Nu există nimic în mediul terestru care ne înconjoară care să semene chiar și de departe cu mediul interstelar super rarefiat. Aerul este de obicei considerat cea mai ușoară substanță. Cu toate acestea, în comparație cu orice nebuloasă interstelară, aerul pare a fi o formațiune neobișnuit de densă.

Un centimetru cub de aer din cameră are o masă apropiată de un miligram; masa Nebuloasei Orion în același volum este de 100.000.000.000.000.000 (10 17) de ori mai mică. Citirea acestui număr nu este ușoară. Dar este și mai dificil să vizualizezi un grad atât de mare de rarefiere a materiei.

Densitatea nebuloaselor de gaze interstelare (10-20 g/cm3) este atât de neglijabilă încât un nor de gaz cu un volum de 100 de kilometri cubi va avea masa de un miligram!

În tehnologie, în unele cazuri, se străduiesc să obțină un vid - o stare foarte rarefiată a gazelor. Prin trucuri destul de complexe, este posibil să se reducă densitatea aerului din încăpere de 10 miliarde de ori. Dar chiar și un astfel de „vid tehnic” se dovedește totuși a fi de un milion de ori mai dens decât orice nebuloasă gazoasă!

Există atât de multe molecule în aerul din interior încât trebuie să se ciocnească constant între ele. Niciunul dintre ei nu reușește să zboare mai mult de o miime de centimetru fără să se ciocnească de unul dintre vecinii lor. Există mult mai mult spațiu în nebuloasele gazoase. Fiecare dintre atomii de aici poate zbura în siguranță milioane de kilometri fără teama de o coliziune cu un alt atom.

Nu numai pe Pământ, ci și în interior sistem solar nu cunoaștem nicio formațiune care ar putea concura cu nebuloasele gazoase în rarefia lor. Chiar și cometele apar lângă nebuloase la fel de dense ca oțelul în comparație cu aerul. Densitatea gazelor din capetele cometelor este de mii de ori mai mare decât densitatea nebuloaselor interstelare.

Poate părea ciudat de ce un astfel de mediu rarefiat în fotografii pare a fi un nor luminos continuu și chiar dens, în timp ce aerul este atât de transparent încât aproape că nu distorsionează imaginea Universului observată prin el. Motivul este, desigur, dimensiunea nebuloaselor. Sunt atât de grandioase încât nu este mai ușor să ne imaginăm volumul pe care îl ocupă decât densitatea lor nesemnificativă.

În medie, nebuloasele au diametre măsurate în ani lumină sau chiar zeci de ani lumină. Aceasta înseamnă că dacă Pământul este redus la dimensiunea unui cap de ac, atunci la această scară, Nebuloasa Orion ar trebui să fie reprezentată de un nor de dimensiunea Pământ! Prin urmare, în ciuda densității neglijabile a gazelor sale constitutive, substanța Nebuloasei Orion ar fi totuși suficientă pentru a „fabrica” câteva sute de stele precum Soarele nostru.

Ne aflăm la o distanță de Nebuloasa Orion pe care lumina călătorește în 1800 de ani. Datorită acestui lucru, îl vedem în întregime. Dacă, în viitor, în timpul zborurilor interstelare, călătorii se găsesc în interiorul nebuloasei Orion, atunci nu va fi ușor de observat - această nebuloasă minunată, privită „din interior”, va părea aproape perfect transparentă.

Strălucirea nebuloaselor gazoase poate fi cauzată de diverse motive. În cazurile în care steaua adiacentă nebuloasei este foarte fierbinte (cu o temperatură a suprafeței mai mare de 20.000 K), atomii nebuloasei reradiază energia primită de la stea, iar procesul de strălucire are caracter de luminiscență. Pe de altă parte, norii de gaz în mișcare constantă se ciocnesc uneori între ei, iar energia de coliziune este parțial convertită în radiație. Desigur, aceste motive pot acționa și împreună.

