Фолсом - Происхождение жизни - 1982 (947300), страница 2
Текст из файла (страница 2)
Чарва Дарвин ГЛаза 1 ХИМИЯ БСгдДчгННОЙ А Гигантская туманность а созвездии Ориона. Эту туманность в районе «мечаз Ориона колено видеть в бинокль. Она имеет около 10 световых лет в диаметре и содержит такое количество газа и пыли, которого достаточно для образования 100000 звезд размером с каше Солнце. Это одна из многих туманностей в нашей Галактике — Млечном Пути, дииметр ~отарой около .!00000 световых лет.
7*уманкость Ориока, отстоящая от нас па расстояние около 1000 сгетооых лет, является ближайшей к нам туманностью. (Фотография сделана в Липской обсерватории с использованием 120-дюймового телескопа-рефлектора Маутгт-Галтильтон. Воспооизооднтся с яюбезного разреигения НАСА.) Порядок — кераыи вакон Иедее. Александр Поп Выйдите на улицу в ясную темную ночь и взгляните иа звезды. Среди них одни — желтые или оранжевые, другие — белые, третьи — голубые.
По своим видимым размерам и блеску они изменяются от едва заметных простым глазом до таких ярких, что кажется, в их лучах предметы могли бы отбрасывать тени. Благодаря телескопу люди узнали, что некоторые из этих объектов вовсе пе звезды, а галактики — громадные скопления звезд; другие представляют собой туманности — огромные светящиеся облака газа и пыли, находящиеся внутри нашей Галактики. Замечательно, сколь малое число научных принципов достаточно для объяснения всего этого изобилия и разнообрааия: химического состава, расстояний, возрастов, происхождения и эволюции звезд и планет. Один иа таких принципов гласит, что распространенность химических элементов одинакова во всей Вселенной.
Превращения элементов и реакции между ними являются фундаментальными свойствами их строения, концентрации и условий окружающей среды. Химия Земли и Солнца подчиняется тем же законам, что и химия любой другой области Вселенной. Определение химического состава звезд, удаленных на большие расстояния, или хотя бы нашего Солнца поначалу может показаться невероятно трудной задачей. Единственным связующим звеном между наблюдателем и этими телами является излучаемый ими свет. Но, оказывается, этого достаточно.
Свет, излучаемый звездой, можно с помощью спектроскопа разложить на составляющие с различными частотами колебаний; спектральные линии дадут информацию о присутствии и содержании тех или иных химических элементов. В самых общих чертах спектроскоп состоит из призмы или дифракционной решетки и узкой щели, расположенной между изображением звезды и фотопленкой нли другим приемником излучения.
Не разложенный па составляющие белый свет представляет собой один из видов электромагнитного излучения звеады; он состоит из сово- ХИМИЯ НСЕЛЕННОИ 13 Вквота ссавээа, Ги ес иамс маис ма их ма сассавиисасссассколвиялсслялвихскссвсаиписс чкювм ВвЬФесаи аавэсоа Виавииэ оэв у--ауси Гмаассссивау а гемеэа ~ламосевшлм ямувме вою Фияэаа аассэм хиаачссаис саосй Рис.
1и. Спектр электромагнитного излучения. Спектр простирветсв от звуковых волн до космических лучей. Особый интерес предстанляет диапазон от дальней ультрафиолетовой до видимой области включительно; в этот диапазон попадает ббльшвя часть евер. гии падающего кв Землю солнечного излучения. купности отдельных фотонов, энергии которых пропорциональны нх частотам. Зависимость между энергией и частотой, а также место, которое занимает видимый свет среди других электромагнитных излучений, представлены на рис. 1Л. На рис. $.2 показано, как в спектроскопе белый свет, содержащий фотоны многих частот, равлагается и образу- )о исаакии Рис.
С2. Схема простого спектроскопа. Световые лучи от источника проходят череа узкую щель, затем через линзу и в виде авраллельного пучка падают на призму (кли дифракциовную решетку), которая разделяет лучи различных частот. Втерев линза собирает лучи к нвпраелнет их нв приемник ивлучения. Чем уже щель, тем лучше равделевне лучей по частотам.
