Космохимия. Космическая химия Источники образования элементов в космосе

Муниципальное Общебразовательное Учреждение

Средняя Общеобразовательная Школа №7

г.Бугуруслан Оренбургской области

Реферат

на тему:

«Химия космоса»

Выполнил

Утегенов Тимур

Ученик 7А класса

2011
План:
Введение;

1. 
   Химия Земли;
2. 
   Химический состав метеоритов;
3. 
   Химический состав звезд;
4. 
   Химия межзвездного пространства;
5. 
   Начало лунной химии;
6. 
   Химический состав планет;

Список литературы.

Введение
Если ты любишь смотреть на звездное небо,

Если оно привлекает тебя своей гармонией

И поражает своей необъятностью-

Значит, у тебя в груди бьется живое сердце,

Значит оно сможет отзвучать на сокровенные,

слова о жизни космоса.

Химия космоса - звучит забавно, однако химия имеет прямое отношение ко многим достижениям человека в освоении космоса.

Б
ез усилий многочисленных ученых-химиков, технологов, инженеров-химиков не были бы созданы удивительные конструкционные материалы, которые позволяют космическим кораблям преодолеть земное притяжение, сверхмощное горючее, помогающее двигателям развить необходимую мощность, точнейшие приборы, инструменты и устройства, которые обеспечивают работу космических орбитальных станций.

К сожалению, человек научился использовать только те материалы, которые находятся на поверхности Земли, но земные ресурсы истощаемы. Оттуда вопрос: «Существуют ли в космосе какие-нибудь химические элементы, хотя бы немного похожие на земные и можно ли их использовать в своих целях?». В этом и заключается актуальность выбранной мной темы.

Цели работы:

1.Исследоват химию планет, звезд, межзвездного пространства.

2.Познакомится с наукой Космохимией.

3.Узнат и рассказать о новых и интересных фактах, касающихся космической химии.

4. Использовать полученные знания в дальнейшем.

На сегодняшний день существует даже отдельная наука, космохимия. Космохимия- наука о химическом составе космических тел, законах распространённости и распределения химических элементов во Вселенной, процессах сочетания и миграции атомов при образовании космического вещества. Наиболее изученная часть Космохимии - геохимия. Космохимия исследует преимущественно «холодные» процессы на уровне атомно-молекулярных взаимодействий веществ, в то время как «горячими» ядерными процессами в космосе - плазменным состоянием вещества, нуклеогенезом (процессом образования химических элементов) внутри звёзд и др. - в основном занимается физика. Космохимия - новая область знания, получившая значительное развитие во 2-й половине 20 в. главным образом благодаря успехам космонавтики. Ранее исследования химических процессов в космическом пространстве и состава космических тел осуществлялись в основном путём спектрального анализа излучения Солнца, звёзд и, отчасти, внешних слоев атмосфер планет. Этот метод позволил открыть элемент гелий на Солнце ещё до того, как он был обнаружен на Земле.

1. Химия Земли.

Для геологов, исследующих нашу планету, наиболее важно знать самые общие законы, определяющие поведение вещества на поверхности земной коры, в ее толще и в глубинах земного шара. Геолог не может искать вслепую. Он заранее должен знать, где он может найти железо, где – уран, где – фосфор, где – калий. Он должен знать, какие условия создают на Земле залежи углерода: где надо искать уголь, где – графит и где – алмазы. Геологу нужно знать, какие элементы сопутствуют друг другу в земной коре, он должен знать законы образования совместных месторождений различных элементов.

В сложных, грандиозных химических процессах, протекающих в земной коре и на ее поверхности сотни миллионов лет, продолжающихся и в наши дни, сходные своим положением в периодической системе элементы обладают сходной геохимической судьбой. Это позволяет геохимикам проследить их движение в земной коре и выяснить законы, распределяющие их на поверхности Земли.

В состав земной коры входят:

Всего - 98,59%

Если сравнить имеющиеся на всей Земле количества железа, кобальта и никеля - элементов, стоящих рядом в восьмой группе периодической системы, то окажется, что земной шар состоит из железа (атомный номер 26) на 36,9%, кобальта (атомный номер 27) на 0,2%, никеля (атомный номер 28) на 2,9%.

Геохимическое поведение различных элементов определяется, прежде всего, строением внешних электронных оболочек в их атомах, размерами атомов и соответствующих ионов. Элементы с завершенными внешними электронными оболочками (благородные газы) существуют только в атмосфере; они не вступают в природных условиях в химические соединения. Даже гелий и радон, образующиеся при радиоактивном распаде, не захватываются полностью горными породами, а непрерывно поступают из них в атмосферу. Редкие земли, стоящие в одной клетке таблицы, встречаются в природе почти всегда вместе. В одних и тех же рудах всегда присутствуют совместно и цирконий и гафний.

Геологи хорошо знают, что осмий и иридий нужно искать там же, где и платину. В периодической таблице Менделеева они стоят вместе в восьмой группе, и так же неразлучны в природе. Месторождения никеля и кобальта сопутствуют железу, и в таблице они в одной группе и в одном периоде.

Основная толща земной коры состоит из немногих минералов; все это химические соединения элементов, расположенных главным образом в коротких периодах и в начале и в конце каждого из длинных периодов таблицы. Причем преобладают среди них легкие элементы с малыми порядковыми номерами. Эти элементы составляют основную массу силикатных горных пород.

Элементы, стоящие в периодической системе в середине длинных периодов, образуют рудные, чаще всего сульфидные, месторождения. Многие их этих элементов встречаются в самородном состоянии.

И распространенность, и геохимическое поведение элемента (его миграция в земной коре) определяются его положением в периодической системе. Распространенность зависит от строения атомного ядра, геохимическое поведение – от строения электронной оболочки.

Поэтому периодическая система элементов необходима геохимику. Без нее не могла бы возникнуть и развиваться геохимия. Эта наука устанавливает общие закономерности во взаимном сосуществовании химических элементов в горных породах и рудах. Она дает возможность геологу находить в земной коре месторождения полезных ископаемых.

Периодический закон Менделеева – надежный и испытанный компас геохимика и геолога.

В начале своей работы я сказал, что речь пойдет о химии космоса, но почему- то начала говорить о химическом составе Земли… Но, во-первых, Земля - тоже небесное тело, и, во-вторых, нужно знать химический состав Земли, чтобы сравнить его с составом метеоритов и других космических тел, прилетающих к нам на Землю из таинственных глубин космического пространства.

2. Химический состав метеоритов.
Точнейшие химические анализы огромного числа метеоритов, упавших на нашу планету, дали замечательные результаты. Оказалось, что если подсчитать среднее содержание во всех метеоритах наиболее распространенных на Земле элементов: железа, кислорода, кремния, магния, алюминия, кальция,- то на их долю падает ровно 94%, т. е. их в составе метеоритов равно столько же, сколько в составе земного шара.

К

роме того, выяснилось, что в железных метеоритах

железа 91,0%,

кобальта 0,6%,

никеля 8,4%.

Если сравнить эти числа с относительным распространением этих элементов на земном шаре, приведенным выше, то получается совершенно поразительное совпадение: оказывается, что на Земле из этих трех элементов приходится на долю

железа 92%,

кобальта 0,5%,

никеля 7,5%,

т
. е. и на Земле и в метеоритах эти элементы находятся приблизительно в одинаковых соотношениях. Эти и многие другие обнаруженные совпадения дали ученым основание сделать вывод: вещество на Земле и вещество в небесном пространстве одинаково. Оно состоит из одних и тех же элементов.

Каждый из элементов и на Земле и в метеоритах имеет почти одинаковый изотопный состав. Например, неоднократно проводившиеся анализы изотопного состава серы, добытой из пепла и лавы многочисленных вулканов, находящихся в различных частях земного шара, показали, что сера одинакова повсюду. Всюду отношение между количествами стабильных изотопов серы -32 и ссры-34 одно и то же. Оно равно 22,200. Изотопный состав серы из метеоритов - единственных представителей Космоса, доступных прямому изучению, совершенно такой же, как и на Земле.

Далее оказалось, что наиболее распространенные элементы одни и те же. Даже соотношение между ними и тут и там одно и то же. Чередование элементов с четными и нечетными порядковыми номерами в периодической таблице также соблюдается одинаково и тут и там. Можно было бы, конечно, привести еще очень много примеров, показывающих большое сходство в поведении химических элементов на Земле и в космическом пространстве, отметить еще очень много общих закономерностей.

Может ли это быть случайным? Конечно, нет.

Откуда бы ни прилетали к нам на Землю случайные гости из Вселенной - быть может, это части комет, принадлежавших солнечной системе; быть может, это обломки малых планет; быть может, это вестники из чужого звездного мира, - важно одно: по своему химическому составу, по соотношению между элементами, по тем химическим соединениям, которые найдены в метеоритах, они сообщают нам, что действие великого закона Менделеева не ограничивается пределами нашей планеты. Он является единым для всей Вселенной, где могут существовать атомы с их электронной оболочкой. Из этого вывод: «Материя всюду едина».

3. Химический состав звезд.

Элемент	Количество (примерно)
Водород	8300
Гелий	1700
Углерод	1,5
Азот	0,9
Кислород	9,0
Фтор	0,028
Неон	3,4
Магний	0,49
Алюминий	0,05
Кремний	0,77
Фосфор	0,0028
Сера	0,25
Хлор	0,014
Аргон	0,07

В данной таблице приведены лишь примерные числа, но существуют звезды, имеющие повышенное содержание того или иного элемента. Так, известны звезды с по повышенным содержанием кремния (кремниевые звезды), звезды, в которых много железа (железные звезды), марганца (марганцевые), углерода (углеродные) и т. п. Звезды с аномальным составом элементов довольно разнообразны. В молодых звездах типа красных гигантов обнаружено повышенное содержание тяжелых элементов. В одной из них найдено повышенное содержание молибдена, в 26 раз превышающее его содержание в Солнце.

В недрах звезд, при немыслимых для Земли условиях, при температуре в сотни миллионов кельвинов и непостижимо огромных давлениях, протекает множество разнообразных ядерно-химических реакций.

В наши дни уже существует обширная область науки, увлекательная химия недоступного – ядерная астрохимия. Она выясняет важнейшие для всей науки вопросы: как образовались во Вселенной элементы, где и какие элементы возникают, какова их судьба в вечном развитии мироздания.

Методы этой науки необычны. Она пользуется и наблюдением – изучает с помощью спектроскопии состав звездных атмосфер, и экспериментом – исследует реакции быстрых частиц в земных ускорителях. Теоретические расчеты позволяют ученым заглянуть в недра звезд, где уже открыто немало интересного и кроется много загадочного.

Выяснено, например, что в центральных областях звезд, при сверхвысоких температурах и давлениях, где скорость «выгорания» водорода особенно велика, где количество его мало, а содержание гелия велико, возможны реакции между ядрами гелия. Там рождаются загадочные ядра бериллия – 8 (на Земле они совсем не могут существовать), там возникают и самые прочные ядра: углерод – 12, кислород – 16, неон – 20 и другие ядра «гелиевого» цикла.

Найдены в звездах и такие ядерно-химические реакции, при которых возникают нейтроны. А уж если есть нейтроны, то можно понять, каким путем появляются в звездах и почти все остальные элементы. Но очень много загадок стоит еще перед наукой на этом пути. Непостижимо огромно многообразие звезд во Вселенной.

В
ероятно, во всех доступных нашему наблюдению звездах преобладает водород, но содержанием других элементов звезды очень сильно различаются: в некоторых звездах обнаружено такое высокое содержание отдельных элементов по сравнению с обычными звездами, что их даже так и принято называть в астрофизике: «магниевые», «кремниевые», «железные», «стронциевые», «углеродные» звезды. Недавно обнаружены даже «литиевые» и «фосфорные» звезды. Эти таинственные различия в составах звезд еще ждут объяснения.

Удалось проследить и удивительные механизмы образования новых ядер. Оказывается, что не только благодаря сверхвысоким температурам ядра обладают настолько высокой энергией, что способны преодолевать электростатическое отталкивание и реагировать между собой. Очень многие элементы таким путем вообще не могли бы образовываться.

