Care sunt cele mai comune elemente din spațiu. Densitatea materiei în spațiu. Un pic mai aproape de planete

Pe Pământ - oxigen, în spațiu - hidrogen

Universul are cel mai mult hidrogen (74% din masă). S-a păstrat de la Big Bang. Doar o parte nesemnificativă a hidrogenului a reușit să se transforme în elemente mai grele în stele. Pe Pământ, cel mai comun element este oxigenul (46-47%). Cea mai mare parte este legată sub formă de oxizi, în primul rând oxid de siliciu (SiO2). Oxigenul și siliciul Pământului au provenit din stele masive care au existat înainte de nașterea Soarelui. La sfârșitul vieții, aceste stele au explodat în supernove și au aruncat în spațiu elementele formate în ele. Desigur, produsele de explozie au conținut mult hidrogen și heliu, precum și carbon. Cu toate acestea, aceste elemente și compușii lor sunt foarte volatili. Aproape de tânărul Soare, acestea s-au evaporat și au fost expulzate de presiunea radiației la periferia sistemului solar.

Cele mai comune zece elemente din galaxia Calea Lactee *

* Fracție de masă pe milion.

Natura și-a împrăștiat cu generozitate resursele materiale în jurul planetei noastre. Dar nu este greu de observat dependența: cel mai adesea o persoană folosește acele substanțe ale căror materii prime sunt limitate și invers, el folosește astfel de substanțe extrem de slab. elemente chimiceși compușii lor, ale căror materii prime sunt aproape nelimitate. De fapt, 98,6% din masa stratului accesibil fizic al Pământului este formată din doar opt elemente chimice: fier (4,6%), oxigen (47%), siliciu (27,5%), magneziu (2,1%), aluminiu (8,8%). %), calciu (3,6%), sodiu (2,6%), potasiu (2,5%), nichel. Peste 95% din toate produsele metalice, modelele unei game largi de mașini și mecanisme, rutele de transport sunt realizate din minereu de fier. Este clar că o astfel de practică este risipitoare atât în ​​ceea ce privește epuizarea resurselor de fier, cât și costurile energetice pentru prelucrarea primară a materiilor prime minereu de fier.

Privind datele prezentate aici cu privire la prevalența celor opt elemente chimice numite, putem spune cu siguranță că există oportunități mari în utilizarea aluminiului, apoi a magneziului și, probabil, a calciului în crearea materialelor metalice în viitorul apropiat, dar pentru aceasta ar trebui dezvoltate metode eficiente din punct de vedere energetic de producere a aluminiului pentru a obține clorură de aluminiu și a reduce aceasta din urmă la metal. Această metodă a fost deja testată într-un număr de țări și a oferit baza pentru proiectarea topitoriilor de aluminiu de mare capacitate. Dar topirea aluminiului la o scară comparabilă cu producția de fontă, oțel și feroaliaje nu poate fi încă implementată în viitorul apropiat, deoarece această sarcină trebuie rezolvată în paralel cu dezvoltarea aliajelor de aluminiu adecvate care pot concura cu fonta, oțelul. și alte materiale din minereu de fier materii prime. .

Utilizarea pe scară largă a siliciului servește drept reproș constant pentru omenire în ceea ce privește gradul extrem de scăzut de utilizare a acestui element chimic în producția de materiale. Silicații reprezintă 97% din masa totală a scoarței terestre. Și acest lucru dă motive să se afirme că ar trebui să fie principala materie primă pentru producerea aproape tuturor materialelor de construcție și semifabricatelor în fabricarea ceramicii care pot concura cu metalele. În plus, este necesar să se țină seama și de acumulările uriașe de deșeuri industriale de natură silicatică, cum ar fi „roca sterilă” în exploatarea cărbunelui, „deșeurile” în extracția metalelor din minereuri, cenușă și zgură din producția energetică și metalurgică. . Și doar acești silicați trebuie mai întâi transformați în materii prime pentru materiale de construcție. Pe de o parte, acest lucru promite mari beneficii, deoarece materiile prime nu trebuie extrase, ei își așteaptă consumatorii în formă finită. Pe de altă parte, eliminarea acestuia este o măsură de combatere a poluării mediului.

În spațiu, doar două elemente, hidrogen și heliu, sunt cel mai larg distribuite, toate celelalte elemente pot fi considerate doar ca un plus la ele.

Întrebarea 54. Dezvoltarea ideilor despre structura chimică a materiei. Compuși chimici.

Chimie numită știința elementelor chimice și a compușilor acestora.

Istoria dezvoltării conceptelor chimice începe din cele mai vechi timpuri. Democrit, Epicur și-a exprimat idei strălucitoare că toate corpurile sunt compuse din atomi de diferite dimensiuni și forme, ceea ce determină diferența lor calitativă. Aristotel și Empedocle credeau că corpurile se combină

Prima metodă cu adevărat eficientă pentru determinarea proprietăților unei substanțe a fost propusă în a doua jumătate a secolului al XVII-lea. Omul de știință englez R. Boyle (1627-1691).Rezultatele studiilor experimentale ale lui R. Boyle au arătat că calitățile și proprietățile corpurilor depind de elementele materiale din care constau. .

În 1860, remarcabilul chimist rus A.M. Butlerov (1828-1886) a creat o teorie a structurii chimice a materiei - a apărut un nivel superior de dezvoltare cunoștințe chimice- chimie structurală.

În această perioadă a luat naștere tehnologia substanțelor organice.

Sub influența noilor cerințe de producție, a apărut doctrina proceselor chimice , care a luat în considerare modificarea proprietăților unei substanțe sub influența temperaturii, presiunii, solvenților și a altor factori care înlocuiesc lemnul și metalul în lucrările de construcții, materii prime alimentare în producția de ulei de uscare, lacuri, detergenți și lubrifianți.

În 1960-1970. a apărut următorul nivel superior de cunoștințe chimice - chimia evolutivă . Se bazează pe principiul auto-organizării sistemelor chimice, adică pe principiul aplicării experienței chimice a naturii vii înalt organizate.

Până de curând, chimiștii considerau clar ce ar trebui atribuit compușilor chimici și ce amestecurilor. Înapoi în 1800-1808. omul de știință francez J. Proust (1754-1826) a stabilit legea constanței compoziției: orice compus chimic individual are o compoziție strict definită, neschimbată, o atracție puternică a părților sale constitutive (atomi) și, prin urmare, diferă de amestecuri

Cu sfârşitul XIX-leaîn. au fost reluate studiile care au pus sub semnul întrebării absolutizarea legii constanţei compoziţiei. Remarcabilul chimist rus N.S. Kurnakov (1860-1941), ca urmare a studiilor compușilor intermetalici, adică compuși formați din două metale, a stabilit formarea unor compuși individuali reali de compoziție variabilă și a găsit limitele omogenității lor pe diagrama „compoziție-proprietate”, separând din ele zonele de existență ale compușilor stoichiometrici compoziție. Compuși chimici de compoziție variabilă pe care i-a numit berthollids, și a lăsat numele în spatele compușilor de compoziție permanentă daltonide.

După cum au arătat rezultatele cercetărilor fizice, esența problemei compușilor chimici constă nu atât în ​​constanța sau inconstanța compoziției chimice, ci în natura fizică a legăturilor chimice care unesc atomii într-un singur sistem mecanic cuantic - un moleculă.

Numărul de compuși chimici este enorm. Ele diferă atât prin compoziție, cât și prin proprietăți chimice și fizice. Dar inca component chimic - o substanță definită calitativ constând din unul sau mai multe elemente chimice.

„Fiara și pasărea, stelele și piatra – toți suntem una, toți una...” mormăi Cobra, coborându-și gluga și legănându-se de asemenea. - Șarpele și copilul, piatra și steaua - toți suntem una...

Pamela Travers. „Mary Poppins”

Pentru a stabili prevalența elementelor chimice în Univers, este necesar să se determine compoziția materiei sale. Și este concentrat nu numai în obiecte mari - stele, planete și sateliții lor, asteroizi, comete. Natura, după cum știți, nu tolerează vidul și, prin urmare, spațiul cosmic este dincolo plin de gaz interstelar și praf. Din păcate, doar materia terestră (și doar cea care se află „sub picioarele noastre”) și o cantitate foarte mică de sol lunar și meteoriți sunt disponibile pentru studiu direct, fragmente de corpuri cosmice care existau odinioară.

Cum se determină compoziția chimică a obiectelor aflate la mii de ani lumină distanță de noi? A devenit posibilă obținerea tuturor informațiilor necesare pentru aceasta după dezvoltarea în 1859 de către oamenii de știință germani Gustav Kirchhoff și Robert Bunsen a metodei de analiză spectrală. Și în 1895, Wilhelm Conrad Roentgen, profesor la Universitatea din Würzburg, a descoperit accidental o radiație necunoscută, pe care omul de știință a numit-o raze X (acum sunt cunoscute ca raze X). Datorită acestei descoperiri a apărut spectroscopia cu raze X, care permitedirect din spectru pentru a determina numărul ordinal al elementului.

Baza analizei spectrale și spectrale cu raze X este capacitatea atomilor fiecărui element chimic de a emite sau de a absorbi energie sub formă de unde de o lungime caracteristică strict definită numai pentru acesta, care este capturat de dispozitive speciale - spectrometre. . Un atom emite unde de lumină vizibilă în timpul tranzițiilor electronilor la niveluri externe și mai departe raze X mai multe straturi electronice „mai adânci” răspund. Prin intensitatea anumitor linii din spectru, ei află conținutul elementului dintr-un anumit corp ceresc.

Până la sfârșitul anului XX în. au fost studiate spectrele multor obiecte din Univers și s-a acumulat o mare cantitate de material statistic. Desigur, datele privind compoziția chimică a corpurilor cosmice și a materiei interstelare nu sunt definitive și sunt în continuă perfecționare, dar datorită informațiilor deja colectate, s-a putut stabili calculați conținutul mediu al elementelor din spațiu.

Toate corpurile din Univers constau din atomi ai acelorași elemente chimice, dar conținutul lor în diferite obiecte este diferit. În acest caz, se observă modele interesante. Liderii în prevalență sunt hidrogenul (atomii săi în spațiu sunt 88,6%) și heliul (11,3%). Elementele rămase reprezintă doar 1%! Carbonul, azotul, oxigenul, neonul, magneziul, siliciul, sulful, argonul și fierul sunt, de asemenea, comune în stele și planete. Astfel, predomină elementele ușoare. Dar există și excepții. Printre acestea se numără un „eșec” în domeniul litiului, beriliului și borului și un conținut scăzut de fluor și scandiu, a cărui cauză nu a fost încă stabilită.

