Ο χώρος στη λαϊκή συνείδηση ​​αναπαρίσταται ως ένα βασίλειο του κρύου και του κενού (θυμηθείτε το τραγούδι: «Είναι κοσμικό κρύο εδώ, το χρώμα του ουρανού είναι διαφορετικό»;). Ωστόσο, από τα μέσα περίπου του 19ου αιώνα, οι ερευνητές άρχισαν να συνειδητοποιούν ότι ο χώρος ανάμεσα στα αστέρια δεν ήταν τουλάχιστον κενός. Ένα σαφές σημάδι της ύπαρξης της διαστρικής ύλης είναι τα λεγόμενα σκοτεινά σύννεφα, άμορφες μαύρες κηλίδες, ιδιαίτερα ορατές στη φωτεινή λωρίδα του Γαλαξία. Τον 18ο-19ο αιώνα, πίστευαν ότι επρόκειτο για πραγματικές «τρύπες» στην κατανομή των αστεριών, αλλά μέχρι τη δεκαετία του 1920 είχε αναπτυχθεί μια άποψη: οι κηλίδες υποδηλώνουν την παρουσία κολοσσιαίων νεφών διαστρικής σκόνης που μας εμποδίζουν να δούμε το φως των αστεριών που βρίσκονται πίσω τους (φωτογραφία 1).

Στα μέσα του 19ου αιώνα ξεκίνησε μια νέα εποχή στην αστρονομία: χάρη στο έργο των Gustav Kirchhoff και Robert Bunsen, εμφανίστηκε η φασματική ανάλυση, η οποία κατέστησε δυνατό τον προσδιορισμό της χημικής σύνθεσης και των φυσικών παραμέτρων του αερίου σε αστρονομικά αντικείμενα. Οι αστρονόμοι εκτίμησαν γρήγορα τη νέα ευκαιρία και η δεκαετία του 1860 είδε μια έκρηξη στην αστρική φασματοσκοπία. Ταυτόχρονα, σε μεγάλο βαθμό χάρη στις προσπάθειες του αξιοσημείωτου παρατηρητή William Heggins, συσσωρεύονταν στοιχεία για την παρουσία αερίου όχι μόνο στα αστέρια, αλλά και στο μεταξύ τους χώρο.

Ο Χέγκινς ήταν πρωτοπόρος στην επιστημονική μελέτη της μη αστρικής ύλης. Από το 1863 δημοσίευσε τα αποτελέσματα φασματοσκοπικών μελετών πολλών νεφελωμάτων, συμπεριλαμβανομένου του Μεγάλου Νεφελώματος του Ωρίωνα, και έδειξε ότι τα φάσματα των νεφελωμάτων στο ορατό εύρος ήταν πολύ διαφορετικά από τα φάσματα των αστεριών. Η ακτινοβολία ενός τυπικού αστεριού είναι ένα συνεχές φάσμα, που επικαλύπτεται από γραμμές απορρόφησης που παράγονται στην αστρική ατμόσφαιρα. Και τα φάσματα των νεφελωμάτων που ελήφθησαν από τον Heggins αποτελούνταν από πολλές γραμμές εκπομπής, χωρίς ουσιαστικά συνεχές φάσμα. Ήταν ένα φάσμα καυτού αραιωμένου αερίου, οι παράμετροι του οποίου είναι εντελώς διαφορετικές από τις παραμέτρους του αερίου στα αστέρια. Το κύριο συμπέρασμα του Heggins: επιβεβαιώθηκε η παρατήρηση της υπόθεσης του Herschel ότι στο διάστημα, εκτός από τα αστέρια, υπάρχει διάχυτη ύλη κατανεμημένη σε σημαντικούς όγκους του χώρου.

Προκειμένου να παρατηρηθεί η εγγενής λάμψη του διαστρικού αερίου στην οπτική περιοχή, πρέπει να είναι όχι μόνο ζεστό, αλλά και αρκετά πυκνό, και δεν πληρούν όλες αυτές τις συνθήκες όλη η διαστρική ύλη. Το 1904, ο Johannes Hartmann παρατήρησε ότι το ψυχρότερο και/ή λεπτότερο διαστρικό αέριο αποκαλύπτει την παρουσία του αφήνοντας τις δικές του γραμμές απορρόφησης στα αστρικά φάσματα, τα οποία γεννιούνται όχι στην αστρική ατμόσφαιρα, αλλά έξω από αυτήν, στο δρόμο από το αστέρι προς τον παρατηρητή.

Μέχρι τη δεκαετία του 1930, η μελέτη των γραμμών εκπομπής και απορρόφησης του διαστρικού αερίου έδωσε τη δυνατότητα να μελετηθεί αρκετά καλά η χημική του σύνθεση και να διαπιστωθεί ότι αποτελείται από τα ίδια στοιχεία που βρίσκονται στη Γη. Πολλές γραμμές στα φάσματα δεν μπορούσαν να εντοπιστούν για μεγάλο χρονικό διάστημα και ο Heggins πρότεινε ότι αυτό ήταν ένα νέο χημικό στοιχείο - το νεφέλωμα (από το λατ. νεφέλωμα- σύννεφο), αλλά αποδείχθηκε ότι ιονίστηκε μόνο διπλά από το οξυγόνο.

Στις αρχές της δεκαετίας του 1930, πιστευόταν ότι όλες οι γραμμές στο φάσμα του διαστρικού αερίου είχαν εντοπιστεί και αποδοθεί σε συγκεκριμένα άτομα και ιόντα. Ωστόσο, το 1934, ο Paul Merrill ανέφερε τέσσερις άγνωστες γραμμές στις κίτρινες και κόκκινες περιοχές του φάσματος. Οι διαστρικές γραμμές που παρατηρήθηκαν προηγουμένως είχαν πολύ μικρό πλάτος, όπως αρμόζει στις ατομικές γραμμές που σχηματίζονται σε αέριο χαμηλής πυκνότητας, αλλά αυτές ήταν ευρύτερες και πιο διάχυτες. Σχεδόν αμέσως προτάθηκε ότι επρόκειτο για γραμμές απορρόφησης όχι ατόμων ή ιόντων, αλλά μορίων. Ποιες όμως; Προτάθηκαν εξωτικά μόρια, όπως το νάτριο (Na2) και γνωστές διατομικές ενώσεις, που ανακαλύφθηκαν στις ουρές των κομητών από τον ίδιο Heggins τον 19ο αιώνα, όπως το μόριο CN. Η ύπαρξη διαστρικών μορίων διαπιστώθηκε τελικά στα τέλη της δεκαετίας του 1930, όταν αρκετές μη αναγνωρισμένες γραμμές στην μπλε περιοχή του φάσματος συνδέθηκαν αναμφίβολα με τις ενώσεις CH, CH + και CN.

Μια ιδιαιτερότητα των χημικών αντιδράσεων στο διαστρικό μέσο είναι η κυριαρχία διεργασιών δύο σωματιδίων: οι στοιχειομετρικοί συντελεστές είναι πάντα ίσοι με τη μονάδα. Αρχικά, ο μόνος τρόπος για να σχηματιστούν μόρια φαινόταν να είναι οι αντιδράσεις «σύνδεσης ακτινοβολίας»: για να συγκρουστούν δύο άτομα και να συνδυαστούν σε ένα μόριο, είναι απαραίτητο να αφαιρεθεί η περίσσεια ενέργειας. Εάν ένα μόριο, έχοντας σχηματιστεί σε διεγερμένη κατάσταση, καταφέρει να εκπέμψει ένα φωτόνιο πριν από τη διάσπαση και να πάει σε μη διεγερμένη κατάσταση, παραμένει σταθερό. Οι υπολογισμοί που έγιναν πριν από τη δεκαετία του 1950 έδειξαν ότι το παρατηρούμενο περιεχόμενο αυτών των τριών απλών μορίων μπορεί να εξηγηθεί με την υπόθεση ότι σχηματίζονται σε αντιδράσεις συσχέτισης ακτινοβολίας και καταστρέφονται από το διαστρικό πεδίο ακτινοβολίας - το συνολικό πεδίο ακτινοβολίας των αστεριών του Γαλαξία.

Το φάσμα των ανησυχιών της αστροχημείας εκείνη την εποχή δεν ήταν ιδιαίτερα ευρύ, τουλάχιστον στο διαστρικό μέσο: τρία μόρια, μια ντουζίνα αντιδράσεις μεταξύ τους και των συστατικών τους στοιχείων. Η κατάσταση έπαψε να είναι ήρεμη το 1951, όταν ο David Bates και ο Lyman Spitzer υπολόγισαν εκ νέου τις αφθονίες ισορροπίας των μορίων, λαμβάνοντας υπόψη νέα δεδομένα σχετικά με τους ρυθμούς των αντιδράσεων συσχέτισης ακτινοβολίας. Αποδείχθηκε ότι τα άτομα συνδέονται με μόρια πολύ πιο αργά από ό,τι πιστεύαμε προηγουμένως, και επομένως το απλό μοντέλο χάνει την πρόβλεψη της περιεκτικότητας σε CH και CH+ κατά τάξεις μεγέθους. Στη συνέχεια, πρότειναν ότι δύο από αυτά τα μόρια δεν εμφανίζονται ως αποτέλεσμα της σύνθεσης από άτομα, αλλά ως αποτέλεσμα της καταστροφής πιο πολύπλοκων μορίων, και συγκεκριμένα του μεθανίου. Από πού προήλθε το μεθάνιο; Λοιπόν, θα μπορούσε να έχει σχηματιστεί σε αστρικές ατμόσφαιρες και στη συνέχεια να εισέλθει στο διαστρικό μέσο ως μέρος των κόκκων σκόνης.

Αργότερα, η κοσμική σκόνη άρχισε να αποδίδεται σε έναν πιο ενεργό χημικό ρόλο από τον ρόλο ενός απλού φορέα μορίων. Για παράδειγμα, εάν για την αποτελεσματική εμφάνιση χημικών αντιδράσεων στο διαστρικό μέσο δεν υπάρχει αρκετό τρίτο σώμα που θα αφαιρούσε την περίσσεια ενέργειας, γιατί να μην υποθέσουμε ότι πρόκειται για μια κηλίδα σκόνης; Τα άτομα και τα μόρια θα μπορούσαν να αντιδράσουν μεταξύ τους στην επιφάνειά του και στη συνέχεια να εξατμιστούν, αναπληρώνοντας το διαστρικό αέριο.

Ιδιότητες του διαστρικού μέσου

Όταν ανακαλύφθηκαν τα πρώτα μόρια στο διαστρικό μέσο, ​​ούτε οι φυσικές του ιδιότητες ούτε καν η χημική του σύσταση ήταν καλά γνωστές. Η ίδια η ανακάλυψη των μορίων CH και CH+ θεωρήθηκε στα τέλη της δεκαετίας του 1930 ως σημαντική απόδειξη της παρουσίας άνθρακα και υδρογόνου εκεί. Όλα άλλαξαν το 1951, όταν ανακαλύφθηκε η ακτινοβολία του διαστρικού ατομικού υδρογόνου, η περίφημη ακτινοβολία σε μήκος κύματος περίπου 21 εκ. Έγινε σαφές ότι το υδρογόνο είναι το πιο άφθονο στο διαστρικό μέσο. Σύμφωνα με τις σύγχρονες αντιλήψεις, η διαστρική ύλη είναι υδρογόνο, ήλιο και μόνο 2% κατά μάζα βαρύτερων στοιχείων. Ένα σημαντικό μέρος αυτών των βαρέων στοιχείων, ιδιαίτερα των μετάλλων, βρίσκεται στα σωματίδια σκόνης. Η συνολική μάζα της διαστρικής ύλης στο δίσκο του Γαλαξία μας είναι αρκετά δισεκατομμύρια ηλιακές μάζες, ή 1–2% της συνολικής μάζας του δίσκου. Και η μάζα της σκόνης είναι περίπου εκατό φορές μικρότερη από τη μάζα του αερίου.

