“La bestia y el pájaro, las estrellas y la piedra, todos somos uno, todos somos uno…” murmuró Cobra, bajándose la capucha y también balanceándose. - La serpiente y el niño, la piedra y la estrella - todos somos uno...

Pamela Travers. "Mary Poppins"

Para establecer la prevalencia de elementos químicos en el Universo, es necesario determinar la composición de su sustancia. Y se concentra no sólo en objetos grandes: estrellas, planetas y sus satélites, asteroides, cometas. La naturaleza, como sabemos, no tolera el vacío, por eso el espacio exterior es lleno de gas y polvo interestelar. Desafortunadamente, solo disponemos de materia terrestre para estudio directo (y solo la que está "bajo nuestros pies") y una cantidad muy pequeña de suelo lunar y meteoritos, fragmentos de cuerpos cósmicos que alguna vez existieron.

¿Cómo podemos determinar la composición química de objetos que se encuentran a miles de años luz de nosotros? Fue posible obtener toda la información necesaria para ello después del desarrollo del método de análisis espectral en 1859 por los científicos alemanes Gustav Kirchhoff y Robert Bunsen. Y en 1895, Wilhelm Conrad Roentgen, profesor de la Universidad de Würzburg, descubrió accidentalmente una radiación desconocida, que el científico llamó rayos X (ahora conocidos como rayos X). Gracias a este descubrimiento apareció la espectroscopia de rayos X, que permiteDetermine el número de serie del elemento directamente desde el espectro.

La base del análisis espectral y de rayos X es la capacidad de los átomos de cada elemento químico para emitir o absorber energía en forma de ondas de una longitud única y estrictamente definida, que se detecta mediante dispositivos especiales: espectrómetros. El átomo emite ondas de luz visible durante las transiciones electrónicas en los niveles externos, y las capas electrónicas "más profundas" son responsables de la radiación de rayos X. La intensidad de determinadas líneas del espectro determina el contenido de un elemento en un determinado cuerpo celeste.

A finales del XX v. Se han estudiado los espectros de muchos objetos del Universo y se ha acumulado enorme material estadístico. Por supuesto, los datos sobre la composición química de los cuerpos cósmicos y la materia interestelar no son definitivos y se actualizan constantemente, pero gracias a la información ya recopilada fue posible establecer determinar el contenido medio de elementos en el espacio.

Todos los cuerpos del Universo están formados por átomos de los mismos elementos químicos, pero su contenido en diferentes objetos es diferente. Al mismo tiempo, se observan patrones interesantes. Los líderes en prevalencia son el hidrógeno (88,6% de sus átomos en el espacio) y el helio (11,3%). ¡Los elementos restantes representan sólo el 1%! El carbono, el nitrógeno, el oxígeno, el neón, el magnesio, el silicio, el azufre, el argón y el hierro también son comunes en las estrellas y los planetas. Así, predominan los elementos ligeros. Pero también hay excepciones. Entre ellos se encuentra el “fracaso” en el campo del litio, el berilio y el boro, así como un bajo contenido de flúor y escandio, cuyo motivo aún no se ha determinado.

Los patrones identificados se pueden presentar en forma de gráfico. Exteriormente se parece a una sierra vieja, cuyos dientes han sido rectificados de forma diferente y algunos incluso se han roto. Las partes superiores de los dientes corresponden a elementos con números atómicos pares (es decir, aquellos que tienen un número par de protones en sus núcleos). Este patrón se llama regla de Oldo-Harkins en honor al químico italiano Giuseppe Oddo (1865-1954) y al físico y químico estadounidense William Harkins (1873-1951). Según esta regla, un elemento con carga par es más abundante que sus vecinos con un número impar de protones en el núcleo. Si un elemento tiene un número par de neutrones, se encuentra con mayor frecuencia y forma más isótopos. En el Universo existen 165 isótopos estables, en los que tanto el número de neutrones como el número de protones son pares; 56 isótopos con número par de protones y número impar de neutrones; 53 isótopos con número par de neutrones y número impar de protones; y sólo 8 isótopos con un número impar de neutrones y protones.

Otra máxima que llama la atención es que corresponde al hierro, uno de los elementos más comunes. En el gráfico, su punta se eleva como el Everest. Esto se debe a la alta energía de enlace en el núcleo de hierro, la más alta entre todos los elementos químicos.

Y aquí está el diente roto de nuestra sierra: en el gráfico no hay un valor de abundancia para el tecnecio, elemento número 43, sino un espacio. Al parecer, ¿qué tiene de especial? El tecnecio se encuentra en el medio de la tabla periódica; la abundancia de sus vecinos sigue patrones generales. Pero la cuestión es la siguiente: este elemento simplemente “terminó” hace mucho tiempo; la vida media de su isótopo más longevo es 2.12.10 6 años. El tecnecio ni siquiera se descubrió en el sentido tradicional de la palabra: se sintetizó artificialmente en 1937 y luego por accidente. Pero esto es lo interesante: ¡en 1960, se descubrió una línea del elemento “inexistente” número 43 en el espectro del Sol! Esta es una brillante confirmación del hecho de que la síntesis de elementos químicos en las profundidades de las estrellas continúa hasta el día de hoy.

El segundo diente roto es la ausencia de prometio en el gráfico (n° 61), y se explica por las mismas razones. La vida media del isótopo más estable de este elemento es muy corta, sólo 18 años. Y hasta ahora no se ha hecho sentir en ningún lugar del espacio.

No hay ningún elemento en el gráfico con números de serie superiores a 83: todos ellos también son muy inestables y hay muy pocos en el espacio.

Institución Educativa Municipal

Escuela Secundaria No. 7

Buguruslán, región de Oremburgo

Ensayo

sobre el tema de:

"Química espacial"

Terminado

Utegenov Timur

Estudiante de la clase 7A.

2011
Plan:
Introducción;

1. 
   Química de la Tierra;
2. 
   Composición química de meteoritos;
3. 
   Composición química de las estrellas;
4. 
   Química del espacio interestelar;
5. 
   Inicio de la química lunar;
6. 
   Composición química de los planetas;

Bibliografía.

Introducción
Si te gusta mirar el cielo estrellado,

Si te atrae con su armonía

Y sorprende con su inmensidad.

Significa que tienes un corazón vivo que late en tu pecho,

Esto significa que podrá resonar con lo más interno,

palabras sobre la vida en el espacio.

La química espacial suena divertida, pero la química está directamente relacionada con muchos logros humanos en la exploración espacial.

B
Sin el esfuerzo de numerosos químicos, tecnólogos e ingenieros químicos, se pueden obtener asombrosos materiales estructurales que permiten a las naves espaciales superar la gravedad, combustible superpoderoso que ayuda a los motores a desarrollar la potencia necesaria y los instrumentos, instrumentos y dispositivos más precisos que garantizan el funcionamiento del espacio. no se habrían creado estaciones orbitales.

Desafortunadamente, el hombre ha aprendido a utilizar sólo aquellos materiales que se encuentran en la superficie de la Tierra, pero los recursos de la Tierra se están agotando. De ahí surge la pregunta: "¿Hay elementos químicos en el espacio que sean al menos un poco similares a los de la Tierra y puedan usarse para nuestros propios fines?" Ésta es la relevancia del tema que elegí.

Objetivos del trabajo:

1. Explora la química de los planetas, las estrellas y el espacio interestelar.

2. Familiarizarse con la ciencia de la Cosmoquímica.

3.Aprender y hablar sobre hechos nuevos e interesantes sobre la química espacial.

4. Utilizar los conocimientos adquiridos en el futuro.

Hoy en día existe incluso una ciencia separada: la cosmoquímica. La cosmoquímica es la ciencia de la composición química de los cuerpos cósmicos, las leyes de abundancia y distribución de elementos químicos en el Universo, los procesos de combinación y migración de átomos durante la formación de la materia cósmica. La parte más estudiada de la Cosmoquímica es la geoquímica. La cosmoquímica estudia predominantemente procesos "fríos" a nivel de interacciones atómico-moleculares de sustancias, mientras que los procesos nucleares "calientes" en el espacio (el estado plasmático de la materia, la nucleogénesis (el proceso de formación de elementos químicos) dentro de las estrellas, etc.) trata principalmente la física. La cosmoquímica es un nuevo campo del conocimiento que recibió un desarrollo significativo en la segunda mitad del siglo XX. principalmente debido a los éxitos de la astronáutica. Anteriormente, los estudios de los procesos químicos en el espacio exterior y la composición de los cuerpos cósmicos se llevaban a cabo principalmente mediante el análisis espectral de la radiación del Sol, las estrellas y, en parte, las capas exteriores de las atmósferas planetarias. Este método permitió descubrir el elemento helio en el Sol antes de que fuera descubierto en la Tierra.

