우주 물체의 화학적 조성은 다음을 사용하여 결정됩니다. 우주에서 가장 풍부한 물질


우주화학(Cosmochemistry) 우주화학(Cosmochemistry)은 우주체의 화학적 구성, 우주의 화학 원소의 풍부함과 분포의 법칙, 우주 물질이 형성되는 동안 원자의 결합과 이동 과정에 관한 과학입니다. 지구화학은 우주화학에서 가장 많이 연구되는 부분이다. 우주화학(Cosmochemistry)은 우주체의 화학적 구성, 우주의 화학 원소의 풍부함과 분포의 법칙, 우주 물질이 형성되는 동안 원자의 결합과 이동 과정에 관한 과학입니다. 지구화학은 우주화학에서 가장 많이 연구되는 부분이다.


지구의 화학 지각의 구성은 다음과 같습니다: O – 46.6% Ca – 3.63% Al – 8.13% Na – 2.83% Si – % K – 2.59% Fe – 5.0% Mg – 2.0% 총계 – 98.59%


운석의 화학적 조성 지구에 떨어진 운석에 대한 화학적 분석은 놀라운 결과를 가져왔습니다. 철, 산소, 규소, 마그네슘, 알루미늄, 칼슘 등 모든 운석에서 지구상에서 가장 흔한 원소의 평균 함량을 계산하면 정확히 94%를 차지합니다. 즉, 구성에서와 같이 운석에도 동일한 양이 있습니다. 지구.








성간 공간의 화학 얼마 전까지만 해도 과학에서는 성간 공간이 비어 있다고 가정했습니다. 우주의 모든 물질은 별에 집중되어 있으며, 별 사이에는 아무것도 없습니다. 태양계 내에서만 알 수 없는 경로를 따라 어딘가에 운석과 그 신비한 사촌인 혜성이 떠돌고 있습니다. 얼마 전까지만 해도 과학은 성간 공간이 비어 있다는 사실을 받아들였습니다. 우주의 모든 물질은 별에 집중되어 있으며, 별 사이에는 아무것도 없습니다. 태양계 내에서만 알 수 없는 경로를 따라 어딘가에 운석과 그 신비한 사촌인 혜성이 떠돌고 있습니다. 성간 공간의 화학은 놀라울 정도로 복잡합니다. 가장 단순한 라디칼은 우주에서 발견되었습니다. 예를 들어 메틴(CH), 하이드록실(OH)이 있습니다. 수산기가 있는 곳에는 물이 있어야 하는데, 실제로 성간 공간에서 발견된 바 있습니다. 우주에는 물, 유기 분자(포름알데히드), 암모니아가 있습니다. 이들 화합물은 서로 반응하여 아미노산을 형성할 수 있습니다.


달의 화학 월장석은 특별합니다. 그 구성은 산소 부족의 영향을 받습니다. 달에는 자유로운 물이나 대기가 없었습니다. 마그마 과정에서 발생한 모든 휘발성 화합물은 우주로 날아갔습니다. 석재 운석은 단순한 규산염으로 구성되어 있으며 그 안에 들어있는 광물의 수는 거의 100에 이릅니다. 달의 암석에는 운석보다 미네랄이 약간 더 많습니다(아마도 수백 개). 그리고 지구 표면에서는 3,000개 이상의 광물이 발견되었습니다. 이는 달의 화학 공정과 비교하여 지상의 화학 공정이 복잡함을 나타냅니다.


행성의 화학적 구성 수성 - 태양에 가장 가까운 행성인 수성은 지구와 유사한 규산염 암석으로 덮여 있습니다. 금성의 대기 구성은 이산화탄소(CO2)가 약 97%, 질소(N2)가 2% 이하, 수증기(H2O)가 약 1%, 산소(O2)가 0.1% 이하이다.


행성의 화학적 구성 이 행성의 대기는 이산화탄소로 구성되어 있으며 약간의 질소, 산소 및 수증기가 있습니다. 소련과 미국 과학자들은 자동 연구 스테이션을 화성에 보냈습니다. 화성은 춥고 생명이 없으며 먼지가 많은 사막입니다. 화학적 관점에서 볼 때 가장 흥미롭고 놀랍고 신비로운 행성은 목성입니다. 목성은 98%가 수소와 헬륨으로 이루어져 있습니다. 물, 황화수소, 메탄, 암모니아도 검출되었습니다.


행성의 화학적 구성 천왕성의 대기는 대략 수소 83%, 헬륨 15%, 메탄 2%로 구성되어 있습니다. 다른 가스 행성과 마찬가지로 천왕성에도 매우 빠르게 움직이는 구름 띠가 있습니다. 해왕성을 구성하는 원소의 구조와 세트는 아마도 천왕성과 유사할 것입니다: 약 15%의 수소와 소량의 헬륨을 포함하는 다양한 "얼음" 또는 고체화된 가스입니다. 토성의 대기는 주로 수소와 헬륨입니다.


우주 속의 금속 오늘날 티타늄은 가장 중요한 구조 재료입니다. 이는 이 금속의 가벼움, 강도 및 내화성의 드문 조합 때문입니다. 티타늄을 기반으로 항공, 조선, 로켓공학을 위한 다양한 고강도 합금이 만들어졌습니다. 티타늄은 오늘날 가장 중요한 구조 재료입니다. 이는 이 금속의 가벼움, 강도 및 내화성의 드문 조합 때문입니다. 티타늄을 기반으로 항공, 조선, 로켓공학을 위한 다양한 고강도 합금이 만들어졌습니다.


우주의 풀러렌 탄화수소의 가지 사슬 풀러렌 탄화수소의 가지 사슬 풀러렌은 은하계 외부에서 처음으로 발견되었습니다 풀러렌은 은하계 외부에서 처음으로 발견되었습니다 풀러렌은 운석에서 발견되었습니다 풀러렌은 운석에서 발견되었습니다

우리 주변의 지구 환경에는 초희귀 성간 매체와 조금이라도 유사한 것이 전혀 없습니다. 공기는 일반적으로 가장 가벼운 물질로 간주됩니다. 그러나 다른 성간 성운과 비교하면 공기는 비정상적으로 밀도가 높은 형태로 나타납니다.

실내 공기 1입방센티미터의 질량은 1밀리그램에 가깝습니다. 같은 부피에 있는 오리온 성운의 질량은 100,000,000,000,000,000(10 17) 배 더 적습니다. 이 숫자는 읽기 쉽지 않습니다. 그러나 물질이 그렇게 크게 희박해지는 것을 시각화하는 것은 훨씬 더 어렵습니다.

성간 가스 성운의 밀도(10-20g/cm3)는 매우 미미하여 부피가 100 입방 킬로미터인 가스 구름의 질량은 1 밀리그램입니다!

기술적으로 어떤 경우에는 매우 희귀한 가스 상태인 진공을 얻기 위해 노력합니다. 다소 복잡한 트릭을 사용하면 실내 공기의 밀도를 100억 배까지 줄이는 것이 가능합니다. 그러나 그러한 "기술적 공극"조차도 가스 성운보다 밀도가 백만 배 더 높은 것으로 밝혀졌습니다!

실내 공기에는 분자가 너무 많아서 끊임없이 서로 충돌해야 합니다. 그들 중 누구도 이웃과 충돌하지 않고는 1000cm 이상 날 수 없습니다. 가스 성운에는 훨씬 더 많은 공간이 있습니다. 각 원자는 다른 원자와 충돌할 염려 없이 여기에서 수백만 킬로미터를 안전하게 날아갈 수 있습니다.

지구뿐만 아니라 태양계 내에서도 우리는 희박한 형태로 가스성 성운과 경쟁할 수 있는 어떤 형성물도 알지 못합니다. 심지어 혜성조차도 공기에 비해 강철만큼 밀도가 높은 성운 옆에 나타납니다. 혜성 머리의 가스 밀도는 성간 성운의 밀도보다 수천 배 더 높습니다.

사진 속 이렇게 희박한 매체가 지속적이고 밀도가 높은 빛나는 구름으로 보이는 반면, 공기는 ​​너무 투명해서 이를 통해 관찰되는 우주의 그림을 거의 왜곡하지 않는 이유가 이상하게 보일 수 있습니다. 그 이유는 물론 성운의 크기 때문입니다. 그것들은 너무 웅장해서 그들이 차지하는 부피를 상상하는 것이 미미한 밀도보다 더 쉽지 않습니다.

평균적으로 성운의 직경은 광년 또는 수십 광년 단위로 측정됩니다. 이것은 지구가 핀 머리 크기로 줄어들면 그 규모에서 오리온 성운은 지구 크기의 구름으로 나타날 것임을 의미합니다! 그러므로, 그것을 구성하는 가스의 밀도가 미미함에도 불구하고, 오리온 성운의 물질은 여전히 ​​우리 태양과 같은 수백 개의 별을 "제조"하기에 충분할 것입니다.

우리는 빛이 이동하는 데 1,800년이 걸리는 오리온 성운으로부터 멀리 떨어져 있습니다. 덕분에 우리는 모든 것을 전체적으로 볼 수 있습니다. 미래에 성간 비행 중에 여행자들이 오리온 성운 내부에 있는 자신을 발견한다면 알아차리기가 쉽지 않을 것입니다. "내부에서" 본 이 멋진 성운은 거의 완벽하게 투명해 보일 것입니다.

가스 성운의 빛은 다양한 이유로 발생할 수 있습니다. 성운에 인접한 별이 매우 뜨거울 경우(표면 온도가 20,000K 이상) 성운의 원자는 별에서 받은 에너지를 다시 방출하며 발광 과정은 발광의 특성을 갖습니다. 반면, 끊임없이 움직이는 가스 구름은 때때로 서로 충돌하여 충돌 에너지의 일부가 방사선으로 변환됩니다. 물론 이러한 이유들이 함께 작용할 수도 있습니다.

일시적인 가스 성운의 밀도가 아무리 높더라도 성간 물질은 1만 배 더 희박합니다. "눈에 보이는 무"라는 이름은 혜성보다 성간 가스 매체에 훨씬 더 적합하다는 데 동의합니다.

시립 교육 기관

중등학교 7호

부구루슬란, 오렌부르크 지역

수필

주제 :

"우주화학"

완전한

우테게노프 티무르

7A반 학생

2011
계획:
소개;


  1. 지구의 화학;

  2. 운석의 화학적 조성;

  3. 별의 화학적 조성;

  4. 성간 공간의 화학;

  5. 달화학의 시작;

  6. 행성의 화학적 조성;
서지.

소개
별이 빛나는 하늘을 보고 싶다면,

그 조화로 당신을 끌어당긴다면

그리고 그 광대함에 놀랐습니다.

가슴 속에 살아 있는 심장이 뛰고 있다는 뜻이다.

즉, 가장 깊은 곳까지 공명할 수 있다는 뜻입니다.

우주에서의 삶에 관한 말.


우주 화학은 웃기게 들리지만 화학은 우주 탐사에서 인간이 이룩한 많은 성과와 직접적인 관련이 있습니다.

비
수많은 화학자, 기술자, 화학공학자의 노력 없이도 우주선이 중력을 극복할 수 있게 해주는 놀라운 구조재료, 엔진이 필요한 동력을 발전시키는 데 도움이 되는 초강력 연료, 우주의 작동을 보장하는 가장 정밀한 기구, 기구 및 장치 궤도 관측소는 만들어지지 않았을 것이다.

