Космосът в масовото съзнание е представен като царство на студ и пустота (помните ли песента: „Тук е космически студ, цветът на небето е различен“?). От средата на 19-ти век обаче изследователите започват да осъзнават, че пространството между звездите поне не е празно. Ясен знак за съществуването на междузвездна материя са така наречените тъмни облаци, безформени черни петна, особено ясно видими в светлата лента на Млечния път. През 18-19 век се е смятало, че това са истински „дупки“ в разпределението на звездите, но през 20-те години на миналия век се е развило мнението: петната показват наличието на колосални облаци междузвезден прах, които ни пречат да видим светлина на звездите, разположени зад тях (снимка 1).

В средата на 19 век започва нова ера в астрономията: благодарение на работата на Густав Кирхоф и Робърт Бунзен се появява спектрален анализ, който дава възможност да се определят химичният състав и физичните параметри на газа в астрономическите обекти. Астрономите бързо оцениха новата възможност и през 60-те години на 19 век се наблюдава бум в звездната спектроскопия. В същото време, до голяма степен благодарение на усилията на забележителния наблюдател Уилям Хегинс, се натрупваха доказателства за наличието на газ не само в звездите, но и в пространството между тях.

Хегинс е пионер в научното изследване на незвездната материя. От 1863 г. той публикува резултатите от спектроскопските изследвания на няколко мъглявини, включително Голямата мъглявина на Орион, и демонстрира, че спектрите на мъглявините във видимия диапазон са много различни от спектрите на звездите. Излъчването на типична звезда е непрекъснат спектър, покрит от абсорбционни линии, произведени в звездната атмосфера. А спектрите на мъглявините, получени от Хегинс, се състоеха от няколко емисионни линии, практически без непрекъснат спектър. Това беше спектър от горещ разреден газ, чиито параметри са напълно различни от параметрите на газа в звездите. Основното заключение на Хегинс: получено е наблюдателно потвърждение на предположението на Хершел, че в космоса, в допълнение към звездите, има дифузна материя, разпределена в значителни обеми пространство.

За да може да се наблюдава присъщото сияние на междузвездния газ в оптичния диапазон, той трябва не само да е горещ, но и доста плътен, а не цялата междузвездна материя отговаря на тези условия. През 1904 г. Йоханес Хартман забелязва, че по-хладният и/или по-тънък междузвезден газ разкрива присъствието си, като оставя свои собствени абсорбционни линии в звездните спектри, които се раждат не в звездната атмосфера, а извън нея, по пътя от звездата до наблюдателя.

До 30-те години на миналия век изследването на емисионните и абсорбционните линии на междузвездния газ направи възможно да се проучи химическият му състав доста добре и да се установи, че той се състои от същите елементи, които се намират на Земята. Няколко линии в спектрите не могат да бъдат идентифицирани дълго време и Хегинс предполага, че това е нов химичен елемент - небулиум (от лат. мъглявина- облак), но се оказа, че е само двойно йонизиран от кислород.

До началото на 30-те години се смяташе, че всички линии в спектъра на междузвездния газ са били идентифицирани и приписани на определени атоми и йони. През 1934 г. обаче Пол Мерил съобщава за четири неидентифицирани линии в жълтата и червената област на спектъра. Наблюдаваните преди това междузвездни линии имаха много малка ширина, както подобава на атомните линии, образувани в газ с ниска плътност, но те бяха по-широки и по-дифузни. Почти веднага се предполага, че това са абсорбционни линии не на атоми или йони, а на молекули. Но кои? Бяха предложени екзотични молекули, като натрий (Na2) и познати двуатомни съединения, открити в опашките на комети от същия Хегинс през 19 век, като молекулата CN. Съществуването на междузвездни молекули беше окончателно установено в края на 30-те години на миналия век, когато няколко неидентифицирани линии в синята област на спектъра бяха недвусмислено свързани със съединенията CH, CH + и CN.

Характеристика на химичните реакции в междузвездната среда е доминирането на процеси с две частици: стехиометричните коефициенти винаги са равни на единица. Първоначално изглеждаше, че единственият начин за образуване на молекули са реакциите на „радиационна асоциация“: за да се сблъскат два атома и да се комбинират в молекула, е необходимо да се премахне излишната енергия. Ако една молекула, образувана във възбудено състояние, успее да излъчи фотон преди да се разпадне и да премине в невъзбудено състояние, тя остава стабилна. Изчисленията, извършени преди 50-те години на миналия век, показват, че наблюдаваното съдържание на тези три прости молекули може да се обясни с предположението, че те се образуват в реакции на радиационна асоциация и се унищожават от междузвездното радиационно поле - общото радиационно поле на звездите на Галактиката.

Обхватът на грижите на астрохимията по това време не беше особено широк, поне в междузвездната среда: три молекули, дузина реакции между тях и техните съставни елементи. Ситуацията престана да бъде спокойна през 1951 г., когато Дейвид Бейтс и Лайман Спицър преизчислиха равновесното съдържание на молекули, като взеха предвид новите данни за скоростите на реакциите на радиационна асоциация. Оказа се, че атомите се свързват в молекули много по-бавно, отколкото се смяташе досега, и следователно простият модел пропуска прогнозата за съдържанието на CH и CH + с порядъци. Тогава те предположиха, че две от тези молекули се появяват не в резултат на синтез от атоми, а в резултат на разрушаването на по-сложни молекули, по-специално метан. Откъде идва метанът? Е, може да се е образувал в звездни атмосфери и след това да е влязъл в междузвездната среда като част от прахови зърна.

По-късно на космическия прах започва да се приписва по-активна химическа роля от ролята на обикновен носител на молекули. Например, ако за ефективно протичане на химични реакции в междузвездната среда няма достатъчно трето тяло, което да премахне излишната енергия, защо да не приемем, че това е прашинка? Атомите и молекулите биха могли да реагират един с друг на повърхността му и след това да се изпарят, допълвайки междузвездния газ.

Свойства на междузвездната среда

Когато първите молекули са открити в междузвездната среда, нито нейните физични свойства, нито дори химичният й състав са били добре известни. Самото откритие на молекулите CH и CH+ се счита в края на 30-те години за важно доказателство за наличието на въглерод и водород там. Всичко се промени през 1951 г., когато беше открито излъчването на междузвездния атомен водород, известното излъчване с дължина на вълната около 21 см. Стана ясно, че водородът е най-разпространеният в междузвездната среда. Според съвременните концепции междузвездната материя е водород, хелий и само 2% от масата на по-тежките елементи. Значителна част от тези тежки елементи, особено металите, се намират в праховите частици. Общата маса на междузвездната материя в диска на нашата Галактика е няколко милиарда слънчеви маси или 1–2% от общата маса на диска. А масата на праха е около сто пъти по-малка от масата на газа.

