Войти
Астрохимия - это изучение количества и реакций молекулы во Вселенной и их взаимодействие с излучением. Дисциплина представляет собой пересечение астрономии и химии. Слово «астрохимия» может применяться как к Солнечной системе, так и к межзвездной среде. Изучение содержания элементов и соотношений изотопов в объектах Солнечной системы, таких как метеориты, также называется космохимией, в то время как изучение межзвездных атомов и молекул и их взаимодействие с излучением иногда называют молекулярной астрофизикой. Формирование, атомный и химический состав, эволюция и судьба облаков молекулярного газа представляют особый интерес, поскольку именно из этих облаков образуются солнечные системы.
Будучи ответвлением астрономии и химии, история астрохимии основана на общей истории двух областей. Развитие передовой наблюдательной и экспериментальной спектроскопии позволило обнаружить постоянно увеличивающийся массив молекул в солнечных системах и окружающей межзвездной среде. В свою очередь, растущее число химических веществ, обнаруженных в результате достижений в области спектроскопии и других технологий, увеличило размер и масштаб химического пространства, доступного для астрохимических исследований.
Наблюдения за спектрами Солнца, выполненные Афанасием Кирхером (1646), Яном Мареком Марци (1648), Роберт Бойль (1664) и Франческо Мария Гримальди (1665) - все они предшествовали работе Ньютона 1666 года, которая установила спектральную природу света и привела к созданию первого спектроскопа. Спектроскопия была впервые использована в качестве астрономической техники в 1802 году в экспериментах Уильяма Хайда Волластона, который построил спектрометр для наблюдения спектральных линий, присутствующих в солнечном излучении. Эти спектральные линии позже были количественно определены с помощью работы Джозефа фон Фраунгофера.
Спектроскопия была впервые использована для различения различных материалов после публикации отчета Чарльза Уитстона 1835 года о том, что искры, испускаемый разными металлами, имеет разные спектры излучения. Позднее это наблюдение было основано на Леоне Фуко, который продемонстрировал в 1849 году, что идентичные линии поглощения и эмиссии возникают из одного и того же материала при разных температурах. Эквивалентное утверждение было независимо постулировано Андерсом Йонасом Ангстремом в его работе 1853 г. Optiska Undersökningar, где было высказано предположение, что светящиеся газы испускают лучи света с той же частотой, что и свет, который они могут поглощать.
Эти спектроскопические данные начали приобретать теоретическое значение с наблюдением Иоганна Бальмера, что спектральные линии, показанные образцами водорода, следовали простой эмпирической зависимости, которая стала известна как серия Бальмера. Эта серия, частный случай более общей формулы Ридберга, разработанной Йоханнесом Ридбергом в 1888 году, была создана для описания спектральных линий, наблюдаемых для водорода. Работа Ридберга расширила эту формулу, позволив вычислить спектральные линии для нескольких различных химических элементов. Теоретическая значимость, придаваемая этим спектроскопическим результатам, была значительно расширена с развитием квантовой механики, поскольку теория позволяла сравнивать эти результаты с атомными и молекулярными спектрами излучения, которые были рассчитаны априори.
Хотя радиоастрономия была разработана в 1930-х годах, только в 1937 году появились какие-либо существенные доказательства для окончательной идентификации межзвездной молекулы - вверх до этого момента единственными химическими веществами, которые существовали в межзвездном пространстве, были атомы. Эти данные были подтверждены в 1940 году, когда McKellar et al. идентифицировал и приписал спектроскопические линии в еще не идентифицированном радионаблюдении молекулам CH и CN в межзвездном пространстве. Спустя тридцать лет в межзвездном пространстве был обнаружен небольшой набор других молекул: наиболее важным из них был ОН, открытый в 1963 году и значимый как источник межзвездного кислорода, и H 2 CO (Формальдегид ), открытый в 1969 году и значимый как первая наблюдаемая органическая многоатомная молекула в межзвездном пространстве
Открытие межзвездного формальдегида - а позже других молекул с потенциальным биологическим значением, таких как вода или окись углерода - некоторые считают убедительным подтверждающим доказательством абиогенетических теорий жизни: в частности, теорий, которые утверждают, что основные молекулярные компоненты жизни произошли из внеземных источников. Это побудило все еще продолжающийся поиск межзвездных молекул, которые имеют прямое биологическое значение - например, межзвездный глицин, открытый в 2009 году - или проявляют биологически значимые свойства, такие как хиральность - пример. из которых (оксид пропилена ) был обнаружен в 2016 году - наряду с более фундаментальными астрохимическими исследованиями.
