Ūdeņradis, ūdeņradis, N (1)

Kā degošs (uzliesmojošs) gaiss ūdeņradis ir zināms jau ilgu laiku. To ieguva, skābēm iedarbojoties uz metāliem, sprādzienbīstamas gāzes degšanu un sprādzienus novēroja Paracelzs, Boils, Lemērijs un citi 16. - 18. gadsimta zinātnieki. Līdz ar flogistona teorijas izplatību daži ķīmiķi mēģināja iegūt ūdeņradi kā "brīvo flogistonu". Lomonosova disertācijā "Par metālisko spožumu" aprakstīta ūdeņraža iegūšana, iedarbojoties "skābajiem spirtiem" (piemēram, "sālsspirts", t.i. sālsskābes) uz dzelzs un citiem metāliem; krievu valoda vispirms zinātnieks(1745) izvirzīja hipotēzi, ka ūdeņradis ("degošie tvaiki" - tvaika inflammabilis) ir flogistons. Kavendišs, kurš detalizēti pētīja ūdeņraža īpašības, 1766. gadā izvirzīja līdzīgu hipotēzi. Viņš nosauca ūdeņradi par "uzliesmojošu gaisu", kas iegūts no "metāliem" (no metāliem iegūts uzliesmojošs gaiss), un uzskatīja, tāpat kā visi floģistika, ka, izšķīdinot skābēs. , metāls zaudē jūsu flogistonu. Lavuazjē, kurš 1779. gadā pētīja ūdens sastāvu, izmantojot tā sintēzi un sadalīšanos, ūdeņradi sauca par ūdeņradi (ūdeņradi) vai ūdeņradi (ūdeņradi), no grieķu valodas. hidro - ūdens un gaynome - ražo, dzemdē.

1787. gada nomenklatūras komisija pieņēma vārdu ražošana Ūdeņradis no gennao - es dzemdēju. Lavuazjē vienkāršo ķermeņu tabulā ūdeņradis (Ūdeņradis) ir minēts starp pieciem (gaisma, siltums, skābeklis, slāpeklis, ūdeņradis) "vienkāršie ķermeņi, kas pieder visām trim dabas valstībām un kuri jāuzskata par ķermeņu elementiem"; kā senus sinonīmus vārdam Ūdeņradis, Lavuazjē sauc degošu gāzi (gaz uzliesmojošu), uzliesmojošas gāzes pamatu. 18. gadsimta beigu un 19. gadsimta sākuma krievu ķīmiskajā literatūrā. ūdeņradim ir divu veidu nosaukumi: floģisks (degoša gāze, degošs gaiss, uzliesmojošs gaiss, degošs gaiss) un antiflogistisks (ūdeni veidojošs, ūdeni radošs būtne, ūdeni veidojoša gāze, ūdeņraža gāze, ūdeņradis). Abas vārdu grupas ir ūdeņraža nosaukumu franču valodas tulkojumi.

Ūdeņraža izotopi tika atklāti pašreizējā gadsimta 30. gados un ātri iegūti liela nozīme zinātnē un tehnoloģijā. 1931. gada beigās Urey, Breckwedd un Murphy pārbaudīja atlikumu pēc ilgstošas ​​šķidrā ūdeņraža iztvaikošanas un atrada tajā smago ūdeņradi ar atommasu 2. Šo izotopu no grieķu valodas sauca par deitēriju (Deuterium, D). - cits, otrais. Četrus gadus vēlāk ūdenī, kas tika pakļauts ilgstošai elektrolīzei, tika atklāts vēl smagāks ūdeņraža izotops 3H, ko no grieķu valodas sauca par tritiju (Tritium, T). - trešais.
Hēlijs, hēlijs, viņš (2)

1868. gadā franču astronoms Jansens Indijā novēroja pilnīgu saules aptumsumu un spektroskopiski pētīja saules hromosfēru. Viņš atrada spilgti dzeltenu līniju saules spektrā, ko viņš apzīmēja ar D3, kas nesakrita ar dzelteno nātrija D līniju. Tajā pašā laikā tādu pašu līniju saules spektrā redzēja angļu astronoms Lokers, kurš saprata, ka tā pieder pie nezināma elementa. Lokers kopā ar Franklendu, kura labā viņš pēc tam strādāja, nolēma jauno elementu nosaukt par hēliju (no grieķu helios - saule). Tad citi pētnieki atklāja jaunu dzelteno līniju "zemes" produktu spektros; tā 1881. gadā itālis Palmieri to atklāja, pētot gāzes paraugu, kas ņemts no Vezuva krātera. Amerikāņu ķīmiķis Žilebrands, pētot urāna minerālus, atklāja, ka tie stipras sērskābes iedarbībā izdala gāzes. Pats Hillebrands domāja, ka tas ir slāpeklis. Remzijs, kurš pievērsa uzmanību Hilebranda vēstījumam, spektroskopiskai analīzei veica gāzes, kas izdalījās, apstrādājot minerālu kleveītu ar skābi. Viņš atklāja, ka gāzes satur slāpekli, argonu un nezināmu gāzi, kas radīja spilgti dzeltenu līniju. Tā kā viņa rīcībā nebija pietiekami laba spektroskopa, Remzijs nosūtīja jaunās gāzes paraugus Krūksam un Lokeram, kuri drīz vien identificēja gāzi kā hēliju. Tajā pašā 1895. gadā Remzijs izolēja hēliju no gāzu maisījuma; tas izrādījās ķīmiski inerts, piemēram, argons. Neilgi pēc tam Lokers, Runge un Pašens izteica paziņojumu, ka hēlijs sastāv no divu gāzu maisījuma — ortohelija un parahēlija; viens no tiem dod spektra dzelteno līniju, otrs - zaļu. Šo otro gāzi viņi ierosināja saukt par Asterium (Asterium) no grieķu valodas - zvaigzne. Kopā ar Traversu Ramzijs pārbaudīja šo apgalvojumu un pierādīja, ka tas ir kļūdains, jo hēlija līnijas krāsa ir atkarīga no gāzes spiediena.
Litijs, litijs, litijs (3)

Kad Deivijs veica savus slavenos eksperimentus par sārmzemju elektrolīzi, nevienam nebija aizdomas par litija esamību. Litija sārmzemi tikai 1817. gadā atklāja talantīgs analītiskais ķīmiķis, viens no Berzēliusa Arfvedsona audzēkņiem. 1800. gadā brazīliešu mineralogs de Andrada Silva, veicot zinātnisku ceļojumu uz Eiropu, Zviedrijā atrada divus jaunus minerālus, kurus viņš nosauca par petalītu un spodumēnu, un pirmais no tiem pēc dažiem gadiem tika atklāts no jauna Utes salā. Arfvedsons sāka interesēties par petalītu, veica tā pilnīgu analīzi un atklāja sākotnēji neizskaidrojamu aptuveni 4% vielas zudumu. Uzmanīgāk atkārtojot analīzes, viņš atklāja, ka petalīts satur "līdz šim nezināma rakstura uzliesmojošu sārmu". Bērzeliuss ieteica to saukt par Litionu, jo šis sārms, atšķirībā no kālija un nātrija, pirmo reizi tika atrasts "minerālu valstībā" (akmeņos); nosaukums cēlies no grieķu valodas – akmens. Arfvedsons vēlāk atklāja litija zemi jeb litīnu dažos citos minerālos, taču viņa mēģinājumi izolēt brīvo metālu bija neveiksmīgi. Ar sārmu elektrolīzi Davy un Brande ieguva ļoti nelielu litija metāla daudzumu. 1855. gadā Bunsens un Matessens izstrādāja rūpniecisku metodi litija metāla iegūšanai ar litija hlorīda elektrolīzi. 19. gadsimta sākuma krievu ķīmijas literatūrā. ir nosaukumi: litijs, litīns (Dvigubsky, 1826) un litijs (Hess); litija zemi (sārmu) dažreiz sauca par litīnu.
Berilijs, berilijs, Be (4)

Beriliju (dārgakmeņus) saturoši minerāli – berils, smaragds, smaragds, akvamarīns u.c. – ir zināmi kopš seniem laikiem. Dažas no tām tika iegūtas Sinaja pussalā jau 17. gadsimtā. BC e. Stokholmas papirusā (3. gadsimts) aprakstītas viltotu akmeņu izgatavošanas metodes. Nosaukums berils ir sastopams grieķu un latīņu (Berill) seno rakstnieku vidū un senkrievu darbos, piemēram, Svjatoslava 1073. gada Izborņikā, kur berils parādās ar nosaukumu viruljons. Tomēr šīs grupas dārgakmeņu minerālu ķīmiskā sastāva izpēte sākās tikai 18. gadsimta beigās. līdz ar ķīmiski analītiskā perioda sākumu. Pirmās analīzes (Klaproth, Bindheim un citi) neko īpašu berilā neatrada. XVIII gadsimta beigās. pazīstamais mineralogs abats Gajujs vērsa uzmanību uz Limožas berila un Peru smaragda kristāla struktūras pilnīgu līdzību. Vauquelin ražots ķīmiskā analīze gan minerāli (1797), gan atrasti gan jaunā zemē, kas atšķiras no alumīnija oksīda. Saņēmis jaunās zemes sāļus, viņš atklāja, ka dažiem no tiem ir salda garša, tāpēc viņš no grieķu valodas nosauca jauno zemi par glucīnu (Glucina). - salds. Jaunais elements, kas atrodas šajā zemē, tika attiecīgi nosaukts par glucīnu. Šis nosaukums tika lietots Francijā 19. gadsimtā, tur pat bija simbols - Gl. Klaprots, būdams pretinieks jaunu elementu nosaukšanai pēc to savienojumu nejaušajām īpašībām, ierosināja glucīniju saukt par beriliju (Berillium), norādot, ka arī citu elementu savienojumiem ir salda garša. Berilija metālu pirmo reizi ieguva Vēlers un Busī 1728. gadā, reducējot berilija hlorīdu ar kālija metālu. Šeit mēs atzīmējam izcilo krievu ķīmiķa IV Avdejeva pētījumu par berilija oksīda atommasu un sastāvu (1842). Avdejevs noteica berilija atommasu 9,26 (mūsdienu 9,0122), savukārt Berzēliuss to uzskatīja par 13,5 un pareiza formula oksīds.

