Dom

Kosmochemia: co to jest? Chemia w kosmosie Źródła powstawania pierwiastków chemicznych w kosmosie

Bovyka Valentina Evgenievna

Ściągnij:

Zapowiedź:

Miejska budżetowa instytucja edukacyjna

gimnazjum nr 20 w Krasnodaru

Rozmieszczenie pierwiastków chemicznych na Ziemi iw kosmosie. Powstawanie pierwiastków chemicznych w procesie pierwotnej nukleosyntezy i we wnętrzach gwiazd.

Streszczenie fizyki

Wykonane przez ucznia:

10 klasa „B” MBOU gimnazjum nr 20 w Krasnodar

Bovyka Valentina

Nauczyciel:

Skrylewa Zinaida Władimirowna

Krasnodar

2016

Chemia przestrzeni, która bada chemię przestrzeni.
Niektóre terminy.
Skład chemiczny planet Układu Słonecznego i Księżyca.
Skład chemiczny komet, meteorytów.
pierwotna nukleosynteza.
Inne procesy chemiczne we wszechświecie.
Gwiazdy.
ośrodek międzygwiezdny
Lista wykorzystanych zasobów

Chemia kosmiczna. Czym zajmuje się chemia kosmiczna?

Przedmiotem badań chemii kosmosu jest skład chemiczny ciał kosmicznych (planet, gwiazd, komet itp.), przestrzeni międzygwiazdowej, a także procesów chemicznych zachodzących w kosmosie.

Chemia kosmosu zajmuje się głównie procesami zachodzącymi podczas interakcji atomowo-molekularnej substancji, a fizyka zajmuje się nukleosyntezą wewnątrz gwiazd.

Niektóre terminy

Dla ułatwienia percepcji poniższego materiału potrzebny jest słowniczek pojęć.

Gwiazdy - świetliste, masywne kule gazowe, w których wnętrznościach zachodzą reakcje syntezy pierwiastków chemicznych.

Planeta - ciała niebieskie, które krążą po orbitach wokół gwiazd lub ich pozostałości.

Komety - ciała kosmiczne, które składają się z zamrożonych gazów, pyłu.

meteoryty - małe ciała kosmiczne spadające na Ziemię z przestrzeni międzyplanetarnej.

Meteory - zjawiska w postaci smugi świetlnej, która jest spowodowana uderzeniem meteoroidu w ziemską atmosferę.

ośrodek międzygwiezdny- materia rozrzedzona, promieniowanie elektromagnetyczne i pole magnetyczne wypełniające przestrzeń między gwiazdami.

Główne składniki materii międzygwiazdowej: gaz, pył, promienie kosmiczne.

Nukleosynteza - proces powstawania zarodków pierwiastków chemicznych (cięższych od wodoru) w trakcie reakcji syntezy jądrowej.

Skład chemiczny planet Układu Słonecznego i Księżyca

Planety Układu Słonecznego to ciała niebieskie krążące wokół gwiazdy zwanej Słońcem.

Układ Słoneczny składa się z 8 planet: Merkurego, Wenus, Ziemi, Marsa, Jowisza, Saturna, Urana, Neptuna.

Rozważmy każdą planetę osobno.

Rtęć

Najbliższa Słońcu planeta w Układzie Słonecznym, najmniejsza planeta. Średnica Merkurego wynosi około 4870 km.

Skład chemiczny

Jądro planety jest żelazne, ferromagnetyczne. Zawartość żelaza = 58%

Atmosfera, według jednego z danych, składa się głównie z azotu (N 2 ) zmieszany z dwutlenkiem węgla (CO 2 ), według innych - z helu (He), neonu (Ne) i argonu (Ar).

Wenus

Druga planeta w Układzie Słonecznym. Średnica 6000 km.

Skład chemiczny

Rdzeń to żelazo, płaszcz zawiera krzemiany, węglany.

Atmosfera składa się z 97% dwutlenku węgla (CO 2 ), reszta to azot (N 2), woda (H2O) i tlen (O2).

Ziemia

Trzecia planeta Układu Słonecznego, jedyna planeta Układu Słonecznego z najkorzystniejszymi warunkami do życia. Średnica wynosi około 12 500 km.

Skład chemiczny

Żelazny rdzeń. Skorupa ziemska zawiera tlen O 2 (49%), krzem Si (26%), glin Al (4,5%) oraz inne pierwiastki chemiczne. Atmosfera to 78% azotu (N 2 ), 21% z tlenu (O 2 ) i 0,03% z dwutlenku węgla (CO 2 ), reszta to gazy obojętne, para wodna i zanieczyszczenia. Hydrosfera składa się głównie z tlenu O 2 (85,82%), wodór H 2 (10,75%) i inne elementy. Wszystkie żywe istoty zawierają węgiel (C).

Mars

Mars to czwarta planeta w Układzie Słonecznym. Średnica około 7000 km

Skład chemiczny

Żelazny rdzeń. Skorupa planety zawiera tlenki żelaza i krzemiany.

Jowisz

Jowisz to piąta planeta od Słońca. Największa planeta w Układzie Słonecznym. Średnica ponad 140 000 km.

Skład chemiczny

Rdzeń to sprężony wodór (H 2 ) i hel (He). Atmosfera zawiera wodór (H 2) metan (CH 4 ), hel (He), amoniak (NH 3 ).

Saturn

Saturn to szósta planeta od Słońca. Ma średnicę około 120 000 km.

Skład chemiczny

Brak danych na temat jądra i skorupy ziemskiej. Atmosfera składa się z tych samych gazów co atmosfera Jowisza.

Uran i Neptun

Uran i Neptun to odpowiednio siódma i ósma planeta. Obie planety mają przybliżoną średnicę 50 000 km.

Skład chemiczny

Brak danych na temat rdzenia i kory. Atmosferę tworzy metan (CH 4 ), hel (He), wodór (H 2 ).

Księżyc

Księżyc jest satelitą Ziemi, jej bazą surowcową. Ziemia księżycowa nazywana jest regolitem, składa się z tlenku krzemu (IV), tlenku glinu i tlenków innych metali, dużo uranu, nie ma wody.

Skład chemiczny komet, meteorytów

meteoryty

Meteoryty to żelazo, żelazo-kamień i kamień. Najczęściej na Ziemię spadają kamienne meteoryty. Średnio, według obliczeń, na każdy meteoryt żelazny przypada 16 kamiennych.

Skład chemiczny meteorytów żelaznych to 90% żelaza (Fe), 8,5% niklu (Ni), 0,6% kobaltu (Co) i 0,01% krzemu (Si).

Meteoryty kamieniste składają się głównie z tlenu (0 2 ) (41%) i krzem (Si) (21%).

Komety

Komety to ciała stałe otoczone powłoką gazu. Rdzeń składa się z zamrożonego metanu (CH 4) i amoniaku (NH 3 ) z zanieczyszczeniami mineralnymi. W kometach gazowych znaleziono różne rodniki i jony. Ostatnie obserwacje poczyniono na komecie Hale-Bopp, która obejmowała siarkowodór, wodę, ciężką wodę, dwutlenek siarki, formaldehyd, metanol, kwas mrówkowy, cyjanowodór, metan, acetylen, etan, zastępcę i inne związki.

Pierwotna nukleosynteza

Aby rozważyć pierwotną nukleosyntezę, przejdźmy do tabeli.

wiek wszechświata	Temperatura, K	Stan i skład materii
0,01 sekundy	10 11	neutrony, protony, elektrony, pozytony w równowadze termicznej. Liczby n i p są takie same.
0,1 sekundy	3*10 10	Cząstki są takie same, ale stosunek liczby protonów do liczby neutronów wynosi 3:5
	10 10	elektrony i pozytony anihilują, p:n =3:1
13,8 sekundy	3*10 9	Zaczynają się tworzyć jądra deuteru D i helu 4 Nie, elektrony i pozytony znikają, są wolne protony i neutrony.
35 minut	3*10 8	Ustawia liczbę D i Not w stosunku do liczby p i n 4 He:H + (24-25% wagowo)
7*10 5 lat	3*10 3	Energia chemiczna wystarcza do utworzenia stabilnych neutralnych atomów. Wszechświat jest przezroczysty dla promieniowania. Materia dominuje w promieniowaniu.

Istota pierwotnej nukleosyntezy sprowadza się do tworzenia jąder deuteru z nukleonów, z jąder deuteru i nukleonów - jąder helu o liczbie masowej 3 i trytu oraz z jąder 3 Nie, 3 H i nukleony - jądra 4 Nie.

Inne procesy chemiczne we wszechświecie

W wysokich temperaturach (w przestrzeni okołogwiazdowej temperatura może sięgać kilku tysięcy stopni) wszystkie chemikalia zaczynają rozkładać się na składniki - rodniki (CH 3 od 2 , CH itp.) i atomów (H, O itp.)

Gwiazdy

Gwiazdy różnią się masą, rozmiarem, temperaturą, jasnością.

Zewnętrzne warstwy gwiazd składają się głównie z wodoru, a także helu, tlenu i innych pierwiastków (C, P, N, Ar, F, Mg itp.)

Gwiazdy podkarłów składają się z cięższych pierwiastków: kobaltu, skandu, tytanu, manganu, niklu itp.

W atmosferze gwiazd olbrzymów można znaleźć nie tylko atomy pierwiastków chemicznych, ale także cząsteczki ogniotrwałych tlenków (np. tytanu i cyrkonu), a także niektóre rodniki: CN, CO, C 2

Skład chemiczny gwiazd badany jest metodą spektroskopową. Tak więc na Słońcu znaleziono żelazo, wodór, wapń i sód. Hel został po raz pierwszy znaleziony na Słońcu, a później w atmosferze planety Ziemia. Obecnie w widmach Słońca i innych ciał niebieskich znaleziono 72 pierwiastki, wszystkie te pierwiastki zostały również znalezione na Ziemi.

Źródłem energii gwiazd są reakcje syntezy termojądrowej.

Na pierwszym etapie życia gwiazdy wodór w jej wnętrzu zamienia się w hel.

4 1 godz → 4 godz

Hel zamienia się następnie w węgiel i tlen

3 4 He → 12 C

4 4 On → 16 O

W kolejnym etapie paliwem jest węgiel i tlen, w procesach alfa elementy neonu przekształcają się w żelazo. Dalsze reakcje wychwytywania naładowanych cząstek są endotermiczne, więc nukleosynteza ustaje. Z powodu zatrzymania reakcji termojądrowych równowaga rdzenia żelaznego zostaje zakłócona, rozpoczyna się kompresja grawitacyjna, której część energii jest zużywana na rozpad rdzenia żelaznego na cząstki α i neutrony. Proces ten nazywany jest zawaleniem grawitacyjnym i trwa około 1 sekundy. W wyniku gwałtownego wzrostu temperatury w powłoce gwiazdy zachodzą termojądrowe reakcje spalania wodoru, helu, węgla i tlenu. Uwalniana jest ogromna ilość energii, która prowadzi do eksplozji i ekspansji materii gwiazdy. Zjawisko to nazywa się supernową. Podczas wybuchu supernowej uwalniana jest energia, która nadaje cząstkom duże przyspieszenie, strumienie neutronów bombardują jądra pierwiastków, które powstały wcześniej. W procesie wychwytywania neutronów, po którym następuje promieniowanie β, syntetyzowane są jądra pierwiastków cięższych od żelaza. Tylko najbardziej masywne gwiazdy osiągają ten etap.

Podczas kolapsu z protonów i elektronów powstają neutrony według schematu:

1 1 p + -1 0 e → 1 0 n + v

Powstaje gwiazda neutronowa.

Jądro supernowej może zamienić się w pulsar - rdzeń, który wiruje z okresem ułamka sekundy i emituje promieniowanie elektromagnetyczne. Jego pole magnetyczne osiąga kolosalne rozmiary.

Możliwe też, że większość pocisku pokona siłę wybuchu i spadnie na rdzeń. Otrzymując dodatkową masę, gwiazda neutronowa zaczyna się kurczyć, tworząc „czarną dziurę”.

ośrodek międzygwiezdny

Ośrodek międzygwiazdowy składa się z gazu, pyłu, pól magnetycznych i promieni kosmicznych. Absorpcja promieniowania gwiezdnego następuje z powodu gazu i pyłu. Pył ośrodka międzygwiazdowego ma temperaturę 100-10 K, temperatura gazu międzygwiazdowego może wahać się od 10 do 10 7 K i zależy od gęstości i źródeł ciepła. Gaz międzygwiazdowy może być obojętny lub zjonizowany (H 20 , H 0 , H + , e - , He 0 ).