Дейтерий, литий, бериллий, бор при высокой температуре, существующей внутри звезд, очень быстро реагируют с водородом и мгновенно разрушаются. Эти элементы в мироздании «варятся» в холодных «кухнях», возможно, на поверхности звезд в звездных атмосферах, где возникают мощные электрические и магнитные поля, ускоряющие частицы до сверхвысоких энергий.

Звездные «фабрики», где создаются элементы, ставят перед учеными странные загадки, связанные с таинственными частицами нейтрино. Ученые начинают подозревать, что роль этих неуловимых частичек-призраков далеко не так безразлична, как это казалось совсем недавно. Выяснилось, что возможны такие ядерно-химические процессы, при которых большая часть энергии, образующаяся в звезде, уносится не в виде излучения, а только с нейтрино.

Но для звезды это означает катастрофу. Звезда существует в состоянии равновесия благодаря давлению звездного газа и световому давлению, которые уравновешивают силы тяготения. Если же энергия начинает уноситься из внутренности звезды только с нейтрино, которые пронизывают толщи звездных тел без сопротивления, со скоростью света, то звезда мгновенно будет сжата силами гравитационного притяжения.

Быть может, так и образуются пока непостижимые звезды – белые карлики, плотность вещества в которых может достигать многих тысяч тонн на 1 см3. Быть может, такие процессы дают начало и тем гигантским катастрофам, при которых рождаются Сверхновые звезды.

Но нет сомнения, что и эта, одна из величайших тайн природы, будет разгадана. Мы узнаем и тайну запасов водорода в звездах и в мировом пространстве, будут найдены процессы, ведущие к его образованию и к образованию «молодых» водородных звезд.

Вопрос о появлении Сверхновых звезд в мироздании исключительно важен. Должна быть решена загадка, как рождается такое колоссальное количество энергии, которое способно разметать звезду и превратить ее в туманность. Именно это произошло, например, в 1054 г. В созвездии Тельца вспыхнула Сверхновая звезда и, затухая, превратилась в Крабовидную туманность.

В наше время эта туманность уже простирается на сотни биллионов (1012) километров. Самое интересное – то, что вспышка Сверхновой звезды, постепенно угасая, теряет свою яркость так, как если бы она состояла из изотопа калифорния – 254. Его период полураспада – 55 сут. – точно совпадает с периодом уменьшения яркости Сверхновых звезд.

Но, пожалуй, главная задача астрохимии – выяснить, как возникает во Вселенной водород. Ведь в бесчисленном множестве звездных миров происходит непрерывное уничтожение водорода, и его общие запасы во Вселенной должны убывать.

И многие ученые на Западе пришли к тяжелому и мрачному выводу о «водородной смерти» Вселенной. Они считают, что во Вселенной одна за другой гаснут звезды, исчерпавшие свои запасы водорода. И эти ранее ярко сиявшие светила одно за другим превращаются в холодные мертвые миры, которым суждено вечно носиться в космическом пространстве.

Мрачный вывод о «водородной смерти» Вселенной логически порочен и неверен. Он опровергается опытными фактами, достижениями науки наших дней – химии Вселенной.

Достижения науки, познакомившие нас с тайнами недоступных звезд, с их составом, природой, таинственными процессами, происходящими в их недрах, основаны на знаниях природы атома, его строения. Эти знания воплощены в периодическом законе Менделеева. Но не следует думать, что периодический закон навсегда останется застывшим и неизменным. Нет, он и сам развивается, включая в себя все большее и большее содержание, все глубже и точнее отражая истину законов природы.

Закон периодичности свойствен и строению атомных ядер. Это позволяет надеяться на окончательное решение об относительной устойчивости элементов в мире и о составе всех небесных тел.

4. Химия межзвездного пространства.

Еще не так давно в науке допускалось, что межзвездное пространство представляет собой пустоту. Все вещество Вселенной сосредоточено в звездах, а между ними нет ничего. Лишь в пределах Солнечной системы, где-то по неведомым путям, блуждают метеориты и их загадочные собратья – кометы.

Удивительно сложны и неожиданны пути зарождения одной из наук будущего – химии космического пространства. В глухие и страшные годы фашистской оккупации в маленьком голландском городке Лейдене на тайном собрании подпольного научного кружка юный студент Ван де Холст сделал доклад. Исходя из теории строения атома (которая, как мы уже знаем, была развита наукой на основе периодического закона Менделеева), он рассчитал, какова должна быть самая длинная волна в спектре излучения водорода. Оказалось, что длина этой волны 21 см. Она относится к коротким радиоволнам. В отличие от хорошо изученного видимого спектра, излучаемого раскаленным водородом, его радиоизлучение может происходить и при низких температурах.

Ван де Холст рассчитал, что на Земле такое излучение в атоме водорода маловероятно. Нужно ждать много миллионов лет, пока в атоме водорода произойдет перемещение электронов, которое сопровождается излучением радиоволн длиной 21 см.

В своем докладе молодой ученый сделал предположение: если в безграничном мировом пространстве присутствует водород, можно надеяться обнаружить его по излучению по волне 21 см. Это предсказание оправдалось. Оказалось, что из необъятных глубин Вселенной к нам на Землю всегда, не прекращаясь ни ночью, ни днем, приходят на волне 21 см поразительные радиосообщения о тайнах мироздания, которые приносит нам межзвездный водород.

Волна в 21 см мчится к нашей планете из столь отдаленных уголков Вселенной, что требуются тысячи и миллионы лет, пока она дойдет до антенн радиотелескопов. Она рассказала ученым, что в космосе нет пустоты, что в нем существуют невидимые глазу облака космического водорода, которые простираются от одной звездной системы к другой. Оказалось возможным даже определить протяженность и форму этих скоплений водорода. Для волны в 21 см в мировом пространстве нет преград. Даже черные, непроницаемые облака космической пыли, скрывающие от взора исследователя огромные области Млечного Пути, совершенно прозрачны для холодного излучения водорода. И эти волны помогают теперь ученым понять природу вещества, из которого построены далекие звезды не только Млечного Пути, но и самых отдаленных туманностей, лежащих на самом краю доступной нам части Вселенной.

Необъятные звездные миры, разобщенные расстояниями в пустом безграничном пространстве, теперь оказываются связанными в единое целое гигантскими водородными облаками. Трудно проследить преемственность в развитии научных идей, но несомненно, что есть прямая и непрерывная связь между смелым предсказанием юного голландского студента и великой идеей Менделеева. Так был найден в межзвездном пространстве водород.

Безграничное мировое пространство нельзя считать пустым. Теперь уже кроме водорода в нем найдено много других элементов.

Химия космоса весьма своеобразна. Это химия сверхвысокого вакуума. Средняя плотность вещества в пространстве всего только 10-24 г/см3. Такой вакуум пока нельзя создать в лабораториях физиков. Важнейшую роль в химии космического пространства играет атомный водород. Следующий по распространенности – гелий, его раз в десять меньше; найдены уже кислород, неон, азот, углерод, кремний – их в космическом пространстве ничтожно мало.

Выяснилось, что роль межзвездного вещества в мироздании огромна. На его долю приходится, по крайней мере в пределах нашей Галактики, почти половина всего вещества, остальная часть находится в звездах.

В химии межзвездного пространства за последние годы сделаны совершенно поразительные открытия. Все началось с того, что в космосе неожиданно обнаружили сложную молекулу цеаноацетилена (HC3N). Не успели космохимики объяснить, каким путем в межзвездном пространстве возникает органическая молекула столь сложного состава и строения, как вдруг с помощью радиотелескопа в созвездии Стрельца были открыты гигантские облака самого обыкновенного на Земле и совершенно неожиданного для космоса химического соединения – муравьиной кислоты (HCOOH). Следующее открытие было еще более неожиданным. Оказалось, что в космическом пространстве существуют облака формальдегида (HCOH). Это само по себе уже достаточно удивительно, но совсем необъяснимым остается тот факт, что разные космические формальдегидные облака имеют разный изотопный состав. Как будто бы история межзвездной среды в разных частях Галактики различна.

Затем последовало еще более странное открытие: в небольшом облаке межзвездной пыли, лежащем где-то по направлению к центру нашей Галактики, обнаружили аммиак (NH3). По интенсивности радиоизлучения космического аммиака удалось даже измерить температуру этой области космоса (25 К). Загадка космического аммиака заключается в том, что он в этих условиях неустойчив и разрушается под действием ультрафиолетового излучения. Значит, он интенсивно возникает – образуется в космосе. Но как? Пока это неизвестно.

Химия межзвездного пространства оказалась удивительно сложной. Уже найдены молекулы формамида – шестиатомные молекулы, состоящие из атомов четырех разных элементов. Как они возникают? Какова их судьба? Были еще найдены молекулы метилцеанида (CH 3 CN), сероуглерода (CS 2), сероокиси углерода (COS), окиси кремния (SiO).

Кроме того, в космосе были открыты простейшие радикалы: например, метин (CH), гидроксил (OH). Когда установили существование гидроксила, были предприняты поиски воды. Где есть гидроксил, там должна быть и вода, и она была действительно найдена в межзвездном пространстве. Это открытие особенно интересно и важно. В космосе есть вода, есть органические молекулы (формальдегид), есть аммиак. Эти соединения, реагируя между собой, могут привести к образованию аминокислот, что и было подтверждено на опыте в земных условиях.

Что же будет еще обнаружено в межзвездной «пустоте»? В ней найдено более 20 сложных химических соединений. Наверное, будут открыты и аминокислоты. Удивительные космические облака органических соединений, как, например, облако цианоацетилена в созвездии Стрельца, достаточно плотны и обширны. Расчет показывает, что такие облака должны сжиматься под действием сил тяготения. Не может ли оказаться вероятным совершенно фантастическое предположение, что планеты во время своего образования уже содержат сложные органические соединения – основу примитивных форм жизни? Пожалуй, становится вполне допустимым серьезное обсуждение, казалось бы, совершенно невозможного вопроса: «Что же старше – планеты или жизнь на них?» Конечно, трудно угадать, каким будет ответ на него. Ясно одно – для науки неразрешимых вопросов нет.

На наших глазах зарождается новая наука. Трудно предвидеть пути ее развития и предсказать, к каким еще более удивительным открытиям приведет космическая химия.

5. Начало лунной химии.

М

ного лет назад, в 1609 г., Галилео Галилей впервые направил телескоп в небо. Лунные «моря» представились ему в обрамлении берегов из белого камня. После наблюдений Галилея еще долгое время думали, что лунные «моря» наполнены водой. Говорили даже, что на Луне жить приятнее, чем на Земле. Знаменитый астроном XVIII в. Вильям Гершель писал: «Что касается меня, то, если бы мне пришлось выбирать, жить ли на Земле или Луне, я, не колеблясь ни одной минуты, выбрал бы Луну».

Шло время. Сведения о Луне становились все точнее. В 1840 г. лунная поверхность была впервые отображена на фотопластинке. В октябре 1959 г. советская космическая станция «Луна – 3» передала на Землю изображение обратной стороны Луны. И вот 21 июля 1969 г. на поверхности Луны отпечатался след человека. Американские космонавты, а затем и советские автоматические станции привезли на Землю лунные камни.

Лунные камни особенные – на их составе сказывается недостаток кислорода. Металлы не встречаются в их высших степенях окисления, железо встречается только двухвалентное. На Луне не было ни свободной воды, ни атмосферы. Все летучие соединения, возникшие при магматических процессах, улетели в космос, и вторичная атмосфера возникнуть не могла. Кроме того, на Луне процесс выплавления (образования коры) шел очень быстро и при более высоких температурах: 1200 - 1300оС, в то время как эти процессы на Земле шли при 1000 - 1100оС.

Луна все время повернута к Земле одной стороной. На ней в ясную ночь можно разглядеть темные пятна – лунные «моря», которые и открыл Галилей. Они занимают около трети видимой стороны Луны. Вся остальная ее поверхность – высокогорья. Причем на обратной, невидимой нам стороне «морей» почти нет. Породы, слагающие высокогорную обратную сторону ночного светила и «материки» видимой нам стороны, светлее, чем породы «морей».