Pe cât de efemere sunt nebuloasele gazoase în densitatea lor, mediul interstelar este încă de zece mii de ori mai subțire. De acord că numele „nimic vizibil” se potrivește mediului gazos interstelar într-o măsură mult mai mare decât cometelor.

Care este cea mai abundentă substanță din univers? Să abordăm această întrebare în mod logic. Se pare că se știe, este hidrogen. Hidrogen H reprezintă 74% din masa materiei din univers.

Să nu urcăm în sălbăticia necunoscutului de aici, să nu numărăm Materia Întunecată și Energia Întunecată, să vorbim doar despre materie obișnuită, despre elemente chimice familiare aflate în (în momentul de față) 118 celule ale tabelului periodic.

Hidrogenul așa cum este

Hidrogenul atomic H 1 este ceea ce constau toate stelele din galaxii, este cea mai mare parte a materiei noastre familiare, pe care oamenii de știință o numesc barionică. materie barionică este format din protoni obișnuiți, neutroni și electroni și este sinonim cu cuvântul substanţă.

Dar hidrogenul monoatomic nu este tocmai o substanță chimică în înțelegerea noastră nativă, pământească. Acesta este un element chimic. Și prin substanță, de obicei ne referim la un fel de compus chimic, de exemplu. compus elemente chimice . Este clar că cea mai simplă substanță chimică este combinația de hidrogen cu hidrogen, adică. H 2 hidrogen gazos obișnuit, pe care îl cunoaștem, îl iubim și cu care umplem dirijabile zeppelin, din care apoi explodează frumos.

Hidrogenul în două volume H 2 umple majoritatea norilor de gaz și a nebuloaselor spațiului. Când, sub influența propriei gravitații, se adună în stele, temperatura în creștere se întrerupe legătură chimică, transformându-l în hidrogen atomic H 1, iar temperatura din ce în ce mai mare detașează un electron e- dintr-un atom de hidrogen, transformându-se într-un ion de hidrogen sau doar un proton p+ . În stele, toată materia este sub forma unor astfel de ioni, care formează a patra stare a materiei - plasma.

Din nou, substanța chimică hidrogenul nu este un lucru foarte interesant, este prea simplu, să căutăm ceva mai complex. Compuși formați din diferite elemente chimice.

Următorul element chimic cel mai abundent din univers este heliul. El, este în univers 24% din masa totală. În teorie, cel mai comun complex chimic trebuie să existe o combinație de hidrogen și heliu, doar problema este, heliu - gaz inert. În condiții obișnuite și chiar nu foarte obișnuite, heliul nu se va combina cu alte substanțe și cu el însuși. Prin trucuri viclene, el poate fi forțat să intre reacții chimice, dar astfel de compuși sunt rari și, de obicei, nu durează mult.

Deci, trebuie să căutați compuși de hidrogen cu următoarele elemente chimice cele mai comune.
Doar 2% din masa Universului rămâne în ponderea lor, când 98% sunt hidrogenul și heliul menționate.

Al treilea cel mai frecvent nu este litiul Li, după cum ar părea, privind tabelul periodic. Următorul element cel mai abundent din univers este oxigenul. O, pe care îl cunoaștem cu toții, îl iubim și îl respirăm sub forma unui gaz diatomic incolor și inodor O 2 . Cantitatea de oxigen din spațiu depășește cu mult toate celelalte elemente din acele 2% care au rămas după deducerea hidrogenului și heliului, de fapt, jumătate din restul, adică. aproximativ 1%.

Aceasta înseamnă că cea mai comună substanță din Univers se dovedește a fi (am dedus acest postulat logic, dar acest lucru este confirmat și de observații experimentale) cea mai obișnuită apă. H2O.

Există mai multă apă (în mare parte înghețată sub formă de gheață) în univers decât orice altceva. Minus hidrogen și heliu, desigur.