Ir vairākas versijas par minerālā berila nosaukuma izcelsmi, no kura cēlies vārds berilijs. A. M. Vasiļjevs (pēc Dirgarta) citē šādu filologu viedokli: berila latīņu un grieķu nosaukumus var salīdzināt ar prakritu velūriju un sanskritu vaidurja. Pēdējais ir noteikta akmens nosaukums un cēlies no vārda vidura (ļoti tālu), kas acīmredzot nozīmē kādu valsti vai kalnu. Millers ierosināja citu skaidrojumu: vaidurya cēlies no sākotnējās vaidarja vai vaidalja, bet pēdējais no vidala (kaķis). Citiem vārdiem sakot, vaidurya nozīmē aptuveni "kaķa acs". Rai norāda, ka sanskritā topāzs, safīrs un koraļļi tika uzskatīti par kaķa acīm. Trešo skaidrojumu sniedz Lipmans, kurš uzskata, ka ar vārdu berils apzīmējis kaut kādu ziemeļu valsti (no kurienes nākuši dārgakmeņi) vai cilvēkus. Citur Lipmans atzīmē, ka Nikolajs no Kuzas rakstīja, ka vācu brilles (brilles) nāk no barbaru-latīņu berillus. Visbeidzot, Lemērijs, skaidrojot vārdu berils (Berillus), norāda, ka Berillus jeb Verillus nozīmē "vīriešu akmens".

19. gadsimta sākuma krievu ķīmijas literatūrā. glikīnu sauca - saldzeme, saldzeme (Severgin, 1815), saldzeme (Zakharov, 1810), glicīns, glicīns, glicīna zemes bāze, un elementu sauca par vistēriju, glicinītu, gliciju, saldzemi utt. Giese ierosināja nosaukumu berilijs (1814). Hess tomēr palika pie vārda glicia; to kā sinonīmu izmantoja arī Mendeļejevs (Ķīmijas pamati 1. izdevums).
Borum, B (5)

Dabiskie bora savienojumi (angļu Boron, French Bore, vācu Bor), galvenokārt netīrais boraks, ir zināmi kopš agrīnajiem viduslaikiem. Ar nosaukumiem tinkal, tinkar vai attinkar (Tinkal, Tinkar, Attinkar) boraks tika ievests Eiropā no Tibetas; to izmantoja metālu, īpaši zelta un sudraba, lodēšanai. Eiropā tinkal biežāk tika saukts par boraks (Borax) no arābu vārda bauraq un persiešu - burah. Dažreiz boraks vai boraco apzīmēja dažādas vielas, piemēram, soda (nitronu). Rulands (1612) boraks sauc par hrizokolu, sveķiem, kas spēj "līmēt" zeltu un sudrabu. Lemery (1698) sauc arī boraksu par "zelta līmi" (Auricolla, Chrisocolla, Gluten auri). Dažreiz boraks nozīmēja kaut ko līdzīgu "zelta bridēm" (capistrum auri). Aleksandrijas, hellēnisma un bizantiešu ķīmijas literatūrā borakhi un borakhon, kā arī arābu valodā (bauraq) apzīmēja sārmu kopumā, piemēram, bauraq arman (armēņu borak) vai soda, vēlāk viņi sāka saukt boraks.

1702. gadā Gombergs, kalcinējot boraks ar dzelzs vitriolu, ieguva "sāli" (borskābi), kas kļuva pazīstama kā "Gombergas nomierinošā sāls" (Sal sedativum Hombergii); Šis sāls ir atradis plašu pielietojumu medicīnā. 1747. gadā Barons sintezēja boraks no "nomierinošā sāls" un natrona (sodas). Tomēr boraksa un "sāls" sastāvs palika nezināms līdz 19. gadsimta sākumam. 1787. gada "Ķīmijas nomenklatūrā" parādās nosaukums horacique asid (borskābe). Lavuazjē savā "Vienkāršo ķermeņu tabulā" sniedz radikālu boraku. 1808. gadā Gay-Lussac un Tenard izdevās izolēt brīvo boru no bora anhidrīda, karsējot pēdējo ar kālija metālu vara caurulē; viņi ierosināja elementu nosaukt par boru (Bora) vai boru (Bore). Dāvijs, kurš atkārtoja Gay-Lussac un Tenard eksperimentus, arī saņēma bezmaksas boru un nosauca to par boraciju (Boracium). Nākotnē briti šo nosaukumu saīsināja līdz Boron. Krievu literatūrā vārds bura ir atrodams 17. - 18. gadsimta recepšu krājumos. XIX gadsimta sākumā. Krievu ķīmiķi boru sauca par urbi (Zakharov, 1810), buronu (Strakhov, 1825), bērskābes bāzi, boracīnu (Severgin, 1815) un bohriju (Dvigubsky, 1824). Gīzes grāmatas tulkotājs boronu nosauca par burium (1813). Turklāt ir nosaukumi burit, bors, buronīts utt.
Ogleklis, Carboneum, C (6)

Ogleklis (angļu Carbon, French Carbone, vācu Kohlenstoff) ogļu, kvēpu un kvēpu veidā ir zināms cilvēcei kopš neatminamiem laikiem; apmēram pirms 100 tūkstošiem gadu, kad mūsu senči apguva uguni, viņi katru dienu nodarbojās ar oglēm un kvēpiem. Iespējams, ļoti agri cilvēki iepazinās ar oglekļa alotropajām modifikācijām - dimantu un grafītu, kā arī ar fosiliju. ogles. Nav pārsteidzoši, ka oglekli saturošu vielu sadedzināšana bija viena no pirmajām ķīmiskie procesi kas interesēja cilvēku. Tā kā degošā viela pazuda, to patērēja uguns, sadegšana tika uzskatīta par vielas sadalīšanās procesu, un tāpēc ogles (vai ogleklis) netika uzskatītas par elementu. Elements bija uguns, parādība, kas pavada degšanu; senatnes stihiju mācībās uguns parasti figurē kā viena no stihijām. XVII - XVIII gadsimtu mijā. radās Behera un Štāla izvirzītā flogistona teorija. Šī teorija atzina, ka katrā degošā ķermenī atrodas īpaša elementāra viela - bezsvara šķidrums - flogistons, kas degšanas laikā iztvaiko. Tā kā, sadedzinot lielu daudzumu ogļu, paliek tikai neliels daudzums pelnu, floģistika uzskatīja, ka ogles ir gandrīz tīrs flogistons. Tas jo īpaši bija izskaidrojums ogļu "flogistiskajai" iedarbībai, spējai atjaunot metālus no "kaļķiem" un rūdām. Vēlākā floģistika – Reaumurs, Bergmans un citi – jau sākuši saprast, ka ogles ir elementāra viela. Tomēr pirmo reizi "tīrās ogles" par tādām atzina Lavuazjē, kurš pētīja ogļu un citu vielu sadedzināšanas procesu gaisā un skābeklī. Guiton de Morveau, Lavoisier, Berthollet un Furcroix grāmatā "Ķīmiskās nomenklatūras metode" (1787) franču valodas "pure coal" (charbone pur) vietā parādījās nosaukums "carbon" (carbone). Ar tādu pašu nosaukumu ogleklis parādās "Vienkāršo ķermeņu tabulā" Lavoisier "Elementary Textbook of Chemistry". 1791. gadā angļu ķīmiķis Tenants bija pirmais, kurš ieguva brīvo oglekli; viņš izlaida fosfora tvaikus pāri kalcinētam krītam, kā rezultātā veidojās kalcija fosfāts un ogleklis. Tas, ka dimants, spēcīgi karsējot, deg bez atlikumiem, ir zināms jau sen. Vēl 1751. gadā franču karalis Francs I piekrita dot dimantu un rubīnu dedzināšanas eksperimentiem, pēc tam šie eksperimenti pat kļuva modē. Izrādījās, ka deg tikai dimants, un rubīns (alumīnija oksīds ar hroma piejaukumu) bez bojājumiem iztur ilgstošu karsēšanu aizdedzes lēcas fokusā. Lavuazjē veica jaunu eksperimentu par dimanta sadedzināšanu ar lielu aizdedzes mašīnu un nonāca pie secinājuma, ka dimants ir kristālisks ogleklis. Otrs oglekļa alotrops - grafīts - alķīmiskajā periodā tika uzskatīts par modificētu svina spīdumu un tika saukts par plumbago; tikai 1740. gadā Pots atklāja, ka grafītā nav svina piemaisījumu. Šēle pētīja grafītu (1779) un, būdams floģistika, uzskatīja to par īpaša veida sēra ķermeni, īpašu minerālo ogles, kas satur saistītu "gaisa skābi" (CO2) un lielu daudzumu flogistona.

Divdesmit gadus vēlāk Gitons de Morvo, viegli karsējot, dimantu pārvērta grafītā un pēc tam ogļskābē.

Starptautiskais nosaukums Carboneum cēlies no lat. carbo (ogles). Vārdam ir ļoti sena izcelsme. To salīdzina ar cremare - sadedzināt; sakne sar, cal, krievu gar, gal, mērķis, sanskrita sta nozīmē vārīt, gatavot. Vārds "carbo" ir saistīts ar oglekļa nosaukumiem uz citiem Eiropas valodas(ogleklis, ogleklis utt.). Vācu Kohlenstoff nāk no Kohle - ogles (vecvācu kolo, zviedru kylla - sildīt). Senkrievu ugorati jeb ugarati (apdegums, apdegums) sakne ir gar jeb kalni ar iespējamu pāreju uz mērķi; ogles senkrievu valodā yug'l jeb tādas pašas izcelsmes ogles. Vārds dimants (Diamante) cēlies no sengrieķu valodas – neiznīcināms, nelokāms, ciets, un grafīts no grieķu valodas – es rakstu.

XIX gadsimta sākumā. veco vārdu ogles krievu ķīmijas literatūrā dažkārt aizstāja ar vārdu "ogles" (Sherer, 1807; Severgin, 1815); kopš 1824. gada Solovjovs ieviesa nosaukumu ogleklis.