Η ύλη κατανέμεται ετερογενώς σε όλο τον διαστρικό χώρο. Μπορεί να χωριστεί σε τρεις φάσεις: ζεστό, ζεστό και κρύο. Η θερμή φάση είναι ένα πολύ σπάνιο στεφανιαίο αέριο, ιονισμένο υδρογόνο με θερμοκρασία εκατομμυρίων kelvins και πυκνότητα της τάξης των 0,001 cm–3, που καταλαμβάνει περίπου το μισό όγκο του γαλαξιακού δίσκου. Η θερμή φάση, η οποία αντιστοιχεί στο άλλο μισό του όγκου του δίσκου, έχει πυκνότητα περίπου 0,1 cm–3 και θερμοκρασία 8000–10.000 K. Το υδρογόνο σε αυτήν μπορεί να είναι είτε ιονισμένο είτε ουδέτερο. Η ψυχρή φάση είναι πραγματικά κρύα, η θερμοκρασία της δεν είναι μεγαλύτερη από 100 Κ και στις πιο πυκνές περιοχές ο παγετός είναι αρκετά kelvin. Το ψυχρό ουδέτερο αέριο καταλαμβάνει μόνο περίπου το ένα τοις εκατό του όγκου του δίσκου, αλλά η μάζα του αντιστοιχεί περίπου στο ήμισυ της συνολικής μάζας της διαστρικής ύλης. Αυτό συνεπάγεται σημαντική πυκνότητα, εκατοντάδες σωματίδια ανά κυβικό εκατοστό ή μεγαλύτερη. Σημαντικό από διαστρικούς όρους, φυσικά - για ηλεκτρονικές συσκευές αυτό είναι ένα υπέροχο κενό, 10–14 torr!

Το πυκνό, ψυχρό ουδέτερο αέριο έχει μια τραχιά δομή σύννεφων, την ίδια που μπορεί να δει κανείς στα σύννεφα διαστρικής σκόνης. Είναι λογικό να υποθέσουμε ότι τα σύννεφα σκόνης και τα νέφη αερίου είναι τα ίδια νέφη στα οποία σκόνη και αέριο αναμειγνύονται μεταξύ τους. Ωστόσο, οι παρατηρήσεις έχουν δείξει ότι οι περιοχές του διαστήματος στις οποίες η επίδραση απορρόφησης της σκόνης είναι μέγιστη δεν συμπίπτουν με τις περιοχές μέγιστης έντασης ατομικής ακτινοβολίας υδρογόνου. Το 1955, ο Bart Bock και οι συνεργάτες του πρότειναν ότι στις πιο πυκνές περιοχές των διαστρικών νεφών, οι ίδιες που γίνονται αδιαφανείς στο οπτικό εύρος λόγω υψηλής συγκέντρωσης σκόνης, το υδρογόνο δεν βρίσκεται σε ατομική, αλλά σε μοριακή κατάσταση. .

Δεδομένου ότι το υδρογόνο είναι το κύριο συστατικό του διαστρικού μέσου, τα ονόματα των διαφόρων φάσεων αντικατοπτρίζουν την κατάσταση του υδρογόνου. Ένα ιονισμένο περιβάλλον είναι ένα περιβάλλον στο οποίο το υδρογόνο ιονίζεται· άλλα άτομα μπορούν να παραμείνουν ουδέτερα. Ένα ουδέτερο περιβάλλον είναι ένα περιβάλλον στο οποίο το υδρογόνο είναι ουδέτερο, αν και άλλα άτομα μπορεί να είναι ιονισμένα. Τα πυκνά συμπαγή νέφη που πιστεύεται ότι αποτελούνται κυρίως από μοριακό υδρογόνο ονομάζονται μοριακά νέφη. Εδώ ξεκινά η αληθινή ιστορία της διαστρικής αστροχημείας.

Αόρατα και ορατά μόρια

Τα πρώτα διαστρικά μόρια ανακαλύφθηκαν λόγω των γραμμών απορρόφησής τους στην οπτική περιοχή. Στην αρχή, το σύνολο τους δεν ήταν πολύ μεγάλο και απλά μοντέλα που βασίζονταν σε αντιδράσεις συσχέτισης ακτινοβολίας ή/και αντιδράσεις στις επιφάνειες των κόκκων σκόνης ήταν αρκετά για να τα περιγράψουν. Ωστόσο, το 1949 ο Ι.Σ. Ο Shklovsky προέβλεψε ότι το εύρος του ραδιοφώνου είναι πιο βολικό για την παρατήρηση διαστρικών μορίων· σε αυτό, μπορεί να παρατηρηθεί όχι μόνο η απορρόφηση, αλλά και η εκπομπή μορίων. Για να δείτε τις γραμμές απορρόφησης, χρειάζεστε ένα αστέρι φόντου, του οποίου η ακτινοβολία θα απορροφηθεί από τα διαστρικά μόρια. Αλλά αν κοιτάξετε ένα μοριακό σύννεφο, δεν θα δείτε τα αστέρια φόντου, γιατί η ακτινοβολία τους θα απορροφηθεί πλήρως από τη σκόνη που είναι μέρος του ίδιου νέφους! Εάν τα μόρια εκπέμπονται από μόνα τους, θα τα βλέπετε όπου κι αν βρίσκονται, και όχι μόνο εκεί που φωτίζονται προσεκτικά από πίσω.

Η εκπομπή μορίων συνδέεται με την παρουσία πρόσθετων βαθμών ελευθερίας. Ένα μόριο μπορεί να περιστρέφεται, να δονείται και να εκτελεί πιο περίπλοκες κινήσεις, καθεμία από τις οποίες σχετίζεται με ένα σύνολο ενεργειακών επιπέδων. Προχωρώντας από το ένα επίπεδο στο άλλο, ένα μόριο, ακριβώς όπως ένα άτομο, απορροφά και εκπέμπει φωτόνια. Η ενέργεια αυτών των κινήσεων είναι χαμηλή, επομένως διεγείρονται εύκολα ακόμα και σε χαμηλές θερμοκρασίες στα μοριακά νέφη. Τα φωτόνια που αντιστοιχούν σε μεταβάσεις μεταξύ των επιπέδων μοριακής ενέργειας δεν πέφτουν στο ορατό εύρος, αλλά στο υπέρυθρο, υποχιλιοστό, χιλιοστό, εκατοστό... Επομένως, οι μελέτες της μοριακής ακτινοβολίας ξεκίνησαν όταν οι αστρονόμοι είχαν όργανα για παρατηρήσεις σε εύρος μεγάλων μήκους κύματος.

Είναι αλήθεια ότι το πρώτο διαστρικό μόριο που ανακαλύφθηκε με παρατηρήσεις στο ραδιόφωνο παρατηρήθηκε ακόμα σε απορρόφηση: το 1963, στη ραδιοεκπομπή του υπολείμματος σουπερνόβα Κασσιόπη Α. Αυτή ήταν η γραμμή απορρόφησης του υδροξυλίου (OH) - μήκος κύματος 18 cm, και σύντομα υδροξύλιο ανακαλύφθηκε στην ακτινοβολία. Το 1968, παρατηρήθηκε γραμμή εκπομπής αμμωνίας 1,25 εκ., λίγους μήνες αργότερα βρήκαν νερό - μια γραμμή 1,35 εκ. Μια πολύ σημαντική ανακάλυψη στη μελέτη του μοριακού διαστρικού μέσου ήταν η ανακάλυψη το 1970 της εκπομπής άνθρακα μόριο μονοξειδίου (CO) σε μήκος κύματος 2,6 mm.

Μέχρι τότε, τα μοριακά νέφη ήταν σε κάποιο βαθμό υποθετικά αντικείμενα. Η πιο κοινή χημική ένωση στο Σύμπαν - το μόριο υδρογόνου (H 2) - δεν έχει μεταπτώσεις στην περιοχή μακρών κυμάτων του φάσματος. Σε χαμηλές θερμοκρασίες σε μοριακό περιβάλλον, απλά δεν λάμπει, δηλαδή παραμένει αόρατο, παρ' όλη την υψηλή περιεκτικότητά του. Το μόριο Η2, ωστόσο, έχει γραμμές απορρόφησης, αλλά εμπίπτουν στην περιοχή υπεριώδους, στην οποία δεν μπορούν να παρατηρηθούν από την επιφάνεια της Γης. χρειαζόμαστε τηλεσκόπια εγκατεστημένα είτε σε πυραύλους μεγάλου ύψους είτε σε διαστημόπλοια, γεγονός που περιπλέκει σημαντικά τις παρατηρήσεις και τις καθιστά ακόμη πιο ακριβές. Αλλά ακόμη και με ένα εξω-ατμοσφαιρικό όργανο, οι γραμμές μοριακής απορρόφησης υδρογόνου μπορούν να παρατηρηθούν μόνο με την παρουσία αστεριών φόντου. Αν λάβουμε υπόψη ότι, κατ' αρχήν, δεν υπάρχουν τόσα πολλά αστέρια ή άλλα αστρονομικά αντικείμενα που εκπέμπουν στην υπεριώδη περιοχή και, επιπλέον, η απορρόφηση σκόνης φτάνει στο μέγιστο σε αυτό το εύρος, γίνεται σαφές ότι οι δυνατότητες μελέτης του μοριακού υδρογόνου χρησιμοποιώντας Οι γραμμές απορρόφησης είναι πολύ περιορισμένες.

Το μόριο CO έχει γίνει σωτηρία - σε αντίθεση, για παράδειγμα, με την αμμωνία, αρχίζει να λάμπει σε χαμηλές πυκνότητες. Οι δύο γραμμές του, που αντιστοιχούν σε μεταβάσεις από την κατάσταση περιστροφής του εδάφους στην πρώτη διεγερμένη κατάσταση και από την πρώτη στη δεύτερη διεγερμένη κατάσταση, εμπίπτουν στο εύρος χιλιοστών (2,6 mm και 1,3 mm), ακόμα προσβάσιμο για παρατήρηση από την επιφάνεια της Γης. Η ακτινοβολία μικρότερου μήκους κύματος απορροφάται από την ατμόσφαιρα της γης, η ακτινοβολία μεγαλύτερου μήκους κύματος παράγει εικόνες μικρότερης ευκρίνειας (για μια δεδομένη διάμετρο φακού, όσο μεγαλύτερο είναι το παρατηρούμενο μήκος κύματος, τόσο χειρότερη είναι η γωνιακή ανάλυση του τηλεσκοπίου). Και υπάρχουν πολλά μόρια CO, τόσα πολλά που προφανώς το μεγαλύτερο μέρος του άνθρακα στα μοριακά νέφη είναι σε αυτή τη μορφή. Αυτό σημαίνει ότι η περιεκτικότητα σε CO καθορίζεται όχι τόσο από τα χαρακτηριστικά της χημικής εξέλιξης του μέσου (σε αντίθεση με τα μόρια CH και CH +), αλλά απλώς από τον αριθμό των διαθέσιμων ατόμων C. Και επομένως, η περιεκτικότητα σε CO σε ένα μοριακό αέριο μπορεί να θεωρηθεί, τουλάχιστον σε μια πρώτη προσέγγιση, σταθερή.

Επομένως, είναι το μόριο CO που χρησιμοποιείται ως δείκτης της παρουσίας μοριακού αερίου. Και αν συναντήσετε, για παράδειγμα, έναν χάρτη της κατανομής του μοριακού αερίου στον Γαλαξία, θα είναι ένας χάρτης της κατανομής του μονοξειδίου του άνθρακα, όχι του μοριακού υδρογόνου. Το παραδεκτό μιας τόσο διαδεδομένης χρήσης CO έχει πρόσφατα αμφισβητηθεί όλο και περισσότερο, αλλά δεν υπάρχει τίποτα ιδιαίτερο για να το αντικαταστήσει. Επομένως, πρέπει να αντισταθμίσουμε την πιθανή αβεβαιότητα στην ερμηνεία των παρατηρήσεων του CO με προσοχή στην εφαρμογή της.