Н
а Луне нет длинных линейных хребтов, как на Земле. Там возвышаются кольцевые структуры – высокие (до нескольких километров) стенки громадных вулканических цирков – кратеров. Крупные кратеры, диаметром несколько километров, ведут свою родословную от вулканов. Их лава, излившись в пониженные места, образовала колоссальные лавовые озера – это и есть лунные «моря». Многие кратеры диаметром меньше километра возникли, вероятно, при падении метеоритов или камней, поднятых взрывным вулканизмом Луны. Предположение это подтвердилось в 1972 г. На Луну упал метеорит и образовал новый кратер диаметром 100м. Метеорит привел в действие сейсмические приборы, установленные на Луне. Это дает возможность определить мощность лунной коры и узнать о ее глубинном строении.

И Лунные горы, и кратеры, и лунные «моря» образуют «лунный ландшафт». Очень возможно, что и Земля в раннюю эпоху своей геологической истории была изъедена кратерами и по ландшафту была похожа на теперешнюю Луну. Но мощные процессы разрушения горных пород, присущие Земле, похоронили первичный рельеф под толщей осадков. Разрушение земных горных пород – выветривание – идет под воздействием воды, живых организмов, кислорода, углекислоты и других химических факторов, а также смены температур. На Луне нет атмосферы, нет воды, нет и организмов, а это значит, что процесс окисления, как и другие химические реакции, там почти отсутствует. Поэтому лунные породы в основном испытывают физико-механическое дробление, а земные, разрушаясь, претерпевают глубокую химическую перестройку. Лунные породы превращаются в пыль под влиянием резкой смены температур между лунным днем и лунной ночью. На породы действует и галактическое излучение, и «солнечный ветер» – радиация Солнца. Нельзя забывать и метеориты, с огромной скоростью врезающиеся в поверхность Луны. В результате всех этих процессов на плотных породах Луны и возник слой мелкозернистого лунного грунта. Он мощным слоем покрывает «моря». Есть он и на поверхности высокогорных, материковых областей Луны.

Галактическое излучение примерно на метр проникает в тело Луны, и в породах под воздействием протонов происходят ядерные превращения. Благодаря бомбардировке протонами на Луне обычны радиоактивные изотопы (23AI, 22Na и др.), которых почти нет в земных породах. Есть и другие отличия. Например, в лунных породах содержится больше аргона, чем в земных. И еще одна химическая особенность – на Луне, по всей вероятности, нет месторождений полезных ископаемых. Дело в том, что для формирования рудных тел необходимы гидротермальные растворы, а свободной воды в толще Луны никогда не было. Зато некоторые лунные породы содержат около 10% титана.

Камни из космоса – метеориты знакомы людям давно. Но первые кусочки горных пород Луны попали к нам совсем недавно. Их доставили на Землю космонавты американских космических кораблей «Аполлон» и советские автоматические станции «Луна – 16» и «Луна – 20». Удивительно держать в руках кусок Луны! О лунном камне веками рассуждали ученые, его воспевали поэты, о нем столько написано! И только в наши дни человеку представилась исключительная возможность сравнить вещественный состав земных, метеоритных и лунных камней.

Каменные метеориты в основном сложены простыми силикатами, число минералов в них едва достигает сотни. В лунных же породах минералов немного больше, чем в метеоритах, – вероятно, несколько сотен. А на поверхности Земли открыто больше 3 тыс. минералов. Это говорит о сложности земных химических процессов по сравнению с лунными.

Тут уместно напомнить, что химический элементарный состав каменных метеоритов (хондритов) очень похож на состав Солнца. В каменных метеоритах и на Солнце практически одинаковы распространенность химических элементов и соотношения между ними (за исключением газов, которые при образовании метеоритов улетучились). Все химические элементы, обнаруженные на Солнце, найдены и в метеоритах. Кроме того, соотношение Si/Mg одинаково и на Солнце, и в метеоритах, и близко к единице. Когда выяснилось, что камни, доставленные из лунных «морей», оказались фрагментами базальтовых пород, стало ясно, что у лунной коры немало общего с Землей.

Базальты Луны, излившиеся при лунном вулканизме, несколько иного химического состава, чем хондриты. Так, соотношение Si/Mg в них равно не единице, а примерно 6 (как и в земных базальтах). Состав этих пород уже не соответствует первичному составу Солнца, однако они выплавились из лунного вещества, очень близкого к каменным метеоритам. Достаточно сказать, что средняя плотность Луны такая же, как каменных метеоритов – 3,34 г/см3. Земля же имеет плотность более 5, а ведь земная кора в основном сложена базальтами. Значит, Луна, вероятно, лишена тяжелого железного ядра.

И

так, лунные «моря» сложены базальтовой лавой и покрыты мелкозернистым грунтом того же состава. Но в деталях одно «море» отличается от другого. Море Изобилия, например, состоит из базальтов, где титана около 3 %, а в базальтах Моря Спокойствия титана до 10 %. Он находится здесь в виде минерала ильменита. Морские лунные базальты богаты железом – до 18 %, в земных же базальтах его обычно около 7 %. В лунных базальтах по сравнению с земными повышенное содержание урана, тория и калия. Эти радиоактивные элементы и обуславливают лунный вулканизм.

В высокогорьях Луны преобладают не базальты, а другие породы, так называемые анортозиты, состоящие главным образом из минерала анортита. На Земле такие породы встречаются среди самых древних пород на горных щитах. У земных анортозитов почтенный возраст – им до 3,5 млрд. лет. Все анортозиты, в том числе и лунные, содержат много алюминия и кальция и немного железа, ванадия, марганца, а также титан. А между тем в «морских» лунных базальтах содержание железа и титана весьма высокое.

Открытие способа образования лунных анортозитов прояснило бы земные геологические процессы далекого прошлого. Можно предположить, что анортозиты возникают при кристаллизационной дифференциации габбро-базальтовой магмы. На Луне анортозит кристализуется при очень быстром излиянии магмы в космическом вакууме. Все говорит о том, что для образования анортозита нужна вода и высокая температура. Лунная магма была горячей, однако, есть признаки того, что в ней было мало летучих компонентов: воды, газов, углекислоты. Правда, такие летучие соединения могли легко уходить с Луны в космос.

В происхождении анортозитов еще много неясного, а между тем находка этих пород в лунных высокогорьях воскресила старые геологические идеи о первичной анортозитовой коре Земли.

Очень интересна концентрация никеля в породах Луны. В монолитных морских базальтах его мало. Но в грунте (измельченной породе) его на полпорядка больше. А анортозиты материковых областей Луны содержат много никеля не только в грунте, но и в кусочках породы. И самое интересное – в грунте было обнаружено распыленное металлическое железо, содержащее никель. По всей вероятности, это частицы металлической фазы метеоритов. Удалось рассчитать, что в лунном грунте находится 0,25 % этого железного сплава, или 2,5 % каменного метеоритного вещества. Это значит, что многие миллионы тонн вещества привнесены на Луну из космоса. С помощью лунных камней, доставленных на Землю, определили абсолютный «геологический» возраст нашего ночного светила. Оказалось, что Луне около 4,6 * 109 лет, т.е. она ровесница Земли. Вместе с тем, отдельные кристаллические породы (главным образом базальты лунных «морей») на миллиард лет моложе: им около 3,0 * 109 лет.

6. Химический состав планет.

С

ведения о химии планет растут очень быстро. За последние годы мы много узнали о законах химических превращений вещества и о его составе на таинственных далеких мирах – наших соседях во Вселенной.

Меркурий – самая близкая к Солнцу планета. Но что происходит на планете, мы пока знаем весьма приближенно. Его масса слишком мала (0,054 земной), температура на солнечной стороне слишком велика (больше 400оС), и молекулы любого газа с огромной скоростью покидают поверхность планеты, улетая в космическое пространство. Наверное, Меркурий покрыт силикатными породами, сходными с земными.

На Венеру советские ученые отправили несколько автоматических лабораторий.

Т
еперь получены достоверные сведения о химическом составе ее атмосферы и об условиях на ее поверхности.

Посланные с Земли советские автоматические межпланетные станции «Венера – 4», «Венера – 5» и «Венера – 6» сделали прямой анализ состава атмосферных газов, измерили давление и температуру. Полученные сведения были переданы на Землю.

теперь достоверно известен состав атмосферы этой планеты:

углекислого газа (СО 2 ) около 97 %,

азота (N 2) не более 2 %,

водяного пара (Н 2 О) около 1 %,

кислорода (О 2) не более 0,1 %.

На поверхности Венеры жизнь невозможна. Термометр космической лаборатории показал температуру около 500 о С, а давление оказалось около 100 атм.

Поверхность Венеры (почти наверное) – раскаленная каменистая пустыня.

С
оветские и американские ученые отправили автоматические исследовательские станции и на Марс . Даже будучи разделены десятками миллионов миль пустого пространства, Марс и Земля находятся в таинственной связи. Установлено, что атмосфера этой планеты состоит почти из углекислоты, есть немного азота, кислорода и водяного пара. Атмосфера Марса очень разрежена, ее давление на поверхности в 100 с лишним раз меньше, чем на Земле. На Марсе преобладают температуры ниже 0 о С, огромные суточные колебания температуры становятся причиной страшных пыльных бурь. Поверхность планеты, как на Луне, покрыта множеством кратеров. Марс – холодная безжизненная пыльная пустыня.

Самая интересная, удивительная и загадочная планета с точки зрения химии – это Юпитер . Недавно было открыто радиоизлучение Юпитера. Какие процессы могут порождать радиоволны на этом холодном гиганте – загадка. Теоретики подсчитали, что ядро планеты должно быть жидким. Оно окружено оболочкой из металлического водорода, там царствуют давления в миллион атмосфер. Ученые настойчиво пытаются получить металлический водород в лабораториях. Основываясь на термодинамических расчетах, они уверены в успехе.

Юпитер окутан плотной атмосферой, толщиной в десятки тысяч километров. Химики открыли в атмосфере Юпитера много различных соединений. Все они, конечно, построены в полном соответствии с периодическим законом. На 98 % Юпитер состоит из водорода и гелия. Обнаружены также вода и сероводород. Найдены признаки метана и аммиака. Средняя плотность Юпитера очень мала – 1,37 г/см3.

Ф

изики рассчитали, что внутреннее ядро Юпитера должно быть очень горячим. От Солнца он получает мало тепла – в 27 раз меньше, чем Земля, и при этом 40 % отражает обратно в космос. Но излучает он в четыре раза больше, чем поглощает. Откуда Юпитер берет лишнюю энергию, как она возникает – неизвестно. Термоядерные процессы на нем невозможны. Быть может, эта избыточная энергия является энергией сжатия планеты?

Внешняя поверхность Юпитера очень холодная – от -90 до -120оС. Следовательно, внутри его атмосферы должны быть области, где условия мало отличаются от земных. Толщина такой зоны отнюдь не мала, около 3000 км. В этой зоне температурные колебания лежат в пределах от -5 до +100оС. Вода здесь должна быть жидкой, а другие соединения атмосферы – газообразными.

Астрономы считают, что снаружи Юпитер покрыт облачной оболочкой, состоящей из твердых частиц льда и аммиака. Поэтому он так ярко блестит на небе. В телескоп на поверхности Юпитера отчетливо видны полосы загадочных облаков, плывущих с гигантскими скоростями. Это царство ураганов и чудовищных гроз.

Ученые пытались воссоздать в лаборатории условия атмосферы Юпитера. Результаты получились неожиданными. Под действием электрических разрядов (грозы), ионизирующего и ультрафиолетового излучений (солнечный свет и космические лучи) в газовой среде, подобной по составу атмосфере Юпитера, возникали сложные органические соединения: мочевина, аденин, углекислота, даже некоторые аминокислоты и сложные углеводороды. Кроме того, были получены цианополимеры красного и оранжевого цвета. Их спектры оказались сходными со спектром загадочного красного пятна на Юпитере. Перед учеными возник вопрос: есть ли на Юпитере жизнь? Для наших земных организмов атмосфера этой планеты – яд. Но может быть, это зона первичных форм жизни, океан добиологических соединений, необходимых для возникновения самых примитивных, простейших форм жизни? А может быть, они там уже возникли?