불행히도 인간은 지구 표면에 있는 물질만을 사용하는 법을 배웠지만 지구의 자원은 고갈되었습니다. 거기에서 다음과 같은 질문이 제기됩니다. "우주에 지구상의 화학 원소와 적어도 약간 유사하고 우리의 목적을 위해 사용될 수 있는 화학 원소가 있습니까?" 이것이 내가 선택한 주제의 관련성입니다.

업무 목표:

1. 행성, 별, 성간 공간의 화학을 탐구합니다.

2. 우주화학의 과학에 대해 알아보세요.

3.우주화학에 관한 새롭고 흥미로운 사실을 배우고 이야기해 보세요.

4. 습득한 지식을 미래에 활용하세요.

오늘날에는 우주화학이라는 별도의 과학도 있습니다. 우주화학(Cosmochemistry)은 우주체의 화학적 구성, 우주의 화학 원소의 풍부함과 분포의 법칙, 우주 물질이 형성되는 동안 원자의 결합과 이동 과정에 관한 과학입니다. 우주화학에서 가장 많이 연구되는 부분은 지구화학이다. 우주 화학은 물질의 원자-분자 상호 작용 수준에서 주로 "저온" 과정을 연구하는 반면, 우주에서의 "뜨거운" 핵 과정(물질의 플라즈마 상태, 별 내부의 핵 생성(화학 원소 형성 과정) 등)은 다음과 같습니다. 주로 물리학을 다루었습니다. 우주화학은 20세기 후반에 크게 발전한 새로운 지식 분야입니다. 주로 우주 비행의 성공 때문입니다. 이전에는 우주 공간의 화학 과정과 우주 체의 구성에 대한 연구가 주로 태양, 별 및 부분적으로 행성 대기의 외부 층의 방사선에 대한 스펙트럼 분석을 통해 수행되었습니다. 이 방법을 통해 헬륨 원소가 지구에서 발견되기 전에 태양에서 발견될 수 있었습니다.

1. 지구의 화학.

우리 행성을 연구하는 지질학자들에게는 지각 표면, 두께 및 지구의 깊이에서 물질의 거동을 결정하는 가장 일반적인 법칙을 아는 것이 가장 중요합니다. 지질학자는 맹목적으로 탐색할 수 없다. 그는 철, 우라늄, 인, 칼륨을 어디서 찾을 수 있는지 미리 알아야 합니다. 그는 지구상에 탄소 침전물이 생성되는 조건, 즉 석탄을 찾을 수 있는 곳, 흑연을 찾을 수 있는 곳, 다이아몬드를 찾을 수 있는 곳을 알아야 합니다. 지질학자는 지각에서 어떤 요소가 서로 동반되는지 알아야 하며, 다양한 요소의 공동 퇴적물 형성 법칙을 알아야 합니다.

지각과 표면에서 수억 년 동안 발생하고 오늘날까지 계속되는 복잡하고 거대한 화학 과정에서 주기율표에서 유사한 위치에 있는 원소들은 비슷한 지구화학적 운명을 가지고 있습니다. 이를 통해 지구화학자들은 지각에서의 움직임을 추적하고 지구 표면에 분포하는 법칙을 알아낼 수 있습니다.



지각의 구성은 다음과 같습니다.


합계 - 98.59%

주기율표의 8번째 그룹에 나란히 있는 원소인 지구 전체에서 사용할 수 있는 철, 코발트 및 니켈의 양을 비교하면 지구는 36.9%의 철(원자 번호 26), 코발트( 원자번호 27) 0.2%, 니켈(원자번호 28) 2.9%.

다양한 원소의 지구화학적 거동은 우선 원자의 외부 전자 껍질의 구조, 원자의 크기 및 해당 이온에 의해 결정됩니다. 완전한 외부 전자 껍질을 가진 원소(희가스)는 대기에만 존재합니다. 자연 조건에서는 화합물에 들어 가지 않습니다. 방사성 붕괴 중에 형성된 헬륨과 라돈도 암석에 완전히 포획되지 않고 지속적으로 대기 중으로 방출됩니다. 표의 같은 셀에 나타나는 희토류는 자연계에서 거의 항상 함께 발견됩니다. 동일한 광석에는 항상 지르코늄과 하프늄이 함께 포함되어 있습니다.

지질학자들은 오스뮴과 이리듐이 백금과 같은 곳에서 발견되어야 한다는 것을 잘 알고 있습니다. 멘델레예프의 주기율표에서 이들은 8족에 함께 속하며 본질적으로 분리될 수 없습니다. 니켈과 코발트의 침전물은 철을 동반하며, 표에서는 같은 그룹, 같은 기간에 속합니다.

지각의 주요 두께는 몇 가지 미네랄로 구성됩니다. 이 모든 것은 주로 짧은 기간과 표의 각 긴 기간의 시작과 끝에 위치한 원소의 화학적 화합물입니다. 더욱이 그 중에는 일련 번호가 낮은 가벼운 요소가 우세합니다. 이 원소들은 규산염 암석의 대부분을 구성합니다.

주기율표에서 장기간의 중간에 있는 원소는 광석 퇴적물, 가장 흔히 황화물 퇴적물을 형성합니다. 이러한 요소 중 다수는 기본 상태에서 발견됩니다.

원소의 풍부함과 지구화학적 거동(지각에서의 이동)은 모두 주기율표에서의 위치에 따라 결정됩니다. 존재비는 원자핵의 구조에 따라 달라지며, 지구화학적 거동은 전자껍질의 구조에 따라 달라집니다.

그러므로 지구화학자에게는 원소주기율표가 필요하다. 그것이 없었다면 지구화학은 발생하고 발전할 수 없었을 것이다. 이 과학은 암석과 광석에 있는 화학 원소의 상호 공존에 대한 일반적인 패턴을 확립합니다. 이를 통해 지질학자는 지각에서 광물 퇴적물을 찾을 수 있습니다.

멘델레예프의 주기율은 지구화학자와 지질학자에게 신뢰할 수 있고 입증된 나침반입니다.

작업 초반에 우주의 화학을 이야기하겠다고 했는데 왠지 지구의 화학성분을 이야기하기 시작했는데... 그런데 우선 지구도 천체이고, 둘째, 신비한 우주 공간에서 지구로 날아가는 운석 및 기타 우주 체의 구성과 비교하려면 지구의 화학적 구성을 알아야합니다.


2. 운석의 화학적 조성.
우리 행성에 떨어진 수많은 운석에 대한 가장 정확한 화학적 분석은 놀라운 결과를 가져왔습니다. 철, 산소, 규소, 마그네슘, 알루미늄, 칼슘 등 모든 운석에서 지구상에서 가장 흔한 원소의 평균 함량을 계산하면 그 비율은 정확히 94%로 떨어지는 것으로 나타났습니다. 지구의 구성에 운석이 얼마나 들어 있는지.

에게

또한 철 운석에서는

철 91.0%,

코발트 0.6%,

니켈 8.4%.

이 숫자를 위에 주어진 지구상의 이러한 요소의 상대적 분포와 비교하면 절대적으로 놀라운 우연의 일치를 얻습니다. 지구상에서는 이 세 가지 요소 중 우리가 설명하는 것으로 나타났습니다.

철분 92%,

코발트 0.5%,

니켈 7.5%,

티
. 즉, 지구와 운석 모두에서 이러한 요소는 거의 동일한 비율로 발견됩니다. 이러한 사실과 기타 발견된 많은 우연의 일치로 인해 과학자들은 다음과 같은 결론을 내릴 수 있었습니다. 즉, 지구에 있는 물질과 천체에 있는 물질은 동일합니다. 동일한 요소로 구성됩니다.

지구와 운석의 각 원소는 거의 동일한 동위원소 구성을 가지고 있습니다. 예를 들어, 지구의 여러 지역에 위치한 수많은 화산의 화산재와 용암에서 추출된 황의 동위원소 조성을 반복적으로 분석한 결과, 황은 어디에서나 동일하다는 사실이 밝혀졌습니다. 모든 곳에서 황-32와 황-34의 안정 동위원소 양 사이의 관계는 동일합니다. 22,200과 같습니다. 직접 연구할 수 있는 우주의 유일한 대표자인 운석에서 나온 황의 동위원소 구성은 지구와 정확히 동일합니다.

또한 가장 일반적인 요소가 동일하다는 것이 밝혀졌습니다. 그들 사이의 관계조차 여기저기서 똑같다. 주기율표에서 원자번호가 짝수인 원소와 홀수인 원소의 교번도 여기저기서 같은 방식으로 관찰됩니다. 물론 지구와 우주 공간에서 화학 원소의 행동에 있어서 큰 유사성을 보여주는 더 많은 예를 제시하고 더 많은 일반적인 패턴을 지적할 수 있습니다.

이게 무작위일 수도 있나요? 당연히 아니지.

우주에서 온 무작위 손님이 지구상 어디에서 우리에게 날아가든 상관없이 이것은 아마도 태양계에 속한 혜성의 일부일 것입니다. 아마도 이것은 작은 행성의 파편일 것입니다. 아마도 이들은 외계 별 세계에서 온 메신저일 것입니다. 한 가지 중요한 것은 화학적 구성, 요소 간의 관계, 운석에서 발견되는 화합물에 의해 멘델레예프의 대법칙의 작용이 다음과 같지 않다고 말합니다. 우리 행성의 경계로 제한됩니다. 전자 껍질을 가진 원자가 존재할 수 있는 우주 전체도 마찬가지입니다. 이로부터 결론은 다음과 같습니다: "물질은 모든 곳에서 통합됩니다."

3. 별의 화학적 조성.


요소

수량(대략)

수소

8300

헬륨

1700

탄소

1,5

질소

0,9

산소

9,0

플루오르

0,028

네온

3,4

마그네슘

0,49

알류미늄

0,05

규소

0,77

인

0,0028

황

0,25

염소

0,014

아르곤

0,07


이 표에는 대략적인 숫자만 표시되어 있지만 하나 또는 다른 요소의 함량이 높은 별이 있습니다. 따라서 규소 함량이 높은 별(규소별), 철이 많은 별(철별), 망간(망간), 탄소(탄소별) 등이 알려져 있다. 요소가 꽤 다양해요. 젊은 적색거성에서 중원소의 양이 증가하는 것이 발견되었습니다. 그 중 하나에서는 태양의 함량보다 26배나 높은 몰리브덴 함량이 증가한 것으로 나타났습니다.

별의 깊은 곳, 지구에서는 상상할 수 없는 조건, 수억 켈빈의 온도와 이해할 수 없을 정도로 엄청난 압력에서 다양한 핵 화학 반응이 일어납니다.

요즘에는 이미 접근하기 어려운 매혹적인 화학인 핵천문학이라는 광범위한 과학 분야가 있습니다. 이는 모든 과학에 대한 가장 중요한 질문, 즉 우주에서 요소가 어떻게 형성되었는지, 어디에서 어떤 요소가 발생하는지, 우주의 영원한 발전에서 그들의 운명은 무엇인지를 명확하게 합니다.