Pierwszy związek chemiczny w kosmosie odkryto w 1937 roku za pomocą spektroskopii. Związek ten był rodnikiem CH, kilka lat później odkryto cyjan CN, aw 1963 odkryto hydroksyl OH.

Za pomocą fal radiowych i promieniowania podczerwonego w spektroskopii stało się możliwe badanie „zimnych” obszarów przestrzeni kosmicznej. Najpierw znaleziono substancje nieorganiczne: wodę, amoniak, tlenek węgla, siarkowodór, a następnie organiczne: formaldehyd, kwas mrówkowy, kwas octowy, aldehyd octowy i alkohol mrówkowy. Alkohol etylowy został znaleziony w kosmosie w 1974 roku. Następnie japońscy naukowcy odkryli metyloaminę CH 3-NH2.

W przestrzeni międzygwiazdowej poruszają się strumienie jąder atomowych - promienie kosmiczne. Około 92% tych jąder to jądra wodoru, 6% to hel, a 1% to jądra cięższych pierwiastków. Uważa się, że promienie kosmiczne są wytwarzane przez wybuchy supernowych.

Przestrzeń pomiędzy ciałami kosmicznymi wypełniona jest gazem międzygwiazdowym. Składa się z atomów, jonów i rodników, a także z pyłu. Istnienie takich cząstek jak: CN, CH, OH, CS, H 2 O, CO, COS, SiO, HCN, HCOOH, CH 3OH i inne.

Zderzenie cząstek promieniowania kosmicznego, wiatru słonecznego i gazu międzygwiazdowego prowadzi do powstania różnych cząstek, w tym organicznych.

Gdy protony zderzają się z atomami węgla, powstają węglowodory. Hydroksyl OH powstaje z krzemianów, węglanów i różnych tlenków.

Pod wpływem promieni kosmicznych w atmosferze ziemskiej powstają takie izotopy jak: węgiel o liczbie masowej 14 14 C, beryl, którego liczba masowa wynosi 10 10 Be i chlor o liczbie masowej 36 36kl.

Izotop węgla o liczbie masowej 14 gromadzi się w roślinach, koralowcach i stalaktytach. Izotop berylu o liczbie masowej 10 - w osadach dennych mórz i oceanów, lód polarny.

Oddziaływanie promieniowania kosmicznego z jądrami ziemskich atomów dostarcza informacji o procesach zachodzących w przestrzeni. Zagadnieniem tym zajmuje się współczesna nauka - eksperymentalna paleoastrofizyka.

Na przykład protony promieniowania kosmicznego, zderzając się z cząsteczkami azotu w powietrzu, rozbijają cząsteczkę na atomy i zachodzi reakcja jądrowa:

7 14 N + 1 1 H→2 2 4 He + 4 7 Be

W wyniku tej reakcji powstaje radioaktywny izotop berylu.

W momencie zderzenia z atomami atmosferycznymi proton wybija neutrony z tych atomów, te neutrony oddziałują z atomami azotu, co prowadzi do powstania izotopu wodoru o liczbie masowej 3 - trytu:

7 14 N + 0 1 n → 1 3 H + 6 12 C

Tryt ulegający rozpadowi beta wyrzuca elektron:

1 3 H → -1 0 e + 2 3 He

W ten sposób powstaje lekki izotop helu.

Radioaktywny izotop węgla powstaje podczas wychwytywania elektronów przez atomy azotu:

7 14 N + -1 0 e → 6 14 C

Występowanie pierwiastków chemicznych w kosmosie

Rozważ występowanie pierwiastków chemicznych w galaktyce Drogi Mlecznej. Dane o obecności niektórych pierwiastków uzyskano metodą spektroskopii. Do reprezentacji wizualnej używamy tabeli.

Opłata podstawowa	Element	Ułamek masowy w częściach na tysiąc
	Wodór
	Hel
	Tlen	10,4
	Węgiel
	Neon	1,34
	Żelazo
	Azot	0,96
	Krzem	0,65
	Magnez	0,58
	Siarka	0,44

Aby uzyskać bardziej wizualną reprezentację, przejdźmy do wykresu kołowego.

Jak widać na diagramie, najobficiej występującym pierwiastkiem we Wszechświecie jest wodór, drugim najobficiej jest hel, a trzecim tlen. Udziały masowe innych pierwiastków są znacznie mniejsze.

Zapowiedź:

Aby skorzystać z podglądu prezentacji, załóż konto (konto) Google i zaloguj się: https://accounts.google.com

Podpisy slajdów:

Rozpowszechnienie pierwiastków chemicznych na Ziemi iw kosmosie. Powstawanie pierwiastków chemicznych w procesie pierwotnej nukleosyntezy iw głębinach gwiazd Ukończone przez uczennicę 10 klasy „B” MBOU Liceum nr 20 Bovyka Valentina Promotor: Skryleva Z.V.

Chemia kosmiczna to nauka o składzie chemicznym ciał kosmicznych, przestrzeni międzygwiazdowej, a także o procesach chemicznych zachodzących w kosmosie.

Terminy konieczne Gwiazdy to świecące, gazowe, masywne kule, w głębi których zachodzą reakcje syntezy pierwiastków chemicznych. Planeta - ciała niebieskie, które krążą po orbitach wokół gwiazd lub ich pozostałości. Komety to ciała kosmiczne, które składają się z zamrożonych gazów i pyłu. Meteoryty to małe ciała kosmiczne, które spadają na Ziemię z przestrzeni międzyplanetarnej. Meteory to zjawiska w postaci smugi świetlnej, która jest spowodowana wejściem meteoroidu w ziemską atmosferę. Ośrodek międzygwiazdowy to materia rozrzedzona, promieniowanie elektromagnetyczne i pole magnetyczne wypełniające przestrzeń między gwiazdami. Główne składniki materii międzygwiazdowej: gaz, pył, promienie kosmiczne. Nukleosynteza to proces tworzenia jąder pierwiastków chemicznych (cięższych od wodoru) w trakcie reakcji syntezy jądrowej.

Merkury Wenus Ziemia Mars

Jowisz Saturn Uran Neptun

Księżyc jest satelitą Ziemi, jej bazą surowcową.

Kometa meteorytowa

Pierwotna nukleosynteza Wiek Wszechświata Temperatura, K Stan i skład materii 0,01 s 10 11 neutrony, protony, elektrony, pozytony w równowadze termicznej. Liczby n i p są takie same. 0.1 s 3*10 10 Cząstki są takie same, ale stosunek liczby protonów do liczby neutronów wynosi 3:5 1s 10 10 elektrony i pozytony anihilują, p:n =3:1 13,8 s 3*10 9 Deuter jądra zaczynają tworzyć D i hel 4 He, elektrony i pozytony znikają, pojawiają się wolne protony i neutrony. 35 min 3*10 8 Ilość D i He ustala się w zależności od liczby p i n 4 He:H + ≈24-25% wagowo 7*10 5 lat 3*10 3 Energia chemiczna wystarcza do utworzenia stabilnego neutralne atomy. Wszechświat jest przezroczysty dla promieniowania. Materia dominuje w promieniowaniu.

Główne reakcje zachodzące we wnętrzach gwiazd 4 1 H → 4 He 3 4 He → 12 C 4 4 He → 16 O +1 1 p + -1 0 e → 1 0 n + v

Główne reakcje zachodzące pod wpływem składników ośrodka międzygwiazdowego 7 14 N + 1 1 H →2 2 4 He + 4 7 Be 7 14 N + 0 1 n→ 1 3 H + 6 12 C 1 3 H → -1 0 e + 2 3 He 7 14 N + -1 0 e → 6 14 C

Obfitość pierwiastków chemicznych w galaktyce Drogi Mlecznej

Lista używanych zasobów http://wallpaperscraft.ru/catalog/space/1920x1080 http://www.cosmos-online.ru/planets-of-the-solar-system.html http://www.grandars.ru/ shkola /estestvoznanie/merkuriy.html http://www.grandars.ru/shkola/estestvoznanie/venera.html http://dic.academic.ru/pictures/wiki/files/69/Earth_Eastern_Hemisphere.jpg http://czasoprzestrzenie ru/img/foto/planeta-mars_big.jpg http://www.shvedun.ru/images/stat/jp/jp.jpg http://spacegid.com/wp-content/uploads/2012/12/1995 - 49-f.jpg http://v-kosmose.com/wp-content/uploads/2013/12/4_179_br.jpg http://v-kosmose.com/wp-content/uploads/2013/11/Neptune_Full_br jpg https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/e/e1/FullMoon2010.jpg/280px-FullMoon2010.jpg http://www.opoccuu.com/tunm01.jpg https://i. ytimg .com/vi/06xW4UegYZ0/maxresdefault.jpg http://terramia.ru/wp-content/uploads/2013/01/Nocturne-Eruption.jpg http://galspace.spb.ru/index61.file/ic. jpg

Nieskończenie różnorodne organizmy żywe składają się z ograniczonego zestawu atomów, których pojawienie się w dużej mierze zawdzięczamy gwiazdom. Najpotężniejsze wydarzenie w życiu Wszechświata - Wielki Wybuch - wypełniło nasz świat substancją o bardzo skromnym składzie chemicznym.
Uważa się, że połączenie nukleonów (protonów i neutronów) w rozszerzającej się przestrzeni nie zdążyło posunąć się dalej niż hel. Dlatego przedgalaktyczny Wszechświat był wypełniony prawie wyłącznie jądrami wodoru (czyli po prostu protonami) z niewielkim - około jednej czwartej masy - dodatkiem jąder helu (cząstek alfa). Nie było w nim praktycznie nic poza lekkimi elektronami. Jak dokładnie miało miejsce pierwotne wzbogacenie Wszechświata jądrami cięższych pierwiastków, nie możemy jeszcze powiedzieć. Do dziś nie odkryto ani jednej „pierwotnej” gwiazdy, czyli obiektu składającego się wyłącznie z wodoru i helu. Istnieją specjalne programy do wyszukiwania gwiazd o niskiej zawartości metali (przypomnijmy, że astronomowie zgodzili się nazywać wszystkie pierwiastki cięższe od helu „metalami”), a programy te pokazują, że gwiazdy o „ekstremalnie niskiej metaliczności” są niezwykle rzadkie w naszej Galaktyce. W niektórych rekordowych okazach zawartość żelaza jest dziesiątki tysięcy razy mniejsza niż w przypadku słońca. Takich gwiazd jest jednak tylko kilka i równie dobrze może się okazać, że „w ich osobie” mamy do czynienia nie z obiektami „prawie pierwotnymi”, ale po prostu z jakąś anomalią. Ogólnie rzecz biorąc, nawet najstarsze gwiazdy w Galaktyce zawierają spore ilości węgla, azotu, tlenu i cięższych atomów. Oznacza to, że nawet najstarsze galaktyczne luminarze w rzeczywistości nie są pierwsze: przed nimi Wszechświat miał już swego rodzaju „fabryki” do produkcji pierwiastków chemicznych.

Herschel European Infrared Space Observatory wykryło spektralne „odciski palców” cząsteczek organicznych w RTO. Na tym zdjęciu, podczerwone zdjęcie Mgławicy Oriona wykonane przez Kosmiczny Teleskop NASA Spitzer nakłada się na jej widmo wykonane przez wysokiej rozdzielczości spektrograf HIFI Obserwatorium Herschela. Wyraźnie wykazuje swoje nasycenie złożonymi cząsteczkami: w widmie łatwo identyfikuje się linie wody, tlenku węgla i dwutlenku siarki, a także związki organiczne – formaldehyd, metanol, eter dimetylowy, kwas cyjanowodorowy i ich izotopowe analogi. Piki nieoznaczone należą do wielu niezidentyfikowanych cząsteczek.