Νέες προσεγγίσεις στην αστροχημεία

Στις αρχές της δεκαετίας του 1970, ο αριθμός των γνωστών διαστρικών μορίων άρχισε να μετράται σε δεκάδες. Και όσο περισσότερο ανακαλύφθηκαν, τόσο πιο ξεκάθαρο γινόταν ότι τα προηγούμενα χημικά μοντέλα, τα οποία δεν εξηγούσαν το περιεχόμενο της πρώτης τριάδας CH, CH + και CN με μεγάλη σιγουριά, δεν λειτουργούν καθόλου με αυξημένο αριθμό μορίων. Μια νέα άποψη (είναι ακόμα αποδεκτή) για τη χημική εξέλιξη των μοριακών νεφών προτάθηκε το 1973 από τον William Watson και ανεξάρτητα από τους Eric Herbst και William Klemperer.

Έτσι, έχουμε να κάνουμε με ένα πολύ ψυχρό περιβάλλον και μια πολύ πλούσια μοριακή σύνθεση: περίπου μιάμιση εκατό μόρια είναι γνωστά σήμερα. Οι αντιδράσεις συσχέτισης ακτινοβολίας είναι πολύ αργές για να παράγουν παρατηρήσιμες αφθονίες ακόμη και διατομικών μορίων, πόσο μάλλον πιο πολύπλοκες ενώσεις. Οι αντιδράσεις στις επιφάνειες των κόκκων σκόνης είναι πιο αποτελεσματικές, αλλά στους 10 K, ένα μόριο που συντίθεται στην επιφάνεια ενός κόκκου σκόνης στις περισσότερες περιπτώσεις θα παραμείνει παγωμένο σε αυτόν.

Οι Watson, Herbst και Klemperer πρότειναν ότι στον σχηματισμό της μοριακής σύνθεσης των ψυχρών διαστρικών νεφών, ο αποφασιστικός ρόλος δεν παίζεται από αντιδράσεις συσχέτισης ακτινοβολίας, αλλά από αντιδράσεις ιόντων-μοριακών, δηλαδή, αντιδράσεις μεταξύ ουδέτερων και ιονισμένων συστατικών. Οι ταχύτητες τους δεν εξαρτώνται από τη θερμοκρασία και σε ορισμένες περιπτώσεις αυξάνονται ακόμη και σε χαμηλές θερμοκρασίες.

Υπάρχει μόνο ένα μικρό πράγμα που πρέπει να κάνετε: η ύλη του νέφους πρέπει να ιονιστεί λίγο. Η ακτινοβολία (το φως των αστεριών κοντά στο σύννεφο ή η συνδυασμένη ακτινοβολία όλων των αστεριών του Γαλαξία) δεν ιονίζεται τόσο πολύ όσο διασπάται. Επιπλέον, λόγω της σκόνης, η ακτινοβολία δεν διεισδύει στα μοριακά νέφη, φωτίζοντας μόνο την περιφέρειά τους.

Αλλά στον Γαλαξία υπάρχει ένας άλλος παράγοντας ιονισμού - οι κοσμικές ακτίνες: οι ατομικοί πυρήνες που επιταχύνονται από κάποια διαδικασία σε πολύ υψηλή ταχύτητα. Η φύση αυτής της διαδικασίας δεν έχει ακόμη αποκαλυφθεί πλήρως, αν και η επιτάχυνση των κοσμικών ακτίνων (αυτών που είναι ενδιαφέρουσες από την άποψη της αστροχημείας) πιθανότατα συμβαίνει σε κρουστικά κύματα που συνοδεύουν τις εκρήξεις σουπερνόβα. Οι κοσμικές ακτίνες (όπως όλη η ύλη στον Γαλαξία) αποτελούνται κυρίως από πλήρως ιονισμένο υδρογόνο και ήλιο, δηλαδή πρωτόνια και σωματίδια άλφα.

Όταν το σωματίδιο συναντά το πιο κοινό μόριο, το Η2, το ιονίζει, μετατρέποντάς το σε ιόν Η2+. Αυτό, με τη σειρά του, εισέρχεται σε μια μοριακή αντίδραση ιόντων με ένα άλλο μόριο Η2, σχηματίζοντας ένα ιόν Η3+. Και είναι αυτό το ιόν που γίνεται ο κύριος κινητήρας όλης της επακόλουθης χημείας, εισερχόμενος σε μοριακές αντιδράσεις ιόντων με οξυγόνο, άνθρακα και άζωτο. Στη συνέχεια, όλα πάνε σύμφωνα με το γενικό σχήμα, το οποίο για το οξυγόνο μοιάζει με αυτό:

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 ή H 3 O + + e → OH + H 2

Η τελευταία αντίδραση σε αυτήν την αλυσίδα - η αντίδραση του διασπαστικού ανασυνδυασμού ενός ιόντος υδρονίου με ένα ελεύθερο ηλεκτρόνιο - οδηγεί στο σχηματισμό ενός μορίου κορεσμένου με υδρογόνο, στην περίπτωση αυτή ενός μορίου νερού, ή στο σχηματισμό υδροξυλίου. Φυσικά, ο διαχωριστικός ανασυνδυασμός μπορεί επίσης να συμβεί με ενδιάμεσα ιόντα. Το τελικό αποτέλεσμα αυτής της αλληλουχίας για τα κύρια βαριά στοιχεία είναι ο σχηματισμός νερού, μεθανίου και αμμωνίας. Μια άλλη επιλογή είναι δυνατή: το σωματίδιο ιονίζει ένα άτομο ενός στοιχείου ακαθαρσίας (O, C, N) και αυτό το ιόν αντιδρά με ένα μόριο Η2, και πάλι με το σχηματισμό ιόντων OH +, CH +, NH + (επιπλέον με το ίδιο σταματά). Οι αλυσίδες διαφορετικών στοιχείων, φυσικά, δεν αναπτύσσονται μεμονωμένα: τα ενδιάμεσα συστατικά τους αντιδρούν μεταξύ τους και ως αποτέλεσμα αυτής της «διασταυρούμενης επικονίασης», το μεγαλύτερο μέρος του άνθρακα περνά στα μόρια CO, το οξυγόνο παραμένει αδέσμευτο στα μόρια του CO. νερό και μόρια Ο 2, και η κύρια δεξαμενή αζώτου γίνεται το μόριο N2. Τα ίδια άτομα που δεν περιλαμβάνονται σε αυτά τα βασικά συστατικά γίνονται συστατικά πιο πολύπλοκων μορίων, το μεγαλύτερο από τα οποία, γνωστό σήμερα, αποτελείται από 13 άτομα.

Πολλά μόρια δεν ταιριάζουν σε αυτό το σχήμα, ο σχηματισμός των οποίων στην αέρια φάση αποδείχθηκε εξαιρετικά αναποτελεσματικός. Για παράδειγμα, το ίδιο 1970, εκτός από το CO, ανακαλύφθηκε σε σημαντικές ποσότητες ένα σημαντικά πιο πολύπλοκο μόριο, η μεθανόλη. Για μεγάλο χρονικό διάστημα, η σύνθεση της μεθανόλης θεωρούνταν το αποτέλεσμα μιας μικρής αλυσίδας: ένα ιόν CH 3 + αντέδρασε με νερό για να σχηματίσει πρωτονιωμένη μεθανόλη CH 3 OH 2 +, και στη συνέχεια αυτό το ιόν ανασυνδυάστηκε με ένα ηλεκτρόνιο, διασπώντας σε μεθανόλη και ένα άτομο υδρογόνου. Ωστόσο, πειράματα έδειξαν ότι είναι ευκολότερο για το μόριο CH 3 OH 2 + να καταρρεύσει στη μέση κατά τη διάρκεια του ανασυνδυασμού, επομένως ο μηχανισμός αέριας φάσης για το σχηματισμό μεθανόλης δεν λειτουργεί.

Ωστόσο, υπάρχει ένα πιο σημαντικό παράδειγμα: το μοριακό υδρογόνο δεν σχηματίζεται στην αέρια φάση! Το σχήμα με τις αντιδράσεις ιόντων-μορίων λειτουργεί μόνο εάν υπάρχουν ήδη μόρια H 2 στο μέσο. Αλλά από πού προέρχονται; Υπάρχουν τρεις τρόποι για να σχηματιστεί μοριακό υδρογόνο στην αέρια φάση, αλλά όλοι είναι εξαιρετικά αργοί και δεν μπορούν να λειτουργήσουν σε γαλαξιακά μοριακά νέφη. Η λύση στο πρόβλημα βρέθηκε στην επιστροφή σε έναν από τους προηγούμενους μηχανισμούς, δηλαδή τις αντιδράσεις στις επιφάνειες των σωματιδίων της κοσμικής σκόνης.

Όπως και πριν, το σωματίδιο σκόνης σε αυτόν τον μηχανισμό παίζει το ρόλο ενός τρίτου σώματος, παρέχοντας συνθήκες στην επιφάνειά του για την ένωση ατόμων που δεν μπορούν να συνδυαστούν στην αέρια φάση. Σε ένα ψυχρό περιβάλλον, τα ελεύθερα άτομα υδρογόνου παγώνουν σε σωματίδια σκόνης, αλλά λόγω των θερμικών δονήσεων, δεν κάθονται σε ένα μέρος, αλλά διαχέονται κατά μήκος της επιφάνειάς τους. Δύο άτομα υδρογόνου, που συναντώνται κατά τη διάρκεια αυτών των περιπλανήσεων, μπορούν να συνδυαστούν για να σχηματίσουν ένα μόριο H 2 και η ενέργεια που απελευθερώνεται κατά την αντίδραση απομακρύνει το μόριο από τον κόκκο σκόνης και το μεταφέρει στο αέριο.

Φυσικά, εάν ένα άτομο υδρογόνου συναντήσει στην επιφάνεια όχι το άλλο άτομο του, αλλά κάποιο άλλο άτομο ή μόριο, το αποτέλεσμα της αντίδρασης θα είναι επίσης διαφορετικό. Υπάρχουν όμως άλλα συστατικά στη σκόνη; Υπάρχει, και αυτό υποδεικνύεται από τις σύγχρονες παρατηρήσεις των πιο πυκνών τμημάτων των μοριακών νεφών, τους λεγόμενους πυρήνες, οι οποίοι (είναι δυνατό) στο μέλλον θα μετατραπούν σε αστέρια που περιβάλλονται από πλανητικά συστήματα. Η χημική διαφοροποίηση συμβαίνει στους πυρήνες: από το πιο πυκνό μέρος του πυρήνα, εκπέμπεται κυρίως η εκπομπή ενώσεων αζώτου (αμμωνία, ιόν N 2 H +) και ενώσεις άνθρακα (CO, CS, C 2 S) λάμπουν στο κέλυφος που περιβάλλει το Ο πυρήνας, επομένως, στους χάρτες ραδιοεκπομπών τέτοιοι πυρήνες μοιάζουν με συμπαγή σημεία εκπομπής αζωτούχων ενώσεων, που περιβάλλονται από δακτυλίους εκπομπής μονοξειδίου του άνθρακα.

Η σύγχρονη εξήγηση για τη διαφοροποίηση είναι η εξής: στο πιο πυκνό και ψυχρό μέρος του μοριακού πυρήνα, οι ενώσεις άνθρακα, κυρίως το CO, παγώνουν σε κόκκους σκόνης, σχηματίζοντας πάνω τους παγωμένα κελύφη μανδύα. Στην αέρια φάση, διατηρούνται μόνο στην περιφέρεια του πυρήνα, όπου, ίσως, διεισδύει η ακτινοβολία από τα αστέρια του Γαλαξία, εξατμίζοντας εν μέρει τους παγωμένους μανδύες. Με τις αζωτούχες ενώσεις η κατάσταση είναι διαφορετική: το κύριο μόριο N2 που περιέχει άζωτο παγώνει σε σκόνη όχι τόσο γρήγορα όσο το CO, και επομένως στην αέρια φάση ακόμα και στο πιο κρύο μέρος του πυρήνα παραμένει αρκετό άζωτο πολύ περισσότερο για να παρέχει την παρατηρούμενη ποσότητα αμμωνίας και ιόν Ν2Η+.