이 과학의 방법은 특이합니다. 그녀는 관찰(분광학을 사용하여 별 대기의 구성을 연구)과 실험(지구 가속기에서 빠른 입자의 반응을 연구)을 모두 사용합니다. 이론적인 계산을 통해 과학자들은 별의 깊이를 조사할 수 있습니다. 별의 깊이에는 이미 많은 흥미로운 것들이 발견되어 있고 많은 신비로운 것들이 숨겨져 있습니다.

예를 들어, 수소의 "연소" 비율이 특히 높고 그 양이 적고 헬륨 함량이 높은 초고온 및 고압의 별 중심 지역에서 다음과 같은 반응이 일어나는 것으로 밝혀졌습니다. 헬륨 핵 사이에서 가능합니다. 신비한 베릴륨 핵-8이 그곳에서 태어나고 (지구에는 전혀 존재할 수 없음) 탄소-12, 산소-16, 네온-20 및 기타 "헬륨"주기 핵과 같은 가장 강한 핵이 나타납니다.

중성자를 생성하는 핵 화학 반응은 별에서도 발견되었습니다. 그리고 중성자가 있다면 다른 모든 원소가 별에 어떻게 나타나는지 이해할 수 있습니다. 그러나 과학은 이 길에서 여전히 많은 미스터리에 직면해 있습니다. 우주의 별의 다양성은 이해할 수 없을 정도로 엄청납니다.

안에
아마도 우리가 관찰할 수 있는 모든 별에서는 수소가 우세하지만 별의 다른 요소의 함량은 크게 다릅니다. 일부 별에서는 일반 별에 비해 개별 요소의 함량이 너무 높아 천체 물리학에서도 호출됩니다. 마그네슘”, “실리콘”, “철”, “스트론튬”, “탄소” 별입니다. 최근에는 "리튬"과 "인" 별도 발견되었습니다. 항성 구성의 이러한 신비한 차이는 여전히 설명을 기다리고 있습니다.

새로운 핵 형성의 놀라운 메커니즘을 추적하는 것도 가능했습니다. 초고온으로 인해 핵은 정전기적 반발력을 극복하고 서로 반응할 수 있을 만큼 높은 에너지를 가지고 있는 것으로 밝혀졌습니다. 이런 방식으로는 많은 요소가 전혀 형성될 수 없습니다.

별 내부에 존재하는 고온의 중수소, 리튬, 베릴륨, 붕소는 수소와 매우 빠르게 반응하여 즉시 파괴됩니다. 우주에 있는 이러한 원소들은 차가운 “주방”, 아마도 강력한 전기장과 자기장이 발생하여 입자를 초고에너지로 가속시키는 항성 대기의 별 표면에서 “요리”됩니다.

원소가 생성되는 별의 "공장"은 신비한 중성미자 입자와 관련된 과학자들에게 이상한 신비를 안겨줍니다. 과학자들은 이러한 파악하기 어려운 유령 입자의 역할이 아주 최근에 보였던 것만큼 중요하지 않다고 의심하기 시작했습니다. 별에서 생성된 대부분의 에너지가 방사선의 형태가 아닌 중성미자로만 운반되는 핵화학 과정이 가능하다는 것이 밝혀졌습니다.

그러나 별에게 이것은 재앙을 의미합니다. 별은 중력의 균형을 맞추는 항성가스의 압력과 빛의 압력으로 인해 평형상태로 존재한다. 저항없이 별의 두께를 관통하는 중성미자만으로 별 내부에서 에너지가 빛의 속도로 운반되기 시작하면 별은 중력 인력에 의해 즉시 압축됩니다.

아마도 이것이 여전히 이해할 수 없는 별이 형성되는 방식일 것입니다. 백색 왜성은 1cm3당 수천 톤에 도달할 수 있는 물질의 밀도입니다. 아마도 그러한 과정은 초신성이 탄생하는 동안 거대한 재앙을 야기할 수도 있습니다.

그러나 자연의 가장 큰 미스터리 중 하나인 이것이 풀릴 것이라는 데에는 의심의 여지가 없습니다. 우리는 또한 별과 우주 공간에 있는 수소 매장량의 비밀을 배우고 수소 별의 형성과 "젊은" 수소 별의 형성으로 이어지는 과정을 발견할 것입니다.

우주에서 초신성의 출현에 대한 질문은 매우 중요합니다. 별을 산란시켜 성운으로 만들 수 있는 엄청난 양의 에너지가 어떻게 생성되는지에 대한 미스터리가 해결되어야 합니다. 예를 들어, 이것이 바로 1054년에 일어난 일입니다. 초신성은 황소자리에서 폭발했고, 희미해지면서 게 성운으로 변했습니다.

우리 시대에 이 성운은 이미 수천억(1012)킬로미터 이상 확장되어 있습니다. 가장 흥미로운 점은 초신성 폭발이 점차 희미해지면서 동위원소 캘리포니아-254처럼 밝기를 잃어간다는 점이며, 반감기는 55일이다. – 초신성의 밝기가 감소하는 기간과 정확히 일치합니다.

그러나 아마도 천문화학의 주요 임무는 수소가 우주에 어떻게 나타나는지 알아내는 것입니다. 실제로 수많은 별의 세계에서는 수소가 지속적으로 파괴되고 있으며 우주의 총 매장량은 감소해야 합니다.

그리고 서양의 많은 과학자들은 우주의 “수소 죽음”에 관해 어렵고 우울한 결론에 도달했습니다. 그들은 우주에서 별들이 수소 매장량을 모두 소진하여 차례로 소멸되고 있다고 믿습니다. 그리고 이전에 밝게 빛나던 이들 발광체들은 차례로 차갑고 죽은 세계로 변하여 영원히 우주 공간을 떠돌게 됩니다.

우주의 "수소 죽음"에 대한 우울한 결론은 논리적으로 결함이 있고 부정확합니다. 그것은 실험적 사실과 현대 과학의 성취, 즉 우주의 화학에 의해 반박됩니다.

접근할 수 없는 별의 비밀, 그 구성, 본질, 깊은 곳에서 일어나는 신비한 과정을 우리에게 소개한 과학의 성취는 원자의 본질과 그 구조에 대한 지식을 기반으로 합니다. 이 지식은 Mendeleev의 주기율에 구현되어 있습니다. 그러나 주기율이 영원히 동결되고 변하지 않을 것이라고 생각해서는 안됩니다. 아니요, 자연 법칙의 진실을 더 깊고 정확하게 반영하는 점점 더 많은 콘텐츠를 포함하여 자체적으로 발전합니다.

주기성의 법칙은 원자핵 구조의 특징이기도 합니다. 이를 통해 우리는 세계 요소의 상대적인 안정성과 모든 천체의 구성에 대한 최종 결정을 내릴 수 있기를 바랍니다.


4. 성간 공간의 화학.

얼마 전까지만 해도 과학은 성간 공간이 비어 있다는 사실을 받아들였습니다. 우주의 모든 물질은 별에 집중되어 있으며, 별 사이에는 아무것도 없습니다. 태양계 내에서만 알 수 없는 경로를 따라 어딘가에 운석과 그 신비한 사촌인 혜성이 떠돌고 있습니다.

미래 과학 중 하나인 우주 화학의 출현으로 가는 길은 놀라울 정도로 복잡하고 예상치 못한 일입니다. 네덜란드의 작은 마을 라이덴에서 파시스트가 점령했던 어둡고 끔찍한 시절, 지하 과학계의 비밀 회의에서 젊은 학생 반 데 홀스트(Van de Holst)가 보고서를 작성했습니다. 우리가 이미 알고 있듯이 멘델레예프의 주기율을 기반으로 과학에 의해 개발된 원자 구조 이론을 바탕으로 그는 수소 방사선 스펙트럼에서 가장 긴 파동이 무엇인지 계산했습니다. 이 파동의 길이는 21cm로 짧은 전파에 속한다는 것이 밝혀졌습니다. 뜨거운 수소에 의해 방출되는 잘 연구된 가시 스펙트럼과 달리, 무선 방출은 저온에서도 발생할 수 있습니다.

반 데 홀스트(Van de Holst)는 지구상에서 수소 원자에서 그러한 방사선이 나올 가능성이 낮다고 계산했습니다. 21cm 길이의 전파 방출을 동반하는 수소 원자 내에서 전자가 이동할 때까지 수백만 년을 기다려야 합니다.

보고서에서 젊은 과학자는 무한한 우주 공간에 수소가 존재한다면 21cm 파장의 방사선으로 이를 탐지할 수 있다는 가정을 세웠는데, 이 예측은 정당화되었습니다. 우주의 광대 한 깊이에서 성간 수소가 우리에게 가져다주는 우주의 비밀에 대한 놀라운 라디오 메시지가 밤낮으로 멈추지 않고 21cm의 파동으로 항상 지구에 온다는 것이 밝혀졌습니다.

21cm의 파도는 우주의 먼 구석에서 우리 행성을 향해 돌진하여 전파 망원경의 안테나에 도달하는 데 수천, 수백만 년이 걸립니다. 그녀는 과학자들에게 우주에는 공허가 없으며 그 안에는 한 항성계에서 다른 항성계로 확장되는 보이지 않는 우주 수소 구름이 있다고 말했습니다. 이러한 수소 축적의 정도와 모양을 결정하는 것도 가능했습니다. 21cm의 파동에는 우주에 장애물이 없습니다. 연구원의 시야에서 은하수의 광대한 영역을 가리고 있는 검은색의 뚫을 수 없는 우주 먼지 구름조차도 차가운 수소 방사선에 완전히 투명합니다. 그리고 이러한 파동은 이제 과학자들이 은하수의 먼 별뿐만 아니라 우리가 접근할 수 있는 우주 부분의 가장자리에 있는 가장 먼 성운도 구성되는 물질의 본질을 이해하는 데 도움이 됩니다.

텅 빈 끝없는 공간에서 멀리 떨어져 있던 광대한 별 세계는 이제 거대한 수소 구름에 의해 하나의 전체로 연결되어 있음을 발견합니다. 과학적 아이디어의 발전에서 연속성을 추적하는 것은 어렵지만 젊은 네덜란드 학생의 대담한 예측과 멘델레예프의 위대한 아이디어 사이에 직접적이고 지속적인 연결이 있다는 것은 의심의 여지가 없습니다. 이것이 성간 공간에서 수소가 발견된 방법이다.

무한한 세계 공간은 비어 있는 것으로 간주될 수 없습니다. 이제 수소 외에도 다른 많은 원소가 발견되었습니다.

우주의 화학적 성질은 매우 독특합니다. 이것은 초고진공 화학입니다. 우주 공간의 평균 물질 밀도는 10~24g/cm3에 불과합니다. 이러한 진공은 아직 물리학 실험실에서 생성될 수 없습니다. 원자 수소는 우주 공간의 화학에서 가장 중요한 역할을 합니다. 그 다음으로 가장 흔한 것은 헬륨으로, 그 양은 10배나 적습니다. 산소, 네온, 질소, 탄소, 규소는 이미 발견되었습니다. 우주 공간에는 그 중 무시할 수 있는 양이 거의 없습니다.

우주에서 성간물질의 역할은 엄청나다는 것이 밝혀졌습니다. 적어도 우리 은하계에서는 모든 물질의 거의 절반을 차지하며 나머지는 별에 있습니다.