Obecnie uważa się, że takie fabryki mogą być supermasywnymi gwiazdami tzw. populacji trzeciego (III) typu. Faktem jest, że ciężkie pierwiastki to nie tylko „przyprawa” do wodoru i helu. Są to ważni uczestnicy procesu formowania się gwiazd, dzięki którym zapadająca się kępa gazu protogwiazdowego uwalnia ciepło uwalniane podczas kompresji. Jeśli pozbawisz go takiego radiatora, po prostu nie może się skurczyć - czyli nie może stać się gwiazdą ... Dokładniej może, ale tylko pod warunkiem, że jego masa jest bardzo duża - setki i tysiące razy więcej niż nowoczesne gwiazdy. Ponieważ gwiazda żyje mniej, im większa jest jej masa, pierwsi olbrzymy istniały przez bardzo krótki czas. Żyli krótkim, jasnym życiem i eksplodowali, nie pozostawiając żadnych śladów, z wyjątkiem atomów ciężkich pierwiastków, które zdążyły zsyntetyzować w głębi lub uformować się bezpośrednio podczas eksplozji.
We współczesnym Wszechświecie praktycznie jedynym dostawcą ciężkich pierwiastków jest gwiezdna ewolucja. Najprawdopodobniej układ okresowy jest „wypełniony” gwiazdami, których masa przekracza masę Słońca o więcej niż rząd wielkości. Jeśli na Słońcu i innych podobnych oprawach fuzja termojądrowa w jądrze nie wykracza poza tlen, to bardziej masywne obiekty w procesie ewolucji uzyskują strukturę „cebuli”: ich jądra są otoczone warstwami, a im głębsza warstwa, syntetyzowane są w nim cięższe jądra. Tutaj łańcuch przemian termojądrowych kończy się nie tlenem, ale żelazem, z utworzeniem jądra pośredniego - neonu, magnezu, krzemu, siarki i innych.

Wielka Mgławica Oriona (LTO) jest jednym z najbliższych obszarów gwiazdotwórczych, zawierającym duże ilości gazu, pyłu i nowonarodzonych gwiazd. Jednocześnie mgławica ta jest jedną z największych „fabryk chemicznych” w naszej Galaktyce, a jej prawdziwa „moc”, a także sposoby syntezy w niej molekuł materii międzygwiazdowej, nie są jeszcze do końca jasne dla astronomów. To zdjęcie wykonano kamerą Wide Field Imager Camera na 2,2-metrowym teleskopie MPG/ES0 w Obserwatorium La Silla w Chile.

CZĄSTECZKI ORGANICZNE W PRZESTRZENI

Aby wzbogacić Wszechświat tą mieszaniną, nie wystarczy syntetyzować atomy - trzeba je również wyrzucić w przestrzeń międzygwiezdną. Dzieje się tak podczas wybuchu supernowej: gdy żelazne jądro tworzy się w gwieździe, traci stabilność i eksploduje, rozpraszając wokół siebie niektóre produkty syntezy jądrowej. Po drodze w rozszerzającej się powłoce zachodzą reakcje, które generują jądra cięższe od żelaza. Inny rodzaj eksplozji supernowych prowadzi do podobnego rezultatu - wybuchy termojądrowe na białych karłach, których masa, z powodu przepływu materii z gwiazdy satelitarnej lub z powodu połączenia z innym białym karłem, przekracza granicę Chandrasekhara (1,4 masy słoneczne).
We wzbogacaniu Wszechświata w szereg pierwiastków – w tym węgiel i azot, niezbędne do syntezy cząsteczek organicznych – znaczący udział mają także gwiazdy mniej masywne, które kończą swoje życie wraz z powstaniem białego karła i rozszerzaniem się mgławica planetarna. Na końcowym etapie ewolucji w ich powłokach zaczynają zachodzić również reakcje jądrowe, komplikując skład pierwiastkowy materii wyrzuconej później w przestrzeń kosmiczną.
W rezultacie materia międzygwiazdowa Galaktyki, do dziś składająca się głównie z wodoru i helu, okazuje się być zanieczyszczona (lub wzbogacona – tak na to patrzysz) atomami cięższych pierwiastków.

Buckminsterfullereny (w skrócie „fullereny” lub „buckyballs”) - maleńkie sferyczne struktury składające się z parzystej liczby (ale nie mniej niż 60) atomów węgla połączonych w podobny wzór jak piłka nożna - zostały po raz pierwszy wykryte w widmie mgławicy planetarnej w Małym Obłoku Magellana (MMO), jednym z najbliższych naszej Galaktyce systemów gwiezdnych. Odkrycia dokonała w lipcu 2010 roku grupa robocza Kosmicznego Teleskopu Spitzera (NASA), która prowadzi obserwacje w zakresie podczerwieni. Całkowita masa fulerenów zawartych w mgławicy wynosi tylko pięć ra? mniej niż masa ziemi. Na tle zdjęcia MMO wykonanego przez teleskop Spitzera pokazano powiększony obraz mgławicy planetarnej (mniejsza wstawka) i znajdujących się w niej cząsteczek fulerenów (duża wstawka) składających się z 60 atomów węgla. Do tej pory otrzymano już doniesienia o rejestracji charakterystycznych linii takich molekuł w widmach obiektów znajdujących się w Drodze Mlecznej.

CZĄSTECZKI ORGANICZNE W PRZESTRZENI

Atomy te są transportowane przez ogólne „prądy” gazu galaktycznego, a wraz z nim kondensują się w obłoki molekularne, dostają się do grudek protogwiazdowych i dysków protoplanetarnych… by ostatecznie stać się częścią układów planetarnych i zamieszkujących je istot. Przynajmniej jeden przykład takiej planety nadającej się do zamieszkania jest nam znany dość niezawodnie.

Organiczne z nieorganicznych

Życie ziemskie – przynajmniej z naukowego punktu widzenia – opiera się na chemii i jest łańcuchem wzajemnych przemian molekuł. To prawda, że nie niektóre, ale bardzo złożone, ale wciąż cząsteczki - kombinacje atomów węgla, wodoru, tlenu, azotu, fosforu i siarki (i kilkadziesiąt mniej powszechnych pierwiastków) w różnych proporcjach. Złożoność nawet najbardziej prymitywnych „żywych” cząsteczek przez długi czas uniemożliwiała nam rozpoznanie w nich zwykłych związków chemicznych. Pojawił się pomysł, aby substancje wchodzące w skład organizmów żywych były obdarzone szczególną jakością – „siłą życiową”, dlatego należy zaangażować w ich badania specjalną gałąź nauki – chemię organiczną.
Za jeden z punktów zwrotnych w historii chemii uważa się eksperymenty Friedricha Wohlera, który w 1828 r. jako pierwszy zsyntetyzował mocznik – substancję organiczną – z nieorganicznej (cyjanianu amonu). Eksperymenty te były pierwszym krokiem w kierunku najważniejszej koncepcji - rozpoznania możliwości powstania życia z "nieożywionych" składników. Został po raz pierwszy sformułowany w określonych terminach chemicznych na początku lat dwudziestych XX wieku przez sowieckiego biologa Aleksandra Oparina. Jego zdaniem mieszanina prostych cząsteczek (amoniak, woda, metan itp.), znana dziś jako „pierwotna zupa”, stała się środowiskiem dla powstania życia na Ziemi. W nim pod wpływem zewnętrznych „zastrzyków” energii (na przykład błyskawicy) syntetyzowano w sposób niebiologiczny najprostsze cząsteczki organiczne, które następnie „gromadziły się” w wysoce zorganizowane istoty żywe przez bardzo długi okres czasu .

Eksperymentalnym dowodem na możliwość syntezy organicznej w „pierwotnej zupie” na początku lat 50. były słynne eksperymenty Harolda Ureya i Stanleya Millera (Harold Urey, Stanley Miller), polegające na przepuszczaniu wyładowań elektrycznych przez mieszaninę powyższych cząsteczek. Po kilku tygodniach eksperymentów w tej mieszaninie znaleziono bogaty asortyment substancji organicznych, w tym najprostsze aminokwasy i cukry. Ta wyraźna demonstracja prostoty abiogenezy wiązała się nie tylko z problemem powstania życia ziemskiego, ale także z większym problemem życia we Wszechświecie: synteza materii organicznej na młodej Ziemi nie wymagała żadnych egzotycznych warunków. , logiczne byłoby założenie, że takie procesy miały miejsce (lub będą miały miejsce) na innych planetach.

Szukasz oznak życia

Jeśli do połowy XX wieku tylko Mars był faktycznie uważany za najbardziej prawdopodobne siedlisko „braci w myślach”, to po zakończeniu II wojny światowej nawiązywanie kontaktów na odległości międzygwiezdne zaczęło wydawać się kwestią bliskiej odległości. przyszły. W tym czasie narodziły się podwaliny nowej nauki, znajdującej się na pograniczu astronomii i biologii. Nazywa się to na wiele sposobów - egzobiologia, ksenobiologia, bioastronomia - ale najczęściej używa się nazwy "astrobiologia". A jednym z najbardziej nieoczekiwanych odkryć astrobiologicznych ostatnich dziesięcioleci jest uświadomienie sobie, że najprostszych „cegiełek” życia nie trzeba na Ziemi syntetyzować z materii nieożywionej, w „pierwotnej zupie”. Mogli dotrzeć na naszą planetę już w stanie gotowości, ponieważ, jak się okazało, molekuły organiczne występują w obfitości nie tylko na planetach, ale także – czego na początku nawet nie podejrzewano – w gazie międzygwiazdowym.
Najpotężniejszym narzędziem do badania materii pozaziemskiej jest analiza widmowa. Polega ona na tym, że elektrony w atomie znajdują się w stanach – lub, jak to mówią, zajmują poziomy – o ściśle określonych energiach i przemieszczają się z poziomu na poziom, emitując lub pochłaniając foton, którego energia jest równa różnicy między energie poziomu początkowego i końcowego. Jeśli atom znajduje się między obserwatorem a jakimś źródłem światła (np. fotosferą Słońca), to z widma tego źródła „wyżre” tylko fotony o określonych częstotliwościach, które mogą powodować przejścia elektronowe między poziomami energii tego atomu. Na tych częstotliwościach w widmie pojawiają się ciemne zagłębienia - linie absorpcyjne. Ponieważ zestaw poziomów jest indywidualny nie tylko dla każdego atomu, ale także dla każdego jonu (atom pozbawiony jednego lub więcej elektronów), można wiarygodnie określić na podstawie zestawu linii widmowych, które atomy je spowodowały. Na przykład z linii w widmie Słońca i innych gwiazd można dowiedzieć się, z czego zbudowane są ich atmosfery.
W 1904 roku Johannes Hartmann jako pierwszy ustalił ważny fakt: nie wszystkie linie w widmach gwiazd pochodzą z gwiezdnych atmosfer. Część z nich jest generowana przez atomy, które znajdują się znacznie bliżej obserwatora - nie w pobliżu gwiazdy, ale w przestrzeni międzygwiazdowej. W ten sposób po raz pierwszy odkryto oznaki istnienia gazu międzygwiazdowego (a dokładniej tylko jednego z jego składników - zjonizowanego wapnia).
Nie trzeba dodawać, że było to szokujące odkrycie. W końcu, dlaczego w ośrodku międzygwiazdowym (ISM) nie powinno być zjonizowanego wapnia? Ale pomysł, że może zawierać nie tylko zjonizowane i obojętne atomy różnych pierwiastków, ale także molekuły, przez długi czas wydawał się fantastyczny. ISM w tym czasie uważano za miejsce nieodpowiednie do syntezy przynajmniej niektórych złożonych związków: ekstremalnie niskie gęstości i temperatury powinny spowolnić tempo reakcji chemicznych w nim prawie do zera. A jeśli nagle pojawią się tam jakieś molekuły, to pod wpływem światła gwiazd natychmiast rozpadną się ponownie na atomy.
Dlatego od odkrycia gazu międzygwiazdowego do uznania istnienia molekuł międzygwiazdowych upłynęło ponad 30 lat. Pod koniec lat 30. XX wieku w ultrafioletowym obszarze widma znaleziono linie absorpcyjne ISM, których początkowo nie można było przypisać żadnemu pierwiastkowi chemicznemu. Wyjaśnienie okazało się proste i nieoczekiwane: linie te nie należą do pojedynczych atomów, ale do molekuł – najprostszych dwuatomowych związków węgla (CH, CN, CH+). Dalsze obserwacje spektralne w zakresie optycznym i ultrafioletowym umożliwiły wykrycie linii absorpcyjnych z kilkunastu molekuł międzygwiazdowych.

