Ako vznikli prvky vo vesmíre? Pôvod chemických prvkov. Ako zlato a iné ťažké prvky vznikajú vo vesmíre

Z hľadiska vedy XVIII-XIX storočia. hmota bola večná a otázka pôvodu chemické prvky len by sa mýlil. Ak je hmota večná, potom nemá pôvod. V XX storočí. situácia sa rýchlo zmenila. Bola vyvinutá teória relativity, objavená expanzia Vesmíru, vyvinutá teória štruktúry a vývoja hviezd, objavené takzvané reliktné žiarenie, úzko súvisiace s rozširovaním Vesmíru. To všetko viedlo k najpravdepodobnejšej, aj keď ťažko zapadajúcej teórii hlavy o veľkom tresku. Predpokladá sa, že vesmír začal svoju existenciu nepochopiteľným (zatiaľ?) impulzom, ktorý viedol k pokračujúcej expanzii obrovskej zrazeniny hmoty z jedného bodu.

Pri štúdiu látok a ich chemických premien je celkom prirodzené zamyslieť sa nad otázkou, odkiaľ sa vzali všetky tie typy atómov, z ktorých sa látky tvoria a ktoré samy nepodliehajú premenám pri chemických reakciách? Na túto otázku sa v súčasnosti pokúsime čo najstručnejšie odpovedať.

Podľa rôznych zdrojov sa Veľký tresk odohral pred 15 až 18 miliardami rokov. V neuveriteľne horúcej a hustej, rýchlo sa rozširujúcej a chladnúcej zrazenine hmoty neustále vznikali určité „generácie“ častíc, ktoré zodpovedali meniacim sa podmienkam.

Po troch minútach rozpínania a ochladzovania plazmy sa objavila sada častíc, ktorá sa pred vznikom hviezd nezmenila. Najdôležitejšie vlastnosti tohto zloženia sú redukované na skutočnosť, že pomer medzi protónmi a fotónmi bol vytvorený vo vesmíre, rovný 1:10 9 . To je úžasný počet fotónov (ale v porovnaní s atómami) a momentálne vypĺňa priestor vo forme kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia, ktoré nemá zdroj.

Počas niekoľkých minút expanzie sa vesmír ochladil natoľko, že rýchlosť jadrových reakcií medzi dostupnými časticami klesla na nulu. Neutróny sa spojili s protónmi a vytvorili deutérium a jadrá deutéria sa rýchlo spojili do jadier hélia (4 He). Počiatočné podmienky vo vesmíre sa ukázalo byť také, že neutróny stačili na vytvorenie približne 10 % hélia z celkového počtu jadier. Zvyšné protóny sa zachovali vo voľnej forme a spolu s elektrónmi neskôr vytvorili chemický prvok vodík. Ak by bolo vo Vesmíre viac neutrónov, potom by v hmote mohlo prevládať hélium, čo by radikálne ovplyvnilo následné procesy vzniku hviezd. Hélium vo hviezdach by sa premenilo na ťažké prvky niekoľkokrát rýchlejšie ako vodík a životnosť hviezd by sa výrazne skrátila. To by samozrejme ovplyvnilo možnosť evolúcie biologického života.

Ďalší druh častíc, ktoré majú pokojovú hmotnosť a sú potrebné na tvorbu atómov – elektróny – sa zachovali v množstve približne rovnajúcom sa počtu protónov. Existencia týchto častíc je svojím spôsobom pozoruhodná a nebola vysvetlená. Všetky tri častice – protóny, neutróny a elektróny – majú svoje vlastné antičastice: antiprotóny ( R~), antineutróny (I) a antielektróny (pozitróny, e). Keď sa častica a antičastica zrazia, anihilujú a nakoniec sa premenia na fotóny. Pri teplotách v miliardách stupňov fotóny nepretržite vytvárajú páry elektrón-pozitrón ( e~ - e+), ktoré opäť anihilujú a menia sa na fotóny. Elektróny, pozitróny a fotóny sú teda v rovnováhe. Keď teplota pri rozpínaní vesmíru klesá, energia fotónov sa stáva nedostatočnou na vytvorenie párov e~ - e + , všetky dostupné páry anihilujú a v tomto prípade sa nájde malý nadbytok elektrónov, ktoré sa zachovali na ďalšie časy. Tento prebytok je malý v porovnaní s počtom dostupných fotónov, ako je uvedené vyššie. To isté platí pre protóny, ktorých je o niečo viac ako antiprotónov. V dôsledku toho sa jedným z predpokladov objavenia sa atómov ukázala byť zanedbateľná nerovnováha častíc a antičastíc.

Po milióne rokov rozpínania a ochladzovania Vesmíru klesla teplota na -4000 K. To je teplotná hranica, pod ktorou sú elektróny zachytávané príťažlivosťou jadier a vznikajú "kompletné" atómy. Neutrálne hélium sa vyskytuje pri mierne vyššej teplote ako vodík, pretože jeho ionizačná energia je väčšia.

O existencii iných chemických prvkov sa doteraz nič nehovorilo, okrem vodíka s jeho izotopom deutéria a hélia. V štádiu vývoja pred objavením sa hviezd v skutočnosti neexistovali. Hviezdy sa začali formovať v dôsledku gravitačnej kondenzácie hmoty po objavení sa neutrálnych atómov. Načasovanie objavenia sa galaxií a ich hviezd nie je dobre definované. Z hľadiska fyziky sa ukázalo jednoduchšie vyvinúť teóriu procesov, ktoré prebiehali počas prvých minút po Veľkom tresku, ako „scenár“ ďalších udalostí spojených s fragmentáciou hmoty na samostatné galaxie a tzv. hviezdy. Dá sa brať ako hrubý odhad, že prvá generácia hviezd vznikla miliardu rokov po Veľkom tresku.

Počas gravitačného stláčania zväzku zmesi vodíka a hélia sa potenciálna energia transformovala na kinetickú energiu a v dôsledku toho sa zvýšila teplota. Keď dosiahol 10-15 miliónov stupňov, v centrálnej oblasti protohviezdy začali (jadrové) termonukleárne reakcie a hviezda sa rozsvietila. Termonukleárne reakcie zahŕňajú vodík aj hélium. Vodík sa najprv premení na hélium prostredníctvom reťazca reakcií:

2p += d + + e ++ v veľmi pomaly; d + + p + = 3 Nie 2+ + y rýchlo;
2 3 He 2+ = 4 He 2+ + 2 je relatívne pomalý (tu b/ + je deuterón, e + je pozitrón, v je neutríno a y je gama kvantum).

Možno sa pýtať: prečo sa vodík týmito postupnými reakciami v prvých minútach po Veľkom tresku nepremenil na hélium, ale zmenil sa na hviezdy? Dôvod je veľmi jednoduchý. V prvých minútach priaznivá teplota pre tento proces trvala chvíľky, keď sa vesmír rozpínal a ochladzoval a vo hviezdach tento proces prebieha akoby v režime tlenia v stacionárnych podmienkach. Pomalosť prvej etapy je spôsobená slabosťou jadrová interakcia a je jednou z podmienok dlhej existencie hviezdy. Po vyhorení vodíka sa v jadre zvýši teplota a pri ~1 10 8 stupňoch sa začne „horieť“ hélium, čo je postupná fúzia jeho jadier do jadier nasledujúcich prvkov sprevádzaná uvoľnením obrovskej energie. Keď sa zrazia dve 4 nestabilné jadrá, jadro 8 Be sa nevytvorí. Tento izotop berýlia vôbec neexistuje. Ale ak po zrážke dvoch jadier rýchlo nasleduje zrážka s tretím jadrom hélia, potom sa vytvorí jadro uhlíka 12 C. Toto jadro ďalej reaguje s héliom a mení sa na kyslík 16 0. Úžasné šťastie (v zmysle mať hmotu pre existencia života) spočíva v tom, že reakcia uhlíka s héliom je dosť pomalá. Preto sa pri tvorbe kyslíka zachováva aj značné množstvo uhlíka potrebného pre život. Tým sa dokončí fáza spaľovania hélia. Pri ďalšom zvyšovaní teploty horí uhlík a kyslík. Pri reakciách medzi jadrami uhlíka alebo medzi jadrami kyslíka vznikajú pri súčasnej emisii protónov, neutrónov a a-častíc ťažšie prvky horčík, sodík, síra, fosfor, kremík atď. Posledne menované, postupne spájajúce stabilné jadrá, napríklad 28Si, tvoria chemické prvky až po železo.

Hviezdu možno nazvať kotlom, v ktorom sa suroviny varia a menia sa na súbor chemických prvkov. Ale hotový výrobok musí byť odstránený z kotla. Bez toho sa vytvorené prvky v útrobách hviezdy nijako neprejavia. Tu sa veľmi vhodne odhaľuje schopnosť hviezd určitého typu explodovať. V zodpovedajúcom štádiu vývoja hviezdy sa sila uvoľňovania energie zvyšuje ako lavína vo vrstve v určitej vzdialenosti od stredu. Výsledný tlak zmetie celú vonkajšiu hmotu hviezdy do priestoru a súčasne stlačí zostávajúcu centrálnu časť. Toto je výbuch nepredstaviteľnej sily. Na krátky čas sa svietivosť hviezdy zvýši na svietivosť celej galaxie. V tomto prípade jadrové procesy vedú k vytvoreniu všetkých prvkov ťažších ako železo. Hviezda odhodí škrupinu, ktorá sa rozplynie v okolitom priestore.

Teraz je medzihviezdny plyn obohatený o všetky chemické prvky. Treba tiež zdôrazniť, že prvky vytvorené v jadre hviezdy tvoria v priemere len 1-2% z celkového množstva hmoty hviezdy. Medzihviezdnemu plynu stále dominuje vodík a hélium. Ďalšia generácia hviezd, planét, ich satelitov a komét sa tvorí z materiálu explodovaných hviezd. Astrofyzika uvažuje aj o iných spôsoboch vzniku ťažkých prvkov, najmä v jadrách galaxií. Ale to len dopĺňa základný fakt, ktorý sa scvrkáva na fakt, že všetky ťažké prvky sú tvorené z primárnych prvkov – vodíka a hélia.