1. Química de la Tierra.

Para los geólogos que estudian nuestro planeta, lo más importante es conocer las leyes más generales que determinan el comportamiento de la materia en la superficie de la corteza terrestre, en su espesor y en las profundidades del globo. Un geólogo no puede buscar a ciegas. Debe saber de antemano dónde puede encontrar hierro, dónde uranio, dónde fósforo, dónde potasio. Debe saber qué condiciones crean los depósitos de carbono en la Tierra: dónde buscar carbón, dónde grafito y dónde diamantes. Un geólogo necesita saber qué elementos se acompañan entre sí en la corteza terrestre, debe conocer las leyes de formación de depósitos conjuntos de varios elementos.

En procesos químicos complejos y enormes que han estado ocurriendo en la corteza terrestre y en su superficie durante cientos de millones de años y continúan hasta el día de hoy, elementos similares en su posición en la tabla periódica tienen destinos geoquímicos similares. Esto permite a los geoquímicos rastrear su movimiento en la corteza terrestre y descubrir las leyes que los distribuyen en la superficie terrestre.

La composición de la corteza terrestre incluye:

Total - 98,59%

Si comparamos las cantidades de hierro, cobalto y níquel disponibles en toda la Tierra, elementos que se encuentran uno al lado del otro en el octavo grupo del sistema periódico, resulta que el globo se compone de un 36,9% de hierro (número atómico 26), cobalto ( número atómico 27) 0,2%, níquel (número atómico 28) un 2,9%.

El comportamiento geoquímico de varios elementos está determinado, en primer lugar, por la estructura de las capas electrónicas externas de sus átomos, el tamaño de los átomos y los iones correspondientes. Los elementos con capas electrónicas externas completas (gases nobles) existen sólo en la atmósfera; No entran en compuestos químicos en condiciones naturales. Incluso el helio y el radón, formados durante la desintegración radiactiva, no son completamente capturados por las rocas, sino que se liberan continuamente a la atmósfera. Las tierras raras que aparecen en la misma celda de la tabla casi siempre se encuentran juntas en la naturaleza. Los mismos minerales siempre contienen circonio y hafnio juntos.

Los geólogos saben bien que el osmio y el iridio deben buscarse en el mismo lugar que el platino. En la tabla periódica de Mendeleev se encuentran juntos en el octavo grupo y también son inseparables por naturaleza. Los depósitos de níquel y cobalto acompañan al hierro, y en el cuadro se encuentran en el mismo grupo y en el mismo período.

El espesor principal de la corteza terrestre está formado por unos pocos minerales; todos estos son compuestos químicos de elementos ubicados principalmente en períodos cortos y al principio y al final de cada uno de los períodos largos de la tabla. Además, entre ellos predominan los elementos ligeros con números de serie bajos. Estos elementos constituyen la mayor parte de las rocas de silicato.

Los elementos que se encuentran en medio de largos períodos en la tabla periódica forman depósitos de minerales, con mayor frecuencia depósitos de sulfuro. Muchos de estos elementos se encuentran en un estado nativo.

Tanto la abundancia como el comportamiento geoquímico de un elemento (su migración en la corteza terrestre) están determinados por su posición en la tabla periódica. La abundancia depende de la estructura del núcleo atómico y el comportamiento geoquímico depende de la estructura de la capa de electrones.

Por tanto, la tabla periódica de elementos es necesaria para un geoquímico. Sin él, la geoquímica no podría haber surgido y desarrollado. Esta ciencia establece patrones generales en la coexistencia mutua de elementos químicos en rocas y minerales. Permite al geólogo encontrar depósitos minerales en la corteza terrestre.

La ley periódica de Mendeleev es una brújula fiable y probada para el geoquímico y el geólogo.

Al comienzo de mi trabajo dije que hablaríamos de la química del espacio, pero por alguna razón comencé a hablar de la composición química de la Tierra... Pero, en primer lugar, la Tierra también es un cuerpo celeste y, en segundo lugar, es necesario conocer la composición química de la Tierra para poder compararla con la composición de los meteoritos y otros cuerpos cósmicos que llegan a la Tierra desde las misteriosas profundidades del espacio exterior.

2. Composición química de los meteoritos.
Los análisis químicos más precisos de una gran cantidad de meteoritos que cayeron sobre nuestro planeta han arrojado resultados notables. Resultó que si calculamos el contenido promedio de los elementos más comunes en la Tierra en todos los meteoritos: hierro, oxígeno, silicio, magnesio, aluminio, calcio, entonces su proporción cae exactamente en un 94%, es decir, hay la misma cantidad en meteoritos cuánto hay en la composición del globo.

A

Además, resultó que en los meteoritos de hierro.

hierro 91,0%,

cobalto 0,6%,

níquel 8,4%.

Si comparamos estos números con la distribución relativa de estos elementos en el mundo, dada arriba, obtenemos una coincidencia absolutamente sorprendente: resulta que en la Tierra, de estos tres elementos, tenemos

hierro 92%,

cobalto 0,5%,

níquel 7,5%,

t
. Es decir, tanto en la Tierra como en los meteoritos estos elementos se encuentran aproximadamente en las mismas proporciones. Estas y muchas otras coincidencias descubiertas dieron a los científicos motivos para concluir: la materia en la Tierra y la materia en el espacio celeste son la misma. Se compone de los mismos elementos.

Cada uno de los elementos tanto en la Tierra como en los meteoritos tiene casi la misma composición isotópica. Por ejemplo, repetidos análisis de la composición isotópica del azufre extraído de las cenizas y la lava de numerosos volcanes ubicados en diferentes partes del mundo han demostrado que el azufre es el mismo en todas partes. En todas partes la relación entre las cantidades de isótopos estables de azufre -32 y azufre-34 es la misma. Es igual a 22.200. La composición isotópica del azufre de los meteoritos, los únicos representantes del Cosmos accesibles al estudio directo, es exactamente la misma que la de la Tierra.

Además resultó que los elementos más comunes son los mismos. Incluso la relación entre ellos es la misma aquí y allá. La alternancia de elementos con números atómicos pares e impares en la tabla periódica también se observa de la misma manera aquí y allá. Por supuesto, se podrían dar muchos más ejemplos que muestren la gran similitud en el comportamiento de los elementos químicos en la Tierra y en el espacio exterior, y observar muchos más patrones generales.

¿Podría ser esto aleatorio? Por supuesto que no.

No importa adónde lleguen a la Tierra invitados aleatorios del Universo; tal vez se trate de partes de cometas que pertenecieron al sistema solar; quizás se trate de fragmentos de pequeños planetas; tal vez sean mensajeros de un mundo estelar alienígena; una cosa es importante: por su composición química, por la relación entre elementos, por los compuestos químicos que se encuentran en los meteoritos, nos dicen que la acción de la gran ley de Mendeleev no es limitado a los límites de nuestro planeta. Lo mismo ocurre en todo el Universo, donde pueden existir átomos con su capa electrónica. De esto se desprende la siguiente conclusión: "La materia está unida en todas partes".

3. Composición química de las estrellas.

Elemento	Cantidad (aprox.)
Hidrógeno	8300
Helio	1700
Carbón	1,5
Nitrógeno	0,9
Oxígeno	9,0
Flúor	0,028
Neón	3,4
Magnesio	0,49
Aluminio	0,05
Silicio	0,77
Fósforo	0,0028
Azufre	0,25
Cloro	0,014
Argón	0,07

Esta tabla muestra sólo números aproximados, pero hay estrellas que tienen un alto contenido de uno u otro elemento. Así, se conocen estrellas con un alto contenido en silicio (estrellas de silicio), estrellas en las que hay mucho hierro (estrellas de hierro), manganeso (manganeso), carbono (estrellas de carbono), etc. Estrellas con una composición anómala de Los elementos son bastante diversos. Se ha descubierto una mayor abundancia de elementos pesados ​​en estrellas jóvenes gigantes rojas. En uno de ellos se encontró un mayor contenido de molibdeno, 26 veces mayor que el contenido en el Sol.