„Wskazówka” radioastronomii

Prawdziwy rozkwit badań nad międzygwiezdnym „asortymentem chemicznym” rozpoczął się po pojawieniu się radioteleskopów. Faktem jest, że poziomy energetyczne w atomie - jeśli nie wchodzić w szczegóły - są związane tylko z ruchem elektronów wokół jądra, ale cząsteczki łączące kilka atomów mają dodatkowe „ruchy”, które znajdują odzwierciedlenie w widmie: cząsteczka może się obracać, wibrować, skręcać... A każdy z tych ruchów jest związany z energią, która, podobnie jak energia elektronu, może mieć tylko ustalony zestaw wartości. Różne stany rotacji lub wibracji molekularnej są również nazywane „poziomami”. Przechodząc z poziomu na poziom, cząsteczka również emituje lub pochłania foton. Ważną różnicą jest to, że energie poziomów rotacyjnego i wibracyjnego są stosunkowo bliskie. Dlatego ich różnica jest niewielka, a fotony zaabsorbowane lub wyemitowane przez cząsteczkę podczas przejścia z poziomu na poziom nie wpadają w ultrafiolet ani nawet w zakres widzialny, ale w podczerwień (przejścia wibracyjne) i w zakres radiowy ( przejścia rotacyjne).

Sowiecki astrofizyk Iosif Shklovsky jako pierwszy zwrócił uwagę na fakt, że spektralnych linii emisyjnych molekuł należy szukać w zakresie radiowym. Konkretnie pisał o cząsteczce (a dokładniej wolnym rodniku) hydroksylu OH, która w określonych warunkach staje się źródłem emisji radiowej o długości fali 18 cm, co jest bardzo wygodne do obserwacji z Ziemi. To właśnie hydroksyl stał się pierwszą cząsteczką w ISM, odkrytą w 1963 roku podczas obserwacji radiowych i uzupełniającą listę znanych już dwuatomowych cząsteczek międzygwiazdowych.
Ale potem zrobiło się ciekawiej. W 1968 roku opublikowano wyniki obserwacji cząsteczek trzy- i czteroatomowych - wody i amoniaku (H 2 0, NH 3). Rok później pojawiła się wiadomość o odkryciu w ISM pierwszej cząsteczki organicznej – formaldehydu (H 2 CO). Od tego czasu astronomowie co roku odkrywają kilka nowych molekuł międzygwiazdowych, dzięki czemu ich łączna liczba przekracza obecnie dwieście. Oczywiście na tej liście dominują związki proste zawierające od dwóch do czterech atomów, ale znaczną część (ponad jedną trzecią) stanowią cząsteczki wieloatomowe.
Połowę wieloatomowych związków międzygwiazdowych w warunkach ziemskich jednoznacznie przypisalibyśmy materii organicznej: formaldehyd, eter dimetylowy, alkohol metylowy i etylowy, glikol etylenowy, mrówczan metylu, kwas octowy... Najdłuższa cząsteczka odkryta w ISM została znaleziona w 1997. w jednej z gęstych kęp obłoku molekularnego TMS-1 w konstelacji Byka. Dla Ziemi nie jest to bardzo powszechny związek z rodziny cyjanopoliin, który jest łańcuchem 11 atomów węgla, do którego jednego końca „dołączony jest atom wodoru”, do drugiego – atom azotu. W tym samym skrzepie znaleziono inne cząsteczki organiczne, ale z jakiegoś powodu jest on szczególnie bogaty w cząsteczki cyjanopoliiny o łańcuchach węglowych o różnej długości (3, 5, 7, 9, 11 atomów), dla których otrzymał nazwę „pik cyjanopoliinowy” .
Innym dobrze znanym obiektem o bogatej „zawartości organicznej” jest obłok molekularny Sgr B2(N), znajdujący się w pobliżu centrum naszej Galaktyki w kierunku konstelacji Strzelca. Zawiera szczególnie dużą liczbę złożonych cząsteczek. Nie ma jednak pod tym względem żadnej wyłączności – wyzwala się tu raczej efekt „poszukiwania pod latarnią”. Znalezienie nowych cząsteczek, zwłaszcza organicznych, jest bardzo trudnym zadaniem, a obserwatorzy często wolą skierować swoje teleskopy na obszary nieba, które mają większe szanse powodzenia. Dlatego wiemy dużo o stężeniu substancji organicznych w obłokach molekularnych Byka, Oriona, Strzelca i prawie nie mamy informacji o zawartości złożonych cząsteczek w wielu innych podobnych chmurach. Ale to wcale nie znaczy, że nie ma substancji organicznych - po prostu "anteny jeszcze nie dotarły" do tych obiektów.

Trudności w rozszyfrowaniu

Tutaj konieczne jest wyjaśnienie, co w tym przypadku oznacza „złożoność”. Nawet elementarna analiza widm gwiazdowych jest bardzo trudnym zadaniem. Owszem, zestaw linii każdego atomu i jonu jest ściśle indywidualny, ale w widmie gwiazdy linie wielu dziesiątek pierwiastków nakładają się na siebie i ich „posortowanie” może być bardzo trudne. W przypadku widm cząsteczek organicznych sytuacja komplikuje się w kilku kierunkach jednocześnie. Większość z licznych linii emisyjnych (absorpcyjnych) atomów i jonów mieści się w wąskim zakresie spektralnym dostępnym dla obserwacji z Ziemi. Złożone molekuły również mają tysiące linii, ale te linie są „rozproszone” znacznie szerzej – od bliskiej podczerwieni (jednostki i dziesiątki mikrometrów) do zakresu radiowego (dziesiątki centymetrów).
Powiedzmy, że chcemy udowodnić, że w obłoku molekularnym znajduje się cząsteczka akrylonitrylu (CH 2 CHCN). W tym celu należy najpierw wiedzieć, w których liniach promieniuje ta cząsteczka. Ale dla wielu związków takie dane nie są dostępne! Metody teoretyczne nie zawsze pozwalają na obliczenie położenia linii, a w laboratorium często nie da się zmierzyć widma cząsteczki, np. z powodu trudności w wyizolowaniu jej w czystej postaci. Po drugie, konieczne jest obliczenie względnych natężeń tych linii. Ich jasność zależy od właściwości cząsteczki oraz od parametrów ośrodka (temperatura, gęstość itp.), w którym się znajduje. Teoria pozwoli przewidzieć, że w badanym obłoku molekularnym linia na jednej długości fali powinna być trzykrotnie jaśniejsza niż linia tej samej cząsteczki na innej długości fali. Jeśli linie zostaną znalezione na wymaganych długościach fal, ale z niewłaściwym stosunkiem intensywności, jest to poważny powód, aby wątpić w poprawność ich identyfikacji. Oczywiście, aby wiarygodnie wykryć molekułę, konieczna jest obserwacja chmury w jak najszerszym zakresie spektralnym. Ale znaczna część promieniowania elektromagnetycznego z kosmosu nie dociera do powierzchni Ziemi! Oznacza to, że trzeba albo fragmentarycznie obserwować widmo cząsteczki w „okienkach przezroczystości” ziemskiej atmosfery, co oczywiście nie dodaje wiarygodności otrzymanym wynikom, albo skorzystać z teleskopu kosmicznego, co jest niezwykle rzadkie. Na koniec nie zapominaj, że linie pożądanej cząsteczki będą musiały zostać odróżnione od innych cząsteczek, których są dziesiątki odmian, a każda ma tysiące linii ...
Nic więc dziwnego, że astronomowie od lat szukają „przedstawicieli” kosmicznych związków organicznych. Wskazówką pod tym względem jest historia odkrycia glicyny, najprostszego aminokwasu, w ISM. Choć doniesienia o rejestracji charakterystycznych cech tej cząsteczki w widmach obłoków molekularnych pojawiały się wielokrotnie, fakt jej obecności wciąż nie jest powszechnie rozpoznawany: choć faktycznie obserwuje się wiele linii, jakby należących do glicyny, to inne jej oczekiwane linie są nieobecne w widmach, co daje powody do wątpliwości w identyfikacji.

Laboratoria międzygwiezdnej syntezy jądrowej

Ale to wszystko jest złożonością obserwacji. Teoretycznie w ciągu ostatnich dziesięcioleci sytuacja z międzygwiezdną syntezą organiczną stała się znacznie jaśniejsza i teraz wyraźnie rozumiemy, że początkowe poglądy na temat chemicznej obojętności ISM były błędne. Aby to zrobić, musieliśmy oczywiście wcześniej dużo dowiedzieć się o jego składzie i właściwościach fizycznych. Znaczna część objętości przestrzeni międzygwiazdowej jest rzeczywiście „sterylna”. Wypełniona jest bardzo gorącym i rozrzedzonym gazem o temperaturze od tysięcy do milionów kelwinów i przeniknięta twardym promieniowaniem o wysokiej energii. Ale są też pojedyncze kondensacje materii międzygwiazdowej w Galaktyce, gdzie temperatura jest niska (od kilku do kilkudziesięciu kelwinów), a gęstość jest zauważalnie wyższa od średniej (setki lub więcej cząstek na centymetr sześcienny). Gaz w tych kondensacjach miesza się z pyłem, który skutecznie pochłania twarde promieniowanie, dzięki czemu ich wnętrze – zimne, gęste, ciemne – okazuje się dogodnym miejscem do zachodzenia reakcji chemicznych i gromadzenia się cząsteczek. W zasadzie takie „laboratoria kosmiczne” znajdują się we wspomnianych już obłokach molekularnych. Razem zajmują mniej niż jeden procent całkowitej objętości dysku galaktycznego, ale zawierają około połowy masy materii międzygwiazdowej w Drodze Mlecznej.

Policykliczne węglowodory aromatyczne (WWA) są najbardziej złożonymi związkami występującymi w przestrzeni międzygwiazdowej. To zdjęcie w podczerwieni regionu gwiazdotwórczego w konstelacji Kasjopei pokazuje strukturę molekularną niektórych z nich (atomy wodoru są białe, atomy węgla szare, atomy tlenu czerwone), a także kilka ich charakterystycznych linii widmowych. Naukowcy są przekonani, że w niedalekiej przyszłości widma PAH będą miały szczególne znaczenie dla rozszyfrowania składu chemicznego ośrodka międzygwiazdowego za pomocą spektroskopii w podczerwieni.

CZĄSTECZKI ORGANICZNE W PRZESTRZENI

Skład pierwiastkowy obłoków molekularnych przypomina skład Słońca. Zasadniczo składają się z wodoru, a dokładniej z cząsteczek wodoru H 2 z małym „dodatkiem” helu. Pozostałe pierwiastki występują na poziomie drobnych zanieczyszczeń o względnej zawartości około 0,1% (dla tlenu) i poniżej. W związku z tym liczba cząsteczek zawierających te atomy zanieczyszczeń jest również bardzo mała w porównaniu z najpowszechniejszą cząsteczką H2. Ale dlaczego te cząsteczki w ogóle powstają? Na Ziemi do syntezy chemicznej wykorzystuje się specjalne urządzenia, które zapewniają odpowiednio wysokie gęstości i temperatury. Jak działa międzygwiezdny "reaktor chemiczny" - zimny i rozrzedzony?
Należy tutaj pamiętać, że astronomia zajmuje się innymi skalami czasowymi. Na Ziemi musimy szybko uzyskać wyniki. Natura się nie spieszy. Synteza międzygwiazdowych związków organicznych trwa setki tysięcy i miliony lat. Ale nawet te powolne reakcje wymagają katalizatora. W obłokach molekularnych jego rolę odgrywają cząstki promieni kosmicznych. Tworzenie wiązania CH można uznać za pierwszy krok w kierunku syntezy złożonych cząsteczek organicznych. Ale jeśli weźmiesz tylko mieszaninę cząsteczek wodoru i atomów węgla, to wiązanie nie utworzy się samo. Inną rzeczą jest to, że niektóre atomy i cząsteczki są w jakiś sposób przekształcane w jony. Reakcje chemiczne z udziałem jonów przebiegają znacznie szybciej. To właśnie tę początkową jonizację zapewniają promienie kosmiczne, inicjujące łańcuch oddziaływań, podczas których atomy ciężkich pierwiastków (węgla, azotu, tlenu) zaczynają „przyczepiać” do siebie atomy wodoru, tworząc proste molekuły, w tym te odkryte w ISM na pierwszym miejscu ( CH i CH+).
Dalsza synteza jest jeszcze łatwiejsza. Cząsteczki dwuatomowe przyłączają do siebie nowe atomy wodoru, zamieniając się w trzy- i czteroatomowe (CH 2 +, CH 3 +), cząsteczki wieloatomowe zaczynają ze sobą reagować, przekształcając się w bardziej złożone związki - acetylen, kwas cyjanowodorowy (HCN), amoniak, formaldehyd, które z kolei stają się „cegłami” do syntezy złożonych związków organicznych.
Po tym, jak promienie kosmiczne dały pierwotny impuls reakcjom chemicznym, cząsteczki pyłu kosmicznego stały się ważnym katalizatorem międzygwiezdnej syntezy organicznej. Nie tylko chronią wewnętrzne obszary obłoków molekularnych przed niszczącym promieniowaniem, ale także zapewniają ich powierzchnię do wydajnej „produkcji” wielu cząsteczek nieorganicznych i organicznych. W sumie reakcji nietrudno wyobrazić sobie powstawanie nie tylko glicyny, ale także bardziej złożonych związków. W tym sensie możemy powiedzieć, że zadanie odkrycia najprostszego aminokwasu ma bardziej sportowe znaczenie: kto pierwszy pewnie go odnajdzie w kosmosie. Naukowcy nie mają wątpliwości, że glicyna jest obecna w obłokach molekularnych.