Modelele dezvăluite pot fi prezentate sub forma unui grafic. În exterior, seamănă cu un ferăstrău vechi, ai cărui dinți s-au uzat în moduri diferite, iar unii chiar s-au rupt. Vârfurile dinților corespund elementelor cu numere de serie pare (adică acelea în care numărul de protoni din nuclee este par). Acest model se numește regula Oldo-Harkins în onoarea chimistului italian Giuseppe Oddo (1865-1954) și a fizicianului și chimistului american William Harkins (1873-1951). Conform acestei reguli, abundența unui element cu sarcină pară este mai mare decât vecinii săi cu un număr impar de protoni în nucleu. Dacă elementul are un număr par de neutroni, atunci apare și mai des și formează mai mulți izotopi. Există 165 de izotopi stabili în univers care au un număr par de neutroni și protoni; 56 izotopi cu număr par protoni și impari - neutroni; 53 de izotopi care au un număr par de neutroni și un număr impar de protoni; și doar 8 izotopi cu un număr impar atât de neutroni, cât și de protoni.

Este izbitor și un alt maxim atribuibil fierului - unul dintre cele mai comune elemente. Pe grafic, vârful său se ridică ca Everestul. Acest lucru se datorează energiei mari de legare din miezul fierului - cea mai mare dintre toate elementele chimice.

Și aici este dintele rupt al ferăstrăului nostru - pe grafic nu există nicio valoare pentru prevalența tehnețiului, elementul nr. 43, în loc de acesta există un gol. S-ar părea că este atât de special? Tehnețiul este situat în mijlocul tabelului periodic, prevalența vecinilor săi este supusă unor modele generale. Și iată chestia: acest element pur și simplu sa „încheiat” cu mult timp în urmă, timpul de înjumătățire al izotopului său cel mai longeviv 2.12.10 6 ani. Tehnețiul nici măcar nu a fost descoperit în sensul tradițional al cuvântului: a fost sintetizat artificial în 1937, iar apoi accidental. Dar iată ce este interesant: în 1960, în spectrul Soarelui a fost descoperită o linie a elementului „inexistent” nr. 43! Aceasta este o confirmare strălucitoare a faptului că sinteza elementelor chimice din interiorul stelelor continuă până în zilele noastre.

Al doilea dinte rupt este absența prometiului pe grafic (nr. 61) și se explică prin aceleași motive. Timpul de înjumătățire al celui mai stabil izotop al acestui element este foarte scurt, doar 18 ani. Și până acum, nu s-a făcut simțit nicăieri în spațiu.

Nu există elemente cu numere de serie mai mari de 83 pe grafic: sunt, de asemenea, foarte instabile și sunt extrem de puține în spațiu.

Cosmosul în conștiința populară este reprezentat de tărâmul frigului și al golului (vă amintiți cântecul: „Aici este frig cosmic, culoarea cerului este diferită”?). Cu toate acestea, cam de la mijlocul secolului al XIX-lea, cercetătorii au început să înțeleagă că spațiul dintre stele cel puțin nu este gol. Un semn clar al existenței materiei interstelare îl reprezintă așa-numiții nori întunecați, pete negre informe, vizibile în special pe banda luminoasă a Căii Lactee. În secolele al XVIII-lea și al XIX-lea, se credea că acestea sunt adevărate „găuri” în distribuția stelelor, dar, în anii 1920, opinia era că petele trădează prezența unor nori colosali de praf interstelar care ne împiedică să vedem lumina. a stelelor din spatele lor (foto 1).

La mijlocul secolului al XIX-lea a început nouă erăîn astronomie: datorită lucrării lui Gustav Kirchhoff și Robert Bunsen, a apărut analiza spectrală, care a făcut posibilă determinarea compoziției chimice și a parametrilor fizici ai gazului din obiectele astronomice. Astronomii s-au grăbit să aprecieze noua oportunitate, iar anii 1860 au văzut un boom în spectroscopie stelară. În același timp, în mare parte datorită eforturilor observatorului remarcabil William Heggins, se acumulau dovezi pentru prezența gazului nu numai în stele, ci și în spațiul dintre ele.

Heggins a fost un pionier cercetare științifică materie nestelară. Din 1863 a publicat rezultatele unui studiu spectroscopic al unor nebuloase, inclusiv Marea Nebuloasă a lui Orion, și a demonstrat că spectrele nebuloaselor din domeniul vizibil sunt foarte diferite de spectrele stelelor. Radiația unei stele tipice este un spectru continuu, pe care se suprapun linii de absorbție, născute în atmosfera stelară. Și spectrele nebuloaselor obținute de Heggins constau din mai multe linii de emisie, practic fără spectru continuu. Era un spectru de gaz fierbinte rarefiat, ai cărui parametri sunt complet diferiți de parametrii gazului din stele. Concluzia principală a lui Heggins: s-a obținut confirmarea observațională a presupunerii lui Herschel că în spațiu, pe lângă stele, există materie difuză distribuită pe volume semnificative de spațiu.

Pentru ca strălucirea adecvată a gazului interstelar să fie observată în domeniul optic, acesta trebuie să fie nu numai fierbinte, ci și destul de densă și departe de orice materie interstelară îndeplinește aceste condiții. În 1904, Johannes Hartmann a observat că gazul interstelar mai rece și/sau rarefiat își trădează prezența lăsând propriile linii de absorbție în spectre stelare, care nu se nasc în atmosfera stelei, ci în afara acesteia, pe drumul de la stea la observator.

Studiul liniilor de emisie și absorbție ale gazului interstelar a făcut posibilă până în anii 1930 să se studieze destul de bine compoziția sa chimică și să se stabilească că este alcătuit din aceleași elemente care se găsesc pe Pământ. Câteva linii din spectre pentru o lungă perioadă de timp nu s-au pretat pentru identificare, iar Heggins a sugerat că acesta este un nou element chimic - nebuliu (din lat. nebuloasă- un nor), dar s-a dovedit a fi doar oxigen dublu ionizat.

La începutul anilor 1930, se credea că toate liniile din spectrul gazului interstelar au fost identificate și atribuite unor atomi și ioni specifici. Cu toate acestea, în 1934, Paul Merrill a raportat patru linii neidentificate în regiunile galbene și roșii ale spectrului. Liniile interstelare observate anterior aveau o lățime foarte mică, așa cum se potrivește liniilor atomice formate într-un gaz cu densitate scăzută, dar acestea erau mai largi și neclare. Aproape imediat, s-a sugerat că acestea sunt linii de absorbție nu ale atomilor sau ionilor, ci ale moleculelor. Dar ce? Au fost propuse ambele molecule exotice, precum sodiul (Na 2), și compușii diatomici obișnuiți, descoperiți în cozile cometare de același Heggins încă din secolul al XIX-lea, precum molecula CN. Existența moleculelor interstelare a fost stabilită în cele din urmă la sfârșitul anilor 1930, când mai multe linii neidentificate din regiunea albastră a spectrului au fost asociate fără ambiguitate cu compușii CH, CH + și CN.

O caracteristică a reacțiilor chimice în mediul interstelar este dominanța proceselor cu două particule: coeficienții stoichiometrici sunt întotdeauna egali cu unu. La început, singura modalitate de a forma molecule părea a fi reacțiile de „asociere radiativă”: pentru ca doi atomi să se ciocnească și să se unească într-o moleculă, este necesar să se elimine excesul de energie. Dacă o moleculă, formată într-o stare excitată, are timp să emită un foton înainte de dezintegrare și să treacă într-o stare neexcitată, ea rămâne stabilă. Calculele efectuate înainte de anii 1950 au arătat că abundența observată a acestor trei molecule simple ar putea fi explicată presupunând că ele se formează în reacții de asociere radiativă și sunt distruse de câmpul de radiații interstelare - câmpul total de radiație al stelelor Galaxiei.

Gama de preocupări ale astrochimiei la acea vreme nu era deosebit de largă, cel puțin în mediul interstelar: trei molecule, cu o duzină de reacții între ele și elementele lor constitutive. Situația a încetat să mai fie calmă în 1951, când David Bates și Lyman Spitzer au recalculat abundența de echilibru a moleculelor, ținând cont de noi date despre vitezele reacțiilor de asociere radiativă. S-a dovedit că atomii se leagă în molecule mult mai lent decât se credea anterior și, prin urmare, modelul simplu ratează predicția conținutului de CH și CH + prin ordine de mărime. Apoi au sugerat că două dintre aceste molecule nu apar ca urmare a sintezei din atomi, ci ca urmare a distrugerii unor molecule mai complexe, în special metanul. De unde a venit metanul? Ei bine, s-ar fi putut forma în atmosfere stelare și apoi să pătrundă în mediul interstelar sub formă de granule de praf.

Mai târziu, prafului cosmic a început să i se atribuie un rol chimic mai activ decât rolul unui simplu purtător de molecule. De exemplu, dacă pentru fluxul efectiv al reacțiilor chimice în mediul interstelar nu există suficient al treilea corp, care ar elimina excesul de energie, de ce să nu presupunem că acesta este un grăunte de praf? Atomii și moleculele ar putea reacționa unul cu celălalt pe suprafața sa și apoi să se evapore, realizând gazul interstelar.

Proprietățile mediului interstelar

Când au fost descoperite primele molecule în mediul interstelar, nici proprietățile sale fizice și nici măcar compoziția chimică nu erau bine cunoscute. Însăși descoperirea moleculelor de CH și CH+ a fost considerată la sfârșitul anilor 1930 a fi o dovadă importantă pentru prezența carbonului și a hidrogenului acolo. Totul s-a schimbat în 1951, când a fost descoperită emisia de hidrogen atomic interstelar, celebra emisie la o lungime de undă de aproximativ 21 cm. A devenit clar că hidrogenul era cel mai abundent în mediul interstelar. Conform conceptelor moderne, materia interstelară este hidrogen, heliu și doar 2% din masa elementelor mai grele. O parte semnificativă a acestor elemente grele, în special metalele, se găsește în particulele de praf. Masa totală a materiei interstelare din discul galaxiei noastre este de câteva miliarde de mase solare, sau 1-2% din masa totală a discului. Și masa prafului este de aproximativ o sută de ori mai mică decât masa gazului.

Materia este distribuită neomogen pe spațiul interstelar. Poate fi împărțit în trei faze: cald, cald și rece. Faza fierbinte este un gaz coronal foarte rarefiat, hidrogen ionizat cu o temperatură de milioane de kelvin și o densitate de aproximativ 0,001 cm -3, care ocupă aproximativ jumătate din volumul discului galactic. Faza caldă, care reprezintă încă o jumătate din volumul discului, are o densitate de aproximativ 0,1 cm–3 și o temperatură de 8000–10.000 K. Hidrogenul din ea poate fi atât ionizat, cât și neutru. Faza rece este cu adevărat rece, temperatura sa nu depășește 100 K, iar în zonele cele mai dense, înghețul se reduce la câțiva kelvin. Gazul neutru rece ocupă doar aproximativ un procent din volumul discului, dar masa lui este aproximativ jumătate din masa totală a materiei interstelare. Aceasta implică o densitate semnificativă, sute de particule pe centimetru cub și mai mult. Semnificativ în ceea ce privește conceptele interstelare, desigur - pentru dispozitivele electronice acesta este un vid minunat, 10-14 Torr!