ы ГЛАВА ! ется спектр иэображений щели, кая«дое пэ которых отвочает узкому диапазону частот излучения. Рассмотрим в качестве источника света раскаленное добела твердое тело. В этом случае получается сплопгной непрерывный спектр. Под действием тепла электроны атомов, составляющих тело, переходят на более высокие энергетические уровни; затем эти электроны возвращаются на более низкие уровни, причем тепловая энергия, благодаря которой электроны попадают на более высокий энергетический уровень, вновь выделяется в форме фотонов (световой энергии). Раскаленное добела тело излучает фотоны практически во всем интервале частот видимого спектра.
При нагревании какого-либо элемента в газообразном состоянии в его спектре на темном фоне появляется набор ярких эмиссионных линий, свойственный данному элементу, который можно назвать его «отпечаткамн пальцев». Атомы каждого элемента имеют определенное, ему одному присущее число протонов и электронов. При нагревании электроны переходят на более высокий энергетический уровень. При возврате этих электронов на более низкие энергетические уровни их энергия возбуждения высвобождается в форме испускаемых фотонов, частоты которых характерны для данного элемента. Визуальная эмиссионная спектроскопия использовалась в Х1Х в.
Робертом Вунзеном и Густавом Кирхгофом, когда они разрабатывали простые способы обнаружения металлов, основанные на окраске пламени. Внося соли различных металлов в пламя, исследователи наблюдалп характерную для этих металлов окраску пламени. Эта окраска представляет собой преобладающий пй®г в спектре испускания соответствующего металла.
Например, кусочек хлористого натрия при внесении в пламя давал желтую окраску, хлористый никель — зеленую, а хлористый кадмий — пурпурно-фиолетовую. Существуют спектры еще одного вида, представляющие собой наборы темных линий на светлом фоне. Это спектры поглощения; опи возникают при прохождении белого света от раскаленного твердого тела через более холодные пары какого-либо химического элемента. ИсточЛик белого света испускает фотоны всех частот, Томные химия всклинноя тб Ркс. 1,3. Участок л>елтой области спектре звезды-гиганта спектрального класса К-> (сверху) в сравнении со спектром неона (вниау), нв основании которого устанавливается шкала длин волн.
Над несколькнмн линиями поглощения указаны длины волн н обозначены влементы, ответственные еа нх появление. (Спектр на Лнкской обсерватории любезно предоставлен д-рам Спинрвдом.) линии отвечают тем фотонам, которые были поглощены влектронами, находившнмнся на низких энергетических уровнях, поскольку именно в данных местах спектра расположены полосы их собственных частот. Поэтому дапный вид спектра называют разностным, Для любого элемента частоты линий в спектрах испускания и поглощения совпадают. Спектроскопия — главнейшая точка соприкосновения астрономии и химии. Анализ света, излучаемого звездами, дает богатые сведения об их химическом составе. На рис.
1.3 представлен типичный спектр звезды. Анализ подобных спектров позволяет не только идентифицировать химические элементы, но дает также и другую информацию. Например, сравнивая относительные интенсивности эмиссионных линий одного и того >ке элемента, можно измерить температуру источника. Относительное содержание каждого элемента можно найти, измеряя относительные интенсивности его главных спектральных линий. Кроме того, из спектра можно определить скорость объекта относительно наблюдателя. С конца Х1Х в. было зарегистрировано более 2 млн. спектров примерно 15 тыс.
звеад в Солнца, н на основе этих спектров были сделаны выводы об их химическом !6 ГЛАВА 1 Таблице 1.1 Содержавие ио Всевеввой некоторых иа наиболее раевроетраиеввмх эаеиеитоэ Отиослтель. нос содержание. число атоиое Отнсслтель. еое содержа. ние, часло етоиое етоин атолл 1 10 000 000 1 400 000 0,00' 3000- 910 6 800 2 800 Натрий Магний Алвмииий Фосфор Калий Аргов Кальций 7Келеао Водород Гелий Литий Углерод Азот Кислород Неои 17 290 19 3 0,8 42 17 80 составе. Не менее важным является заключение, что всюду во Вселенной существуют одни и те же химические элементы и выполняются одни и те же физические законы.
Когда свет удаленных звезд по пути к наблюдателю проходит через облака межзвездного газа, в спектрах звезд появляются темные линии, соответствующие полосам поглощения. Анализ этих полос позволяет определить, какие атомы и молекулы присутствуют в межзвеадном пространстве. Туманности видны в маломощный телескоп как слабо светищиеся звезды, но на самом деле это огромные облака газа и пыли, распределенные между звездами. Излучение звезд возбуждает составляющие туманность газ и пыль, заставляя их тускло светиться.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