Jak przetrwać „cząsteczki życia”

Ogólnie rzecz biorąc, w tej chwili można uznać, że udowodniono, że „bulion pierwotny” nie jest konieczny do syntezy materii organicznej. Natura doskonale radzi sobie z tym zadaniem w kosmosie. Ale czy międzygwiazdowa materia organiczna ma coś wspólnego z pojawieniem się życia? Rzeczywiście, gwiazdy i układy planetarne powstają w obłokach molekularnych i naturalnie „wchłaniają” swoją materię. Jednak zanim stanie się planetą, substancja ta przechodzi przez dość trudne warunki dysku protoplanetarnego i nie mniej surowe warunki młodej Ziemi. Niestety, nasze możliwości badania ewolucji związków organicznych w dyskach protoplanetarnych są bardzo ograniczone. Są bardzo małe, a poszukiwanie w nich cząsteczek organicznych jest jeszcze trudniejsze niż w obłokach molekularnych. Do tej pory w formujących się układach planetarnych innych gwiazd odkryto około tuzina cząsteczek. Oczywiście obejmują one również proste związki organiczne (w szczególności formaldehyd), ale nie możemy jeszcze bardziej szczegółowo opisać ewolucji związków organicznych w tych warunkach.
Na ratunek przychodzą badania naszego własnego układu planetarnego. Co prawda ma już ponad cztery i pół miliarda lat, ale część jego pierwotnej substancji protoplanetarnej zachowała się do dziś w niektórych meteorytach. To w nich obfitość materii organicznej okazała się dość imponująca – zwłaszcza w tzw. chondrytach węglowych, które stanowią kilka procent ogólnej liczby „niebiańskich kamieni”, które spadły na Ziemię. Mają luźną strukturę gliniastą, są bogate w wodę związaną, ale co najważniejsze, znaczna część ich substancji jest „zajęta” przez węgiel, który wchodzi w skład wielu związków organicznych. Meteorytowa materia organiczna składa się ze stosunkowo prostych cząsteczek, wśród których znajdują się aminokwasy i zasady azotowe oraz (kwasy karboksylowe i „nierozpuszczalna materia organiczna”, która jest produktem polimeryzacji (smoły) prostszych związków. Oczywiście nie możemy teraz śmiało powiedz, że ta materia organiczna została „odziedziczona” z substancji protosolarnej wiązki molekularnej, ale wskazują na to pośrednie dowody - w szczególności w meteorytach znaleziono wyraźny nadmiar izotopomerów wielu cząsteczek.

	Aldehyd octowy (po lewej) i jego izomery, alkohol winylowy i tlenek etylenu, zostały również wykryte w przestrzeni międzygwiazdowej.
10 ośmioatomowych		W 1997 roku obserwacje radiowe potwierdziły obecność kwasu octowego w kosmosie.
9 cząsteczek dziewięcioatomowych i 17 cząsteczek zawierających od 10 do 70 atomów		Niektóre z najcięższych (i najdłuższych) cząsteczek znajdujących się w przestrzeni kosmicznej należą do klasy poliin - zawierają kilka wiązań potrójnych połączonych szeregowo „w łańcuch” wiązaniami pojedynczymi. Nie występują na ziemi.
CZĄSTECZKI OBECNIE ODKRYTE W PRZESTRZENI MIĘDZYGWIAZDOWEJ

Izotopomery lub izotopologi to cząsteczki, w których jeden lub więcej atomów jest zastąpionych przez pomniejszy (nie najczęściej występujący) izotop pierwiastka chemicznego. Na przykład izotopomerem jest ciężka woda, w której lekki izotop wodoru protium jest zastąpiony deuterem. Cechą chemii obłoków molekularnych jest to, że izotopomery tworzą się w nich nieco wydajniej niż „zwykłe” cząsteczki. Na przykład zawartość deuterowanego formaldehydu (HDCO) może wynosić kilkadziesiąt procent zawartości konwencjonalnego formaldehydu - pomimo tego, że ogólnie atomy deuteru (D) w kosmosie są sto tysięcy razy mniej niż atomy protu (H) . Cząsteczki międzygwiazdowe dają taką samą „preferencję” izotopowi azotu 15N nad zwykłym 14N. I to samo względne przebogacenie obserwuje się w materii organicznej meteorytów.
Jak dotąd z dostępnych danych można wyciągnąć trzy ważne wnioski. Po pierwsze, związki organiczne o bardzo wysokim stopniu złożoności są bardzo wydajnie syntetyzowane w ośrodku międzygwiazdowym naszej i innych galaktyk. Po drugie, związki te mogą być przechowywane w dyskach protoplanetarnych i wchodzić w skład planetozymali – „embrionów” planet. I wreszcie, nawet jeśli materia organiczna „nie przetrwała” samego procesu formowania się Ziemi czy innej planety, równie dobrze mogłaby się tam dostać później wraz z meteorytami (tak jak to się dzieje dzisiaj).
Naturalnie pojawia się pytanie, jak daleko mogłaby zajść synteza organiczna na etapie przedplanetarnym. Ale co by było, gdyby meteoryty nie „cegły” dla powstania życia, ale samo życie, uderzyły w Ziemię? Przecież na początku XX wieku wydawało się niemożliwe, aby w ISM pojawiły się nawet proste cząsteczki dwuatomowe. Teraz masowo znajdujemy w obłokach molekularnych substancje, których nazwy są trudne do wymówienia za pierwszym razem. Wykrycie aminokwasów w ISM to najprawdopodobniej tylko kwestia czasu. Co powstrzymuje nas przed zrobieniem kolejnego kroku i założeniem, że meteoryty przyniosły na Ziemię życie „w skończonej formie”?
Rzeczywiście, kilka razy w literaturze pojawiły się doniesienia, że szczątki najprostszych organizmów pozaziemskich znaleziono w meteorytach… Jednak jak dotąd informacje te są zbyt niewiarygodne i rozproszone, aby można je było śmiało włączyć do ogólnego obrazu pochodzenia życia .

W 1806 r., w szczytowym momencie wojen napoleońskich, w pobliżu francuskiego miasta Ale spadł niezwykły meteoryt. Dopiero trzy lata po oficjalnym „uznaniu” meteorytów przez Paryską Akademię Nauk. Uprzedzenia wobec „Niebiańskich Kamieni” były nadal bardzo silne, niektóre fragmenty meteorytu Ale po prostu zaginęły, a tylko jeden z nich po 28 latach trafił do laboratorium słynnego szwedzkiego chemika Jensa Jakoba Berzeliusa

Początkowo naukowiec myślał, że zaszła pomyłka - meteoryt Ale nie był ani kamieniem, ani żelazem, ani żelaznym kamieniem. Topniejąca skorupa (warstwa powierzchniowa) świadczyła jednak o kosmicznym pochodzeniu niezwykłego kamienia, przodka najrzadszego i wtedy jeszcze nieznanego typu meteorytów – chondrytów węglowych.

Meteoryt Ale zawierał masę organiczną rozpuszczalną w wodzie. Po podgrzaniu jego cząsteczki brązowieją i zwęglają się - wyraźna oznaka obecności związków organicznych, związków węgla. (Przypominamy, że takie proste związki zawierające węgiel, jak co, co 2, kwas węglowy H 2 co 3 i jego sole są związkami nieorganicznymi.) Chociaż podobieństwo do substancji lądowych tego samego typu było oczywiste, Berzelius słusznie zauważył, że ten fakt " nie jest jeszcze dowodem na obecność organizmów w pierwotnym źródle”.

Praca Berzeliusa zapoczątkowała badania związków organicznych w meteorytach. Niestety materiał dostępny do badań jest nadal bardzo rzadki. Chondyty węglowe są bardzo kruche – łatwo je rozdrobnić na proszek nawet palcami (a przy tym powtarzamy, pojawia się charakterystyczny zapach oleju. Generalnie rzadkie wśród meteorytów chondryty węglowe również łatwo ulegają zniszczeniu podczas lotu atmosfery ziemskiej. Tak, a raz na powierzchni ziemi, z reguły znikają bez śladu, zmieszane ze skałami ziemskimi. Nic więc dziwnego, że do tej pory znaleziono i zachowano tylko dwa tuziny chondrytów węglowych świat.

Cztery lata po opublikowaniu prac Berzeliusa, w 1838 roku w RPA spadł kolejny węglowy chondryt, który badał wówczas słynny niemiecki chemik Friedrich Wöhler – ten sam Wöhler, któremu kilka lat wcześniej udało się pozyskać substancję pochodzenia zwierzęcego – mocznik - z materii nieorganicznej.

Wöhler wyizolował z meteorytu oleistą substancję oleistą „o Silnym Bitumicznym Zapachu” i w przeciwieństwie do Berzeliusa doszedł do wniosku, że takie substancje, „w oparciu o obecny poziom wiedzy”, mogą syntetyzować tylko żywe organizmy. Należy zauważyć, że ilość materiału organicznego uwalnianego z chmielu węglowego jest niewielka – około jednego procenta. Ale nawet to wystarczy, aby wyciągnąć bardzo ważne wnioski.

W 1864 r., ponownie we Francji, w pobliżu wsi orgueil, spadł deszcz meteorytów chondrytów węglowych - wyjątkowy przypadek w historii astronomii. Francuski chemik Klets rygorystycznie udowodnił, że nierozpuszczalna w wodzie czarna substancja meteorytu Orgueil jest związkiem organicznym, a nie grafitem czy amorficznym węglem. Uderzyło go podobieństwo tych związków organicznych do podobnych substancji występujących w torfie lub węglu brunatnym. W artykule przedstawionym Paryskiej Akademii Nauk Klets argumentował, że materia organiczna w meteorytach „wydaje się wskazywać na istnienie zorganizowanej materii na ciałach niebieskich”.

Od tego czasu, przez prawie sto lat, badania organiczne meteorytów prowadzone są epizodycznie, od przypadku do przypadku, bez żadnych znaczących uogólnień. Wśród tych nielicznych prac należy wymienić badania meteorytu Migei, przeprowadzone w 1889 r. przez Yu. simaszka. Rosyjski naukowiec odkrył również w tym węglowym chondrycie substancje organiczne typu bitumicznego.

Foto chondryt węglowy.
Nie należy sądzić, że wszystkie substancje organiczne są koniecznie związane z życiem lub, co więcej, są własnością żywych istot. Astronomowie są świadomi istnienia wielu prostych formacji zawierających węgiel, które z pewnością nie mają bezpośredniego związku z życiem. Takie są, powiedzmy, rodniki CH i CN obserwowane w przestrzeni międzygwiazdowej i atmosferach zimnych gwiazd. Co więcej, najwyraźniej w kosmosie trwa synteza bardzo złożonych związków organicznych, w tym aminokwasów. Przekonują nas o tym w szczególności ciekawe eksperymenty amerykańskiego badacza R. Bergera. Za pomocą akceleratora cząstek elementarnych zbombardował protonami mieszaninę metanu, amoniaku i wody, schłodzoną do - 230 s. zaledwie kilka minut później w tej lodowej mieszaninie naukowiec odkrył mocznik, acetamid, aceton. W tych eksperymentach Berger w rzeczywistości symulował warunki przestrzeni międzyplanetarnej. Strumień protonów imitował pierwotne promienie kosmiczne, a mieszanina metanu z amoniakiem i zwykłymi lodami jest w istocie typowym modelem jądra kometarnego.