Gazul neutru dens rece are o structură de nor zdrențuită, aceeași care poate fi urmărită în norii de praf interstelar. Este logic să presupunem că norii de praf și norii de gaz sunt aceiași nori în care praful și gazul sunt amestecate între ele. Cu toate acestea, observațiile au arătat că regiunile spațiului în care efectul absorbant al prafului este maxim nu coincid cu regiunile de intensitate maximă a radiației atomice de hidrogen. În 1955, Bart Bock și coautorii au sugerat că în cele mai dense părți ale norilor interstelari, cele care devin opace în domeniul optic din cauza unei concentrații mari de praf, hidrogenul nu se află în stare atomică, ci în stare moleculară.

Deoarece hidrogenul este componenta principală a mediului interstelar, numele diferitelor faze reflectă starea hidrogenului în sine. Un mediu ionizat este un mediu în care hidrogenul este ionizat, alți atomi pot rămâne neutri. Un mediu neutru este unul în care hidrogenul este neutru, deși alți atomi pot fi ionizați. Norii denși și compacti despre care se crede că sunt formați în principal din hidrogen molecular sunt numiți nori moleculari. În ele începe adevărata istorie a astrochimiei interstelare.

Molecule invizibile și vizibile

Primele molecule interstelare au fost descoperite datorită liniilor lor de absorbție în domeniul optic. La început, setul lor nu a fost prea mare și a fost suficient pentru a le descrie. modele simple bazată pe reacții de asociere radiativă și/sau reacții pe suprafețele boabelor de praf. Cu toate acestea, în 1949, I.S. Shklovsky a prezis că domeniul radio este mai convenabil pentru observarea moleculelor interstelare, în care se poate observa nu numai absorbția, ci și emisia de molecule. Pentru a vedea liniile de absorbție, aveți nevoie de o stea de fundal a cărei radiație va fi absorbită de moleculele interstelare. Dar dacă te uiți la un nor molecular, nu vei vedea stelele de fundal, deoarece radiația lor va fi absorbită complet de praful care face parte din același nor! Dacă moleculele în sine radiază, le veți vedea oriunde s-ar afla și nu doar acolo unde sunt atent iluminate din spate.

Radiația moleculelor este asociată cu prezența unor grade suplimentare de libertate în ele. O moleculă se poate roti, vibra, face mișcări mai complexe, fiecare dintre acestea fiind asociată cu un set de niveluri de energie. Trecând de la un nivel la altul, o moleculă, ca un atom, absoarbe și emite fotoni. Energia acestor mișcări este scăzută, așa că sunt ușor de excitat chiar și la temperaturi scăzute în norii moleculari. Fotonii corespunzători tranzițiilor între moleculare niveluri de energie, nu se încadrează în domeniul vizibil, ci în infraroșu, submilimetru, milimetru, centimetru... Prin urmare, studiile asupra radiației moleculelor au început când astronomii aveau instrumente pentru observații în intervalele lungi de undă lungi.

Adevărat, prima moleculă interstelară descoperită din observații în domeniul radio a fost totuși observată în absorbție: în 1963, în emisia radio a rămășiței supernovei Cassiopeia A. Aceasta a fost linia de absorbție a hidroxilului (OH) - o lungime de undă de 18 cm, iar în curând a fost descoperit hidroxil în radiații. În 1968, a fost observată o linie de emisie de amoniac de 1,25 cm, câteva luni mai târziu a fost găsită apă - o linie de 1,35 cm.O descoperire foarte importantă în studiul mediului interstelar molecular a fost descoperirea în 1970 a emisiei unui monoxid de carbon (CO) moleculă la o lungime de undă de 2,6 mm.

Până în acel moment, norii moleculari erau, într-o anumită măsură, obiecte ipotetice. Cel mai comun compus chimic din univers - molecula de hidrogen (H 2) - nu are tranziții în regiunea cu lungime de undă lungă a spectrului. La temperaturi scăzute într-un mediu molecular, pur și simplu nu strălucește, adică rămâne invizibil, în ciuda întregului conținut ridicat. Este adevărat că molecula de H 2 are linii de absorbție, dar acestea se încadrează în domeniul ultraviolet, în care este imposibil de observat de la suprafața Pământului; avem nevoie de telescoape montate fie pe rachete de mare altitudine, fie pe nava spatiala, ceea ce complică foarte mult observațiile și le face și mai scumpe. Dar chiar și cu un instrument extraatmosferic, liniile de absorbție ale hidrogenului molecular pot fi observate doar în prezența stelelor de fundal. Dacă luăm în considerare că nu sunt atât de multe stele sau alte obiecte astronomice care emit în domeniul ultravioletei și, în plus, absorbția prafului atinge un maxim în acest interval, devine clar că posibilitățile de studiu a hidrogenului molecular din liniile de absorbție sunt foarte limitat.

Molecula de CO a devenit o salvare - spre deosebire, de exemplu, de amoniac, începe să strălucească la densități scăzute. Cele două linii ale sale, corespunzătoare tranzițiilor de la starea de rotație a solului la prima stare excitată și de la prima la a doua stare excitată, se încadrează în intervalul milimetric (2,6 mm și 1,3 mm), care este încă accesibil pentru observații de pe suprafața Pământului. . Radiația cu lungime de undă mai scurtă este absorbită de atmosfera terestră, radiația cu lungime de undă mai mare produce imagini mai puțin clare (pentru un diametru obiectiv dat, rezoluția unghiulară a telescopului este cu atât mai proastă, cu atât lungimea de undă observată este mai mare). Și există o mulțime de molecule de CO și atât de multe încât, aparent, cel mai mult carbonul din norii moleculari este în această formă. Aceasta înseamnă că conținutul de CO este determinat nu atât de caracteristicile evoluției chimice a mediului (spre deosebire de moleculele CH și CH +), ci pur și simplu de numărul de atomi disponibili de C. Prin urmare, conținutul de CO dintr-un gaz molecular poate să fie considerată, cel puțin în prima aproximare, a fi constantă.

Prin urmare, molecula de CO este utilizată ca indicator al prezenței unui gaz molecular. Și dacă întâlniți undeva, de exemplu, o hartă a distribuției gazului molecular în Galaxie, aceasta va fi o hartă a distribuției exact a monoxidului de carbon, și nu a hidrogenului molecular. Admisibilitatea unei utilizări atât de largi a CO a fost recent pusă sub semnul întrebării, dar nu există nimic cu care să o înlocuiască. Deci, trebuie să compensăm posibila incertitudine în interpretarea observațiilor de CO cu prudență în implementarea acesteia.

Noi abordări ale astrochimiei

La începutul anilor 1970, numărul de molecule interstelare cunoscute a început să fie măsurat în zeci. Și cu cât au fost descoperite mai mult, cu atât a devenit mai clar că modelele chimice anterioare, care nu explicau foarte sigur conținutul primelor trei CH, CH + și CN, nu funcționează deloc cu un număr crescut de molecule. O nouă viziune (și acceptată și astăzi) a evoluției chimice a norilor moleculari a fost propusă în 1973 de William Watson și independent de Eric Herbst și William Klemperer.

Deci, avem de-a face cu un mediu foarte rece și cu o compoziție moleculară foarte bogată: astăzi se cunosc aproximativ o sută și jumătate de molecule. Reacțiile de asociere radiativă sunt prea lente pentru a oferi o abundență observabilă chiar și de molecule diatomice, cu atât mai puțin compuși mai complecși. Reacțiile pe suprafața boabelor de praf sunt mai eficiente, dar la 10 K o moleculă sintetizată pe suprafața unui grăunte de praf va rămâne în cele mai multe cazuri înghețată la acesta.

Watson, Herbst și Klemperer au sugerat că în formarea compoziției moleculare a norilor interstelari reci, rolul decisiv este jucat nu de reacțiile de asociere radiativă, ci de reacțiile ion-moleculare, adică reacții între componente neutre și ionizate. Vitezele lor nu depind de temperatură, iar în unele cazuri chiar cresc la temperaturi scăzute.

Ideea este mică: substanța norului trebuie să fie puțin ionizată. Radiația (lumina stelelor apropiate de nor sau radiația totală a tuturor stelelor din Galaxie) nu ionizează atât de mult, cât se disociază. În plus, din cauza prafului, radiațiile nu pătrund în norii moleculari, luminând doar periferia acestora.

Dar în Galaxie există un alt factor ionizant - razele cosmice: nuclee atomice accelerate de un proces la o viteză foarte mare. Natura acestui proces nu a fost încă dezvăluită definitiv, deși accelerarea razelor cosmice (cele care prezintă interes din punct de vedere al astrochimiei) are loc cel mai probabil în undele de șoc care însoțesc exploziile supernovei. Razele cosmice (ca toată materia din Galaxie) constau în principal din hidrogen complet ionizat și heliu, adică din protoni și particule alfa.

Ciocnind cu cea mai comună moleculă de H 2 , particula o ionizează, transformând-o într-un ion H 2 +. El, la rândul său, intră într-o reacție ion-moleculară cu o altă moleculă de H 2, formând un ion H 3 +. Și tocmai acest ion devine motorul principal al întregii chimii ulterioare, intrând în reacții ion-moleculare cu oxigen, carbon și azot. Apoi totul merge conform schemei generale, care pentru oxigen arată astfel:

O + H3 + → OH + + H2
OH + + H2 → H2O + + H
H2O + + H2 → H3O + + H
H 3 O + + e → H 2 O + H sau H 3 O + + e → OH + H 2

Ultima reacție din acest lanț, recombinarea disociativă a unui ion de hidroniu cu un electron liber, duce la formarea unei molecule saturate cu hidrogen, în acest caz o moleculă de apă, sau la formarea unui hidroxil. În mod natural, recombinarea disociativă poate apărea și cu ionii intermediari. Rezultatul final al acestei secvențe pentru principalele elemente grele este formarea de apă, metan și amoniac. O altă opțiune este posibilă: particula ionizează un atom al unui element de impuritate (O, C, N), iar acest ion reacţionează cu o moleculă de H 2, din nou cu formarea de ioni OH + , CH + , NH + (în continuare cu aceleași opriri). Lanțurile de elemente diferite, desigur, nu se dezvoltă izolat: componentele lor intermediare reacționează între ele și, ca urmare a acestei „polenizări încrucișate”, cea mai mare parte a carbonului trece în moleculele de CO, oxigenul care rămâne nelegat în CO. molecule în apă și molecule O. 2, iar molecula de N 2 devine principalul rezervor de azot. Aceiași atomi care nu au fost incluși în aceste componente de bază devin constituenți ai unor molecule mai complexe, dintre care cea mai mare, cunoscută astăzi, este formată din 13 atomi.

Mai multe molecule nu se încadrează în această schemă, a căror formare în faza gazoasă s-a dovedit a fi extrem de ineficientă. De exemplu, în același 1970, pe lângă CO, o moleculă semnificativ mai complexă, metanolul, a fost descoperită în cantități semnificative. Multă vreme, sinteza metanolului a fost considerată rezultatul unui lanț scurt: ionul CH 3 + a reacționat cu apa, formând CH 3 OH 2 + metanol protonat, iar apoi acest ion sa recombinat cu un electron, divizându-se în metanol și un atom de hidrogen. Cu toate acestea, experimentele au arătat că este mai ușor ca o moleculă de CH 3 OH 2 + să se destrame la mijloc în timpul recombinării, astfel încât mecanismul în fază gazoasă de formare a metanolului nu funcționează.