Одним из особенно важных экспериментальных инструментов в астрохимии является спектроскопия с использованием телескопов для измерения поглощения и излучения света. из молекул и атомов в различных средах. Сравнивая астрономические наблюдения с лабораторными измерениями, астрохимики могут сделать выводы об содержании элементов, химическом составе и температуре звезд и межзвездных облаков. Это возможно, потому что ионы, атомы и молекулы имеют характерные спектры: то есть поглощение и испускание определенных длин волн (цветов) света, часто невидимых человеческому глазу. Однако эти измерения имеют ограничения, поскольку различные типы излучения (радио, инфракрасное, видимое, ультрафиолетовое и т. Д.) Способны обнаруживать только определенные типы видов, в зависимости от химических свойств молекул. Межзвездный формальдегид был первой органической молекулой, обнаруженной в межзвездной среде.
Возможно, самым мощным методом обнаружения отдельных химических веществ является радиоастрономия, в результате которого было обнаружено более сотни, включая радикалы и ионы, и органические (т.е. на основе углерода ) соединения, такие как спирты, кислоты, альдегиды и кетоны. Одной из самых распространенных межзвездных молекул и одной из самых простых для обнаружения с помощью радиоволн (из-за его сильного электрического дипольного момента) является CO (окись углерода ). Фактически, CO - настолько распространенная межзвездная молекула, что ее используют для построения молекулярных областей. Радионаблюдение, возможно, представляет наибольший интерес для человека - это утверждение о межзвездном глицине, простейшей аминокислоте, но сопутствующее ему значительное противоречие. Одна из причин, по которой это обнаружение было спорным, заключается в том, что хотя радио (и некоторые другие методы, такие как вращательная спектроскопия ) хороши для идентификации простых видов с большими дипольными моментами, они менее эффективны. чувствительны к более сложным молекулам, даже к чему-то относительно небольшому, например, к аминокислотам.
Более того, такие методы полностью игнорируют молекулы, не имеющие диполя. Например, наиболее распространенной молекулой во Вселенной является H 2(водород газ), но у нее нет дипольного момента, поэтому она невидима для радиотелескопов. Более того, такие методы не могут обнаружить частицы, которые не находятся в газовой фазе. Поскольку плотные молекулярные облака очень холодные (от 10 до 50 K [от -263,1 до -223,2 ° C; от -441,7 до -369,7 ° F]), большинство молекул в них (кроме водорода) заморожены, то есть твердые. Вместо этого водород и эти другие молекулы обнаруживаются с использованием других длин волн света. Водород легко обнаруживается в ультрафиолетовом (УФ) и видимом диапазонах по его поглощению и испусканию света (линия водорода ). Более того, большинство органических соединений поглощают и излучают свет в инфракрасном (ИК) диапазоне, поэтому, например, обнаружение метана в атмосфере Марса было достигнуто с помощью наземного инфракрасного телескопа, 3-метрового телескопа НАСА. 209>Инфракрасный телескоп на вершине Мауна-Кеа, Гавайи. Исследователи НАСА используют бортовой инфракрасный телескоп SOFIA и космический телескоп Spitzer для своих наблюдений, исследований и научных операций. В некоторой степени связано с недавним обнаружением метана в атмосфере Марса. Кристофер Оз из Университета Кентербери в Новой Зеландии и его коллеги сообщили в июне 2012 года, что измерение отношения водорода и метана уровня на Марсе могут помочь определить вероятность жизни на Марсе. По словам ученых, «... низкие отношения H 2 / CH 4 (менее примерно 40) указывают на то, что жизнь, вероятно, присутствует и активна». Другие ученые недавно сообщили о методах обнаружения водорода и метана в внеземных атмосферах.