V nami prijatej periodickej tabuľke sú uvedené ruské názvy prvkov. Pre veľkú väčšinu prvkov sú foneticky blízke latinčine: argón – argón, bárium – bárium, kadmium – kadmium atď. Tieto prvky sa vo väčšine západoeurópskych jazykov nazývajú podobne. Niektoré chemické prvky majú názvy v rôzne jazyky kompletne odlišný.

To všetko nie je náhodné. Najväčšie rozdiely v názvoch tých prvkov (alebo ich najbežnejších zlúčenín), s ktorými sa človek stretol v staroveku alebo na začiatku stredoveku. Ide o sedem starých kovov (zlato, striebro, meď, olovo, cín, železo, ortuť, ktoré sa porovnávali s vtedy známymi planétami, ako aj síra a uhlík). V prírode sa nachádzajú vo voľnom stave a mnohí dostali mená, ktoré im zodpovedajú. fyzikálne vlastnosti.

Tu je najpravdepodobnejší pôvod týchto mien:

Zlato

Od staroveku sa lesk zlata porovnával s leskom slnka (sol). Preto ruské „zlato“. Goldovo slovo európske jazyky spájaný s gréckym bohom slnka Héliom. Latinské aurum znamená „žltá“ a súvisí s „Aurora“ (Aurora) – ranné svitanie.

Strieborná

V gréčtine je striebro "argyros", z "argos" - biele, lesklé, iskrivé (indoeurópsky koreň "arg" - žiariť, byť svetlo). Preto - argentum. Zaujímavosťou je, že jedinou krajinou pomenovanou po chemickom prvku (a nie naopak) je Argentína. Slová striebro, striebro a tiež striebro siahajú k staronemeckému silubr, ktorého pôvod je nejasný (možno pochádza z Malej Ázie, z asýrskeho sarrupum - biely kov, striebro).

Železo

Pôvod tohto slova nie je s určitosťou známy; podľa jednej verzie súvisí so slovom "čepeľ". Európske železo, Eisen pochádzajú zo sanskrtu "isira" - silný, silný. Latinské ferrum pochádza z ďaleka, byť tvrdý. Názov prírodného uhličitanu železa (sideritu) pochádza z lat. sidereus - hviezdny; skutočne prvé železo, ktoré sa dostalo do rúk ľudí, bolo meteorického pôvodu. Možno táto náhoda nie je náhodná.

Síra

Pôvod latinského síry nie je známy. Ruské meno Prvok je zvyčajne odvodený zo sanskrtského "sira" - svetlo žltá. Bolo by zaujímavé zistiť, či má síra vzťah s hebrejským serafín – množné číslo seraf; doslova „seraf“ znamená „horiaci“ a síra horí dobre. V starej ruštine a staroslovienčine je síra všeobecne horľavá látka vrátane tuku.

Viesť

Pôvod slova je nejasný; každopádne to nemá nič spoločné s prasaťom. Najprekvapujúcejšia vec je, že na väčšine slovanské jazyky(bulharský, srbochorvátsky, český, poľský) olovo sa nazýva cín! Naše „olovo“ sa nachádza iba v jazykoch pobaltskej skupiny: svinas (litovčina), svin (lotyščina).

Anglický názov pre olovo a holandský lood možno súvisia s naším „cínom“, aj keď opäť nie sú pocínované jedovatým olovom, ale cínom. Latinské plumbum (tiež nejasného pôvodu) dalo anglické slovo inštalatér - inštalatér (kedysi sa rúry razili s mäkkým olovom) a názov benátskej väznice s olovenou strechou je Piombe. Podľa niektorých správ sa Casanovovi podarilo z tohto väzenia utiecť. Ale zmrzlina s tým nemá nič spoločné: zmrzlina pochádza z názvu francúzskeho letoviska Plombier.

Cín

IN Staroveký Rím cín sa nazýval "biele olovo" (olovo), na rozdiel od plumbum nigrum - čierne alebo obyčajné olovo. Grécke slovo pre biely je alophos. Z tohto slova zrejme pochádza „cín“, ktorý označoval farbu kovu. Do ruského jazyka sa dostal v 11. storočí a znamenal cín aj olovo (v staroveku boli tieto kovy slabo rozlíšené). Latinské stannum súvisí so sanskrtským slovom, ktoré znamená neochvejný, odolný. Pôvod anglického (rovnako ako holandského a dánskeho) cínu nie je známy.

Merkúr

Latinské hydrargirum pochádza z gréckych slov „hudor“ – voda a „argyros“ – striebro. Ortuť sa tiež nazýva „tekuté“ (alebo „živé“, „rýchle“) striebro v nemčine (Quecksilber) a v starej angličtine (quicksilver) a v bulharčine je ortuť zhivak: ortuťové guľôčky skutočne žiaria ako striebro a veľmi rýchlo “ Bež“ – ako živý. Moderné anglické (mercury) a francúzske (mercure) názvy pre ortuť pochádzajú z mena latinského boha obchodu Merkúra. Merkúr bol tiež poslom bohov a zvyčajne bol zobrazovaný s krídlami na sandáloch alebo na prilbe. Boh Merkúr teda bežal tak rýchlo, ako sa trblietala ortuť. Merkúr zodpovedal planéte Merkúr, ktorá sa na oblohe pohybuje rýchlejšie ako ostatné.

Ruský názov pre ortuť je podľa jednej verzie výpožička z arabčiny (prostredníctvom turkických jazykov); Podľa inej verzie sa „ortuť“ spája s litovským rituálom – kotúľam sa, kotúľam sa, ktorý pochádza z indoeurópskeho ret (x) – bežať, kotúľať sa. Litva a Rus boli úzko prepojené a v 2. polovici 14. storočia bola ruština jazykom úradnej práce v Litovskom veľkovojvodstve, ako aj jazykom prvých písomných pamiatok Litvy.

Uhlík

Medzinárodný názov pochádza z latinského carbo – uhlie, spojeného so starým koreňom kar – oheň. Rovnaký koreň v latinskom cremare je horieť a možno v ruštine „spáliť“, „zahriať“, „spáliť“ (v starom ruskom „ugorati“ - horieť, spáliť). Preto to „uhlie“. Pripomeňme si tu aj hru horáka a ukrajinského hrnca.

Meď

Slovo rovnakého pôvodu ako poľské miedz, česky med. Tieto slová majú dva zdroje – staronemecké smida – kov (preto nemeckí, anglickí, holandskí, švédski a dánski kováči – Schmied, smith, smid, smed) a grécke „metallon“ – baňa, baňa. Takže meď a kov sú príbuzní v dvoch líniách naraz. Latinské cuprum (z ktorého vznikli ďalšie európske názvy) sa spája s ostrovom Cyprus, kde sa už v 3. storočí pred Kr. existovali medené bane a meď sa tavila. Rimania nazývali meď cyprium aes, kov z Cypru. V neskorej latinčine sa cyprium zmenilo na cuprum. Názvy mnohých prvkov sú spojené s miestom ťažby alebo s minerálom.

kadmium

V roku 1818 ho objavil nemecký chemik a lekárnik Friedrich Stromeyer v uhličitane zinočnatém, z ktorého sa vo farmaceutickej továrni získavali lieky. Grécke slovo Cadmeya sa od staroveku nazýva uhličitanové zinkové rudy. Názov siaha až k bájnemu Cadmusovi (Kadmosovi) – hrdinovi gréckej mytológie, bratovi Európy, kráľovi kadmejskej zeme, zakladateľovi Théb, víťazovi draka, z ktorého zubov vyrástli bojovníci. Akoby Cadmus ako prvý našiel minerál zinok a odhalil ľuďom jeho schopnosť meniť farbu medi pri spoločnom tavení ich rúd (zliatinou medi a zinku je mosadz). Meno Cadmus pochádza zo semitského „Ka-dem“ – Východ.

kobalt

V 15. storočí sa v Sasku medzi bohatými striebornými rudami našli biele alebo sivé kryštály lesknúce sa ako oceľ, z ktorých nebolo možné vytaviť kov; ich prímes so striebornou alebo medenou rudou prekážala pri tavení týchto kovov. „Zlá“ ruda dostala od baníkov meno horského ducha Kobold. S najväčšou pravdepodobnosťou išlo o kobaltové minerály s obsahom arzénu – kobaltit CoAsS, prípadne sulfidy kobaltu skutterudit, svetlicu či smaltín. Pri ich vypálení sa uvoľňuje prchavý jedovatý oxid arzén. Pravdepodobne názov zlého ducha pochádza z gréckeho "kobalos" - dym; vzniká pri pražení rúd obsahujúcich sulfidy arzénu. Rovnaké slovo nazývali Gréci klamliví ľudia. V roku 1735 švédsky mineralóg Georg Brand dokázal z tohto minerálu izolovať dovtedy neznámy kov, ktorý nazval kobalt. Zistil tiež, že zlúčeniny tohto konkrétneho prvku sa sfarbujú do sklomodra – túto vlastnosť využívali už v starovekej Asýrii a Babylone.

Nikel

Pôvod názvu je podobný kobaltu. Stredovekí baníci nazývali Nickel zlým horským duchom a "Kupfernickel" (Kupfernickel, medený diabol) - falošná meď. Táto ruda vyzerala ako meď a používala sa v sklárstve na farbenie skla zelená farba. Ale meď sa z nej nikomu nepodarilo získať – nebola tam. Túto rudu – medenočervené kryštály niklu (červený nikel pyrit NiAs) skúmal švédsky mineralóg Axel Kronstedt v roku 1751 a izoloval z nej nový kov, ktorý nazval nikel.