Inny znany amerykański biochemik, M. Calvin, zbombardował mieszaninę wodoru, metanu, amoniaku i pary wodnej strumieniem szybkich elektronów. W tych eksperymentach uzyskano adeninę – jedną z czterech zasad azotowych tworzących kwasy nukleinowe. Czy takie procesy nie zachodziły w pierwotnej atmosferze Ziemi i niektórych innych planet?

Wydaje się, że w kosmosie z substancji nieorganicznych i w sposób nieorganiczny powstają związki białkopodobne - "Półprodukty" możliwego przyszłego życia.

Zatem sama obecność materii organicznej w meteorytach nie może jeszcze w żaden sposób wskazywać na istnienie życia na ciałach niebieskich. Substancje te mogą również powstawać abiogenicznie, bez bezpośredniego związku z życiem. Potrzebne są silniejsze argumenty, aby udowodnić coś przeciwnego.

Właśnie pod tym względem toczy się dyskusja we współczesnej nauce o meteorytach. Spór jeszcze się nie zakończył, ale uzyskane wyniki są bardzo interesujące.

W latach 1951-1952. Angielski biochemik Müller wyizolował związki bitumiczne z chondryty węglowej. W istocie powtórzył dzieła Berzeliusa, Wöhlera i Kletsza, ale na nieporównywalnie wyższym poziomie. Bitum meteorytowy zawiera znacznie więcej siarki, chloru i azotu niż podobne związki lądowe, co skłoniło Mullera do wniosku, że bitum w meteorytach ma pochodzenie abiogenne.

Wspomniany już M. Calvin i s. na zewnątrz. Ich raport, zaprezentowany w 1960 roku na międzynarodowym sympozjum poświęconym badaniu przestrzeni kosmicznej, został zatytułowany wymownie: „życie pozaziemskie. Niektóre organiczne składniki meteorytów i ich znaczenie dla możliwej ewolucji biologicznej poza Ziemią”. Amerykańscy naukowcy wyizolowali lotne substancje z próbek chondrytów zawierających węgiel, które następnie przepuszczono przez spektrometr mas. W tych eksperymentach określono względną masę fragmentów nieznanych cząsteczek, a dodatkowo zbadano widma w podczerwieni i ultrafiolecie ekstraktów związków meteorytów zawierających węgiel. Wyniki były oszałamiające.

Z chondrytu węglowego udało się wyizolować substancję podobną do dwóch kropli wody, podobnej do cytozyny – kolejnej z czterech zasad azotowych. Znaleziony w meteorycie i mieszaninie węglowodorów, podobnej do ropy pochodzenia lądowego.

W następnym roku, 1961, praca trzech amerykańskich chemików: G. Nagy, D. Hennessey i W. utrzymywać. Z chondrytów węglowych wyizolowali zestaw parafin, bardzo podobny do tego, który jest częścią skórki jabłek lub wosku pszczelego. W związku z tym nasiliły się spory wokół problemu pochodzenia ropy.

Nadal nie wiemy dokładnie, skąd pochodziła ropa – źródło paliwa do samolotów, statków i samochodów, najcenniejszy surowiec dla petrochemii. Czy olej powstał w wyniku rozkładu organizmów, które kiedyś żyły, czy też „Czarne Złoto” jest produktem jakiejś złożonej syntezy abiogennej? Jeśli pierwsza hipoteza jest słuszna, bitum w meteorytach można uznać za ślady życia pozaziemskiego. Tylko jeśli olej jest pochodzenia nieorganicznego, bitum meteorytowy nie ma bezpośredniego związku z życiem poza ziemią, ale najwyraźniej powstał w wyniku procesów abiogenicznych.

Mówiliśmy już o eksperymentach symulujących powstawanie związków organicznych w przestrzeni międzyplanetarnej. Jeszcze łatwiej wyobrazić sobie taką syntezę abiogenną w trzewiach planety podobnej do Ziemi. Substancje organiczne w meteorytach powstały abiogenicznie - to główna teza tych, którzy nie uważają meteorytów za nośniki szczątków niektórych organizmów pozaziemskich. Tego stanowiska broni Anders Briggs w naszym Związku Radzieckim - badacz chondrytów węglowych G. P. Vdovykin. Jego zdaniem „badanie widm różnych ciał niebieskich pokazuje, że węgiel jest w nich jednym z najczęstszych pierwiastków: występuje w postaci pierwiastka (c 2, c 3) oraz w postaci związków ( CH 2, CN, co 2 itp.) We wszystkich typach ciał niebieskich te składniki atmosfery i przestrzeni gwiaździstej mogą polimeryzować z tworzeniem złożonych cząsteczek organicznych ”(L. Kuznetsova. Trzynaście zagadek nieba. M. , Rosja Sowiecka, 1967 światło.

Najbardziej ożywione dyskusje toczą się teraz wokół tajemniczych „Zorganizowanych elementów”. Po raz pierwszy te dziwne inkluzje o średnicy od 5 do 50 mikronów odkryli w 1961 roku N. Nagy i D. Klaus podczas badania próbek czterech chondrytów węglowych. Zewnętrznie przypominały skamieniałe mikroskopijne algi lądowe. Wśród nich amerykańscy badacze zidentyfikowali pięć typów obiektów według cech morfologicznych, a niektóre z nich okazały się sparowane, jakby umarły w procesie podziału komórki. Prawie wszystkie „Zorganizowane elementy” wyglądały jak najprostsze rośliny żyjące tylko w wodzie i ta okoliczność, zdaniem Nagy'ego i Klausa, wykluczała możliwość skażenia meteorytu z gleby. Później F. Staplen i inni odkryli „elementy zorganizowane” w wielu chondrytach węglowych i wszyscy badacze zauważyli ich podobieństwo do niektórych alg jednokomórkowych.

W 1962 geolog leningradzki ur. w. Timofiejew wyizolował dziwne formacje zarodnikowe z meteorytów Saratów i Migeya. Było ich ponad dwa tuziny - żółtawo-szare, maleńkie, puste, prawie kuliste muszle, o średnicy od 10 do 60 mikronów. Muszle okazały się jednowarstwowe, różnej grubości, czasem pogniecione w wyraźnie zarysowane fałdy. Zdaniem naukowca „powierzchnia muszli jest gładka, rzadziej drobno gruźlicze. Jedna z form przedstawia okrągłą dziurę - szparki, charakterystyczne dla niektórych jednokomórkowych alg. Wiele z tych znalezisk można porównać z najstarszymi kopalnymi jednokomórkowymi algami na ziemi, która żyła ponad 600 milionów lat temu, ale nie można ich przypisać żadnej grupie świata roślinnego naszej planety ”(Spark, 1962, nr 4, s. 12.

Kwasy nukleinowe

Kwasy dezoksyrybonukleinowy i rybonukleinowy są uniwersalnymi składnikami wszystkich żywych organizmów odpowiedzialnych za przechowywanie, przekazywanie i reprodukcję (realizację) informacji genetycznej. Wszystkie N. to. są podzielone na dwa typy w zależności od składnika węglowodanowego cząsteczek: dezoksyryboza w kwasach dezoksyrybonukleinowych (DNA) i ryboza w kwasach rybonukleinowych (RNA). Biologiczna rola DNA w większości organizmów polega na przechowywaniu i reprodukcji informacji genetycznej, a RNA - na implementacji tej informacji w strukturę cząsteczek białek (białek) w procesie ich syntezy.

Kwasy nukleinowe odkrył w 1868 roku szwajcarski naukowiec F. Miescher, który stwierdził, że substancje te są zlokalizowane w jądrach komórkowych, mają właściwości kwasowe i w przeciwieństwie do białek zawierają fosfor. Chemicznie N. to są polinukleotydami, tj. biopolimery zbudowane z jednostek monomerowych - mononukleotydów lub nukleotydów (estry fosforowe tzw. nukleozydów - pochodnych zasad azotowych purynowych i pirymidynowych, D-rybozy lub 2-deoksy-D-rybozy). Zasady purynowe zawarte w cząsteczce DNA to adenina (A) i guanina (G), zasady pirymidynowe to cytozyna (C) i tymina (T). W nukleozydach RNA zamiast tyminy występuje uracyl (U). W łańcuchu polinukleotydowym nukleotydy są połączone wiązaniem fosfodiestrowym (ryc. 1).

Pierwotna struktura N. to jest zdeterminowana kolejnością przemian zasad azotowych, a ich przestrzenna konfiguracja jest określona przez niekowalencyjne oddziaływania między sekcjami cząsteczki: wiązania wodorowe między zasadami azotowymi, oddziaływania hydrofobowe między płaszczyznami par zasad, elektrostatyczne interakcje obejmujące ujemnie naładowane grupy fosforanowe i przeciwjony.

Kwasy dezoksyrybonukleinowe wyizolowane z różnych organizmów różnią się stosunkiem zawartych w ich składzie zasad azotowych, tj. według składu nukleotydów, który we wszystkich DNA jest zgodny z regułą Chargaffa: 1) liczba cząsteczek adeniny w cząsteczce N. jest równa liczbie cząsteczek tyminy, tj. A = T; 2) liczba cząsteczek guaniny jest równa liczbie cząsteczek cytozyny, tj. G = C; 3) liczba cząsteczek zasad purynowych jest równa liczbie cząsteczek zasad pirymidynowych; 4) liczba grup 6-aminowych jest równa liczbie grup 6-keto, co oznacza, że suma adenina + cytozyna jest równa sumie guanina + tymina, czyli A + C \u003d G + T. Reguła Chargaffa jest również prawdziwa dla tak zwanych mniejszych zasad azotowych (metylowanych lub innych pochodnych zasad purynowych i pirymidynowych). Tak więc skład nukleotydów każdego DNA charakteryzuje się stałą wartością - stosunkiem molowym

(współczynnik specyficzności) lub odsetek par G-C, tj.

Wartość tego ostatniego wskaźnika jest praktycznie taka sama dla organizmów tej samej klasy. U roślin wyższych i kręgowców wynosi 0,55-0,93.

Badanie opublikowane w czasopiśmie Nature wykazało, że w całym wszechświecie istnieją związki organiczne o nieoczekiwanie wysokim poziomie złożoności.Wyniki te sugerują, że gwiazdy mogą tworzyć złożone związki organiczne.

Profesor Sun Quoc i dr Yong Zhang z Uniwersytetu w Hongkongu wykazali, że substancje organiczne we wszechświecie składają się zarówno ze związków aromatycznych (forma cykliczna), jak i alifatycznych (łańcuchowych). Związki te są tak złożone, że ich budowa chemiczna przypomina węgiel lub ropę. Ponieważ węgiel i ropa są pozostałościami starożytnego życia, wierzono, że ta forma materii organicznej powstała wyłącznie z żywych organizmów. Odkrycie zespołu sugeruje, że złożone związki organiczne mogą być syntetyzowane w kosmosie nawet przy braku jakichkolwiek form życia.

Naukowcy zbadali tajemnicze zjawisko: zestaw promieniowania podczerwonego w gwiazdach, przestrzeni międzygwiazdowej i galaktykach. Ich sygnatury widmowe są znane jako „niezidentyfikowane emisje w podczerwieni”. Przez ponad dwie dekady najszerzej akceptowaną teorią dotyczącą pochodzenia tych sygnatur było to, że są to proste cząsteczki organiczne składające się z atomów węgla i wodoru, zwane wielopierścieniowymi węglowodorami aromatycznymi (WWA). Obserwując za pomocą Obserwatorium Kosmicznego Podczerwieni i Kosmicznego Teleskopu Spitzera, Kuok i Zhang wykazali, że widma emisyjnego nie można wyjaśnić obecnością cząsteczek PAH. Zespół wysunął pogląd, że substancje generujące podobne promieniowanie podczerwone mają znacznie bardziej złożoną strukturę chemiczną.

Gwiazdy nie tylko tworzą tę złożoną materię organiczną, ale także wypychają ją w przestrzeń międzygwiezdną. Wyniki są zgodne z wcześniejszym pomysłem Kuoka, że stare gwiazdy to molekularne fabryki zdolne do wytwarzania mieszanin organicznych. „Nasza praca wykazała, że gwiazdy mogą z łatwością tworzyć złożone związki organiczne w niemal całkowitej próżni” – powiedział Kuok. „Teoretycznie to niemożliwe, ale wciąż to widzimy”.