С
иний цвет Урана является результатом поглощения красного света метаном в верхней части атмосферы. Вероятно, существуют облака других цветов, но они прячутся от наблюдателей перекрывающим слоем метана. Атмосфера Урана (но не Уран в целом!) состоит примерно на 83% из водорода, на 15% из гелия и на 2% из метана. Подобно другим газовым планетам, Уран имеет полосы облаков, которые очень быстро перемещаются. Но они слишком плохо различимы и видимы только на снимках с большим разрешением, сделанных "Вояджером 2". Недавние наблюдения с HST позволили рассмотреть большие облака. Есть предположение о том, что эта возможность появилась в связи с сезонными эффектами, ведь как не трудно сообразить, зима от лета на Уране сильно разняться: целое полушарие зимой на несколько лет прячется от Солнца! Однако, Уран получает в 370 раз меньше тепла от Солнца, чем Земля, так что летом там тоже не бывает жарко. К тому же, Уран излучает тепла не больше, чем получает от Солнца, следовательно, и, скорее всего, он холоден внутри

С
троение и набор составляющих Нептун элементов, вероятно, подобны Урану: различные "льды" или отвердевшие газы с содержанием около 15% водорода и небольшого количества гелия Как и Уран, и в отличие от Юпитера с Сатурном, Нептун, возможно, не имеет четкого внутреннего расслоения. Но наиболее вероятно, у него есть небольшое твердое ядро (равное по массе Земле). Атмосфера Нептуна - это, по большей части, метан: синий цвет Нептуна является результатом поглощения красного света в атмосфере этим газом, как на Уране Подобно типичной газовой планете, Нептун славен большими бурями и вихрями, быстрыми ветрами, дующими на ограниченных полосах, параллельным экватору. На Нептуне самые быстрые в Солнечной системе ветры, они разгоняются до 2 200 км/час. Ветры дуют на Нептуне в западном направлении, против вращения планеты. Заметьте, что у планет-гигантов скорость потоков и течений в их атмосферах увеличивается с расстоянием от Солнца. Эта закономерность не имеет пока никакого объяснения. На снимках Вы видите облака в атмосфере Нептуна Подобно Юпитеру и Сатурну, Нептун имеет внутренний источник тепла - он излучает более чем в два с половиной раза больше энергии, нежели получает от Солнца.

Химический состав Плутона также не известен, но его плотность (около 2 г/см3) показывает, что он, вероятно, состоит из смеси 70% горных пород и 30% водяного льда, практически также, как Тритон. Светлые области на поверхности, возможно, покрыты азотным льдом небольшими добавками (твердых) метана, этана и угарного газа. Состав темных областей поверхности Плутона не известен, но он может быть создан из первичного органического материала или в ходе фотохимических реакций вызванных космическими лучами. Об атмосфере Плутона известно совсем немного, но, вероятно, она состоит в основном из азота с небольшими примесями угарного газа и метана.

А

тмосфера Сатурна - в основном, водород и гелий. Но из-за особенности образования планеты большая, нежели на Юпитере, часть Сатурна приходится на другие вещества. "Вояджер 1" выяснил, что около 7 процентов объема верхней атмосферы Сатурна - гелий (по сравнению с 11-ю процентами в атмосфере Юпитера), в то время как почти все остальное – водород.

Поразительные достижения космической химии позволили начать исследования процессов, протекающих на поверхности далеких, пока еще недоступных миров. Это приводит к очень важному выводу: самая прекрасная планета – наша родная Земля. Долг каждого человека – бережно относиться ко всем ее богатствам и красоте.

Заключение

Наши знания химического состава Вселенной получены в результате спектроскопических исследований излучений Солнца и звезд, анализа метеоритов и на основании того, что мы знаем о составе Земли и других планет. Спектроскопические наблюдения позволяют установить элементы, ответственные за излучения, а на основании тщательного анализа интенсивностей спектральных линий можно сделать грубые оценки относительных количеств различных элементов, присутствующих во внешних частях излучаемого тела. Полученные таким образом данные подтверждают предположение, что Вселенная состоит из одних и тех же элементов. И приведенные данные доказывают это.

Список литературы.

1. Интернет;

2. Г. Хэнкок, Р. Бьювэл, Дж. Григзби «Тайны Марса»

3. В. Н. Демин «Тайны Вселенной»

Космос в популярном сознании представляется царством холода и пустоты (помните песню: «Здесь холод космический, цвет неба иной»?). Однако примерно с середины XIX века исследователи стали понимать, что пространство между звездами по крайней мере не пусто. Наглядный признак существования межзвездного вещества - так называемые темные облака, бесформенные черные пятна, особенно хорошо различимые на светлой полосе Млечного Пути. В XVIII–XIX веках полагали, что это реальные «дырки» в распределении звезд, однако к 1920-м годам сложилось мнение: пятна выдают присутствие колоссальных облаков межзвездной пыли, которые мешают нам видеть свет расположенных за ними звезд (фото 1).

В середине XIX века началась новая эпоха в астрономии: благодаря работам Густава Кирхгофа и Роберта Бунзена появился спектральный анализ, позволивший определять химический состав и физические параметры газа в астрономических объектах. Астрономы быстро оценили новую возможность, и 1860-е годы стали временем бурного расцвета звездной спектроскопии. Одновременно, во многом благодаря усилиям замечательного наблюдателя Уильяма Хеггинса, накапливались и доказательства наличия газа не только в звездах, но и в пространстве между ними.

Хеггинс был пионером научных исследований незвездной материи. С 1863 года он публиковал результаты спектроскопического исследования некоторых туманностей, включая Большую Туманность Ориона, и продемонстрировал, что спектры туманностей в видимом диапазоне сильно отличаются от спектров звезд. Излучение типичной звезды - непрерывный спектр, на который накладываются линии поглощения, рождающиеся в звездной атмосфере. А спектры туманностей, полученные Хеггинсом, состояли из нескольких эмиссионных линий, практически без непрерывного спектра. Это был спектр горячего разреженного газа, параметры которого совершенно не похожи на параметры газа в звездах. Основной вывод Хеггинса: получено наблюдательное подтверждение предположения Гершеля о том, что в космосе помимо звезд есть диффузное вещество, распределенное по значительным объемам пространства.

Чтобы собственное свечение межзвездного газа можно было наблюдать в оптическом диапазоне, он должен быть не только горячим, но и довольно плотным, а этим условиям отвечает далеко не все межзвездное вещество. В 1904 году Йоханнес Хартманн заметил, что более холодный и/или разреженный межзвездный газ выдает свое присутствие, оставляя в звездных спектрах собственные линии поглощения, которые рождаются не в атмосфере звезды, а вне ее, на пути от звезды к наблюдателю.

Исследование линий излучения и поглощения межзвездного газа позволило к 1930-м годам довольно хорошо изучить его химический состав и установить, что он состоит из тех же элементов, которые встречаются и на Земле. Несколько линий в спектрах долго не поддавались отождествлению, и Хеггинс предположил, что это новый химический элемент - небулий (от лат. nebula - облако), но он оказался всего лишь дважды ионизованным кислородом.

К началу 1930-х годов полагали, что все линии в спектре межзвездного газа выявлены и приписаны определенным атомам и ионам. Однако в 1934 году Пол Мерилл сообщил о четырех неидентифицированных линиях в желтой и красной областях спектра. Ранее наблюдавшиеся межзвездные линии имели очень малую ширину, как и положено атомарным линиям, образующимся в газе низкой плотности, а эти были шире и размытее. Практически сразу было высказано предположение, что это линии поглощения не атомов или ионов, а молекул. Но каких? Предлагались и экзотические молекулы, например натрия (Na 2), и привычные двухатомные соединения, еще в XIX веке обнаруженные в кометных хвостах тем же Хеггинсом, например молекула CN. Окончательно существование межзвездных молекул было установлено в конце 1930-х годов, когда несколько неидентифицированных линий в синей области спектра удалось однозначно связать с соединениями CH, CH + и CN.

Особенность химических реакций в межзвездной среде - доминирование двухчастичных процессов: стехиометрические коэффициенты всегда равны единице. Поначалу единственным путем к формированию молекул казались реакции «радиативной ассоциации»: чтобы два атома, столкнувшись, объединились в молекулу, необходимо отвести избыточную энергию. Если молекула, сформировавшись в возбужденном состоянии, успевает до распада излучить фотон и перейти в невозбужденное состояние, она сохраняет устойчивость. Расчеты, проведенные до 1950-х годов, показывали, что наблюдаемое содержание трех этих простых молекул вроде бы удается объяснить в предположении, что они формируются в реакциях радиативной ассоциации и разрушаются межзвездным полем излучения - совокупным полем излучения звезд Галактики.

Круг забот астрохимии в то время был не особенно широк, по крайней мере в межзвездной среде: три молекулы, с десяток реакций между ними и их составными элементами. Ситуация перестала быть спокойной в 1951 году, когда Дэвид Бэйтс и Лайман Спитцер пересчитали равновесные содержания молекул с учетом новых данных о скоростях реакций радиативной ассоциации. Оказалось, что атомы связываются в молекулы гораздо медленнее, чем считалось до этого, и потому простая модель промахивается в предсказании содержания CH и CH + на порядки величины. Тогда они предположили, что две из этих молекул появляются не в результате синтеза из атомов, а в результате разрушения более сложных молекул, конкретно - метана. А откуда взялся метан? Ну, он мог образоваться в звездных атмосферах, а потом попасть в межзвездную среду в составе пылинок.

Позже космической пыли стали приписывать и более активную химическую роль, нежели роль простого переносчика молекул. Например, если для эффективного протекания химических реакций в межзвездной среде не хватает третьего тела, которое отводило бы избыток энергии, почему не предположить, что это пылинка? Атомы и молекулы могли бы вступать в реакции друг с другом на ее поверхности, а потом испаряться, пополняя собой межзвездный газ.

Свойства межзвездной среды

Когда в межзвездной среде были обнаружены первые молекулы, ни ее физические свойства, ни даже химический состав не были хорошо известны. Само обнаружение молекул CH и CH + считалось в конце 1930-х годов важным доказательством наличия там углерода и водорода. Все изменилось в 1951 году, когда было обнаружено излучение межзвездного атомарного водорода, знаменитое излучение на длине волны около 21 см. Стало ясно, что именно водорода в межзвездной среде больше всего. По современным представлениям, межзвездное вещество - это водород, гелий и лишь 2% по массе более тяжелых элементов. Значительная часть этих тяжелых элементов, особенно металлов, находится в пылинках. Полная масса межзвездного вещества в диске нашей Галактики - несколько миллиардов масс Солнца, или 1–2% от полной массы диска. А масса пыли примерно в сто раз меньше массы газа.

Вещество распределено по межзвездному пространству неоднородно. Его можно разделить на три фазы: горячую, теплую и холодную. Горячая фаза - это очень разреженный корональный газ, ионизованный водород с температурой в миллионы кельвинов и плотностью порядка 0,001 см –3 , занимающий примерно половину объема галактического диска. Теплая фаза, на долю которой приходится еще половина объема диска, имеет плотность около 0,1 см –3 и температуру 8000–10 000 К. Водород в ней может быть и ионизованным, и нейтральным. Холодная фаза действительно холодна, ее температура не более 100 K, а в самых плотных областях мороз до единиц кельвинов. Холодный нейтральный газ занимает всего около процента объема диска, но масса его составляет примерно половину всей массы межзвездного вещества. Это подразумевает значительную плотность, сотни частиц на кубический сантиметр и выше. Значительную по межзвездным понятиям, конечно, - для электронных приборов это замечательный вакуум, 10 –14 торр!

Плотный холодный нейтральный газ имеет клочковатую облачную структуру, ту самую, что прослеживается по облакам межзвездной пыли. Логично предположить, что облака пыли и облака газа - это одни и те же облака, в которых пыль и газ перемешаны друг с другом. Однако наблюдения показали, что области пространства, в которых поглощающее действие пыли максимально, не совпадают с областями максимальной интенсивности излучения атомарного водорода. В 1955 году Барт Бок с соавторами предположили, что в наиболее плотных участках межзвездных облаков, тех самых, которые делаются непрозрачными в оптическом диапазоне из-за высокой концентрации пыли, водород находится не в атомарном, а в молекулярном состоянии.