Χημικές αντιδράσεις λαμβάνουν χώρα επίσης στους παγωμένους μανδύες των κόκκων σκόνης, που σχετίζονται κυρίως με την προσθήκη ατόμων υδρογόνου σε κατεψυγμένα μόρια. Για παράδειγμα, η διαδοχική προσθήκη ατόμων Η σε μόρια CO στα κελύφη πάγου των κόκκων σκόνης οδηγεί στη σύνθεση μεθανόλης. Ελαφρώς πιο πολύπλοκες αντιδράσεις, στις οποίες εμπλέκονται και άλλα συστατικά εκτός από το υδρογόνο, οδηγούν στην εμφάνιση άλλων πολυατομικών μορίων. Όταν ένα νεαρό αστέρι ανάβει στα βάθη του πυρήνα, η ακτινοβολία του εξατμίζει τον μανδύα των σωματιδίων σκόνης και τα προϊόντα της χημικής σύνθεσης εμφανίζονται στην αέρια φάση, όπου μπορούν επίσης να παρατηρηθούν.

Επιτυχίες και προβλήματα

Φυσικά, εκτός από τις μοριακές και επιφανειακές αντιδράσεις ιόντων, στο διαστρικό μέσο συμβαίνουν και άλλες διεργασίες: αντιδράσεις ουδέτερου-ουδέτερου (συμπεριλαμβανομένων των αντιδράσεων συσχέτισης ακτινοβολίας), φωτοαντιδράσεις (ιονισμός και διάσταση) και διεργασίες ανταλλαγής συστατικών μεταξύ της αέριας φάσης και κόκκοι σκόνης. Τα σύγχρονα αστρονομικά μοντέλα πρέπει να περιλαμβάνουν εκατοντάδες διαφορετικά συστατικά που συνδέονται μεταξύ τους με χιλιάδες αντιδράσεις. Αυτό που είναι σημαντικό είναι το εξής: ο αριθμός των προσομοιωμένων συστατικών υπερβαίνει σημαντικά τον αριθμό που πραγματικά παρατηρείται, αφού δεν είναι δυνατό να δημιουργηθεί ένα μοντέλο εργασίας μόνο από παρατηρούμενα μόρια! Στην πραγματικότητα, αυτό συνέβη από την αρχή της σύγχρονης αστροχημείας: το ιόν H 3 +, η ύπαρξη του οποίου υποτέθηκε στα μοντέλα των Watson, Herbst και Klemperer, ανακαλύφθηκε σε παρατηρήσεις μόλις στα μέσα της δεκαετίας του 1990.

Όλα τα σύγχρονα δεδομένα σχετικά με τις χημικές αντιδράσεις στο διαστρικό και στο περιαστρικό μέσο συλλέγονται σε εξειδικευμένες βάσεις δεδομένων, από τις οποίες οι δύο πιο δημοφιλείς είναι: UDFA (UMIST Βάση δεδομένων για την Αστροχημεία) και KIDA ( Kinetic Database for Astrochemistry).

Αυτές οι βάσεις δεδομένων είναι ουσιαστικά λίστες αντιδράσεων με δύο αντιδραστήρια, πολλά προϊόντα και αριθμητικές παραμέτρους (ένα έως τρεις) που επιτρέπουν τον υπολογισμό του ρυθμού αντίδρασης ως συνάρτηση της θερμοκρασίας, του πεδίου ακτινοβολίας και της ροής της κοσμικής ακτίνας. Τα σύνολα αντιδράσεων στις επιφάνειες των κόκκων σκόνης είναι λιγότερο τυποποιημένα, ωστόσο, υπάρχουν δύο ή τρεις επιλογές που χρησιμοποιούνται στις περισσότερες αστρονομικές μελέτες. Οι αντιδράσεις που περιλαμβάνονται σε αυτά τα σύνολα καθιστούν δυνατή την ποσοτική εξήγηση των αποτελεσμάτων των παρατηρήσεων της μοριακής σύνθεσης αντικειμένων διαφορετικών ηλικιών και υπό διαφορετικές φυσικές συνθήκες.

Σήμερα, η αστροχημεία αναπτύσσεται σε τέσσερις κατευθύνσεις.

Πρώτον, η χημεία των ισοτοπομερών, κυρίως η χημεία των ενώσεων του δευτερίου, προσελκύει μεγάλη προσοχή. Εκτός από τα άτομα Η, το διαστρικό μέσο περιέχει επίσης άτομα D, σε αναλογία περίπου 1:100.000, η ​​οποία είναι συγκρίσιμη με την περιεκτικότητα άλλων ατόμων ακαθαρσίας. Εκτός από τα μόρια Η2, μόρια HD σχηματίζονται επίσης σε σωματίδια σκόνης. Σε ψυχρό περιβάλλον η αντίδραση
H 3 + + HD → H 2 D + + H 2
δεν εξισορροπείται από την αντίστροφη διαδικασία. Το ιόν H 2 D + παίζει ρόλο στη χημεία παρόμοιο με το ρόλο του ιόντος H 3 + και μέσω αυτού τα άτομα δευτερίου αρχίζουν να εξαπλώνονται μέσω πιο πολύπλοκων ενώσεων. Το αποτέλεσμα αποδεικνύεται αρκετά ενδιαφέρον: με μια γενική αναλογία D/H περίπου 10-5, η αναλογία της περιεκτικότητας ορισμένων δευτεριωμένων μορίων προς την περιεκτικότητα των μη δευτεριωμένων αναλόγων (για παράδειγμα, HDCO προς H 2 CO, HDO έως H 2 O) φτάνει σε ποσοστά και μάλιστα δεκάδες ποσοστά. Μια παρόμοια κατεύθυνση για τη βελτίωση των μοντέλων είναι να ληφθούν υπόψη οι διαφορές στη χημεία των ισοτόπων άνθρακα και αζώτου.

Δεύτερον, οι αντιδράσεις στις επιφάνειες των κόκκων σκόνης παραμένουν ένας από τους κύριους τομείς της αστροχημείας. Εδώ, γίνεται πολλή δουλειά, για παράδειγμα, για τη μελέτη των χαρακτηριστικών των αντιδράσεων ανάλογα με τις ιδιότητες της επιφάνειας του σωματιδίου σκόνης και τη θερμοκρασία του. Οι λεπτομέρειες της εξάτμισης των οργανικών μορίων που συντίθενται σε αυτό από ένα κομμάτι σκόνης είναι ακόμα ασαφείς.

Τρίτον, τα χημικά μοντέλα διεισδύουν σταδιακά βαθύτερα στις μελέτες της δυναμικής του διαστρικού μέσου, συμπεριλαμβανομένων των μελετών για τις διαδικασίες γέννησης αστεριών και πλανητών. Αυτή η διορατικότητα είναι πολύ σημαντική γιατί επιτρέπει στην αριθμητική περιγραφή των κινήσεων της ύλης στο διαστρικό μέσο να συσχετιστεί άμεσα με τις παρατηρήσεις των μοριακών φασματικών γραμμών. Επιπλέον, αυτό το πρόβλημα έχει και μια αστροβιολογική εφαρμογή που σχετίζεται με την πιθανότητα διαστρικής οργανικής ύλης να φτάσει στους σχηματιζόμενους πλανήτες.

Τέταρτον, υπάρχουν όλο και περισσότερα δεδομένα παρατήρησης σχετικά με το περιεχόμενο διαφόρων μορίων σε άλλους γαλαξίες, συμπεριλαμβανομένων των γαλαξιών σε μεγάλες μετατοπίσεις στο κόκκινο. Αυτό σημαίνει ότι δεν μπορούμε πλέον να απομονωθούμε στο πλαίσιο του Γαλαξία μας και πρέπει να κατανοήσουμε πώς συμβαίνει η χημική εξέλιξη με διαφορετική στοιχειακή σύνθεση του μέσου, με άλλα χαρακτηριστικά του πεδίου ακτινοβολίας, με άλλες ιδιότητες κόκκων σκόνης ή ποια χημική ουσία Οι αντιδράσεις πραγματοποιήθηκαν στο προγαλαξιακό περιβάλλον, όταν όλο το σύνολο των στοιχείων περιοριζόταν σε υδρογόνο, ήλιο και λίθιο.

Ταυτόχρονα, πολλά μυστήρια παραμένουν γύρω μας. Για παράδειγμα, οι γραμμές που βρέθηκαν το 1934 από τον Merrill δεν έχουν ακόμη αναγνωριστεί. Και η προέλευση του πρώτου διαστρικού μορίου που βρέθηκε - CH + - παραμένει ασαφής...

Κοσμοχημεία Η κοσμοχημεία είναι η επιστήμη της χημικής σύνθεσης των κοσμικών σωμάτων, των νόμων της αφθονίας και της κατανομής των χημικών στοιχείων στο Σύμπαν, των διαδικασιών συνδυασμού και μετανάστευσης των ατόμων κατά το σχηματισμό της κοσμικής ύλης. Η Γεωχημεία είναι το πιο μελετημένο κομμάτι της κοσμοχημείας. Η κοσμοχημεία είναι η επιστήμη της χημικής σύνθεσης των κοσμικών σωμάτων, των νόμων της αφθονίας και της κατανομής των χημικών στοιχείων στο Σύμπαν, των διαδικασιών συνδυασμού και μετανάστευσης ατόμων κατά το σχηματισμό της κοσμικής ύλης. Η Γεωχημεία είναι το πιο μελετημένο κομμάτι της κοσμοχημείας.

Χημεία της Γης Η σύνθεση του φλοιού της γης περιλαμβάνει: O – 46,6% Ca – 3,63% Al – 8,13% Na – 2,83% Si – % K – 2,59% Fe – 5,0% Mg – 2,0% Σύνολο – 98,59%

Χημική σύνθεση μετεωρίτη Οι χημικές αναλύσεις μετεωριτών που έπεσαν στον πλανήτη μας απέδωσαν αξιοσημείωτα αποτελέσματα. Αν υπολογίσουμε τη μέση περιεκτικότητα των πιο κοινών στοιχείων στη Γη σε όλους τους μετεωρίτες: σίδηρο, οξυγόνο, πυρίτιο, μαγνήσιο, αλουμίνιο, ασβέστιο, τότε αντιπροσωπεύουν ακριβώς το 94%, δηλαδή υπάρχουν ίσες ποσότητες στους μετεωρίτες όπως στη σύνθεση σφαίρα.

Χημεία του διαστρικού χώρου Όχι πολύ καιρό πριν, η επιστήμη υπέθεσε ότι ο διαστρικός χώρος είναι κενός. Όλη η ύλη στο Σύμπαν είναι συγκεντρωμένη στα αστέρια και δεν υπάρχει τίποτα ανάμεσά τους. Μόνο μέσα στο ηλιακό σύστημα, κάπου σε άγνωστα μονοπάτια, περιπλανιούνται οι μετεωρίτες και τα μυστηριώδη ξαδέρφια τους, κομήτες. Όχι πολύ καιρό πριν, η επιστήμη αποδέχθηκε ότι ο διαστρικός χώρος ήταν κενός. Όλη η ύλη στο Σύμπαν είναι συγκεντρωμένη στα αστέρια και δεν υπάρχει τίποτα ανάμεσά τους. Μόνο μέσα στο ηλιακό σύστημα, κάπου σε άγνωστα μονοπάτια, περιπλανιούνται οι μετεωρίτες και τα μυστηριώδη ξαδέρφια τους, κομήτες. Η χημεία του διαστρικού χώρου είναι εκπληκτικά πολύπλοκη. Οι απλούστερες ρίζες ανακαλύφθηκαν στο διάστημα: για παράδειγμα, μεθίνη (CH), υδροξύλιο (ΟΗ). Όπου υπάρχει υδροξύλιο, πρέπει να υπάρχει νερό, και στην πραγματικότητα έχει βρεθεί στο διαστρικό διάστημα. Στο διάστημα υπάρχει νερό, οργανικά μόρια (φορμαλδεΰδη), αμμωνία. Αυτές οι ενώσεις, αντιδρώντας μεταξύ τους, μπορούν να οδηγήσουν στο σχηματισμό αμινοξέων.