Totul, literalmente totul, este făcut din apă. Sistemul nostru solar este, de asemenea, format din apă. Ei bine, în sensul Soarelui, desigur, este format în principal din hidrogen și heliu, iar planetele gigantice gazoase precum Jupiter și Saturn sunt, de asemenea, asamblate din ele. Dar restul materiei din Sistemul Solar este concentrat nu în planete asemănătoare pietrei cu un nucleu metalic precum Pământul sau Marte și nu în centura de piatră a asteroizilor. Masa principală a Sistemului Solar din resturile de gheață rămase din formarea sa, cometele, majoritatea asteroizilor din a doua centură (centura Kuiper) și norul Oort, care se află și mai departe, sunt formate din gheață.

De exemplu, binecunoscutul fosta planetă Pluto (acum planeta pitica Pluton) este 4/5 părți gheață.

Este clar că dacă apa este departe de Soare sau de orice stea, îngheață și se transformă în gheață. Și dacă este prea aproape, se evaporă, devine vapori de apă, care sunt duși vântul solar(prin un flux de particule încărcate emis de Soare) către regiunile îndepărtate ale sistemului stelar, unde îngheață și se transformă din nou în gheață.

Dar în jurul oricărei stele (repet, în jurul oricărei stele!) există o zonă în care această apă (care, din nou, repet, este cea mai comună substanță din Univers) se află în faza lichidă a apei însăși.

Zonă locuibilă în jurul unei stele, înconjurată de zone în care este prea cald și prea frig

Apa lichidă în univers până la iad. În jurul oricăreia dintre cele 100 de miliarde de stele din galaxia noastră Calea Lactee, există zone numite Zona locuibila, în care există apă lichidă, dacă există planete acolo, și ar trebui să fie acolo, dacă nu pentru fiecare stea, atunci pentru fiecare treime, sau chiar pentru fiecare zecime.

O sa spun mai multe. Gheața se poate topi nu numai de la lumina unei stele. Există multe sateliți în sistemul nostru solar, care orbitează giganți gazosi, unde este prea frig din cauza lipsei de lumină solară, dar care sunt afectați de puternicele forțe de maree ale planetelor respective. S-a dovedit că există apă lichidă pe luna Enceladus a lui Saturn, se presupune că există pe lunile Europa și Ganymede ale lui Jupiter și, probabil, în multe alte locuri.

Gheizere de apă de pe Enceladus capturate de nava spațială Cassini

Chiar și pe Marte, oamenii de știință sugerează că ar putea exista apă lichidă în lacurile și cavernele subterane.

Crezi că acum voi începe să vorbesc despre faptul că, deoarece apa este cea mai comună substanță din univers, atunci salut alte forme de viață, salut extratereștri? Nu, tocmai invers. Mi se pare amuzant când aud afirmațiile unor astrofizicieni prea zeloși – „căută apă, vei găsi viața”. Sau - "este apa pe Enceladus / Europa / Ganimede, ceea ce inseamna ca trebuie sa existe cu siguranta viata acolo." Sau - în sistemul Gliese 581, a fost descoperită o exoplanetă situată în zona locuibilă. Acolo este apă, echipam urgent o expediție în căutarea vieții!”

Există multă apă în univers. Dar cu viața, conform datelor științifice moderne, nu este cumva foarte bună.