Поскольку водород - основной компонент межзвездной среды, названия различных фаз отражают состояние именно водорода. Ионизованная среда - это среда, в которой ионизован водород, другие атомы могут сохранять нейтральность. Нейтральная среда - это среда, в которой водород нейтрален, хотя другие атомы могут быть ионизованы. Плотные компактные облака, предположительно состоящие в основном из молекулярного водорода, называются молекулярными облаками. Именно в них и начинается подлинная история межзвездной астрохимии.

Невидимые и видимые молекулы

Первые межзвездные молекулы были обнаружены благодаря своим линиям поглощения в оптическом диапазоне. Поначалу их набор был не слишком велик, и для их описания хватало простых моделей на основе реакций радиативной ассоциации и/или реакций на поверхностях пылинок. Однако еще в 1949 году И.С. Шкловский предсказал, что более удобен для наблюдения межзвездных молекул радиодиапазон, в нем можно наблюдать не только поглощение, но и излучение молекул. Чтобы увидеть линии поглощения, необходима фоновая звезда, излучение которой будут поглощать межзвездные молекулы. Но если вы смотрите на молекулярное облако, то фоновых звезд вы не увидите, потому что их излучение будет полностью поглощено пылью, входящей в состав того же самого облака! Если же молекулы излучают сами, вы увидите их везде, где они есть, а не только там, где их заботливо подсвечивают сзади.

Излучение молекул связано с наличием у них дополнительных степеней свободы. Молекула может вращаться, вибрировать, совершать более сложные движения, с каждым из которых связан набор энергетических уровней. Переходя с одного уровня на другой, молекула, так же, как и атом, поглощает и излучает фотоны. Энергетика этих движений невысока, поэтому они с легкостью возбуждаются даже при низких температурах в молекулярных облаках. Фотоны, соответствующие переходам между молекулярными энергетическими уровнями, попадают не в видимый диапазон, а в инфракрасный, субмиллиметровый, миллиметровый, сантиметровый... Поэтому исследования излучения молекул начались, когда у астрономов появились инструменты для наблюдений в длинноволновых диапазонах.

Правда, первая межзвездная молекула, обнаруженная по наблюдениям в радиодиапазоне, наблюдалась все-таки в поглощении: в 1963 году в радиоизлучении остатка сверхновой Кассиопея A. Это была линия поглощения гидроксила (OH) - длина волны 18 см, а вскорости гидроксил был обнаружен и в излучении. В 1968 году наблюдалась эмиссионная линия аммиака 1,25 см, через несколько месяцев нашли воду - линия 1,35 см. Очень важным открытием в исследованиях молекулярной межзвездной среды стало открытие в 1970 году излучения молекулы оксида углерода (CO) на длине волны 2,6 мм.

До этого времени молекулярные облака были в известной степени гипотетическими объектами. У самого распространенного химического соединения во Вселенной - молекулы водорода (H 2) - нет переходов в длинноволновой области спектра. При низких температурах в молекулярной среде она просто не светится, то есть остается невидимой, несмотря на все свое высокое содержание. У молекулы H 2 есть, правда, линии поглощения, но они попадают в ультрафиолетовый диапазон, в котором нельзя наблюдать с поверхности Земли; нужны телескопы, установленные либо на высотных ракетах, либо на космических аппаратах, что значительно усложняет наблюдения и еще значительнее удорожает их. Но даже при наличии заатмосферного инструмента линии поглощения молекулярного водорода можно наблюдать только при наличии фоновых звезд. Если учесть, что звезд или иных астрономических объектов, излучающих в ультрафиолетовом диапазоне, в принципе не так много и, кроме того, в этом диапазоне поглощение пыли достигает максимума, становится понятно, что возможности изучения молекулярного водорода по линиям поглощения весьма ограниченны.

Молекула CO стала спасением - в отличие, например, от аммиака, она начинает светиться при невысоких плотностях. Две ее линии, соответствующие переходам из основного вращательного состояния в первое возбужденное и из первого во второе возбужденное, попадают в миллиметровый диапазон (2,6 мм и 1,3 мм), все еще доступный для наблюдений с поверхности Земли. Более коротковолновое излучение поглощается земной атмосферой, более длинноволновое излучение дает изображения меньшей четкости (при заданном диаметре объектива угловое разрешение телескопа тем хуже, чем больше наблюдаемая длина волны). И молекул CO много, причем настолько много, что в этом виде находится, по-видимому, большая часть всего углерода в молекулярных облаках. Это означает, что содержание CO определяется не столько особенностями химической эволюции среды (в отличие от молекул CH и CH +), сколько попросту количеством доступных атомов C. И поэтому содержание CO в молекулярном газе можно считать, по крайней мере в первом приближении, постоянным.

Поэтому именно молекулу CO используют как индикатор наличия молекулярного газа. И если вам где-то встречается, например, карта распределения молекулярного газа в Галактике, это будет карта распределения именно оксида углерода, а не молекулярного водорода. Допустимость столь широкого применения CO в последнее время все чаще ставится под сомнение, но заменить его особенно нечем. Так что приходится компенсировать возможную неопределенность в интерпретации наблюдений CO осмотрительностью в ее проведении.

Новые подходы к астрохимии

В начале 1970-х годов количество известных межзвездных молекул стало измеряться десятками. И чем больше их открывалось, тем яснее становилось, что прежние химические модели, которые и содержание первой тройки CH, CH + и CN объясняли не очень уверенно, с возросшим количеством молекул вовсе не работают. Новый взгляд (он принят и сейчас) на химическую эволюцию молекулярных облаков был предложен в 1973 году Вильямом Ватсоном и независимо Эриком Хербстом и Вильямом Клемперером.

Итак, мы имеем дело с очень холодной средой и очень богатым молекулярным составом: сегодня известно около полутора сотен молекул. Реакции радиативной ассоциации слишком медленны, чтобы обеспечить наблюдаемое содержание даже двухатомных молекул, не говоря уже о более сложных соединениях. Реакции на поверхностях пылинок более эффективны, но при 10 К молекула, синтезированная на поверхности пылинки, в большинстве случаев останется примороженной к ней.

Ватсон, Хербст и Клемперер предположили, что в формировании молекулярного состава холодных межзвездных облаков определяющую роль играют не реакции радиативной ассоциации, а ион-молекулярные реакции, то есть реакции между нейтральными и ионизованными компонентами. Их скорости не зависят от температуры, а в некоторых случаях при низких температурах даже возрастают.

Дело за малым: вещество облака нужно немного ионизовать. Излучение (свет близких к облаку звезд или совокупное излучение всех звезд Галактики) не столько ионизует, сколько диссоциирует. Кроме того, из-за пыли излучение не проникает внутрь молекулярных облаков, засвечивая лишь их периферию.

Но в Галактике есть другой ионизующий фактор - космические лучи: атомные ядра, разогнанные каким-то процессом до очень высокой скорости. Природа этого процесса до сих пор окончательно не раскрыта, хотя ускорение космических лучей (тех, что интересны с точки зрения астрохимии) происходит, скорее всего, в ударных волнах, сопровождающих вспышки сверхновых звезд. Космические лучи (как и все вещество Галактики) состоят главным образом из полностью ионизованных водорода и гелия, то есть из протонов и альфа-частиц.

Сталкиваясь с самой распространенной молекулой H 2 , частица ионизует ее, превращая в ион H 2 + . Он, в свою очередь, вступает в ион-молекулярную реакцию с другой молекулой H 2 , образуя ион H 3 + . И вот этот-то ион и становится главным двигателем всей последующей химии, вступая в ион-молекулярные реакции с кислородом, углеродом и азотом. Дальше все идет по общей схеме, которая для кислорода выглядит так:

O + H 3 + → OH + + H 2
OH + + H 2 → H 2 O + + H
H 2 O + + H 2 → H 3 O + + H
H 3 O + + e → H 2 O + H или H 3 O + + e → OH + H 2

Последняя реакция в этой цепочке - реакция диссоциативной рекомбинации иона гидроксония со свободным электроном - приводит к образованию молекулы, насыщенной водородом, в данном случае молекулы воды, или к образованию гидроксила. Естественно, диссоциативная рекомбинация может случиться и с промежуточными ионами. Конечный итог этой последовательности для основных тяжелых элементов - образование воды, метана и аммиака. Возможен другой вариант: частица ионизует атом примесного элемента (O, C, N), а этот ион реагирует с молекулой H 2 , опять же с образованием ионов OH + , CH + , NH + (далее с теми же остановками). Цепочки разных элементов, естественно, развиваются не в изоляции: их промежуточные компоненты реагируют друг с другом, и в результате этого «перекрестного опыления» большая часть углерода переходит в молекулы CO, кислород, оставшийся не связанным в молекулах CO, - в молекулы воды и O 2 , а основным резервуаром азота становится молекула N 2 . Те же атомы, что не вошли в эти основные компоненты, становятся составными частями более сложных молекул, самая большая из которых, известная на сегодняшний день, состоит из 13 атомов.

В эту схему не вписываются несколько молекул, образование которых в газовой фазе оказалось крайне неэффективным. Например, в том же 1970 году кроме CO была в значительных количествах обнаружена существенно более сложная молекула - метанол. Долгое время синтез метанола считался результатом короткой цепочки: ион CH 3 + реагировал с водой, образуя протонированный метанол CH 3 OH 2 + , а затем этот ион рекомбинировал с электроном, разделяясь на метанол и атом водорода. Однако эксперименты показали, что молекуле CH 3 OH 2 + при рекомбинации проще разваливаться посередине, так что газофазный механизм образования метанола не работает.

Однако есть и более важный пример: в газовой фазе не образуется молекулярный водород! Схема с ион-молекулярными реакциями работает только при условии, что в среде уже есть молекулы H 2 . Но откуда они берутся? Существует три способа сформировать молекулярный водород в газовой фазе, но все они чрезвычайно медленны и в галактических молекулярных облаках работать не могут. Решение проблемы найдено в возвращении к одному из прежних механизмов, а именно к реакциям на поверхностях космических пылинок.

Как и прежде, пылинка в этом механизме играет роль третьего тела, предоставляя на своей поверхности условия для объединения атомов, которые не могут объединиться в газовой фазе. В холодной среде свободные атомы водорода примерзают к пылинкам, но из-за тепловых колебаний не сидят на одном месте, а диффундируют по их поверхности. Два атома водорода, встретившись в процессе этих блужданий, могут объединиться в молекулу H 2 , а энергия, выделяющаяся при реакции, отрывает молекулу от пылинки и переносит ее в газ.

Естественно, если атом водорода встретит на поверхности не своего собрата, а какой-то другой атом или молекулу, итог реакции также будет иным. Но есть ли на пыли другие компоненты? Есть, и на это указывают современные наблюдения наиболее плотных частей молекулярных облаков, так называемых ядер, которые (не исключено) в будущем превратятся в звезды, окруженные планетными системами. В ядрах происходит химическая дифференциация: из наиболее плотной части ядра исходит в основном излучение соединений азота (аммиака, иона N 2 H +), а соединения углерода (CO, CS, C 2 S) светятся в окружающей ядро оболочке, поэтому на картах радиоизлучения такие ядра выглядят как компактные пятна эмиссии соединений азота, окруженные колечками эмиссии оксида углерода.

Современное объяснение дифференциации таково: в наиболее плотной и холодной части молекулярного ядра соединения углерода, в первую очередь CO, примерзают к пылинкам, образуя на них ледяные оболочки-мантии. В газовой фазе они сохраняются только на периферии ядра, куда, возможно, проникает излучение звезд Галактики, частично испаряющее ледяные мантии. С соединениями азота ситуация иная: основная азотсодержащая молекула N 2 к пыли примерзает не так быстро, как CO, и потому в газовой фазе даже самой холодной части ядра гораздо дольше остается достаточно азота, чтобы обеспечить наблюдаемое количество аммиака и иона N 2 H + .

В ледяных мантиях пылинок тоже идут химические реакции, главным образом связанные с добавлением атомов водорода к примерзшим молекулам. Например, последовательное присоединение атомов H к молекулам CO в ледяных оболочках пылинок приводит к синтезу метанола. Чуть более сложные реакции, в которых помимо водорода участвуют и другие компоненты, ведут к появлению и других многоатомных молекул. Когда в недрах ядра загорается молодая звезда, ее излучение испаряет мантии пылевых частиц, и продукты химического синтеза появляются в газовой фазе, где их также удается наблюдать.