Niób a tantal

V roku 1801 anglický chemik Charles Hatchet analyzoval čierny minerál uložený v Britskom múzeu a nájdený v roku 1635 na území dnešného Massachusetts v USA. Hatchet objavil v minerále oxid neznámeho prvku, ktorý dostal názov Columbia – na počesť krajiny, kde sa našiel (v tom čase ešte Spojené štáty americké nemali ustálený názov a mnohí ho nazývali Columbia po r. objaviteľ kontinentu). Minerál sa nazýval kolumbit. V roku 1802 izoloval švédsky chemik Anders Ekeberg z kolumbitu ďalší oxid, ktorý sa tvrdošijne nechcel rozpustiť (ako sa vtedy hovorilo, aby bol nasýtený) v žiadnej kyseline. „Zákonodarca“ v chémii tých čias, švédsky chemik Jene Jakob Berzelius, navrhol nazvať kov obsiahnutý v tomto oxide tantal. Tantalus je hrdina staroveké grécke mýty; za trest za svoje protiprávne činy sa postavil po krk do vody, ku ktorej sa opierali konáre s ovocím, no nemohol sa ani napiť, ani sa nasýtiť. Podobne tantal sa nedal „nasýtiť“ kyselinou – ustúpil z nej, ako voda z tantalu. Z hľadiska vlastností bol tento prvok tak podobný kolumbiu, že sa dlho viedli spory o tom, či kolumbium a tantal sú rovnaké alebo stále odlišné prvky. Až v roku 1845 nemecký chemik Heinrich Rose spor vyriešil analýzou niekoľkých minerálov, vrátane kolumbitu z Bavorska. Zistil, že v skutočnosti existujú dva prvky s podobnými vlastnosťami. Hatchetovo kolumbium sa ukázalo byť ich zmesou a vzorec columbitu (presnejšie manganocolumbitu) je (Fe, Mn) (Nb, Ta) 2O6. Rosé pomenoval druhý prvok niób, po Tantalovej dcére Niobe. Až do polovice 20. storočia však symbol Cb zostal v amerických tabuľkách chemických prvkov: tam stál namiesto nióbu. A meno Hatchet je zvečnené v názve minerálu hatchit.

Promethium

Mnohokrát bol „objavený“ v rôznych mineráloch pri hľadaní chýbajúceho prvku vzácnych zemín, ktorý mal zaberať miesto medzi neodýmom a samáriom. Ale všetky tieto objavy sa ukázali ako falošné. Chýbajúci článok lantanoidového reťazca prvýkrát objavili v roku 1947 americkí výskumníci J. Marinsky, L. Glendenin a C. Coryell, ktorí oddelili produkty štiepenia uránu v jadrovom reaktore chromatograficky. Manželka Coriella navrhla, aby sa objavený prvok pomenoval promethium, po Prometheovi, ktorý ukradol oheň bohom a dal ho ľuďom. To zdôraznilo impozantnú silu jadrového „ohňa“. Žena výskumníka mala pravdu.

Tórium

V roku 1828 Y.Ya. Berzelius objavil vo vzácnom minerále, ktorý mu poslali z Nórska, zlúčeninu nového prvku, ktorý nazval tórium – na počesť staronórskeho boha Thora. Je pravda, že Berzelius prišiel s týmto názvom už v roku 1815, keď omylom „objavil“ tórium v inom minerále zo Švédska. Išlo o ojedinelý prípad, keď samotný bádateľ „uzavrel“ prvok, ktorý údajne objavil (v roku 1825, keď sa ukázalo, že Berzelius mal predtým fosforečnan ytritý). Nový minerál sa nazýval thorit, bol to kremičitan tóriitý ThSiO4. Tórium je rádioaktívne; jeho polčas rozpadu je 14 miliárd rokov, finálny produkt rozpad – olovo. Množstvo olova v tóriovom minerále sa môže použiť na určenie jeho veku. Ukázalo sa teda, že vek jedného z minerálov nájdených vo Virgínii je 1,08 miliardy rokov.

titán

Predpokladá sa, že tento prvok objavil nemecký chemik Martin Klaproth. V roku 1795 objavil v minerále rutil oxid neznámeho kovu, ktorý nazval titán. Titáni – v starogréckej mytológii obri, s ktorými bojovali olympskí bohovia. O dva roky neskôr sa ukázalo, že prvok „menakin“, ktorý v roku 1791 objavil anglický chemik William Gregor v minerále ilmenite (FeTiO3), je identický s Klaprothovým titánom.

Vanád

Objavený v roku 1830 švédskym chemikom Nilsom Sefströmom vo vysokopecnej troske. Pomenovaný podľa nórskej bohyne krásy Vanadis alebo Vanadis. V tomto prípade sa tiež ukázalo, že vanád objavil už skôr, a dokonca viackrát - mexický mineralóg Andree Manuel del Rio v roku 1801 a nemecký chemik Friedrich Wöhler krátko pred objavením Sefstromu. Sám del Rio však svoj objav opustil a rozhodol sa, že má do činenia s chrómom, a Wöhlerovi v dokončení jeho diela zabránila choroba.

urán, neptúnium, plutónium

V roku 1781 objavil anglický astronóm William Herschel novú planétu, ktorá dostala meno Urán – podľa starogréckeho boha oblohy Urána, starého otca Dia. V roku 1789 M. Klaproth izoloval z minerálu živicovej zmesi čiernu ťažkú látku, ktorú si pomýlil s kovom a podľa tradície alchymistov „priviazal“ jej názov k nedávno otvorená planéta. A premenoval zmes živice na uránovú smolu (práve s ňou pracovali Curieovci). Až o 52 rokov neskôr sa ukázalo, že Klaproth neprijal samotný urán, ale jeho oxid UO2.

V roku 1846 astronómovia objavili novú planétu, ktorú krátko predtým predpovedal francúzsky astronóm Le Verrier. Dostala meno Neptún – podľa starogréckeho boha podmorského kráľovstva. Keď bol v roku 1850 objavený nový kov v minerále privezenom do Európy zo Spojených štátov amerických, pod dojmom objavu astronómov sa navrhlo nazvať ho neptunium. Čoskoro sa však ukázalo, že ide o niób, ktorý už bol objavený skôr. Na „neptúnium“ sa takmer celé storočie zabudlo, kým sa neobjavil nový prvok v produktoch ožarovania uránom neutrónmi. A tak ako Neptún nasleduje Urán v Slnečnej sústave, tak v tabuľke prvkov sa po uráne (č. 92) objavilo neptúnium (č. 93).

V roku 1930 bola objavená deviata planéta slnečnej sústavy, ktorú predpovedal americký astronóm Lovell. Dostala meno Pluto – podľa starogréckeho boha podsvetia. Preto bolo logické nazvať nasledujúci prvok po neptúnii plutónium; bol získaný v roku 1940 v dôsledku bombardovania uránu jadrami deutéria.

hélium

Zvyčajne sa píše, že Jansen a Lockyer ho objavili spektrálnou metódou pri pozorovaní úplného zatmenia Slnka v roku 1868. V skutočnosti nebolo všetko také jednoduché. Niekoľko minút po skončení zatmenia Slnka, ktoré francúzsky fyzik Pierre Jules Jansen pozoroval 18. augusta 1868 v Indii, mohol prvýkrát vidieť spektrum slnečných protuberancií. Podobné pozorovania urobil anglický astronóm Joseph Norman Lockyer 20. októbra toho istého roku v Londýne, pričom zdôraznil, že jeho metóda umožňuje študovať slnečnú atmosféru v časoch bez zákrytu. Nové štúdie slnečnej atmosféry urobili veľký dojem: na počesť tejto udalosti vydala Parížska akadémia vied dekrét o razení zlatej medaily s profilmi vedcov. Zároveň sa nehovorilo o nejakom novom prvku.

Taliansky astronóm Angelo Secchi 13. novembra toho istého roku upozornil na "pozoruhodnú čiaru" v slnečnom spektre blízko známej žltej D-čiary sodíka. Navrhol, že toto vedenie je emitované vodíkom za extrémnych podmienok. Až v januári 1871 Lockyer naznačil, že táto línia by mohla patriť k novému prvku. Prvýkrát slovo „hélium“ vyslovil vo svojom prejave prezident Britskej asociácie pre pokrok vied William Thomson v júli toho istého roku. Názov dostal podľa mena starovekého gréckeho boha slnka Hélia. V roku 1895 anglický chemik William Ramsay zozbieral neznámy plyn izolovaný z uránového minerálu cleveit pri jeho úprave kyselinou a pomocou Lockyera ho skúmal spektrálnou metódou. V dôsledku toho bol na Zemi objavený aj „slnečný“ prvok.

Zinok

Slovo „zinok“ zaviedol do ruského jazyka M.V. Lomonosov - z nemeckého Zink. Pochádza pravdepodobne zo starogermánskej tinky - bielej, skutočne najbežnejší prípravok zinku - oxid ZnO ("filozofická vlna" alchymistov) má bielu farbu.

Fosfor

Keď v roku 1669 hamburský alchymista Henning Brand objavil bielu modifikáciu fosforu, bol ohromený jeho žiarou v tme (v skutočnosti nesvieti fosfor, ale jeho výpary, keď sú oxidované vzdušným kyslíkom). Nová látka bola pomenovaná, čo v gréčtine znamená „nesúca svetlo“. Takže „semafor“ je lingvisticky to isté ako „Lucifer“. Mimochodom, Gréci nazývali Phosphoros rannou Venušou, čo predznamenalo východ slnka.

Arzén

Ruský názov je s najväčšou pravdepodobnosťou spojený s jedom, ktorý otrávil myši, okrem iného šedý arzén pripomína myšou farbu. Latinské arsenicum siaha až ku gréckemu „arsenikos“ – muž, pravdepodobne vďaka silnému pôsobeniu zlúčenín tohto prvku. A prečo boli použité, vďaka beletrii, každý vie.

Antimón

V chémii má tento prvok tri názvy. ruské slovo„antimón“ pochádza z tureckého „surme“ – trenie alebo černanie obočia v dávnych dobách, na tento účel slúžil jemne mletý čierny sulfid antimonitý Sb2S3 („Pôstite sa, nerobte antimónové obočie.“ - M. Cvetaeva). Latinský názov prvku (stibium) pochádza z gréckeho „stibi“ – kozmetický prípravok na očné linky a liečbu očných chorôb. Soli kyseliny antimónovej sa nazývajú antimonity, názov je možno spojený s gréckym "antemónom" - kvetom zrastov ihličkovitých kryštálov lesku antimónu Sb2S2, ktoré vyzerajú ako kvety.

Bizmut

Ide pravdepodobne o skomolenú nemeckú „weisse Masse“ – bielu hmotu už od staroveku boli známe biele hrudky bizmutu s červenkastým odtieňom. Mimochodom, v západoeurópskych jazykoch (okrem nemčiny) názov prvku začína na „b“ (bizmut). Nahradenie latinského „b“ ruským „v“ je bežný jav Ábel - Ábel, Basil - Basil, bazilisk - bazilisk, Barbara - Barbara, barbarstvo - barbarstvo, Benjamin - Benjamin, Bartolomej - Bartolomej, Babylon - Babylon, Byzancia - Byzancia , Libanon - Libanon, Líbya - Líbya, Baal - Baal, abeceda - abeceda ... Možno sa prekladatelia domnievali, že grécke "beta" je ruské "in".