Există însă un exemplu mai important: hidrogenul molecular nu se formează în faza gazoasă! Schema cu reacții ion-moleculare funcționează numai dacă există deja molecule de H 2 în mediu. Dar de unde vin? Există trei moduri de a forma hidrogen molecular în faza gazoasă, dar toate sunt extrem de lente și nu pot funcționa în norii moleculari galactici. Soluția problemei a fost găsită într-o întoarcere la unul dintre mecanismele anterioare, și anume, reacțiile pe suprafețele particulelor de praf cosmic.

Ca și până acum, un grăunte de praf din acest mecanism joacă rolul unui al treilea corp, oferind condiții pe suprafața sa pentru unirea atomilor care nu pot fi combinați în faza gazoasă. Într-un mediu rece, atomii de hidrogen liberi îngheață în particule de praf, dar din cauza fluctuațiilor termice, ei nu stau într-un singur loc, ci difuzează pe suprafața lor. Doi atomi de hidrogen, întâlniți în timpul acestor rătăciri, se pot combina într-o moleculă de H 2, iar energia eliberată în timpul reacției separă molecula de boabele de praf și o transferă în gaz.

Desigur, dacă un atom de hidrogen se întâlnește la suprafață nu cu omologul său, ci un alt atom sau moleculă, rezultatul reacției va fi, de asemenea, diferit. Dar există și alte componente pe praf? Există, și acest lucru este indicat de observațiile moderne ale celor mai dense părți ale norilor moleculari, așa-numitele nuclee, care (este posibil) se vor transforma în stele înconjurate de sisteme planetare în viitor. Diferențierea chimică are loc în nuclee: din partea cea mai densă a nucleului, radiația compușilor de azot (amoniac, N 2 H + ion) iese în principal, iar compușii de carbon (CO, CS, C 2 S) strălucesc în învelișul care înconjoară nucleul, prin urmare, pe hărțile de emisie radio, astfel de nuclee arată ca pete compacte de emisie de compuși de azot, înconjurate de inele de emisie de monoxid de carbon.

Explicația modernă a diferențierii este următoarea: în partea cea mai densă și mai rece a miezului molecular, compușii de carbon, în principal CO, îngheață în particule de praf, formând mantale de gheață pe ele. În faza gazoasă, ele se păstrează doar la periferia nucleului, unde poate pătrunde radiația de la stelele Galaxiei, evaporând parțial mantalele de gheață. Cu compușii de azot, situația este diferită: molecula principală care conține azot N 2 nu îngheață în praf la fel de repede ca CO și, prin urmare, suficient azot rămâne în faza gazoasă chiar și a celei mai reci părți a miezului pentru mult mai mult timp pentru a oferi cantitatea observată de amoniac și ionul N 2 H +.

În mantele de gheață, particulele de praf merg și ele reacții chimice, asociat în principal cu adăugarea de atomi de hidrogen la moleculele înghețate. De exemplu, adăugarea succesivă de atomi de H la moleculele de CO din cojile de gheață ale boabelor de praf duce la sinteza metanolului. Reacțiile puțin mai complexe, în care sunt implicate și alte componente pe lângă hidrogen, duc la apariția altor molecule poliatomice. Atunci când o stea tânără se luminează în adâncurile nucleului, radiația ei evaporă învelișurile particulelor de praf, iar produșii sintezei chimice apar în faza gazoasă, unde pot fi și observați.

Succese și provocări

Desigur, pe lângă reacțiile ion-moleculare și de suprafață, în mediul interstelar apar și alte procese: atât reacții neutre-neutre (inclusiv reacții de asociere radiativă), cât și fotoreacții (ionizare și disociere), precum și procesele de schimb de componente între faza gazoasa si boabe de praf. Modelele astrochimice moderne trebuie să includă sute de componente diferite interconectate prin mii de reacții. Ceea ce este important este acesta: numărul de componente simulate depășește semnificativ numărul care este observat efectiv, deoarece nu este posibil să se creeze un model de lucru numai din moleculele observate! De fapt, acesta a fost cazul încă de la începutul astrochimiei moderne: ionul H 3 +, a cărui existență a fost postulată în modelele lui Watson, Herbst și Klemperer, a fost observat în observații abia la mijlocul -1990.

Toate datele moderne despre reacțiile chimice din mediul interstelar și circumstelar sunt colectate în baze de date specializate, dintre care două sunt cele mai populare: UDFA (UMIST). Baza de date pentru astrochimie) și KIDA ( Baza de date cinetică pentru astrochimie).

Aceste baze de date sunt în esență liste de reacții cu doi reactanți, mai mulți produse și parametri numerici (de la unu la trei) care fac posibilă calcularea vitezei de reacție în funcție de temperatură, câmp de radiație și flux de raze cosmice. Seturile de reacții de pe suprafețele particulelor de praf sunt mai puțin standardizate, cu toate acestea, există și două sau trei variante care sunt utilizate în majoritatea studiilor astrochimice. Reacțiile incluse în aceste seturi fac posibilă cuantificarea rezultatelor observațiilor privind compoziția moleculară a obiectelor. diferite vârsteși în diferite condiții fizice.

Astăzi, astrochimia se dezvoltă în patru direcții.

În primul rând, chimia izotopomerilor, în primul rând chimia compușilor de deuteriu, atrage multă atenție. Pe lângă atomii de H, mediul interstelar conține și atomi D, într-un raport de aproximativ 1:100.000, ceea ce este comparabil cu abundența altor atomi de impurități. Pe lângă moleculele H2, moleculele HD se formează și pe boabele de praf. Într-un mediu rece, reacția
H 3 + + HD → H 2 D + + H 2
nu este echilibrat prin procesul invers. Ionul H 2 D + joacă un rol în chimie similar cu cel al ionului H 3 +, iar prin el atomii de deuteriu încep să se propage prin compuși mai complecși. Rezultatul se dovedește a fi destul de interesant: la un raport total D/H de aproximativ 10–5, raportul dintre conținutul unor molecule deuterate și conținutul de analogi nedeuterati (de exemplu, HDCO la H2CO, HDO la H2O). ) ajunge la procente și chiar la zeci de procente. O direcție similară pentru îmbunătățirea modelelor este luarea în considerare a diferențelor în chimia izotopilor de carbon și azot.

În al doilea rând, reacțiile de pe suprafața boabelor de praf rămân una dintre principalele tendințe astrochimice. Aici se lucrează mult, de exemplu, la studierea caracteristicilor reacțiilor în funcție de proprietățile suprafeței unui bob de praf și de temperatura acestuia. Detaliile evaporării dintr-un grăunte de praf de molecule organice sintetizate pe acesta sunt încă neclare.

În al treilea rând, modelele chimice pătrund treptat din ce în ce mai adânc în studiul dinamicii mediului interstelar, inclusiv în studiile proceselor de naștere a stelelor și planetelor. Această pătrundere este foarte importantă, deoarece face posibilă corelarea directă a descrierii numerice a mișcărilor materiei în mediul interstelar cu observațiile liniilor spectrale moleculare. În plus, această problemă are și o aplicație astrobiologică legată de posibilitatea ca materia organică interstelară să ajungă pe planetele în formare.

În al patrulea rând, există tot mai multe date observaționale despre abundența diferitelor molecule din alte galaxii, inclusiv galaxii cu deplasări mari spre roșu. Aceasta înseamnă că nu ne mai putem închide în cadrul Căii Lactee și trebuie să ne ocupăm de modul în care evoluția chimică are loc cu o compoziție elementară diferită a mediului, cu alte caracteristici ale câmpului de radiații, cu alte proprietăți ale particulelor de praf, sau ce reacțiile chimice au avut loc în mediul pregalactic, când tot setul de elemente era limitat la hidrogen, heliu și litiu.

În același timp, multe mistere rămân lângă noi. De exemplu, liniile găsite în 1934 de Merill nu au fost încă identificate. Și originea primei molecule interstelare găsite - CH + - rămâne neclară...

Instituţia de învăţământ generală municipală

Mediu Școală cuprinzătoare №7

Buguruslan, regiunea Orenburg

abstract

pe subiect:

„Chimia spațiului”

împlinit

Utegenov Timur

7Un student

2011
Plan:
Introducere;

1. 
   Chimia Pământului;
2. 
   Compoziția chimică a meteoriților;
3. 
   Compoziția chimică a stelelor;
4. 
   Chimia spațiului interstelar;
5. 
   Începutul chimiei lunare;
6. 
   Compoziția chimică a planetelor;

Bibliografie.

Introducere
Dacă îți place să privești cerul înstelat,

Dacă te atrage prin armonia sa

Și lovește cu imensitatea sa -

Deci ai o inimă vie care-ți bate în piept,

Deci poate rezona cu cel mai interior,

cuvinte despre viața spațiului.

Chimia spațială - sună amuzant, dar chimia este direct legată de multe realizări umane în explorarea spațiului.

B
Fără eforturile numeroșilor chimiști, tehnologi, ingineri chimiști, nu s-ar fi creat materiale structurale uimitoare care să permită navelor spațiale să depășească gravitația, combustibil super-puternic care ajută motoarele să dezvolte puterea necesară, cele mai precise instrumente, unelte și dispozitive care asigură funcţionarea staţiilor orbitale spaţiale .

Din păcate, omul a învățat să folosească doar acele materiale care se află pe suprafața Pământului, dar resursele pământești sunt epuizate. De aici și întrebarea: „Există elemente chimice în spațiu, cel puțin puțin asemănătoare cu cele ale pământului, și pot fi folosite în scopuri proprii?”. Aceasta este relevanța subiectului pe care l-am ales.

Obiectivele lucrării:

1. Cercetați chimia planetelor, stelelor, spațiului interstelar.

2. Familiarizați-vă cu știința Cosmochimiei.

3.Aflați și spuneți despre noi și fapte interesante referitoare la chimia spațială.

4. Utilizați cunoștințele dobândite în viitor.

Astăzi există chiar și o știință separată, cosmochimia. Cosmochimia este știința compoziției chimice a corpurilor cosmice, a legilor prevalenței și distribuției elementelor chimice în Univers, a proceselor de combinare și migrare a atomilor în timpul formării materiei cosmice. Cea mai studiată parte a Cosmochimiei este geochimia. Cosmochimia studiază predominant procesele „reci” la nivelul interacțiunilor atomo-moleculare ale substanțelor, în timp ce procesele nucleare „fierbinte” din spațiu – starea plasmatică a materiei, nucleogeneza (procesul de formare a elementelor chimice) în interiorul stelelor etc. tratată în principal de fizică. Cosmochimia este un nou domeniu de cunoaștere care a primit o dezvoltare semnificativă în a doua jumătate a secolului XX. în principal datorită succesului astronauticii. Anterior, studiile proceselor chimice din spațiul cosmic și al compoziției corpurilor cosmice au fost efectuate în principal prin analiza spectrală a radiației Soarelui, a stelelor și, într-o oarecare măsură, a straturilor exterioare ale atmosferelor planetare. Această metodă a făcut posibilă descoperirea elementului heliu în Soare chiar înainte de a fi descoperit pe Pământ.