Материята е разпределена хетерогенно в междузвездното пространство. Може да се раздели на три фази: гореща, топла и студена. Горещата фаза е много разреден коронален газ, йонизиран водород с температура от милиони келвини и плътност от порядъка на 0,001 cm–3, заемащ приблизително половината от обема на галактическия диск. Топлата фаза, която представлява друга половина от обема на диска, има плътност около 0,1 cm–3 и температура 8000–10 000 K. Водородът в нея може да бъде йонизиран или неутрален. Студената фаза е наистина студена, нейната температура е не повече от 100 K, а в най-гъстите области студът е до няколко келвина. Хладният неутрален газ заема само около процент от обема на диска, но масата му представлява около половината от общата маса на междузвездната материя. Това предполага значителна плътност, стотици частици на кубичен сантиметър или по-висока. Значително в междузвездно отношение, разбира се - за електронни устройства това е чудесен вакуум, 10–14 тора!

Плътният, студен неутрален газ има накъсана облачна структура, същата, която може да се види в облаци от междузвезден прах. Логично е да се предположи, че облаците прах и облаците газ са едни и същи облаци, в които прахът и газът се смесват помежду си. Наблюденията обаче показват, че областите на пространството, в които абсорбционният ефект на праха е максимален, не съвпадат с областите на максимален интензитет на излъчване на атомен водород. През 1955 г. Барт Бок и неговите съавтори предполагат, че в най-плътните области на междузвездните облаци, същите тези, които стават непрозрачни в оптичния диапазон поради висока концентрация на прах, водородът не е в атомно, а в молекулярно състояние .

Тъй като водородът е основният компонент на междузвездната среда, имената на различните фази отразяват състоянието на водорода. Йонизирана среда е среда, в която водородът е йонизиран; други атоми могат да останат неутрални. Неутрална среда е среда, в която водородът е неутрален, въпреки че други атоми могат да бъдат йонизирани. Плътните компактни облаци, за които се смята, че са съставени предимно от молекулярен водород, се наричат ​​молекулярни облаци. Именно тук започва истинската история на междузвездната астрохимия.

Невидими и видими молекули

Първите междузвездни молекули са открити благодарение на техните абсорбционни линии в оптичния диапазон. Първоначално техният набор не беше много голям и прости модели, базирани на реакции на радиационна асоциация и/или реакции върху повърхностите на прахови зърна, бяха достатъчни, за да ги опишат. Въпреки това, през 1949 г. I.S. Шкловски прогнозира, че радиообхватът е по-удобен за наблюдение на междузвездни молекули, в него може да се наблюдава не само поглъщане, но и излъчване на молекули. За да видите линиите на поглъщане, имате нужда от фонова звезда, чието излъчване ще бъде погълнато от междузвездните молекули. Но ако погледнете молекулярен облак, няма да видите фоновите звезди, защото тяхната радиация ще бъде напълно погълната от праха, който е част от същия облак! Ако молекулите се излъчват сами, ще ги видите където и да са, а не само там, където са внимателно осветени отзад.

Излъчването на молекули е свързано с наличието на допълнителни степени на свобода. Една молекула може да се върти, вибрира и да извършва по-сложни движения, всяко от които е свързано с набор от енергийни нива. Преминавайки от едно ниво на друго, молекулата, точно като атома, поглъща и излъчва фотони. Енергията на тези движения е ниска, така че те лесно се възбуждат дори при ниски температури в молекулярните облаци. Фотоните, съответстващи на преходите между молекулярните енергийни нива, не попадат във видимия диапазон, а в инфрачервения, субмилиметровия, милиметровия, сантиметровия... Следователно изследванията на молекулярното излъчване започват, когато астрономите разполагат с инструменти за наблюдения в диапазони с дълги вълни.

Вярно е, че първата междузвездна молекула, открита чрез наблюдения в радиообхвата, все още се наблюдава в абсорбция: през 1963 г., в радиоизлъчването на остатъка от свръхновата Касиопея А. Това беше абсорбционната линия на хидроксил (OH) - дължина на вълната 18 cm, и скоро хидроксил е открит в радиация. През 1968 г. е наблюдавана линия на излъчване на амоняк от 1,25 см, няколко месеца по-късно те откриват вода - линия от 1,35 см. Много важно откритие в изследването на молекулярната междузвездна среда е откритието през 1970 г. на излъчването на въглерод монооксидна (CO) молекула при дължина на вълната 2,6 mm.

До този момент молекулярните облаци бяха до известна степен хипотетични обекти. Най-разпространеното химично съединение във Вселената - молекулата на водорода (H 2) - няма преходи в дълговълновата област на спектъра. При ниски температури в молекулярна среда той просто не свети, т.е. остава невидим, въпреки цялото си високо съдържание. Молекулата H2 обаче има линии на поглъщане, но те попадат в ултравиолетовия диапазон, в който не могат да се наблюдават от повърхността на Земята; имаме нужда от телескопи, инсталирани или на ракети за голяма надморска височина, или на космически кораби, което значително усложнява наблюденията и ги прави още по-скъпи. Но дори и с извънатмосферен инструмент, линиите на абсорбция на молекулен водород могат да се наблюдават само в присъствието на фонови звезди. Ако вземем предвид, че по принцип няма толкова много звезди или други астрономически обекти, излъчващи в ултравиолетовия диапазон и освен това абсорбцията на прах достига максимум в този диапазон, става ясно, че възможностите за изследване на молекулярния водород с помощта абсорбционните линии са много ограничени.

Молекулата на CO се превърна в спасение - за разлика например от амоняка, тя започва да свети при ниска плътност. Неговите две линии, съответстващи на преходи от основно ротационно състояние към първо възбудено състояние и от първо към второ възбудено състояние, попадат в милиметровия диапазон (2,6 mm и 1,3 mm), все още достъпен за наблюдение от повърхността на Земята. Радиацията с по-къса дължина на вълната се абсорбира от земната атмосфера, радиацията с по-голяма дължина на вълната създава изображения с по-малка яснота (за даден диаметър на лещата, колкото по-голяма е наблюдаваната дължина на вълната, толкова по-лоша е ъгловата разделителна способност на телескопа). И има много CO молекули, толкова много, че очевидно по-голямата част от въглерода в молекулярните облаци е в тази форма. Това означава, че съдържанието на CO се определя не толкова от характеристиките на химическата еволюция на средата (за разлика от CH и CH + молекулите), а просто от броя на наличните атоми C. И следователно съдържанието на CO в молекулярен газ може да се счита, поне до първо приближение, за константа.

Следователно молекулата на CO се използва като индикатор за наличието на молекулярен газ. И ако попаднете например на карта на разпределението на молекулярния газ в Галактиката, това ще бъде карта на разпределението на въглеродния оксид, а не на молекулярния водород. Допустимостта на такова широко използване на CO напоследък все повече се поставя под въпрос, но няма нищо специално, което да го замени. Така че трябва да компенсираме възможната несигурност в тълкуването на наблюденията на CO с повишено внимание при прилагането му.