En las profundidades de las estrellas, en condiciones inimaginables para la Tierra, a temperaturas de cientos de millones de Kelvin y presiones incomprensiblemente enormes, tienen lugar muchas reacciones químicas nucleares diferentes.

Hoy en día ya existe un vasto campo de la ciencia, la fascinante química de lo inaccesible: la astroquímica nuclear. Aclara las cuestiones más importantes para toda la ciencia: cómo se formaron los elementos en el Universo, dónde y qué elementos surgen, cuál es su destino en el desarrollo eterno del universo.

Los métodos de esta ciencia son inusuales. Utiliza tanto la observación (estudia la composición de las atmósferas estelares mediante espectroscopia) como la experimentación (estudia las reacciones de partículas rápidas en aceleradores terrestres). Los cálculos teóricos permiten a los científicos observar las profundidades de las estrellas, donde ya se han descubierto muchas cosas interesantes y se esconden muchas cosas misteriosas.

Se ha descubierto, por ejemplo, que en las regiones centrales de las estrellas, a temperaturas y presiones ultraaltas, donde la tasa de "quemado" del hidrógeno es especialmente alta, donde su cantidad es pequeña y el contenido de helio es alto, se producen reacciones entre núcleos de helio son posibles. Allí nacen misteriosos núcleos de berilio: 8 (no pueden existir en absoluto en la Tierra), y allí aparecen los núcleos más fuertes: carbono - 12, oxígeno - 16, neón - 20 y otros núcleos del ciclo del "helio".

También se han encontrado en las estrellas reacciones químicas nucleares que producen neutrones. Y si hay neutrones, entonces podemos entender cómo aparecen casi todos los demás elementos en las estrellas. Pero la ciencia todavía enfrenta muchos misterios en este camino. La variedad de estrellas que hay en el Universo es incomprensiblemente enorme.

EN
Probablemente, en todas las estrellas accesibles a nuestra observación predomina el hidrógeno, pero el contenido de otros elementos de las estrellas varía mucho: en algunas estrellas se encontró un contenido tan alto de elementos individuales en comparación con las estrellas ordinarias que incluso se les llama en astrofísica: “ magnesio”, “ silicio”, “hierro”, “estroncio”, “carbono” estrellas. Incluso recientemente se han descubierto estrellas de “litio” y “fósforo”. Estas misteriosas diferencias en las composiciones estelares aún esperan explicación.

También fue posible rastrear los sorprendentes mecanismos de formación de nuevos núcleos. Resulta que no sólo debido a las temperaturas ultra altas, los núcleos tienen una energía tan alta que son capaces de superar la repulsión electrostática y reaccionar entre sí. Muchos elementos no podrían formarse de esta manera en absoluto.

El deuterio, el litio, el berilio y el boro, a las altas temperaturas que existen en el interior de las estrellas, reaccionan muy rápidamente con el hidrógeno y se destruyen instantáneamente. Estos elementos del universo se “cocinan” en “cocinas” frías, tal vez en la superficie de las estrellas en atmósferas estelares, donde surgen poderosos campos eléctricos y magnéticos que aceleran las partículas a energías ultraaltas.

Las "fábricas" estelares donde se crean elementos plantean extraños misterios para los científicos relacionados con las misteriosas partículas de neutrinos. Los científicos empiezan a sospechar que el papel de estas elusivas partículas fantasma no es tan insignificante como parecía hace poco. Resultó que son posibles procesos químicos nucleares en los que la mayor parte de la energía generada en una estrella no se elimina en forma de radiación, sino únicamente mediante neutrinos.

Pero para la estrella esto significa un desastre. Una estrella existe en un estado de equilibrio debido a la presión del gas estelar y la presión de la luz, que equilibran las fuerzas gravitacionales. Si la energía comienza a ser transportada desde el interior de la estrella solo por los neutrinos, que penetran sin resistencia en el espesor de los cuerpos estelares, a la velocidad de la luz, entonces la estrella será comprimida instantáneamente por las fuerzas de atracción gravitacional.

Quizás así es como se forman estrellas aún incomprensibles: las enanas blancas, cuya densidad de materia puede alcanzar muchos miles de toneladas por 1 cm3. Quizás tales procesos también den lugar a esas gigantescas catástrofes durante las cuales nacen las supernovas.

Pero no hay duda de que éste, uno de los mayores misterios de la naturaleza, será resuelto. También aprenderemos el secreto de las reservas de hidrógeno en las estrellas y en el espacio cósmico, se descubrirán los procesos que conducen a su formación y a la formación de estrellas de hidrógeno "jóvenes".

La cuestión de la aparición de supernovas en el universo es de suma importancia. Hay que resolver el misterio de cómo se genera una cantidad tan colosal de energía capaz de dispersar una estrella y convertirla en una nebulosa. Esto es exactamente lo que sucedió, por ejemplo, en 1054. Una supernova estalló en la constelación de Tauro y, al desvanecerse, se convirtió en la Nebulosa del Cangrejo.

En nuestro tiempo, esta nebulosa ya se extiende a lo largo de cientos de miles de millones (1012) de kilómetros. Lo más interesante es que la explosión de la supernova, al desvanecerse gradualmente, pierde su brillo, como si estuviera formada por el isótopo California 254. Su vida media es de 55 días. – coincide exactamente con el período de disminución del brillo de las supernovas.

Pero quizás la principal tarea de la astroquímica sea descubrir cómo aparece el hidrógeno en el Universo. De hecho, en innumerables mundos estelares hay una destrucción continua de hidrógeno y sus reservas totales en el Universo deben disminuir.

Y muchos científicos occidentales han llegado a la difícil y sombría conclusión sobre la "muerte del hidrógeno" del Universo. Creen que en el Universo, una tras otra, las estrellas se están extinguiendo, habiendo agotado sus reservas de hidrógeno. Y estas luminarias que antes brillaban, una tras otra, se convierten en mundos fríos y muertos, destinados a flotar para siempre en el espacio exterior.

La sombría conclusión sobre la “muerte del hidrógeno” del Universo es lógicamente errónea e incorrecta. Esto es refutado por hechos experimentales y logros de la ciencia moderna: la química del Universo.

Los logros de la ciencia, que nos presentaron los secretos de las estrellas inaccesibles, su composición, naturaleza, los misteriosos procesos que ocurren en sus profundidades, se basan en el conocimiento de la naturaleza del átomo y su estructura. Este conocimiento está plasmado en la ley periódica de Mendeleev. Pero no se debe pensar que la ley periódica permanecerá congelada y sin cambios para siempre. No, él mismo se desarrolla, incluyendo cada vez más contenido, reflejando de manera más profunda y precisa la verdad de las leyes de la naturaleza.

La ley de periodicidad también es característica de la estructura de los núcleos atómicos. Esto nos permite esperar una decisión final sobre la estabilidad relativa de los elementos en el mundo y sobre la composición de todos los cuerpos celestes.

4. Química del espacio interestelar.

No hace mucho, la ciencia aceptó que el espacio interestelar estaba vacío. Toda la materia del Universo se concentra en las estrellas y no hay nada entre ellas. Sólo dentro del sistema solar, en algún lugar a lo largo de caminos desconocidos, vagan los meteoritos y sus misteriosos primos, los cometas.

Los caminos hacia el surgimiento de una de las ciencias del futuro, la química espacial, son sorprendentemente complejos e inesperados. En los oscuros y terribles años de la ocupación fascista en la pequeña ciudad holandesa de Leiden, en una reunión secreta de un círculo científico clandestino, el joven estudiante Van de Holst hizo un informe. Basándose en la teoría de la estructura atómica (que, como ya sabemos, fue desarrollada por la ciencia sobre la base de la ley periódica de Mendeleev), calculó cuál debería ser la onda más larga en el espectro de la radiación del hidrógeno. Resultó que la longitud de esta onda es de 21 cm y pertenece a las ondas de radio cortas. A diferencia del bien estudiado espectro visible emitido por el hidrógeno caliente, su emisión de radio también puede ocurrir a bajas temperaturas.