Σεληνιακή χημεία Οι φεγγαρόπετρες είναι ιδιαίτερες - η σύνθεσή τους επηρεάζεται από την έλλειψη οξυγόνου. Δεν υπήρχε ελεύθερο νερό ή ατμόσφαιρα στη Σελήνη. Όλες οι πτητικές ενώσεις που προέκυψαν κατά τη διάρκεια μαγματικών διεργασιών πέταξαν στο διάστημα. Οι πέτρινοι μετεωρίτες αποτελούνται από απλά πυριτικά άλατα, ο αριθμός των ορυκτών σε αυτούς μόλις φτάνει τα εκατό. Υπάρχουν ελαφρώς περισσότερα ορυκτά στους σεληνιακούς βράχους από ό,τι στους μετεωρίτες - πιθανώς αρκετές εκατοντάδες. Και περισσότερα από 3 χιλιάδες ορυκτά έχουν ανακαλυφθεί στην επιφάνεια της Γης. Αυτό δείχνει την πολυπλοκότητα των επίγειων χημικών διεργασιών σε σύγκριση με τις σεληνιακές.

Χημική σύνθεση των πλανητών Ερμής - ο πλανήτης που βρίσκεται πιο κοντά στον Ήλιο, ο Ερμής, καλύπτεται από πυριτικά πετρώματα παρόμοια με αυτά στη Γη. Η σύνθεση της ατμόσφαιρας της Αφροδίτης είναι διοξείδιο του άνθρακα (CO2) περίπου 97%, άζωτο (N2) όχι περισσότερο από 2%, υδρατμοί (H2O) περίπου 1%, οξυγόνο (O2) όχι περισσότερο από 0,1%.

Χημική σύνθεση πλανητών Η ατμόσφαιρα αυτού του πλανήτη αποτελείται από διοξείδιο του άνθρακα, υπάρχει λίγο άζωτο, οξυγόνο και υδρατμοί. Σοβιετικοί και Αμερικανοί επιστήμονες έστειλαν αυτόματους ερευνητικούς σταθμούς στον Άρη. Ο Άρης είναι μια κρύα, άψυχη, σκονισμένη έρημος. Ο πιο ενδιαφέρον, εκπληκτικός και μυστηριώδης πλανήτης από χημική άποψη είναι ο Δίας. Ο Δίας είναι κατά 98% υδρογόνο και ήλιο. Ανιχνεύθηκαν επίσης νερό, υδρόθειο, μεθάνιο και αμμωνία.

Χημική σύνθεση των πλανητών Η ατμόσφαιρα του Ουρανού αποτελείται από περίπου 83% υδρογόνο, 15% ήλιο και 2% μεθάνιο. Όπως και άλλοι πλανήτες αερίων, ο Ουρανός έχει ζώνες νεφών που κινούνται πολύ γρήγορα. Η δομή και το σύνολο των στοιχείων που αποτελούν τον Ποσειδώνα είναι πιθανώς παρόμοια με τον Ουρανό: διάφοροι «πάγοι» ή στερεοποιημένα αέρια που περιέχουν περίπου 15% υδρογόνο και μικρή ποσότητα ηλίου.Η ατμόσφαιρα του Κρόνου είναι κυρίως υδρογόνο και ήλιο.

ΜΕΤΑΛΛΑ ΣΤΟ ΔΙΑΣΤΗΜΑ Το τιτάνιο είναι σήμερα το πιο σημαντικό δομικό υλικό. Αυτό οφείλεται στον σπάνιο συνδυασμό ελαφρότητας, αντοχής και ανθεκτικότητας αυτού του μετάλλου. Με βάση το τιτάνιο, έχουν δημιουργηθεί πολλά κράματα υψηλής αντοχής για την αεροπορία, τη ναυπηγική και την πυραυλική βιομηχανία. Το τιτάνιο είναι το πιο σημαντικό δομικό υλικό σήμερα. Αυτό οφείλεται στον σπάνιο συνδυασμό ελαφρότητας, αντοχής και ανθεκτικότητας αυτού του μετάλλου. Με βάση το τιτάνιο, έχουν δημιουργηθεί πολλά κράματα υψηλής αντοχής για την αεροπορία, τη ναυπηγική και την πυραυλική βιομηχανία.

Φουλερένια στο διάστημα Φουλερένια διακλαδισμένες αλυσίδες υδρογονανθράκων φουλερένια διακλαδισμένες αλυσίδες υδρογονανθράκων Βρέθηκαν φουλερένια για πρώτη φορά έξω από τον Γαλαξία Βρέθηκαν φουλερένια για πρώτη φορά έξω από τον Γαλαξία Βρέθηκαν φουλερένια σε μετεωρίτες Φουλερένια βρέθηκαν σε μετεωρίτες

«Η επικράτηση των στοιχείων στο διάστημα μελετάται από την κοσμοχημεία και η κατανομή τους στη Γη μελετάται από τη γεωχημεία. Η μελέτη της αφθονίας των στοιχείων στο χώρο είναι ένα αρκετά δύσκολο έργο, αφού...»

Επικράτηση στοιχείων

στη φύση

Μελέτη της επικράτησης στοιχείων στο χώρο

κοσμοχημεία, και η επικράτηση τους στη Γη είναι η γεωχημεία.

Μελέτη της αφθονίας των στοιχείων στο διάστημα –

αρκετά δύσκολο έργο, αφού η ύλη στο διάστημα

Το διάστημα είναι σε διαφορετική κατάσταση (αστέρια,

πλανήτες, σύννεφα σκόνης, διαστρικό διάστημα κ.λπ.).

Μερικές φορές η κατάσταση μιας ουσίας είναι δύσκολο να φανταστεί κανείς. Για παράδειγμα,

Είναι δύσκολο να μιλήσουμε για την κατάσταση της ύλης και των στοιχείων σε αστέρια νετρονίων, λευκούς νάνους, μαύρες τρύπες σε κολοσσιαίες θερμοκρασίες και πιέσεις. Ωστόσο, η επιστήμη γνωρίζει πολλά για το ποια στοιχεία και σε ποιες ποσότητες υπάρχουν στο διάστημα.

Στον διαστρικό χώρο υπάρχουν ιόντα και άτομα διαφόρων στοιχείων, καθώς και ομάδες ατόμων, ριζών ακόμη και μορίων, για παράδειγμα μόρια φορμαλδεΰδης, νερού, HCN, CH3CN, CO, SiO2, CoS κ.λπ.

Υπάρχουν ιδιαίτερα πολλά ιόντα ασβεστίου στον διαστρικό χώρο.

Εκτός από αυτό, άτομα υδρογόνου, καλίου, άνθρακα, ιόντων νατρίου, οξυγόνου, τιτανίου και άλλα σωματίδια είναι διασκορπισμένα στο διάστημα.

Η πρώτη θέση σε αφθονία στο Σύμπαν ανήκει στο υδρογόνο.

Χημική σύνθεση των αστεριών Η χημική σύνθεση των αστεριών εξαρτάται από πολλούς παράγοντες, συμπεριλαμβανομένης της θερμοκρασίας. Καθώς η θερμοκρασία αυξάνεται, η σύνθεση των σωματιδίων που υπάρχουν στην ατμόσφαιρα του αστεριού γίνεται πιο απλή. Έτσι, η φασματική ανάλυση αστεριών με θερμοκρασίες 10.000-50.000°C δείχνει γραμμές ιονισμένου υδρογόνου και ιόντων ηλίου και μετάλλων στην ατμόσφαιρά τους. Οι ρίζες βρίσκονται ήδη στις ατμόσφαιρες των αστεριών με θερμοκρασία 5000°C, ενώ ακόμη και μόρια οξειδίων βρίσκονται στις ατμόσφαιρες των αστεριών με θερμοκρασία 3800°C. Η χημική σύσταση ορισμένων αστεριών με θερμοκρασίες 20.000-30.000 ° C δίνεται στον Πίνακα. 6.1.

Μπορεί να φανεί ότι, για παράδειγμα, στο αστέρι του Πήγασου, για 8700 άτομα υδρογόνου υπάρχουν 1290 άτομα ηλίου, 0,9 άτομα αζώτου κ.λπ.

Στα φάσματα των άστρων των πρώτων 4 τάξεων (τα πιο καυτά) κυριαρχούν γραμμές υδρογόνου και ηλίου, αλλά καθώς η θερμοκρασία μειώνεται, εμφανίζονται γραμμές άλλων στοιχείων και ακόμη και γραμμές ενώσεων. Αυτές είναι επίσης απλές ενώσεις: οξείδια του ζιρκονίου, του τιτανίου, καθώς και οι ρίζες CH, OH, NH, CH2, C2, C3, CaH κ.λπ. Τα εξωτερικά στρώματα των αστεριών αποτελούνται κυρίως από υδρογόνο. Κατά μέσο όρο, για κάθε 10.000 άτομα υδρογόνου υπάρχουν περίπου 1000 άτομα ηλίου, 5 άτομα οξυγόνου και λιγότερο από 1 άτομο άλλων στοιχείων.

Υπάρχουν αστέρια με υψηλή περιεκτικότητα σε ένα ή άλλο στοιχείο:

πυρίτιο, σίδηρος, μαγγάνιο, άνθρακας κ.λπ. Τα αστέρια με ανώμαλη σύνθεση είναι αρκετά διαφορετικά. Τα νεαρά ερυθρά αστέρια γίγαντες περιέχουν αυξημένες ποσότητες βαρέων στοιχείων. Έτσι, ένα από αυτά τα αστέρια περιέχει 26 φορές περισσότερο μολυβδαίνιο από τον Ήλιο.

Πίνακας 6.1 Χημική σύνθεση ορισμένων αστέρων κατηγορίας Β Στοιχείο Σχετικός αριθμός ατόμων στο αστέρι Σκορπιός Περσέας Πήγασος Υδρογόνο 8350 8300

–  –  –

αντιδράσεις που αναπτύσσονται σε ένα αστέρι κατά τη διάρκεια της ζωής του.

Η αρχική σύνθεση του αστέρα είναι κοντά στη σύνθεση της διαστρικής ύλης (σύννεφο αερίου και σκόνης) από την οποία προέκυψε το αστέρι.

Και η σύνθεση των νεφών αερίου και σκόνης δεν είναι η ίδια, γεγονός που θα μπορούσε να οδηγήσει σε διαφορές στη σύνθεση των στοιχείων που περιέχονται στο αστέρι.

Η φασματική ανάλυση δείχνει ότι η παρουσία πολλών στοιχείων στη σύνθεση των άστρων μπορεί να προκληθεί μόνο από πυρηνικές αντιδράσεις που συμβαίνουν σε αυτά (βάριο, ζιρκόνιο, τεχνήτιο). Υπάρχουν αστέρια στα οποία το υδρογόνο έχει μετατραπεί σε ήλιο. Η ατμόσφαιρά τους αποτελείται από ήλιο. Ο άνθρακας, το νέο, το τιτάνιο, το άζωτο, το οξυγόνο, το πυρίτιο και το μαγνήσιο βρίσκονται σε τέτοια αστέρια ηλίου. Είναι γνωστά αστέρια ηλίου που δεν περιέχουν πρακτικά υδρογόνο, το οποίο καίγεται ως αποτέλεσμα πυρηνικών αντιδράσεων.

Τα αστέρια άνθρακα είναι πολύ ενδιαφέροντα. Πρόκειται για σχετικά δροσερά αστέρια (γίγαντες και υπεργίγαντες), οι θερμοκρασίες της επιφάνειάς τους κυμαίνονται από 2500-6000 ° C.

Σε θερμοκρασίες κάτω των 3500°C, με ίσες ποσότητες οξυγόνου και άνθρακα στην ατμόσφαιρα, τα περισσότερα από αυτά τα στοιχεία συνδέονται στο μονοξείδιο του άνθρακα CO. Μεταξύ άλλων ενώσεων άνθρακα, οι ρίζες CN και CH υπάρχουν στις ατμόσφαιρες τέτοιων αστεριών.

Μια μελέτη της αφθονίας των στοιχείων στο διάστημα έδειξε ότι όσο αυξάνεται η ατομική μάζα ενός στοιχείου, η αφθονία του μειώνεται. Επιπλέον, τα στοιχεία με ζυγούς αριθμούς είναι πιο κοινά από εκείνα με περιττούς αριθμούς.