Нови подходи към астрохимията

В началото на 70-те години броят на известните междузвездни молекули започва да се измерва в десетки. И колкото повече се откриваха, толкова по-ясно ставаше, че предишните химически модели, които не обясняваха много уверено съдържанието на първото трио CH, CH + и CN, изобщо не работят с увеличен брой молекули. Нов възглед (все още се приема) върху химическата еволюция на молекулярните облаци беше предложен през 1973 г. от Уилям Уотсън и независимо от Ерик Хербст и Уилям Клемперер.

Така че имаме работа с много студена среда и много богат молекулен състав: днес са известни около сто и половина молекули. Реакциите на радиационна асоциация са твърде бавни, за да произведат видимо изобилие дори от двуатомни молекули, да не говорим за по-сложни съединения. Реакциите на повърхностите на прахови зърна са по-ефективни, но при 10 K, молекула, синтезирана върху повърхността на прахови зърна, в повечето случаи ще остане замръзнала за него.

Уотсън, Хербст и Клемперер предполагат, че при формирането на молекулярния състав на студените междузвездни облаци решаващата роля играят не реакциите на радиационна асоциация, а йонно-молекулярните реакции, т.е. реакциите между неутрални и йонизирани компоненти. Техните скорости не зависят от температурата, а в някои случаи дори се увеличават при ниски температури.

Има само едно малко нещо, което трябва да направите: облачната материя трябва да се йонизира малко. Радиацията (светлината на звездите близо до облака или комбинираната радиация на всички звезди в Галактиката) не толкова йонизира, колкото дисоциира. Освен това, поради праха, радиацията не прониква в молекулярните облаци, осветявайки само тяхната периферия.

Но в Галактиката има друг йонизиращ фактор - космическите лъчи: атомните ядра, ускорени от някакъв процес до много висока скорост. Природата на този процес все още не е напълно разкрита, въпреки че ускорението на космическите лъчи (тези, които са интересни от гледна точка на астрохимията) най-вероятно се случва в ударни вълни, придружаващи експлозиите на свръхнови. Космическите лъчи (както цялата материя в Галактиката) се състоят главно от напълно йонизиран водород и хелий, тоест протони и алфа частици.

Когато частицата срещне най-често срещаната молекула, H2, тя я йонизира, превръщайки я в H2+ йон. Тя от своя страна влиза в йонно-молекулярна реакция с друга молекула Н2, образувайки йон Н3+. И именно този йон се превръща в основен двигател на цялата последваща химия, влизайки в йонно-молекулярни реакции с кислород, въглерод и азот. Тогава всичко върви по общата схема, която за кислорода изглежда така:

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

Последната реакция в тази верига - реакцията на дисоциативна рекомбинация на хидрониев йон със свободен електрон - води до образуването на молекула, наситена с водород, в този случай водна молекула, или до образуването на хидроксил. Естествено, дисоциативна рекомбинация може да възникне и с междинни йони. Крайният резултат от тази последователност за основните тежки елементи е образуването на вода, метан и амоняк. Възможен е и друг вариант: частицата йонизира атом на примесен елемент (O, C, N) и този йон реагира с молекула H2, отново с образуването на йони OH +, CH +, NH + (по-нататък със същото спира). Веригите от различни елементи, естествено, не се развиват изолирано: техните междинни компоненти реагират помежду си и в резултат на това „кръстосано опрашване“ по-голямата част от въглерода преминава в CO молекули, кислородът остава несвързан в CO молекули в вода и O молекули 2, а основният резервоар на азот става молекулата N2. Същите атоми, които не са включени в тези основни компоненти, стават компоненти на по-сложни молекули, най-голямата от които, известна днес, се състои от 13 атома.

В тази схема не се вписват няколко молекули, чието образуване в газовата фаза се оказа изключително неефективно. Например, през същата 1970 г., в допълнение към CO, значително по-сложна молекула, метанол, беше открита в значителни количества. Дълго време се смяташе, че синтезата на метанол е резултат от къса верига: CH 3 + йон реагира с вода, за да образува протониран метанол CH 3 OH 2 + и след това този йон се рекомбинира с електрон, разделяйки се на метанол и водороден атом. Експериментите обаче показват, че е по-лесно за молекулата CH 3 OH 2 + да се разпадне по средата по време на рекомбинация, така че газофазовият механизъм за образуване на метанол не работи.

Има обаче по-важен пример: молекулярен водород не се образува в газовата фаза! Схемата с йонно-молекулярни реакции работи само ако в средата вече има молекули Н2. Но откъде идват? Има три начина за образуване на молекулярен водород в газовата фаза, но всички те са изключително бавни и не могат да работят в галактически молекулярни облаци. Решението на проблема беше намерено в връщането към един от предишните механизми, а именно реакциите върху повърхностите на частиците космически прах.

Както и преди, частицата прах в този механизъм играе ролята на трето тяло, осигуряващо на повърхността си условия за обединяване на атоми, които не могат да се комбинират в газовата фаза. В студена среда свободните водородни атоми замръзват до прахови частици, но поради топлинни вибрации те не седят на едно място, а се разпространяват по повърхността им. Два водородни атома, срещащи се по време на тези скитания, могат да се комбинират, за да образуват молекула Н2, а енергията, освободена по време на реакцията, откъсва молекулата от прашинката и я прехвърля в газа.

Естествено, ако водороден атом срещне на повърхността си не друг атом, а някакъв друг атом или молекула, резултатът от реакцията също ще бъде различен. Но има ли други компоненти в праха? Има и това се посочва от съвременните наблюдения на най-плътните части на молекулярните облаци, така наречените ядра, които (възможно е) в бъдеще да се превърнат в звезди, заобиколени от планетарни системи. Химическата диференциация възниква в ядрата: от най-плътната част на ядрото се излъчват главно емисии на азотни съединения (амоняк, N 2 H + йон), а въглеродните съединения (CO, CS, C 2 S) светят в обвивката, заобикаляща ядрото. следователно на картите на радиоизлъчването ядрата изглеждат като компактни петна от емисии на азотни съединения, заобиколени от пръстени от емисии на въглероден окис.

Съвременното обяснение за диференциацията е следното: в най-плътната и най-студена част на молекулярното ядро ​​въглеродните съединения, предимно CO, замръзват до зърна на прах, образувайки върху тях ледени обвивки на мантията. В газовата фаза те се запазват само в периферията на ядрото, където може би прониква радиация от звездите на Галактиката, частично изпарявайки ледените мантии. При азотните съединения ситуацията е различна: основната азотсъдържаща молекула N2 замръзва в прах не толкова бързо, колкото CO, и следователно в газовата фаза дори в най-студената част на ядрото остава достатъчно азот много по-дълго, за да осигури наблюдаваното количество амоняк и N2H+ йон.