Van de Holst calculó que en la Tierra tal radiación en un átomo de hidrógeno es poco probable. Es necesario esperar muchos millones de años hasta que los electrones se muevan en un átomo de hidrógeno, lo que va acompañado de la emisión de ondas de radio de 21 cm de largo.

En su informe, el joven científico hizo una suposición: si en el infinito espacio cósmico hay hidrógeno, se puede esperar detectarlo mediante radiación en una onda de 21 cm. Esta predicción estaba justificada. Resultó que desde las vastas profundidades del Universo, siempre nos llegan a la Tierra asombrosos mensajes de radio sobre los secretos del universo que nos trae el hidrógeno interestelar, sin detenerse ni de noche ni de día, en una onda de 21 cm.

Una onda de 21 cm se precipita hacia nuestro planeta desde rincones tan lejanos del Universo que tardan miles y millones de años en llegar a las antenas de los radiotelescopios. Ella dijo a los científicos que no hay vacío en el espacio, que en él hay nubes invisibles de hidrógeno cósmico que se extienden de un sistema estelar a otro. Incluso fue posible determinar la extensión y la forma de estas acumulaciones de hidrógeno. Para una onda de 21 cm no hay obstáculos en el espacio. Incluso las negras e impenetrables nubes de polvo cósmico que ocultan a la vista de los investigadores vastas zonas de la Vía Láctea son completamente transparentes a la fría radiación del hidrógeno. Y estas ondas ahora ayudan a los científicos a comprender la naturaleza de la materia a partir de la cual se construyen las estrellas distantes no solo de la Vía Láctea, sino también de las nebulosas más distantes que se encuentran en el borde mismo de la parte del Universo accesible a nosotros.

Vastos mundos estelares, separados por distancias en un espacio vacío e ilimitado, ahora se encuentran conectados en un todo único por gigantescas nubes de hidrógeno. Es difícil rastrear la continuidad en el desarrollo de las ideas científicas, pero no hay duda de que existe una conexión directa y continua entre la audaz predicción del joven estudiante holandés y la gran idea de Mendeleev. Así se encontró el hidrógeno en el espacio interestelar.

El espacio mundial ilimitado no puede considerarse vacío. Ahora, además del hidrógeno, se han encontrado en él muchos otros elementos.

La química del espacio es muy peculiar. Esta es la química de vacío ultraalto. La densidad media de la materia en el espacio es de sólo 10-24 g/cm3. En los laboratorios de física todavía no se puede crear un vacío así. El hidrógeno atómico juega el papel más importante en la química del espacio exterior. El siguiente en frecuencia es el helio, diez veces menos; Ya se han encontrado oxígeno, neón, nitrógeno, carbono y silicio; hay muy pocos de ellos en el espacio exterior.

Resultó que el papel de la materia interestelar en el universo es enorme. Representa, al menos dentro de nuestra galaxia, casi la mitad de toda la materia, el resto está en las estrellas.

En los últimos años se han realizado descubrimientos absolutamente sorprendentes en la química del espacio interestelar. Todo comenzó con el descubrimiento inesperado de una molécula compleja llamada ceanoacetileno (HC3N) en el espacio. Antes de que los cosmoquímicos tuvieran tiempo de explicar cómo surge en el espacio interestelar una molécula orgánica de composición y estructura tan compleja, de repente, con la ayuda de un radiotelescopio en la constelación de Sagitario, se formaron nubes gigantes del compuesto químico más común en la Tierra y completamente inesperado para espacio - Se descubrió el ácido fórmico (HCOOH). El siguiente descubrimiento fue aún más inesperado. Resultó que hay nubes de formaldehído (HCOH) en el espacio exterior. Esto ya es bastante sorprendente, pero el hecho de que diferentes nubes cósmicas de formaldehído tengan diferentes composiciones isotópicas sigue siendo completamente inexplicable. Es como si la historia del medio interestelar fuera diferente en distintas partes de la Galaxia.

Luego vino un descubrimiento aún más extraño: se descubrió amoníaco (NH3) en una pequeña nube de polvo interestelar que se encontraba en algún lugar hacia el centro de nuestra galaxia. Basándose en la intensidad de las emisiones de radio del amoníaco cósmico, fue posible incluso medir la temperatura de esta región del espacio (25 K). El misterio del amoníaco cósmico es que es inestable en estas condiciones y se destruye bajo la influencia de la radiación ultravioleta. Esto significa que surge intensamente, se forma en el espacio. ¿Pero cómo? Esto se desconoce por ahora.

La química del espacio interestelar resulta sorprendentemente compleja. Ya se han encontrado moléculas de formamida: moléculas de seis átomos formadas por átomos de cuatro elementos diferentes. ¿Cómo surgen? ¿Cuál es su destino? También se encontraron moléculas de metilcenuro (CH 3 CN), disulfuro de carbono (CS 2), sulfuro de carbono (COS) y óxido de silicio (SiO).

Además, en el espacio se descubrieron los radicales más simples: por ejemplo, metino (CH), hidroxilo (OH). Cuando se estableció la existencia de hidroxilo, se emprendió una búsqueda de agua. Donde hay hidroxilo, debe haber agua y, de hecho, se ha encontrado en el espacio interestelar. Este descubrimiento es particularmente interesante e importante. En el espacio hay agua, hay moléculas orgánicas (formaldehído), hay amoníaco. Estos compuestos, al reaccionar entre sí, pueden dar lugar a la formación de aminoácidos, lo que se ha confirmado experimentalmente en condiciones terrestres.

¿Qué más se descubrirá en el “vacío” interestelar? En él se encontraron más de 20 compuestos químicos complejos. Probablemente también se descubrirán aminoácidos. Las asombrosas nubes cósmicas de compuestos orgánicos, como la nube de cianoacetileno en la constelación de Sagitario, son bastante densas y extensas. Los cálculos muestran que tales nubes deberían comprimirse bajo la influencia de la gravedad. ¿No sería posible que la suposición absolutamente fantástica sea que los planetas, durante su formación, ya contienen compuestos orgánicos complejos, la base de las formas de vida primitivas? Quizás sea bastante aceptable discutir seriamente la pregunta aparentemente imposible: "¿Qué es más antiguo: los planetas o la vida en ellos?" Por supuesto, es difícil adivinar cuál será la respuesta. Una cosa está clara: no hay cuestiones irresolubles para la ciencia.

Una nueva ciencia está surgiendo ante nuestros ojos. Es difícil prever el camino de su desarrollo y predecir a qué descubrimientos aún más sorprendentes conducirá la química cósmica.

5. El comienzo de la química lunar.

METRO

Hace muchos años, en 1609, Galileo Galilei apuntó por primera vez al cielo con un telescopio. Los “mares” lunares le aparecieron enmarcados por orillas de piedra blanca. Después de las observaciones de Galileo, durante mucho tiempo se creyó que los “mares” lunares estaban llenos de agua. Incluso decían que era más agradable vivir en la Luna que en la Tierra. Astrónomo famoso del siglo XVIII. William Herschel escribió: “En cuanto a mí, si tuviera que elegir entre vivir en la Tierra o en la Luna, no dudaría ni un momento en elegir la Luna”.

Pasó el tiempo. La información sobre la Luna se volvió cada vez más precisa. En 1840, la superficie lunar se mostró por primera vez en una placa fotográfica. En octubre de 1959, la estación espacial soviética Luna 3 transmitió a la Tierra una imagen de la cara oculta de la Luna. Y así, el 21 de julio de 1969, una huella humana quedó impresa en la superficie de la Luna. Los cosmonautas estadounidenses, y luego las estaciones automáticas soviéticas, trajeron rocas lunares a la Tierra.

Las piedras lunares son especiales: su composición se ve afectada por la falta de oxígeno. Los metales no se encuentran en sus estados de oxidación más altos; sólo se encuentra hierro ferroso. No había agua libre ni atmósfera en la Luna. Todos los compuestos volátiles que surgieron durante los procesos magmáticos volaron al espacio y no pudo surgir una atmósfera secundaria. Además, en la Luna, el proceso de fusión (formación de la corteza) se desarrolló muy rápidamente y a temperaturas más altas: 1200 - 1300 ° C, mientras que en la Tierra estos procesos tuvieron lugar a 1000 - 1100 ° C.