최근 몇 년 동안 성간 공간의 화학 분야에서 정말 놀라운 발견이 이루어졌습니다. 이 모든 것은 우주에서 세아노아세틸렌(HC3N)이라는 복잡한 분자의 예상치 못한 발견으로 시작되었습니다. 우주 화학자들이 어떻게 그러한 복잡한 구성과 구조의 유기 분자가 성간 공간에서 어떻게 발생하는지 설명하기 전에 갑자기 궁수 자리 별자리의 전파 망원경의 도움으로 지구상에서 가장 흔한 화합물의 거대한 구름이 완전히 예상치 못한 일이되었습니다. 우주 - 포름산(HCOOH)이 발견되었습니다. 다음 발견은 훨씬 더 예상치 못한 일이었습니다. 우주 공간에는 포름알데히드(HCOH) 구름이 존재하는 것으로 밝혀졌습니다. 이것은 그 자체로 이미 매우 놀라운 일이지만, 서로 다른 우주 포름알데히드 구름이 서로 다른 동위원소 구성을 가지고 있다는 사실은 완전히 설명할 수 없는 상태로 남아 있습니다. 마치 성간 매체의 역사가 은하계의 여러 부분에서 다른 것과 같습니다.

그런 다음 훨씬 더 이상한 발견이 이루어졌습니다. 암모니아(NH3)는 우리 은하 중심 어딘가에 놓여 있는 작은 성간 먼지 구름에서 발견되었습니다. 우주 암모니아의 전파 방출 강도를 기반으로 이 공간 영역의 온도(25K)를 측정하는 것도 가능했습니다. 우주 암모니아의 미스터리는 이러한 조건에서 불안정하고 자외선의 영향으로 파괴된다는 것입니다. 이것은 그것이 집중적으로 발생한다는 것을 의미합니다 - 공간에서 형성됩니다. 하지만 어떻게? 현재로서는 알 수 없습니다.

성간 공간의 화학은 놀라울 정도로 복잡한 것으로 밝혀졌습니다. 포름아미드 분자는 이미 발견되었습니다. 즉, 4가지 다른 원소의 원자로 구성된 6개 원자 분자입니다. 그것들은 어떻게 발생합니까? 그들의 운명은 어떻게 되나요? 메틸세아니드(CH 3 CN), 이황화탄소(CS 2), 황화탄소(COS) 및 산화규소(SiO)의 분자도 발견되었습니다.

또한 메틴(CH), 하이드록실(OH)과 같은 가장 간단한 라디칼이 우주에서 발견되었습니다. 수산기의 존재가 확인되자 물에 대한 연구가 시작되었습니다. 수산기가 있는 곳에는 물이 있어야 하는데, 실제로 성간 공간에서 발견된 바 있습니다. 이 발견은 특히 흥미롭고 중요합니다. 우주에는 물, 유기 분자(포름알데히드), 암모니아가 있습니다. 이들 화합물은 서로 반응하여 아미노산을 형성할 수 있으며 이는 육상 조건에서 실험적으로 확인되었습니다.

성간 “공허함”에서는 또 무엇이 발견될까요? 20개 이상의 복잡한 화합물이 발견되었습니다. 아마도 아미노산도 발견될 것입니다. 궁수자리의 시아노아세틸렌 구름과 같은 유기 화합물로 이루어진 놀라운 우주 구름은 밀도가 매우 높고 광범위합니다. 계산에 따르면 그러한 구름은 중력의 영향으로 압축되어야 합니다. 행성이 형성되는 동안 원시 생명체의 기초인 복잡한 유기 화합물을 이미 포함하고 있다는 절대적으로 환상적인 가정이 가능하지 않을까요? 아마도 완전히 불가능 해 보이는 질문에 대해 진지하게 논의하는 것이 꽤 받아 들여질 것입니다. "나이가 많은 것은 무엇입니까? 행성이나 그 행성의 생명체는 무엇입니까?" 물론 어떤 대답이 나올지 짐작하기는 어렵다. 한 가지는 분명합니다. 과학에는 해결 불가능한 질문이 없다는 것입니다.

새로운 과학이 우리 눈앞에 나타나고 있습니다. 개발 경로를 예측하고 우주 화학이 어떤 더 놀라운 발견으로 이어질지 예측하는 것은 어렵습니다.


5. 달 화학의 시작.

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수년 전인 1609년에 갈릴레오 갈릴레이는 처음으로 망원경을 하늘로 향하게 했습니다. 흰 돌 해안으로 둘러싸인 달의 “바다”가 그에게 나타났습니다. 갈릴레오의 관찰 이후 오랫동안 달의 “바다”는 물로 가득 차 있다고 믿어졌습니다. 심지어 지구보다 달에서 사는 것이 더 즐겁다고까지 말했습니다. 18세기의 유명한 천문학자. William Herschel은 다음과 같이 썼습니다. “나에게 지구에서 살 것인지 달에서 살 것인지 선택해야 한다면 나는 한 순간도 주저하지 않고 달을 선택할 것입니다.”

시간이 지났습니다. 달에 관한 정보는 점점 더 정확해졌습니다. 1840년에 달 표면이 최초로 사진 건판에 전시되었습니다. 1959년 10월 소련 우주정거장 루나 3호가 달 뒷면의 영상을 지구로 전송했다. 그리하여 1969년 7월 21일 달 표면에 인간의 발자국이 새겨졌습니다. 미국의 우주비행사와 소련의 자동 관측소가 달의 암석을 지구로 가져왔습니다.

월장석은 특별합니다. 그 구성은 산소 부족의 영향을 받습니다. 금속은 가장 높은 산화 상태에서는 발견되지 않으며 철철만이 발견됩니다. 달에는 자유로운 물이나 대기가 없었습니다. 마그마 과정에서 발생한 모든 휘발성 화합물은 우주로 날아갔고 2차 대기는 발생하지 않았습니다. 또한 달에서는 녹는 과정(지각 형성)이 1200~1300°C의 더 높은 온도에서 매우 빠르게 진행된 반면, 지구에서는 이러한 과정이 1000~1100°C에서 발생했습니다.

달은 항상 지구를 향해 같은 면을 향하고 있습니다. 맑은 밤에는 갈릴레오가 발견한 달의 "바다"라는 어두운 점을 볼 수 있습니다. 그들은 달의 보이는 면의 약 1/3을 차지합니다. 나머지 표면은 고지대입니다. 게다가 우리 눈에 보이지 않는 반대편에는 "바다"가 거의 없습니다. 밤별의 높은 산 뒷면과 우리에게 보이는 쪽의 '대륙'을 구성하는 암석은 '바다'의 암석보다 가볍습니다.

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달에는 지구처럼 긴 선형 능선이 없습니다. 거대한 화산 서커스의 높은 (최대 수 킬로미터) 벽인 분화구가 고리 구조로 솟아 있습니다. 직경이 수 킬로미터에 달하는 큰 분화구는 그 기원을 화산으로 추적합니다. 낮은 곳으로 쏟아지는 용암은 거대한 용암 호수를 형성했습니다. 이것이 달의 "바다"입니다. 지름이 1km도 안 되는 많은 분화구는 아마도 운석이 떨어지거나 달의 폭발적인 화산 활동으로 솟아오른 암석으로 인해 만들어졌을 것입니다. 이 가정은 1972년에 확인되었습니다. 운석이 달에 떨어져 직경 100m의 새로운 분화구를 형성했습니다. 달에 설치된 운석은 지진 장비를 작동시켰습니다. 이를 통해 달 지각의 두께를 결정하고 그 심층 구조에 대해 배울 수 있습니다.

그리고 달의 산, 분화구, 달의 "바다"가 "달의 풍경"을 형성합니다. 지질학적 역사 초기의 지구는 분화구에 의해 침식되어 현재의 달과 풍경이 비슷했을 가능성이 매우 높습니다. 그러나 지구 고유의 강력한 암석 파괴 과정으로 인해 퇴적층 아래에 ​​주요 구호물이 묻혀 있었습니다. 육지 암석의 파괴(풍화 작용)는 물, 살아있는 유기체, 산소, 이산화탄소 및 기타 화학적 요인과 온도 변화의 영향으로 발생합니다. 달에는 대기도 없고, 물도 없고, 유기체도 없습니다. 이는 다른 화학 반응과 마찬가지로 산화 과정도 거의 없다는 것을 의미합니다. 따라서 달의 암석은 주로 물리적, 기계적 분열을 겪는 반면, 지상의 암석은 파괴되면 깊은 화학적 구조 조정을 겪습니다. 월석은 달의 낮과 밤 사이의 급격한 온도 변화의 영향으로 먼지로 변합니다. 암석은 은하 방사선과 "태양풍"(태양에서 오는 방사선)의 영향을 받습니다. 우리는 운석이 엄청난 속도로 달 표면에 충돌하는 것을 잊어서는 안 됩니다. 이 모든 과정의 결과로 달의 빽빽한 암석에 미세한 달 토양 층이 나타났습니다. 그것은 두꺼운 층으로 "바다"를 덮습니다. 그것은 또한 달의 대륙 지역인 고지대 표면에도 존재합니다.

은하 방사선은 달의 몸 속으로 약 1미터 정도 침투하며, 양성자의 영향으로 암석에서 핵 변형이 일어납니다. 양성자 충격 덕분에 지구 암석에는 거의 없는 방사성 동위원소(23AI, 22Na 등)가 달에는 흔히 발견된다. 다른 차이점도 있습니다. 예를 들어, 달 암석에는 육지 암석보다 아르곤이 더 많이 포함되어 있습니다. 그리고 또 하나의 화학적 특징-아마도 달에는 광물 매장지가 없습니다. 사실 광체를 형성하려면 열수 용액이 필요하며 달 두께만큼 자유수가 존재한 적이 없습니다. 그러나 일부 달 암석에는 약 10%의 티타늄이 포함되어 있습니다.

우주에서 온 돌, 즉 운석은 오랫동안 사람들에게 친숙했습니다. 그러나 달에서 나온 첫 번째 암석 조각은 아주 최근에 우리에게 왔습니다. 그들은 미국 아폴로 우주선과 소련 자동 스테이션 Luna - 16 및 Luna - 20의 우주 비행사에 의해 지구로 전달되었습니다. 달의 조각을 손에 쥐고 있다는 것은 놀라운 일입니다! 과학자들은 수세기 동안 월장석에 관해 이야기해 왔고, 시인들도 그것에 대해 노래했으며, 그것에 대해 너무나 많은 글이 쓰여졌습니다! 그리고 우리 시대에만 인간에게는 지상, 운석, 달석의 물질적 구성을 비교할 수 있는 특별한 기회가 주어졌습니다.

석재 운석은 주로 단순한 규산염으로 구성되어 있으며 그 안에 포함된 광물의 수는 거의 100개에 이릅니다. 달의 암석에는 운석보다 미네랄이 약간 더 많습니다(아마도 수백 개). 그리고 지구 표면에서는 3,000개 이상의 광물이 발견되었습니다. 이는 달의 화학 공정과 비교하여 지상의 화학 공정이 복잡함을 나타냅니다.

여기서 돌운석(콘드라이트)의 화학적 원소 구성이 태양의 구성과 매우 유사하다는 점을 상기하는 것이 적절합니다. 돌이 많은 운석과 태양에서 화학 원소의 풍부함과 그 비율은 거의 동일합니다 (운석 형성 중에 증발하는 가스 제외). 태양에서 발견되는 모든 화학 원소는 운석에서도 발견됩니다. 또한 Si/Mg 비율은 태양과 운석 모두에서 동일하며 1에 가깝습니다. 달의 "바다"에서 가져온 돌이 현무암 암석 조각으로 밝혀 졌을 때 달의 지각이 지구와 많은 공통점이 있다는 것이 분명해졌습니다.