Успехи и проблемы

Разумеется, помимо ион-молекулярных и поверхностных реакций в межзвездной среде происходят и другие процессы: и нейтраль-нейтральные реакции (в том числе реакции радиативной ассоциации), и фотореакции (ионизации и диссоциации), и процессы обмена компонентами между газовой фазой и пылинками. В современные астрохимические модели приходится включать сотни различных компонентов, связанных между собой тысячами реакций. Важно вот что: количество моделируемых компонентов существенно превышает то количество, что реально наблюдается, поскольку из одних только наблюдаемых молекул составить работающую модель не удается! Собственно говоря, так было с самого начала современной астрохимии: ион H 3 + , существование которого постулировалось в моделях Ватсона, Хербста и Клемперера, был обнаружен в наблюдениях только в середине 1990-х годов.

Все современные данные о химических реакциях в межзвездной и околозвездной среде собраны в специализированных базах данных, из которых наиболее популярны две: UDFA (UMIST Database for Astrochemistry ) и KIDA (Kinetic Database for Astrochemistry ).

Эти базы данных, по сути, представляют собой списки реакций с двумя реагентами, несколькими продуктами и численными параметрами (от одного до трех), позволяющими рассчитать скорость реакции в зависимости от температуры, поля излучения и потока космических лучей. Наборы реакций на поверхностях пылинок менее стандартизованы, однако и здесь есть два-три варианта, которые применяются в большинстве астрохимических исследований. Реакции, включенные в эти наборы, позволяют количественно объяснить результаты наблюдений молекулярного состава объектов разного возраста и при разных физических условиях.

Сегодня астрохимия развивается в четырех направлениях.

Во-первых, большое внимание привлекает к себе химия изотопомеров, в первую очередь химия соединений дейтерия. Помимо атомов H в межзвездной среде присутствуют также атомы D, в пропорции примерно 1:100 000, что сравнимо с содержанием прочих примесных атомов. Помимо молекул H 2 на пылинках образуются также молекулы HD. В холодной среде реакция
H 3 + + HD → H 2 D + + H 2
не уравновешивается обратным процессом. Ион H 2 D + играет в химии роль, аналогичную роли иона H 3 + , и через него атомы дейтерия начинают распространяться по более сложным соединениям. Итог оказывается достаточно интересным: при общем отношении D/H порядка 10 –5 отношение содержания некоторых дейтерированных молекул к содержанию недейтерированных аналогов (например, HDCO к H 2 CO, HDO к H 2 O) достигает процентов и даже десятков процентов. Аналогичное направление совершенствования моделей - учет различий в химии изотопов углерода и азота.

Во-вторых, одним из основных астрохимических направлений остаются реакции на поверхностях пылинок. Здесь большая работа проводится, например, по изучению особенностей реакций в зависимости от свойств поверхности пылинки и от ее температуры. До сих пор неясны детали испарения с пылинки синтезировавшихся на ней органических молекул.

В-третьих, химические модели постепенно проникают все глубже в исследования динамики межзвездной среды, в том числе в исследования процессов рождения звезд и планет. Это проникновение очень важно, поскольку оно позволяет напрямую соотносить численное описание движений вещества в межзвездной среде с наблюдениями молекулярных спектральных линий. Кроме того, эта задача имеет и астробиологическое приложение, связанное с возможностью попадания межзвездной органики на формирующиеся планеты.

В-четвертых, все больше становится наблюдательных данных о содержании различных молекул в других галактиках, в том числе и в галактиках на больших красных смещениях. Это означает, что мы уже не можем замыкаться в рамках Млечного Пути и должны разбираться с тем, как происходит химическая эволюция при ином элементном составе среды, при других характеристиках поля излучения, при других свойствах пылинок или какие химические реакции происходили в догалактической среде, когда весь набор элементов ограничивался водородом, гелием и литием.

При этом и рядом с нами остается немало загадок. Например, линии, найденные в 1934 году Мериллом, так до сих пор и не отождествлены. Да и происхождение первой найденной межзвездной молекулы - CH + - остается пока неясным...

Бесконечно разнообразные живые организмы состоят из ограниченного набора атомов, появлением которого мы в значительной степени обязаны звездам. Самое мощное событие в жизни Вселенной - Большой Взрыв - заполнило наш мир веществом весьма скудного химического состава.
Считается, что объединение нуклонов (протонов и нейтронов) в расширяющемся пространстве не успело продвинуться дальше гелия. Поэтому догалакгическая Вселенная была заполнена почти исключительно ядрами водорода (то есть попросту протонами) с небольшой - примерно четверть по массе - добавкой ядер гелия (альфа-частиц). Больше в ней, не считая легких электронов, не было практически ничего. Как именно происходило первичное обогащение Вселенной ядрами более тяжелых элементов, мы пока сказать не можем. По сей день не обнаружена ни одна «первичная» звезда, то есть объект, состоящий только из водорода и гелия. Существуют специальные программы поиска звезд с низким содержанием металлов (напомним, что астрономы условились называть «металлами» все элементы тяжелее гелия), и эти программы показывают, что звезды «экстремально низкой металличности» в нашей Галактике крайне редки. Они есть, у некоторых рекордных экземпляров содержание, например, железа уступает солнечному в десятки тысяч раз. Однако таких звезд - единицы, и вполне может оказаться, что «в их лице» мы имеем дело не с «почти первичными» объектами, а просто с какой-то аномалией. В целом же даже в самых старых звездах Галактики содержатся изрядные количества углерода, азота, кислорода и более тяжелых атомов. Это означает, что даже наиболее древние галактические светила - в действительности не первые: до них во Вселенной уже имелись какие-то «фабрики» по производству химических элементов.

Европейская инфракрасная космическая обсерватория Herschel обнаружила в БТО спектральные «отпечатки» органических молекул. На этом изображении на инфракрасный снимок Туманности Ориона, полученный космическим телескопом Spitzer (NASA), наложен ее спектр, снятый спектрографом высокого разрешения HIFI обсерватории Herschel. Он наглядно демонстрирует ее насыщенность сложными молекулами: в спектре легко отождествляются линии воды, моноксида углерода и диоксида серы, а также органических соединений - формальдегида, метанола, диметилового эфира, синильной кислоты и их изотопных аналогов. Неподписанные пики принадлежат многочисленным пока не идентифицированным молекулам.

Сейчас считается, что такими фабриками могли быть сверхмассивные звезды так называемого населения третьего (III) типа. Дело в том, что тяжелые элементы - не просто «приправа» к водороду и гелию. Это важные участники процесса звездообразования, которые позволяют сжимающемуся протозвездному газовому сгустку сбрасывать тепло, выделяющееся при сжатии. Если лишить его такого теплоотвода, он попросту не сможет сжаться - то есть не сможет стать звездой... Точнее, сможет, но только при условии, что его масса очень велика - в сотни и тысячи раз больше, чем у современных звезд. Поскольку звезда живет тем меньше, чем больше ее масса, первые гиганты существовали очень недолго. Они прожили короткие яркие жизни и взорвались, не оставив никакого следа, кроме атомов тяжелых элементов, успевших синтезироваться в их недрах или образовавшихся непосредственно при взрывах.
В современной Вселенной практически единственным поставщиком тяжелых элементов является звездная эволюция. В наиболее значительной степени таблицу Менделеева «заполняют», скорее всего, звезды, масса которых превышает солнечную более чем на порядок. Если на Солнце и других подобных светилах термоядерный синтез в ядре не заходит дальше кислорода, то более массивные объекты в процессе эволюции приобретают «луковичную» структуру: их ядра окружены слоями, и чем глубже слой - тем более тяжелые ядра в нем синтезируются. Здесь цепочка термоядерных превращений заканчивается уже не кислородом, а железом, с образованием промежуточных ядер - неона, магния, кремния, серы и других.

Большая Туманность Ориона (БТО) - одна из ближайших областей звездообразования, содержащая большие количества газа, пыли и новорожденных звезд. Одновременно эта туманность является одной из крупнейших «химических фабрик» в нашей Галактике, причем ее истинная «мощность», равно как и пути синтеза в ней молекул межзвездного вещества, астрономам пока не совсем понятны. Это изображение получено с помощью Камеры широкого поля (Wide Field Imager Camera), установленной на 2,2-метровом телескопе MPG/ES0 обсерватории Ла Силья в Чили.

ОРГАНИЧЕСКИЕ МОЛЕКУЛЫ В КОСМОСЕ

Чтобы обогатить Вселенную этой смесью, мало синтезировать атомы - нужно еще и выбросить их в межзвездное пространство. Это происходит при вспышке сверхновой: когда у звезды образуется железное ядро, она теряет устойчивость и взрывается, разбрасывая вокруг себя часть продуктов термоядерного синтеза. Попутно в разлетающейся оболочке происходят реакции, порождающие ядра тяжелее железа. К похожему результату приводят и вспышки сверхновых другого типа - термоядерные взрывы на белых карликах, масса которых из-за перетекания вещества со звезды-спутника или благодаря слиянию с другим белым карликом становится больше предела Чандрасекара (1,4 солнечной массы).
В обогащение Вселенной рядом элементов - в том числе углеродом и азотом, необходимыми для синтеза органических молекул - заметный вклад вносят также менее массивные звезды, заканчивающие свою жизнь образованием белого карлика и расширяющейся планетарной туманности. На завершающем этапе эволюции в их оболочках также начинают происходить ядерные реакции, усложняющие элементный состав вещества, позже выбрасываемого в космическое пространство.
В итоге межзвездное вещество Галактики, и по сей день состоящее в основном из водорода и гелия, оказывается загрязненным (или обогащенным - это уж как посмотреть) атомами более тяжелых элементов.

Букминстерфуллерены (сокращённо «фуллерены» или «букиболы») - крохотные сферические структуры, состоящие из четного числа (но не менее 60) углеродных атомов, соединенных в подобие узора футбольного мяча - впервые были обнаружены в спектрах планетарной туманности в Малом Магеллановом Облаке (ММО), одной из ближайших к нашей Галактике звездных систем. Открытие совершила в июле 2010 г. рабочая группа космического телескопа Spitzer (NASA), ведущего наблюдения в инфракрасном диапазоне. Общая масса содержащихся в туманности фуллеренов всего в пять ра? меньше массы Земли. На фоне снимка ММО, сделанного телескопом Spitzer, показано увеличенное изображение планетарной туманности (меньшая врезка) и найденных в ней молекул фуллерена (большая врезка), состоящих из 60 атомов углерода. К настоящему времени уже получены сообщения о регистрации характерных линий подобных молекул в спектрах объектов, расположенных в пределах Млечного Пути.

ОРГАНИЧЕСКИЕ МОЛЕКУЛЫ В КОСМОСЕ

Эти атомы переносятся общими «течениями» галактического газа, вместе с ним сгущаются в молекулярные облака, попадают в протозвездные сгустки и протопланетные диски... чтобы в конечном итоге стать частью планетных систем и тех существ, которые их населяют. По крайней мере, один пример такой обитаемой планеты нам известен вполне достоверно.

Органика из неорганики

Земная жизнь - во всяком случае, с научной точки зрения - основана на химии и представляет собою цепочку взаимопревращений молекул. Правда, не каких-нибудь, а весьма сложных, но все-таки молекул - комбинаций атомов углерода, водорода, кислорода, азота, фосфора и серы (и пары десятков реже встречающихся элементов) в различных пропорциях. Сложность даже самых примитивных «живых» молекул долгое время мешала распознать в них обычные химические соединения. Существовало представление о том, что вещества, входящие в состав живых организмов, наделены особым качеством - «жизненной силой», поэтому заниматься их изучением должна специальная отрасль науки - органическая химия.
Одним из переломных моментов в истории химии считаются опыты Фридриха Вёлера (Friedrich Wohler), который в 1828 г. впервые синтезировал мочевину - органическое вещество - из неорганического (цианата аммония). Эти опыты стали первым шагом на пути к важнейшей концепции - признанию возможности зарождения жизни из «неживых» ингредиентов. В конкретных химических терминах ее впервые сформулировал в начале 1920-х годов советский биолог Александр Опарин. По его мнению, средой для возникновения жизни на Земле стала смесь простых молекул (аммиака, воды, метана и пр.), известная сейчас как «первичный бульон». В нем под воздействием внешних «впрысков» энергии (например, молний) небиологическим путем синтезировались простейшие органические молекулы, которые затем за очень длительный срок «собрались» в высокоорганизованные живые существа.