La Luna siempre mira hacia el mismo lado hacia la Tierra. En una noche clara se pueden ver manchas oscuras: los "mares" lunares que descubrió Galileo. Ocupan aproximadamente un tercio de la cara visible de la Luna. El resto de su superficie es sierra. Además, al otro lado, invisible para nosotros, casi no hay "mares". Las rocas que forman la parte trasera de alta montaña de la estrella nocturna y el "continente" del lado visible para nosotros son más ligeras que las rocas de los "mares".

norte
y la Luna no tiene crestas lineales largas como la Tierra. Allí se elevan estructuras anulares: paredes altas (de hasta varios kilómetros) de enormes circos volcánicos, cráteres. Los grandes cráteres, de varios kilómetros de diámetro, tienen su origen en los volcanes. Su lava, que se vertió en lugares bajos, formó colosales lagos de lava: estos son los "mares" lunares. Muchos cráteres de menos de un kilómetro de diámetro probablemente fueron creados por la caída de meteoritos o rocas levantadas por el vulcanismo explosivo en la Luna. Esta suposición se confirmó en 1972. Un meteorito cayó sobre la Luna y formó un nuevo cráter de 100 m de diámetro. El meteorito activó los instrumentos sísmicos instalados en la Luna. Esto permite determinar el espesor de la corteza lunar y conocer su estructura profunda.

Y las montañas lunares, los cráteres y los "mares" lunares forman el "paisaje lunar". Es muy posible que la Tierra en la era temprana de su historia geológica estuviera devorada por cráteres y tuviera un paisaje similar al de la Luna actual. Pero los poderosos procesos de destrucción de rocas inherentes a la Tierra enterraron el relieve primario bajo una capa de sedimento. La destrucción de las rocas terrestres (erosión) se produce bajo la influencia del agua, organismos vivos, oxígeno, dióxido de carbono y otros factores químicos, así como cambios de temperatura. En la Luna no hay atmósfera, ni agua ni organismos, lo que significa que el proceso de oxidación, como otras reacciones químicas, está casi ausente allí. Por lo tanto, las rocas lunares experimentan principalmente fragmentación física y mecánica, mientras que las rocas terrestres, cuando se destruyen, sufren una profunda reestructuración química. Las rocas lunares se convierten en polvo bajo la influencia de un cambio brusco de temperatura entre el día lunar y la noche lunar. Las rocas se ven afectadas tanto por la radiación galáctica como por el "viento solar", la radiación del Sol. No debemos olvidar los meteoritos que chocaron contra la superficie de la Luna a una velocidad tremenda. Como resultado de todos estos procesos, apareció una capa de suelo lunar de grano fino sobre las densas rocas de la Luna. Cubre los “mares” con una gruesa capa. También existe en la superficie de las regiones continentales montañosas de la Luna.

La radiación galáctica penetra aproximadamente un metro en el cuerpo de la Luna y en las rocas se producen transformaciones nucleares bajo la influencia de los protones. Gracias al bombardeo de protones, en la Luna son comunes los isótopos radiactivos (23AI, 22Na, etc.), que están casi ausentes en las rocas terrestres. Hay otras diferencias, también. Por ejemplo, las rocas lunares contienen más argón que las terrestres. Y una característica química más: con toda probabilidad, no hay depósitos minerales en la Luna. El hecho es que la formación de yacimientos requiere soluciones hidrotermales y nunca ha habido agua libre en el espesor de la Luna. Pero algunas rocas lunares contienen alrededor de un 10% de titanio.

Las piedras del espacio, los meteoritos, son familiares para la gente desde hace mucho tiempo. Pero los primeros trozos de roca de la Luna nos llegaron hace muy poco tiempo. Fueron entregados a la Tierra por los astronautas de la nave espacial estadounidense Apollo y de las estaciones automáticas soviéticas Luna - 16 y Luna - 20. ¡Es increíble tener un trozo de Luna en tus manos! Los científicos llevan siglos hablando de la piedra lunar, los poetas han cantado sobre ella, ¡se ha escrito tanto sobre ella! Y sólo en nuestros días se le ha dado al hombre una oportunidad excepcional de comparar la composición material de piedras terrestres, de meteoritos y lunares.

Los meteoritos de piedra se componen principalmente de silicatos simples, la cantidad de minerales que contienen apenas llega a cien. Hay un poco más de minerales en las rocas lunares que en los meteoritos: probablemente varios cientos. Y se han descubierto más de 3 mil minerales en la superficie de la Tierra. Esto indica la complejidad de los procesos químicos terrestres en comparación con los lunares.

Conviene recordar aquí que la composición química elemental de los meteoritos pétreos (condritas) es muy similar a la composición del Sol. En los meteoritos pedregosos y en el Sol, la abundancia de elementos químicos y las proporciones entre ellos son casi las mismas (a excepción de los gases que se evaporaron durante la formación de los meteoritos). Todos los elementos químicos que se encuentran en el Sol también se encuentran en los meteoritos. Además, la relación Si/Mg es la misma tanto en el Sol como en los meteoritos, y está próxima a la unidad. Cuando resultó que las piedras traídas de los "mares" lunares eran fragmentos de rocas basálticas, quedó claro que la corteza lunar tiene mucho en común con la Tierra.

Los basaltos de la Luna, que hicieron erupción durante el vulcanismo lunar, tienen una composición química ligeramente diferente a la de las condritas. Así, la relación Si/Mg en ellos no es igual a uno, sino aproximadamente a 6 (como en los basaltos terrestres). La composición de estas rocas ya no corresponde a la composición primaria del Sol, sino que fueron derretidas a partir de material lunar muy cerca de meteoritos pedregosos. Baste decir que la densidad media de la Luna es la misma que la de los meteoritos pedregosos: 3,34 g/cm3. La Tierra tiene una densidad superior a 5 y, sin embargo, la corteza terrestre está compuesta principalmente de basaltos. Esto significa que la Luna probablemente carece de un núcleo de hierro pesado.

Y

Así, los “mares” lunares están compuestos de lava basáltica y cubiertos de suelo de grano fino de la misma composición. Pero en detalle, un “mar” se diferencia de otro. El Mar de la Abundancia, por ejemplo, está formado por basaltos con aproximadamente un 3% de titanio, y los basaltos del Mar de la Tranquilidad contienen hasta un 10% de titanio. Se encuentra aquí en forma de mineral ilmenita. Los basaltos lunares marinos son ricos en hierro, hasta un 18%, mientras que en los basaltos terrestres suele rondar el 7%. En comparación con los basaltos terrestres, los basaltos lunares tienen un mayor contenido de uranio, torio y potasio. Estos elementos radiactivos provocan el vulcanismo lunar.

En las tierras altas de la Luna no predominan los basaltos, sino otras rocas, las llamadas anortositas, compuestas principalmente por el mineral anortita. En la Tierra, estas rocas se encuentran entre las rocas más antiguas de los escudos montañosos. Las anortositas terrestres tienen una edad venerable: tienen hasta 3.500 millones de años. Todas las anortositas, incluidas las lunares, contienen mucho aluminio y calcio y algo de hierro, vanadio, manganeso y titanio. Mientras tanto, en los basaltos lunares "marinos" el contenido de hierro y titanio es muy alto.

El descubrimiento del modo de formación de las anortositas lunares aclararía los procesos geológicos terrestres del pasado lejano. Se puede suponer que las anortositas surgen durante la diferenciación por cristalización del magma gabro-basáltico. En la Luna, la anortosita cristaliza durante la muy rápida efusión de magma en el vacío del espacio. Todo hace pensar que la formación de anortosita requiere agua y alta temperatura. El magma lunar estaba caliente, pero hay indicios de que contenía pocos componentes volátiles: agua, gases, dióxido de carbono. Es cierto que estos compuestos volátiles podrían escapar fácilmente de la Luna al espacio.

Todavía hay mucho que no está claro sobre el origen de las anortositas, pero el descubrimiento de estas rocas en las tierras altas lunares ha revivido viejas ideas geológicas sobre la corteza primaria de anortositas de la Tierra.