Slāpeklis, slāpeklis, N (7)

Slāpekli (angļu Nitrogen, French Azote, vācu Stickstoff) gandrīz vienlaikus atklāja vairāki pētnieki. Kavendišs ieguva slāpekli no gaisa (1772), izlaižot pēdējo caur karstām oglēm un pēc tam caur sārma šķīdumu, lai absorbētu oglekļa dioksīdu. Kavendišs jaunajai gāzei nedeva īpašu nosaukumu, atsaucoties uz to kā mefītu gaisu (Air mephitic no latīņu valodas mephitis — smacējoša vai kaitīga zemes iztvaikošana). Prīstlijs drīz vien konstatēja, ka, ja svece ilgstoši deg gaisā vai atrodas dzīvnieks (pele), tad šāds gaiss kļūst neelpojošs. Oficiāli slāpekļa atklāšanu parasti piedēvē Bleka studentam Raterfordam, kurš 1772. gadā publicēja disertāciju (medicīnas doktora grāda iegūšanai) - "Par fiksētu gaisu, citādi sauktu par nosmakšanu", kur dažas no slāpekļa ķīmiskajām īpašībām bija pirmās. aprakstīts. Tajos pašos gados Šēle saņēma slāpekli no atmosfēras gaisa tāpat kā Kavendišs. Viņš jauno gāzi nosauca par "sabojātu gaisu" (Verdorbene Luft). Tā kā floģistikas ķīmiķi uzskatīja, ka gaisa izvadīšana caur karstām oglēm ir floģistika, Prīstlijs (1775) nosauca par slāpekļa flogistisko gaisu (Air phlogisticated). Kavendišs savā pieredzē runāja arī par gaisa flogistiku. Lavuazjē 1776. - 1777. gadā detalizēti izpētīja atmosfēras gaisa sastāvu un konstatēja, ka 4/5 no tā tilpuma veido smacējoša gāze (Air mofette - atmosfēras mofete vai vienkārši Mofett). Slāpekļa nosaukumi - floģists gaiss, mefīts gaiss, atmosfēras mofete, sabojāts gaiss un daži citi - tika izmantoti pirms jaunas ķīmiskās nomenklatūras atzīšanas Eiropas valstīs, tas ir, pirms slavenās grāmatas "Ķīmiskās nomenklatūras metode" publicēšanas. " (1787).

Šīs grāmatas sastādītāji - Parīzes Zinātņu akadēmijas nomenklatūras komisijas locekļi - Gitons de Morveau, Lavuāzjē, Bertolē un Furruā - pieņēma tikai dažus jaunus nosaukumus vienkāršām vielām, jo ​​īpaši Lavuazjē piedāvātos nosaukumus "skābeklim". un "ūdeņradis". Izvēloties jaunu slāpekļa nosaukumu, komisija, kas balstījās uz skābekļa teorijas principiem, nonāca grūtībās. Kā zināms, Lavuazjē ierosināja dot vienkāršām vielām tādus nosaukumus, kas atspoguļotu to ķīmiskās pamatīpašības. Attiecīgi šim slāpeklim būtu jāpiešķir nosaukums "nitrātskābes radikālis" vai "nitrātskābes radikālis". Šādi nosaukumi, raksta Lavuazjē grāmatā "Elementārās ķīmijas principi" (1789), ir balstīti uz vecajiem terminiem nitrs vai salpetrs, kas pieņemti mākslā, ķīmijā un sabiedrībā. Tie būtu ļoti piemēroti, taču zināms, ka slāpeklis ir arī gaistoša sārma (amonjaka) bāze, kā to nesen bija konstatējis Bertols. Tāpēc nosaukums radikālis jeb nitrātskābes bāze neatspoguļo galveno ķīmiskās īpašības slāpeklis. Vai nebūtu labāk pakavēties pie vārda slāpeklis, kas, pēc nomenklatūras komisijas deputātu domām, atspoguļo elementa galveno īpašību - tā nepiemērotību elpošanai un dzīvībai. Ķīmiskās nomenklatūras autori ierosināja atvasināt vārdu slāpeklis no grieķu negatīvā prefiksa "a" un vārda dzīvība. Tādējādi nosaukums slāpeklis, pēc viņu domām, atspoguļoja tā nedzīvību jeb nedzīvību.

Tomēr vārdu slāpeklis neieviesa ne Lavuazjē, ne viņa kolēģi komisijā. Tas ir zināms kopš senatnes, un viduslaiku filozofi un alķīmiķi to izmantoja, lai apzīmētu "metālu primāro vielu (bāzi)", tā saukto filozofu dzīvsudrabu vai alķīmiķu dubulto dzīvsudrabu. Vārds slāpeklis literatūrā ienāca, iespējams, viduslaiku pirmajos gadsimtos, tāpat kā daudzi citi šifrēti un mistiski nosaukumi. Tas ir atrodams daudzu alķīmiķu rakstos, sākot ar Bēkonu (XIII gs.) - Paracelzā, Libavija, Valentīna u.c.. Libavius ​​pat norāda, ka vārds slāpeklis (azoth) cēlies no senās spāņu-arābu valodas vārda azok (azoque) vai azoks), kas apzīmē dzīvsudrabu. Taču, visticamāk, šie vārdi radušies saknes vārda slāpeklis (azot vai azot) rakstītāju sagrozījumu rezultātā. Tagad vārda slāpeklis izcelsme ir noskaidrota precīzāk. Senie filozofi un alķīmiķi uzskatīja, ka "metālu primārā matērija" ir visa esošā alfa un omega. Savukārt šis izteiciens ir aizgūts no Apokalipses - pēdējā grāmata Bībele: "Es esmu alfa un omega, sākums un beigas, pirmais un pēdējais." Senos laikos un viduslaikos kristīgie filozofi uzskatīja par pareizu, rakstot savus traktātus, lietot tikai trīs valodas, kas tika atzītas par "svētām" - latīņu, grieķu un ebreju (uzraksts uz krusta pie Kristus krustā sišanas saskaņā ar Evaņģēlija stāsts tika veidots šajās trīs valodās). Lai izveidotu vārdu slāpeklis, tika ņemti šo trīs valodu (a, alfa, aleph un zet, omega, tov - AAAZOT) alfabēta sākuma un beigu burti.

1787. gada jaunās ķīmiskās nomenklatūras sastādītāji un galvenokārt tās izveides iniciators Gitons de Morvo labi zināja, ka vārds slāpeklis pastāv jau kopš seniem laikiem. Morvo "Metodiskajā enciklopēdijā" (1786) atzīmēja šī termina alķīmisko nozīmi. Pēc Ķīmiskās nomenklatūras metodes publicēšanas ar asu kritiku pret jauno nomenklatūru nāca klajā skābekļa teorijas - floģistikas - pretinieki. Īpaši, kā Lavuazjē atzīmē pats savā ķīmijas mācību grāmatā, tika kritizēta "seno vārdu" pieņemšana. Jo īpaši žurnāla Observations sur la Physique izdevējs La Mettrie, kas ir skābekļa teorijas pretinieku cietoksnis, norādīja, ka vārdu slāpeklis alķīmiķi lietoja citā nozīmē.

Neskatoties uz to, jaunais nosaukums tika pieņemts Francijā, kā arī Krievijā, aizstājot iepriekš pieņemtos nosaukumus "phlogisticated gas", "mofette", "mofete base" utt.

Godīgas piezīmes izraisīja arī vārdu veidošana slāpeklis no grieķu valodas. D. N. Pryanishnikov savā grāmatā "Slāpeklis PSRS augu un lauksaimniecības dzīvē" (1945) pareizi atzīmēja, ka vārdu veidošana no grieķu valodas "raisa šaubas". Acīmredzot šīs šaubas bija arī Lavuazjē laikabiedriem. Pats Lavuazjē savā ķīmijas mācību grāmatā (1789) lieto vārdu slāpeklis kopā ar nosaukumu "radikāls nitriks" (radikāls nitriks).

Interesanti atzīmēt, ka vēlākie autori, acīmredzot cenšoties kaut kādā veidā attaisnot nomenklatūras komisijas locekļu pieļauto neprecizitāti, vārdu slāpeklis atvasināja no grieķu valodas – dzīvību dodošs, dzīvības devējs, radot mākslīgu vārdu "azotikos", kas. grieķu valodā nav (Dirgart, Remy uc). Tomēr šādu vārda slāpekļa veidošanas veidu diez vai var atzīt par pareizu, jo slāpekļa nosaukuma atvasinātajam vārdam vajadzēja skanēt "azotikons".

Nosaukuma slāpeklis neveiksme bija acīmredzama daudziem Lavuazjē laikabiedriem, kuri pilnībā simpatizēja viņa skābekļa teorijai. Tātad, Čaptals savā ķīmijas mācību grāmatā "Ķīmijas elementi" (1790) ierosināja aizstāt vārdu slāpeklis ar vārdu slāpeklis (slāpeklis) un sauca par gāzi saskaņā ar sava laika uzskatiem (katru gāzes molekulu pārstāvēja atmosfēra kaloriju), "slāpekļa gāze" (Gāzes slāpeklis). Čaptals savu priekšlikumu sīki motivēja. Viens no argumentiem bija norāde, ka vārdu, kas nozīmē nedzīvs, var pamatoti dot citiem vienkāršiem ķermeņiem (kuriem, piemēram, ir spēcīgas indīgas īpašības). Anglijā un Amerikā pieņemtais nosaukums slāpeklis vēlāk kļuva par pamatu elementa starptautiskajam nosaukumam (Nitrogenium) un slāpekļa simbolam - N. Francijā 19. gadsimta sākumā. simbola N vietā tika izmantots simbols Az. 1800. gadā viens no ķīmiskās nomenklatūras līdzautoriem Fourcroix ierosināja citu nosaukumu - sārmu (alcaligen - alcaligene), pamatojoties uz faktu, ka slāpeklis ir gaistošā sārma (Alcali volatil) - amonjaka "bāze". Bet ķīmiķi šo nosaukumu nepieņēma. Visbeidzot, pieminēsim slāpekļa nosaukumu, ko 18. gadsimta beigās izmantoja floģistikas ķīmiķi un jo īpaši Prīstlijs. - septons (Septon no franču Septique - putrid). Šo nosaukumu acīmredzot ierosināja Mičels, Bleka students, kurš vēlāk strādāja Amerikā. Deivis šo titulu noraidīja. Vācijā kopš astoņpadsmitā gadsimta beigām. un līdz šai dienai slāpekli sauc par Stickstoff, kas nozīmē "nosmacoša viela".