Экспериментальным доказательством возможности органического синтеза в «первичном бульоне» в начале 1950-х годов стали знаменитые опыты Хэролда Юри и Стэнли Миллера (Harold Urey, Stanley Miller), заключавшиеся в пропускании электрических разрядов сквозь смесь перечисленных выше молекул. Через пару недель эксперимента в этой смеси находили богатый ассортимент органики, включая простейшие аминокислоты и сахара. Эта наглядная демонстрация простоты абиогенеза имела отношение не только к проблеме происхождения земной жизни, но и к более масштабной проблеме жизни во Вселенной: поскольку никакие экзотические условия для синтеза органики на молодой Земле не требовались, логично было бы допустить, что подобные процессы имели место (или будут иметь место) на других планетах.

Поиски признаков жизни

Если до середины XX века в качестве наиболее вероятного места обитания «братьев по разуму» рассматривался фактически только Марс, то после окончания Второй мировой войны установление контактов на межзвездных расстояниях стало казаться делом ближайшего будущего. Именно в то время зародились основы новой науки, находящейся на стыке астрономии и биологии. Ее называют по-разному - экзобиология, ксенобиология, биоастрономия - но чаще всего употребляется название «астробиология». И одним из самых неожиданных астробиологических открытий за последние десятилетия стало осознание того факта, что простейшим «кирпичикам» жизни не было необходимости синтезироваться на Земле из неживой материи, в «первичном бульоне». Они могли попадать на нашу планету уже в готовом состоянии, ибо органические молекулы, как выяснилось, в изобилии присутствуют не только на планетах, но и - чего изначально даже не подозревали - в межзвездном газе.
Мощнейшим инструментом для изучения внеземного вещества является спектральный анализ. Он основан на том, что электроны в атоме находятся в состояниях - или, как принято говорить, занимают уровни - со строго определенными энергиями, и переходят с уровня на уровень, излучая или поглощая фотон, энергия которого равна разности энергий начального и конечного уровня. Если атом находится между наблюдателем и каким-либо источником света (например, фотосферой Солнца), он будет «выедать» из спектра этого источника только фотоны определенных частот, способные вызывать переходы электронов между энергетическими уровнями данного атома. В спектре на этих частотах появятся темные провалы - линии поглощения. Поскольку набор уровней индивидуален не только для каждого атома, но и для каждого иона (атома, лишенного одного или нескольких электронов), по набору спектральных линий можно надежно установить, какие именно атомы их породили. Например, по линиям в спектре Солнца и других звезд можно узнать, из чего состоят их атмосферы.
В 1904 г. Йоханнес Хартман (Johannes Hartmann) первым установил важный факт: не все линии в спектрах звезд возникают в звездных атмосферах. Некоторые из них порождаются атомами, находящимися гораздо ближе к наблюдателю - не возле звезды, а в межзвездном пространстве. Так были впервые обнаружены признаки существования межзвездного газа (точнее, только одного из его компонентов - ионизированного кальция).
Нельзя сказать, что это стало шокирующим открытием. В конце концов, почему бы в межзвездной среде (МЗС) не находиться ионизированному кальцию? Но мысль о том, что в ней могут присутствовать не только ионизированные и нейтральные атомы различных элементов, но и молекулы, долгое время казалась фантастической. МЗС в то время считалась местом, непригодным для синтеза хоть сколько-нибудь сложных соединений: крайне низкие плотности и температуры должны замедлять скорости химических реакций в ней практически до нуля. А если вдруг какие-то молекулы там все же появятся, они немедленно снова распадутся на атомы под действием света звезд.
Поэтому между открытием межзвездного газа и признанием существования межзвездных молекул прошло более 30 лет. В конце 1930-х годов в ультрафиолетовой области спектра были найдены линии поглощения МЗС, которые поначалу не удавалось приписать какому-либо химическому элементу. Объяснение оказалось простым и неожиданным: эти линии принадлежат не отдельным атомам, а молекулам - простейшим двухатомным соединениям углерода (СН, CN, СН+). Дальнейшие спектральные наблюдения в оптическом и ультрафиолетовом диапазонах позволили обнаружить линии поглощения свыше десятка межзвездных молекул.

«Подсказка» радиоастрономии

Подлинный расцвет исследований межзвездного «химического ассортимента» начался после появления радиотелескопов. Дело в том, что энергетические уровни в атоме - если не вдаваться в подробности - связаны только с движением электронов вокруг ядра, но у молекул, объединяющих несколько атомов, имеются дополнительные «движения», отражающиеся в спектре: молекула может вращаться, вибрировать, закручиваться... И с каждым из этих движении связана энергия, которая, как и энергия электрона, может иметь лишь фиксированный набор значений. Различные состояния молекулярного вращения или колебания тоже называются «уровнями». При переходе с уровня на уровень молекула также излучает или поглощает фотон. Важное отличие состоит в том, что энергии вращательных и колебательных уровней сравнительно близки. Поэтому их разность невелика, и фотоны, поглощаемые либо излучаемые молекулой при переходе с уровня на уровень, попадают не в ультрафиолетовый и даже не в видимый диапазон, а в инфракрасный (колебательные переходы) и в радиодиапазон (вращательные переходы).

Советский астрофизик Иосиф Шкловский первым обратил внимание на то, что спектральные линии излучения молекул нужно искать в радиодиапазоне. Конкретно он писал про молекулу (точнее, свободный радикал) гидроксила ОН, которая при определенных условиях становится источником радиоизлучения на длине волны 18 см, очень удобной для наблюдений с Земли. Именно гидроксил и стал первой молекулой в МЗС, обнаруженной в 1963 г. в ходе радионаблюдений и дополнившей список уже известных двухатомных межзвездных молекул.
Но дальше стало интереснее. В 1968 г. были опубликованы результаты наблюдений трех- и четырехатомных молекул - воды и аммиака (Н 2 0, NH 3). А годом позже появилось сообщение об открытии в МЗС первой органической молекулы - формальдегида (Н 2 СO). С тех пор астрономы открывают по нескольку новых межзвездных молекул ежегодно, так что сейчас полное их число превысило две сотни. Конечно, доминируют в этом списке простые соединения, включающие от двух до четырех атомов, но значительную часть (более трети) составляют многоатомные молекулы.
Добрую половину многоатомных межзвездных соединений в земных условиях мы однозначно отнесли бы к органике: формальдегид, диметиловый эфир, метиловый и этиловый спирт, этиленгликоль, метилформиат, уксусная кислота... Самая «длинная» молекула из числа открытых в МЗС была найдена в 1997 г. в одном из плотных сгустков молекулярного облака ТМС-1 в созвездии Тельца. Для Земли это не очень обычное соединение из семейства цианополиинов, представляющее собой цепочку из 11 атомов углерода, к одному концу которой «прикреплен» атом водорода, к другому - атом азота. В этом же сгустке обнаружены и другие органические молекулы, но по каким-то причинам он особенно богат именно молекулами цианополиинов с углеродными цепочками различной длины (3, 5, 7, 9, 11 атомов), за что получил название «цианополииновый пик».
Еще один известный объект с богатым «органическим содержанием» - молекулярное облако Sgr B2(N), расположенное вблизи центра нашей Галактики в направлении созвездия Стрельца. В нем открыто особенно много сложных молекул. Однако оно не обладает в этом отношении какой-то исключительностью - скорее, тут срабатывает эффект «поиска под фонарем». Обнаружение новых молекул, особенно органических - очень сложная задача, и наблюдатели зачастую предпочитают направлять телескопы на те участки неба, которые с большей вероятностью сулят успех. Поэтому мы очень много знаем о концентрации органики в молекулярных облаках Тельца, Ориона, Стрельца, и почти не располагаем информацией о содержании сложных молекул во многих других подобных облаках. Но это отнюдь не значит, что органики там нет - просто до этих объектов еще «антенны не дошли».

Трудности расшифровки

Здесь необходимо пояснить, что в данном случае означает «сложность». Даже элементарный анализ звездных спектров - весьма непростая задача. Да, набор линий каждого атома и иона строго индивидуален, но в спектре звезды друг на друга накладываются линии многих десятков элементов, и «рассортировать» их бывает очень нелегко. В случае же спектров органических молекул ситуация осложняется сразу по нескольким направлениям. Большинство многочисленных линий излучения (поглощения) атомов и ионов попадает в узкий спектральный диапазон, доступный для наблюдений с Земли. У сложных молекул количество линий также исчисляется тысячами, но эти линии «разбросаны» значительно шире - от ближнего ИК-диапазона (единицы и десятки микрометров) до радиодиапазона (десятки сантиметров).
Допустим, мы хотим доказать, что в молекулярном облаке имеется молекула акрилонитрила (CH 2 CHCN). Для этого нужно, во-первых, знать, в каких линиях излучает эта молекула. Но для многих соединений такие данные отсутствуют! Теоретические методы далеко не всегда позволяют рассчитать положение линий, а в лаборатории спектр молекулы зачастую не удается измерить, например, потому, что ее сложно выделить в чистом виде. Во-вторых, необходимо рассчитать относительные интенсивности этих линий. Их яркость зависит от свойств молекулы и от параметров среды (температуры, плотности и пр.), в которой она находится. Теория позволит предсказать, что в исследуемом молекулярном облаке линия на одной длине волны должна быть в три раза ярче линии той же молекулы на другой длине волны. Если найдены линии на нужных длинах волн, но с неправильным отношением интенсивностей - это весомый повод усомниться в правильности их идентификации. Разумеется, для уверенного обнаружения молекулы нужно провести наблюдения облака в максимально широком спектральном диапазоне. Но значительная часть электромагнитного излучения из космоса не достигает поверхности Земли! Значит, приходится либо наблюдать спектр молекулы фрагментарно в «окнах прозрачности» земной атмосферы, что, конечно, не добавляет надежности полученным результатам, либо использовать космический телескоп, что удается сделать крайне редко. Наконец, не стоит забывать, что линии искомой молекулы придется выделять среди других молекул, которых там десятки разновидностей, и у каждой - тысячи линий...
Неудивительно поэтому, что к отождествлению некоторых «представителей» космической органики астрономы идут годами. Показательна в этом отношении история обнаружения в МЗС глицина - простейшей аминокислоты. Хотя сообщения о регистрации в спектрах молекулярных облаков характерных признаков этой молекулы появлялись неоднократно, факт ее наличия все еще не является общепризнанным: хотя многие линии, как будто бы принадлежащие глицину, реально наблюдаются, другие его ожидаемые линии в спектрах отсутствуют, что дает повод усомниться в идентификации.

Лаборатории межзвездного синтеза

Но все это - сложности наблюдений. В теории за последние десятилетия ситуация с межзвездным органическим синтезом существенно прояснилась, и теперь мы четко понимаем, что первоначальные представления о химической инертности МЗС были неверны. Для этого, конечно, пришлось предварительно многое узнать о ее составе и физических свойствах. Значительная доля объема межзвездного пространства действительно «стерильна». Она заполнена очень горячим и разреженным газом с температурами от тысяч до миллионов кельвинов и пронизана жестким высокоэнергетическим излучением. Но попадаются в Галактике и отдельные конденсации межзвездного вещества, где температура низка (от единиц до десятков кельвинов), а плотность - заметно выше средней (сотни и более частиц на кубический сантиметр). Газ в этих конденсациях перемешан с пылью, которая эффективно поглощает жесткое излучение, в результате чего их внутреннее пространство - холодное, плотное, темное - оказывается удобным местом для протекания химических реакций и накопления молекул. В основном такие «космические лаборатории» встречаются в уже упоминавшихся молекулярных облаках. Совокупно они занимают меньше процента общего объема галактического диска, но в них сосредоточена примерно половина массы межзвездной материи Млечного Пути.

Полицикяические ароматические углеводороды (ПАУ) - наиболее сложные соединения, обнаруженные в межзвездном пространстве. На этом инфракрасном снимке области звездообразования в созвездии Кассиопеи показаны структуры молекул некоторых из них (атомы водорода - белые, углерода - серые, кислорода -красные), а также несколько их характерных спектральных линий. Ученые полагают, что в ближайшем будущем спектры ПАУ будут иметь особую ценность для расшифровки химического состава межзвездной среды методами инфракрасной спектроскопии.