Pôvod chemických prvkov vo vesmíre

Tvorba chemických prvkov na Zemi

Každý vie periodická tabuľka chemických prvkov - stôl Mendelejev . Je tam veľa prvkov a fyzici neustále pracujú na vytváraní stále väčšieho množstva ťažkého transuránu prvkov . V jadrovej fyzike je veľa zaujímavých vecí, ktoré súvisia so stabilitou týchto jadier. Existujú všetky druhy ostrovov stability a ľudia pracujúci na zodpovedajúcich urýchľovačoch sa snažia vytvoriť chemický prvkov s veľmi veľkými atómovými číslami. Ale všetky tieto prvkov žiť veľmi krátko. To znamená, že z toho môžete vytvoriť niekoľko jadier element , mať čas niečo preskúmať, dokázať, že si to naozaj syntetizoval a objavil toto element . Získajte právo dať mu nejaké meno, možno ho dostať nobelová cena. Ale v povahe týchto chemické prvky zdá sa, že nie, ale v skutočnosti sa môžu objaviť v niektorých procesoch. Ale úplne v zanedbateľných množstvách a v krátkom čase sa rozpadajú. Preto v vesmír , v podstate vidíme prvkov počnúc uránom a zapaľovačom.

Evolúcia vesmíru

ale Vesmír ten náš sa vyvíja. A vo všeobecnosti, akonáhle prídete na myšlienku nejakej globálnej zmeny, nevyhnutne prídete na myšlienku, že všetko, čo okolo seba vidíte, sa v tom či onom zmysle stáva smrteľným. A ak sme na to v zmysle ľudí, zvierat a vecí akosi rezignovali, potom sa nám niekedy zdá zvláštne urobiť ďalší krok. Napríklad voda je vždy voda alebo železo je vždy železo?! Odpoveď je nie, pretože sa to vyvíja Vesmír vo všeobecnosti a kedysi, samozrejme, neexistovala žiadna zem, napríklad a všetky jej súčasti boli rozptýlené po nejakom druhu hmloviny, z ktorej sa vytvorila slnečná sústava. Je potrebné ísť stále viac dozadu a ukáže sa, že kedysi nebol len Mendelejev a jeho periodická tabuľka, ale neboli v ňom zahrnuté žiadne prvky. Keďže náš Vesmír sa narodil po tom, čo prešiel veľmi horúcim, veľmi hustým stavom. A keď je horúco a husto, všetky zložité štruktúry sú zničené. A tak vo veľmi ranej histórii vesmír neboli žiadne stabilné látky, ktoré by nám boli známe alebo dokonca elementárne častice.

Pôvod ľahkých chemických prvkov vo vesmíre

Vznik chemického prvku – vodíka

Ako Vesmír sa rozpínal , ochladili a stali sa menej hustými, objavili sa nejaké častice. Zhruba povedané, ku každej hmotnosti častice môžeme prirovnať energiu podľa vzorca E=mc 2 . Každej energii môžeme priradiť teplotu a keď teplota klesne pod túto kritickú energiu, častica sa môže stať stabilnou a môže existovať.
Respektíve Vesmír sa rozpína , ochladzuje sa a prirodzene sa objavuje ako prvý z periodickej tabuľky vodík . Pretože je to len protón. To znamená, že sa objavili protóny, a to môžeme povedať vodík . V tomto zmysle Vesmír na 100% pozostáva z vodíka, tmavej hmoty, tmavej energie a množstva žiarenia. Ale z bežnej hmoty existuje len vodík . Objavte sa protóny , začnú sa objavovať neutróny . Neutróny trochu ťažšie protóny a to vedie k neutróny sa javí o niečo menej. Aby sme mali v hlave nejaké dočasné faktory, hovoríme o prvých zlomkoch sekundy života vesmír .

"Prvé tri minúty"
Objavil sa protóny A neutróny Zdá sa, že je horúci a tesný. A s protón A neutrón môžete spustiť termonukleárne reakcie, ako v útrobách hviezd. Ale v skutočnosti je stále príliš horúca a hustá. Preto musíte počkať trochu a niekde od prvých sekúnd života vesmír a to až do prvých minút. Známa je kniha od Weinberga, tzv "Prvé tri minúty" a venuje sa tejto etape života vesmír .

Pôvod chemického prvku - hélia

V prvých minútach začnú prebiehať termonukleárne reakcie, pretože všetky Vesmír podobne ako v útrobách hviezdy a môžu prebiehať termonukleárne reakcie. začať sa formovať izotopy vodíka – deutérium a zodpovedajúcim spôsobom trícium . Začínajú sa vytvárať ťažšie. chemické prvky – hélium . Ale je ťažké ísť ďalej, pretože stabilné jadrá s počtom častíc 5 A 8 Nie A ukáže sa taká komplikovaná zástrčka.
Predstavte si, že máte miestnosť plnú Lego dielikov a musíte behať a zbierať štruktúry. Ale detaily sa rozptýlia alebo sa miestnosť rozšíri, teda akosi sa všetko hýbe. Ťažko sa vám zostavujú diely a navyše ste napríklad zložili dva, potom zložili ďalšie dva. Ale nalepiť piatu nefunguje. A tak v týchto prvých minútach života vesmír , v podstate má čas len na formovanie hélium , málo lítium , málo deutérium zvyšky. Jednoducho v týchto reakciách vyhorí, zmení sa na to isté hélium .
Takže to je v podstate Vesmír Zdá sa, že sa skladá z vodík A hélium , po prvých minútach svojho života. Navyše vôbec veľké množstvo trochu ťažšie prvky. A tak sa skončilo počiatočné štádium tvorby periodickej tabuľky. A nasleduje pauza, kým sa neobjavia prvé hviezdy. Vo hviezdach sa opäť ukazuje horúco a husto. Vytvárajú sa podmienky na pokračovanie termonukleárna fúzia . A hviezdy sa väčšinu svojho života zaoberajú fúziou hélium od vodík . To znamená, že je to stále hra s prvými dvoma prvkami. Preto kvôli existencii hviezd, vodík stále menšie hélium sa zväčšuje. Je však dôležité pochopiť, že z väčšej časti je látka v vesmír nie je vo hviezdach. Väčšinou bežná hmota roztrúsená všade vesmír v oblakoch horúceho plynu, v kopách galaxií, vo vláknach medzi kopami. A tento plyn sa nikdy nemôže zmeniť na hviezdy, teda v tomto zmysle, Vesmír bude naďalej pozostávať najmä z vodík A hélium . Ak hovoríme o bežnej hmote, ale na tomto pozadí na percentuálnej úrovni množstvo ľahkých chemických prvkov klesá a množstvo ťažkých prvkov rastie.

Hviezdna nukleosyntéza

A tak po ére originálu nukleosyntéza , éra hviezd nukleosyntéza ktorá trvá dodnes. Vo hviezde, na začiatku vodík mení sa v hélium . Ak to podmienky dovolia a podmienky sú teplota a hustota, prebehnú nasledujúce reakcie. Čím ďalej sa pohybujeme po periodickej tabuľke, tým ťažšie je začať tieto reakcie, tým viac extrémnych podmienkach potrebné. Podmienky sa vytvárajú v hviezde samy od seba. Hviezda na seba tlačí, jej gravitačná energia je vyrovnaná s jej vnútornej energie súvisiace s tlakom plynu a štúdiom. V súlade s tým, čím je hviezda ťažšia, tým viac sa stláča a má vyššiu teplotu a hustotu v strede. A môže ísť o nasledovné atómové reakcie .

Chemický vývoj hviezd a galaxií

Na Slnku po splynutí hélium , spustí sa ďalšia reakcia, vytvorí sa uhlíka A kyslík . Ďalšie reakcie už neprejdú a Slnko sa zmení na kyslík-uhlík biely trpaslík . Zároveň však budú odhodené vonkajšie vrstvy Slnka, ktoré už boli obohatené fúznou reakciou. Slnko sa zmení na planetárnu hmlovinu, vonkajšie vrstvy sa rozletia. A z väčšej časti to je spôsob, akým vyhodené veci, keď sa zmiešajú s hmotou medzihviezdneho média, môžu vstúpiť do ďalšej generácie hviezd. Takže hviezdy majú taký vývoj. Existuje chemická evolúcia galaxie , každá nasledujúca vytvorená hviezda v priemere obsahuje viac a viac ťažkých prvkov. Preto úplne prvé hviezdy, ktoré vznikli z čistého vodík A hélium , nemohli mať napríklad kamenné planéty. Pretože z nich nebolo čo robiť. Bolo potrebné, aby prešiel cyklus vývoja prvých hviezd, a tu je dôležité, aby sa masívne hviezdy vyvíjali najrýchlejšie.