Инфракрасная астрономия также показала, что межзвездная среда содержит набор сложных газофазных углеродных соединений, называемых полиароматическими углеводородами, часто сокращенно ПАУ или ПАУ. Эти молекулы, состоящие в основном из конденсированных колец углерода (нейтральных или в ионизированном состоянии), считаются наиболее распространенным классом углеродных соединений в галактике. Они также являются наиболее распространенным классом молекул углерода в метеоритах, кометной и астероидной пыли (космическая пыль ). Эти соединения, а также аминокислоты, азотные основания и многие другие соединения в метеоритах несут дейтерий и изотопы углерода, азота и кислорода, которые являются очень редки на Земле, что свидетельствует об их внеземном происхождении. Полагают, что ПАУ образуются в горячих околозвездных средах (вокруг умирающих богатых углеродом красных гигантов ).
Инфракрасная астрономия также использовалась для оценки состава твердых материалов в межзвездной среде, включая силикаты, кероген -подобные твердые вещества, богатые углеродом, и льды. Это связано с тем, что в отличие от видимого света, который рассеивается или поглощается твердыми частицами, ИК-излучение может проходить через микроскопические межзвездные частицы, но при этом происходит поглощение на определенных длинах волн, которые характерны для состава зерен. Как и в случае с радиоастрономией, существуют определенные ограничения, например N 2 трудно обнаружить ни ИК, ни радиоастрономией.
Такие ИК-наблюдения показали, что в плотных облаках (где имеется достаточно частиц, чтобы ослабить разрушительное УФ-излучение) тонкие слои льда покрывают микроскопические частицы, позволяя возникать некоторая низкотемпературная химия. Поскольку водород является самой распространенной молекулой во Вселенной, первоначальный химический состав этих льдов определяется химией водорода. Если водород атомарный, то атомы H реагируют с доступными атомами O, C и N, образуя «восстановленные» частицы, такие как H 2 O, CH 4 и NH 3. Однако, если водород является молекулярным и, следовательно, нереактивным, это позволяет более тяжелым атомам реагировать или оставаться связанными вместе, образуя CO, CO 2, CN и т. Д. Эти смешанные молекулярные льды подвергаются воздействию ультрафиолетового излучения. и космические лучи, что приводит к сложной радиационно-управляемой химии. В лабораторных экспериментах по фотохимии простых межзвездных льдов были получены аминокислоты. Сходство между межзвездным и кометным льдом (а также сравнение соединений газовой фазы) использовалось как индикаторы связи между межзвездной и кометной химией. Это частично подтверждается результатами анализа органических веществ из образцов комет, возвращенных миссией Stardust, но минералы также указали на удивительный вклад высокотемпературной химии в солнечную туманность.
Переход от атомарного газа к молекулярному на границе молекулярного облака Ориона. Продолжаются исследования того, как межзвездные и околозвездные молекулы образуются и взаимодействуют, например за счет включения нетривиальных квантово-механических явлений для путей синтеза на межзвездных частицах. Это исследование может оказать глубокое влияние на наше понимание набора молекул, которые присутствовали в молекулярном облаке при формировании нашей Солнечной системы, что внесло свой вклад в богатую углеродную химию комет и астероидов и, следовательно, метеоритов и частиц межзвездной пыли, которые падают на Землю тоннами каждый день.