Es muy interesante la concentración de níquel en las rocas de la Luna. Es escaso en basaltos marinos monolíticos. Pero en el suelo (roca triturada) hay medio orden de magnitud más. Y las anortositas de las regiones continentales de la Luna contienen mucho níquel no solo en el suelo, sino también en trozos de roca. Y lo más interesante es que en el suelo se encontró hierro metálico pulverizado que contenía níquel. Con toda probabilidad, se trata de partículas de la fase metálica de los meteoritos. Se pudo calcular que el suelo lunar contiene un 0,25% de esta aleación de hierro o un 2,5% de la sustancia del meteorito pétreo. Esto significa que muchos millones de toneladas de materia fueron llevadas a la Luna desde el espacio. Con la ayuda de rocas lunares enviadas a la Tierra, se determinó la edad "geológica" absoluta de nuestra estrella nocturna. Resultó que la Luna tiene aproximadamente 4,6 * 109 años, es decir. ella tiene la misma edad que la Tierra. Al mismo tiempo, las rocas cristalinas individuales (principalmente basaltos de los “mares” lunares) son mil millones de años más jóvenes: tienen aproximadamente 3,0 * 109 años.

6. Composición química de los planetas.

CON

El conocimiento sobre la química planetaria está creciendo muy rápidamente. En los últimos años hemos aprendido mucho sobre las leyes de las transformaciones químicas de la materia y su composición en misteriosos mundos distantes: nuestros vecinos en el Universo.

Mercurio- el planeta más cercano al Sol. Pero todavía sabemos de forma muy aproximada lo que está sucediendo en el planeta. Su masa es demasiado pequeña (0,054 la de la Tierra), la temperatura en el lado solar es demasiado alta (más de 400 ° C) y las moléculas de cualquier gas abandonan la superficie del planeta a una velocidad enorme, volando hacia el espacio exterior. Probablemente Mercurio esté cubierto de rocas de silicato similares a las de la Tierra.

En Venus Los científicos soviéticos enviaron varios laboratorios automáticos.

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Actualmente se ha obtenido información fiable sobre la composición química de su atmósfera y las condiciones de su superficie.

Las estaciones interplanetarias automáticas soviéticas "Venera - 4", "Venera - 5" y "Venera - 6" enviadas desde la Tierra realizaron un análisis directo de la composición de los gases atmosféricos, midieron la presión y la temperatura. La información recibida fue transmitida a la Tierra.

Ahora se conoce de forma fiable la composición de la atmósfera de este planeta:

dióxido de carbono (CO 2 ) aproximadamente 97%,

nitrógeno (N 2) no más del 2%,

vapor de agua (H 2 O) aproximadamente 1%,

oxígeno (O 2) no más del 0,1%.

La vida es imposible en la superficie de Venus. El termómetro del laboratorio espacial mostró una temperatura de unos 500 o C y una presión de unas 100 atm.

La superficie de Venus es (casi con certeza) un desierto rocoso y cálido.

CON
Los científicos soviéticos y estadounidenses enviaron estaciones de investigación automáticas para Marte. Aunque separados por decenas de millones de kilómetros de espacio vacío, Marte y la Tierra comparten una conexión misteriosa. Se ha descubierto que la atmósfera de este planeta se compone principalmente de dióxido de carbono, con algo de nitrógeno, oxígeno y vapor de agua. La atmósfera de Marte está muy enrarecida y su presión superficial es más de 100 veces menor que en la Tierra. En Marte predominan temperaturas inferiores a 0 o C; las enormes fluctuaciones de temperatura diarias provocan terribles tormentas de polvo. La superficie del planeta, como la Luna, está cubierta de numerosos cráteres. Marte es un desierto frío, sin vida y polvoriento.

El planeta más interesante, sorprendente y misterioso desde el punto de vista de la química es Júpiter. Recientemente se ha descubierto la emisión de radio de Júpiter. Qué procesos pueden generar ondas de radio en este gigante frío es un misterio. Los teóricos han calculado que el núcleo del planeta debería ser líquido. Está rodeado por una capa de hidrógeno metálico y allí reinan presiones de un millón de atmósferas. Los científicos intentan persistentemente obtener hidrógeno metálico en los laboratorios. Basándose en cálculos termodinámicos, confían en el éxito.

Júpiter está envuelto en una densa atmósfera de decenas de miles de kilómetros de espesor. Los químicos han descubierto muchos compuestos diferentes en la atmósfera de Júpiter. Todos ellos, por supuesto, están construidos en total conformidad con la ley periódica. Júpiter está compuesto en un 98% por hidrógeno y helio. También se detectaron agua y sulfuro de hidrógeno. Se encontraron signos de metano y amoníaco. La densidad media de Júpiter es muy baja: 1,37 g/cm3.

F

Los científicos han calculado que el núcleo interno de Júpiter debe estar muy caliente. Recibe poco calor del Sol, 27 veces menos que la Tierra, y al mismo tiempo refleja el 40% hacia el espacio. Pero emite cuatro veces más de lo que absorbe. Se desconoce de dónde obtiene Júpiter la energía extra y cómo surge. En él los procesos termonucleares son imposibles. ¿Quizás este exceso de energía sea la energía de compresión del planeta?

La superficie exterior de Júpiter es muy fría: de -90 a -120°C. En consecuencia, dentro de su atmósfera debe haber zonas donde las condiciones difieren poco de las de la Tierra. El espesor de dicha zona no es en absoluto pequeño: unos 3.000 km. En esta zona las fluctuaciones de temperatura oscilan entre -5 y +100°C. El agua aquí debería ser líquida y otros compuestos atmosféricos deberían ser gaseosos.

Los astrónomos creen que el exterior de Júpiter está cubierto por una capa de nube formada por partículas sólidas de hielo y amoníaco. Por eso brilla tanto en el cielo. A través de un telescopio, se pueden ver claramente franjas de nubes misteriosas que flotan a velocidades gigantescas en la superficie de Júpiter. Este es el reino de los huracanes y las tormentas monstruosas.

Los científicos intentaron recrear las condiciones de la atmósfera de Júpiter en el laboratorio. Los resultados fueron inesperados. Bajo la influencia de descargas eléctricas (tormentas eléctricas), radiaciones ionizantes y ultravioleta (luz solar y rayos cósmicos) en un ambiente gaseoso de composición similar a la atmósfera de Júpiter, surgieron compuestos orgánicos complejos: urea, adenina, dióxido de carbono, incluso algunos aminoácidos y hidrocarburos complejos. Además, se obtuvieron cianopolímeros rojos y naranjas. Su espectro resultó ser similar al espectro de la misteriosa mancha roja de Júpiter. Los científicos tienen una pregunta: ¿hay vida en Júpiter? Para nuestros organismos terrestres, la atmósfera de este planeta es veneno. ¿Pero tal vez esta sea una zona de formas de vida primarias, un océano de compuestos prebiológicos necesarios para el surgimiento de las formas de vida más primitivas y simples? ¿O tal vez ya han aparecido allí?

CON
color azul Urano Es el resultado de la absorción de luz roja por el metano en la atmósfera superior. Probablemente existan nubes de otros colores, pero están ocultas a los observadores por una capa suprayacente de metano. La atmósfera de Urano (¡pero no la de Urano en su conjunto!) se compone aproximadamente de un 83% de hidrógeno, un 15% de helio y un 2% de metano. Como otros planetas gaseosos, Urano tiene bandas de nubes que se mueven muy rápidamente. Pero son muy poco distinguibles y sólo son visibles en imágenes de alta resolución tomadas por la Voyager 2. Observaciones recientes del HST han revelado grandes nubes. Se supone que esta posibilidad apareció en relación con efectos estacionales, porque, como se puede imaginar, el invierno y el verano en Urano difieren mucho: ¡todo el hemisferio se esconde del Sol durante varios años en invierno! Sin embargo, Urano recibe 370 veces menos calor del Sol que la Tierra, por lo que allí tampoco hace calor en verano. Además, Urano no emite más calor del que recibe del Sol, por lo que lo más probable es que haga frío en su interior.