Jeszcze ciekawszy jest fakt, że struktura tego organicznego pyłu gwiezdnego jest podobna do złożonych związków organicznych występujących w meteorytach. Ponieważ meteoryty są pozostałościami wczesnego Układu Słonecznego, pojawia się pytanie, czy gwiazdy mogły wzbogacić wczesny Układ Słoneczny w związki organiczne. Otwarte pozostaje pytanie, jaką rolę te związki odegrały w procesie powstawania i rozwoju życia na Ziemi.

„Węgiel występuje w naturze zarówno w stanie wolnym, jak i połączonym, w bardzo różnych formach i formach. W stanie wolnym węgiel występuje w co najmniej trzech postaciach: węgla, grafitu i diamentu. W stanie związków węgiel wchodzi w skład tzw. substancji organicznych, czyli wielu substancji znajdujących się w ciele każdej rośliny i zwierzęcia. Występuje w postaci dwutlenku węgla w wodzie i powietrzu oraz w postaci soli dwutlenku węgla i pozostałości organiczne w glebie i masie skorupy ziemskiej. Różnorodność substancji wchodzących w skład ciała zwierząt i roślin znana jest każdemu. Wosk i olej, terpentyna i żywica, papier bawełniany i białko, tkanka komórek roślinnych i zwierzęca tkanka mięśniowa, kwas winowy i skrobia – wszystkie te i wiele innych substancji zawartych w tkankach i sokach roślin i zwierząt to związki węgla. Dziedzina związków węgla jest tak duża, że stanowi specjalną gałąź chemii, czyli chemii węgla lub lepiej związków węglowodorowych.

Te słowa z Fundamentals of Chemistry D. I. Mendelejewa służą jako szczegółowy epigraf do naszej opowieści o istotnym elemencie - węglu. Jest tu jednak jedna teza, z którą z punktu widzenia współczesnej nauki o materii można polemizować, ale o tym poniżej.

Prawdopodobnie palce na dłoniach wystarczą do policzenia pierwiastków chemicznych, którym nie została poświęcona przynajmniej jedna książka naukowa. Ale niezależna książka popularnonaukowa - nie jakaś broszura na 20 niepełnych stronach z okładką z papieru do pakowania, ale całkiem solidny tom prawie 500 stron - ma tylko jeden element atutu - węgiel.

Ogólnie rzecz biorąc, najbogatsza jest literatura dotycząca węgla. Są to, po pierwsze, wszystkie bez wyjątku książki i artykuły chemików organicznych; po drugie, prawie wszystko, co dotyczy polimerów; po trzecie, niezliczone publikacje związane z paliwami kopalnymi; po czwarte, znaczna część literatury biomedycznej…

Dlatego nie będziemy próbować objąć ogromu (nie jest przypadkiem, że autorzy popularnej książki o elemencie nr 6 nazwali ją „Niewyczerpaną”!), ale skupimy się tylko na głównej rzeczy z głównego punktu - spróbujemy zobaczyć węgiel z trzech punktów widzenia.

Węgiel jest jednym z niewielu elementów „bez rodziny, bez plemienia”. Historia kontaktu człowieka z tą substancją sięga czasów prehistorycznych. Nieznane jest nazwisko odkrywcy węgla, nie wiadomo też, która z form węgla pierwiastkowego – diamentu czy grafitu – została odkryta wcześniej. Oba wydarzyły się zbyt dawno temu. Jedno można jednoznacznie stwierdzić: przed diamentem, a przed grafitem odkryto substancję, która kilkadziesiąt lat temu była uważana za trzecią, amorficzną formę węgla pierwiastkowego – węgiel. Ale w rzeczywistości węgiel drzewny, nawet węgiel drzewny, nie jest czystym węglem. Zawiera wodór, tlen i śladowe ilości innych pierwiastków. Co prawda można je usunąć, ale nawet wtedy węgiel węglowy nie stanie się samodzielną modyfikacją węgla pierwiastkowego. Powstało to dopiero w drugiej ćwierci naszego stulecia. Analiza strukturalna wykazała, że węgiel amorficzny jest zasadniczo tym samym grafitem. Oznacza to, że nie jest amorficzny, ale krystaliczny; tylko jego kryształy są bardzo małe i jest w nich więcej defektów. Potem zaczęli wierzyć, że węgiel na Ziemi istnieje tylko w dwóch elementarnych formach - w postaci grafitu i diamentu.

Wideo Związki organiczne w kosmosie

Alkany. Struktura i nazewnictwo

Z definicji alkany to węglowodory nasycone lub nasycone, które mają strukturę liniową lub rozgałęzioną. Nazywane również parafinami. Alkany zawierają tylko pojedyncze wiązania kowalencyjne między atomami węgla. Ogólna formuła to

Aby nazwać substancję, musisz przestrzegać zasad. Zgodnie z międzynarodową nomenklaturą nazwy tworzone są za pomocą przyrostka -an. Nazwy pierwszych czterech alkanów rozwinęły się historycznie. Począwszy od piątego przedstawiciela, nazwy składają się z przedrostka oznaczającego liczbę atomów węgla oraz przyrostka -an. Na przykład okta (osiem) tworzy oktan.

W przypadku sieci rozgałęzionych nazwy sumują się:

z liczb wskazujących liczbę atomów węgla, wokół których stoją rodniki;
od nazwy radykałów;
od nazwy głównego łańcucha.

Przykład: 4-metylopropan - czwarty atom węgla w łańcuchu propanowym ma rodnik (metyl).

Ryż. 1. Wzory strukturalne z nazwami alkanów.

Co dziesiąty alkan nazywa kolejne dziewięć alkanów. Po dekanie następuje undekan, dodekan itd.; po eicosan, geneicosan, docosan, tricosan itd.

substancje organiczne i nieorganiczne. materia organiczna

Związki organiczne różnią się od związków nieorganicznych przede wszystkim składem. Jeśli substancje nieorganiczne mogą być tworzone przez dowolne elementy układu okresowego, to w skład substancji organicznych z pewnością muszą być włączone atomy C i H. Takie związki nazywane są węglowodorami (CH4 - metan, C6H6 - benzen). Surowce węglowodorowe (ropa i gaz) przynoszą ludzkości ogromne korzyści. Jednak walka powoduje poważne.

Pochodne węglowodorów zawierają również atomy O i N. Przedstawicielami związków organicznych zawierających tlen są alkohole i etery izomeryczne (C2H5OH i CH3-O-CH3), aldehydy i ich izomery - ketony (CH3CH2CHO i CH3COCH3), kwasy karboksylowe i złożone etery (CH3 -COOH i HCOOCH3). Te ostatnie obejmują również tłuszcze i woski. Węglowodany są również związkami zawierającymi tlen.

Dlaczego naukowcy połączyli substancje roślinne i zwierzęce w jedną grupę - związki organiczne i czym różnią się od nieorganicznych? Nie ma jednego jasnego kryterium oddzielania substancji organicznych i nieorganicznych. Rozważ szereg cech, które łączą związki organiczne.

Skład (zbudowany z atomów C, H, O, N, rzadziej P i S).
Struktura (obowiązkowe są wiązania C-H i C-C, tworzą łańcuchy i cykle o różnej długości);
Właściwości (wszystkie związki organiczne są palne, podczas spalania tworzą CO2 i H2O).

Wśród substancji organicznych znajduje się wiele polimerów pochodzenia naturalnego (białka, polisacharydy, kauczuk naturalny itp.), sztucznego (wiskoza) i syntetycznego (tworzywa sztuczne, kauczuki syntetyczne, poliester i inne). Mają dużą masę cząsteczkową i bardziej złożoną strukturę w porównaniu do substancji nieorganicznych.

Wreszcie istnieje ponad 25 milionów substancji organicznych.

To tylko powierzchowne spojrzenie na substancje organiczne i nieorganiczne. O każdej z tych grup napisano kilkanaście artykułów naukowych, artykułów i podręczników.

Jak już wspomnieliśmy powyżej, cały zestaw organizmów należących do wszystkich królestw przyrody uważany jest za żywą substancję rozważanej powłoki Ziemi. Wśród wszystkich istoty ludzkie zajmują szczególną pozycję. Powody tego były następujące:

pozycja konsumenta, a nie produkcja;
rozwój umysłu i świadomości.

Wszyscy inni przedstawiciele są żywą materią. Funkcje żywej materii zostały opracowane i wskazane przez Vernadsky'ego. Przypisał następującą rolę organizmom:

Redoks.
Destrukcyjny.
Transport.
Kształtujące środowisko.
Gaz.
Energia.
Informacyjny.
stężenie.

Najbardziej podstawowe funkcje żywej materii biosfery to gaz, energia i redoks. Jednak reszta jest również ważna, zapewniając złożone procesy interakcji między wszystkimi częściami i elementami żywej powłoki planety.

Rozważmy każdą z funkcji bardziej szczegółowo, aby zrozumieć, co dokładnie oznacza i jaka jest istota.

Natura hojnie rozrzuciła swoje zasoby materialne na całej naszej planecie. Ale nietrudno zauważyć zależność: najczęściej człowiek używa tych substancji, których rezerwy surowców są ograniczone i odwrotnie, używa bardzo słabo takich pierwiastków chemicznych i ich związków, których surowce są prawie Nieograniczony. W rzeczywistości 98,6% masy fizycznie dostępnej warstwy Ziemi składa się tylko z ośmiu pierwiastków chemicznych: żelazo (4,6%), tlen (47%), krzem (27,5%), magnez (2,1%), aluminium (8,8 %), wapń (3,6%), sód (2,6%), potas (2,5%), nikiel. Ponad 95% wszystkich wyrobów metalowych, projekty szerokiej gamy maszyn i mechanizmów, trasy transportowe wykonane są z rudy żelaza. Oczywiste jest, że taka praktyka jest marnotrawstwem zarówno pod względem wyczerpywania się zasobów żelaza, jak i kosztów energii do pierwotnego przetwarzania surowców z rudy żelaza.

Patrząc na przedstawione tu dane na temat występowania ośmiu wymienionych pierwiastków chemicznych, można śmiało powiedzieć, że w niedalekiej przyszłości istnieją ogromne możliwości wykorzystania aluminium, a następnie magnezu i być może wapnia w tworzeniu materiałów metalowych, ale w tym celu należy opracować energooszczędne metody produkcji aluminium w celu uzyskania chlorku glinu i redukcji tego ostatniego do metalu. Metoda ta została już przetestowana w wielu krajach i stanowiła podstawę do projektowania wysokowydajnych hut aluminium. Ale wytopu aluminium na skalę porównywalną z produkcją żeliwa, stali i żelazostopów nie da się jeszcze wdrożyć w najbliższej przyszłości, ponieważ to zadanie musi być rozwiązane równolegle z opracowaniem odpowiednich stopów aluminium, które mogą konkurować z żeliwem, stalą. oraz inne materiały z surowców rud żelaza.

Powszechne stosowanie krzemu jest ciągłym wyrzutem dla ludzkości w zakresie niezwykle niskiego stopnia wykorzystania tego pierwiastka chemicznego w produkcji materiałów. Krzemiany stanowią 97% całkowitej masy skorupy ziemskiej. A to daje podstawy do twierdzenia, że powinny być głównym surowcem do produkcji prawie wszystkich materiałów budowlanych i półproduktów w produkcji ceramiki, które mogą konkurować z metalami. Ponadto należy uwzględnić także ogromne nagromadzenia odpadów przemysłowych o charakterze krzemianowym, takich jak „skała płonna” podczas wydobycia węgla, „odpady” podczas wydobycia metali z rud, popiołów i żużli z energetyki i produkcji hutniczej . I właśnie te krzemiany muszą być najpierw przetworzone na surowce do materiałów budowlanych. Z jednej strony obiecuje to ogromne korzyści, ponieważ surowce nie muszą być wydobywane, czekają na swoich konsumentów w postaci gotowej. Z drugiej strony jego utylizacja jest środkiem do walki z zanieczyszczeniem środowiska.

W kosmosie tylko dwa pierwiastki, wodór i hel, są najbardziej rozpowszechnione, wszystkie inne pierwiastki można uznać jedynie za ich dodatek.