Kas attiecas uz senajiem krievu slāpekļa nosaukumiem, kas parādījās dažādos 18. gadsimta beigu - 19. gadsimta sākuma darbos, tie ir šādi: smacējošā gāze, netīrā gāze; mofētiskais gaiss (tie visi ir franču nosaukuma Gas mofette tulkojumi), smacējoša viela (vācu Stickstoff tulkojums), floģists gaiss, gāze sadedzināts, sadedzināts gaiss (flogistiskie nosaukumi ir Prīstlija piedāvātā termina tulkojums - Рlogisticated air). Tika izmantoti arī nosaukumi; sabojāts gaiss (Šēla termina Verdorbene Luft tulkojums), salpetra, salpetra gāze, slāpeklis (Chaptal piedāvātā nosaukuma tulkojums - Nitrogene), sārms, sārmains līdzeklis (Furkruā termini krievu valodā tulkoti 1799. un 1812. gadā), septons, putrefaktīvs (Septons) ) u.c.. Līdzās šiem daudzajiem nosaukumiem tika lietoti arī vārdi slāpeklis un slāpekļa gāzes, īpaši no 19. gadsimta sākuma.

V. Severgins savā "Ceļvedī ārzemju ķīmijas grāmatu ērtākai izpratnei" (1815) vārdu slāpeklis skaidro šādi: "Azoticum, Azotum, Azotozum - slāpeklis, smacējoša viela"; "Azote - slāpeklis, salpetrs"; "nitrātu gāze, slāpekļa gāze". Visbeidzot, vārds slāpeklis iekļuva Krievijas ķīmiskajā nomenklatūrā un aizstāja visus citus nosaukumus pēc G. Hesa ​​grāmatas "Tīras ķīmijas pamati" (1831).
Slāpekli saturošu savienojumu atvasinātie nosaukumi krievu un citās valodās veidojas vai nu no vārda slāpeklis ( Slāpekļskābe, azo savienojumi utt.), vai no starptautiskā nosaukuma nitrogenium (nitrāti, nitro savienojumi u.c.). Pēdējais termins cēlies no senajiem nosaukumiem nitrs, nitrums, nitrone, kas parasti apzīmēja salpetru, dažreiz dabisko soda. Rulanda vārdnīcā (1612) teikts: "Nitrums, priežu mežs (baurach), salpetrs (Sal petrosum), nitrums, vāciešiem - Salpeter, Vergsalz - tas pats, kas Sal retrae."

Skābeklis, Oxygenium, O(8)

Skābekļa atklāšana (angļu Oxygen, French Oxygene, vācu Sauerstoff) iezīmēja mūsdienu perioda sākumu ķīmijas attīstībā. Kopš seniem laikiem ir zināms, ka degšanai ir nepieciešams gaiss, taču daudzus gadsimtus degšanas process palika nesaprotams. Tikai XVII gs. Mayow un Boyle neatkarīgi viens no otra izteica domu, ka gaiss satur kādu vielu, kas atbalsta degšanu, taču šī pilnīgi racionālā hipotēze tajā laikā netika izstrādāta, jo degšanas jēdziens kā degoša ķermeņa savienošanas process ar noteiktu šķita, ka gaisa sastāvdaļa ir pretrunā ar tik acīmredzamu faktu kā fakts, ka degšanas laikā notiek degoša ķermeņa sadalīšanās elementārās sastāvdaļās. Tas ir uz šī pamata XVII gadsimta mijā. radās Behera un Štāla radītā flogistona teorija. Sākoties ķīmiski analītiskajam periodam ķīmijas attīstībā (18. gadsimta otrā puse) un "pneimatiskās ķīmijas" parādīšanos, kas ir viena no galvenajām ķīmiski analītiskā virziena nozarēm - sadegšana, kā arī elpošana, atkal piesaistīja pētnieku uzmanību. Dažādu gāzu atklāšana un to izveidošana svarīga lomaķīmiskajos procesos bija viens no galvenajiem stimuliem sistemātiskiem vielu sadegšanas procesu pētījumiem, ko veica Lavuazjē. Skābeklis tika atklāts 18. gadsimta 70. gadu sākumā. Pirmo ziņojumu par šo atklājumu Prīstlijs sniedza Anglijas Karaliskās biedrības sanāksmē 1775. gadā. Prīstlijs, karsējot sarkano dzīvsudraba oksīdu ar lielu degošu stiklu, ieguva gāzi, kurā svece dega spožāk nekā parastajā gaisā, un uzplaiksnīja gruzdoša lāpa. Prīstlijs noteica dažas jaunās gāzes īpašības un nosauca to par dafloģizētu gaisu. Taču divus gadus iepriekš Prīstlijs (1772) Šēle arī ieguva skābekli, sadalot dzīvsudraba oksīdu un izmantojot citas metodes. Šēle šo gāzi sauca par ugunīgu gaisu (Feuerluft). Šēle varēja sagatavot ziņojumu par savu atklājumu tikai 1777. gadā. Tikmēr 1775. gadā Lavuazjē runāja ar Parīzes Zinātņu akadēmiju ar vēstījumu, ka viņam izdevies iegūt "vistīrāko gaisa daļu, kas mūs ieskauj", un aprakstīja šīs gaisa daļas īpašības. Sākumā Lavuazjē nosauca šo "gaisu" par empīrisku, vitālu (Air empireal, Air vital), par vitālā gaisa pamatu (Base de l "air vital"). Gandrīz vienlaicīga skābekļa atklāšana, ko veica vairāki zinātnieki g. dažādas valstis izraisīja strīdus par prioritāti. Prīstlijs bija īpaši neatlaidīgs, atpazīstot sevi kā atklājēju. Pēc būtības šie strīdi līdz šim nav beigušies. Detalizēts pētījums par skābekļa īpašībām un tā lomu degšanas un oksīdu veidošanās procesos lika Lavuazjē izdarīt nepareizu secinājumu, ka šī gāze ir skābi veidojošs princips. 1779. gadā Lavuazjē saskaņā ar šo secinājumu ieviesa jaunu skābekļa nosaukumu - skābes veidojošo principu (principe acidifiant ou principe oxygine). Vārdu oksigīns, kas parādās šajā sarežģītajā nosaukumā, Lavuazjē atvasināja no grieķu valodas. - skābe un "es ražoju".
Fluors, Fluorum, F (9)

Fluors (angļu Fluorine, French and German Fluor) iegūts brīvā stāvoklī 1886. gadā, taču tā savienojumi ir zināmi jau sen un plaši izmantoti metalurģijā un stikla ražošanā. Pirmā fluorīta (CaF2) pieminēšana ar nosaukumu fluoršpats (Fliisspat) ir datēta ar 16. gadsimtu. Vienā no leģendārajam Vasilijam Valentīnam piedēvētajiem darbiem minēti dažādās krāsās krāsoti akmeņi - kušņi (Fliisse no latīņu fluere - plūst, ielej), kas izmantoti kā kušņi metālu kausēšanā. Agricola un Libavius ​​raksta par to pašu. Pēdējais ievieš īpašus šīs plūsmas nosaukumus - fluoršpats (Flusspat) un minerālu kausējums. Daudzi 17. un 18. gadsimta ķīmisko un tehnisko rakstu autori. aprakstīt dažādi veidi fluoršpats. Krievijā šos akmeņus sauca par plavik, spalt, spat; Lomonosovs šos akmeņus klasificēja kā selenītus un nosauca tos par spar vai flux (kristālu plūsma). Krievu meistari, kā arī minerālu kolekciju kolekcionāri (piemēram, 18. gadsimtā kņazs P. F. Goļicins) zināja, ka dažu veidu špakteles sildot tumsā spīd (piemēram, karstā ūdenī). Tomēr pat Leibnics savā fosfora vēsturē (1710) šajā sakarā piemin termofosforu (Thermophosphorus).

Acīmredzot ķīmiķi un amatnieki ar fluorūdeņražskābi iepazinās ne vēlāk kā 17. gadsimtā. 1670. gadā Nirnbergas amatnieks Švanhards izmantoja fluoršpatu, kas sajaukts ar sērskābi, lai iegravētu zīmējumus uz stikla kausiem. Tomēr tajā laikā fluoršpata un fluorūdeņražskābes būtība bija pilnīgi nezināma. Tika uzskatīts, ka, piemēram, silīcijskābei ir kodināšanas efekts Švanharda procesā. Šo kļūdaino viedokli Šēle novērsa, pierādot, ka fluoršpata mijiedarbībā ar sērskābi, iegūtās fluorūdeņražskābes izraisītās stikla retortes erozijas rezultātā tiek iegūta silīcijskābe. Turklāt Šēle konstatēja (1771), ka fluoršpats ir kaļķa zemes savienojums ar īpašu skābi, ko sauca par "zviedru skābi". Lavuazjē atzina fluorūdeņražskābes radikāli (radical fluorique) par vienkāršu ķermeni un iekļāva to savā vienkāršo ķermeņu tabulā. Vairāk vai mazāk tīru fluorūdeņražskābi 1809. gadā ieguva Gay-Lussac un Tenard, destilējot fluoršpatu ar sērskābi svina vai sudraba retortē. Šīs operācijas laikā abi pētnieki saindējās. Fluorūdeņražskābes patieso būtību 1810. gadā noteica Ampère. Viņš noraidīja Lavuazjē viedokli, ka fluorūdeņražskābei jāsatur skābeklis, un pierādīja šīs skābes analoģiju ar sālsskābi. Ampērs ziņoja par saviem atklājumiem Deivijam, kurš neilgi pirms tam bija noskaidrojis hlora elementāro dabu. Deivis pilnībā piekrita Ampera argumentiem un veltīja daudz pūļu, lai iegūtu brīvu fluoru ar fluorūdeņražskābes elektrolīzi un citos veidos. Ņemot vērā fluorūdeņražskābes spēcīgo korozīvo iedarbību uz stiklu, kā arī uz augu un dzīvnieku audiem, Ampere ierosināja tajā esošo elementu saukt par fluoru (grieķu valodā — iznīcināšana, nāve, mēris, mēris u.c.). Tomēr Deivijs nepieņēma šo nosaukumu un ierosināja citu - fluoru (Fluorīns) pēc analoģijas ar toreizējo hlora nosaukumu - hlors (Hlors), abi nosaukumi joprojām tiek lietoti angļu valoda. Krievu valodā ir saglabājies Amperes dotais vārds.