Η αφθονία των στοιχείων στο χώρο φαίνεται στο Σχ. 6.1.

Αφθονία στοιχείων στο ηλιακό σύστημα

Η χημική σύσταση του Ήλιου μελετάται με μεθόδους φασματικής ανάλυσης. Αυτή είναι μια πολύ δύσκολη δουλειά, αφού υπό τις συνθήκες που υπάρχουν στον Ήλιο, τα άτομα των στοιχείων είναι πολύ ιονισμένα (για παράδειγμα, ένα άτομο σιδήρου χάνει έως και 9 ηλεκτρόνια).

Η ατμόσφαιρα του Ήλιου βρίσκεται σε συνεχή κίνηση.

Οι θερμοκρασίες της φωτόσφαιρας, της χρωμόσφαιρας και του ηλιακού στέμματος ποικίλλουν απότομα. Ωστόσο, η χημική σύσταση του Ήλιου έχει εδραιωθεί πλήρως. 72 στοιχεία έχουν ανακαλυφθεί στον Ήλιο. Τα περιεχόμενα 60 στοιχείων προσδιορίζονται αρκετά αξιόπιστα, αλλά για στοιχεία με ατομική μάζα πάνω από 57 τα δεδομένα είναι λιγότερο ακριβή.

Ο Ήλιος περιέχει το περισσότερο υδρογόνο - σχεδόν το 75% της μάζας του.

Το ήλιο περιέχει περίπου 24%, μόνο το 1-2% αντιστοιχεί σε όλα τα άλλα στοιχεία. Αν και το 1% της ηλιακής μάζας δεν είναι τόσο λίγο. Η μάζα του Ήλιου είναι 1,99,1033 g. Το εκατοστό μέρος αυτής της μάζας είναι 1,99,1031 g, ή 1,99,1025 t, που είναι 3350 φορές η μάζα της Γης.

Υπάρχει πολύ οξυγόνο, άνθρακας, άζωτο, νάτριο, σίδηρος, νικέλιο στον Ήλιο και λίγο λίθιο. Το βόριο και το φθόριο βρίσκονται σε συνδυασμό με το υδρογόνο. Το ράδιο, το ουράνιο, το βισμούθιο, το ρήνιο είναι αμελητέα μικρά και τα ραδιενεργά στοιχεία που λαμβάνονται τεχνητά υπό γήινες συνθήκες (προμέθιο, αστατίνη), καθώς και αλογόνα, εκτός από το φθόριο, δεν έχουν ανιχνευθεί.

Στην ηλιακή ατμόσφαιρα, για κάθε άτομο οξυγόνου υπάρχει:

υδρογόνο 560 άτομα;

αλουμίνιο 0,0040 άτομο;

άνθρακας 0,37 άτομα;

πυρίτιο 0,037 άτομα;

άζωτο 0,76 άτομα;

θείο 0,016 άτομα;

μαγνήσιο 0,062 άτομα;

κάλιο 0,00029 άτομο;

νάτριο 0,0035 άτομο;

ασβέστιο 0,0031 άτομα.

–  –  –

Αρχικά, εκφράστηκαν απόψεις ότι όλοι οι πλανήτες του ηλιακού συστήματος έχουν την ίδια σύνθεση, αλλά η σύγκριση των πυκνοτήτων έδειξε ότι η σύνθεση διαφέρει (βλ.

Ο Ερμής, η Αφροδίτη, η Γη, ο Άρης, η Σελήνη είναι συμπαγή σώματα.

Σχηματίζονται από πυριτικά, αργιλοπυριτικά, ανθρακικά και άλλα ορυκτά που αποτελούν τα επιφανειακά τους στρώματα. Μέσα σε αυτούς τους πλανήτες υπάρχει ένας πυρήνας που σχηματίζεται από βαρύτερους βράχους που περιέχουν στοιχεία με υψηλή ατομική μάζα. Ο υδράργυρος περιέχει σιδηρομαγνητικό πυρήνα και έχει ισχυρό μαγνητικό πεδίο.

Η συνολική ποσότητα μεταλλικού σιδήρου, σύμφωνα με ορισμένα στοιχεία, στον υδράργυρο είναι περίπου 58%. Η Αφροδίτη και ο Άρης, όπως και η Γη, έχουν πυρήνες σιδήρου που περιβάλλονται από ένα ορυκτό, κυρίως πυριτικό, κέλυφος. Η Αφροδίτη έχει πολλά ανθρακικά, η θερμική αποσύνθεση των οποίων οδήγησε στη συσσώρευση διοξειδίου του άνθρακα στην ατμόσφαιρα αυτού του πλανήτη. Σύμφωνα με τους σοβιετικούς διαστημικούς σταθμούς "Venera-4" - "Venera-7", η ατμόσφαιρα της Αφροδίτης αποτελείται από 97% διοξείδιο του άνθρακα, περιέχει περίπου 2% άζωτο, 1% υδρατμούς και όχι περισσότερο από 0,1% οξυγόνο. Η θερμοκρασία στην επιφάνεια του πλανήτη είναι περίπου 500 ° C και η πίεση είναι περίπου 100 atm.

Ο πλανήτης Άρης έχει ατμόσφαιρα πολύ πιο λεπτή από τη Γη. Η ατμοσφαιρική πίεση στον Άρη είναι μόνο 0,08 της Γης. Τα κύρια συστατικά της ατμόσφαιράς του είναι το άζωτο και το διοξείδιο του άνθρακα.

Το οξυγόνο και οι υδρατμοί είναι περίπου 1000 φορές λιγότερο από ό,τι στην ατμόσφαιρα της γης. Είναι πιθανό η χημική σύσταση των ενώσεων που σχηματίζουν την επιφάνεια του Άρη να είναι παρόμοια με αυτή στη Γη. Αυτό επιβεβαιώνεται σε πολυάριθμα πειράματα για την προσομοίωση των συνθηκών του Άρη. Αυτό επιβεβαιώνεται και από φωτογραφίες που τραβήχτηκαν από αρκετά κοντινή απόσταση από τους διαστημικούς σταθμούς Mars και Mariner.

Οι γιγάντιοι πλανήτες Δίας, Κρόνος, Ουρανός και Ποσειδώνας σχηματίζονται από λιγότερο πυκνές ουσίες. Βασίζονται σε υδρογόνο, ήλιο, μεθάνιο, αμμωνία και άλλα αέρια.

Η ύπαρξη ενός συμπαγούς πυρήνα σε αυτούς τους πλανήτες δεν μπορεί να θεωρηθεί αποδεδειγμένη. Φασματικές μελέτες του Δία, του Κρόνου, του Ουρανού και του Ποσειδώνα έχουν δείξει την παρουσία μεθανίου στην ατμόσφαιρά τους.

Αμμωνία βρέθηκε επίσης στις ατμόσφαιρες του Δία και του Κρόνου, η οποία μπορεί να υπάρχει στον Ουρανό και τον Ποσειδώνα, αλλά σε στερεή κατάσταση. Η μελέτη έδειξε επίσης την παρουσία υδρογόνου (περίπου 60%), ηλίου (36%), νέον (περίπου 3%).

Επιπλέον, η ατμόσφαιρα περιέχει πολύπλοκα μόρια:

υδροκυάνιο, διοξείδιο του αζώτου σε μορφή N2O4, νερό, υδρόθειο, μόρια υψηλού μοριακού βάρους (πυρένιο, κορονένιο, χρυσένιο κ.λπ.). Ωστόσο, παρά την πολυετή έρευνα, η χημική σύνθεση των γιγάντιων πλανητών δεν είναι καλά κατανοητή.

Επικράτηση χημικών στοιχείων στη Γη

Πολλοί επιστήμονες έχουν μελετήσει την επικράτηση των χημικών στοιχείων στη Γη, ξεκινώντας από τους αλχημιστές (Θεόφραστος, Πλίνιος κ.λπ.). Αλλά μόνο στους XVII-XIX αιώνες.

Εμφανίστηκαν πειραματικά δεδομένα για χημικές διεργασίες στον φλοιό της γης και άρχισαν να ερμηνεύονται από την οπτική γωνία που σήμερα ονομάζουμε γεωχημική. Τον 17ο αιώνα Ο R. Boyle, μελετώντας τη χημεία της ατμόσφαιρας και των φυσικών νερών, και ο Ολλανδός H. Huygens κατέληξαν στην κατανόηση της ζωής ως κοσμικού φαινομένου. Τον 17ο αιώνα, ο M.V. Lomonosov τεκμηρίωσε τη σημασία της χημείας για τη γεωλογία και εξήγησε τις διαδικασίες σχηματισμού άνθρακα, πετρελαίου, τύρφης και άλλων ορυκτών στα διάσημα βιβλία του "On the Layers of the Earth" και "On the Birth of Metals". Ο A. Lavoisier έθεσε τα θεμέλια της γεωχημείας της ατμόσφαιρας και των φυσικών νερών. Το έργο του Σουηδού χημικού I. Berzelius στον τομέα της χημικής ανάλυσης πετρωμάτων, μεταλλευμάτων, ορυκτών και υδάτων είχε μεγάλη σημασία για τη συσσώρευση πραγματικού υλικού στη γεωχημεία.

Ανακάλυψε το θόριο, το δημήτριο, το σελήνιο και ήταν ο πρώτος που απέκτησε πυρίτιο, τιτάνιο, ταντάλιο, ζιρκόνιο κ.λπ. σε ελεύθερη κατάσταση.

Έργα που εκδόθηκαν τον 19ο αιώνα πλησίασαν τη γεωχημεία. Οι Γερμανοί επιστήμονες K. Bischof και I. Breithaup σχετικά με τη χημεία του φλοιού της γης. Εξέτασαν τη χημική σύνθεση του φλοιού της γης και την κυκλοφορία των ουσιών σε αυτόν. Τα ίδια χρόνια άρχισε να χρησιμοποιείται ο όρος «γεωχημεία». Η επιστήμη οφείλει την εμφάνισή της στον Ελβετό χημικό H. Schönbein, ο οποίος έγραψε το 1842 ότι είναι απαραίτητο, πριν μιλήσει για πραγματική γεωλογική επιστήμη, να υπάρχει γεωχημεία, η οποία πρέπει να διερευνήσει τη χημική φύση και την προέλευση των μαζών που σχηματίζουν την υδρόγειο. Όμως η πραγματική γέννηση της γεωχημείας ως επιστήμης συνέβη στο πρώτο μισό του 20ού αιώνα.

(1908-1911). Τόπος γέννησης: Τμήμα Ορυκτολογίας, Πανεπιστήμιο της Μόσχας. Το έκανε επιστήμη V.I.

Vernadsky (1861-1945). Ο Βερνάντσκι ερμήνευσε την ορυκτολογία ως τη χημεία των ενώσεων του φλοιού της γης. Χρησιμοποιώντας τα αποτελέσματα της φασματικής ανάλυσης, κατέληξε στο συμπέρασμα σχετικά με τη γενική διασπορά των χημικών στοιχείων.

Ο Βερνάντσκι είπε:

"Σε κάθε σταγόνα και κηλίδα ύλης στην επιφάνεια της γης, καθώς αυξάνεται η λεπτότητα της έρευνάς μας, ανακαλύπτουμε όλο και περισσότερα νέα στοιχεία. Έχουμε την εντύπωση της μικροκοσμικής φύσης της διασποράς τους. Σε έναν κόκκο άμμου ή μια σταγόνα, όπως σε έναν μικρόκοσμο αντανακλάται η γενική σύνθεση του σύμπαντος.Μπορούν να βρεθούν όλα εκείνα τα στοιχεία που παρατηρούνται στην υδρόγειο, στους ουράνιους χώρους.Το ερώτημα συνδέεται μόνο με τη βελτίωση και τελειοποίηση των μεθόδων έρευνας.Με τη βελτίωσή τους , βρίσκουμε νάτριο, λίθιο, στρόντιο εκεί που δεν έχουν ξαναδεί· με την τελειοποίησή τους, τα ανακαλύπτουμε σε μικρότερα δείγματα από ό,τι πριν».