CON
triplicacion y conjunto de componentes Neptuno Los elementos son probablemente similares a Urano: varios "hielos" o gases solidificados que contienen aproximadamente un 15% de hidrógeno y una pequeña cantidad de helio. Como Urano, y a diferencia de Júpiter y Saturno, Neptuno puede no tener una estratificación interna clara. Pero lo más probable es que tenga un núcleo sólido pequeño (igual en masa a la Tierra). La atmósfera de Neptuno está compuesta principalmente de metano: el color azul de Neptuno se debe a la absorción de luz roja en la atmósfera por este gas, como ocurre en Urano. Como un típico planeta gaseoso, Neptuno es famoso por sus grandes tormentas y remolinos, vientos rápidos que soplan en bandas limitadas paralelas a El ecuador. Neptuno tiene los vientos más rápidos del sistema solar, alcanzando velocidades de hasta 2.200 km/h. Los vientos soplan en Neptuno en dirección oeste, en contra de la rotación del planeta. Tenga en cuenta que para los planetas gigantes, la velocidad de los flujos y corrientes en sus atmósferas aumenta con la distancia al Sol. Este patrón aún no tiene explicación. En las imágenes se ven nubes en la atmósfera de Neptuno. Al igual que Júpiter y Saturno, Neptuno tiene una fuente interna de calor: emite más de dos veces y media más energía de la que recibe del Sol.

Composición química Plutón También se desconoce, pero su densidad (alrededor de 2 g/cm3) indica que probablemente esté compuesto por una mezcla de 70% de roca y 30% de hielo de agua, muy parecido a Tritón. Las zonas claras de la superficie posiblemente estén cubiertas de hielo de nitrógeno y pequeñas adiciones de metano (sólido), etano y monóxido de carbono. Se desconoce la composición de las regiones oscuras de la superficie de Plutón, pero pueden haberse creado a partir de material orgánico primordial o mediante reacciones fotoquímicas provocadas por los rayos cósmicos. Se sabe poco sobre la atmósfera de Plutón, pero probablemente esté compuesta principalmente de nitrógeno con cantidades menores de monóxido de carbono y metano.

A

La atmósfera de Saturno está compuesta principalmente de hidrógeno y helio. Pero debido a la peculiaridad de la formación del planeta, una parte de Saturno es más grande que Júpiter y está formada por otras sustancias. La Voyager 1 descubrió que alrededor del 7 por ciento del volumen de la atmósfera superior de Saturno es helio (en comparación con el 11 por ciento en la atmósfera de Júpiter), mientras que casi todo lo demás es hidrógeno.

Los sorprendentes logros de la química espacial han permitido iniciar la investigación de los procesos que tienen lugar en la superficie de mundos distantes, aún inaccesibles. Esto lleva a una conclusión muy importante: el planeta más hermoso es nuestra Tierra natal. Es deber de toda persona cuidar todas sus riquezas y belleza.

Conclusión

Nuestro conocimiento de la composición química del Universo proviene de estudios espectroscópicos de la radiación del Sol y las estrellas, análisis de meteoritos y de lo que sabemos sobre la composición de la Tierra y otros planetas. Las observaciones espectroscópicas permiten identificar los elementos responsables de las emisiones y, a partir de un análisis cuidadoso de las intensidades de las líneas espectrales, se pueden hacer estimaciones aproximadas de las cantidades relativas de los distintos elementos presentes en las partes exteriores del cuerpo emitido. Los datos obtenidos de esta manera confirman la suposición de que el Universo se compone de los mismos elementos. Y los datos aportados así lo demuestran.

Bibliografía.

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2. G. Hancock, R. Bauval, J. Grigsby "Secretos de Marte"

3. V. N. Demin "Secretos del universo"

El universo esconde muchos secretos en sus profundidades. Durante mucho tiempo se ha buscado desentrañar el mayor número posible de ellos y, a pesar de que esto no siempre funciona, la ciencia avanza a pasos agigantados, permitiéndonos aprender cada vez más sobre nuestros orígenes. Entonces, por ejemplo, muchos estarán interesados ​​​​en saber cuál es el más común en el Universo. La mayoría de la gente pensará inmediatamente en el agua, y en parte tendrán razón, porque el elemento más común es el hidrógeno.

El elemento más abundante en el Universo.

Es extremadamente raro que la gente encuentre hidrógeno en su forma pura. Sin embargo, en la naturaleza se encuentra muy a menudo asociado con otros elementos. Por ejemplo, cuando reacciona con el oxígeno, el hidrógeno se convierte en agua. Y este no es el único compuesto que incluye este elemento; se encuentra en todas partes, no solo en nuestro planeta, sino también en el espacio.

¿Cómo apareció la Tierra?

Hace muchos millones de años, el hidrógeno, sin exagerar, se convirtió en el material de construcción de todo el Universo. Después de todo, después del Big Bang, que se convirtió en la primera etapa de la creación del mundo, no existía nada excepto este elemento. elemental porque está formado por un solo átomo. Con el tiempo, el elemento más abundante del universo empezó a formar nubes, que luego se convirtieron en estrellas. Y ya en su interior se produjeron reacciones, como resultado de las cuales aparecieron elementos nuevos y más complejos que dieron origen a los planetas.

Hidrógeno

Este elemento representa aproximadamente el 92% de los átomos del Universo. Pero no sólo se encuentra en las estrellas, el gas interestelar, sino también en elementos comunes de nuestro planeta. La mayoría de las veces existe en forma ligada y el compuesto más común es, por supuesto, el agua.

Además, el hidrógeno forma parte de una serie de compuestos de carbono que forman el petróleo y el gas natural.

Conclusión

A pesar de que es el elemento más común en todo el mundo, sorprendentemente puede resultar peligroso para los humanos porque en ocasiones se incendia al reaccionar con el aire. Para comprender la importancia del papel que jugó el hidrógeno en la creación del Universo, basta con darse cuenta de que sin él no habría aparecido nada vivo en la Tierra.

La prevalencia de elementos en el espacio se estudia mediante la cosmoquímica y su distribución en la Tierra, mediante la geoquímica. En el espacio interestelar se encuentran iones y átomos de diversos elementos, así como grupos de átomos, radicales e incluso moléculas. En el espacio interestelar hay especialmente muchos iones Ca. Además, los átomos de H, K, C, sodio, O, iones de titanio y otras partículas se encuentran dispersos en el espacio. El primer lugar en abundancia en el universo pertenece al hidrógeno. Química. La composición de las estrellas depende de muchos factores, incluida la temperatura. A medida que aumenta la temperatura, la composición de las partículas existentes en la atmósfera de la estrella se vuelve más simple. Así, el análisis espectral de estrellas con T = 10000-50000 muestra líneas de hidrógeno y helio ionizados e iones metálicos en sus atmósferas. Los radicales ya se encuentran en las atmósferas de estrellas con T=5000, e incluso moléculas de óxido se encuentran en las atmósferas de estrellas con T=3800. Las estrellas jóvenes gigantes rojas contienen mayores cantidades de metales pesados. La composición química de una estrella refleja la influencia de dos factores: la naturaleza del medio interestelar y aquellas reacciones nucleares que se desarrollan en la estrella durante su vida. La composición inicial de la estrella se acerca a la composición de la materia interestelar (nube de gas y polvo) de la que surgió la estrella. Hay estrellas en las que el hidrógeno se ha convertido en helio. Su atmósfera está compuesta de helio. Las estrellas de carbono son estrellas relativamente frías, su T=5000-6000. A medida que aumenta la masa atómica de un elemento, su abundancia disminuye; los elementos pares son más comunes que los impares. La abundancia de elementos en el sistema solar. La atmósfera del sol está en constante movimiento. 72 elementos detectados. Sobre todo H-75%, No-24%, 1,2% para otros elementos. Bastante O, C, nitrógeno, sodio, hierro, níquel, poco litio.

Clarks.

Los Clarks de elementos son números que expresan el contenido promedio de elementos en la corteza terrestre, la hidrosfera de la Tierra en su conjunto, los cuerpos cósmicos y otros sistemas geoquímicos y cósmicos. Hay clarks de peso y atómicos. Los elementos de orden par constituyen el 87% de la masa de la corteza terrestre, y los impares, solo el 13%; la composición química promedio de la Tierra en su conjunto se calculó basándose en datos sobre el contenido de elementos en los meteoritos. Clark sirve como estándar para comparar concentraciones más bajas o más altas de elementos en rocas semidepositadas o regiones enteras. Conocerlos es importante a la hora de buscar y valorar industrialmente yacimientos agrícolas. Elementos principales: O, S, Al, Fe, Ca, Na, K, Mg, Ti, Mn. La cantidad de Clarke disminuye a medida que aumenta el número de elementos; la cantidad de elementos ligeros respecto al hierro disminuye más rápido que los pesados.