ОРГАНИЧЕСКИЕ МОЛЕКУЛЫ В КОСМОСЕ

Элементный состав молекулярных облаков напоминает состав Солнца. В основном они состоят из водорода - точнее, молекул водорода Н 2 с небольшой «добавкой» гелия. Остальные элементы присутствуют на уровне незначительных примесей с относительным содержанием около 0,1% (для кислорода) и ниже. Соответственно и молекул, включающих эти примесные атомы, тоже очень мало по отношению к самой распространенной молекуле Н 2 . Но почему эти молекулы вообще образуются? На Земле для химического синтеза используются специальные установки, обеспечивающие достаточно высокие плотности и температуры. Как работает межзвездный «химический реактор» - холодный и разреженный?
Здесь нужно помнить, что астрономия имеет дело с другими масштабами времени. На Земле нам нужно получить результат быстро. Природа же никуда не торопится. Синтез межзвездной органики занимает сотни тысяч и миллионы лет. Но даже для таких медленно протекающих реакций необходим катализатор. В молекулярных облаках его роль играют частицы космических лучей. Первым шагом к синтезу сложных органических молекул можно считать формирование связи С-Н. Но если просто взять смесь молекул водорода и атомов углерода - эта связь сама по себе образовываться не будет. Другое дело - если часть атомов и молекул каким-то образом превратить в ионы. Химические реакции с участием ионов протекают куда быстрее. Именно эту начальную ионизацию и обеспечивают космические лучи, инициируя цепочку взаимодействий, в ходе которых атомы тяжелых элементов (углерода, азота, кислорода) начинают «прицеплять» к себе атомы водорода, образуя простые молекулы, в том числе и обнаруженные в МЗС в первую очередь (СН и СН+).
Дальнейший синтез идет еще легче. Двухатомные молекулы присоединяют к себе новые атомы водорода, превращаясь втрех- и четырехатомные (СН 2 +, СН 3 +), многоатомные молекулы начинают реагировать между собой, трансформируясь в более сложные соединения - ацетилен, синильную кислоту (HCN), аммиак, формальдегид, которые, в свою очередь, становятся «кирпичиками» для синтеза комплексной органики.
После того, как космические лучи дали первичный толчок химическим реакциям, важным катализатором межзвездного органического синтеза становятся частицы космической пыли. Они не только защищают внутренние области молекулярных облаков от разрушительного излучения, но и предоставляют свою поверхность для эффективного «производства» многих неорганических и органических молекул. В совокупности реакций нетрудно представить себе образование не только глицина, но и более сложных соединений. В этом смысле можно сказать, что задача обнаружения простейшей аминокислоты имеет скорее спортивный смысл: кто первым уверенно найдет ее в космосе. В том, что глицин в молекулярных облаках присутствует, ученые не сомневаются.

Как выжить «молекулам жизни»

В общем, на данный момент можно считать доказанным, что для синтеза органики не обязателен «первичный бульон». Природа прекрасно справляется с этой задачей и в космическом пространстве. Но имеет ли межзвездная органика какое-то отношение к появлению жизни? Действительно, звезды и планетные системы образуются в молекулярных облаках и, естественно, «вбирают» их вещество. Однако прежде, чем стать планетой, это вещество проходит через достаточно жесткие условия протопланетного диска и не менее жесткие условия молодой Земли. К сожалению, наши возможности исследовать эволюцию органических соединений в протопланетных дисках весьма ограничены. По размеру они очень малы, и искать в них органические молекулы еще сложнее, чем в молекулярных облаках. Пока что в формирующихся планетных системах других звезд обнаружено около десятка молекул. Конечно, в их число входят и простые органические соединения (в частности, формальдегид), но более подробно эволюцию органики в этих условиях мы пока описать не можем.
На помощь приходят исследования нашей собственной планетной системы. Правда, ей уже больше четырех с половиной миллиардов лет «от роду», но часть ее первичного протопланетного вещества и по сей день сохранилась в некоторых метеоритах. Именно в них обилие органики оказалось вполне впечатляющим - особенно в так называемых углистых хондритах, составляющих несколько процентов от общего числа упавших на Землю «небесных камней». Они обладают рыхлой глинистой структурой, богаты связанной водой, но главное - значительную часть их вещества «занимает» углерод, входящий в состав множества органических соединений. Метеоритная органика состоит из относительно простых молекул, среди которых есть и аминокислоты, и азотистые основания, и (карбоновые кислоты, и «нерастворимое органическое вещество», представляющее собой продукт полимеризации (осмоления) более простых соединений. Конечно, мы не можем сейчас уверенно сказать, что эта органика была «унаследована» из вещества протосолнечного молекулярного сгустка, но косвенные признаки на это указывают - в частности, в метеоритах обнаружен явный избыток изотопомеров ряда молекул.

	Ацетальдегид (слева) и его изомеры - виниловый спирт и окись этилена - также обнаружены в межзвездном пространстве.
10 восьмиатомных		В 1997 г. радионаблюдения подтвердили наличие в космосе уксусной кислоты.
9 девятиатомных молекул и 17 молекул, содержащих от 10 до 70 атомов		Одни из самых тяжелых (и длинных) молекул, найденных в космическом пространстве, относятся к классу полиинов - они содержат несколько тройных связей, последовательно соединенных «в цепочку» одинарными связями. В земных условиях не встречаются.
МОЛЕКУЛЫ, ОТКРЫТЫЕ К НАСТОЯЩЕМУ ВРЕМЕНИ В МЕЖЗВЕЗДНОМ ПРОСТРАНСТВЕ

Изотопомерами или изотопологами называют молекулы, в которых один или несколько атомов замещены неосновным (не самым распространенным) изотопом химического элемента. Например, изотопомером является тяжелая вода, в которой легкий изотоп водорода протий замещен дейтерием. Особенность химии молекулярных облаков состоит в том, что в них изотопомеры образуются несколько более эффективно, чем «обычные» молекулы. Например, содержание дейтерирован-ого формальдегида (HDCO) может составлять десятки процентов от содержания обычного формальдегида - при том, что в целом атомов дейтерия (D) в космосе в сотню тысяч раз меньше, чем атомов протия (Н). Такое же «предпочтение» межзвездные молекулы отдают изотопу азота 15N против обычного 14N. И такое же относительное переобогащение наблюдается в метеоритной органике.
Пока из имеющихся данных можно сделать три важных вывода. Во-первых, органические соединения очень высокой степени сложности весьма эффективно синтезируются в межзвездной среде нашей и других галактик. Во-вторых, эти соединения могут сохраняться в протопланетных дисках и входить в состав планетезималей - «зародышей» планет. И наконец, даже если органика «не пережила» сам процесс формирования Земли или другой планеты, она вполне могла попасть туда позже с метеоритами (как это происходит и в наши дни).
Естественно, возникает вопрос о том, как далеко мог зайти органический синтез на допланетном этапе. А что, если с метеоритами на Землю попали не «кирпичики» для зарождения жизни, а сама жизнь? В конце концов, в начале XX века казалось невозможным появление в МЗС даже простых двухатомных молекул. Теперь же мы массово находим в молекулярных облаках вещества, названия которых трудно выговорить с первого раза. Обнаружение в МЗС аминокислот - скорее всего, лишь вопрос времени. Что же мешает сделать следующий шаг и предположить, что метеориты занесли на Землю жизнь «в готовом виде»?
И действительно, уже несколько раз в литературе появлялись сообщения о том, что в метеоритах обнаружены остатки простейших внеземных организмов... Однако пока эти сведения слишком ненадежны и разрознены, чтобы можно было уверенно включить их в обшую картину происхождения жизни.

Космохимия Космохимия- наука о химическом составе космических тел, законах распространённости и распределения химических элементов во Вселенной, процессах сочетания и миграции атомов при образовании космического вещества. Геохимия - наиболее изученная часть космохимии. Космохимия- наука о химическом составе космических тел, законах распространённости и распределения химических элементов во Вселенной, процессах сочетания и миграции атомов при образовании космического вещества. Геохимия - наиболее изученная часть космохимии.

Химия Земли В состав земной коры входят: O – 46.6 % Ca – 3.63 % Al – 8.13 % Na – 2.83 % Si – % K – 2.59 % Fe – 5.0 % Mg – 2.0 % Всего - 98,59%

Химический состав метеорита Химические анализы метеоритов, упавших на нашу планету, дали замечательные результаты. Если подсчитать среднее содержание во всех метеоритах наиболее распространенных на Земле элементов: железа, кислорода, кремния, магния, алюминия, кальция,- то на их долю падает ровно 94%, т. е. их в составе метеоритов равно столько же, сколько в составе земного шара.

Химия межзвёздного пространства Еще не так давно в науке допускалось, что межзвездное пространство представляет собой пустоту. Все вещество Вселенной сосредоточено в звездах, а между ними нет ничего. Лишь в пределах Солнечной системы, где-то по неведомым путям, блуждают метеориты и их загадочные собратья – кометы. Еще не так давно в науке допускалось, что межзвездное пространство представляет собой пустоту. Все вещество Вселенной сосредоточено в звездах, а между ними нет ничего. Лишь в пределах Солнечной системы, где-то по неведомым путям, блуждают метеориты и их загадочные собратья – кометы. Химия межзвездного пространства - удивительно сложна. В космосе были открыты простейшие радикалы: например, метин (CH), гидроксил (OH). Где есть гидроксил, там должна быть и вода, и она была действительно найдена в межзвездном пространстве. В космосе есть вода, органические молекулы (формальдегид), аммиак. Эти соединения, реагируя между собой, могут привести к образованию аминокислот.

Лунная химия Лунные камни особенные – на их составе сказывается недостаток кислорода. На Луне не было ни свободной воды, ни атмосферы. Все летучие соединения, возникшие при магматических процессах, улетели в космос. Каменные метеориты сложены простыми силикатами, число минералов в них едва достигает сотни. В лунных же породах минералов немного больше, чем в метеоритах, – вероятно, несколько сотен. А на поверхности Земли открыто больше 3 тыс. минералов. Это говорит о сложности земных химических процессов по сравнению с лунными.

Химический состав планет Меркурий – самая близкая к Солнцу планета Меркурий покрыт силикатными породами, сходными с земными. Состав атмосферы Венеры углекислого газа (СО2) около 97 %, азота (N2) не более 2 %, водяного пара (Н2О) около 1 %, кислорода (О2) не более 0,1 %.

Химический состав планет Атмосфера этой планеты состоит из углекислоты, есть немного азота, кислорода и водяного пара. Советские и американские ученые отправили автоматические исследовательские станции и на Марс. Марс – холодная безжизненная пыльная пустыня. Самая интересная, удивительная и загадочная планета с точки зрения химии – это Юпитер. На 98 % Юпитер состоит из водорода и гелия. Обнаружены также вода, сероводород, метан и аммиак.

Химический состав планет Атмосфера Урана состоит примерно на 83% из водорода, на 15% из гелия и на 2% из метана. Подобно другим газовым планетам, Уран имеет полосы облаков, которые очень быстро перемещаются. Строение и набор составляющих Нептун элементов, вероятно, подобны Урану: различные "льды" или отвердевшие газы с содержанием около 15% водорода и небольшого количества гелия Атмосфера Сатурна - в основном, водород и гелий.

МЕТАЛЛЫ В КОСМОСЕ Титан сегодня - важнейший конструкционный материал. Это связано с редким сочетанием легкости, прочности и тугоплавкости данного металла. На основе титана создано множество высокопрочных сплавов для авиации, судостроения и ракетной техники. Титан сегодня - важнейший конструкционный материал. Это связано с редким сочетанием легкости, прочности и тугоплавкости данного металла. На основе титана создано множество высокопрочных сплавов для авиации, судостроения и ракетной техники.

Фуллерены в космосе фуллерены разветвлённые цепочки углеводородов фуллерены разветвлённые цепочки углеводородов Фуллерены впервые найдены вне Млечного Пути Фуллерены впервые найдены вне Млечного Пути фуллерены были найдены в метеоритах фуллерены были найдены в метеоритах