1. Chimia Pământului.

Pentru geologii care studiază planeta noastră, cel mai important este să cunoască cele mai generale legi care determină comportamentul materiei pe suprafața scoarței terestre, în grosimea acesteia și în adâncurile globului. Un geolog nu poate căuta orbește. Trebuie să știe dinainte unde poate găsi fier, unde - uraniu, unde - fosfor, unde - potasiu. El trebuie să știe ce condiții creează zăcăminte de carbon pe Pământ: unde să caute cărbune, unde grafit și unde diamante. Geologul trebuie să știe care elemente se însoțesc reciproc în scoarța terestră, trebuie să cunoască legile de formare a depozitelor comune ale diferitelor elemente.

În procesele chimice complexe, grandioase, care au loc în scoarța terestră și pe suprafața acesteia timp de sute de milioane de ani, continuând până în prezent, elementele similare în poziția lor în sistemul periodic au o soartă geochimică similară. Acest lucru le permite geochimiștilor să urmărească mișcarea lor în scoarța terestră și să afle legile care le distribuie pe suprafața pământului.

Compoziția scoarței terestre include:

Total - 98,59%

Dacă comparăm cantitățile de fier, cobalt și nichel disponibile pe întregul Pământ - elemente care stau una lângă alta în a opta grupă a sistemului periodic, se dovedește că globul este format din fier (numărul atomic 26) cu 36,9%, cobalt. (număr atomic 27) cu 0,2%, nichel (număr atomic 28) cu 2,9%.

Comportarea geochimică a diferitelor elemente este determinată în primul rând de structura învelișurilor de electroni exterioare din atomii lor, de dimensiunea atomilor și de ionii corespunzători. Elementele cu învelișuri de electroni exterioare finalizate (gaze nobile) există numai în atmosferă; ei nu intră conditii naturaleîn compuși chimici. Chiar și heliul și radonul, formate în timpul dezintegrarii radioactive, nu sunt complet captate de roci, ci sunt eliberate continuu din ele în atmosferă. Pământurile rare, aflate într-o celulă a mesei, se găsesc în natură aproape întotdeauna împreună. Zirconiul și hafniul sunt întotdeauna prezente împreună în aceleași minereuri.

Geologii știu bine că osmiul și iridiul trebuie căutate în același loc cu platina. În tabelul periodic al lui Mendeleev, ei stau împreună în al optulea grup și sunt la fel de inseparabili în natură. Depozitele de nichel și cobalt însoțesc fierul, iar în tabel sunt în același grup și în aceeași perioadă.

Grosimea principală a scoarței terestre este formată din câteva minerale; toţi aceştia sunt compuşi chimici ai elementelor localizate în principal în perioade scurte şi la începutul şi sfârşitul fiecăreia dintre perioadele lungi ale tabelului. Mai mult, printre ele predomină elementele ușoare cu numere de serie mici. Aceste elemente alcătuiesc cea mai mare parte a rocilor de silicat.

Elementele din tabelul periodic la mijlocul perioadelor lungi formează zăcăminte de minereu, cel mai adesea sulfură. Multe dintre aceste elemente se găsesc în starea nativă.

Atât abundența, cât și comportamentul geochimic al unui element (migrația acestuia în scoarța terestră) sunt determinate de poziția sa în sistemul periodic. Abundența depinde de structura nucleului atomic, de comportamentul geochimic - de structura învelișului de electroni.

Asa de sistem periodic elementele sunt necesare geochimiştilor. Fără ea, geochimia nu s-ar fi putut dezvolta și nu s-ar fi putut dezvolta. Această știință stabilește modele generale în coexistența reciprocă a elementelor chimice din roci și minereuri. Acesta permite geologului să găsească zăcăminte minerale în scoarța terestră.

Legea periodică a lui Mendeleev este o busolă de încredere și testată a unui geochimist și geolog.

La începutul lucrării mele, am spus că vom vorbi despre chimia spațiului, dar din anumite motive am început să vorbesc despre compoziția chimică a Pământului... Dar, în primul rând, Pământul este, de asemenea, corp ceresc, și, în al doilea rând, trebuie să cunoașteți compoziția chimică a Pământului pentru a o compara cu compoziția meteoriților și a altor corpuri cosmice care vin la noi pe Pământ din adâncurile misterioase ale spațiului cosmic.

2. Compoziția chimică a meteoriților.
Cele mai precise analize chimice ale numărului imens de meteoriți căzuți pe planeta noastră au dat rezultate remarcabile. S-a dovedit că, dacă calculăm conținutul mediu în toți meteoriții din cele mai comune elemente de pe Pământ: fier, oxigen, siliciu, magneziu, aluminiu, calciu, atunci exact 94% cade din ponderea lor, adică sunt egale în compoziția meteoriților, câți în compoziția globului.

La

În plus, s-a dovedit că în meteoriți de fier

fier 91,0%,

cobalt 0,6%,

nichel 8,4%.

Dacă comparăm aceste numere cu distribuția relativă a acestor elemente pe glob, dată mai sus, obținem o coincidență cu totul uimitoare: se dovedește că pe Pământ, dintre aceste trei elemente,

fier 92%,

cobalt 0,5%,

nichel 7,5%,

t
. Adică, atât pe Pământ, cât și în meteoriți, aceste elemente sunt în aproximativ aceleași proporții. Acestea și multe alte coincidențe descoperite au dat oamenilor de știință motive să concluzioneze că materia de pe Pământ și materia din ceruri sunt aceleași. Este format din aceleași elemente.

Fiecare dintre elementele de pe Pământ și din meteoriți are aproape aceeași compoziție izotopică. De exemplu, analizele repetate ale compoziției izotopice a sulfului extras din cenușa și lava numeroși vulcani aflați în diferite părți ale globului au arătat că sulful este același peste tot. Peste tot, raportul dintre cantitățile izotopilor stabili de sulf -32 și cspy-34 este același. Este egal cu 22.200. Compoziția izotopică a sulfului din meteoriți, singurii reprezentanți ai Cosmosului accesibil studiului direct, este exact aceeași ca pe Pământ.

În plus, s-a dovedit că cele mai comune elemente sunt aceleași. Chiar și raportul dintre ele este același aici și acolo. Alternarea elementelor cu numere de serie pare și impare din tabelul periodic se observă la fel ici și colo. Desigur, s-ar putea cita mult mai multe exemple care arată o mare asemănare în comportamentul elementelor chimice pe Pământ și în spațiul cosmic și să noteze multe modele mai generale.

Ar putea fi aleatoriu? Desigur că nu.

Oriunde vin oaspeți aleatori din Univers din Univers - poate că acestea sunt părți ale cometelor care au aparținut sistemului solar; poate acestea sunt fragmente de planete mici; poate că aceștia sunt mesageri dintr-o lume stelară extraterestră - un lucru este important: prin compoziția lor chimică, prin raportul dintre elemente, prin acei compuși chimici găsiți în meteoriți, ei ne spun că funcționarea marii legi a lui Mendeleev nu se limitează la noi. planetă. Este la fel pentru întregul Univers, unde atomii cu lor învelișul de electroni. Din această concluzie: „Materia este una peste tot”.

3. Compoziția chimică a stelelor.

Element	Cantitate (aprox.)
Hidrogen	8300
Heliu	1700
Carbon	1,5
Azot	0,9
Oxigen	9,0
Fluor	0,028
Neon	3,4
Magneziu	0,49
Aluminiu	0,05
Siliciu	0,77
Fosfor	0,0028
Sulf	0,25
Clor	0,014
argon	0,07

Acest tabel arată doar numere aproximative, dar există stele care au un conținut crescut de unul sau altul element. Astfel, se cunosc stelele cu un continut crescut de siliciu (stelele de siliciu), stele in care se afla mult fier (stelele de fier), mangan (mangan), carbon (carbon), etc. Stele cu o compozitie anormala a elementelor sunt destul de divers. În stelele tinere gigantice roșii, a fost găsită o abundență crescută de elemente grele. Într-una dintre ele s-a găsit un conținut crescut de molibden, de 26 de ori mai mare decât conținutul său în Soare.

În adâncurile stelelor, în condiții de neconceput pentru Pământ, la o temperatură de sute de milioane de kelvin și presiuni de neînțeles uriașe, au loc o mare varietate de reacții nuclear-chimice.

În zilele noastre, există deja un vast domeniu al științei, o chimie fascinantă a inaccesibilului - astrochimia nucleară. El clarifică cele mai importante întrebări pentru toată știința: cum s-au format elementele în Univers, unde și ce elemente apar, care este soarta lor în dezvoltarea eternă a universului.

Metodele acestei științe sunt neobișnuite. Utilizează atât observația - studiază compoziția atmosferelor stelare cu ajutorul spectroscopiei, cât și experimentul - studiază reacțiile particulelor rapide din acceleratoarele terestre. Calculele teoretice le permit oamenilor de știință să privească în măruntaiele stelelor, unde au fost deja descoperite o mulțime de lucruri interesante și multe minciuni mister.

S-a constatat, de exemplu, că în regiunile centrale ale stelelor, la temperaturi și presiuni ultraînalte, unde rata de „ardere” a hidrogenului este deosebit de mare, unde cantitatea acestuia este mică, iar conținutul de heliu este mare, reacțiile între nucleele de heliu sunt posibile. Acolo se nasc nucleele misterioase de beriliu - 8 (nu pot exista deloc pe Pământ), acolo apar și cele mai durabile nuclee: carbon - 12, oxigen - 16, neon - 20 și alte nuclee ale ciclului „heliu”.

Se găsește în stele și astfel de reacții nuclear-chimice în care sunt produși neutroni. Și dacă există neutroni, atunci puteți înțelege cum apar aproape toate celelalte elemente în stele. Dar o mulțime de mistere încă stau înaintea științei pe parcurs. Varietatea stelelor din Univers este de neînțeles uriaș.

LA
probabil, în toate stelele accesibile observației noastre, predomină hidrogenul, dar conținutul altor elemente ale stelelor variază foarte mult: la unele stele s-a găsit un conținut atât de mare de elemente individuale în comparație cu stelele obișnuite, încât sunt chiar numite în mod obișnuit. în astrofizică: stele „magneziu”, „siliciu”, „fier”, „stronțiu”, „carbon”. Chiar și stele „litiu” și „fosfor” au fost descoperite recent. Aceste diferențe misterioase în compoziția stelelor nu au fost încă explicate.

Au fost de asemenea urmărite mecanisme surprinzătoare pentru formarea de noi nuclee. Se pare că nu numai din cauza temperaturilor ultra-înalte, nucleele au o energie atât de mare încât sunt capabile să depășească repulsia electrostatică și să reacționeze între ele. Foarte multe elemente în acest fel nu s-au putut forma deloc.

Deuteriul, litiul, beriliul, borul, la temperatura ridicată care există în interiorul stelelor, reacționează foarte repede cu hidrogenul și sunt distruse instantaneu. Aceste elemente din univers sunt „fierte” în „bucătării” reci, poate pe suprafața stelelor din atmosfere stelare, unde puternice electrice și campuri magnetice, accelerând particulele la energii ultraînalte.