En la corteza terrestre: O2 – 47 Si – 29 Al – 8 Fe – 5 Ca – 3 Na – 3 K – 3 Mg – 2 Ti 0,5 Mn – 0,1

Concentración y dispersión de elementos.

Todos los elementos están presentes en todas partes, en cada gramo de agua, roca, estamos hablando sólo de la insuficiencia de métodos de análisis modernos y sensibles. Ésta es la proposición sobre la dispersión general de los elementos. Factores de dispersión de elementos:

1. incapacidad para producir compuestos (He, Ar, Kr, Xe).

2. Puntos de fusión y ebullición bajos, como resultado de lo cual dichos elementos pico pasan a un estado gaseoso y se disipan.

3. potenciales de ionización bajos, como resultado de lo cual los iones pasan fácilmente a un estado excitado.

4. baja valencia

5. alta solubilidad de las principales sales y compuestos de este elemento.

Factores de concentración:

1. valores promedio (altos) de elementos

2. altos puntos de fusión y ebullición

3. valencia media y especialmente uniforme

4. valores medios, bastante bajos, de los radios de átomos e iones

5. potencial de ionización promedio

6. paridad de iones atómicos

7. alta densidad

Concentración de sustancias en sistemas naturales 0

Ley de Vernadsky sobre la dispersión de elementos.

Todo está en todas partes. Concentración de sustancias en sistemas naturales 0

Meteoritos.

Los meteoritos son fragmentos de materia cósmica, de 2 tipos: piedra y hierro, o silicato y metal. Su sustancia contiene 3 fases:

1. hierro-níquel o metal

2. sulfuro o troilita

3. piedra o silicato.

Los cálculos se dividen en condritas y acondritas.

Las condritas, un tipo primitivo de meteorito, son producto de procesos mucho más complejos de diferenciación química de la materia. Se componen de olivino, piroxeno, níquel hierro y plagioclasa.

Las acondritas son un grupo de meteoritos pedregosos caracterizados por una gran diversidad. Tienen una estructura cristalina, muchas de ellas son muy similares a las rocas ígneas de la tierra. Se dividen en 2 grupos: pobres en calcio y ricos en calcio.

16-1 Diferencias en la composición elemental de la litosfera terrestre de la composición de la superficie de la Luna, Marte, Venus y los planetas gigantes.

Venus tiene un tamaño similar y una densidad media similar a la de la Tierra. Tiene la atmósfera más densa y poderosa de todos los planetas interiores. La atmósfera del planeta se compone casi en su totalidad de CO2 (93-97%), se ha detectado la presencia de oxígeno, nitrógeno, agua, el contenido de nitrógeno junto con gases inertes alcanza el 2-5% y la cantidad de O es del 0,4%. , T = 747 K y P = 90*10^5 Pa. Marte tiene la densidad más baja, hay una atmósfera enrarecida, la presión atmosférica en la superficie no supera los 800 Pa, 2 órdenes de magnitud menos que en la Tierra. El componente principal de la atmósfera es el CO2, se encontró el contenido de impurezas de NO2, el contenido de O2 y O3 es insignificante. La luna carece de atmósfera. Aumento de anomalías gravitacionales en zonas de los mares lunares. Basándose en datos indirectos, se puede suponer que los planetas exteriores contienen mucho helio. En las partes centrales de los planetas exteriores hay helio (Urano, Neptuno, Júpiter, Saturno).

La prevalencia de elementos en el espacio es estudiada por la cosmoquímica.

Estudiar la abundancia de elementos en el espacio es una tarea bastante difícil, ya que la materia en el espacio exterior se encuentra en diferentes estados (estrellas, planetas, nubes de polvo, espacio interestelar, etc.). A veces es difícil imaginar el estado de una sustancia. Por ejemplo, es difícil hablar sobre el estado de la materia y los elementos en las estrellas de neutrones, las enanas blancas y los agujeros negros a temperaturas y presiones colosales. Sin embargo, la ciencia sabe mucho sobre qué elementos y en qué cantidades están presentes en el espacio. En el espacio interestelar hay iones y átomos de diversos elementos, así como grupos de átomos, radicales e incluso moléculas, por ejemplo moléculas de formaldehído, agua, HCN, CH3CN, CO, SiO2, CoS, etc. Hay especialmente muchos iones de calcio. en el espacio interestelar. Además, en el espacio se encuentran dispersos átomos de hidrógeno, potasio, carbono, iones de sodio, oxígeno, titanio y otras partículas. El primer lugar en abundancia en el Universo pertenece al hidrógeno.

La composición química de las estrellas depende de muchos factores, incluida la temperatura. A medida que aumenta la temperatura, la composición de las partículas existentes en la atmósfera de la estrella se vuelve más simple. Así, el análisis espectral de estrellas con temperaturas de 10.000 a 50.000 °C muestra líneas de hidrógeno y helio ionizados e iones metálicos en sus atmósferas. Los radicales ya se encuentran en las atmósferas de estrellas con una temperatura de 5000° C, e incluso moléculas de óxido se encuentran en las atmósferas de estrellas con una temperatura de 3800° C. La composición química de algunas estrellas con temperaturas de 20.000 a 30.000 ° C se muestra en la tabla. 1.1. Se puede ver que, por ejemplo, en la estrella y-Pegaso, por 8700 átomos de hidrógeno hay 1290 átomos de helio, 0,9 átomos de nitrógeno, etc.

Los espectros de las estrellas de las primeras 4 clases (las más calientes) están dominados por líneas de hidrógeno y helio, pero a medida que disminuye la temperatura aparecen líneas de otros elementos e incluso líneas de compuestos. También se trata de compuestos simples: óxidos de circonio, titanio, así como radicales CH, OH, NH, CH2, C2, C3, CaH, etc. Las capas exteriores de las estrellas se componen principalmente de hidrógeno. En promedio, por cada 1.0000 átomos de hidrógeno hay alrededor de 1.000 átomos de helio, 5 átomos de oxígeno y menos de 1 átomo de otros elementos. Hay estrellas con un alto contenido de uno u otro elemento: silicio, hierro, manganeso, carbono, etc. Las estrellas con una composición anómala son bastante diversas. Las estrellas jóvenes gigantes rojas contienen mayores cantidades de elementos pesados. Así, una de estas estrellas contiene 26 veces más molibdeno que el Sol.

La composición química de una estrella refleja la influencia de dos factores: la naturaleza del medio interestelar y aquellas reacciones nucleares que se desarrollan en la estrella durante su vida. La composición inicial de la estrella se acerca a la composición de la materia interestelar (nube de gas y polvo) de la que surgió la estrella. Y la composición de las nubes de gas y de polvo no es la misma, lo que podría dar lugar a diferencias en la composición de los elementos contenidos en la estrella.

El análisis espectral muestra que la presencia de muchos elementos en la composición de las estrellas sólo puede ser causada por reacciones nucleares que ocurren en ellas (bario, circonio, tecnecio). Hay estrellas en las que el hidrógeno se ha convertido en helio. Su atmósfera está compuesta de helio. EN

Composición química de algunas estrellas de clase B

	Número relativo de átomos en una estrella.
	t Escorpio
Oxígeno
Aluminio

En estas estrellas de helio se ha descubierto carbono, neón, titanio, nitrógeno, oxígeno, silicio y magnesio. Se sabe que las estrellas de helio prácticamente no contienen hidrógeno, que se quemó como resultado de reacciones nucleares.

Las estrellas de carbono son muy interesantes. Estas son estrellas relativamente frías (gigantes y supergigantes), sus temperaturas superficiales oscilan entre 2500 y 6000 ° C. A temperaturas inferiores a 3500 ° C, con cantidades iguales de oxígeno y carbono en la atmósfera, la mayoría de estos elementos se unen al monóxido de carbono CO. . Entre otros compuestos de carbono, los radicales CN y CH están presentes en las atmósferas de estas estrellas.

Un estudio de la abundancia de elementos en el espacio demostró que a medida que aumenta la masa atómica de un elemento, su abundancia disminuye. Además, los elementos con números pares ordinales son más comunes que aquellos con números impares. La abundancia de elementos en el espacio se muestra en la Fig. 3.1.

Logaritmo de abundancia relativa (por 1012 átomos de H)

Arroz. 3.1. Prevalencia de elementos en el espacio.