Daudzi mēģinājumi izolēt brīvo fluoru 19. gadsimtā nav novedis pie veiksmīgiem rezultātiem. Tikai 1886. gadā Moissan izdevās to izdarīt un iegūt brīvu fluoru dzeltenzaļas gāzes veidā. Tā kā fluors ir neparasti agresīva gāze, Moissanam bija jāpārvar daudzas grūtības, pirms viņš eksperimentos ar fluoru atrada aparātam piemērotu materiālu. U veida caurule fluorūdeņražskābes elektrolīzei mīnus 55 ° C temperatūrā (dzesēta ar šķidru metilhlorīdu) tika izgatavota no platīna ar fluoršpata aizbāžņiem. Pēc ķīmiskās un fizikālās īpašības brīvs fluors, tas ir atradis plašu pielietojumu. Tagad fluors ir viena no svarīgākajām fluora sintēzes sastāvdaļām. organisko vielu plašs diapozons. 19. gadsimta sākuma krievu literatūra. fluoru sauca dažādi: fluorūdeņražskābes bāze, fluors (Dvigubsky, 1824), fluors (Iovskis), fluors (Ščeglovs, 1830), fluors, fluors, fluors. Hess no 1831. gada ieviesa nosaukumu fluors.
Neons, neons, neons (10)

Šo elementu Ramzijs un Travers atklāja 1898. gadā, dažas dienas pēc kriptona atklāšanas. Zinātnieki ir atlasījuši pirmos gāzes burbuļus, kas radušies šķidrā argona iztvaikošanas laikā, un atklājuši, ka šīs gāzes spektrs liecina par jauna elementa klātbūtni. Remzijs runā par šī elementa nosaukuma izvēli šādi:

“Kad mēs pirmo reizi apskatījām viņa spektru, tur bija mans 12 gadus vecais dēls.
"Tēvs," viņš teica, "kā sauc šo jauko gāzi?"
"Tas vēl nav izlemts," es atbildēju.
- Viņš ir jauns? - vaicāja dēls.
"Jaunatklāts," es iebildu.
— Kāpēc gan viņu nesaukt par Novumu, tēvs?
"Tas neder, jo novum nav grieķu vārds," es atbildēju. Mēs to sauksim par neonu, kas grieķu valodā nozīmē jauns.
Tā gāze ieguva savu nosaukumu.
Autors: Figurovskis N.A.
Ķīmija un ķīmiķi № 1 2012

Turpinājums sekos...

Superblīvais Visuma stāvoklis nebija ilgs, taču tam bija izšķiroša loma turpmākajā attīstībā. Pie milzīgām temperatūras un vielas blīvuma vērtībām sākās intensīvi daļiņu un starojuma kvantu savstarpējās konversijas procesi. Sākumā daļiņas un tām atbilstošās antidaļiņas no fotoniem dzima vienādos daudzumos. augsta enerģija. Vielas superblīvā stāvokļa apstākļos, kas raksturīgs Visuma dzīves sākuma stadijai, daļiņām un antidaļiņām tūlīt pēc to piedzimšanas būtu atkal jāsaduras, pārvēršoties gamma starojumā. Šī savstarpējā daļiņu pārveide starojumā un atpakaļ turpinājās, līdz fotonu enerģijas blīvums pārsniedza daļiņu veidošanās sliekšņa enerģiju.

Visuma attīstības sākumposmā varētu rasties ārkārtīgi īslaicīgas un ļoti masīvas hipotētiskas daļiņas. Pazeminoties temperatūrai un blīvumam (vecums sasniedza 0,01 sek, temperatūra 10 11 K), sāka parādīties mazāk masīvas daļiņas, bet masīvākas “izmira” iznīcināšanas vai sabrukšanas dēļ.

Daļiņu izzušana nenotika gluži tāpat, līdz ar to antidaļiņas praktiski visas pazuda, un palika nenozīmīga liekā protonu un neitronu daļa. Rezultātā novērojamā pasaule izrādījās izgatavota no matērijas, nevis no antimatērijas, lai gan kaut kur Visumā var būt antimatērijas apgabali.

Bez tikko pamanāmas asimetrijas daļiņu un antidaļiņu īpašībās pasaulē parasti nebūtu matērijas.

Ar nukleonu (protonu un neitronu) veidošanos beidzas hadronu laikmets Visuma evolūcijā (hadroni ir daļiņas, kas pakļautas spēcīgai mijiedarbībai: protoni, neitroni, mezoni utt.). Pēc hadronu ēras sākas leptonu ēra, kad barotni galvenokārt veido pozitīvie un negatīvie mioni, neitrīno un antineitroni, pozitroni un elektroni. Nukleoni ir reti sastopami. Visumam izplešoties tālāk, mioni, elektroni un pozitroni iznīcinās. Tad neitrīno mijiedarbība ar vielu apstājas, un 0,2 sekundes pēc singularitātes neitrīno tiek atdalīts.

Apmēram 10 sekundes pēc singularitātes temperatūra sasniedz aptuveni 10 10 K vērtību un sākas radiācijas laikmets. Šajā posmā dominē fotoni, kas joprojām spēcīgi mijiedarbojas ar vielu, kā arī neitrīno.

Milzīgs skaits elektronu un pozitronu katastrofālā savstarpējās iznīcināšanas procesā pārvērtās par starojumu, atstājot aiz sevis nelielu skaitu elektronu, tomēr pietiekami, lai apvienotos ar protoniem un neitroniem, lai radītu matērijas daudzumu, ko mēs šodien novērojam Visumā. .

3 minūtes pēc Lielā sprādziena sākas pirmie nukleosintēzes procesi. Dažiem protoniem izdodas apvienoties ar neitroniem un veidot hēlija kodolus. Viņi pārvietojās par aptuveni 10% kopējais skaits protoni. Radiācijas laikmets beidzas ar plazmas pāreju no jonizēta stāvokļa uz neitrālu, matērijas necaurredzamības samazināšanos un starojuma “atdalīšanu”. Pēc minūtes gandrīz visa Visuma matērija sastāvēja no ūdeņraža un hēlija kodoliem, kas bija tādā pašā proporcijā, kādu mēs novērojam šodien. Sākot no šī brīža, primārās ugunsbumbas izplešanās noritēja bez būtiskām izmaiņām, līdz pēc 700 000 gadiem elektroni un protoni nesavienojās neitrālos ūdeņraža atomos, tad Visums kļuva caurspīdīgs elektromagnētiskajam starojumam – radās relikts fona starojums.

Miljonu gadu pēc ekspansijas sākuma sākas matērijas laikmets, kad no karstas ūdeņraža-hēlija plazmas ar nelielu citu kodolu piejaukumu sāka veidoties tagadējās pasaules daudzveidība.

Pēc tam, kad matērija kļuva caurspīdīga elektromagnētiskajam starojumam, sāka darboties gravitācija, tā sāka dominēt pār visām citām mijiedarbībām starp praktiski neitrālas vielas masām, kas veidoja Visuma matērijas galveno daļu. Gravitācija ir radījusi galaktikas, kopas, zvaigznes un planētas.

Šajā attēlā ir daudz neatbildētu jautājumu. Vai galaktikas veidojās pirms pirmās zvaigžņu paaudzes vai otrādi? Kāpēc viela koncentrējās diskrētos veidojumos – zvaigznēs, galaktikās, kopās, kamēr Visums kopumā lidoja dažādos virzienos?

Visumā esošās neviendabības, no kurām vēlāk veidojās visi Visuma strukturālie veidojumi, radās nenozīmīgu svārstību veidā un pēc tam pastiprinājās laikmetā, kad jonizētā gāze Visumā sāka pārvērsties par neitrālu, t.i. kad starojums atrāvās no vielas un kļuva par relikviju. Šāda pastiprināšana var izraisīt ievērojamu svārstību parādīšanos, no kurām vēlāk sāka veidoties galaktikas.

Lielu Visuma struktūru veidošanā neitrīno varētu būt nozīmīga loma, ja to miera masa atšķiras no nulles. Dažus simtus gadu pēc izplešanās sākuma neitrīno ātrumam ar masu vajadzētu kļūt ievērojami mazākam par gaismas ātrumu. Sākot ar noteiktu brīdi, lielas neitrīno koncentrācijas vairs neizšķīst un rada lielus Visuma strukturālus veidojumus - galaktiku kopas un superkopas. Pašas galaktikas veidojas no parastas matērijas, un neitrīni, ja tiem ir ievērojama masa, darbojas kā smaguma centri milzīgām masas koncentrācijām, kas ir galaktiku kopu slēptās masas avots.

1978. gadā M. Rīss ierosināja, ka fona starojums varētu būt masīvu zvaigžņu veidošanās “epidēmijas” rezultāts, kas sākās tūlīt pēc starojuma atdalīšanas no matērijas un pirms Visuma vecums sasniedza 1 miljardu gadu. Šādu zvaigžņu dzīves ilgums nedrīkstēja pārsniegt 1 miljardu gadu. Daudzas no tām eksplodēja kā supernovas un izmeta kosmosā smagus ķīmiskos elementus, kas daļēji sakrājās graudos. cietā viela, veidojot starpzvaigžņu putekļu mākoņus. Šie putekļi, ko karsē pirmsgalaktikas zvaigžņu starojums, varētu izstarot infrasarkano starojumu, kas tagad tiek novērots kā mikroviļņu fona starojums. Ja šī hipotēze ir pareiza, tas nozīmē, ka lielākā daļa no visas Visuma masas ir ietverta pirmās, pirmsgalaktikas paaudzes zvaigžņu neredzamajās paliekās un pašlaik var atrasties masīvos tumšos halos, kas ieskauj spilgtas galaktikas. .

Izglītības process ķīmiskie elementi Visumā ir nesaraujami saistīta ar Visuma evolūciju. Jau esam iepazinušies ar tuvumā notiekošajiem procesiem lielais sprādziens”, mēs zinām dažas detaļas par procesiem, kas notika elementārdaļiņu “primārajā zupā”. Pirmie ķīmisko elementu atomi, kas atrodas D. I. Mendeļejeva tabulas sākumā (ūdeņradis, deitērijs, hēlijs), Visumā sāka veidoties pat pirms pirmās paaudzes zvaigžņu parādīšanās. Tas atradās zvaigznēs, to dziļumos atkal uzsila (pēc Lielā sprādziena Visuma temperatūra sāka strauji kristies) līdz miljardiem grādu, un radās ķīmisko elementu kodoli, kas seko hēlijam. Ņemot vērā zvaigžņu kā ķīmisko elementu avotu, ģeneratoru nozīmi, apskatīsim dažus zvaigžņu evolūcijas posmus. Neizprotot zvaigžņu veidošanās mehānismus un zvaigžņu evolūciju, nav iespējams iedomāties smago elementu veidošanās procesu, bez kura galu galā dzīvība nebūtu radusies. Bez zvaigznēm Visumā mūžīgi pastāvētu ūdeņraža-hēlija plazma, kurā dzīvības organizācija acīmredzami nav iespējama (pašreizējā izpratnes līmenī par šo fenomenu).