Το πρώτο μάθημα στη γεωχημεία διδάχθηκε το 1912 από τον μαθητή του Vernadsky A.E. Fersman (1883-1945). Το 1933-1939.

Ο V. M. Goldschmidt (Νορβηγία) συνέβαλε πολύ στη γεωχημεία. Επισήμανε ότι το μέγεθος των ατόμων ή των ιόντων είναι κρίσιμο για την συμπερίληψη χημικών στοιχείων σε ένα κρυσταλλικό πλέγμα. Εξήγησε τη συνύπαρξη μαγνησίου και νικελίου, καλίου και μολύβδου και έτσι έθεσε τα θεμέλια για τη γεωχημεία των ορυκτών. Μετά το έργο του, κατέστη δυνατή η πρόβλεψη της συσσώρευσης στοιχείων στον φλοιό της γης και η διεξαγωγή στοχευμένης αναζήτησης ορυκτών στη φύση.

Πίσω στο 1815, ο Άγγλος ορυκτολόγος W. Philipps προσπάθησε να προσδιορίσει τη μέση περιεκτικότητα σε 10 χημικά στοιχεία στο φλοιό της γης. Το έργο του συνέχισαν οι Γάλλοι Elie de Beaumont και A. Daubray. Όμως η έρευνά τους δεν τράβηξε την προσοχή.

Στη δεκαετία του '80 XIX αιώνα Η F.U. εργάστηκε πολύ στα προβλήματα προσδιορισμού της μέσης σύνθεσης του φλοιού της γης. Ο Κλαρκ είναι επικεφαλής του χημικού εργαστηρίου της Αμερικανικής Γεωλογικής Επιτροπής στην Ουάσιγκτον. Έχοντας επιλέξει 880 από τις πιο ακριβείς αναλύσεις πετρωμάτων, το 1889

προσδιόρισε τη μέση περιεκτικότητα σε 10 χημικά στοιχεία στο στερεό φλοιό της γης. Ο Clark έλαβε τα ακόλουθα αποτελέσματα:

Περιεκτικότητα σε Στοιχείο, Περιεκτικότητα Στοιχείων, % % Οξυγόνο 46,28 Μαγνήσιο 2,77 Πυρίτιο 28,02 Κάλιο 2,47 Αλουμίνιο 8,14 Νάτριο 2,43 Σίδηρος 5,58 Τιτάνιο 0,33 Ασβέστιο 3,27 Φώσφορος 3,27 ερμηνευόμενος ως προς το αιμικό 90. χημική σύνθεση του φλοιού της γης. Συνεχίζοντας την έρευνά του αύξησε την ακρίβεια των ορισμών, τον αριθμό των αναλύσεων και τον αριθμό των στοιχείων. Μια περίληψη της μέσης περιεκτικότητας σε στοιχεία στο φλοιό της γης, που δημοσιεύτηκε το 1924, παρείχε δεδομένα για 50 στοιχεία.

Λαμβάνοντας υπόψη τα πλεονεκτήματα του Clark στην ανάπτυξη της γεωχημείας και τις μελέτες της αφθονίας των στοιχείων, ο Fersman πρότεινε το 1923 να υποδηλωθεί η μέση περιεκτικότητα ενός χημικού στοιχείου στον φλοιό της γης, στη Γη συνολικά, καθώς και σε πλανήτες και στο διάστημα , με τον όρο «Clark». Όπως προτείνει ο Vernadsky, οι πίνακες clarke περιέχουν τις τιμές της μάζας (βάρος) και των ατομικών κλαρκ.

Η έννοια της εισαγωγής ατομικών κλαρκ είναι η εξής.

Ας υπάρχει ένα γεωλογικό σύστημα που αποτελείται από υδρογόνο και φθόριο, και για κάθε άτομο υδρογόνου υπάρχει ένα άτομο φθορίου. Εάν ορίσετε ατομικά κλαρκ, θα είναι τα ίδια και για τα δύο στοιχεία. Αλλά, εάν προσδιορίσουμε τη συμβολή του υδρογόνου και του φθορίου στη μάζα του συστήματος, αποδεικνύεται ότι, σύμφωνα με τις τιμές των ατομικών μαζών υδρογόνου και φθορίου, της συνολικής ποσότητας 1H + 19F = 20HF, υδρογόνο θα είναι μόνο 5%, και το φθόριο - 95%. Έτσι, η μάζα και η ατομική κλαρκ μπορεί να διαφέρουν σημαντικά. Για να μετατρέψετε τα clark μάζας σε ατομικά, η τιμή μάζας clarke κάθε στοιχείου πρέπει να διαιρεθεί με την ατομική μάζα και το άθροισμα αυτών των τιμών να θεωρηθεί ως 100%. Τότε το μερίδιο σε αυτό το άθροισμα του περιεχομένου κάθε στοιχείου θα αντιστοιχεί στο ατομικό του κλαρκ.

Έχουν περάσει περισσότερα από 100 χρόνια από τη δημοσίευση του πρώτου πίνακα του Clark. Κατά τη διάρκεια αυτής της περιόδου, έγινε μια τεράστια εργασία και η γενική εικόνα της κατανομής των στοιχείων στον φλοιό της γης προέκυψε αρκετά καθαρά. Πρώτα απ 'όλα, επιβεβαιώθηκε η λαμπρή υπόθεση του Vernadsky για τη διάσπαρτη κατάσταση όλων των χημικών στοιχείων. Για το ιώδιο, το άφνιο, το σκάνδιο, το ρουβίδιο, το ίνδιο, το καίσιο, το ράδιο και ορισμένα άλλα σπάνια στοιχεία, η διασκορπισμένη κατάσταση είναι η κύρια, καθώς δεν σχηματίζουν ή σχεδόν δεν σχηματίζουν τα δικά τους ορυκτά. Μόνο για οξυγόνο, πυρίτιο, αλουμίνιο, σίδηρο, νάτριο, κάλιο, μαγνήσιο, η κύρια μορφή εμφάνισης είναι τα δικά του ορυκτά. Η θέση για τη γενική διασπορά των χημικών στοιχείων από τον σοβιετικό γεωχημικό N.I. Ο Safronov πρότεινε να ονομαστεί νόμος Clark-Vernadsky.

Οι σύγχρονες μέθοδοι ανάλυσης και τα όργανα κατέστησαν δυνατή την αποσαφήνιση του περιεχομένου των στοιχείων στον φλοιό της γης (Πίνακας 1.3).

Όπως φαίνεται από τον πίνακα, το ήμισυ του φλοιού της γης αποτελείται από οξυγόνο. Έτσι, ο φλοιός της γης είναι μια «σφαίρα οξυγόνου». Στη δεύτερη θέση βρίσκεται το πυρίτιο (clarke 29,5), στην τρίτη το αλουμίνιο (8,05). Αν προσθέσετε σίδηρο (4,65), ασβέστιο (2,96), κάλιο (2,50), νάτριο (2,50), μαγνήσιο (1,87), τιτάνιο (0,45), παίρνετε 99, 48%, δηλαδή σχεδόν ολόκληρο τον φλοιό της γης. Τα υπόλοιπα 80 στοιχεία αντιπροσωπεύουν λιγότερο από 1%. Τα στοιχεία των οποίων η περιεκτικότητα δεν υπερβαίνει το 0,01-0,0001% ονομάζονται σπάνια. Εάν τα σπάνια στοιχεία δεν σχηματίζουν τα δικά τους ορυκτά, τότε ονομάζονται «σπάνια ιχνοστοιχεία» (Br, In, Ra, U, Re, Hf, Se, κ.λπ.).

Έτσι, το ουράνιο και το βρώμιο έχουν σχεδόν τις ίδιες τιμές clarke (2.5.10-4 και 2.1.10-4), αλλά το ουράνιο είναι ένα σπάνιο στοιχείο, αφού είναι γνωστά 104 ορυκτά ουρανίου και κοιτάσματα ουρανίου και το βρώμιο είναι διασκορπισμένο (έχει μόνο ένα ορυκτό).

Στη γεωχημεία υπάρχει επίσης η έννοια των «μικροστοιχείων», που σημαίνει στοιχεία που περιέχονται σε μικρές ποσότητες (0,01%) σε ένα δεδομένο σύστημα. Έτσι, το αλουμίνιο είναι ένα μικροστοιχείο σε έναν ζωντανό οργανισμό και ένα μακροστοιχείο σε πυριτικά πετρώματα.

Έχει διαπιστωθεί ότι τα clarkes είναι σε μεγάλο βαθμό ανεξάρτητα από τις χημικές ιδιότητες των στοιχείων. Πώς επηρεάζει ο πυρήνας του στοιχείου την αφθονία του; Πίσω στο 1923

Ο V. M. Goldshmidt διατύπωσε τον βασικό νόμο της γεωχημείας: η συνολική αφθονία ενός στοιχείου εξαρτάται από τις ιδιότητες του ατομικού του πυρήνα και η φύση της κατανομής εξαρτάται από τις ιδιότητες του εξωτερικού κελύφους ηλεκτρονίων του ατόμου του.

Ο Fersman έλαβε ένα γράφημα της εξάρτησης των ατομικών κλαρκ από το πυρηνικό φορτίο για άρτια και περιττά στοιχεία του περιοδικού συστήματος του D. I. Mendeleev (Εικ. 6.2). Διαπίστωσε ότι με την επιπλοκή του ατομικού πυρήνα, η αύξηση του

Ρύζι. 6.2. Λογάριθμοι ατομικών κλαρκ (σύμφωνα με τον A.I. Fersman)

Οι μάζες Clarke των στοιχείων μειώνονται, αλλά αυτές οι καμπύλες αποδείχθηκαν μη μονοτονικές. Τα ελαφρά άτομα (αυτά που βρίσκονται στην αρχή του περιοδικού πίνακα) είναι πιο κοινά. Οι πυρήνες τους περιέχουν μικρό αριθμό νουκλεονίων (πρωτόνια και νετρόνια). Πράγματι, μετά το σίδηρο (Ζ = 26) δεν υπάρχει ούτε ένα κοινό στοιχείο.

Αυτό επεσήμανε και ο D.I. Mendeleev. Το 1869

ταυτόχρονα με τον περιοδικό νόμο, διατύπωσε τον κανόνα: τα στοιχεία με χαμηλό ατομικό βάρος είναι γενικά πιο άφθονα από τα βαριά στοιχεία.

Ένα άλλο πρότυπο καθιερώθηκε το 1914 από τον G.

Oddo (Ιταλία) και V. Garkinson (ΗΠΑ) το 1915-1928. Παρατήρησαν ότι στον φλοιό της γης κυριαρχούν στοιχεία με ζυγούς ατομικούς αριθμούς και ακόμη και ατομικές μάζες. Ανάμεσα στα γειτονικά στοιχεία, τα ζυγά έχουν πάντα υψηλότερα κλαρκ από τα περιττά (Εικ. 6.2). Για τα πρώτα 9 στοιχεία ως προς τον επιπολασμό, τα ζυγά κλαρκ είναι 86,43%, και τα περίεργα κλαρκ είναι 13,03%. Τα κλαρκ των στοιχείων των οποίων η ατομική μάζα διαιρείται με το 4 είναι ιδιαίτερα μεγάλα. Μεταξύ των ατόμων του ίδιου στοιχείου, κυριαρχούν ισότοπα με αριθμό μάζας διαιρούμενο με το 4. Ο Fersman όρισε αυτή τη δομή ως 4q, όπου q

– ένας ακέραιος αριθμός. Παρακάτω είναι η αναλογία αφθονίας διαφόρων ισοτόπων οξυγόνου και θείου:

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

Σύμφωνα με τον Fersman, οι πυρήνες τύπου 4q αποτελούν το 83,39% του φλοιού της γης.