달의 화산 활동 중에 분출된 달의 현무암은 콘드라이트와 화학적 조성이 약간 다릅니다. 따라서 Si/Mg 비율은 1이 아니라 약 6(지상 현무암의 경우)입니다. 이 암석의 구성은 더 이상 태양의 기본 구성과 일치하지 않지만 돌 운석에 매우 가까운 달 물질에서 녹아 버렸습니다. 달의 평균 밀도는 돌운석의 평균 밀도(3.34g/cm3)와 같다고만 말하면 충분합니다. 지구의 밀도는 5가 넘지만 지각은 주로 현무암으로 구성되어 있습니다. 이것은 달에 아마도 무거운 철심이 부족하다는 것을 의미합니다.

그리고

따라서 달의 “바다”는 현무암질 용암으로 구성되어 있으며 동일한 구성의 세립토로 덮여 있습니다. 그러나 세부적으로는 하나의 "바다"가 다른 바다와 다릅니다. 예를 들어, 풍요의 바다(Sea of ​​Plenty)는 티타늄이 약 3% 함유된 현무암으로 구성되어 있고, 평온의 바다(Sea of ​​​​Tranquility)의 현무암은 최대 10%의 티타늄을 함유하고 있습니다. 이곳에서는 광물 일메나이트 형태로 발견됩니다. 해양 달 현무암에는 철분이 최대 18%까지 풍부하고, 지상 현무암에는 보통 약 7%가 함유되어 있습니다. 육상 현무암에 비해 달 현무암은 우라늄, 토륨, 칼륨 함량이 더 높습니다. 이러한 방사성 원소는 달 화산 활동을 유발합니다.

달의 고지대에서는 현무암이 우세하지 않지만 주로 광물성 anorthite로 구성된 소위 anorthosites라고 불리는 다른 암석이 있습니다. 지구상에서 그러한 암석은 산 방패의 가장 오래된 암석 중에서 발견됩니다. 육상 거식증은 매우 유서 깊은 나이를 가지고 있으며, 그 나이는 최대 35억 년입니다. 달을 포함한 모든 anorthosites에는 많은 양의 알루미늄과 칼슘, 일부 철, 바나듐, 망간 및 티타늄이 포함되어 있습니다. 한편, "해양" 달 현무암에는 철과 티타늄의 함량이 매우 높습니다.

달 거석의 형성 방식의 발견은 먼 과거의 육상 지질 과정을 명확하게 해줄 것입니다. 반려암 현무암 마그마의 결정화 분화 과정에서 회장석이 발생하는 것으로 추정할 수 있습니다. 달에서는 진공 공간에서 마그마가 매우 빠르게 분출되는 동안 거석이 결정화됩니다. 모든 것은 anorthosite의 형성에는 물과 높은 온도가 필요하다는 것을 암시합니다. 달의 마그마는 뜨거웠지만 물, 가스, 이산화탄소 등 휘발성 성분이 거의 포함되어 있지 않다는 징후가 있습니다. 사실, 그러한 휘발성 화합물은 달에서 우주로 쉽게 빠져나갈 수 있습니다.

항문소암의 기원에 대해서는 아직 불분명한 부분이 많지만, 달의 고지대에서 이러한 암석이 발견되면서 지구의 일차 항문소암 지각에 대한 오래된 지질학적 아이디어가 되살아났습니다.

달 암석의 니켈 농도는 매우 흥미롭습니다. 단일체 해양 현무암에서는 드물다. 그러나 토양(분쇄된 암석)에는 그 양이 절반 정도 더 많습니다. 그리고 달 대륙 지역의 거석암에는 토양뿐만 아니라 암석 조각에도 많은 니켈이 포함되어 있습니다. 그리고 가장 흥미로운 점은 니켈을 함유한 금속성 철이 토양에서 발견되었다는 것입니다. 아마도 이들은 운석의 금속상의 입자입니다. 달 토양에는 이 철 합금이 0.25%, 즉 석재 운석 물질이 2.5% 포함되어 있다는 계산이 가능했다. 이는 수백만 톤의 물질이 우주에서 달로 옮겨졌다는 것을 의미합니다. 지구로 전달된 월석의 도움으로 우리 밤별의 절대적인 "지질학적" 나이가 결정되었습니다. 달의 나이는 약 4.6 * 109세인 것으로 밝혀졌습니다. 그녀는 지구와 같은 나이입니다. 동시에 개별 결정질 암석(주로 달의 "바다"의 현무암)은 10억년 더 젊습니다. 즉, 나이는 약 3.0 * 109년입니다.

6. 행성의 화학적 구성.

와 함께

행성 화학에 대한 지식은 매우 빠르게 증가하고 있습니다. 최근 몇 년 동안 우리는 우주의 이웃인 신비한 먼 세계의 물질의 화학적 변형 법칙과 그 구성에 대해 많은 것을 배웠습니다.

수은- 태양에 가장 가까운 행성. 그러나 우리는 여전히 지구상에서 무슨 일이 일어나고 있는지 대략적으로 알고 있습니다. 질량은 너무 작고(지구의 0.054) 태양측 온도는 너무 높으며(400°C 이상) 모든 가스 분자는 엄청난 속도로 행성 표면을 떠나 우주 공간으로 날아갑니다. 수은은 아마도 지구와 비슷한 규산염 암석으로 덮여 있을 것입니다.

~에 금성소련 과학자들은 여러 개의 자동 실험실을 보냈습니다.

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이제 대기의 화학적 조성과 표면 상태에 대한 신뢰할 수 있는 정보를 얻었습니다.

지구에서 보낸 소련의 자동 행성 간 관측소 "Venera - 4", "Venera - 5" 및 "Venera - 6"은 대기 가스의 구성, 측정된 압력 및 온도를 직접 분석했습니다. 받은 정보는 지구로 전송되었습니다.

이 행성의 대기 구성은 이제 확실하게 알려져 있습니다.

이산화탄소(CO 2 ) 약 97%,

질소(N 2) 2% 이하,

수증기(H2O) 약 1%,

산소 (O 2) 0.1% 이하.

금성 표면에서는 생명체가 존재할 수 없습니다. 우주 실험실 온도계는 약 500oC의 온도, 압력은 약 100atm으로 나타났습니다.

금성의 표면은 (거의 확실하게) 뜨거운 암석 사막입니다.

와 함께
소련과 미국의 과학자들은 자동 연구 스테이션을 화성. 수천만 마일의 빈 공간으로 분리되어 있음에도 불구하고 화성과 지구는 신비한 연결을 공유합니다. 이 행성의 대기는 거의 이산화탄소와 약간의 질소, 산소 및 수증기로 구성되어 있다는 것이 입증되었습니다. 화성의 대기는 매우 희박하며 표면 압력은 지구보다 100배 이상 낮습니다. 화성에는 0oC 이하의 온도가 지배적이며, 일일 기온 변동이 심해 끔찍한 먼지 폭풍이 발생합니다. 달과 마찬가지로 행성의 표면은 많은 분화구로 덮여 있습니다. 화성은 춥고 생명이 없으며 먼지가 많은 사막입니다.

화학의 관점에서 볼 때 가장 흥미롭고 놀랍고 신비로운 행성은 목성. 최근 목성의 전파 방출이 발견되었습니다. 이 차가운 거인에서 어떤 과정이 전파를 생성할 수 있는지는 미스터리입니다. 이론가들은 행성의 핵이 액체여야 한다고 계산했습니다. 그것은 금속 수소 껍질로 둘러싸여 있으며 백만 기압의 압력이 그곳을 지배합니다. 과학자들은 실험실에서 금속수소를 얻기 위해 끊임없이 노력하고 있습니다. 열역학적 계산을 바탕으로 그들은 성공을 확신합니다.

목성은 두께가 수만 킬로미터에 달하는 밀도 높은 대기로 둘러싸여 있습니다. 화학자들은 목성의 대기에서 다양한 화합물을 발견했습니다. 물론 그들 모두는 주기율을 완전히 준수하여 만들어졌습니다. 목성은 98%가 수소와 헬륨으로 이루어져 있습니다. 물과 황화수소도 검출됐다. 메탄과 암모니아의 흔적이 발견되었습니다. 목성의 평균 밀도는 1.37g/cm3으로 매우 낮습니다.

에프

과학자들은 목성의 내부 핵이 매우 뜨거울 것이라고 계산했습니다. 태양으로부터 열을 거의 받지 않습니다. 이는 지구보다 27배 적으며 동시에 40%를 우주로 반사합니다. 그러나 흡수하는 것보다 4배 더 많은 것을 방출합니다. 목성이 추가 에너지를 어디서 얻고 어떻게 발생하는지는 알려져 있지 않습니다. 열핵 과정은 불가능합니다. 아마도 이 과잉 에너지는 행성의 압축 에너지일까요?

목성의 외부 표면은 -90~-120°C로 매우 차갑습니다. 결과적으로 대기 내부에는 지구와 조건이 거의 다르지 않은 지역이 있을 것입니다. 그러한 구역의 두께는 결코 작지 않으며 약 3000km입니다. 이 구역의 온도 변동 범위는 -5 ~ +100°C입니다. 여기의 물은 액체여야 하고, 다른 대기 화합물은 기체여야 합니다.

천문학자들은 목성의 외부가 얼음과 암모니아의 고체 입자로 구성된 흐린 껍질로 덮여 있다고 믿습니다. 그래서 하늘에서 그토록 밝게 빛나는 것입니다. 망원경을 통해 목성 표면에 엄청난 속도로 떠다니는 신비한 구름 줄무늬가 선명하게 보입니다. 이것은 허리케인과 엄청난 뇌우의 왕국입니다.

과학자들은 실험실에서 목성의 대기 조건을 재현하려고 노력했습니다. 결과는 예상치 못한 것이었습니다. 목성 대기와 구성이 유사한 가스 환경에서 방전(뇌우), 이온화 ​​및 자외선(햇빛 및 우주선)의 영향으로 요소, 아데닌, 이산화탄소, 심지어 일부 아미노산과 같은 복잡한 유기 화합물이 발생했습니다. 복잡한 탄화수소. 또한, 빨간색과 주황색의 시아노폴리머가 얻어졌습니다. 그들의 스펙트럼은 목성의 신비한 붉은 반점의 스펙트럼과 유사한 것으로 밝혀졌습니다. 과학자들은 질문이 있습니다. 목성에 생명체가 있습니까? 우리 지구 유기체에게 이 행성의 대기는 독입니다. 그러나 아마도 이것은 가장 원시적이고 단순한 형태의 생명체의 출현에 필요한 생물학적 화합물의 바다 인 주요 생명체 형태의 영역일까요? 아니면 이미 거기에 나타났습니까?