Редкость межзвездного и межпланетного пространства приводит к некоторому необычному химическому составу, поскольку запрещенные по симметрии реакции не могут происходить, кроме как в самых длительных временных масштабах. По этой причине молекулы и молекулярные ионы, которые нестабильны на Земле, могут быть в большом количестве в космосе, например ион H3. Астрохимия пересекается с астрофизикой и ядерной физикой в описании ядерных реакций, происходящих в звездах, их последствий для звездной эволюции, а также звездных «поколений». Действительно, ядерные реакции в звездах производят каждый природный химический элемент. По мере продвижения звездных «поколений» масса новообразованных элементов увеличивается. Звезда первого поколения использует элементарный водород (H) в качестве источника топлива и производит гелий (He). Водород является наиболее распространенным элементом, и он является основным строительным блоком для всех других элементов, так как его ядро имеет только один протон. Гравитационное притяжение к центру звезды создает огромное количество тепла и давления, которые вызывают ядерный синтез. Благодаря этому процессу слияния ядерных масс образуются более тяжелые элементы. Углерод, кислород и кремний являются примерами элементов, которые образуются при синтезе звезд. После многих звездных поколений образуются очень тяжелые элементы (например, железо и свинец ).
В октябре 2011 года ученые сообщили, что космическая пыль содержит органическое вещество («аморфные органические твердые вещества со смешанными ароматическими - алифатическими структура "), которая может быть создана естественным образом и быстро с помощью звезд.
29 августа 2012 года впервые в мире астрономы из Копенгагенского университета сообщили об обнаружении специфическая молекула сахара, гликолевый альдегид, в далекой звездной системе. Молекула была обнаружена около протозвездной двойной системы IRAS 16293-2422, которая находится в 400 световых годах от Земли. Гликолевый альдегид необходим для образования рибонуклеиновой кислоты или РНК, которая аналогична по функциям ДНК. Это открытие предполагает, что сложные органические молекулы могут образовываться в звездных системах до образования планет и в конечном итоге прибывать на молодые планеты на ранних этапах их формирования.
В сентябре 2012 года ученые НАСА сообщили, что полициклические ароматические углеводороды (ПАУ), подвергнутые условиям межзвездной среды (ISM), преобразуются посредством гидрирования, оксигенации и гидроксилирование, до более сложных органических веществ - «шаг на пути к аминокислотам и нуклеотидам, сырью белков и ДНК соответственно ". Кроме того, в результате этих преобразований ПАУ теряют свою спектроскопическую сигнатуру, что может быть одной из причин «отсутствия обнаружения ПАУ в зернах межзвездного льда , особенно внешние области холодных плотных облаков или верхние молекулярные слои протопланетных дисков."
. В феврале 2014 года НАСА объявило о создании улучшенной спектральной базы данных для отслеживания полициклических ароматические углеводороды (ПАУ) во вселенной . По мнению ученых, более 20% углерода во вселенной могут быть связаны с ПАУ, возможными исходными материалами для формирования жизни. По всей видимости, ПАУ образовались вскоре после Большого взрыва, широко распространены во вселенной и связаны с новые звезды и экзопланеты.
11 августа 2014 года астрономы впервые опубликовали исследования с использованием Большой миллиметровой / субмиллиметровой матрицы (ALMA) Атакамы, распределение HCN, HNC, H2CO и пыли внутри ком из комет C / 2012 F6 (Lemmon) и C / 2012 S1 (ISON).
Для изучения ресурсов химических элементов и молекул во Вселенной разработана математическая модель распределения состава молекул в межзвездной среде на термодинамические потенциалы профессора М.Ю. Доломатов с использованием методов теории вероятностей, математической и физической статистики и равновесной термодинамики. На основе этой модели оцениваются ресурсы жизненно важных молекул, аминокислот и азотистых оснований в межзвездной среде. Показана возможность образования молекул углеводородов нефти. Приведенные расчеты подтверждают гипотезы Соколова и Хойла о возможности образования нефтяных углеводородов в космосе. Результаты подтверждены данными астрофизических наблюдений и космических исследований.
В июле 2015 года ученые сообщили, что после первого приземления спускаемого аппарата Philae на поверхность кометы 67 / P измерения приборы COSAC и Ptolemy выявили шестнадцать органических соединений, четыре из которых были впервые обнаружены на комете, включая ацетамид, ацетон, метил изоцианат и пропионовый альдегид.
Следует отметить химическое разнообразие различных типов астрономических объектов. В этой инфографике астрономические объекты разного типа и масштаба демонстрируют свои отличительные химические особенности. 