Химически реакции протичат и в ледените мантии на прахови зърна, свързани главно с добавянето на водородни атоми към замръзнали молекули. Например, последователното добавяне на Н атоми към CO молекули в ледените черупки на прахови зърна води до синтеза на метанол. Малко по-сложните реакции, в които участват и други компоненти освен водорода, водят до появата на други многоатомни молекули. Когато млада звезда светне в дълбините на ядрото, нейното излъчване изпарява мантията от прахови частици и продуктите на химическия синтез се появяват в газовата фаза, където също могат да бъдат наблюдавани.

Успехи и проблеми

Разбира се, в допълнение към йонно-молекулярните и повърхностните реакции, в междузвездната среда протичат и други процеси: неутрално-неутрални реакции (включително реакции на радиационна асоциация), фотореакции (йонизация и дисоциация) и процеси на обмен на компоненти между газовата фаза и зърна прах. Съвременните астрохимични модели трябва да включват стотици различни компоненти, свързани помежду си чрез хиляди реакции. Важното е следното: броят на симулираните компоненти значително надвишава броя, който реално се наблюдава, тъй като не е възможно да се създаде работещ модел само от наблюдавани молекули! Всъщност това е така от самото начало на съвременната астрохимия: йонът Н 3 +, чието съществуване е постулирано в моделите на Уотсън, Хербст и Клемперер, е открит при наблюдения едва в средата на 90-те години.

Всички съвременни данни за химичните реакции в междузвездната и околозвездната среда се събират в специализирани бази данни, от които най-популярните са две: UDFA (UMIST База данни за астрохимия) и KIDA ( Кинетична база данни за астрохимия).

Тези бази данни са по същество списъци на реакции с два реагента, няколко продукта и числени параметри (един до три), които позволяват скоростта на реакцията да бъде изчислена като функция на температурата, радиационното поле и потока от космически лъчи. Наборите от реакции върху повърхностите на праховите зърна са по-малко стандартизирани, но има две или три опции, които се използват в повечето астрохимични изследвания. Реакциите, включени в тези набори, позволяват да се обяснят количествено резултатите от наблюденията на молекулярния състав на обекти от различна възраст и при различни физически условия.

Днес астрохимията се развива в четири направления.

Първо, химията на изотопомерите, предимно химията на деутериевите съединения, привлича много внимание. В допълнение към Н атомите, междузвездната среда съдържа и D атоми, в съотношение приблизително 1:100 000, което е сравнимо със съдържанието на други примесни атоми. В допълнение към H2 молекулите, HD молекулите също се образуват върху прахови частици. В студена среда реакцията
H 3 + + HD → H 2 D + + H 2
не се балансира от обратния процес. Йонът H 2 D + играе роля в химията, подобна на ролята на йона H 3 + и чрез него атомите на деутерия започват да се разпространяват в по-сложни съединения. Резултатът се оказва доста интересен: с общо съотношение D/H от около 10–5, съотношението на съдържанието на някои деутерирани молекули към съдържанието на недеутерирани аналози (например HDCO към H 2 CO, HDO до H 2 O) достига проценти и дори десетки проценти. Подобна посока за подобряване на моделите е отчитането на разликите в химията на въглеродните и азотните изотопи.

Второ, реакциите върху повърхностите на прахови зърна остават една от основните области на астрохимията. Тук се работи много, например, за изследване на характеристиките на реакциите в зависимост от свойствата на повърхността на праховата частица и нейната температура. Подробностите за изпаряването на органични молекули, синтезирани върху него от прашинка, все още не са ясни.

Трето, химическите модели постепенно навлизат по-дълбоко в изследванията на динамиката на междузвездната среда, включително в изследванията на процесите на раждане на звезди и планети. Това прозрение е много важно, защото позволява численото описание на движенията на материята в междузвездната среда да бъде пряко свързано с наблюденията на молекулните спектрални линии. Освен това този проблем има и астробиологично приложение, свързано с възможността междузвездната органична материя да достигне формиращите се планети.

Четвърто, има все повече и повече данни от наблюдения за съдържанието на различни молекули в други галактики, включително галактики с високо червено отместване. Това означава, че вече не можем да се изолираме в рамките на Млечния път и трябва да разберем как протича химическата еволюция с различен елементарен състав на средата, с други характеристики на радиационното поле, с други свойства на праховите зърна или какъв химикал реакциите са протичали в предгалактическата среда, когато целият набор от елементи е бил ограничен до водород, хелий и литий.

В същото време много мистерии остават около нас. Например, линиите, открити през 1934 г. от Мерил, все още не са идентифицирани. И произходът на първата открита междузвездна молекула - CH + - остава неясен...

Космохимия Космохимията е наука за химичния състав на космическите тела, законите на изобилието и разпространението на химичните елементи във Вселената, процесите на комбиниране и миграция на атомите при образуването на космическата материя. Геохимията е най-изучаваната част от космохимията. Космохимията е наука за химичния състав на космическите тела, законите на изобилието и разпространението на химичните елементи във Вселената, процесите на комбиниране и миграция на атомите при образуването на космическата материя. Геохимията е най-изучаваната част от космохимията.

Химия на Земята Съставът на земната кора включва: O – 46,6% Ca – 3,63% Al – 8,13% Na – 2,83% Si – % K – 2,59% Fe – 5,0% Mg – 2,0% Общо - 98,59%

Химически състав на метеорит Химическите анализи на метеорити, паднали на нашата планета, са дали забележителни резултати. Ако изчислим средното съдържание на най-разпространените елементи на Земята във всички метеорити: желязо, кислород, силиций, магнезий, алуминий, калций, то те представляват точно 94%, т.е. в метеоритите има равни количества от тях като в състав глобус.

Химия на междузвездното пространство Не толкова отдавна науката приемаше, че междузвездното пространство е празно. Цялата материя във Вселената е концентрирана в звездите и между тях няма нищо. Само в Слънчевата система, някъде по неизвестни пътища, се скитат метеоритите и техните мистериозни братовчеди комети. Не толкова отдавна науката прие, че междузвездното пространство е празно. Цялата материя във Вселената е концентрирана в звездите и между тях няма нищо. Само в Слънчевата система, някъде по неизвестни пътища, се скитат метеоритите и техните мистериозни братовчеди комети. Химията на междузвездното пространство е изненадващо сложна. Най-простите радикали са открити в космоса: например метин (CH), хидроксил (OH). Където има хидроксил, трябва да има вода и тя всъщност е открита в междузвездното пространство. В космоса има вода, органични молекули (формалдехид), амоняк. Тези съединения, реагирайки едно с друго, могат да доведат до образуването на аминокиселини.

Лунната химия Лунните камъни са специални - съставът им се влияе от липсата на кислород. На Луната не е имало свободна вода или атмосфера. Всички летливи съединения, възникнали по време на магмените процеси, излетяха в космоса. Каменните метеорити са съставени от прости силикати, броят на минералите в тях едва достига сто. В лунните скали има малко повече минерали, отколкото в метеоритите - вероятно няколкостотин. А на повърхността на Земята са открити повече от 3 хиляди минерала. Това показва сложността на земните химически процеси в сравнение с лунните.

