Астрохимия - Astrochemistry

Астрохимия - это изучение количества и реакций молекул во Вселенной , а также их взаимодействия 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 , а изучение межзвездных атомов и молекул и их взаимодействия с излучением иногда называют молекулярной астрофизикой. Образование, атомный и химический состав, эволюция и судьба облаков молекулярного газа представляют особый интерес, потому что именно из этих облаков образуются солнечные системы.

История

Как ответвление астрономии и химии, история астрохимии основана на общей истории этих 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.

История спектроскопии

Основные статьи: История спектроскопии и астрономической спектроскопии

Наблюдения за спектрами Солнца, выполненные Афанасиусом Кирхером (1646 г.), Яном Мареком Марси (1648 г.), Робертом Бойлем (1664 г.) и Франческо Марией Гримальди (1665 г.), предшествовали работе Ньютона 1666 г., которая установила спектральную природу света и привела к первому исследованию. спектроскоп . 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 Йозефа фон Фраунгофера .

Спектроскопия была впервые использована для различения различных материалов после опубликования отчета Чарльза Уитстона 1835 года о том, что искры, испускаемые разными металлами, имеют различные спектры излучения. Позднее это наблюдение было основано на Леоне Фуко , который в 1849 году продемонстрировал, что идентичные линии поглощения и излучения возникают из одного и того же материала при разных температурах. Эквивалентное утверждение было независимо постулировано Андерсом Йонасом Ангстремом в его работе 1853 года Optiska Undersökningar, где было высказано предположение, что светящиеся газы испускают лучи света на тех же частотах, что и свет, который они могут поглощать.

Эти спектроскопические данные начали приобретать теоретическое значение после наблюдения Иоганна Бальмера о том, что спектральные линии, демонстрируемые образцами водорода, подчиняются 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 важность, придаваемая этим спектроскопическим результатам, была значительно расширена с развитием квантовой механики , поскольку теория позволяла сравнивать эти результаты со спектрами излучения атомов и молекул, которые были рассчитаны априори .

История астрохимии

Хотя радиоастрономия была разработана в 1930-х годах, только в 1937 году появились какие-либо существенные доказательства для окончательной идентификации межзвездной молекулы - до этого момента единственными химическими веществами, которые, как известно, существовали в межзвездном пространстве, были атомы. Эти данные были подтверждены в 1940 году, когда McKellar et al. идентифицировал и приписал спектральные 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 Н 2 СО ( формальдегид ), открытый в 1969 году и значимый для первая наблюдаемая органическая многоатомная молекула в межзвездном пространстве.

Открытие межзвездного формальдегида - а позже и других молекул с потенциальным биологическим значением, таких как вода или окись углерода - рассматривается некоторыми как убедительное подтверждающее доказательство абиогенетических теорий жизни: в частности, теорий, которые утверждают, что основные молекулярные компоненты жизни произошли от внеземные источники. Это побудило все еще продолжающийся поиск межзвездных молекул, которые либо имеют прямое биологическое значение, например межзвездный глицин , открытый в 2009 году, либо проявляют биологически значимые свойства, такие как хиральность, пример которой ( оксид пропилена ) был обнаружен в 2016 году - наряду с более фундаментальные астрохимические исследования.

Спектроскопия

Основная статья: Спектроскопия

Одним из особенно важных экспериментальных инструментов в астрохимии является спектроскопия с использованием телескопов для измерения поглощения и испускания света молекулами и атомами 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 излучение определенных длин волн (цветов) света, часто не видимых человеческим глазом. Однако эти измерения имеют ограничения: различные типы излучения ( радио , инфракрасное , видимое, ультрафиолетовое и т. Д.) Способны обнаруживать только определенные типы частиц 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 которой было обнаружено более сотни межзвездных видов , включая радикалы и ионы, а также органические (то есть на основе углерода ) соединения, такие как спирты , кислоты , альдегиды. , и кетоны . Одной из самых распространенных межзвездных молекул, которые легче всего обнаружить с помощью радиоволн (из-за сильного электрического дипольного момента), является CO ( окись углерода ). Фактически, CO - настолько распространенная межзвездная молекула, что ее используют для построения молекулярных областей. Радионаблюдение, возможно, представляющее наибольший интерес для человека, - это заявление о межзвездном глицине , простейшей аминокислоте , но с сопутствующими ему значительными противоречиями. 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 чувствительны к более сложным молекулам, даже к чему-то относительно небольшому, например, аминогруппе. кислоты.

