtis Mokslas, tiriantis cheminę kosmoso objektų sudėtį. atitikmenys: angl. kozmická chémia. kozmochémia... Chemijos terminų aiskinamasis žodynas

- (z vesmíru a chémie) náuka o chémii. zloženie priestoru telies, zákonov prevalencie a distribúcie chemických. prvkov vo vesmíre, na syntézu jadier chemických. prvky a zmeny v izotopovom zložení prvkov, o procesoch migrácie a interakcie atómov počas ... Veľký encyklopedický polytechnický slovník