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푸른 색 천왕성이는 상층 대기의 메탄이 적색광을 흡수한 결과입니다. 아마도 다른 색깔의 구름이 존재할 수도 있지만, 그 위에 있는 메탄층에 의해 관찰자에게는 숨겨져 있습니다. 천왕성의 대기(천왕성 전체는 아님!)의 대기는 대략 수소 83%, 헬륨 15%, 메탄 2%로 구성되어 있습니다. 다른 가스 행성과 마찬가지로 천왕성에도 매우 빠르게 움직이는 구름 띠가 있습니다. 그러나 그것들은 구별하기가 너무 어렵고 보이저 2호가 촬영한 고해상도 이미지에서만 볼 수 있습니다. HST의 최근 관측에 따르면 큰 구름이 나타났습니다. 상상할 수 있듯이 천왕성의 겨울과 여름은 크게 다르기 때문에 이러한 가능성은 계절 효과와 관련하여 나타났다는 가정이 있습니다. 전체 반구는 겨울에 몇 년 동안 태양으로부터 숨겨져 있습니다! 그러나 천왕성은 지구보다 태양으로부터 370배 적은 열을 받기 때문에 여름에도 덥지 않습니다. 게다가 천왕성은 태양으로부터 받는 것보다 더 많은 열을 방출하지 않으므로 내부가 추울 가능성이 높습니다.

와 함께
삼중화 및 구성요소 세트 해왕성요소는 아마도 천왕성과 유사할 것입니다. 약 15%의 수소와 소량의 헬륨을 포함하는 다양한 "얼음" 또는 고체화된 가스입니다. 천왕성과 마찬가지로 목성과 토성과는 달리 해왕성은 명확한 내부 층화가 없을 수 있습니다. 그러나 아마도 작고 단단한 핵(질량은 지구와 동일)을 가지고 있을 가능성이 높습니다. 해왕성의 대기는 대부분 메탄입니다. 해왕성의 푸른색은 천왕성과 마찬가지로 이 가스가 대기 중 붉은 빛을 흡수한 결과입니다. 전형적인 가스 행성과 마찬가지로 해왕성은 큰 폭풍과 소용돌이, 태양과 평행하게 제한된 띠로 부는 빠른 바람으로 유명합니다. 적도. 해왕성은 태양계에서 가장 빠른 바람을 가지고 있으며, 최대 속도는 시속 2,200km에 달합니다. 바람은 해왕성에 행성의 자전 반대 방향인 서쪽 방향으로 불고 있습니다. 거대 행성의 경우 대기의 흐름과 흐름 속도는 태양으로부터의 거리에 따라 증가합니다. 이 패턴은 아직 설명이 없습니다. 사진에서 해왕성 대기의 구름을 볼 수 있습니다. 목성과 토성과 마찬가지로 해왕성에도 내부 열원이 있습니다. 태양으로부터 받는 것보다 2.5배 이상의 에너지를 방출합니다.

화학적 구성 요소 명왕성또한 알려지지 않았지만 밀도(약 2g/cm3)는 트리톤처럼 암석 70%와 얼음 30%의 혼합물로 구성되었을 가능성이 높다는 것을 나타냅니다. 표면의 밝은 부분은 질소 얼음과 소량의 (고체) 메탄, 에탄 및 일산화탄소로 덮여 있을 수 있습니다. 명왕성 표면의 어두운 부분의 구성은 알려져 있지 않지만 원시 유기 물질이나 우주선에 의한 광화학 반응을 통해 생성되었을 수 있습니다. 명왕성의 대기에 대해서는 알려진 바가 거의 없지만, 대부분이 질소와 소량의 일산화탄소 및 메탄으로 구성되어 있을 가능성이 높습니다.

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토성의 대기는 주로 수소와 헬륨으로 이루어져 있습니다. 그러나 행성 형성의 특성으로 인해 토성의 일부는 목성보다 크고 다른 물질로 구성됩니다. 보이저 1호는 토성 상층 대기의 약 7%가 헬륨이고(목성 대기의 11%) 그 밖의 거의 모든 것이 수소라는 사실을 발견했습니다.

우주 화학의 놀라운 성과 덕분에 멀리 떨어져 있지만 아직 접근할 수 없는 세계의 표면에서 일어나는 과정에 대한 연구를 시작할 수 있게 되었습니다. 이는 매우 중요한 결론으로 ​​이어집니다. 가장 아름다운 행성은 우리의 고향 지구입니다. 모든 부와 아름다움을 돌보는 것은 모든 사람의 의무입니다.

결론

우주의 화학적 구성에 대한 우리의 지식은 태양과 별의 방사선에 대한 분광학 연구, 운석 분석, 그리고 지구와 다른 행성의 구성에 대해 우리가 알고 있는 것에서 비롯됩니다. 분광학적 관찰을 통해 방출의 원인이 되는 원소를 식별할 수 있으며, 스펙트럼 선의 강도를 면밀히 분석하여 방출된 몸체의 외부 부분에 존재하는 다양한 원소의 상대적 양을 대략적으로 추정할 수 있습니다. 이렇게 얻은 데이터는 우주가 동일한 요소로 구성되어 있다는 가정을 확인시켜줍니다. 그리고 제공된 데이터가 이를 증명합니다.

서지.

1. 인터넷

2. G. Hancock, R. Bauval, J. Grigsby “화성의 비밀”

3. V. N. Demin “우주의 비밀”

오스뮴은 현재 지구상에서 가장 무거운 물질로 정의됩니다. 이 물질의 무게는 1입방센티미터에 불과하며 22.6그램입니다. 1804년 영국의 화학자 스미슨 테넌트(Smithson Tennant)가 발견했는데, 시험관에 금을 녹였을 때 침전물이 남았습니다. 이는 오스뮴의 특성으로 인해 발생했으며 알칼리와 산에는 녹지 않습니다.

지구상에서 가장 무거운 원소

청백색의 금속분말이다. 자연계에서는 7개의 동위원소가 존재하며, 그 중 6개는 안정하고 1개는 불안정합니다. 밀도가 입방센티미터당 22.4g인 이리듐보다 약간 더 밀도가 높습니다. 현재까지 발견된 물질 중 세계에서 가장 무거운 물질은 오스뮴이다.

란타늄, 이트륨, 스칸듐 및 기타 란타넘족 원소 그룹에 속합니다.

금이나 다이아몬드보다 비싸다

연간 약 1만 킬로그램으로 아주 적은 양이 채굴됩니다. 가장 큰 오스뮴 공급원인 Dzhezkazgan 광상에도 약 3,000만분의 1의 부품이 포함되어 있습니다. 전 세계 희소금속의 시장가치는 1g당 약 20만 달러에 이른다. 더욱이, 정제 과정에서 원소의 최대 순도는 약 70%이다.

러시아 실험실에서는 90.4%의 순도를 얻었지만 금속의 양은 수 밀리그램을 넘지 않았습니다.

지구 너머의 물질 밀도

오스뮴은 의심할 여지 없이 지구상에서 가장 무거운 원소의 선두주자입니다. 그러나 우리의 시선을 우주로 돌리면 우리의 관심은 무거운 원소의 "왕"보다 더 무거운 물질을 많이 드러낼 것입니다.

사실 우주에는 지구와 다소 다른 조건이 있습니다. 계열의 중력이 너무 커서 물질이 엄청나게 밀도가 높아집니다.

원자의 구조를 고려하면 원자간 세계의 거리가 우리가 보는 공간을 다소 연상시킨다는 것을 알게 될 것입니다. 행성, 별 등이 상당히 먼 거리에 있는 곳. 나머지는 공허함으로 가득 차 있습니다. 이것이 바로 원자가 갖고 있는 구조이며, 중력이 강하면 이 거리가 상당히 줄어듭니다. 일부 기본 입자를 다른 입자로 "압착"하는 것까지.

중성자별은 초밀도 우주 물체이다.

지구 너머를 탐색하면 중성자별에서 우주에서 가장 무거운 물질을 찾을 수 있습니다.

이들은 항성 진화의 가능한 유형 중 하나인 매우 독특한 우주 거주자입니다. 이러한 물체의 직경은 10~200km이며 질량은 태양과 같거나 2~3배 더 큽니다.

이 우주체는 주로 흐르는 중성자로 구성된 중성자 핵으로 구성됩니다. 일부 과학자들의 가정에 따르면 고체 상태여야 하지만 현재는 신뢰할 수 있는 정보가 존재하지 않습니다. 그러나 압축 한계에 도달한 후 10 43 -10 45 줄 정도의 엄청난 에너지 방출로 변환되는 것은 중성자 별인 것으로 알려져 있습니다.

예를 들어, 그러한 별의 밀도는 성냥갑에 담긴 에베레스트 산의 무게와 비슷합니다. 이는 1입방밀리미터당 수천억 톤에 해당합니다. 예를 들어, 물질의 밀도가 얼마나 높은지 더 명확하게 하기 위해 질량이 5.9 × 1024kg인 우리 행성을 중성자 별로 "변환"시켜 보겠습니다.

결과적으로 중성자별의 밀도와 같게 하려면 직경 7~10cm의 일반 사과 크기로 줄여야 합니다. 독특한 항성 물체의 밀도는 중심으로 갈수록 증가합니다.

물질의 층과 밀도

별의 바깥층은 자기권의 형태로 표현됩니다. 그 바로 아래에서 물질의 밀도는 이미 입방센티미터당 약 1톤에 이릅니다. 지구에 대한 우리의 지식을 고려할 때 현재 이것은 발견된 원소 중 가장 무거운 물질입니다. 그러나 성급하게 결론을 내리지 마십시오.

독특한 별에 대한 연구를 계속해 봅시다. 축을 중심으로 회전하는 속도가 빠르기 때문에 펄서라고도 불립니다. 다양한 물체에 대한 이 표시기는 초당 수십에서 수백 회전까지 다양합니다.

초밀도 우주체에 대한 연구를 더 진행해 봅시다. 그 다음에는 금속의 특성을 가지지만 동작과 구조가 유사할 수 있는 층이 이어집니다. 결정은 우리가 지구 물질의 결정 격자에서 보는 것보다 훨씬 작습니다. 1cm 크기의 결정 라인을 구축하려면 100억 개가 넘는 요소를 배치해야 합니다. 이 층의 밀도는 외부 층보다 백만 배 더 높습니다. 이것은 별에서 가장 무거운 물질이 아닙니다. 다음은 중성자가 풍부한 층으로, 그 밀도는 이전 층보다 천 배 더 높습니다.

중성자별 코어와 그 밀도

아래는 코어이며 밀도가 최대에 도달하는 곳입니다. 즉, 위에 있는 레이어의 두 배입니다. 천체의 핵심 물질은 물리학에 알려진 모든 기본 입자로 구성됩니다. 이로써 우리는 우주에서 가장 무거운 물질을 찾아 별의 핵심을 향한 여정의 마지막에 도달했습니다.

우주에서 독특한 밀도의 물질을 찾는 임무는 완수된 것 같습니다. 하지만 우주는 신비와 발견되지 않은 현상, 별, 사실, 패턴으로 가득 차 있습니다.

우주의 블랙홀

오늘 이미 열려 있는 내용에 주목해야 합니다. 이것은 블랙홀입니다. 아마도 이 신비한 물체는 우주에서 가장 무거운 물질이 그 구성 요소라는 사실의 후보일 수 있습니다. 블랙홀의 중력은 너무 강해서 빛도 빠져나올 수 없습니다.

과학자들에 따르면, 시공간 영역으로 끌려간 물질은 너무 밀도가 높아져 소립자 사이에 공간이 남지 않습니다.