Pôvod ťažkých chemických prvkov vo vesmíre

Pôvod chemického prvku - železa

slnko a jeho na plný úväzok takmer život 12 miliárd rokov. A masívnych hviezd žije niekoľko miliónov rokov. Prinášajú reakcie na žľaza a vybuchnú na konci svojho života. Počas explózie, okrem najvnútornejšieho jadra, je všetka hmota odhodená, a preto je prirodzene vyhodené veľké množstvo a vodík , ktoré zostali nerecyklované vo vonkajších vrstvách. Je ale dôležité, aby sa vyhodilo veľké množstvo kyslík , kremíka , horčík , to stačí ťažké chemické prvky , tesne pred dosiahnutím žľaza a tie, ktoré s ním súvisia nikel A kobalt . Veľmi zvýraznené prvky. Zo školských čias je snáď pamätný nasledujúci obrázok: číslo chemický prvok a uvoľňovanie energie počas fúznych alebo rozpadových reakcií, a tam sa dosiahne také maximum. A železo, nikel, kobalt sú na samom vrchole. To znamená, že kolaps ťažké chemické prvky ziskový až žľaza , syntéza z pľúc je prospešná aj pre železo. Je potrebné minúť ďalšiu energiu. Podľa toho sa pohybujeme zo strany vodíka, zo strany ľahkých prvkov a reakcia termonukleárnej fúzie vo hviezdach môže dosiahnuť železo. Musia ísť s uvoľňovaním energie.
Keď masívna hviezda exploduje, železo sa spravidla nevyhadzujú. Zostáva v centrálnom jadre a mení sa na neutrónová hviezda alebo čierna diera . Ale sú vyhodené chemické prvky ťažšie ako železo . Železo je vyhodené pri iných výbuchoch. Bieli trpaslíci môžu explodovať, čo zostane napríklad zo Slnka. Samotný biely trpaslík je veľmi stabilný objekt. Ale má obmedzujúcu hmotnosť, keď stratí túto stabilitu. Spustí sa fúzna reakcia uhlíka .

výbuch supernovy
A ak obyčajná hviezda, je to veľmi stabilný objekt. Mierne ho zahrejete v strede, bude na to reagovať, roztiahne sa. Teplota v strede klesne a všetko sa samo reguluje. Bez ohľadu na to, ako sa zahrieva alebo chladí. A tu biely trpaslík nemôžem to urobiť. Vyvolali ste reakciu, chce expandovať, ale nemôže. Preto termonukleárna reakcia rýchlo pokryje celého bieleho trpaslíka a úplne exploduje. Ukázalo sa výbuch supernovy typu 1A a je to veľmi dobrá, veľmi dôležitá supernova. Nechali to otvoriť. Najdôležitejšie však je, že počas tohto výbuchu je trpaslík úplne zničený a veľa žľaza . Všetky žľazy okolo, všetky klince, orechy, sekery a všetko železo v nás, môžete si napichnúť prst a pozrieť sa na to alebo ochutnať. Takže toto je všetko železo prevzaté z bielych trpaslíkov.

Pôvod ťažkých chemických prvkov

Existujú však ešte ťažšie prvky. Kde sa syntetizujú? Dlho sa verilo, že hlavným miestom syntézy je viac ťažké prvky , Toto výbuchy supernov spojené s masívnymi hviezdami. Pri výbuchu, teda keď je veľa energie navyše, keď všelijako navyše neutróny je možné uskutočňovať reakcie, ktoré sú energeticky nepriaznivé. Ide len o to, že podmienky sa vyvinuli týmto spôsobom a v tejto expandujúcej látke môžu prebiehať reakcie, ktoré syntetizujú dostatok ťažké chemické prvky . A naozaj idú. veľa chemické prvky , ťažšie ako železo, vznikajú týmto spôsobom.
Navyše, dokonca aj neexplodujúce hviezdy, v určitom štádiu ich vývoja, keď sa zmenili na červených obrov dokáže syntetizovať ťažké prvky . Prebiehajú v nich termonukleárne reakcie, v dôsledku ktorých vzniká trocha voľných neutrónov. Neutrón , v tomto zmysle veľmi dobrá častica, keďže nemá náboj, ľahko prenikne do atómového jadra. A po preniknutí do jadra sa neutrón môže zmeniť na protón . A podľa toho prvok preskočí na ďalšiu bunku periodická tabuľka . Tento proces je pomerne pomalý. To sa nazýva s-proces , od slova pomaly – pomaly. Ale je to dosť účinné a veľa chemické prvky sa týmto spôsobom syntetizujú v červených obroch. A v supernove ide r-proces , teda rýchlo. Za koľko sa naozaj všetko deje vo veľmi krátkom čase.
Nedávno sa ukázalo, že existuje ďalší dobré miesto pre r-proces nesúvisiaci s výbuch supernovy . Je tu ešte jeden veľmi zaujímavý jav – zlúčenie dvoch neutrónových hviezd. Hviezdy sa veľmi radi rodia v pároch a masívne hviezdy sa rodia väčšinou v pároch. 80-90% sa rodia obrovské hviezdy dvojité systémy. V dôsledku evolúcie môžu byť dvojníci zničení, ale niektorí sa dostanú na koniec. A keby sme mali v systéme 2 masívne hviezdy, môžeme získať systém dvoch neutrónových hviezd. Potom sa budú vďaka emisii gravitačných vĺn zbližovať a nakoniec sa zlúčia.
Predstavte si, že vezmete objekt veľkosti 20 km s hmotnosťou jeden a pol hmotnosti Slnka a takmer s rýchlosť svetla , položte ho na iný podobný objekt. Aj pri jednoduchom vzorci je kinetická energia (mv 2)/2 . Ak ako m hovoríš náhradník 2 hmotnosť slnka, ako v dať tretiu rýchlosť svetla , môžete vypočítať a získať absolútne fantastická energia . Uvoľní sa aj vo forme gravitačných vĺn, s najväčšou pravdepodobnosťou v inštalácii LIGO už takéto udalosti vidíme, ale ešte o tom nevieme. Ale zároveň, keďže sa skutočné predmety zrazia, skutočne dôjde k výbuchu. Uvoľňuje sa veľa energie gama rozsah , V röntgen rozsah. Vo všeobecnosti všetky rozsahy a časť tejto energie ide do syntéza chemických prvkov .

Pôvod chemického prvku - zlata

Pôvod chemického prvku zlato
A moderné výpočty, napokon sú potvrdené pozorovaniami, ukazujú, že napr. zlato sa rodí v takýchto reakciách. Tak exotický proces, akým je spojenie dvoch neutrónových hviezd, je skutočne exotický. Aj v takom veľký systém ako tá naša Galaxia , sa vyskytuje niekedy v 20-30 tisíc rokov. Zdá sa to byť dosť zriedkavé, ale dosť na to, aby sa niečo syntetizovalo. No, alebo naopak, môžeme povedať, že sa to stáva tak zriedka, a preto zlato také vzácne a drahé. Vo všeobecnosti je jasné, že mnohí chemické prvky sú pomerne zriedkavé, aj keď sú pre nás často dôležitejšie. Existujú všetky druhy kovov vzácnych zemín, ktoré sa používajú vo vašich smartfónoch, a moderný človek radšej sa zaobíde bez zlata ako bez smartfónu. Všetkých týchto prvkov je málo, pretože sa rodia v niektorých zriedkavých astrofyzikálnych procesoch. A väčšinou sú všetky tieto procesy, tak či onak, spojené s hviezdami, s ich viac-menej pokojným vývojom, ale s neskorými štádiami, výbuchmi masívnych hviezd, s výbuchmi. bielych trpaslíkov alebo štáty neutrónové hviezdy .

Proces tvorby chemických prvkov vo vesmíre je neoddeliteľne spojený s vývojom vesmíru. S procesmi prebiehajúcimi v blízkosti „Veľkého tresku“ sme sa už oboznámili, poznáme niektoré detaily procesov, ktoré prebiehali v „prapolievke“ elementárnych častíc. Prvé atómy chemických prvkov, ktoré sú na začiatku tabuľky D. I. Mendelejeva (vodík, deutérium, hélium), začali vo Vesmíre vznikať ešte pred objavením sa prvej generácie hviezd. Bolo to vo hviezdach, ich hĺbkach, opäť sa zahriali (po veľkom tresku začala teplota vesmíru rýchlo klesať) na miliardy stupňov a vznikli jadrá chemických prvkov po héliu. Vzhľadom na dôležitosť hviezd ako zdrojov, generátorov chemických prvkov, zvážime niektoré etapy hviezdny vývoj. Bez pochopenia mechanizmov vzniku hviezd a vývoja hviezd si nemožno predstaviť proces vzniku ťažkých prvkov, bez ktorých by v konečnom dôsledku život nevznikol. Bez hviezd vo vesmíre by navždy existovala vodíkovo-héliová plazma, v ktorej je organizácia života zjavne nemožná (pri súčasnej úrovni chápania tohto javu).

Predtým sme zaznamenali tri pozorovacie fakty alebo testy modernej kozmológie, ktoré sa rozprestierajú na stovkách parsekov, teraz poukazujeme na štvrtý - množstvo ľahkých chemických prvkov vo vesmíre. Treba zdôrazniť, že vznik svetelných prvkov v prvých troch minútach a ich množstvo v modernom vesmíre prvýkrát vypočítala v roku 1946 medzinárodná trojica vynikajúcich vedcov: Američan Alpher, Nemec Hans Bethe a Rus Georgy Gamow. Odvtedy sa fyzici zaoberajúci sa atómovou a jadrovej fyziky, opakovane vypočítali vznik svetelných prvkov v ranom vesmíre a ich množstvo dnes. Dá sa tvrdiť, že štandardný model nukleosyntéza je dobre podporená pozorovaniami.

Evolúcia hviezd. Mechanizmus vzniku a vývoja hlavných objektov vesmíru - hviezd, bol študovaný najviac xoponio. Tu vedcom pomohla možnosť pozorovať obrovské množstvo hviezd v rôznych štádiách vývoja – od narodenia až po smrť – vrátane mnohých takzvaných „hviezdnych asociácií“ – skupín hviezd zrodených takmer súčasne. Pomohla tomu aj porovnávacia „jednoduchosť“ štruktúry hviezdy, ktorá je celkom úspešne prístupná teoretickému popisu a počítačovej simulácii.

Hviezdy vznikajú z oblakov plynu, ktoré sa za určitých okolností rozpadnú na samostatné „zhluky“, ktoré sa vplyvom vlastnej gravitácie ďalej stláčajú. Stláčaniu plynu vplyvom vlastnej gravitácie bráni stúpajúci tlak. Pri adiabatickej kompresii sa musí zvýšiť aj teplota – gravitačná väzbová energia sa uvoľňuje vo forme tepla. Pokiaľ je oblak redší, všetko teplo ľahko uniká sálaním, ale v hustom jadre kondenzácie je odvod tepla obtiažny a rýchlo sa zohreje. Zodpovedajúce zvýšenie tlaku spomaľuje stláčanie jadra a naďalej k nemu dochádza len vďaka plynu, ktorý naďalej dopadá na zrodenú hviezdu. S pribúdajúcou hmotou sa zvyšuje tlak a teplota v strede, až nakoniec tá dosiahne hodnotu 10 miliónov Kelvinov. V tom momente sa v strede hviezdy začnú jadrové reakcie premieňajúce vodík na hélium, ktoré udržiavajú stacionárny stav novovzniknutej hviezdy milióny, miliardy alebo desiatky miliárd rokov v závislosti od hmotnosti hviezdy.