Химичен състав на планетите Меркурий - най-близката до Слънцето планета Меркурий е покрита със силикатни скали, подобни на тези на Земята. Съставът на атмосферата на Венера е въглероден диоксид (CO2) около 97%, азот (N2) не повече от 2%, водна пара (H2O) около 1%, кислород (O2) не повече от 0,1%.

Химичен състав на планетите Атмосферата на тази планета се състои от въглероден диоксид, има малко азот, кислород и водни пари. Съветски и американски учени изпратиха автоматични изследователски станции на Марс. Марс е студена, безжизнена, прашна пустиня. Най-интересната, удивителна и загадъчна планета от химическа гледна точка е Юпитер. Юпитер е 98% водород и хелий. Открити са също вода, сероводород, метан и амоняк.

Химичен състав на планетите Атмосферата на Уран се състои от приблизително 83% водород, 15% хелий и 2% метан. Подобно на други газови планети, Уран има ленти от облаци, които се движат много бързо. Структурата и наборът от елементи, които изграждат Нептун, вероятно са подобни на Уран: различни "ледове" или втвърдени газове, съдържащи около 15% водород и малко количество хелий.Атмосферата на Сатурн е главно водород и хелий.

МЕТАЛИ В КОСМОСА Днес титанът е най-важният структурен материал. Това се дължи на рядката комбинация от лекота, здравина и огнеупорност на този метал. На базата на титан са създадени много сплави с висока якост за авиацията, корабостроенето и ракетостроенето. Титанът е най-важният структурен материал днес. Това се дължи на рядката комбинация от лекота, здравина и огнеупорност на този метал. На базата на титан са създадени много сплави с висока якост за авиацията, корабостроенето и ракетостроенето.

Фулерени в космоса фулерени разклонени вериги от въглеводороди фулерени разклонени вериги от въглеводороди Фулерени бяха открити за първи път извън Млечния път Фулерени бяха открити за първи път извън Млечния път Фулерени бяха открити в метеорити Фулерени бяха открити в метеорити

„Разпространението на елементите в космоса се изучава от космохимията, а разпространението им на Земята се изучава от геохимията. Изучаването на изобилието от елементи в космоса е доста трудна задача, тъй като..."

Разпространение на елемента

в природата

Изучаване на разпространението на елементите в космоса

космохимията, а разпространението им на Земята е геохимията.

Изследване на изобилието от елементи в космоса –

доста трудна задача, тъй като материята е в космоса

пространството е в различно състояние (звезди,

планети, облаци прах, междузвездно пространство и др.).

Понякога състоянието на дадено вещество е трудно да си представим. Например,

Трудно е да се говори за състоянието на материята и елементите в неутронни звезди, бели джуджета, черни дупки при колосални температури и налягания. Въпреки това науката знае доста за това какви елементи и в какви количества присъстват в космоса.

В междузвездното пространство има йони и атоми на различни елементи, както и групи от атоми, радикали и дори молекули, например молекули на формалдехид, вода, HCN, CH3CN, CO, SiO2, CoS и др.

В междузвездното пространство има особено много калциеви йони.

В допълнение към него в космоса са разпръснати атоми на водород, калий, въглерод, натриеви йони, кислород, титан и други частици.

Първото място по изобилие във Вселената принадлежи на водорода.

Химическият състав на звездите Химическият състав на звездите зависи от много фактори, включително температурата. С повишаването на температурата съставът на частиците, съществуващи в атмосферата на звездата, става по-прост. Така спектралният анализ на звезди с температури от 10 000-50 000°C показва линии от йонизиран водород и хелий и метални йони в техните атмосфери. Радикали вече се намират в атмосферите на звезди с температура 5000°C и дори оксидни молекули се намират в атмосферите на звезди с температура 3800°C. Химическият състав на някои звезди с температури 20 000-30 000 ° C е даден в табл. 6.1.

Вижда се, че например в звездата Пегас за 8700 водородни атома има 1290 хелиеви атома, 0,9 азотни атома и т.н.

Спектрите на звездите от първите 4 класа (най-горещите) са доминирани от линии на водород и хелий, но с понижаване на температурата се появяват линии на други елементи и дори линии на съединения. Това също са прости съединения: оксиди на цирконий, титан, както и радикали CH, OH, NH, CH2, C2, C3, CaH и др. Външните слоеве на звездите се състоят главно от водород. Средно на всеки 10 000 водородни атома има около 1000 хелиеви атома, 5 кислородни атома и по-малко от 1 атом други елементи.

Има звезди с високо съдържание на един или друг елемент:

силиций, желязо, манган, въглерод и др. Звездите с аномален състав са доста разнообразни. Младите червени гигантски звезди съдържат повишени количества тежки елементи. Така една от тези звезди съдържа 26 пъти повече молибден от Слънцето.

Таблица 6.1 Химичен състав на някои звезди от клас B Елемент Относителен брой атоми в звездата Скорпион Персей Пегас Водород 8350 8300

–  –  –

реакции, които се развиват в една звезда по време на нейния живот.

Първоначалният състав на звездата е близък до състава на междузвездната материя (облак от газ и прах), от която е възникнала звездата.

И съставът на облаците газ и прах не е еднакъв, което може да доведе до разлики в състава на елементите, съдържащи се в звездата.

Спектрален анализ показва, че наличието на много елементи в състава на звездите може да бъде причинено само от протичащи в тях ядрени реакции (барий, цирконий, технеций). Има звезди, в които водородът се е превърнал в хелий. Тяхната атмосфера се състои от хелий. В такива хелиеви звезди се намират въглерод, неон, титан, азот, кислород, силиций и магнезий. Известни са хелиеви звезди, които практически не съдържат водород, който е изгорял в резултат на ядрени реакции.

Въглеродните звезди са много интересни. Това са сравнително хладни звезди (гиганти и свръхгиганти), повърхностните им температури варират от 2500-6000 ° C.

При температури под 3500° C, с равни количества кислород и въглерод в атмосферата, повечето от тези елементи се свързват в въглероден оксид CO. Сред другите въглеродни съединения, CN и CH радикалите присъстват в атмосферата на такива звезди.

Изследване на изобилието от елементи в космоса показа, че с увеличаването на атомната маса на елемента изобилието му намалява. Освен това елементите с четни редни номера са по-често срещани от тези с нечетни номера.

Изобилието от елементи в пространството е показано на фиг. 6.1.

Изобилие на елементи в Слънчевата система

Химичният състав на Слънцето се изучава с помощта на методи за спектрален анализ. Това е много трудна работа, тъй като при условията, съществуващи на Слънцето, атомите на елементите са силно йонизирани (например атомът на желязото губи до 9 електрона).

Атмосферата на Слънцето е в постоянно движение.