Iepriekš esam atzīmējuši trīs mūsdienu kosmoloģijas novērojumu faktus jeb testus, kas sniedzas simtiem parseku, tagad mēs norādām uz ceturto - vieglo ķīmisko elementu pārpilnību kosmosā. Jāuzsver, ka gaismas elementu veidošanos pirmajās trīs minūtēs un to pārpilnību mūsdienu Visumā pirmo reizi 1946. gadā aprēķināja starptautiska izcilu zinātnieku trīsvienība: amerikānis Alfers, vācietis Hanss Betē un krievs Georgijs Gamovs. Kopš tā laika atomu un kodolfiziķi ir vairākkārt aprēķinājuši gaismas elementu veidošanos agrīnajā Visumā un to pārpilnību mūsdienās. Var apgalvot, ka nukleosintēzes standarta modeli labi atbalsta novērojumi.

Zvaigžņu evolūcija. Visvairāk xoponio ir pētīts Visuma galveno objektu - zvaigžņu veidošanās un evolūcijas mehānisms. Šeit zinātniekiem palīdzēja iespēja novērot milzīgu skaitu zvaigžņu dažādās attīstības stadijās - no dzimšanas līdz nāvei -, tostarp daudzas tā sauktās "zvaigžņu asociācijas" - zvaigžņu grupas, kas dzimušas gandrīz vienlaikus. Palīdzēja arī zvaigznes struktūras salīdzinošā "vienkāršība", kas diezgan veiksmīgi ir piemērota teorētiskam aprakstam un datorsimulācijai.

Zvaigznes veidojas no gāzu mākoņiem, kas noteiktos apstākļos sadalās atsevišķos "kumiņos", kas tālāk tiek saspiesti savas gravitācijas ietekmē. Gāzes saspiešanu tās gravitācijas ietekmē novērš pieaugošais spiediens. Ar adiabātisko kompresiju jāpaaugstinās arī temperatūrai – siltuma veidā izdalās gravitācijas saistīšanas enerģija. Kamēr mākonis ir retināts, viss siltums viegli izplūst ar starojumu, bet blīvajā kondensāta kodolā siltuma noņemšana ir apgrūtināta, un tas ātri uzsilst. Attiecīgais spiediena pieaugums palēnina kodola saspiešanu, un tas turpina notikt tikai pateicoties gāzei, kas turpina krist uz dzimušās zvaigznes. Palielinoties masai, spiediens un temperatūra centrā palielinās, līdz beidzot tā sasniedz 10 miljonus kelvinu. Tajā brīdī zvaigznes centrā sākas kodolreakcijas, pārvēršot ūdeņradi hēlijā, kas saglabā jaunizveidotās zvaigznes stacionāro stāvokli miljoniem, miljardu vai desmitiem miljardu gadu atkarībā no zvaigznes masas.

Zvaigzne pārvēršas par milzīgu kodoltermisko reaktoru, kurā kopumā notiek tā pati reakcija, ko cilvēks iemācījies veikt tikai nekontrolētā versijā - ūdeņraža bumba. Reakcijas laikā izdalītais siltums stabilizē zvaigzni, saglabājot iekšējo spiedienu un novēršot tās turpmāku saraušanos. Neliels nejaušs reakcijas pieaugums nedaudz "uzpūš" zvaigzni, un atbilstošais blīvuma samazinājums atkal noved pie reakcijas pavājināšanās un procesa stabilizācijas. Zvaigzne "deg" ar gandrīz nemainīgu spilgtumu.

Zvaigznes temperatūra un starojuma jauda ir atkarīga no tās masas un ir atkarīga nelineāri. Aptuveni runājot, zvaigznes masai palielinoties 10 reizes, tās starojuma jauda palielinās 100 reizes. Tāpēc masīvākas, karstākas zvaigznes iztērē degvielas rezerves daudz ātrāk nekā mazāk masīvas un dzīvo salīdzinoši īsu mūžu. Zvaigznes masas apakšējā robeža, pie kuras joprojām ir iespējams sasniegt temperatūru, kas ir pietiekama, lai sāktu no centra kodoltermiskās reakcijas, ir aptuveni 0,06 saules. Augšējā robeža ir aptuveni 70 Saules masas. Attiecīgi vājākās zvaigznes spīd vairākus simtus reižu vājāk par Sauli un var tā spīdēt simts miljardus gadu, daudz ilgāk nekā mūsu Visuma pastāvēšanas laiks. Masīvas karstas zvaigznes var spīdēt miljons reižu spēcīgāk nekā Saule un dzīvot tikai dažus miljonus gadu. Saules stabilas pastāvēšanas laiks ir aptuveni 10 miljardi gadu, un no šī perioda līdz šim tā nodzīvojusi pusi.

Zvaigznes stabilitāte tiek sabojāta, kad izdeg ievērojama daļa ūdeņraža tās iekšpusē. Izveidojas hēlija kodols, kurā nav ūdeņraža, un ūdeņraža degšana turpinās plānā slānī uz tā virsmas. Tajā pašā laikā kodols saraujas, tā spiediena un temperatūras centrā paaugstinās, tajā pašā laikā zvaigznes augšējie slāņi, kas atrodas virs ūdeņraža sadegšanas slāņa, gluži pretēji, izplešas. Zvaigznes diametrs palielinās, un vidējais blīvums samazinās. Sakarā ar izstarojošās virsmas laukuma palielināšanos lēnām palielinās arī tās kopējais spožums, lai gan zvaigznes virsmas temperatūra samazinās. Zvaigzne pārvēršas par sarkanu milzi. Kādā brīdī temperatūra un spiediens hēlija kodola iekšienē ir pietiekami, lai sāktu nākamās smagāku elementu sintēzes reakcijas - oglekļa un skābekļa no hēlija, bet nākamajā posmā vēl smagākas. Zvaigznes dziļumos no ūdeņraža un hēlija var veidoties daudzi elementi. Periodiska sistēma, bet tikai līdz dzelzs grupas elementiem, kam ir vislielākā saistīšanās enerģija uz daļiņu. Smagāki elementi veidojas citos retākos procesos, proti, supernovu un daļēji jaunu zvaigžņu sprādzienos, un tāpēc to dabā ir maz.

Mēs atzīmējam interesantu, no pirmā acu uzmetiena paradoksālu apstākli. Kamēr ūdeņradis deg tuvu zvaigznes centram, temperatūra tur nevar paaugstināties līdz hēlija reakcijas slieksnim. Lai to izdarītu, dedzināšana apstājas un zvaigznes kodols sāk atdzist! Zvaigznes dzesēšanas kodols saraujas, savukārt gravitācijas lauka stiprums palielinās un izdalās gravitācijas enerģija, kas uzsilda vielu. Palielinoties lauka stiprumam, ir nepieciešama augstāka temperatūra, lai spiediens varētu izturēt saspiešanu, un gravitācijas enerģija ir pietiekama, lai nodrošinātu šo temperatūru. Mums ir līdzīgs paradokss, kad kosmosa kuģis nolaižas: lai to pārvietotu uz zemāku orbītu, tas ir jāpalēninās, bet tajā pašā laikā tas izrādās tuvāk Zemei, kur gravitācija ir spēcīgāka, un tā ātrums palielināsies. palielināt. Atdzesēšana paaugstina temperatūru, un bremzēšana palielina ātrumu! Daba ir pilna ar šādiem šķietamiem paradoksiem, un ne vienmēr ir iespējams uzticēties "veselajam saprātam".

Pēc hēlija sadegšanas sākuma enerģijas patēriņš notiek ļoti strauji, jo enerģijas iznākums visās reakcijās ar smagajiem elementiem ir daudz zemāks nekā ūdeņraža sadegšanas reakcijā, un turklāt kopējais zvaigznes spožums šajos posmos ievērojami palielinās. Ja ūdeņradis deg miljardiem gadu, tad hēlijs deg miljoniem, bet visi pārējie elementi - ne vairāk kā tūkstošus gadu. Kad visas kodolreakcijas zvaigznes iekšpusē izmirst, nekas nevar novērst tās gravitācijas kontrakciju, un tas notiek katastrofāli ātri (sabrūk, kā saka). Augšējie slāņi krīt uz centru ar brīvā kritiena paātrinājumu (tā vērtība par daudzām kārtām pārsniedz zemes kritiena paātrinājumu nesalīdzināmās masu starpības dēļ), atbrīvojot milzīgu gravitācijas enerģiju. Viela tiek saspiesta. Daļa no tā, pārcelšanās uz jaunu stāvokli liels blīvums, veido zvaigznes paliekas, un daļa (parasti liela) tiek izmesta kosmosā atstarota triecienviļņa veidā lielā ātrumā. Notiek supernovas sprādziens. (Papildus gravitācijas enerģijai triecienviļņa kinētiskā enerģija veicina arī daļas ūdeņraža, kas paliek zvaigznes ārējos slāņos, kodoltermisko pēcsadegšanu, kad krītošā gāze tiek saspiesta netālu no zvaigznes kodola - sprādziens notiek grandioza "ūdeņraža bumba").

Kurā zvaigznes evolūcijas posmā kompresija beigsies un kāda būs supernovas palieka, visas šīs iespējas ir atkarīgas no tās masas. Ja šī masa ir mazāka par 1,4 Saules masām, tā būs baltais punduris, zvaigzne ar blīvumu 10 9 kg/m 3, kas lēnām atdziest bez iekšējiem enerģijas avotiem. To no tālākas saspiešanas neļauj deģenerētās elektronu gāzes spiediens. Ar lielāku masu (līdz aptuveni 2,5 Saules) veidojas neitronu zvaigzne (to eksistenci paredzēja lielais padomju fiziķis, Nobela prēmijas laureāts Lev Landau) ar blīvumu, kas aptuveni vienāds ar blīvumu atoma kodols. neitronu zvaigznes tika atklāti kā tā sauktie pulsāri. Ar vēl lielāku zvaigznes sākotnējo masu veidojas melnais caurums - nekontrolējami saraujas objekts, kuru neviens objekts, pat gaisma, nevar atstāt. Tieši supernovas sprādzienu laikā veidojas par dzelzi smagāki elementi, kam nepieciešamas ārkārtīgi blīvas lielas enerģijas daļiņu plūsmas, lai vairāku daļiņu sadursmes būtu pietiekami iespējamas. Viss materiālais šajā pasaulē ir supernovu pēcteči, arī cilvēki, jo atomi, no kuriem mēs sastāvam, radās kaut kad supernovu sprādzienu laikā.