Hviezda sa mení na obrovský termonukleárny reaktor, v ktorom vo všeobecnosti prebieha stabilne a stabilne rovnaká reakcia, ktorú sa človek naučil vykonávať iba v nekontrolovanej verzii - vo vodíkovej bombe. Teplo uvoľnené pri reakcii stabilizuje hviezdu, udržuje vnútorný tlak a zabraňuje jej ďalšiemu zmršťovaniu. Malý náhodný nárast reakcie hviezdu mierne „nafúkne“ a zodpovedajúci pokles hustoty vedie opäť k oslabeniu reakcie a stabilizácii procesu. Hviezda „horí“ takmer konštantným jasom.

Teplota a sila žiarenia hviezdy závisí od jej hmotnosti a závisí nelineárne. Zhruba povedané, s 10-násobným nárastom hmotnosti hviezdy sa výkon jej žiarenia zvyšuje 100-krát. Preto masívnejšie a teplejšie hviezdy spotrebúvajú svoje zásoby paliva oveľa rýchlejšie ako tie menej hmotné a žijú relatívne krátko. Spodná hranica hmotnosti hviezdy, pri ktorej je ešte možné dosiahnuť teploty dostatočné na spustenie termonukleárnych reakcií v strede, je približne 0,06 Slnka. Horná hranica je asi 70 hmotností Slnka. V súlade s tým najslabšie hviezdy svietia niekoľko stokrát slabšie ako Slnko a môžu tak svietiť sto miliárd rokov, oveľa dlhšie ako je doba existencie nášho vesmíru. Masívne horúce hviezdy môžu žiariť miliónkrát silnejšie ako Slnko a žiť len niekoľko miliónov rokov. Doba stabilnej existencie Slnka je približne 10 miliárd rokov a z tohto obdobia žije zatiaľ polovicu.

Stabilita hviezdy je narušená, keď značná časť vodíka v jej vnútri vyhorí. Vznikne héliové jadro zbavené vodíka a spaľovanie vodíka pokračuje v tenkej vrstve na jeho povrchu. Jadro sa zároveň zmršťuje, v strede jeho tlaku a teploty stúpa, zároveň sa naopak rozťahujú horné vrstvy hviezdy umiestnené nad vrstvou spaľovania vodíka. Priemer hviezdy sa zväčšuje a priemerná hustota klesá. V dôsledku zväčšenia plochy vyžarujúceho povrchu sa pomaly zvyšuje aj jeho celková svietivosť, hoci povrchová teplota hviezdy klesá. Hviezda sa mení na červeného obra. V určitom okamihu je teplota a tlak vo vnútri héliového jadra dostatočná na spustenie ďalších reakcií syntézy ťažších prvkov - uhlíka a kyslíka z hélia a v ďalšej fáze ešte ťažších. V hlbinách hviezdy môže vzniknúť veľa prvkov z vodíka a hélia. Periodický systém, ale len po prvky skupiny železa, ktorá má najvyššiu väzbovú energiu na časticu. Ťažšie prvky vznikajú pri iných vzácnejších procesoch, konkrétne pri výbuchoch supernov a čiastočne nových hviezd, a preto je ich v prírode málo.

Zaznamenali sme zaujímavú, na prvý pohľad paradoxnú okolnosť. Pokiaľ vodík horí v blízkosti stredu hviezdy, teplota tam nemôže stúpnuť na prah héliovej reakcie. Na to je potrebné, aby sa horenie zastavilo a jadro hviezdy začalo chladnúť! Chladiace jadro hviezdy sa sťahuje, pričom sa zvyšuje sila gravitačného poľa a uvoľňuje sa gravitačná energia, ktorá ohrieva látku. Pri zvýšenej intenzite poľa je potrebná vyššia teplota, aby tlak vydržal stlačenie a na zabezpečenie tejto teploty stačí gravitačná energia. Podobný paradox máme aj pri redukcii kozmická loď: aby sa preniesla na nižšiu obežnú dráhu, musí sa spomaliť, no zároveň sa ukáže, že je bližšie k Zemi, kde je gravitácia silnejšia a jej rýchlosť sa zvýši. Ochladzovanie zvyšuje teplotu a brzdenie zvyšuje rýchlosť! Príroda je plná takýchto zdanlivých paradoxov a zďaleka nie vždy sa dá dôverovať „zdravému rozumu“.

Po spustení spaľovania hélia je spotreba energie veľmi rýchlo, keďže energetický výťažok všetkých reakcií s ťažkými prvkami je oveľa nižší ako pri reakcii spaľovania vodíka a navyše sa výrazne zvyšuje celková svietivosť hviezdy v týchto štádiách. Ak vodík horí miliardy rokov, potom hélium milióny a všetky ostatné prvky nie dlhšie ako tisíce rokov. Keď všetky jadrové reakcie vo vnútri hviezdy vyhasnú, nič nemôže zabrániť jej gravitačnej kontrakcii a deje sa to katastrofálne rýchlo (ako sa hovorí, kolabuje). Horné vrstvy padajú smerom k stredu so zrýchlením voľného pádu (jeho hodnota prevyšuje zemské zrýchlenie o mnoho rádov kvôli neporovnateľnému rozdielu hmotnosti), pričom sa uvoľňuje obrovská gravitačná energia. Látka je stlačená. Časť z nej, prechádzajúca do nového stavu vysokej hustoty, tvorí pozostatok hviezdy a časť (zvyčajne veľká) je vymrštená do vesmíru vo forme odrazenej rázovej vlny veľkou rýchlosťou. Dochádza k výbuchu supernovy. (Kinetická energia rázovej vlny sa okrem gravitačnej energie podieľa aj na termonukleárnom dohorení časti vodíka zostávajúceho vo vonkajších vrstvách hviezdy, keď sa padajúci plyn stlačí v blízkosti jadra hviezdy – výbuch hviezdy vzniká grandiózna „vodíková bomba“).

V akom štádiu vývoja hviezdy sa kompresia zastaví a čo bude pozostatkom supernovy, všetky tieto možnosti závisia od jej hmotnosti. Ak je táto hmotnosť menšia ako 1,4 hmotnosti Slnka, bude to biely trpaslík, hviezda s hustotou 10 9 kg/m 3 , pomaly chladnúca bez vnútorných zdrojov energie. Tlak degenerovaného elektrónového plynu ho chráni pred ďalším stláčaním. S väčšou hmotnosťou (asi do 2,5 Slnka) vzniká neutrónová hviezda (ich existenciu predpovedal veľký sovietsky fyzik, laureát Nobelovej ceny Lev Landau) s hustotou približne rovnou hustote atómové jadro. neutrónové hviezdy boli objavené ako takzvané pulzary. S ešte väčšou počiatočnou hmotnosťou hviezdy vzniká čierna diera – nekontrolovateľne sa sťahujúci objekt, ktorý nemôže opustiť žiadny objekt, dokonca ani svetlo. Práve pri výbuchoch supernov dochádza k tvorbe prvkov ťažších ako železo, na čo sú potrebné extrémne husté prúdy vysokoenergetických častíc, aby boli zrážky viacerých častíc dostatočne pravdepodobné. Všetko hmotné na tomto svete je potomkami supernov, vrátane ľudí, keďže atómy, z ktorých sa skladáme, vznikli niekedy počas výbuchov supernov.

Hviezdy teda nie sú len silným zdrojom kvalitnej energie, ktorej rozptyl prispieva k vzniku zložitých štruktúr vrátane života, ale aj reaktory, v ktorých sa vyrába celá periodická tabuľka - potrebný materiál pre tieto štruktúry. Výbuch hviezdy, ktorá končí svoj život, vyvrhne do vesmíru obrovské množstvo rôznych prvkov ťažších ako vodík a hélium, ktoré sa zmiešajú s galaktickým plynom. Počas života vesmíru mnoho hviezd ukončilo svoj život. Všetky hviezdy ako Slnko a hmotnejšie, ktoré vznikli z primárneho plynu, už prešli svojou životnou dráhou. Takže teraz sú Slnko a podobné hviezdy hviezdami druhej generácie (a možno tretej), výrazne obohatené o ťažké prvky. Bez takéhoto obohatenia je nepravdepodobné, že by okolo nich mohli vzniknúť planéty. zemný typ a život.

Tu sú informácie o prevalencii niektorých chemických prvkov vo vesmíre:

Ako môžete vidieť z tejto tabuľky, vodík a hélium sú v súčasnosti prevládajúcimi chemickými prvkami (každý takmer 75 % a 25 %). Relatívne nízky obsah ťažkých prvkov sa však ukázal ako dostatočný na vznik života (aspoň na jednom z ostrovov Vesmíru v blízkosti „obyčajnej“ hviezdy Slnka – žltého trpaslíka). Okrem toho, čo sme už spomenuli, musíme pamätať na to, že v otvorenom priestore je kozmické žiarenie, čo sú v skutočnosti prúdy elementárnych častíc, predovšetkým elektrónov a protónov rôznych energií. V niektorých oblastiach medzihviezdneho priestoru sú lokálne oblasti so zvýšenou koncentráciou medzihviezdnej hmoty, nazývané medzihviezdne oblaky. Na rozdiel od plazmového zloženia hviezdy už hmota medzihviezdnych oblakov obsahuje (dokazujú to početné astronomické pozorovania) molekuly a molekulárne ióny. Napríklad boli objavené medzihviezdne oblaky molekulárneho vodíka H 2 a v absorpčnom spektre sú veľmi často prítomné zlúčeniny ako hydroxylový ión OH, molekuly CO, molekuly vody atď. je viac ako sto. Pod vplyvom vonkajšieho žiarenia a bez neho, rôzne chemické reakcie, často také, ktoré je nemožné realizovať na Zemi kvôli špeciálnym podmienkam v medzihviezdnom médiu. Pravdepodobne asi pred 5 miliardami rokov, keď náš slnečná sústava, primárnym materiálom pri tvorbe planét boli rovnaké jednoduché molekuly, ktoré teraz pozorujeme v iných medzihviezdnych oblakoch. Inými slovami, proces chemickej evolúcie, ktorý sa začal v medzihviezdnom oblaku, potom pokračoval na planétach. Aj keď niektoré medzihviezdne oblaky sú teraz dosť zložité organické molekuly Chemická evolúcia pravdepodobne viedla k objaveniu sa „živej“ hmoty (tj buniek s mechanizmami samoorganizácie a dedičnosti) iba na planétach. Je veľmi ťažké predstaviť si organizáciu života v objeme medzihviezdnych oblakov.