Более того, такие методы полностью игнорируют молекулы, у которых нет диполя . Например, наиболее распространенной молекулой во Вселенной является H 2 ( газообразный водород ), 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, т. Е. 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 инфракрасного телескопа НАСА 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 Кентерберийского университета в Новой Зеландии и его коллеги сообщили в июне 2012 года, что измерение соотношения уровней водорода и метана на Марсе может помочь определить вероятность существования жизни на Марсе . По словам ученых, «... низкие отношения H 2 / CH 4 (менее примерно 40) указывают на то, что жизнь, скорее всего, существует и активна». Другие ученые недавно сообщили о методах обнаружения водорода и метана во 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 (нейтрального 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 ( космической пыли ). Эти соединения, а также аминокислоты, азотные основания и многие другие соединения в метеоритах несут дейтерий и изотопы углерода, азота и кислорода, которые очень редки на Земле, что свидетельствует об их внеземном происхождении. Считается, 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 , керогеноподобные 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 с помощью инфракрасного излучения, ни с помощью радиоастрономии.

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 является атомарным, 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 космических лучей , что приводит к в сложной радиационной 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 солнечной туманности.

Исследовать

Переход от атомарного газа к молекулярному на границе молекулярного облака Ориона.

Продолжаются исследования того, как межзвездные и околозвездные молекулы образуются и взаимодействуют, например, путем 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 могут происходить только 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 H 3 + .

Астрохимия пересекается с астрофизикой и ядерной физикой в характеристике ядерных реакций, происходящих в звездах, а также структуры звездных недр. Если у звезды образуется в значительной степени конвективная оболочка, могут произойти события драгирования , в результате чего продукты ядерного горения выйдут на поверхность. Если звезда испытывает значительную потерю массы, изгнанный материал может содержать молекулы, вращательные и колебательные спектральные переходы которых можно наблюдать с помощью радио- и инфракрасных телескопов. Интересным примером этого является набор углеродных звезд с силикатной и водно-ледяной внешней оболочкой. Молекулярная спектроскопия позволяет нам увидеть, как эти звезды переходят от первоначального состава, в котором кислорода было больше, чем углерода, к фазе углеродной звезды, где углерод, образующийся при горении гелия, выносится на поверхность за счет глубокой конвекции и резко меняет молекулярное содержание звездный ветер.

В октябре 2011 года ученые сообщили , что космическая пыль содержит органические вещества ( «аморфные твердые органические вещества с смешанной ароматической - алифатической структурой») , которые могут быть созданы , естественно, и быстро, по звездам .

29 августа 2012 года астрономы из Копенгагенского университета впервые в мире сообщили об обнаружении особой молекулы сахара, гликолевого альдегида , в далекой звездной системе. Молекула была обнаружена вокруг протозвездной двойной системы IRAS 16293-2422 , которая находится в 400 световых годах от Земли. Гликолевый альдегид необходим для образования рибонуклеиновой кислоты или РНК , которая по функциям аналогична ДНК . Это открытие предполагает, что сложные органические молекулы могут образовываться в звездных системах до образования планет и в конечном итоге прибывать на молодые планеты в самом начале их формирования.

В сентябре 2012 года ученые НАСА сообщили, что полициклические ароматические углеводороды (ПАУ) в условиях межзвездной среды (ISM) превращаются посредством гидрогенизации , оксигенации и гидроксилирования в более сложные органические вещества - «шаг на пути к аминокислотам и нуклеотиды , сырье для 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 во внешних областях холодных плотных облаков или в верхних молекулярных слоях протопланетного пространства. диски ".

В феврале 2014 года НАСА объявило о создании улучшенной спектральной базы данных для отслеживания полициклических ароматических углеводородов (ПАУ) во Вселенной . По мнению ученых, более чем на 20% от углерода во Вселенной может быть связана с ПАУ, возможными исходными материалами для формирования из жизни . Похоже, что ПАУ образовались вскоре после Большого взрыва , широко распространены по всей Вселенной и связаны с новыми звездами и экзопланетами .

С 11 августа 2014 года, астрономы выпустили исследования, используя Атакама Большой миллиметровый / субмиллиметровом Array (ALMA) в первый раз, что подробно описано распределение HCN , HNC , H 2 CO и пыли внутри волосяные семенные придатки из кометы С / 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 по термодинамическим потенциалам профессором 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 при первом приземлении в Philae посадочного модуля на кометах 67 / Р «с поверхностью, измерение в Cosac и Птолемей инструментами выявило шестнадцать органических соединения , четыре из которых были замечены впервые на кометах, в том числе ацетамид , ацетон , метилизоцианат и пропиональдегид .

Обращает на себя внимание химическое разнообразие различных типов астрономических объектов. В этой инфографике астрономические объекты разного типа и масштаба демонстрируют свои отличительные химические особенности.

Смотрите также

использованная литература

внешние ссылки