Температурите на фотосферата, хромосферата и слънчевата корона варират рязко. Въпреки това химичният състав на Слънцето е установен напълно. На Слънцето са открити 72 елемента. Съдържанието на 60 елемента е определено доста надеждно, но за елементи с атомна маса над 57 данните са по-малко точни.

Слънцето съдържа най-много водород – почти 75% от масата си.

Хелият съдържа около 24%, само 1-2% представляват всички останали елементи. Въпреки че 1% от слънчевата маса не е толкова малко. Масата на Слънцето е 1,99,1033 г. Стотната част от тази маса е 1,99,1031 г, или 1,99,1025 т, което е 3350 пъти масата на Земята.

В Слънцето има много кислород, въглерод, азот, натрий, желязо, никел и малко литий. Борът и флуорът се намират в комбинация с водород. Радий, уран, бисмут, рений са пренебрежимо малки, а радиоактивни елементи, получени изкуствено в земни условия (прометий, астат), както и халогени, с изключение на флуор, не са открити.

В слънчевата атмосфера за всеки кислороден атом има:

водород 560 атома;

алуминий 0,0040 атома;

въглерод 0,37 атома;

силиций 0,037 атома;

азот 0,76 атома;

сяра 0,016 атома;

магнезий 0,062 атома;

калий 0,00029 атом;

натрий 0,0035 атома;

калций 0,0031 атома.

–  –  –

Първоначално бяха изразени мнения, че всички планети от Слънчевата система имат еднакъв състав, но сравнението на плътностите показа, че съставът е различен (вж.

Меркурий, Венера, Земя, Марс, Луна са твърди тела.

Те са образувани от силикатни, алумосиликатни, карбонатни и други минерали, които изграждат повърхностните им слоеве. Вътре в тези планети има ядро, образувано от по-тежки скали, съдържащи елементи с висока атомна маса. Живакът съдържа феромагнитно ядро ​​и има силно магнитно поле.

Общото количество метално желязо, според някои данни, в Меркурий е около 58%. Венера и Марс, подобно на Земята, имат железни ядра, заобиколени от минерална, предимно силикатна, обвивка. Венера има много карбонати, термичното разлагане на които доведе до натрупване на въглероден диоксид в атмосферата на тази планета. Според съветските космически станции "Венера-4" - "Венера-7" атмосферата на Венера се състои от 97% въглероден диоксид, съдържа около 2% азот, 1% водна пара и не повече от 0,1% кислород. Температурата на повърхността на планетата е около 500 ° C, а налягането е около 100 atm.

Планетата Марс има атмосфера, много по-тънка от земната. Атмосферното налягане на Марс е само 0,08 от земното. Основните компоненти на атмосферата му са азот и въглероден диоксид.

Кислородът и водните пари са приблизително 1000 пъти по-малко, отколкото в земната атмосфера. Възможно е химичният състав на съединенията, които образуват повърхността на Марс, да е подобен на този на Земята. Това се потвърждава от множество експерименти за симулиране на марсиански условия. Това се потвърждава и от снимки, направени от доста близко разстояние от космическите станции Марс и Маринър.

Гигантските планети Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун са образувани от по-малко плътни вещества. Те се основават на водород, хелий, метан, амоняк и други газове.

Съществуването на твърдо ядро ​​на тези планети не може да се счита за доказано. Спектралните изследвания на Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун показват наличието на метан в техните атмосфери.

В атмосферата на Юпитер и Сатурн е открит и амоняк, който може да присъства на Уран и Нептун, но в твърдо състояние. Изследването също така показа наличието на водород (около 60%), хелий (36%), неон (около 3%).

Освен това атмосферата съдържа сложни молекули:

циановодород, азотен диоксид под формата на N2O4, вода, сероводород, молекули с високо молекулно тегло (пирен, коронен, хризен и др.). Въпреки това, въпреки много години изследвания, химическият състав на гигантските планети не е добре разбран.

Разпространение на химичните елементи на Земята

Много учени са изследвали разпространението на химичните елементи на Земята, като се започне от алхимиците (Теофраст, Плиний и др.). Но едва през XVII-XIX век.

Появиха се експериментални данни за химичните процеси в земната кора и те започнаха да се интерпретират от гледна точка, която сега наричаме геохимична. През 17 век Р. Бойл, изучавайки химията на атмосферата и природните води, и холандецът Х. Хюйгенс стигнаха до разбирането за живота като космическо явление. През 17 век М. В. Ломоносов обосновава значението на химията за геологията и обяснява процесите на образуване на въглища, нефт, торф и други минерали в известните си книги „За слоевете на земята“ и „За раждането на металите“. А. Лавоазие полага основите на геохимията на атмосферата и природните води. Работата на шведския химик И. Берцелиус в областта на химичния анализ на скали, руди, минерали и води е от голямо значение за натрупването на фактически материали по геохимия.

Открива торий, церий, селен и пръв получава в свободно състояние силиций, титан, тантал, цирконий и др.

Работите, публикувани през 19 век, се доближават до геохимията. Немски учени К. Бишоф и И. Брайтхауп върху химията на земната кора. Разгледаха химичния състав на земната кора и кръговрата на веществата в нея. През същите тези години започва да се използва терминът "геохимия". Науката дължи появата си на швейцарския химик Х. Шьонбейн, който пише през 1842 г., че е необходимо, преди да говорим за истинска геоложка наука, да има геохимия, която трябва да изследва химическата природа и произхода на масите, които образуват земното кълбо. Но истинското раждане на геохимията като наука се случи през първата половина на 20 век.

(1908-1911). Място на раждане: Катедра по минералогия, Московски университет. Направи го наука V.I.

Вернадски (1861-1945). Вернадски тълкува минералогията като химия на съединенията на земната кора. Използвайки резултатите от спектралния анализ, той стигна до извода за общата дисперсия на химичните елементи.

Вернадски каза:

„Във всяка капка и прашинка материя на земната повърхност, с нарастването на тънкостта на нашите изследвания, ние откриваме все повече и повече нови елементи. Получаваме впечатлението за микрокосмическата природа на тяхното разпръскване. В песъчинка или капка, като в микрокосмоса се отразява общият състав на космоса.В него могат да се открият всички онези елементи,които се наблюдават на земното кълбо,в небесните пространства.Въпросът е свързан само с усъвършенстване и усъвършенстване на методите на изследване.С усъвършенстването им , откриваме натрий, литий, стронций там, където не са били виждани преди; с тяхното усъвършенстване ги откриваме в по-малки проби, отколкото преди."

Първият курс по геохимия е преподаван през 1912 г. от ученика на Вернадски A.E. Fersman (1883-1945). През 1933-1939г.

V. M. Goldschmidt (Норвегия) има голям принос в геохимията. Той посочи, че размерът на атомите или йоните е от решаващо значение за включването на химични елементи в кристална решетка. Той обясни едновременното присъствие на магнезий и никел, калий и олово и по този начин постави основите на геохимията на минералите. След работата му стана възможно да се предвиди натрупването на елементи в земната кора и да се проведе целенасочено търсене на минерали в природата.