Planetárna chemická evolúcia.

Zvážte proces chemickej evolúcie na Zemi. Primárna atmosféra Zeme obsahovala najmä najjednoduchšie zlúčeniny vodíka H 2, H 2 O, NH 3, CH 4. Atmosféra bola navyše bohatá na inertné plyny, predovšetkým hélium a neón. V súčasnosti je množstvo vzácnych plynov na Zemi zanedbateľné, čo znamená, že kedysi disonovali do medziplanetárneho priestoru. Naša moderná atmosféra je druhoradého pôvodu. Prvýkrát chemické zloženie atmosféra sa len málo líšila od primárnej. Po vzniku hydrosféry amoniak NH 3 z atmosféry prakticky vymizol, rozpustil sa vo vode, atómový a molekulárny vodík unikol do medziplanetárneho priestoru, atmosféra bola nasýtená najmä dusíkom N. K saturácii atmosféry kyslíkom dochádzalo postupne, najskôr v dôsledku k disociácii molekúl vody ultrafialovým žiarením Slnka, potom a hlavne prostredníctvom rastlinnej fotosyntézy.

Je možné, že niektoré organickej hmoty bol prinesený na Zem počas pádu meteoritov a možno aj komét. Napríklad kométy obsahujú zlúčeniny ako N, NH 3, CH 4 atď. Je známe, že vek zemská kôra približne 4,5 miliardy rokov. Existujú aj geologické a geochemické údaje, ktoré naznačujú, že už pred 3,5 miliardami rokov bola zemská atmosféra bohatá na kyslík. Primárna atmosféra Zeme teda existovala nie viac ako 1 miliardu rokov a život vznikol pravdepodobne ešte skôr.

Teraz sa nazhromaždil významný experimentálny materiál, ktorý ilustruje, ako to je jednoduché látky, pretože voda, metán, amoniak, oxid uhoľnatý, amónne a fosfátové zlúčeniny sa premieňajú na vysoko organizované štruktúry, ktoré sú stavebnými kameňmi bunky. Americkí vedci Kelvin, Miller a Urey uskutočnili sériu experimentov, v dôsledku ktorých sa ukázalo, ako môžu aminokyseliny vzniknúť v primárnej atmosfére. Vedci vytvorili zmes plynov – metánu CH 4, molekulárneho vodíka H 2, amoniaku NH 3 a vodnej pary H 2 O, simulujúcu zloženie primárnej atmosféry Zeme. Cez túto zmes prechádzali elektrické výboje, v dôsledku čoho sa v počiatočnej zmesi plynov našli glycín, alanín a ďalšie aminokyseliny. Pravdepodobne Slnko výrazne ovplyvňovalo chemické reakcie v primárnej atmosfére Zeme svojím ultrafialovým žiarením, ktoré sa v atmosfére neudržalo kvôli absencii ozónu.

Nielen elektrické výboje a ultrafialové žiarenie zo Slnka, ale aj vulkanické teplo, rázové vlny, rádioaktívny rozpad draslíka K (podiel energie rozpadu draslíka asi pred 3 miliardami rokov na Zemi bol druhý, po energii ultrafialového žiarenia Slnka) mal dôležitú úlohu v chemickej evolúcii. Napríklad plyny uvoľňované z primárnych sopiek (O 2, CO, N 2, H 2 O, H 2, S, H 2 S, CH 4, SO 2), keď sú vystavené rôznym druhom energie, reagujú za vzniku rôzne malé Organické zlúčeniny, typ: kyanovodík HCN, kyselina mravčia HCO 2 H, kyselina octová H 3 CO 2 H, glycín H 2 NCH 2 CO 2 H, atď. Neskôr opäť, keď sú vystavené rôznym druhom energie, malé organické zlúčeniny reagujú za vzniku zložitejších organických zlúčenín: aminokyseliny

Na Zemi teda existovali podmienky na vznik zložitých organických zlúčenín potrebných na vytvorenie bunky.

V súčasnosti ešte neexistuje jediný logicky konzistentný obraz, keďže z primárnej „superkvapky hmoty“ nazývanej Vesmír po r. veľký tresk objavil sa život. Ale už veľa prvkov tohto obrazu si vedci predstavujú a veria, že tak sa všetko naozaj stalo. Jedným z prvkov tohto jednotného obrazu evolúcie je chemická evolúcia. Chemická evolúcia je možno jedným z argumentovaných prvkov jednotného obrazu evolúcie, už len preto, že umožňuje experimentálne modelovanie chemických procesov (čo sa napríklad nedá robiť s ohľadom na podmienky podobné tým, ktoré sú blízko „veľkého tresku“). . Chemický vývoj možno vysledovať až k základným stavebným kameňom živej hmoty: aminokyselinám, nukleovým kyselinám.

Proces tvorby chemických prvkov vo vesmíre je neoddeliteľne spojený s vývojom vesmíru. S procesmi prebiehajúcimi v blízkosti „Veľkého tresku“ sme sa už oboznámili, poznáme niektoré detaily procesov, ktoré prebiehali v „prapolievke“ elementárnych častíc. Prvé atómy chemických prvkov, ktoré sú na začiatku tabuľky D. I. Mendelejeva (vodík, deutérium, hélium), začali vo Vesmíre vznikať ešte pred objavením sa prvej generácie hviezd. Bolo to vo hviezdach, ich hĺbkach, opäť sa zahriali (po veľkom tresku začala teplota vesmíru rýchlo klesať) na miliardy stupňov a vznikli jadrá chemických prvkov po héliu. Vzhľadom na dôležitosť hviezd ako zdrojov, generátorov chemických prvkov, uvažujme o niektorých štádiách hviezdneho vývoja. Bez pochopenia mechanizmov vzniku hviezd a vývoja hviezd si nemožno predstaviť proces vzniku ťažkých prvkov, bez ktorých by v konečnom dôsledku život nevznikol. Bez hviezd vo vesmíre by navždy existovala vodíkovo-héliová plazma, v ktorej je organizácia života zjavne nemožná (pri súčasnej úrovni chápania tohto javu).

Predtým sme zaznamenali tri pozorovacie fakty alebo testy modernej kozmológie, ktoré sa rozprestierajú na stovkách parsekov, teraz poukazujeme na štvrtý - prevalenciu ľahkých chemických prvkov vo vesmíre. Treba zdôrazniť, že vznik svetelných prvkov v prvých troch minútach a ich množstvo v modernom vesmíre prvýkrát vypočítala v roku 1946 medzinárodná trojica vynikajúcich vedcov: Američan Alpher, Nemec Hans Bethe a Rus Georgy Gamow. Odvtedy atómoví a jadroví fyzici opakovane vypočítali vznik svetelných prvkov v ranom vesmíre a ich množstvo dnes. Dá sa tvrdiť, že štandardný model nukleosyntézy je dobre podporený pozorovaniami.

Stabilita hviezdy je narušená, keď značná časť vodíka v jej vnútri vyhorí. Vznikne héliové jadro zbavené vodíka a spaľovanie vodíka pokračuje v tenkej vrstve na jeho povrchu. Jadro sa zároveň zmršťuje, v strede jeho tlaku a teploty stúpa, zároveň sa naopak rozťahujú horné vrstvy hviezdy umiestnené nad vrstvou spaľovania vodíka. Priemer hviezdy sa zväčšuje a priemerná hustota klesá. V dôsledku zväčšenia plochy vyžarujúceho povrchu sa pomaly zvyšuje aj jeho celková svietivosť, hoci povrchová teplota hviezdy klesá. Hviezda sa mení na červeného obra. V určitom okamihu sú teplota a tlak vo vnútri héliového jadra dostatočné na spustenie ďalších reakcií na syntézu ťažších prvkov – uhlíka a kyslíka z hélia, a v ďalšom štádiu ešte ťažších. Vo vnútri hviezdy môže z vodíka a hélia vzniknúť veľa prvkov periodickej tabuľky, ale len po prvky skupiny železa, ktorá má najväčšiu väzbovú energiu na časticu. Ťažšie prvky vznikajú pri iných vzácnejších procesoch, konkrétne pri výbuchoch supernov a čiastočne nových hviezd, a preto je ich v prírode málo.

Zaznamenali sme zaujímavú, na prvý pohľad paradoxnú okolnosť. Pokiaľ vodík horí v blízkosti stredu hviezdy, teplota tam nemôže stúpnuť na prah héliovej reakcie. Na to je potrebné, aby sa horenie zastavilo a jadro hviezdy začalo chladnúť! Chladiace jadro hviezdy sa sťahuje, pričom sa zvyšuje sila gravitačného poľa a uvoľňuje sa gravitačná energia, ktorá ohrieva látku. Pri zvýšenej intenzite poľa je potrebná vyššia teplota, aby tlak vydržal stlačenie a na zabezpečenie tejto teploty stačí gravitačná energia. Podobný paradox máme aj pri zostupe kozmickej lode: aby sa preniesla na nižšiu obežnú dráhu, musí sa spomaliť, no zároveň sa ukáže, že je bližšie k Zemi, kde je gravitácia silnejšia a jej rýchlosť bude zvýšiť. Ochladzovanie zvyšuje teplotu a brzdenie zvyšuje rýchlosť! Príroda je plná takýchto zdanlivých paradoxov a zďaleka nie vždy sa dá dôverovať „zdravému rozumu“.