불행하게도 사건의 지평선(중력의 영향을 받는 빛과 모든 물체가 블랙홀을 떠날 수 없는 소위 경계) 너머에는 입자 흐름의 방출에 기초한 우리의 추측과 간접적인 가정이 따릅니다.

많은 과학자들은 사건의 지평선 너머에 공간과 시간이 혼합되어 있다고 제안합니다. 다른 우주로의 "통로"가 될 수 있다는 의견이 있습니다. 어쩌면 이것이 사실일 수도 있지만, 이러한 한계를 넘어 완전히 새로운 법칙이 적용되는 또 다른 공간이 열릴 수도 있습니다. 시간이 공간과 '장소'를 교환하는 영역. 미래와 과거의 위치는 단순히 다음의 선택에 따라 결정됩니다. 오른쪽으로 갈지 왼쪽으로 갈지 선택하는 것과 같습니다.

블랙홀을 통한 시간 여행을 마스터한 문명이 우주에 존재할 가능성이 잠재적으로 있습니다. 아마도 미래에는 지구 사람들이 시간 여행의 비밀을 발견하게 될 것입니다.

현대 천문학자들은 우리로부터 4천 광년에서 2만 8천 광년 떨어진 곳에 위치한 약 3500개의 외계 행성을 알고 있습니다. 그들 중 일부는 매우 . 인류가 엄청난 기술적 도약을 하지 않는 한, 가까운 미래에 그 중 어느 것에도 도달하는 것은 어려울 것입니다. 그럼에도 불구하고, 외계 행성은 이미 천문화학의 관점에서 큰 관심을 끌고 있습니다. 이것은 Ural Federal University와 협력하여 작성된 새로운 자료입니다.

우주 물질의 대부분(중입자 물질에 ​​대해 이야기한다면)은 약 75%인 수소입니다. 헬륨이 2위(약 23%)를 차지했습니다. 그러나 우주에서는 다양한 화학 원소와 심지어 유기 원소를 포함한 복잡한 분자 화합물도 발견할 수 있습니다. 천체화학은 우주에서 화합물의 형성과 상호작용 과정을 연구합니다. 이 전문 분야의 대표자는 외계 행성을 연구하는 데 매우 관심이 있습니다. 왜냐하면 다양한 시나리오가 외계 행성에 구현되어 특이한 화합물이 나타날 수 있기 때문입니다.

천문학자를 위한 무지개

멀리 있는 물체의 화학적 조성에 대한 정보를 얻는 주요 도구는 분광학입니다. 이는 화학 원소의 원자(또는 화합물의 분자)가 서로 다른 에너지 수준 사이의 시스템 전환에 해당하는 특정 주파수에서만 빛을 방출하거나 흡수할 수 있다는 사실을 이용합니다. 결과적으로 물질을 명확하게 식별할 수 있는 방출(또는 흡수) 스펙트럼이 형성됩니다. 지문과 비슷하지만 원자의 경우입니다.

빛이 스펙트럼으로 분해되는 명확한 예는 무지개입니다. 우리에게는 한 색상에서 다른 색상으로의 전환이 부드럽고 연속적으로 보이지만 실제로는 특정 파장이 태양에 포함된 수소와 헬륨에 의해 흡수되기 때문에 일부 색상은 무지개에 포함되지 않습니다. 그건 그렇고, 헬륨은 태양의 스펙트럼을 관찰하여 처음으로 정확하게 발견되었으며 (이것이 고대 그리스어 ἥλιος- "태양"에서 "헬륨"이라고 불리는 이유입니다) 불과 27 년 후에 실험실에서 분리되었습니다. 이것은 별을 연구하기 위해 분광학을 사용한 최초의 성공적인 사례였습니다.

태양 광구의 연속 스펙트럼 배경에 대한 프라운호퍼 흡수선.

위키미디어 공용


수소 원자의 가장 간단한 경우 방출 스펙트럼은 주요 양자수 n의 서로 다른 값을 갖는 준위 간 전이에 해당하는 일련의 선입니다(이 그림은 Rydberg 공식으로 잘 설명되어 있습니다). 관찰에 가장 유명하고 편리한 것은 Balmer Hα 선으로, 파장이 656nm이고 가시 스펙트럼에 있습니다. 예를 들어, 이 선에서 천문학자들은 먼 은하계를 관찰하고 대부분이 수소로 구성된 분자 가스 구름을 인식합니다. 다음 일련의 선(Paschen, Brackett, Pfund 등)은 완전히 적외선 범위에 속하고 Lyman 계열은 자외선 영역에 위치합니다. 이로 인해 관찰이 다소 어려워집니다.

동시에, 복합 화합물의 분자는 어떤 의미에서는 훨씬 더 간단한 광양자를 방출하는 또 다른 방법을 가지고 있습니다. 이는 분자의 회전 에너지가 양자화되어 라인으로 방출할 수 있다는 사실과 관련이 있습니다(추가로 연속 스펙트럼을 방출할 수도 있음). 그러한 빛 양자의 에너지는 그리 높지 않기 때문에 그 주파수는 이미 무선 범위에 있습니다. 가장 간단한 회전 스펙트럼 중 하나는 일산화탄소 분자 CO에 속하며, 천문학자들은 종종 수소를 볼 수 없을 때 차가운 가스 구름을 인식하기도 합니다. 전파 천문학 방법을 사용하면 분자 구름에서 메탄올, 에탄올, 포름알데히드, 시안화수소 및 포름산을 비롯한 기타 원소를 찾는 것이 가능해졌습니다. 예를 들어, 과학자들이 러브조이 혜성의 꼬리에서 알코올을 발견한 것은 전파 망원경의 도움으로 이루어졌습니다.

우주에서 무엇을 찾을 수 있나요?

분광학 방법을 사용하는 가장 쉬운 방법은 별의 화학적 구성을 연구하는 것입니다. 이 경우 천문학자들은 원소의 방출 스펙트럼보다는 흡수 스펙트럼을 연구합니다. 실제로, 이들로부터 나오는 빛은 특히 가시광선 범위에서 관찰하기 쉽습니다. 사실, 별 자체의 화학적 구성은 일반적으로 그다지 흥미롭지 않습니다. 대부분은 중원소가 약간 혼합된 수소와 헬륨으로 구성됩니다.

초신성 폭발에서는 더 무거운 원소가 생성되며 관측도 가능합니다. 예를 들어, 일부 과학자들은 최근 두 개의 중성자별이 합쳐지면서 주기율표의 마지막 줄에 있는 금, 백금 및 기타 원소가 엄청난 양으로 생성되었어야 했다고 주장합니다. 그러나 어떤 식 으로든 매우 복잡하거나 유기 화합물은 고온으로 인해 필연적으로 분해되기 때문에 별에는 존재할 수 없습니다.

차가운 성간 가스 구름은 또 다른 문제입니다. 그들은 매우 희박하고 별보다 훨씬 약한 방사선을 방출하지만 그 자체는 훨씬 더 큽니다. 그리고 그 구성이 더 흥미롭습니다. 단순한 이원자 분자부터 비교적 복잡한 다원자 유기 화합물에 이르기까지 수많은 다양한 분자를 찾을 수 있습니다. 복잡한 분자 중에서 가장 단순한 아미노산인 글리신의 형성에 참여할 수 있는 아미노아세토니트릴과 같은 "프리바이오틱" 화합물을 특히 강조할 가치가 있습니다. 일부 과학자들은 유기 생명체의 기본 구성 요소 중 하나인 리보스가 분자 구름에서도 형성될 수 있다고 제안합니다. 그러한 화합물이 유리한 조건에 있다면 이는 이미 생명 출현의 디딤돌이 될 것입니다.

UrFU의 Kourovsky 천문대에서 얻은 오리온 성운 M42의 이미지. 빨간색은 656.3나노미터 파장에서 Hα 방출선이 재결합한 결과입니다.

행성에 조금 더 가까워졌습니다.

불행하게도 분광학을 사용하여 외계 행성의 화학적 조성을 결정하는 것은 어렵습니다. 그래도 이렇게하려면 빛을 등록해야하며 행성이 회전하는 별은 훨씬 더 밝게 빛나기 때문에 이것이 수행되는 것을 방지합니다. 그러한 시스템을 관찰하는 것은 스포트라이트를 받고 성냥불을 보는 것과 같습니다.

그러나 외계 행성에 대한 일부 정보는 방출 스펙트럼을 직접 측정하지 않고도 얻을 수 있습니다. 비결은 이것입니다. 행성에 대기가 있으면 별의 방사선 중 일부를 다양한 스펙트럼 범위에서 다양한 방식으로 흡수해야 합니다. 대략적으로 말하면, 한 파장에서는 행성이 약간 더 작게 나타나고 다른 파장에서는 행성이 약간 더 크게 보입니다. 이를 통해 대기의 특성, 특히 화학적 조성에 대한 가정을 할 수 있습니다. 이러한 유형의 관측은 별에 가까운 뜨거운 행성에서 반경을 측정하기가 더 쉽기 때문에 특히 효과적입니다.

또한, 행성의 화학적 구성은 행성이 형성되는 가스 및 먼지 구름의 구성과 관련이 있어야 합니다. 예를 들어, 탄소 원자 대 산소 원자의 비율이 높은 구름에서 결과 행성은 주로 탄산염으로 구성됩니다. 반면에, 그러한 구름으로 형성된 별의 화학적 구성은 그 구성을 반영해야 합니다. 이를 통해 우리는 단 하나의 별의 스펙트럼을 연구하여 몇 가지 가정을 할 수 있습니다. 따라서 예일 대학의 천문학자들은 850개 별의 화학적 구성에 대한 데이터를 분석한 결과, 시스템의 60%에서 별의 마그네슘과 실리콘 농도가 지구와 유사한 암석 행성이 근처에 있을 수 있음을 나타냄을 발견했습니다. 나머지 40%에서 별의 화학적 구성은 주변 행성의 구성이 지구와 상당히 달라야 함을 말해줍니다.

일반적으로 최근 측정 장비의 정확도가 높아짐에 따라 희미한 별을 배경으로 특히 뜨거운 행성을 직접 분광하는 것이 가능해졌습니다. 이 경우 다양한 화학 원소와 복합 화합물의 흔적을 검색하는 것이 이미 가능합니다. 예를 들어, 과학자들은 VLT 망원경에 장착되고 NAOS 적응 광학 시스템과 결합된 CONICA 적외선 분광기를 사용하여 백색 왜성을 공전하고 너무 뜨거워서 자체적으로 빛을 방출하는 외계 행성 HR 8799 c의 스펙트럼을 측정할 수 있었습니다. . 특히, 스펙트럼을 분석한 결과, 행성의 대기에는 예상보다 적은 양의 메탄과 일산화탄소가 포함되어 있는 것으로 나타났습니다. 또한 최근에 천문학자들은 대기 중에 산화티탄이 존재하는 또 다른 “뜨거운 목성”의 스펙트럼을 측정했습니다. 그러나 온도가 더 낮은 암석 행성(생명이 존재할 가능성이 더 높은 곳)의 스펙트럼을 직접 측정하는 것은 여전히 ​​매우 어렵습니다.


HR 8799 시스템 이미지 Planet HR 8799 c는 오른쪽 상단에 있습니다.