Още през 1815 г. английският минералог У. Филипс се опитва да определи средното съдържание на 10 химични елемента в земната кора. Работата му е продължена от французите Ели дьо Бомон и А. Добре. Но техните изследвания не привлякоха внимание.

През 80-те години XIX век F.U. работи много по проблемите на определянето на средния състав на земната кора. Кларк е ръководител на химическата лаборатория на Американския геологически комитет във Вашингтон. След като избра 880 от най-точните анализи на скали, през 1889 г. той

определя средното съдържание на 10 химични елемента в твърдата земна кора. Clark получи следните резултати:

Съдържание на елементи, Съдържание на елементи, % % Кислород 46,28 Магнезий 2,77 Силиций 28,02 Калий 2,47 Алуминий 8,14 Натрий 2,43 Желязо 5,58 Титан 0,33 Калций 3,27 Фосфор 0,10 =99 ,39% Кларк тълкува геохимията като набор от информация за химичния състав на земята“ s кора. Продължавайки изследванията си, той повишава точността на дефинициите, броя на анализите и броя на елементите. Обобщение на средното съдържание на елементи в земната кора, публикувано през 1924 г., предоставя данни за 50 елемента.

Отчитайки заслугите на Кларк в развитието на геохимията и изследванията на изобилието от елементи, Ферсман през 1923 г. предлага да се обозначи средното съдържание на химичен елемент в земната кора, на Земята като цяло, както и на планетите и в космоса , с термина "Кларк". Както беше предложено от Вернадски, таблиците на Кларк съдържат стойностите на масата (теглото) и атомните кларкове.

Смисълът на въвеждането на атомни кларкове е следният.

Нека има геоложка система, състояща се от водород и флуор и за всеки водороден атом има един флуорен атом. Ако дефинирате атомни кларкове, те ще бъдат еднакви и за двата елемента. Но ако определим приноса на водорода и флуора към масата на системата, се оказва, че в съответствие със стойностите на атомните маси на водорода и флуора, от общото количество 1H + 19F = 20HF, водородът ще бъде само 5%, а флуорът – 95%. По този начин масовите и атомните кларкове могат да се различават значително. За да се преобразуват масови кларк в атомни, стойността на масовия кларк на всеки елемент трябва да бъде разделена на атомната маса и сумата от тези стойности се счита за 100%. Тогава делът в тази сума на съдържанието на всеки елемент ще съответства на неговия атомен кларк.

Изминаха повече от 100 години от публикуването на първата таблица на Кларк. През това време беше извършена огромна работа и общата картина на разпределението на елементите в земната кора се очерта доста ясно. На първо място, беше потвърдено гениалното предположение на Вернадски за дисперсното състояние на всички химични елементи. За йод, хафний, скандий, рубидий, индий, цезий, радий и някои други редки елементи дисперсното състояние е основното, тъй като те не образуват или почти не образуват собствени минерали. Само за кислород, силиций, алуминий, желязо, натрий, калий, магнезий основната форма на поява са собствените му минерали. Позицията за общата дисперсия на химичните елементи на съветския геохимик Н.И. Сафронов предложи да го наречем закон на Кларк-Вернадски.

Съвременните методи за анализ и инструменти позволиха да се изясни съдържанието на елементи в земната кора (Таблица 1.3).

Както се вижда от таблицата, половината от земната кора се състои от кислород. Така земната кора е „кислородна сфера“. На второ място е силиций (кларк 29,5), на трето място е алуминий (8,05). Ако добавите желязо (4,65), калций (2,96), калий (2,50), натрий (2,50), магнезий (1,87), титан (0,45), получавате 99, 48%, т.е. почти цялата земна кора. Останалите 80 елемента представляват по-малко от 1%. Елементите, чието съдържание не надвишава 0,01-0,0001%, се наричат ​​редки. Ако редките елементи не образуват свои собствени минерали, тогава те се наричат ​​„редки микроелементи“ (Br, In, Ra, U, Re, Hf, Se и др.).

По този начин уранът и бромът имат почти еднакви стойности на Кларк (2.5.10-4 и 2.1.10-4), но уранът е рядък елемент, тъй като са известни 104 уранови минерала и уранови находища, а бромът е разпръснат (има само един минерал).

В геохимията съществува и понятието „микроелементи“, което означава елементи, съдържащи се в малки количества (0,01%) в дадена система. Така алуминият е микроелемент в живия организъм и макроелемент в силикатните скали.

Установено е, че кларковете са до голяма степен независими от химичните свойства на елементите. Как ядрото на елемента влияе върху неговото изобилие? Още през 1923г

V. M. Goldshmidt формулира основния закон на геохимията: общото изобилие на даден елемент зависи от свойствата на неговото атомно ядро, а характерът на разпределението зависи от свойствата на външната електронна обвивка на неговия атом.

Ферсман получи графика на зависимостта на атомните кларкове от ядрения заряд за четни и нечетни елементи от периодичната система на Д. И. Менделеев (фиг. 6.2). Той установи, че с усложняването на атомното ядро, неговото увеличаване

Ориз. 6.2. Логаритми на атомни кларкове (според A.I. Fersman)

Масите на Кларк на елементите намаляват, но тези криви се оказват немонотонни. Леките атоми (тези в началото на периодичната таблица) са по-често срещани. Техните ядра съдържат малък брой нуклони (протони и неутрони). Наистина, след желязото (Z = 26) няма нито един общ елемент.

Това беше посочено и от Д. И. Менделеев. През 1869г

едновременно с периодичния закон той формулира правилото: елементите с ниско атомно тегло обикновено са по-изобилни от тежките елементи.

Друг модел е създаден през 1914 г. от Г.

Одо (Италия) и В. Гаркинсън (САЩ) през 1915-1928 г. Те забелязали, че в земната кора преобладават елементи с четни атомни номера и четни атомни маси. Сред съседните елементи четните винаги имат по-високи кларкове от нечетните (фиг. 6.2). За първите 9 елемента по разпространение четните кларкове са 86,43%, а нечетните са 13,03%. Особено големи са кларковете на елементи, чиято атомна маса се дели на 4. Сред атомите на един и същ елемент преобладават изотопи с масово число, делимо на 4. Ферсман обозначава тази структура като 4q, където q

– цяло число. По-долу е съотношението на изобилието на различни изотопи на кислород и сяра:

O - 99,76 S – 55,01 O – 0,04 S – 0,75 O – 0,20 S – 4,22 S – 0,02.

Според Ферсман ядрата от тип 4q съставляват 83,39% от земната кора.

По-рядко се срещат 4q+3 ядра (12,7%). Има много малко ядра 4q+l и 4q+2 (1%). Беше отбелязано също, че сред четните елементи, като се започне с хелий, всеки шести има най-висок кларк: кислород (№ 8), силиций (№ 14), калций (№ 20), желязо (№ 26).