Tādējādi zvaigznes ir ne tikai spēcīgs enerģijas avots Augstas kvalitātes, kuru izkliede veicina vissarežģītāko struktūru, tostarp dzīvības, rašanos, bet arī reaktori, kuros tiek ražota visa periodiskā tabula - šīm konstrukcijām nepieciešamais materiāls. Zvaigznes eksplozija, kas beidz savu dzīvi, izmet kosmosā milzīgu daudzumu dažādu elementu, kas ir smagāki par ūdeņradi un hēliju, kas sajaucas ar galaktisko gāzi. Visuma dzīves laikā daudzas zvaigznes ir beigušas savu dzīvi. Visas zvaigznes, piemēram, Saule un masīvākas, kas radušās no primārās gāzes, jau ir pagājušas garām dzīves ceļš. Tātad tagad Saule un līdzīgas zvaigznes ir otrās paaudzes (un varbūt trešās) zvaigznes, kas ievērojami bagātinātas ar smagajiem elementiem. Bez šādas bagātināšanas sauszemes tipa planētas un dzīvība to tuvumā diez vai varētu rasties.

Šeit ir informācija par dažu ķīmisko elementu izplatību Visumā:

Kā redzams no šīs tabulas, pašlaik dominējošie ķīmiskie elementi ir ūdeņradis un hēlijs (gandrīz 75% un 25% katrs). Salīdzinoši zemais smago elementu saturs tomēr izrādījās pietiekams dzīvības veidošanai (vismaz vienā no Visuma salām pie "parastas" zvaigznes Saules - dzeltenā pundura). Papildus tam, ko mēs jau minējām iepriekš, mums jāatceras, ka atklātā kosmosā ir kosmiskie stari, kas patiesībā ir elementārdaļiņu, galvenokārt dažādu enerģiju elektronu un protonu, plūsmas. Dažos starpzvaigžņu telpas apgabalos ir lokālas paaugstinātas starpzvaigžņu vielas koncentrācijas zonas, ko sauc par starpzvaigžņu mākoņiem. Atšķirībā no zvaigznes plazmas sastāva, starpzvaigžņu mākoņu matērijā jau ir (par to liecina daudzi astronomiskie novērojumi) molekulas un molekulārie joni. Piemēram, ir atklāti molekulārā ūdeņraža H 2 starpzvaigžņu mākoņi, un absorbcijas spektros ļoti bieži ir tādi savienojumi kā OH hidroksiljons, CO molekulas, ūdens molekulas utt. Tagad starpzvaigžņu mākoņos konstatēto to skaits. ķīmiskie savienojumi ir vairāk nekā simts. Ārējā starojuma ietekmē un bez tā dažādi ķīmiskās reakcijas, bieži tādi, kurus nav iespējams īstenot uz Zemes īpašo starpzvaigžņu vidē esošo apstākļu dēļ. Iespējams, pirms aptuveni 5 miljardiem gadu, kad veidojās mūsu Saules sistēma, primārais materiāls planētu veidošanā bija tās pašas vienkāršās molekulas, kuras mēs tagad novērojam citos starpzvaigžņu mākoņos. Citiem vārdiem sakot, ķīmiskās evolūcijas process, kas sākās starpzvaigžņu mākonī, pēc tam turpinājās uz planētām. Lai gan tagad dažos starpzvaigžņu mākoņos ir atrastas diezgan sarežģītas organiskās molekulas, visticamāk, ķīmiskās evolūcijas rezultātā "dzīva" matērija (tas ir, šūnas ar pašorganizēšanās un iedzimtības mehānismiem) ir parādījusies tikai uz planētām. Ir ļoti grūti iedomāties dzīves organizāciju starpzvaigžņu mākoņu apjomā.

Planētu ķīmiskā evolūcija.

Apsveriet ķīmiskās evolūcijas procesu uz Zemes. Zemes primārajā atmosfērā galvenokārt bija vienkāršākie ūdeņraža savienojumi H 2 , H 2 O, NH 3, CH 4 . Turklāt atmosfēra bija bagāta ar inertām gāzēm, galvenokārt hēliju un neonu. Pašlaik cēlgāzu pārpilnība uz Zemes ir niecīga, kas nozīmē, ka tās kādreiz disonēja starpplanētu telpā. Mūsu mūsdienu atmosfēra ir sekundāras izcelsmes. Sākumā atmosfēras ķīmiskais sastāvs maz atšķīrās no primārā. Pēc hidrosfēras veidošanās amonjaks NH 3 praktiski pazuda no atmosfēras, izšķīdis ūdenī, atomu un molekulu ūdeņradis izplūda starpplanētu telpā, atmosfēra tika piesātināta galvenokārt ar slāpekli N. Atmosfēras piesātinājums ar skābekli notika pakāpeniski, vispirms līdz ūdens molekulu disociācijai ar Saules ultravioleto starojumu, pēc tam un galvenokārt ar augu fotosintēzes palīdzību.

Iespējams, ka meteorītu un, iespējams, pat komētu krišanas laikā uz Zemi tika nogādāts zināms daudzums organisko vielu. Piemēram, komētas satur tādus savienojumus kā N, NH 3, CH 4 u.c.. Ir zināms, ka zemes garozas vecums ir aptuveni 4,5 miljardi gadu. Ir arī ģeoloģiskie un ģeoķīmiskie dati, kas liecina, ka jau pirms 3,5 miljardiem gadu zemes atmosfēra bija bagāts ar skābekli. Tādējādi Zemes primārā atmosfēra pastāvēja ne vairāk kā 1 miljardu gadu, un dzīvība radās, iespējams, pat agrāk.

Šobrīd ir uzkrāts nozīmīgs eksperimentāls materiāls, kas ilustrē, kā tādas vienkāršas vielas kā ūdens, metāns, amonjaks, oglekļa monoksīds, amonija un fosfāta savienojumi tiek pārvērsti augsti organizētās struktūrās, kas ir šūnas celtniecības bloki. Amerikāņu zinātnieki Kelvins, Millers un Urijs veica virkni eksperimentu, kuru rezultātā tika parādīts, kā primārajā atmosfērā var rasties aminoskābes. Zinātnieki ir izveidojuši gāzu - metāna CH 4, molekulārā ūdeņraža H 2, amonjaka NH 3 un ūdens tvaiku H 2 O maisījumu, imitējot Zemes primārās atmosfēras sastāvu. Caur šo maisījumu tika izvadītas elektriskās izlādes, kā rezultātā sākotnējā gāzu maisījumā tika atrasts glicīns, alanīns un citas aminoskābes. Iespējams, Saule būtiski ietekmēja ķīmiskās reakcijas Zemes primārajā atmosfērā ar savu ultravioleto starojumu, kas netika aizturēts atmosfērā ozona trūkuma dēļ.

Ne tikai elektriskās izlādes un saules ultravioletais starojums, bet arī vulkāniskais siltums, triecienviļņi, kālija K radioaktīvā sabrukšana (kālija sabrukšanas enerģijas daļa pirms aptuveni 3 miljardiem gadu uz Zemes bija otrā pēc ultravioletā starojuma enerģijas Saule) bija nozīmīga loma ķīmiskajā evolūcijā. Piemēram, gāzes, kas izdalās no primārajiem vulkāniem (O 2, CO, N 2, H 2 O, H 2, S, H 2 S, CH 4, SO 2), pakļaujoties dažāda veida enerģijas reaģē, veidojot dažādas mazas organiskie savienojumi, piemēram: ūdeņraža cianīds HCN, skudrskābe HCO 2 H, etiķskābe H 3 CO 2 H, glicīns H 2 NCH 2 CO 2 H u.c. Vēlāk, atkal, pakļaujot dažāda veida enerģijai, mazie organiskie savienojumi reaģē ar sarežģītāku organisko savienojumu veidošanās: aminoskābes

Tādējādi uz Zemes bija apstākļi sarežģītu organisko savienojumu veidošanai, kas nepieciešami šūnas radīšanai.

Pašlaik joprojām nav vienota loģiski konsekventa priekšstata par to, kā dzīvība radās no primārā “matērijas superpiliena”, ko sauc par Visumu pēc Lielā sprādziena. Bet jau daudzi šī attēla elementi zinātnieki iztēlojas un uzskata, ka tas viss patiesībā notika. Viens no šī vienotā evolūcijas attēla elementiem ir ķīmiskā evolūcija. Iespējams, ķīmiskā evolūcija ir viens no argumentētiem vienota evolūcijas priekšstata elementiem, kaut vai tāpēc, ka tā ļauj eksperimentāli modelēt ķīmiskos procesus (ko, piemēram, nevar veikt apstākļos, kas līdzīgi tiem, kas ir “lielā sprādziena” tuvumā). . Ķīmiskā evolūcija ir izsekojama līdz dzīvās vielas elementārajiem celtniecības blokiem: aminoskābēm, nukleīnskābēm.

14.1. Elementu sintēzes posmi

Lai izskaidrotu dažādu ķīmisko elementu un to izotopu izplatību dabā, Gamovs 1948. gadā ierosināja Karstā Visuma modeli. Saskaņā ar šo modeli visi ķīmiskie elementi veidojās Lielā sprādziena laikā. Tomēr vēlāk šis apgalvojums tika atspēkots. Ir pierādīts, ka Lielā sprādziena laikā varēja veidoties tikai vieglie elementi, bet smagāki radās nukleosintēzes procesos. Šīs pozīcijas ir formulētas Lielā sprādziena modelī (sk. 15. punktu).
Saskaņā ar Lielā sprādziena modeli ķīmisko elementu veidošanās sākās ar sākotnējo gaismas elementu kodolsintēzi (H, D, 3 He, 4 He, 7 Li) 100 sekundes pēc Lielā sprādziena Visuma temperatūrā 10 9 K.
Modeļa eksperimentālais pamats ir Visuma izplešanās, kas novērota, pamatojoties uz sarkano nobīdi, sākotnējo elementu sintēzi un kosmisko fona starojumu.
Lielā sprādziena modeļa lielā priekšrocība ir D, He un Li pārpilnības prognozēšana, kas atšķiras viena no otras par daudzām kārtām.
Eksperimentālie dati par elementu pārpilnību mūsu Galaktikā parādīja, ka ūdeņraža atomi ir 92%, hēlija - 8%, bet smagākos kodolos - 1 atoms uz 1000, kas atbilst Lielā sprādziena modeļa prognozēm.