Jason Wang 외 / NASA NExSS, W. M. Keck 천문대


행성의 구성은 밀도를 계산하여 간접적으로 결정할 수도 있습니다. 이렇게 하려면 행성의 반경과 질량을 알아야 합니다. 질량은 행성과 별 또는 다른 행성의 중력 상호 작용을 관찰하여 알 수 있으며, 반경은 행성이 원반을 통과할 때 별의 밝기 변화로 추정할 수 있습니다. 분명히 가스 행성은 암석 행성에 비해 밀도가 낮아야 합니다. 예를 들어, 지구의 평균 밀도는 입방센티미터당 약 5.5그램이며, 천문학자들은 이 값을 사용하여 거주 가능한 행성을 찾습니다. 동시에, "가장 느슨한 뜨거운 목성"의 밀도는 입방 센티미터 당 0.1 그램입니다.


"불가능한" 연결

반면에, 외계 행성은 아무리 이상하게 들리더라도 실험실을 전혀 떠나지 않고도 연구할 수 있습니다. 우리는 여기서 발생해야 하는 화학적, 물리적 과정을 모델링(주로 수치적으로)하는 것에 대해 이야기하고 있습니다. 외계 행성의 조건은 가장 이국적일 수 있기 때문에(말장난은 용서하세요), 외계 행성의 물질은 우리의 일반적인 조건에서 가장 특이하고 "불가능한" 조건에서 형성될 수도 있습니다.

발견된 대부분의 외계 행성은 "뜨거운 목성"에 속합니다. 이는 별과의 거리가 짧기 때문에 매우 뜨거워지는 가스 거인입니다. 물론 이것이 반드시 그러한 행성이 항성계에서 우세하다는 것을 의미하는 것은 아니며 단지 쉽게 찾을 수 있다는 것을 의미합니다. 그러한 거인의 대기 온도는 섭씨 1000도를 초과할 수 있으며 주로 규산염과 철 증기로 구성됩니다(이 온도에서는 증발하기 시작하지만 아직 끓지 않습니다). 동시에, 이 행성 내부의 압력은 우리에게 친숙한 수소와 기타 가스가 고체 집합체 상태로 변하는 엄청난 값에 도달해야 합니다. 이러한 극한 조건을 시뮬레이션하기 위한 실험은 오랫동안 진행되어 왔지만, 올해 1월에야 처음으로 금속수소가 사용되었습니다.

반면에 암석이 많은 행성의 깊은 곳에서는 높은 압력과 온도에 도달할 수 있으며 화학 원소의 "동물원"은 훨씬 더 커질 수 있습니다. 예를 들어, 일부 추정에 따르면 질량이 지구 질량과 비슷한 암석 행성 내부의 압력은 최대 3천만 기압에 도달할 수 있습니다(지구 내부 압력은 400만 기압을 초과하지 않습니다). 컴퓨터 모델링의 도움으로 이러한 조건에서 마그네슘, 실리콘 및 산소의 이국적인 화합물이 형성되기 시작한다는 사실을 알아낼 수 있었습니다(그 중 많은 암석 행성이 있어야 함). 예를 들어, 2천만 기압 이상의 압력에서는 친숙한 산화규소 SiO 2 뿐만 아니라 "불가능한" SiO 및 SiO 3도 안정됩니다. 또한 특히 거대한 행성(최대 20개의 지구 질량)의 깊이에서 MgSi 3 O 12가 형성될 수 있다는 것도 흥미로우며, 이는 전기 전도체의 특성을 가진 산화물입니다.

비표준 조건은 컴퓨터뿐만 아니라 실험실에서도 시뮬레이션할 수 있습니다. 하지만 그렇게 광범위한 압력과 온도에서는 그렇지 않습니다. 다이아몬드 모루를 사용하면 행성 내부 조건과 정확히 일치하는 최대 천만 기압의 압력을 얻을 수 있으며 레이저를 사용하여 샘플을 고온으로 가열할 수 있습니다. 실제로 이러한 조건을 시뮬레이션하는 실험이 최근 활발히 진행되고 있습니다. 예를 들어, 2015년에 러시아 연구원을 포함한 과학자 그룹은 이미 약 1600기압의 압력과 섭씨 2000도 이상의 온도에서 과산화마그네슘 MgO 2의 형성을 실험적으로 관찰했습니다. 고압에서 물질의 거동에 대한 연구에 대해 자세히 읽을 수 있습니다.


약 만 기압의 압력과 약 2천 켈빈의 온도에서 마그네슘과 산소 원자로 구성된 샘플의 X선 분광법. 점선은 산소 함량이 높은 영역을 표시합니다.

S. Lobanov 외 / 과학 보고서

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UrFU에는 깊은 우주와 태양계의 원시행성 물질을 연구하는 과학자 그룹이 있습니다. 우리는 UrFU Kourovsky Astronomical Observatory의 수석 전문가인 Vadim Krushinsky에게 외계 행성 연구에 대해 더 자세히 이야기해달라고 요청했습니다.

N +1: 우리는 왜 외계 행성을 연구하나요?

바딤 크루쉰스키: 25년 전에도 우리는 태양계라는 단일 행성계의 존재를 알고 있었습니다. 이제 우리는 수많은 별, 아마도 우주의 거의 모든 별에 행성이 있다고 확신합니다. 데이터 획득 및 처리 기술의 발전으로 인해 고급 아마추어 천문학자라도 자신의 외계 행성을 찾을 수 있게 되었습니다. 또 다른 "뜨거운 목성"의 발견은 전체 행성계의 발견이며 우리는 그것의 가장 눈에 띄는 부분만을 볼 수 있습니다. 크기가 더 작거나 모항성으로부터 더 멀리 위치한 행성은 훨씬 덜 자주 발견되는데, 이는 관측 선택의 효과입니다.

우랄 연방 대학교의 과학자 그룹의 일원인 Vadim Krushinsky는 심우주, 태양계 및 지구에서 원시행성 물질을 연구하는 프로젝트를 진행하고 있습니다.

이는 대학의 6가지 획기적인 과학 프로젝트 중 하나이며 전략 학술 단위(SAU)(UrFU의 자연 과학 및 수학 연구소)가 러시아 및 기타 국가의 학계 및 산업 파트너와 함께 수행하고 있습니다. 러시아 및 국제 순위, 주로 과목 순위에서 대학의 위치는 연구자의 성공에 달려 있습니다.

단일 실험으로는 관찰된 현상에 대한 결론을 도출할 수 없습니다. 실험은 독립적으로 여러 번 반복되어야 합니다. 발견된 각 외계 행성 시스템은 별도의 독립적인 실험입니다. 그리고 그 중 더 많은 것이 알려질수록 행성계의 기원과 진화에 관한 일반 법칙을 더 확실하게 추적할 수 있습니다. 통계를 수집해야 해요!

그렇게 먼 거리에서 외계 행성을 관찰함으로써 외계 행성에 대해 무엇을 배울 수 있습니까?

우선, 우리는 부모 별의 특성을 결정해야 합니다. 이를 통해 우리는 행성의 크기, 질량 및 궤도 반경을 계산할 수 있습니다. 모항성의 광도와 궤도 반경을 알면 외계 행성의 표면 온도를 추정할 수 있습니다. 또한 행성의 대기는 스펙트럼 범위에 따라 투명도가 다릅니다 (Lomonosov는 이에 대해 썼습니다). 관찰자에게 이것은 다른 필터로 관찰할 때 행성의 직경이 다른 것처럼 보입니다. 이를 통해 대기를 감지하고 두께와 밀도를 추정할 수 있습니다. 이동하는 동안 행성의 대기를 통과하는 모별의 빛은 대기의 구성에 대한 정보를 전달합니다. 그리고 2차 일식 동안 행성이 별 뒤에 숨을 때 우리는 행성의 대기와 표면의 반사와 관련된 스펙트럼의 변화를 관찰할 수 있습니다. 달과 마찬가지로 외계 행성에서도 위상을 관찰할 수 있습니다. 이 효과로 인한 시스템 밝기의 변화가 일정하지 않다면 이는 행성의 알베도(빛을 반사하는 능력)가 변화하고 있음을 의미합니다. 예를 들어 대기 중 구름의 움직임으로 인해 발생합니다.

외계 행성의 속성은 상위 구름의 속성과 관련되어 있어야 합니다. 별 형성 단계의 물질을 연구함으로써 우리는 행성계의 진화에 대한 이해에 기여합니다. 불행하게도 지구는 역사의 과정에서 중대한 변화를 겪었으며 더 이상 지구가 탄생했던 원시 행성의 물질과 닮지 않았습니다. 그러나 운석과 혜성은 우리에게 아주 가까이 날아가고 있습니다. 그들 중 일부는 지구로 떨어져 실험실에 갇히기도 합니다. 그 중 일부는 우주선을 통해 도달할 수 있습니다. 우리 앞에는 훌륭한 연구 대상이 있습니다! 다른 행성계가 우리와 같은 방식으로 진화했다는 것을 증명하는 것만 남았습니다.

다른 행성에서 생명체를 찾는 것이 가능합니까?

이를 위해서는 유기체의 중요한 활동을 나타내는 바이오 마커를 감지해야합니다. 가장 좋은 바이오마커는 조건부 "채널 1"의 방송이지만 산소가 있으면 가능합니다. 생명이 없다면 지구상의 산소는 수만년 안에 묶여 대기에서 사라질 것입니다. 외계 행성의 대기에서 산소를 발견함으로써 우리는 우주에 혼자가 아니라고 말할 수 있습니다. 찾는 방법은 위에 설명되어 있습니다. 하지만 아직까지 충분한 감도를 갖춘 기기는 없습니다. 우주망원경이 발사되면 이 방향으로의 돌파구가 기대된다. 제임스 웹(JWST).

러시아, 특히 UrFU의 과학자들은 이 분야에서 무엇을 할 수 있습니까?

외계 행성 연구 측면에서 러시아가 나머지 과학계에 비해 뒤처져 있음에도 불구하고 우리에게는 이러한 격차를 줄일 수 있는 기회가 있습니다. 외계 행성 시스템 검색을 위한 상대적으로 저예산 프로그램(UrFU Kourovo 천문대의 파일럿 프로젝트 KPS)을 통해 첫 번째 단계를 수행하고 통계 분석을 위한 데이터 수집에 도움을 줄 수 있습니다. 기존 장비를 사용하여 고정밀 측광 측정을 수행할 수 있으므로 일부 외계 행성의 대기를 검색할 수 있습니다. 통과 및 이차 일식 중 스펙트럼 관측은 러시아에서 가장 큰 망원경으로 비교적 접근 가능합니다. 이 프로그램을 시작하기 위해 해야 할 일은 관심 있는 사람들을 찾고 그들의 작업에 대한 비용을 지불하는 것입니다. 장비에 조금 투자하세요.

두 번째 방향은 관찰된 효과를 모델링하고 해석하는 것입니다. 이는 이론적 작업이자 실험적 작업일 수 있습니다. 즉, 공간 조건에서 샘플의 동작 및 특성에 대한 연구와 관찰된 효과와의 비교입니다. 이를 위해서는 우주 공간의 조건을 시뮬레이션하는 설치물을 만드는 것이 필요합니다. UrFU 컬렉션의 운석을 샘플로 사용할 수 있습니다.

드미트리 트루닌



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