За елементите с нечетни номера има подобно правило (започвайки с водород, № 1):

азот (№ 7); алуминий (№ 13); калий (№ 19); манган (№ 25). Особено стабилни са ядрата, съдържащи 2, 8, 20, 28, 50, 82, 126 протона или неутрона. Тези числа се наричат ​​магически числа. Най-стабилни са двойно магическите ядра, съдържащи магически числа протони и неутрони (208Pb).

По този начин изобилието от елементи в земната кора се свързва предимно със структурата на атомното ядро.

Земната кора е доминирана от ядра с малък и равен брой протони и неутрони. Причината за това се крие в звездния етап от съществуването на земната материя. Преди повече от 4,5 милиарда години веществото на нашата планета е било нагрято до десетки милиони градуси. При такива температури не могат да съществуват нито атоми, нито молекули, а веществото беше гореща плазма със свободни електрони и ядра. В плазмата протичат ядрени реакции

– ядрата на химичните елементи са се образували от протони и неутрони. Най-вероятно е образуването на най-стабилните ядра и това са ядра, съдържащи малък и четен брой протони и неутрони. Ядрата, препълнени с протони и неутрони, са нестабилни и се разпадат. Това са уран, торий, радий и други радиоактивни елементи, които се разпадат, за да образуват олово и хелий. Но дори сред леките елементи не всички имат високи стойности на кларк. Например, берилият има атомно число 4, а неговият кларк е 3.8.10-4%. Кларкът на хелия е дори по-малък, въпреки че в космоса той е на второ място по изобилие (след водорода). Има малко литий (3.2.10 бор (1.2.10-3%), въглерод (2.3.10-2%). Това се обяснява с факта, че тези атоми в централните части на звездите са ядрено гориво и се унищожават по време на ядрени реакции.

Контролни въпроси

1. Кои елементи са най-разпространени в космоса?

2. Какви реакции служат като източник на тежки елементи в космоса?

3. Какви методи се използват за изследване на химичния състав на звездите?

4. Колко химически елемента са открити в Слънцето?

5. Какво е доказателство за различния химичен състав на планетите от Слънчевата система?

6. Какви елементи се намират в атмосферата на гигантските планети?

7. Какво определя предмета на геохимията?

8. Кой учен има най-голям принос за развитието на геохимията?

9. Дайте определение на Кларк.

10. Кои са най-често срещаните елементи в земната кора?

11. Кои елементи се наричат ​​редки и кои разпръснати?

12. Кои числа се наричат ​​магически числа?

13. Какво определя изобилието на елементи в земната кора?

14. Формулирайте основните закони на геохимията?

15. Защо някои елементи с малки атомни маси и четни числа са широко разпространени?

допълнителна литература

1. Спицин В. И., Мартиненко Л. И. Неорганична химия.

Част 1. М.: Издателство на Московския държавен университет, 1991. С. 378-391.

2. Гарусевич Г. А. Основи на общата геохимия. М.: Висше училище, 1968. 363 с.

3. Перелман А.И. Геохимия. М.: Висше училище. 1979. 423 стр.

4. Lutz B. G. Химичен състав на континенталната кора и горната мантия на Земята. М.: Недра, 1976. 152 с.

5. Лаврухина А.К. Ядрени реакции в космически тела.

М.: Наука, 1972.187 с.

6. Сафронов В. С. Еволюция на предпланетния облак и формирането на Земята и планетите. М.: Недра, 1969. 264 с.

7. Aller L. Разпространение на химичните елементи. М.:

Недра, 1963. 254 с.

8. Николаев Л. А. Химия на космоса. М.: Образование, 1974.

Подобни произведения:

неорганична и физическа химия, TSU на името на. Г.Р. Державина Представлявано от член на редакционната колегия, професор V.I. Коновалов Ключови думи и фрази: инхибиране на корозия; корозия..."изследване, което се простира до началата, причините и елементите, чрез тяхното разбиране (в края на краищата ние сме сигурни, че..."

На Земята - кислород, в космоса - водород

Вселената съдържа най-много водород (74% от масата). Запазен е от Големия взрив. Само малка част от водорода успя да се превърне в по-тежки елементи в звездите. На Земята най-разпространеният елемент е кислородът (46–47%). По-голямата част от него е свързана под формата на оксиди, предимно силициев оксид (SiO 2). Земният кислород и силиций произлизат от масивни звезди, съществували преди раждането на Слънцето. В края на живота си тези звезди експлодираха в свръхнови и изхвърлиха образуваните от тях елементи в космоса. Разбира се, продуктите от експлозията съдържат много водород и хелий, както и въглерод. Въпреки това, тези елементи и техните съединения са силно летливи. В близост до младото Слънце те се изпариха и бяха издухани от радиационното налягане до покрайнините на Слънчевата система.

Десет най-често срещани елемента в галактиката Млечен път*

* Масова част на милион.

Вселената крие много тайни в дълбините си. От дълго време хората се стремят да разгадаят колкото е възможно повече от тях и въпреки факта, че това не винаги се получава, науката се движи напред със скокове и граници, което ни позволява да научаваме все повече и повече за нашия произход. Така например мнозина ще се интересуват кое е най-често срещаното във Вселената. Повечето хора веднага ще се сетят за вода и ще бъдат отчасти прави, защото най-често срещаният елемент е водородът.

Най-изобилният елемент във Вселената

Изключително рядко е хората да срещат водород в неговата чиста форма. В природата обаче много често се среща в комбинация с други елементи. Например, когато реагира с кислород, водородът се превръща във вода. И това далеч не е единственото съединение, което включва този елемент, той се намира навсякъде не само на нашата планета, но и в космоса.

Как се появи Земята?

Преди много милиони години водородът без преувеличение се превърна в строителен материал за цялата Вселена. В края на краищата след големия взрив, който стана първият етап от създаването на света, нищо не съществуваше освен този елемент. елементарен, защото се състои само от един атом. С течение на времето най-изобилният елемент във Вселената започна да образува облаци, които по-късно станаха звезди. И вече вътре в тях протичат реакции, в резултат на които се появяват нови, по-сложни елементи, пораждащи планети.

Водород

Този елемент съставлява около 92% от атомите във Вселената. Но той се намира не само в звездите, междузвездния газ, но и в обичайните елементи на нашата планета. Най-често съществува в свързана форма, като най-често срещаното съединение е, разбира се, водата.

В допълнение, водородът е част от редица въглеродни съединения, които образуват нефт и природен газ.

Заключение

Въпреки факта, че е най-често срещаният елемент в света, изненадващо, той може да бъде опасен за хората, защото понякога се запалва, когато реагира с въздуха. За да разберем колко важна роля е изиграл водородът в създаването на Вселената, достатъчно е да осъзнаем, че без него нищо живо не би се появило на Земята.