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 sunt așa-numiții nori întunecați, pete negre informe, deosebit de bine distinse 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 până în anii 1920, se credea 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 o nouă eră în 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 ipotezei 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 compus 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 în gaz de 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, de exemplu, molecula CN. Existența moleculelor interstelare a fost în cele din urmă stabilită 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 putea forma în atmosfere stelareși apoi intră în mediul interstelar ca parte a particulelor 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 primele molecule au fost descoperite în mediul interstelar, niciuna dintre ele proprietăți fizice nici măcar compoziţia chimică nu era bine cunoscută. 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. De idei moderne, materia interstelara este hidrogen, heliu si 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 era prea mare, iar modelele simple bazate pe reacții de asociere radiativă și/sau reacții pe suprafețele granulelor de praf au fost suficiente pentru a le descrie. 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 atunci când temperaturi scăzuteîn nori moleculari. Fotonii corespunzători tranzițiilor dintre nivelurile de energie moleculară nu se încadrează în domeniul vizibil, ci în infraroșu, submilimetru, milimetru, centimetru... Prin urmare, studiile asupra radiației moleculelor au început atunci când astronomii au achiziționat 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 component chimicîn Univers - molecule de hidrogen (H 2) - nu există 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 ultravioletei, în care este imposibil de observat de la suprafața Pământului; avem nevoie de telescoape montate fie pe rachete de mare altitudine, fie pe nave spațiale, 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 atmosfera pământului, radiația cu lungime de undă mai mare produce imagini de mai puțină claritate (pentru un diametru obiectiv dat, rezoluția unghiulară a telescopului este cu atât mai proastă, cu cât lungimea de undă observată este mai mare). Și există multe molecule de CO și atât de multe încât în ​​această formă există, aparent, majoritatea a întregului carbon din norii moleculari. 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 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 răspândite 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, overclockat de un proces la o viteză foarte mare. Natura acestui proces nu a fost încă pe deplin elucidată, deși accelerația raze cosmice(cele care prezintă interes din punct de vedere al astrochimiei) apare 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 tuturor chimiei 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). lanţuri elemente diferite, în mod natural, 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 moleculele de CO în apă și O 2 molecule, iar rezervorul principal de azot devine molecula de N2. 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, care s-au întâlnit 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 învelișurile de gheață ale particulelor de praf au loc și reacții chimice, asociate 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. Când o stea tânără se aprinde în adâncurile nucleului, radiația ei evaporă mantaua 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. Important este că 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 explicarea cantitativă a rezultatelor observațiilor compoziției moleculare a obiectelor de diferite vârste și 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
neechilibrat proces 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 asociată cu posibilitatea ca materia organică interstelară să ajungă pe planetele în curs de 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...

Cosmochimia (astrochimia) - o ramură a științei spațiale, inclusiv studiul compoziției chimice și izotopice corpuri spațiale, precum și mediul interplanetar și interstelar, studiul elementelor chimice din spațiu, procesele de dezintegrare radioactivă și reacții nucleare etc. S-a stabilit că în spațiu există aceleași elemente chimice ca și pe Pământ.

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 este tratată de fizică. . Dezvoltarea cosmonauticii a deschis noi posibilități pentru cosmochimie. Acesta este un studiu direct al rocilor Lunii ca rezultat al prelevării de mostre de sol.

Vehiculele de coborâre automată au făcut posibilă studierea materiei și a condițiilor de existență a acesteia în atmosferă și pe suprafața altor planete ale sistemului solar și a asteroizilor, în comete. În spațiul interstelar, atomii și moleculele multor elemente, precum și minerale (cuarț, silicați, grafit și altele) se găsesc în concentrații extrem de scăzute și, în sfârșit, există o sinteză a diverselor complexe. compusi organici din gazele solare primare H, CO, NH3, O2, N2, S și alți compuși simpli în condiții de echilibru cu participarea radiației.

Cosmochimia: ce este?

Cosmochimia este un nou domeniu de cunoaștere care a primit o dezvoltare semnificativă datorită succesului astronauticii. Anterior, studiile proceselor chimice din spațiul cosmic și al compoziției corpurilor cosmice erau efectuate în principal prin analiza spectrală a radiațiilor Soarelui, stelelor și, parțial, a straturilor exterioare ale atmosferelor planetare.. Această metodă a făcut posibilă descoperirea elementului heliu în Soare chiar înainte de a fi descoperit pe Pământ. Singura metodă directă de studiere a corpurilor cosmice a fost analiza compoziției chimice și de fază a diferiților meteoriți căzuți pe Pământ. Dezvoltarea cosmonauticii, zborurile stațiilor automate către planetele sistemului solar - Luna, Venus, Marte - vizita omului pe Lună a deschis noi posibilități pentru cosmochimie.