Pytanie 54. Rozwój idei dotyczących budowy chemicznej materii. Związki chemiczne.

Chemia zwana nauką o pierwiastkach chemicznych i ich związkach.

Historia rozwoju koncepcji chemicznych zaczyna się od czasów starożytnych. Demokryt Epikur wyraził genialne idee, że wszystkie ciała składają się z atomów o różnych rozmiarach i kształtach, co decyduje o ich jakościowej różnicy. Arystoteles i Empedokles wierzyli, że ciała łączą się

Pierwszą naprawdę skuteczną metodę określania właściwości substancji zaproponowano w drugiej połowie XVII wieku. Angielski naukowiec R. Boyle (1627-1691).Wyniki badań eksperymentalnych R.Boyle'a wykazały, że właściwości i właściwości ciał zależą od tego, z jakich elementów materialnych się składają .

W 1860 roku wybitny rosyjski chemik A.M. Butlerov (1828-1886) stworzył teorię chemicznej budowy materii - powstał wyższy poziom rozwoju wiedzy chemicznej - chemia strukturalna.

W tym okresie narodziła się technologia substancji organicznych.

Pod wpływem nowych wymagań produkcyjnych powstała doktryna procesów chemicznych , w której uwzględniono zmianę właściwości substancji pod wpływem temperatury, ciśnienia, rozpuszczalników i innych czynników zastępujących drewno i metal w pracach budowlanych, surowce spożywcze w produkcji oleju schnącego, lakierów, detergentów i smarów.

W latach 1960-1970. pojawił się kolejny, wyższy poziom wiedzy chemicznej - chemia ewolucyjna . Opiera się na zasadzie samoorganizacji systemów chemicznych, czyli na zasadzie stosowania chemicznego doświadczenia wysoce zorganizowanej natury żywej.

Do niedawna chemicy uważali za jasne, co należy przypisać związkom chemicznym, a co mieszaninom. W latach 1800-1808. francuski naukowiec J. Proust (1754-1826) ustanowił prawo stałości składu: każdy pojedynczy związek chemiczny ma ściśle określony, niezmieniony skład, silne przyciąganie swoich części składowych (atomów) i tym samym różni się od mieszanin

Od końca XIX wieku wznowiono studia kwestionujące absolutyzację prawa stałości kompozycji. Wybitny rosyjski chemik N.S. Kurnakov (1860-1941), w wyniku badań związków międzymetalicznych, tj. związków składających się z dwóch metali, ustalił powstawanie rzeczywistych pojedynczych związków o zmiennym składzie i ustalił granice ich jednorodności na schemacie „skład-właściwość”, rozdzielając z nich obszary istnienia składu związków stechiometrycznych. Związki chemiczne o zmiennym składzie nazwał bertolidy, i pozostawił nazwę za związkami o trwałym składzie daltonidy.

Jak pokazały wyniki badań fizycznych, istota problemu związków chemicznych tkwi nie tyle w stałości lub niestałości składu chemicznego, co w fizycznej naturze wiązań chemicznych, które spajają atomy w jeden układ mechaniki kwantowej – a cząsteczka.

Ilość związków chemicznych jest ogromna. Różnią się zarówno składem, jak i właściwościami chemicznymi i fizycznymi. Ale nadal związek chemiczny - jakościowo określona substancja składająca się z jednego lub więcej pierwiastków chemicznych.

Osm jest obecnie określany jako najcięższa substancja na świecie. Zaledwie jeden centymetr sześcienny tej substancji waży 22,6 grama. Został odkryty w 1804 roku przez angielskiego chemika Smithsona Tennanta, kiedy złoto rozpuściło się w After, osad pozostał w probówce. Stało się tak ze względu na specyfikę osmu, jest nierozpuszczalny w alkaliach i kwasach.

Najcięższy pierwiastek na świecie

Jest to niebiesko-biały metaliczny proszek. Występuje naturalnie jako siedem izotopów, z których sześć jest stabilnych, a jeden jest niestabilny. Gęstość jest nieco większa niż irydu, który ma gęstość 22,4 grama na centymetr sześcienny. Spośród odkrytych do tej pory materiałów najcięższą substancją na świecie jest osm.

Należy do grupy takich jak lantan, itr, skand i inne lantanowce.

Droższe niż złoto i diamenty

Jest wydobywany bardzo mało, około dziesięciu tysięcy kilogramów rocznie. Nawet największe źródło osmu, złoże Dzhezkazgan, zawiera około trzech dziesięciomilionowych. Wartość wymienna rzadkiego metalu na świecie sięga około 200 tysięcy dolarów za gram. Jednocześnie maksymalna czystość elementu podczas procesu czyszczenia wynosi około siedemdziesięciu procent.

Chociaż rosyjskim laboratoriom udało się uzyskać czystość 90,4 procent, ilość metalu nie przekroczyła kilku miligramów.

Gęstość materii poza planetą Ziemia

Osm to bez wątpienia lider najcięższych pierwiastków na naszej planecie. Jeśli jednak skierujemy wzrok w przestrzeń, wówczas otworzy się na naszą uwagę wiele substancji cięższych od naszego „króla” ciężkich pierwiastków.

Faktem jest, że we Wszechświecie panują warunki nieco inne niż na Ziemi. Grawitacja serii jest tak duża, że materia jest niesamowicie zagęszczona.

Jeśli rozważymy budowę atomu, okaże się, że odległości w świecie międzyatomowym przypominają nieco kosmos, który widzimy. Gdzie planety, gwiazdy i inne znajdują się w wystarczająco dużej odległości. Resztę zajmuje pustka. To właśnie tę strukturę mają atomy, a przy silnej grawitacji odległość ta dość mocno się zmniejsza. Aż do „wciskania” jednych cząstek elementarnych w inne.

Gwiazdy neutronowe - supergęste obiekty przestrzeni

Szukając poza naszą Ziemią, możemy być w stanie wykryć najcięższą materię w kosmosie w gwiazdach neutronowych.

To dość wyjątkowi mieszkańcy kosmosu, jeden z możliwych rodzajów ewolucji gwiazd. Średnica takich obiektów wynosi od 10 do 200 kilometrów, przy masie równej naszemu Słońcu lub 2-3 razy większej.

To ciało kosmiczne składa się głównie z jądra neutronowego, które składa się z płynnych neutronów. Choć według niektórych przypuszczeń naukowców powinien być w stanie stałym, wiarygodne informacje dziś nie istnieją. Wiadomo jednak, że gwiazdy neutronowe, osiągając redystrybucję kompresji, zamieniają się następnie w kolosalne uwolnienie energii, rzędu 10 43 -10 45 dżuli.

Gęstość takiej gwiazdy jest porównywalna np. do masy Mount Everestu umieszczonego w pudełku zapałek. To setki miliardów ton w jednym milimetrze sześciennym. Dla przykładu, aby lepiej wyjaśnić, jak wysoka jest gęstość materii, weźmy naszą planetę o masie 5,9 × 1024 kg i „zamieńmy” ją w gwiazdę neutronową.

W rezultacie, aby zrównać gęstość gwiazdy neutronowej, trzeba ją zredukować do rozmiarów zwykłego jabłka o średnicy 7-10 centymetrów. Gęstość unikalnych obiektów gwiezdnych wzrasta w miarę zbliżania się do środka.

Warstwy i gęstość materii

Zewnętrzna warstwa gwiazdy jest reprezentowana przez magnetosferę. Bezpośrednio pod nim gęstość materii osiąga już rząd jednej tony na centymetr sześcienny. Biorąc pod uwagę naszą wiedzę o Ziemi, jest to obecnie najcięższa substancja, jaką kiedykolwiek znaleziono. Ale nie wyciągaj pochopnych wniosków.

Kontynuujmy nasze badania wyjątkowych gwiazd. Nazywane są również pulsarami, ze względu na dużą prędkość rotacji wokół ich osi. Ten wskaźnik dla różnych obiektów waha się od kilkudziesięciu do setek obrotów na sekundę.

Przejdźmy dalej w badaniu supergęstych ciał kosmicznych. Następnie pojawia się warstwa, która ma cechy metalu, ale najprawdopodobniej ma podobne zachowanie i strukturę. Kryształy są znacznie mniejsze niż widzimy w sieci krystalicznej substancji Ziemi. Aby zbudować linię kryształów o długości 1 centymetra, będziesz musiał rozłożyć ponad 10 miliardów pierwiastków. Gęstość w tej warstwie jest milion razy większa niż w warstwie zewnętrznej. To nie jest najcięższa sprawa gwiazdy. Po nim następuje warstwa bogata w neutrony, której gęstość jest tysiąc razy większa niż poprzednia.

Jądro gwiazdy neutronowej i jej gęstość

Poniżej znajduje się rdzeń, to tutaj gęstość osiąga swoje maksimum - dwukrotnie wyższe niż warstwa wierzchnia. Substancja jądra ciała niebieskiego składa się ze wszystkich cząstek elementarnych znanych fizyce. Dzięki temu dotarliśmy do końca podróży do jądra gwiazdy w poszukiwaniu najcięższej materii w kosmosie.

Wygląda na to, że misja w poszukiwaniu substancji o unikalnej gęstości we Wszechświecie została zakończona. Ale przestrzeń jest pełna tajemnic i nieodkrytych zjawisk, gwiazd, faktów i wzorów.

Czarne dziury we wszechświecie

Powinieneś zwrócić uwagę na to, co już dziś jest otwarte. To są czarne dziury. Być może to właśnie te tajemnicze obiekty mogą pretendować do tego, że ich składnikiem jest najcięższa substancja we Wszechświecie. Zauważ, że grawitacja czarnych dziur jest tak silna, że światło nie może uciec.

Zgodnie z założeniami naukowców, substancja wciągnięta w obszar czasoprzestrzeni jest tak zagęszczona, że nie ma przestrzeni między cząstkami elementarnymi.

Niestety, poza horyzont zdarzeń (tzw. granica, w której światło i dowolny obiekt pod wpływem sił grawitacyjnych nie mogą opuścić czarnej dziury) idą nasze domysły i założenia pośrednie, oparte na emisji strumieni cząstek.

Wielu naukowców sugeruje, że poza horyzontem zdarzeń przestrzeń i czas mieszają się. Istnieje opinia, że mogą być „przejściem” do innego Wszechświata. Być może odpowiada to prawdzie, choć całkiem możliwe, że poza tymi granicami otwiera się kolejna przestrzeń z zupełnie nowymi prawami. Obszar, w którym czas zmieni „miejsce” wraz z przestrzenią. Lokalizacja przyszłości i przeszłości jest determinowana jedynie przez wybór pójścia dalej. Podobnie jak nasz wybór, aby iść w prawo lub w lewo.

Potencjalnie możliwe jest, że we wszechświecie istnieją cywilizacje, które opanowały podróże w czasie przez czarne dziury. Być może w przyszłości ludzie z planety Ziemia odkryją tajemnicę podróży w czasie.

Co jeszcze przeczytać

Spoiler prawda o Atak na Titan Invasion of the Titans colossus and armored Dzień dobry, drodzy Aniboksyato i goście naszej strony! W tym artykule, pełnym spojlerów, możesz dowiedzieć się wszystkiego ...

Teraz każdy może kupić własny zimny reaktor termojądrowy Generator ciepła Andrea Rossi, znany jako E-Cat, to urządzenie, którego zasada działania nie jest do końca...

Zasada działania silnika UFO Technologia perpetuum mobile zawsze przyciągała ludzi. Dziś uważa się to za raczej pseudonaukowe i niemożliwe, ...

Kosmochemia: co to jest? Chemia w kosmosie Źródła powstawania pierwiastków chemicznych w kosmosie

Ściągnij:

Zapowiedź:

Zapowiedź:

Podpisy slajdów:

Kwasy nukleinowe

Wideo Związki organiczne w kosmosie

Alkany. Struktura i nazewnictwo

substancje organiczne i nieorganiczne. materia organiczna

Pytanie 54. Rozwój idei dotyczących budowy chemicznej materii. Związki chemiczne.

Najcięższy pierwiastek na świecie

Droższe niż złoto i diamenty

Gęstość materii poza planetą Ziemia

Gwiazdy neutronowe - supergęste obiekty przestrzeni

Warstwy i gęstość materii

Jądro gwiazdy neutronowej i jej gęstość

Czarne dziury we wszechświecie

Co jeszcze przeczytać

OSTATNIE UWAGI

Kategorie