Λιγότερο συνηθισμένοι είναι οι πυρήνες 4q+3 (12,7%). Υπάρχουν πολύ λίγοι πυρήνες 4q+l και 4q+2 (1%). Σημειώθηκε επίσης ότι μεταξύ των ζυγών στοιχείων, ξεκινώντας από το ήλιο, κάθε έκτο έχει τα υψηλότερα κλαρκ: οξυγόνο (Νο. 8), πυρίτιο (Νο. 14), ασβέστιο (Νο. 20), σίδηρος (Νο. 26).

Για τα περιττά στοιχεία, υπάρχει ένας παρόμοιος κανόνας (ξεκινώντας με το υδρογόνο, Νο. 1):

άζωτο (Νο. 7); αλουμίνιο (αρ. 13); κάλιο (αρ. 19); μαγγάνιο (Νο 25). Οι πυρήνες που περιέχουν 2, 8, 20, 28, 50, 82, 126 πρωτόνια ή νετρόνια είναι ιδιαίτερα σταθεροί. Αυτοί οι αριθμοί ονομάζονται μαγικοί αριθμοί. Οι πιο σταθεροί είναι οι διπλά μαγικοί πυρήνες που περιέχουν μαγικούς αριθμούς πρωτονίων και νετρονίων (208Pb).

Έτσι, η αφθονία των στοιχείων στον φλοιό της γης συνδέεται κυρίως με τη δομή του ατομικού πυρήνα.

Στον φλοιό της γης κυριαρχούν πυρήνες με μικρό και ζυγό αριθμό πρωτονίων και νετρονίων. Ο λόγος για αυτό βρίσκεται στο αστρικό στάδιο της ύπαρξης της γήινης ύλης. Πάνω από 4,5 δισεκατομμύρια χρόνια πριν, η ουσία του πλανήτη μας θερμάνθηκε σε δεκάδες εκατομμύρια βαθμούς. Σε τέτοιες θερμοκρασίες, ούτε άτομα ούτε μόρια μπορούν να υπάρχουν, και η ουσία ήταν ένα καυτό πλάσμα με ελεύθερα ηλεκτρόνια και πυρήνες. Πυρηνικές αντιδράσεις πραγματοποιήθηκαν στο πλάσμα

– οι πυρήνες των χημικών στοιχείων σχηματίστηκαν από πρωτόνια και νετρόνια. Ο σχηματισμός των πιο σταθερών πυρήνων είναι πολύ πιθανός, και αυτοί είναι πυρήνες που περιέχουν μικρό και ζυγό αριθμό πρωτονίων και νετρονίων. Οι πυρήνες, που ξεχειλίζουν από πρωτόνια και νετρόνια, είναι ασταθείς και διασπώνται. Πρόκειται για ουράνιο, θόριο, ράδιο και άλλα ραδιενεργά στοιχεία που διασπώνται και σχηματίζουν μόλυβδο και ήλιο. Αλλά ακόμη και μεταξύ των ελαφρών στοιχείων, δεν έχουν όλα υψηλές τιμές clarke. Για παράδειγμα, το βηρύλλιο έχει ατομικό αριθμό 4 και το clarke του είναι 3,8,10-4%. Το κλαρκ του ηλίου είναι ακόμη μικρότερο, αν και στο διάστημα κατέχει τη δεύτερη θέση σε αφθονία (μετά το υδρογόνο). Υπάρχει λίγο λίθιο (3,2,10 βόριο (1,2,10-3%), άνθρακας (2,3,10-2%).Αυτό εξηγείται από το γεγονός ότι αυτά τα άτομα στα κεντρικά μέρη των άστρων είναι πυρηνικά καύσιμα και καταστρέφονται κατά τη διάρκεια πυρηνικές αντιδράσεις.

Ερωτήσεις ελέγχου

1. Ποια στοιχεία είναι πιο κοινά στο διάστημα;

2. Ποιες αντιδράσεις χρησιμεύουν ως πηγή βαρέων στοιχείων στο διάστημα;

3. Ποιες μέθοδοι χρησιμοποιούνται για τη μελέτη της χημικής σύστασης των άστρων;

4. Πόσα χημικά στοιχεία έχουν ανακαλυφθεί στον Ήλιο;

5. Ποια είναι τα στοιχεία της διαφορετικής χημικής σύστασης των πλανητών του ηλιακού συστήματος;

6. Ποια στοιχεία βρίσκονται στις ατμόσφαιρες των γιγάντιων πλανητών;

7. Τι ορίζει το αντικείμενο της γεωχημείας;

8. Ποιος επιστήμονας συνέβαλε περισσότερο στην ανάπτυξη της γεωχημείας;

9. Ορίστε το clarke.

10. Ποια είναι τα πιο κοινά στοιχεία στο φλοιό της γης;

11. Ποια στοιχεία ονομάζονται σπάνια και ποια διάσπαρτα;

12. Ποιοι αριθμοί ονομάζονται μαγικοί αριθμοί;

13. Τι καθορίζει την αφθονία των στοιχείων στον φλοιό της γης;

14. Να διατυπώσετε τους βασικούς νόμους της γεωχημείας;

15. Γιατί ορισμένα στοιχεία με μικρές ατομικές μάζες και ζυγούς αριθμούς είναι ευρέως διαδεδομένα;

πρόσθετη βιβλιογραφία

1. Spitsyn V.I., Martynenko L.I. Ανόργανη χημεία.

Μέρος 1. Μ.: Εκδοτικός Οίκος Κρατικού Πανεπιστημίου της Μόσχας, 1991. Σ. 378-391.

2. Garusevich G. A. Βασικές αρχές της γενικής γεωχημείας. Μ.: Ανώτερη Σχολή, 1968. 363 σελ.

3. Perelman A.I.Geochemistry. Μ.: Ανώτατο σχολείο. 1979. 423 σελ.

4. Lutz B. G. Χημική σύνθεση του ηπειρωτικού φλοιού και του ανώτερου μανδύα της Γης. Μ.: Νέδρα, 1976. 152 σελ.

5. Lavrukhina A.K. Πυρηνικές αντιδράσεις σε κοσμικά σώματα.

Μ.: Nauka, 1972.187 σελ.

6. Safronov V. S. Εξέλιξη του προπλανητικού νέφους και ο σχηματισμός της Γης και των πλανητών. Μ.: Νέδρα, 1969. 264 σελ.

7. Aller L. Επικράτηση χημικών στοιχείων. Μ.:

Nedra, 1963. 254 σελ.

8. Nikolaev L. A. Χημεία του Διαστήματος. Μ.: Εκπαίδευση, 1974.

Παρόμοιες εργασίες:

ανόργανης και φυσικής χημείας, TSU που πήρε το όνομά του. G.R. Derzhavina Εκπροσωπείται από ένα μέλος της συντακτικής επιτροπής, τον καθηγητή V.I. Konovalov Λέξεις-κλειδιά και φράσεις: αναστολή διάβρωσης; διάβρωση..."έρευνα που επεκτείνεται στις απαρχές, τα αίτια και τα στοιχεία, μέσα από την κατανόησή τους (άλλωστε τότε είμαστε σίγουροι ότι..."

Στη Γη - οξυγόνο, στο διάστημα - υδρογόνο

Το Σύμπαν περιέχει το περισσότερο υδρογόνο (74% κατά μάζα). Έχει διατηρηθεί από τη Μεγάλη Έκρηξη. Μόνο ένα μικρό μέρος του υδρογόνου κατάφερε να μετατραπεί σε βαρύτερα στοιχεία στα αστέρια. Στη Γη, το πιο άφθονο στοιχείο είναι το οξυγόνο (46–47%). Το μεγαλύτερο μέρος του είναι δεσμευμένο με τη μορφή οξειδίων, κυρίως οξειδίου του πυριτίου (SiO 2). Το οξυγόνο και το πυρίτιο της Γης προήλθαν από τεράστια αστέρια που υπήρχαν πριν από τη γέννηση του Ήλιου. Στο τέλος της ζωής τους, αυτά τα αστέρια εξερράγησαν σε σουπερνόβα και εκτόξευσαν τα στοιχεία που σχημάτισαν στο διάστημα. Φυσικά, τα προϊόντα της έκρηξης περιείχαν πολύ υδρογόνο και ήλιο, καθώς και άνθρακα. Ωστόσο, αυτά τα στοιχεία και οι ενώσεις τους είναι εξαιρετικά πτητικά. Κοντά στον νεαρό Ήλιο, εξατμίστηκαν και εκτινάχτηκαν από την πίεση της ακτινοβολίας στα περίχωρα του Ηλιακού Συστήματος.

Τα δέκα πιο κοινά στοιχεία στον γαλαξία του Γαλαξία*

* Κλάσμα μάζας ανά εκατομμύριο.

Το σύμπαν κρύβει πολλά μυστικά στα βάθη του. Για πολύ καιρό, οι άνθρωποι προσπαθούσαν να ξεδιαλύνουν όσο το δυνατόν περισσότερα από αυτά και, παρά το γεγονός ότι αυτό δεν αποδίδει πάντα, η επιστήμη προχωρά με άλματα και όρια, επιτρέποντάς μας να μαθαίνουμε όλο και περισσότερα για την προέλευσή μας. Έτσι, για παράδειγμα, πολλοί θα ενδιαφέρονται για το ποιο είναι το πιο κοινό στο Σύμπαν. Οι περισσότεροι άνθρωποι θα σκεφτούν αμέσως το νερό και θα έχουν εν μέρει δίκιο, επειδή το πιο κοινό στοιχείο είναι το υδρογόνο.

Το πιο άφθονο στοιχείο στο Σύμπαν

Είναι εξαιρετικά σπάνιο για τους ανθρώπους να συναντήσουν το υδρογόνο στην καθαρή του μορφή. Ωστόσο, στη φύση βρίσκεται πολύ συχνά σε συνδυασμό με άλλα στοιχεία. Για παράδειγμα, όταν αντιδρά με το οξυγόνο, το υδρογόνο μετατρέπεται σε νερό. Και αυτό απέχει πολύ από τη μοναδική ένωση που περιλαμβάνει αυτό το στοιχείο· βρίσκεται παντού όχι μόνο στον πλανήτη μας, αλλά και στο διάστημα.

Πώς εμφανίστηκε η Γη;

Πριν από πολλά εκατομμύρια χρόνια, το υδρογόνο, χωρίς υπερβολές, έγινε το δομικό υλικό για ολόκληρο το Σύμπαν. Εξάλλου, μετά τη μεγάλη έκρηξη, που έγινε το πρώτο στάδιο της δημιουργίας του κόσμου, δεν υπήρχε τίποτα εκτός από αυτό το στοιχείο. στοιχειώδες γιατί αποτελείται από ένα μόνο άτομο. Με τον καιρό, το πιο άφθονο στοιχείο στο σύμπαν άρχισε να σχηματίζει σύννεφα, τα οποία αργότερα έγιναν αστέρια. Και ήδη μέσα τους έγιναν αντιδράσεις, με αποτέλεσμα να εμφανιστούν νέα, πιο πολύπλοκα στοιχεία, που προκάλεσαν πλανήτες.

Υδρογόνο

Αυτό το στοιχείο αντιπροσωπεύει περίπου το 92% των ατόμων στο Σύμπαν. Βρίσκεται όμως όχι μόνο σε αστέρια, διαστρικό αέριο, αλλά και σε κοινά στοιχεία στον πλανήτη μας. Τις περισσότερες φορές υπάρχει σε δεσμευμένη μορφή και η πιο κοινή ένωση είναι, φυσικά, το νερό.

Επιπλέον, το υδρογόνο είναι μέρος μιας σειράς ενώσεων άνθρακα που σχηματίζουν πετρέλαιο και φυσικό αέριο.

συμπέρασμα

Παρά το γεγονός ότι είναι το πιο κοινό στοιχείο σε όλο τον κόσμο, παραδόξως, μπορεί να είναι επικίνδυνο για τον άνθρωπο επειδή μερικές φορές παίρνει φωτιά όταν αντιδρά με τον αέρα. Για να καταλάβουμε πόσο σημαντικό ρόλο έπαιξε το υδρογόνο στη δημιουργία του Σύμπαντος, αρκεί να συνειδητοποιήσουμε ότι χωρίς αυτό τίποτα ζωντανό δεν θα είχε εμφανιστεί στη Γη.