În primul rând, acesta este un studiu direct al rocilor Lunii cu participarea astronauților sau prin prelevarea de mostre de sol cu ​​dispozitive automate și livrarea acestora pe Pământ. În plus, vehiculele de coborâre automată au făcut posibilă studierea materiei și a condițiilor de existență a acesteia în atmosferă și pe suprafața altor planete din sistemul solar, în primul rând Marte și Venus. Cea mai mare atenție este acordată problemelor abundenței și distribuției elementelor chimice. Compoziția chimică a Soarelui, a planetelor terestre ale sistemului solar și a meteoriților, aparent, este aproape identică. Formarea nucleelor ​​elementelor chimice este asociată cu diferite procese nucleare în stele. Prin urmare, în diferite etape ale evoluției lor, diferite stele și sisteme stelare au o compoziție chimică diferită. Stelele sunt cunoscute cu linii spectrale deosebit de puternice de Ba, Mg, Li și altele.Distribuția elementelor chimice pe faze în procesele cosmice este extrem de diversă.

Starea agregată și de fază a materiei în spațiu în diferite etape ale transformărilor sale este influențată în multe moduri:

1) o gamă uriașă de temperaturi, de la stelară la zero absolut;

2) o gamă uriașă de presiuni, de la milioane de atmosfere în condițiile planetelor și stelelor până la vidul spațiului;

3) radiații galactice și solare profund penetrante de diferite compoziții și intensități;

4) radiații care însoțesc transformarea atomilor instabili în cei stabili. În același timp, procesele de fracționare a materiei în spațiu privesc nu numai compoziția atomică, ci și izotopică.

Determinarea echilibrelor izotopice care au apărut sub influența radiațiilor face posibilă pătrunderea profundă în istoria proceselor de formare a materiei planetelor, asteroizilor și meteoriților și stabilirea vechimii acestor procese. Din cauza condițiilor extreme din spațiul cosmic, apar procese și apar stări ale materiei care nu sunt caracteristice Pământului: starea plasmatică a materiei stelelor (de exemplu, Soarele); condensarea He, CH4, NH3 și a altor gaze volatile în atmosfera planetelor mari la temperaturi foarte scăzute; formarea fierului inoxidabil în vidul spațiului în timpul exploziilor pe Lună; structura condritică a meteoriților pietroși; formarea complexului materie organicăîn meteoriți și, probabil, pe suprafața planetelor (de exemplu, Marte).

Istoria cosmochimiei

Formarea și dezvoltarea cosmochimiei este asociată în primul rând cu lucrările lui V. M. Goldshmidt, G. Uri și A. P. Vinogradov. Goldschmidt a fost primul care a formulat (1924-32) regularitățile distribuției elementelor în materia meteoriților și a găsit principiile de bază ale distribuției elementelor în fazele meteoriților (silicat, sulfură, metalic).

Unul dintre sarcini critice cosmochimie - studiul evoluției corpurilor cosmice pe baza compoziției și prevalenței elementelor chimice, dorința de a explica originea și istoria lor pe bază chimică. Cea mai mare atenție în cosmochimie este acordată problemelor abundenței și distribuției elementelor chimice. Abundența elementelor chimice în spațiu este determinată de nucleosinteza în interiorul stelelor. Compoziția chimică a Soarelui, a planetelor terestre ale sistemului solar și a meteoriților, aparent, este aproape identică.