„Fabricile” stelare în care sunt create elementele ridică puzzle-uri ciudate oamenilor de știință legate de particulele misterioase de neutrini. Oamenii de știință încep să bănuiască că rolul acestor particule fantomă evazive este departe de a fi atât de indiferent pe cât părea recent. S-a dovedit că sunt posibile astfel de procese nuclear-chimice, în care cea mai mare parte a energiei formate în stea este transportată nu sub formă de radiație, ci numai cu neutrini.

Dar pentru o stea, asta înseamnă un dezastru. Steaua există într-o stare de echilibru datorită presiunii gazului stelar și a presiunii ușoare, care echilibrează forțele gravitației. Dacă energia începe să fie dusă din interiorul stelei doar cu neutrini care pătrund în grosimea corpurilor stelare fără rezistență, la viteza luminii, atunci steaua va fi comprimată instantaneu de forțele de atracție gravitațională.

Poate așa se formează până acum stele de neînțeles - pitice albe, densitatea materiei în care poate ajunge la multe mii de tone la 1 cm3. Poate că astfel de procese dau naștere acelor catastrofe gigantice în care se nasc supernove.

Dar nu există nicio îndoială că acesta, unul dintre cele mai mari mistere ale naturii, va fi rezolvat. Vom afla și secretul rezervelor de hidrogen din stele și din spațiul mondial, vom găsi procesele care duc la formarea lui și la formarea stelelor „tinere” de hidrogen.

Problema apariției supernovelor în univers este extrem de importantă. Trebuie rezolvată ghicitoarea modului în care se naște o astfel de cantitate colosală de energie care este capabilă să împrăștie o stea și să o transforme într-o nebuloasă. Este exact ceea ce s-a întâmplat, de exemplu, în 1054. O supernova a izbucnit în constelația Taur și, dispărând, s-a transformat în Nebuloasa Crabului.

În vremea noastră, această nebuloasă se extinde deja pe sute de miliarde (1012) de kilometri. Cel mai interesant lucru este că izbucnirea Supernovei, dispărând treptat, își pierde luminozitatea ca și cum ar fi fost din izotopul California - 254. Timpul său de înjumătățire este de 55 de zile. - coincide exact cu perioada de scădere a luminozității supernovelor.

Dar, poate, sarcina principală a astrochimiei este de a afla cum apare hidrogenul în Univers. La urma urmei, în nenumărate lumi stelare are loc o distrugere continuă a hidrogenului, iar rezervele sale totale din Univers trebuie să scadă.

Și mulți oameni de știință din Occident au ajuns la concluzia dureroasă și sumbră despre „moartea cu hidrogen” a Universului. Ei cred că stelele din Univers se sting una după alta, după ce și-au epuizat rezervele de hidrogen. Și aceste lumini strălucitoare anterior, unul după altul, se transformă în lumi reci și moarte, care sunt destinate să se repezi pentru totdeauna în spațiul cosmic.

Concluzia sumbră despre „moartea cu hidrogen” a Universului este logic vicioasă și incorectă. Este infirmată de fapte experimentale, realizările științei moderne - chimia Universului.

Realizările științei, care ne-au introdus în secretele stelelor inaccesibile, compoziția lor, natura, procesele misterioase care au loc în adâncul lor, se bazează pe cunoașterea naturii atomului, a structurii sale. Această cunoaștere este întruchipată în legea periodică a lui Mendeleev. Dar nu trebuie să ne gândim că legea periodică va rămâne pentru totdeauna înghețată și neschimbată. Nu, ea însăși se dezvoltă, incluzând tot mai mult conținut, reflectând mai profund și mai precis adevărul legilor naturii.

Legea periodicității este, de asemenea, caracteristică structurii nucleelor ​​atomice. Acest lucru ne permite să sperăm la o decizie finală asupra stabilității relative a elementelor din lume și asupra compoziției tuturor corpurilor cerești.

4. Chimia spațiului interstelar.

Nu cu mult timp în urmă, știința a presupus că spațiul interstelar este un vid. Toată materia din Univers este concentrată în stele și nu există nimic între ele. Numai în cadrul sistemului solar, undeva pe căi necunoscute, meteoriții și omologii lor misterioși, cometele, rătăcesc.

Surprinzător de complexe și neașteptate sunt căile nașterii uneia dintre științele viitorului - chimia spațiului cosmic. În ani surzi și cumpliți ocupatie fascistaîn micul oraș olandez Leiden, la o întâlnire secretă a unui cerc științific subteran, un tânăr student Van de Holst a făcut un raport. Pe baza teoriei structurii atomului (care, după cum știm deja, a fost dezvoltată de știință pe baza legii periodice a lui Mendeleev), el a calculat care ar trebui să fie cea mai lungă undă din spectrul de emisie a hidrogenului. S-a dovedit că lungimea acestei unde este de 21 cm.Aparține undelor radio scurte. Spre deosebire de spectrul vizibil bine studiat emis de hidrogenul fierbinte, emisia sa radio poate avea loc și la temperaturi scăzute.

Van de Holst a calculat că pe Pământ o astfel de radiație într-un atom de hidrogen este puțin probabilă. Este necesar să așteptați multe milioane de ani până se produce mișcarea electronilor în atomul de hidrogen, care este însoțită de emisia de unde radio lungi de 21 cm.

În raportul său, tânărul om de știință a făcut o presupunere: dacă hidrogenul este prezent în spațiul nemărginit al lumii, se poate spera să-l detecteze prin radiație la o lungime de undă de 21 cm. Această predicție era justificată. S-a dovedit că din adâncurile vaste ale Universului, mesaje radio uimitoare despre secretele universului pe care ni le aduce hidrogenul interstelar vin mereu la noi pe Pământ, fără a opri nici noaptea, nici ziua, pe un val de 21 cm.

Un val de 21 cm se năpustește spre planeta noastră din colțuri atât de îndepărtate ale universului încât durează mii și milioane de ani până ajunge la antenele radiotelescoapelor. Ea le-a spus oamenilor de știință că nu există gol în spațiu, că în el există nori invizibili de hidrogen cosmic, care se întind de la un sistem stelar la altul. A fost chiar posibil să se determine amploarea și forma acestor acumulări de hidrogen. Pentru un val de 21 cm în spațiul mondial nu există bariere. Chiar și norii negri, impenetrabili de praf cosmic, care ascund regiuni uriașe ale Căii Lactee de privirea cercetătorului, sunt complet transparenți la radiația rece a hidrogenului. Și aceste valuri îi ajută acum pe oamenii de știință să înțeleagă natura substanței din care sunt construite stelele îndepărtate nu numai în Calea Lactee, ci și în cele mai îndepărtate nebuloase care se află chiar la marginea părții Universului care ne este accesibilă. .

Vastele lumi stelare, separate de distanțe într-un spațiu gol fără limite, sunt acum conectate într-un singur întreg prin nori gigantici de hidrogen. Este greu de urmărit continuitatea în dezvoltarea ideilor științifice, dar nu există nicio îndoială că există o legătură directă și continuă între predicția îndrăzneață a unui tânăr student olandez și marea idee a lui Mendeleev. Așa a fost găsit hidrogenul în spațiul interstelar.

Spațiul nemărginit al lumii nu poate fi considerat gol. Acum, pe lângă hidrogen, în el s-au găsit multe alte elemente.

Chimia spațiului este foarte particulară. Aceasta este chimie cu vid ultra-înalt. Densitatea medie a materiei în spațiu este de numai 10-24 g/cm3. Un astfel de vid nu poate fi încă creat în laboratoarele fizicienilor. Cel mai important rol în chimia spațiului cosmic îl joacă hidrogenul atomic. Următorul cel mai frecvent este heliul, de zece ori mai puțin; S-au găsit deja oxigen, neon, azot, carbon, siliciu - sunt neglijabile în spațiul cosmic.

S-a dovedit că rolul materiei interstelare în univers este enorm. Acesta reprezintă, cel puțin în galaxia noastră, aproape jumătate din toată materia, restul este în stele.

În chimia spațiului interstelar anul trecut s-au făcut descoperiri uimitoare. Totul a început când o moleculă complexă de ceanoacetilenă (HC3N) a fost descoperită în mod neașteptat în spațiu. Cosmochimiștii nu au avut timp să explice cum ia naștere în spațiul interstelar o moleculă organică cu o compoziție și o structură atât de complexă, când brusc, cu ajutorul unui radiotelescop din constelația Săgetător, nori giganți dintre cei mai des întâlniți de pe Pământ și complet neaștepți pentru au fost descoperite compuși chimici spațiali - acidul formic (HCOOH). Următoarea descoperire a fost și mai neașteptată. S-a dovedit că în spațiul cosmic există nori de formaldehidă (HCOH). Acest lucru în sine este deja destul de surprinzător, dar faptul că diferiți nori cosmici de formaldehidă au o compoziție izotopică diferită rămâne complet inexplicabil. Ca și cum istoria mediului interstelar în diferite părți ale Galaxiei ar fi diferită.

Apoi a urmat o descoperire și mai ciudată: amoniacul (NH3) a fost găsit într-un nor mic de praf interstelar care se afla undeva spre centrul galaxiei noastre. Prin intensitatea emisiei radio de amoniac cosmic, a fost posibil chiar măsurarea temperaturii acestei regiuni a spațiului (25 K). Misterul amoniacului cosmic este că este instabil în aceste condiții și este distrus de radiațiile ultraviolete. Aceasta înseamnă că apare intens - se formează în spațiu. Dar cum? Până acum acest lucru este necunoscut.

Chimia spațiului interstelar s-a dovedit remarcabil de complexă. S-au găsit deja molecule de formamidă - molecule cu șase atomice constând din atomi a patru elemente diferite. Cum apar ele? Care este soarta lor? Au fost găsite și molecule de cianura de metil (CH 3 CN), disulfură de carbon (CS 2), oxid de sulfură de carbon (COS), oxid de siliciu (SiO).

În plus, cei mai simpli radicali au fost descoperiți în spațiu: de exemplu, metină (CH), hidroxil (OH). Când s-a stabilit existența hidroxilului, s-a întreprins căutarea apei. Acolo unde există hidroxil, trebuie să existe apă și, într-adevăr, a fost găsită în spațiul interstelar. Această descoperire este deosebit de interesantă și importantă. În spațiu există apă, există molecule organice (formaldehidă), există amoniac. Acești compuși, reacționând între ei, pot duce la formarea de aminoacizi, ceea ce a fost confirmat experimental în condiții terestre.

Ce se va mai găsi în „vidul” interstelar? Conține mai mult de 20 de complexe compuși chimici. Probabil că se vor descoperi și aminoacizi. Norii cosmici uimitori de compuși organici, cum ar fi norul de cianoacetilenă din constelația Săgetător, sunt destul de denși și extinși. Calculul arată că astfel de nori trebuie să fie comprimați sub acțiunea forțelor gravitaționale. Nu ar putea fi posibil ca presupunerea absolut fantastică că planetele la momentul formării lor conțin deja compuși organici complecși - baza formelor de viață primitive? Poate că devine destul de acceptabil să discutăm serios despre întrebarea aparent complet imposibilă: „Ce este mai vechi - planetele sau viața de pe ele?” Desigur, este dificil de ghicit care va fi răspunsul. Un lucru este clar - nu există întrebări de nerezolvat pentru știință.