Po spustení spaľovania hélia napreduje spotreba energie veľmi rýchlo, pretože energetický výťažok všetkých reakcií s ťažkými prvkami je oveľa nižší ako pri reakcii spaľovania vodíka a navyše sa výrazne zvyšuje celková svietivosť hviezdy v týchto štádiách. Ak vodík horí miliardy rokov, potom hélium horí milióny a všetky ostatné prvky - nie viac ako tisíce rokov. Keď všetky jadrové reakcie vo vnútri hviezdy vyhasnú, nič nemôže zabrániť jej gravitačnej kontrakcii a deje sa to katastrofálne rýchlo (ako sa hovorí, kolabuje). Horné vrstvy padajú smerom k stredu so zrýchlením voľného pádu (jeho hodnota prevyšuje zemské zrýchlenie o mnoho rádov kvôli neporovnateľnému rozdielu hmotnosti), pričom sa uvoľňuje obrovská gravitačná energia. Látka je stlačená. Časť z nej, prechádzajúca do nového stavu vysokej hustoty, tvorí pozostatok hviezdy a časť (zvyčajne veľká) je vymrštená do vesmíru vo forme odrazenej rázovej vlny veľkou rýchlosťou. Dochádza k výbuchu supernovy. (Kinetická energia rázovej vlny sa okrem gravitačnej energie podieľa aj na termonukleárnom dohorení časti vodíka zostávajúceho vo vonkajších vrstvách hviezdy, keď sa padajúci plyn stlačí v blízkosti jadra hviezdy – výbuch hviezdy vzniká grandiózna „vodíková bomba“).

V akom štádiu vývoja hviezdy sa kompresia zastaví a čo bude pozostatkom supernovy, všetky tieto možnosti závisia od jej hmotnosti. Ak je táto hmotnosť menšia ako 1,4 hmotnosti Slnka, bude to biely trpaslík, hviezda s hustotou 10 9 kg/m 3 , pomaly chladnúca bez vnútorných zdrojov energie. Tlak degenerovaného elektrónového plynu ho chráni pred ďalším stláčaním. S väčšou hmotnosťou (asi do 2,5 slnečnej) vzniká neutrónová hviezda (ich existenciu predpovedal veľký sovietsky fyzik, nositeľ Nobelovej ceny Lev Landau) s hustotou približne rovnou hustote atómového jadra. Neutrónové hviezdy boli objavené ako takzvané pulzary. S ešte väčšou počiatočnou hmotnosťou hviezdy vzniká čierna diera – nekontrolovateľne sa sťahujúci objekt, ktorý nemôže opustiť žiadny objekt, dokonca ani svetlo. Práve pri výbuchoch supernov dochádza k tvorbe prvkov ťažších ako železo, na čo sú potrebné extrémne husté prúdy vysokoenergetických častíc, aby boli zrážky viacerých častíc dostatočne pravdepodobné. Všetko hmotné na tomto svete je potomkami supernov, vrátane ľudí, keďže atómy, z ktorých sa skladáme, vznikli niekedy počas výbuchov supernov.

Hviezdy teda nie sú len silným zdrojom kvalitnej energie, ktorej rozptyl prispieva k vzniku zložitých štruktúr vrátane života, ale aj reaktory, v ktorých sa vyrába celá periodická tabuľka - potrebný materiál pre tieto štruktúry. Výbuch hviezdy, ktorá končí svoj život, vyvrhne do vesmíru obrovské množstvo rôznych prvkov ťažších ako vodík a hélium, ktoré sa zmiešajú s galaktickým plynom. Počas života vesmíru mnoho hviezd ukončilo svoj život. Všetky hviezdy ako Slnko a hmotnejšie, ktoré vznikli z primárneho plynu, už prešli svojou životnou dráhou. Takže teraz sú Slnko a podobné hviezdy hviezdami druhej generácie (a možno tretej), výrazne obohatené o ťažké prvky. Bez takéhoto obohatenia by v ich blízkosti sotva mohli vzniknúť planéty zemského typu a život.

Tu sú informácie o prevalencii niektorých chemických prvkov vo vesmíre:

Ako môžete vidieť z tejto tabuľky, vodík a hélium sú v súčasnosti prevládajúcimi chemickými prvkami (každý takmer 75 % a 25 %). Relatívne nízky obsah ťažkých prvkov sa však ukázal ako dostatočný na vznik života (aspoň na jednom z ostrovov Vesmíru v blízkosti „obyčajnej“ hviezdy Slnka – žltého trpaslíka). Okrem toho, čo sme už spomenuli, musíme pamätať na to, že v otvorenom priestore je kozmické žiarenie, čo sú v skutočnosti prúdy elementárnych častíc, predovšetkým elektrónov a protónov rôznych energií. V niektorých oblastiach medzihviezdneho priestoru sú lokálne oblasti so zvýšenou koncentráciou medzihviezdnej hmoty, nazývané medzihviezdne oblaky. Na rozdiel od plazmového zloženia hviezdy už hmota medzihviezdnych oblakov obsahuje (dokazujú to početné astronomické pozorovania) molekuly a molekulárne ióny. Napríklad boli objavené medzihviezdne oblaky molekulárneho vodíka H 2 a v absorpčnom spektre sú veľmi často prítomné zlúčeniny ako hydroxylový ión OH, molekuly CO, molekuly vody atď. je viac ako sto. Vplyvom vonkajšieho ožiarenia a bez neho dochádza v oblakoch k rôznym chemickým reakciám, často k takým, ktoré nie je možné na Zemi uskutočniť kvôli špeciálnym podmienkam v medzihviezdnom prostredí. Pravdepodobne asi pred 5 miliardami rokov, keď sa formovala naša slnečná sústava, boli primárnym materiálom pri formovaní planét rovnaké jednoduché molekuly, aké teraz pozorujeme v iných medzihviezdnych oblakoch. Inými slovami, proces chemickej evolúcie, ktorý sa začal v medzihviezdnom oblaku, potom pokračoval na planétach. Aj keď sa v súčasnosti v niektorých medzihviezdnych oblakoch našli pomerne zložité organické molekuly, je pravdepodobné, že chemická evolúcia viedla k objaveniu sa „živej“ hmoty (teda buniek s mechanizmami samoorganizácie a dedičnosti) len na planétach. Je veľmi ťažké predstaviť si organizáciu života v objeme medzihviezdnych oblakov.

Planetárna chemická evolúcia

Zvážte proces chemickej evolúcie na Zemi. Primárna atmosféra Zeme obsahovala najmä najjednoduchšie zlúčeniny vodíka H 2, H 2 O, NH 3, CH 4. Atmosféra bola navyše bohatá na inertné plyny, predovšetkým hélium a neón. V súčasnosti je množstvo vzácnych plynov na Zemi zanedbateľné, čo znamená, že kedysi disonovali do medziplanetárneho priestoru. Naša moderná atmosféra je druhoradého pôvodu. Chemické zloženie atmosféry sa spočiatku len málo líšilo od primárneho. Po vzniku hydrosféry amoniak NH 3 z atmosféry prakticky vymizol, rozpustil sa vo vode, atómový a molekulárny vodík unikol do medziplanetárneho priestoru, atmosféra bola nasýtená najmä dusíkom N. K saturácii atmosféry kyslíkom dochádzalo postupne, najskôr v dôsledku k disociácii molekúl vody ultrafialovým žiarením Slnka, potom a hlavne prostredníctvom rastlinnej fotosyntézy.

Je možné, že určité množstvo organickej hmoty bolo prinesené na Zem počas pádu meteoritov a možno aj komét. Napríklad kométy obsahujú zlúčeniny ako N, NH 3, CH 4 a iné.. Je známe, že vek zemskej kôry je približne 4,5 miliardy rokov. Existujú aj geologické a geochemické údaje, ktoré naznačujú, že už pred 3,5 miliardami rokov bola zemská atmosféra bohatá na kyslík. Primárna atmosféra Zeme teda existovala nie viac ako 1 miliardu rokov a život vznikol pravdepodobne ešte skôr.

V súčasnosti sa nahromadil významný experimentálny materiál, ktorý ilustruje, ako sa také jednoduché látky ako voda, metán, amoniak, oxid uhoľnatý, amónne a fosfátové zlúčeniny premieňajú na vysoko organizované štruktúry, ktoré sú stavebnými kameňmi bunky. Americkí vedci Kelvin, Miller a Urey uskutočnili sériu experimentov, v dôsledku ktorých sa ukázalo, ako môžu aminokyseliny vzniknúť v primárnej atmosfére. Vedci vytvorili zmes plynov – metánu CH 4, molekulárneho vodíka H 2, amoniaku NH 3 a vodnej pary H 2 O, simulujúcu zloženie primárnej atmosféry Zeme. Cez túto zmes prechádzali elektrické výboje, v dôsledku čoho sa v počiatočnej zmesi plynov našli glycín, alanín a ďalšie aminokyseliny. Pravdepodobne Slnko výrazne ovplyvňovalo chemické reakcie v primárnej atmosfére Zeme svojím ultrafialovým žiarením, ktoré sa v atmosfére neudržalo kvôli absencii ozónu.

Nielen elektrické výboje a ultrafialové žiarenie zo Slnka, ale aj vulkanické teplo, rázové vlny, rádioaktívny rozpad draslíka K (podiel energie rozpadu draslíka asi pred 3 miliardami rokov na Zemi bol druhý, po energii ultrafialového žiarenia Slnka) mal dôležitú úlohu v chemickej evolúcii. Napríklad plyny uvoľňované z primárnych sopiek (O 2, CO, N 2, H 2 O, H 2, S, H 2 S, CH 4, SO 2), keď sú vystavené rôznym druhom energie, reagujú za vzniku rôzne drobné organické zlúčeniny, druhy: kyanovodík HCN, kyselina mravčia HCO 2 H, kyselina octová H 3 CO 2 H, glycín H 2 NCH 2 CO 2 H, atď. Neskôr opäť pri vystavení rôznym druhom energie malé organické zlúčeniny reagovať za vzniku zložitejších organických zlúčenín: aminokyselín.

Na Zemi teda existovali podmienky na vznik zložitých organických zlúčenín potrebných na vytvorenie bunky.

V súčasnosti stále neexistuje jediný logicky konzistentný obraz o tom, ako život vznikol z primárnej „superkvapky hmoty“ nazývanej vesmír po Veľkom tresku. Ale už veľa prvkov tohto obrazu si vedci predstavujú a veria, že tak sa všetko naozaj stalo. Jedným z prvkov tohto jednotného obrazu evolúcie je chemická evolúcia. Chemická evolúcia je možno jedným z argumentovaných prvkov jednotného obrazu evolúcie, už len preto, že umožňuje experimentálne modelovanie chemických procesov (čo sa napríklad nedá robiť s ohľadom na podmienky podobné tým, ktoré sú blízko „veľkého tresku“). . Chemický vývoj možno vysledovať až k základným stavebným kameňom živej hmoty: aminokyselinám, nukleovým kyselinám.