Formarea nucleelor ​​elementelor chimice este asociată cu diferite procese nucleare în stele. Prin urmare, în diferite etape ale evoluției lor, diferite stele și sisteme stelare au o compoziție chimică diferită. Stelele sunt cunoscute cu linii spectrale deosebit de puternice de Ba sau Mg sau Li etc. Odată cu dezvoltarea astrofizicii și a altor științe, posibilitățile de obținere a informațiilor legate de cosmochimie s-au extins. Deci, căutarea moleculelor în mediul interstelar se realizează folosind metodele radioastronomiei. Până la sfârșitul anului 1972, în spațiul interstelar au fost descoperite peste 20 de tipuri de molecule, inclusiv câteva molecule organice destul de complexe care conțin până la 7 atomi.

S-a stabilit că concentrațiile lor observate sunt de 10 până la 100 de milioane de ori mai mici decât concentrația de hidrogen. Aceste metode permit, de asemenea, prin compararea liniilor radio ale varietăților izotopice ale unei molecule (de exemplu, H212CO și H213CO), să studieze compoziția izotopică a gazului interstelar și să verifice corectitudinea teoriilor existente privind originea elementelor chimice. De o importanță excepțională pentru cunoașterea chimiei spațiului este studiul unui proces complex în mai multe etape de condensare a materiei plasmatice la temperatură joasă, de exemplu, tranziția materiei solare în solid planete ale sistemului solar, asteroizi, meteoriți, însoțite de creșterea condensului, acreție (creștere în masă, „creștere” oricărei substanțe prin adăugarea de particule din exterior, de exemplu dintr-un nor de gaz și praf) și aglomerarea agregatelor primare (faze). ) cu pierderea simultană a substanțelor volatile în vidul spațiului cosmic.

În vidul spațiului, la temperaturi relativ scăzute (5000-10000 °C), din plasma de răcire precipită succesiv faze solide de compoziție chimică diferită (în funcție de temperatură), caracterizate prin energii de legare diferite, potenţiale de oxidare etc. De exemplu, în condrite se disting silicat, metalic, sulfurat, cromit, fosfură, carbură și alte faze, care la un moment dat în istoria lor se aglomerează într-un meteorit de piatră și, probabil, într-un mod similar în substanța de planetele Pământului.tip. Posibilitatea interpretării datelor privind compoziția chimică a planetelor pe baza conceptului de origine „rece” a acestora din componenta de praf a norului protoplanetar. Vinogradov (1959) a fundamentat conceptul de topire și degazare a materiei planetei grup terestru ca principal mecanism de diferențiere a substanței planetelor și formarea învelișurilor lor exterioare - crusta, atmosfera și hidrosfera.

Până în a doua jumătate a secolului al XX-lea, studiile proceselor chimice din spațiul cosmic și al compoziției corpurilor cosmice au fost efectuate în principal prin analiza spectrală a materiei Soarelui, a stelelor și, parțial, a straturilor exterioare ale atmosferei planetelor. Singura metodă directă de studiere a corpurilor cosmice a fost analiza compoziției chimice și de fază a meteoriților. Dezvoltarea astronauticii a deschis noi posibilități pentru studiul direct al materiei extraterestre. Aceasta a dus la descoperiri fundamentale: stabilirea unei largi distribuții a rocilor cu compoziție bazaltică pe suprafața Lunii, Venus, Marte; determinarea compoziției atmosferelor lui Venus și Marte; elucidarea rolului determinant al proceselor de şoc în formarea structurilor şi caracteristici chimice suprafața planetelor și formarea regolitului etc.

„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 analizei spectrale. 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. . Atomul emite unde de lumină vizibilă în timpul tranzițiilor electronilor la nivelurile exterioare, iar straturi de electroni mai „profunde” sunt responsabile pentru razele X. Prin intensitatea anumitor linii din spectru, ei află conținutul elementului dintr-un anumit corp ceresc.

Până la sfârșitul anului XX v. au fost studiate spectrele multor obiecte din Univers și s-a acumulat o mare cantitate de material statistic. Desigur, date despre compoziție chimică Corpurile cosmice și materia interstelară 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 relevate 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 se află în mijlocul tabelului periodic, la care este supusă abundența vecinilor săi tipare 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.