Se naște sub ochii noștri noua stiinta. Este dificil de prevăzut calea dezvoltării sale și de a prezice la ce descoperiri și mai uimitoare va duce chimia cosmică.

5. Începutul chimiei lunare.

M

Cu mulți ani în urmă, în 1609, Galileo Galilei a îndreptat pentru prima dată un telescop spre cer. „Mări” lunare i-au apărut încadrate de coaste de piatră albă. După observațiile lui Galileo, s-a crezut multă vreme că „mările” lunare au fost umplute cu apă. S-a spus chiar că viața pe Lună este mai plăcută decât pe Pământ. Astronom celebru din secolul al XVIII-lea William Herschel a scris: „În ceea ce mă privește, dacă ar fi să aleg dacă să trăiesc pe Pământ sau pe Lună, nu aș ezita nici un minut, aș alege Luna”.

A trecut timpul. Informațiile despre lună au devenit din ce în ce mai precise. În 1840, suprafața lunară a fost afișată pentru prima dată pe o placă fotografică. În octombrie 1959 sovieticul statie spatiala„Luna - 3” a transmis Pământului o imagine a părții îndepărtate a Lunii. Și pe 21 iulie 1969, pe suprafața lunii a fost imprimată o amprentă umană. Cosmonauții americani și apoi stațiile automate sovietice au adus roci lunare pe Pământ.

Pietrele lunii sunt speciale - compoziția lor este afectată de lipsa de oxigen. Metalele nu se găsesc în ele grade superioare oxidare, fierul apare doar bivalent. Nu era apă sau atmosferă liberă pe Lună. Toți compușii volatili care au apărut în timpul proceselor magmatice au zburat în spațiu și nu a putut apărea o atmosferă secundară. În plus, procesul de topire (formarea crustei) pe Lună a decurs foarte rapid și la temperaturi mai ridicate: 1200 - 1300°C, în timp ce aceste procese pe Pământ au decurs la 1000 - 1100°C.

Luna este întotdeauna întoarsă spre Pământ pe o parte. Într-o noapte senină, puteți vedea pete întunecate pe ea - „mările”, pe care Galileo le-a descoperit. Ele ocupă aproximativ o treime din partea vizibilă a Lunii. Restul suprafeței sale este de munte. Mai mult, aproape că nu există „mări” pe partea opusă, invizibile pentru noi. Stâncile care alcătuiesc reversul alpin al stelei nopții și „continentul” părții vizibile pentru noi sunt mai ușoare decât stâncile „mărilor”.

H
iar Luna nu are creste liniare lungi, ca pe Pământ. Acolo se ridică structuri inelare - pereți înalți (până la câțiva kilometri) de circuri vulcanice uriașe - cratere. Cratere mari, cu câțiva kilometri în diametru, își urmăresc genealogia până la vulcani. Lava lor, revărsată în locuri joase, a format lacuri colosale de lavă - acestea sunt „mările” lunare. Multe cratere cu diametrul mai mic de un kilometru au fost create probabil de impactul meteoriților sau al rocilor ridicate de vulcanismul exploziv al Lunii. Această presupunere a fost confirmată în 1972. Un meteorit a căzut pe Lună și a format un nou crater de 100 m diametru. Meteoritul a declanșat instrumente seismice pe Lună. Acest lucru face posibilă determinarea grosimii scoarței lunare și aflarea structurii sale adânci.

Și munții lunari, craterele și „mările” lunare formează un „peisaj lunar”. Este foarte posibil ca Pământul din prima ere a istoriei sale geologice să fi fost consumat de cratere și să fi fost similar ca peisaj cu actuala Lună. Dar procesele puternice de distrugere a rocilor inerente Pământului au îngropat relieful primar sub grosimea sedimentelor. Distrugerea rocilor terestre - intemperii - are loc sub influența apei, a organismelor vii, a oxigenului, a dioxidului de carbon și a altor factori chimici, precum și a schimbărilor de temperatură. Nu există atmosferă pe Lună, nici apă, nici organisme, ceea ce înseamnă că procesul de oxidare, ca și alte reacții chimice, este aproape absent acolo. Prin urmare, rocile lunare suferă în principal strivire fizică și mecanică, în timp ce rocile terestre, atunci când sunt distruse, suferă o restructurare chimică profundă. Rocile lunare se transformă în praf sub influența unei schimbări bruște a temperaturii între ziua lunară și noaptea lunară. Rocile sunt afectate atât de radiația galactică, cât și de „vântul solar” – radiația Soarelui. Nu trebuie să uităm de meteoriți, care se prăbușesc cu mare viteză de suprafața Lunii. Ca rezultat al tuturor acestor procese, pe rocile dense ale Lunii a apărut un strat de sol lunar cu granulație fină. Acoperă „mările” cu un strat puternic. Există, de asemenea, pe suprafața regiunilor continentale de mare altitudine ale Lunii.

Radiația galactică pătrunde cu aproximativ un metru în corpul Lunii, iar transformările nucleare au loc în roci sub influența protonilor. Datorită bombardamentului cu protoni, pe Lună sunt obișnuiți izotopi radioactivi (23AI, 22Na etc.), care sunt aproape absenți în rocile terestre. Există și alte diferențe. De exemplu, rocile lunare conțin mai mult argon decât cele terestre. Și încă o caracteristică chimică - pe Lună, după toate probabilitățile, nu există zăcăminte minerale. Faptul este că soluțiile hidrotermale sunt necesare pentru formarea corpurilor de minereu și nu a existat niciodată apă liberă în grosimea Lunii. Dar unele roci lunare conțin aproximativ 10% titan.

Pietre din spațiu - meteoriții sunt familiari oamenilor de mult timp. Dar primele bucăți din rocile Lunii au venit la noi destul de recent. Au fost livrate pe Pământ de către cosmonauții navei spațiale americane „Apollo” și stațiile automate sovietice „Luna - 16” și „Luna - 20”. Este uimitor să ții o bucată de lună în mâini! Oamenii de știință vorbesc despre piatra lunii de secole, poeții au cântat despre ea, atât de multe s-au scris despre ea! Și numai în zilele noastre i s-a oferit omului o oportunitate excepțională de a compara compoziția materială a pietrelor terestre, meteoritice și lunare.

Meteoriții de piatră sunt alcătuiți în principal din silicați simpli, numărul de minerale din ei abia ajunge la o sută. Există puțin mai multe minerale în rocile lunare decât în ​​meteoriți - probabil câteva sute. Și mai mult de 3 mii de minerale au fost descoperite pe suprafața Pământului. Aceasta indică complexitatea proceselor chimice terestre în comparație cu cele lunare.

Aici este oportun să reamintim că compoziția chimică elementară a meteoriților pietroși (condrite) este foarte asemănătoare cu compoziția Soarelui. În meteoriții pietroși și pe Soare, abundența elementelor chimice și raporturile dintre ele sunt practic aceleași (cu excepția gazelor care s-au evaporat în timpul formării meteoriților). Toate elementele chimice găsite pe Soare se găsesc și în meteoriți. În plus, raportul Si/Mg este același atât la Soare, cât și la meteoriți și este aproape de unitate. Când s-a dovedit că pietrele livrate din „mările” lunare s-au dovedit a fi fragmente de roci de bazalt, a devenit clar că scoarța lunară avea multe în comun cu Pământul.

Bazalții Lunii, au erupt în timpul vulcanismului lunar, sunt oarecum diferiți compoziție chimică decât condritele. Astfel, raportul Si/Mg în ele nu este egal cu unu, ci cu aproximativ 6 (ca în bazalții terestre). Compoziția acestor roci nu mai corespunde compoziției primare a Soarelui, dar au fost topite din materia lunară, foarte aproape de meteoriții pietroși. Este suficient să spunem că densitatea medie a Lunii este aceeași cu cea a meteoriților de piatră - 3,34 g/cm3. Pământul are o densitate mai mare de 5, dar Scoarta terestra compusă în cea mai mare parte din bazalt. Deci, Luna este probabil lipsită de un miez greu de fier.

Și

astfel, „mările” lunare sunt compuse din lavă bazaltică și acoperite cu pământ cu granulație fină de aceeași compoziție. Dar în detalii, o „mare” diferă de cealaltă. Marea Abundenței, de exemplu, constă din bazalt, unde titanul este de aproximativ 3%, iar în bazalții din Marea Tranquilității, titanul este de până la 10%. Se găsește aici sub formă de mineral ilmenit. Bazalturile lunare marine sunt bogate în fier - până la 18%, în timp ce în bazalții terestre este de obicei de aproximativ 7%. În bazalții lunari, în comparație cu cele terestre, există un conținut crescut de uraniu, toriu și potasiu. Aceste elemente radioactive provoacă vulcanismul lunar.

În zonele înalte ale Lunii nu predomină bazaltele, ci alte roci, așa-numitele anortozite, formate în principal din mineralul anortit. Pe Pământ, astfel de roci se găsesc printre cele mai vechi roci de pe scuturile de munte. Anortozitele terestre au o vârstă venerabilă - au până la 3,5 miliarde de ani. Toate anortozitele, inclusiv cele lunare, conțin mult aluminiu și calciu și ceva fier, vanadiu, mangan și, de asemenea, titan. Între timp, în bazalții lunari „marin”, conținutul de fier și titan este foarte mare.

Descoperirea unei metode de formare a anortositelor lunare ar clarifica procesele geologice terestre din trecutul îndepărtat. Se poate presupune că anortozitele apar în timpul diferențierii prin cristalizare a magmei gabro-bazalt. Pe Lună, anortozitul se cristalizează în revărsarea foarte rapidă de magmă în vidul spațiului. Totul sugerează că sunt necesare apă și temperatură ridicată pentru a forma anortosit. Magma lunară era fierbinte, dar există semne că avea puține componente volatile: apă, gaze, dioxid de carbon. Adevărat, astfel de compuși volatili ar putea scăpa cu ușurință de pe Lună în spațiu.

Există încă multe neclare cu privire la originea anortoziților, dar, între timp, descoperirea acestor roci în munții lunari a reînviat ideile geologice vechi despre scoarța primară anortozitică a Pământului.

Concentrația de nichel în rocile Lunii este foarte interesantă. Este rar în bazalții marini monolitici. Dar în sol (rocă zdrobită) este cu jumătate de ordin de mărime mai mare. Și anortozitele din regiunile continentale ale Lunii conțin mult nichel nu numai în sol, ci și în bucăți de rocă. Și cel mai interesant lucru este că fierul metalic pulverizat care conținea nichel a fost găsit în sol. După toate probabilitățile, acestea sunt particule din faza metalică a meteoriților. A fost posibil să se calculeze că 0,25% din acest aliaj de fier, sau 2,5% din substanța meteorită pietroasă, se află în solul lunar. Aceasta înseamnă că multe milioane de tone de materie au fost aduse pe Lună din spațiul cosmic. Cu ajutorul rocilor lunare livrate pe Pământ, a fost determinată vârsta „geologică” absolută a stelei noastre nocturne. S-a dovedit că Luna are aproximativ 4,6 * 109 ani, adică. ea are aceeași vârstă cu pământul. În același timp, rocile cristaline individuale (în principal bazalții din „mările”) lunare sunt cu un miliard de ani mai tinere: au aproximativ 3,0 * 109 ani.

6. Compoziția chimică a planetelor.

Cu

cunoștințele despre chimia planetelor cresc foarte rapid. În ultimii ani, am învățat multe despre legile transformărilor chimice ale materiei și compoziția ei pe lumi îndepărtate misterioase - vecinii noștri din Univers.

Mercur este planeta cea mai apropiată de Soare. Dar ce se întâmplă pe planetă, știm încă foarte aproximativ. Masa sa este prea mică (0,054 Pământ), temperatura pe partea solară este prea mare (mai mult de 400 ° C), iar moleculele oricărui gaz părăsesc suprafața planetei cu mare viteză, zburând în spațiul cosmic. Probabil, Mercur este acoperit cu roci silicate asemănătoare cu cele de pe Pământ.

Pe Venus Oamenii de știință sovietici au trimis mai multe laboratoare automate.

T
S-au obținut acum informații fiabile despre compoziția chimică a atmosferei sale și despre condițiile de pe suprafața sa.

Stațiile interplanetare automate sovietice Venera-4, Venera-5 și Venera-6 trimise de pe Pământ au făcut o analiză directă a compoziției gazelor atmosferice, a măsurat presiunea și temperatura. Informațiile primite au fost transmise pe Pământ.

compoziția atmosferei acestei planete este acum cunoscută cu încredere:

dioxid de carbon (CO 2 ) aproximativ 97%,

azot (N 2) nu mai mult de 2%,

vapori de apă (H2O) aproximativ 1%,

oxigen (O 2) nu mai mult de 0,1%.

Viața pe suprafața lui Venus este imposibilă. Termometrul laboratorului spațial a arătat o temperatură de aproximativ 500 o C, iar presiunea a fost de aproximativ 100 atm.

Suprafața lui Venus este (aproape probabil) un deșert fierbinte, stâncos.

Cu
Oamenii de știință sovietici și americani au trimis stații automate de cercetare și Marte. Chiar și atunci când sunt separate de zeci de milioane de kilometri de spațiu gol, Marte și Pământul sunt într-o legătură misterioasă. S-a stabilit că atmosfera acestei planete este formată aproape din dioxid de carbon, există puțin azot, oxigen și vapori de apă. Atmosfera lui Marte este foarte rarefiată, presiunea sa la suprafață este de peste 100 de ori mai mică decât pe Pământ. Pe Marte predomină temperaturi sub 0 ° C, fluctuațiile uriașe de temperatură zilnică provoacă furtuni de praf îngrozitoare. Suprafața planetei, ca și pe Lună, este acoperită cu multe cratere. Marte este un deșert rece, fără viață, prăfuit.

Cea mai interesantă, uimitoare și misterioasă planetă din punct de vedere chimic este Jupiter. Emisia radio a lui Jupiter a fost descoperită recent. Ce procese pot genera unde radio pe acest gigant rece este un mister. Teoreticienii au calculat că nucleul planetei trebuie să fie lichid. Este înconjurat de o înveliș de hidrogen metalic, unde domnesc presiuni de un milion de atmosfere. Oamenii de știință încearcă în mod constant să obțină hidrogen metalic în laboratoare. Pe baza calculelor termodinamice, ei au încredere în succes.

Jupiter este învăluit într-o atmosferă densă, cu o grosime de zeci de mii de kilometri. Chimiștii au descoperit mulți compuși diferiți în atmosfera lui Jupiter. Toate, desigur, sunt construite în deplină conformitate cu legea periodică. Jupiter este 98% hidrogen și heliu. Au fost găsite și apă și hidrogen sulfurat. Au fost găsite semne de metan și amoniac. Densitatea medie a lui Jupiter este foarte scăzută - 1,37 g/cm3.

F

Fizicienii au calculat că miezul interior al lui Jupiter trebuie să fie foarte fierbinte. Primește puțină căldură de la Soare - de 27 de ori mai puțină decât Pământul și, în același timp, reflectă cu 40% înapoi în spațiu. Dar emite de patru ori mai mult decât absoarbe. De unde Jupiter ia excesul de energie, nu se știe cum a apărut. Procesele termonucleare pe ea sunt imposibile. Poate că această energie în exces este energia contracției planetei?

Suprafața exterioară a lui Jupiter este foarte rece - de la -90 la -120 ° C. Prin urmare, trebuie să existe zone în interiorul atmosferei sale în care condițiile diferă puțin de cele de pe Pământ. Grosimea unei astfel de zone nu este deloc mică, aproximativ 3000 km. Fluctuațiile de temperatură în această zonă variază de la -5 la +100°C. Apa de aici ar trebui să fie lichidă, iar alți compuși atmosferici ar trebui să fie gazoși.

Astronomii cred că exteriorul lui Jupiter este acoperit cu un înveliș de nor format din particule solide de gheață și amoniac. De aceea strălucește atât de puternic pe cer. Printr-un telescop de pe suprafața lui Jupiter, benzile de nori misterioși sunt clar vizibile, plutind cu viteze gigantice. Acesta este tărâmul uraganelor și al furtunilor monstruoase.

Oamenii de știință au încercat să recreeze condițiile atmosferice ale lui Jupiter în laborator. Rezultatele au fost neașteptate. Sub acțiunea descărcărilor electrice (furtuni), radiațiile ionizante și ultraviolete ( lumina soareluiși razele cosmice) într-un mediu gazos asemănător ca compoziție cu atmosfera lui Jupiter, au apărut compuși organici complecși: uree, adenină, dioxid de carbon, chiar și unii aminoacizi și hidrocarburi complexe. În plus, s-au obținut cianopolimeri roșii și portocalii. Spectrele lor s-au dovedit a fi similare cu spectrul misteriosului punct roșu de pe Jupiter. Întrebarea a apărut în fața oamenilor de știință: există viață pe Jupiter? Pentru organismele noastre terestre, atmosfera acestei planete este otravă. Dar poate că aceasta este o zonă de forme primare de viață, un ocean de compuși prebiologici necesari pentru apariția celor mai primitive, mai simple forme de viață? Sau poate sunt deja acolo?

Cu
culoarea albastra uraniu este rezultatul absorbției luminii roșii de către metanul din atmosfera superioară. Probabil că există nori de alte culori, dar sunt ascunși de observatori printr-un strat de metan. Atmosfera lui Uranus (dar nu a lui Uranus în ansamblu!) este de aproximativ 83% hidrogen, 15% heliu și 2% metan. Ca și alte planete gazoase, Uranus are benzi de nori care se mișcă foarte repede. Dar sunt prea greu de distins și sunt vizibile doar în imaginile de înaltă rezoluție realizate de Voyager 2. Observațiile recente HST au făcut posibilă observarea norilor mari. Există o presupunere că această posibilitate a apărut din cauza efectelor sezoniere, pentru că nu este greu să ne dăm seama că iarna diferă mult de vara pe Uranus: toată emisfera se ascunde de Soare timp de câțiva ani iarna! Cu toate acestea, Uranus primește de 370 de ori mai puțină căldură de la Soare decât Pământ, așa că nu se încălzește acolo nici vara. În plus, Uranus nu radiază mai multă căldură decât primește de la Soare, prin urmare, și, cel mai probabil, este rece în interior.

Cu
triplare și un set de componente Neptun elementele sunt probabil similare cu Uranus: diverse „gheață” sau gaze solidificate care conțin aproximativ 15% hidrogen și o cantitate mică de heliu La fel ca Uranus și, spre deosebire de Jupiter și Saturn, Neptun poate să nu aibă o stratificare internă clară. Dar cel mai probabil are un mic miez dur(egal în masă cu Pământul). Atmosfera lui Neptun este în mare parte metan: culoarea albastră a lui Neptun este rezultatul absorbției luminii roșii din atmosferă de către acest gaz, ca în Uranus. vânturi rapide suflând în benzi limitate paralele cu ecuatorul. Pe Neptun, cel mai rapid sistem solar vânturile accelerează până la 2.200 km/h. Vânturile bat pe Neptun în direcția vest, împotriva rotației planetei. Rețineți că pentru planetele gigantice, viteza fluxurilor și a curenților în atmosferele lor crește odată cu distanța de la Soare. Acest model nu a fost încă explicat. În imagini puteți vedea nori în atmosfera lui Neptun La fel ca Jupiter și Saturn, Neptun are o sursă internă de căldură - radiază de peste două ori și jumătate mai multă energie decât primește de la Soare.

Compoziție chimică Pluton de asemenea, nu se cunoaște, dar densitatea sa (aproximativ 2 g/cm3) indică faptul că este compus probabil dintr-un amestec de 70% rocă și 30% gheață de apă, la fel ca Triton. Zonele ușoare de la suprafață pot fi acoperite gheață cu azot mici adaosuri de metan (solid), etan și monoxid de carbon. Compoziția regiunilor întunecate de pe suprafața lui Pluto nu este cunoscută, dar este posibil să fi fost creată din material organic primordial sau din reacții fotochimice induse de razele cosmice. Se cunosc puține lucruri despre atmosfera lui Pluto, dar este probabil să fie în mare parte azot cu cantități mici de monoxid de carbon și metan.

DAR

Atmosfera lui Saturn este în mare parte hidrogen și heliu. Dar, datorită particularităților formării planetei, o parte mai mare a lui Saturn decât pe Jupiter cade pe alte substanțe. Voyager 1 a descoperit că aproximativ 7% din volumul atmosferei superioare a lui Saturn este heliu (comparativ cu 11% în atmosfera lui Jupiter), în timp ce aproape tot restul este hidrogen.

Realizările uimitoare ale chimiei spațiale au făcut posibilă începerea cercetărilor asupra proceselor care au loc la suprafața unor lumi îndepărtate, încă inaccesibile. Acest lucru duce la o concluzie foarte importantă: cea mai frumoasă planetă este a noastră. patrie. Datoria fiecărei persoane este să aibă grijă de toate bogățiile și frumusețea ei.

Concluzie

Cunoștințele noastre despre compoziția chimică a universului provin din studiile spectroscopice ale radiațiilor Soarelui și ale stelelor, din analiza meteoriților și din ceea ce știm despre compoziția Pământului și a altor planete. Observațiile spectroscopice fac posibilă determinarea elementelor responsabile de radiație, iar dintr-o analiză atentă a intensităților liniilor spectrale se pot face estimări brute ale cantităților relative ale diferitelor elemente prezente în părțile exterioare ale corpului emis. Datele obținute în acest fel confirmă ipoteza că Universul este format din aceleași elemente. Iar datele prezentate o dovedesc.

Bibliografie.

1. Internet;

2. G. Hancock, R. Bauval, J. Grigsby „Secretele lui Marte”

3. V. N. Demin „Secretele Universului”