14.2. Kodolsintēze - gaismas elementu (H, D, 3 He, 4 He, 7 Li) sintēze agrīnajā Visumā.

• 4 He vai tā relatīvās daļas daudzums Visuma masā ir Y = 0,23 ±0,02. Vismaz puse no Lielā sprādziena radītā hēlija atrodas starpgalaktiskajā telpā.
• Sākotnējais deitērijs pastāv tikai Zvaigžņu iekšpusē un ātri pārvēršas par 3 He.
  Novērojumu dati sniedz šādus ierobežojumus deitērija un He daudzumam attiecībā uz ūdeņradi:

10 -5 ≤ D/H ≤ 2 10 -4 un
1,2 10 -5 ≤ 3 He/H ≤ 1,5 10 -4,

turklāt novērotā attiecība D/H ir tikai daļa no ƒ no sākotnējās vērtības: D/H = ƒ(D/H) sākotnējā. Tā kā deitērijs ātri pārvēršas par 3 He, tiek iegūts šāds pārpilnības novērtējums:

[(D + 3 He)/H] sākotnējais ≤ 10 -4.

• Ir grūti izmērīt 7 Li daudzumu, taču tiek izmantoti dati par zvaigžņu atmosfēru izpēti un 7 Li daudzuma atkarību no efektīvās temperatūras. Izrādās, ka, sākot no 5,5·10 3 K temperatūras, 7 Li daudzums paliek nemainīgs. Labākais vidējā daudzuma 7 Li novērtējums ir:

7 Li/H = (1,6±0,1) 10-10.

• Smagāku elementu, piemēram, 9 Be, 10 V un 11 V, pārpilnība ir par vairākām kārtām mazāka. Tādējādi izplatība ir 9 Be/N< 2.5·10 -12 .

14.3. Kodolu sintēze galvenās secības zvaigznēs pie T< 108 K

Hēlija sintēze zvaigznēs Galvenā secība pp- un CN-ciklos notiek temperatūrā T ~ 10 7 ÷7·10 7 K. Ūdeņradis tiek pārstrādāts hēlijā. Rodas vieglo elementu kodoli: 2 H, 3 He, 7 Li, 7 Be, 8 Be, taču to ir maz, jo tie pēc tam nonāk kodolreakcijās, un 8 Be kodols gandrīz acumirklī sadalās, pateicoties īss kalpošanas laiks (~ 10-16 s)

8 Esi → 4 Viņš + 4 Viņš.

Šķita, ka sintēzes process ir jāaptur, Bet daba ir atradusi risinājumu.
Ja T > 7 10 7 K, hēlijs "izdeg", pārvēršoties oglekļa kodolos. Notiek trīskāršā hēlija reakcija - "Hēlija uzliesmojums" - 3α → 12 C, bet tās šķērsgriezums ir ļoti mazs un 12 C veidošanās process norit divos posmos.
8Be un 4He kodolu saplūšanas reakcija notiek, veidojoties 12C* oglekļa kodolam ierosinātā stāvoklī, kas iespējams, pateicoties 7,68 MeV līmeņa klātbūtnei oglekļa kodolā, t.i. reakcija notiek:

8 Be + 4 He → 12 C* → 12 C + γ.

12 C kodola enerģijas līmeņa esamība (7,68 MeV) palīdz apiet 8 Be īso kalpošanas laiku. Šī līmeņa klātbūtnes dēļ rodas kodols 12 C Breita-Vīgnera rezonanse. 12 C kodols pāriet uz ierosinātu līmeni ar enerģiju ΔW = ΔM + ε,
kur εM = (M 8Be − M 4He) − M 12C = 7,4 MeV, un ε kompensē kinētiskā enerģija.
Šo reakciju paredzēja astrofiziķis Hoils, un pēc tam to reproducēja laboratorijā. Tad sākas reakcijas:

12 C + 4 He → 16 0 + γ
16 0 + 4 He → 20 Ne + γ un tā tālāk līdz A ~ 20.

Tātad nepieciešamais 12 C kodola līmenis ļāva pārvarēt sašaurinājumu elementu kodoltermiskajā saplūšanā.
Kodolam 16O nav šāda enerģijas līmeņa, un 16O veidošanās reakcija ir ļoti lēna

12 C + 4 He → 16 0 + γ.

Šīs reakciju gaitas iezīmes noveda pie vissvarīgākajām sekām: pateicoties tām, izrādījās vienāds 12 C un 16 0 kodolu skaits, kas radīja labvēlīgus apstākļus veidošanās. organiskās molekulas, t.i. dzīvi.
12 C līmeņa izmaiņas par 5% novestu pie katastrofas - turpmākā elementu sintēze apstātos. Bet, tā kā tas nenotika, tad veidojas kodoli ar A diapazonā

A = 25÷32

Tas noved pie vērtībām A

Visi Fe, Co, Cr kodoli veidojas kodolsintēzes rezultātā.

Pamatojoties uz šo procesu esamību, ir iespējams aprēķināt kodolu pārpilnību Visumā.
Informācija par elementu pārpilnību dabā tiek iegūta no Saules un zvaigžņu, kā arī kosmisko staru spektrālās analīzes. Uz att. 99 parāda kodolu intensitāti pie dažādām A vērtībām.

Rīsi. 99: Elementu pārpilnība Visumā.

Ūdeņradis H ir visizplatītākais elements Visumā. Litijs Li, berilijs Be un bors B ir par 4 kārtām mazāki nekā blakus esošie kodoli un par 8 kārtām mazāki par H un He.
Li, Be, B ir labas degvielas, tās ātri izdeg jau pie T ~ 10 7 K.
Grūtāk ir izskaidrot, kāpēc tie joprojām pastāv - visticamāk, smagāku kodolu sadrumstalotības procesa dēļ protozvaigžņu stadijā.
IN kosmiskie stari Li, Be, B kodoli ir daudz lielāki, kas arī ir smagāku kodolu sadrumstalotības procesu sekas to mijiedarbības laikā ar starpzvaigžņu vidi.
12 C ÷ 16 O ir rezultāts hēlija zibspuldzei un rezonanses līmeņa esamībai 12 C temperatūrā un viena trūkumam 16 O, kuras kodols arī ir divkārši maģija. 12 C - daļēji maģisks kodols.
Tādējādi maksimālais dzelzs kodolu daudzums ir 56 Fe, un pēc tam straujš samazinājums.
Ja A > 60, sintēze ir enerģētiski nelabvēlīga.

14.5. Par dzelzi smagāku kodolu veidošanās

Kodolu daļa ar A > 90 ir neliela - 10 -10 ūdeņraža kodolu. Kodolu veidošanās procesi ir saistīti ar blakusreakcijām, kas notiek zvaigznēs. Ir divi šādi procesi:
s (lēns) - lēns process,
r (ātrs) ir ātrs process.
Abi šie procesi ir saistīti ar neitronu uztveršana tie. ir nepieciešams, lai rastos apstākļi, kādos veidojas daudz neitronu. Neitroni rodas visās degšanas reakcijās.

13 C + 4 He → 16 0 + n - hēlija sadegšana,
12 C + 12 C → 23 Mg + n - oglekļa uzliesmojums,
16 O + 16 O → 31 S + n – skābekļa uzliesmojums,
21 Ne + 4 He → 24 Mg + n − reakcija ar α-daļiņām.

Rezultātā neitronu fons uzkrājas un var notikt s- un r-procesi - neitronu uztveršana. Kad neitroni tiek notverti, veidojas ar neitroniem bagāti kodoli, un tad notiek β-sabrukšana. Tas pārvērš tos smagākos kodolos.

Nosūtiet savu labo darbu zināšanu bāzē ir vienkārši. Izmantojiet zemāk esošo veidlapu

Studenti, maģistranti, jaunie zinātnieki, kuri izmanto zināšanu bāzi savās studijās un darbā, būs jums ļoti pateicīgi.

Publicēts http:// www. viss labākais. lv/

Ķīmisko elementu rašanās

1. Visuma rašanās

Lielākā daļa kosmologu uzskata, ka Visums radās kā blīvs matērijas un enerģijas ķekars, kas sāka izplesties apmēram pirms 18 miljardiem gadu. Elementu veidošanās saknes meklējamas Lielajā sprādzienā. Elementu rašanos Lielā sprādziena rezultātā vispirms pamatoja Gamovs 1946. gadā (Gamovs, 1946).

Pēc Gamova teiktā, Visuma veidošanās sākumposmā temperatūra un spiediens bija ārkārtīgi augsts, kamēr protoni, neitroni, elektroni un neitrīno atradās līdzsvarā. Kad Visums sāka paplašināties, temperatūra pazeminājās un līdzsvara stāvoklis tika izjaukts. Gamovs uzskatīja, ka sabrukšanas un neitronu uztveršanas procesu secīga atkārtošanās noveda pie smago elementu veidošanās. Tas aizņēma tikai aptuveni 20 minūtes. par visu šobrīd esošo elementu izcelsmi, taču šobrīd tiek uzskatīts, ka Lielā sprādziena laikā radās gaismas elementi, kas pēc tam, kodolreakcijām zvaigžņu iekšienē, radīja elementus ar atomu skaitu 6 un augstāku (Ozima, 1990).

Sākotnēji lielākā daļa matērijas pastāvēja enerģijas veidā. Viela sāka veidoties, kad tā atdziest. Elementu rašanās vispārējo ainu var izteikt ar šādu shēmu.

Ūdeņraža "sadedzināšana". Kodolsintēzes procesā ūdeņraža atomi saplūst kopā, veidojot hēlija atomu un atbrīvojot enerģiju. Hēliju veidojošo daļiņu masa ir: 2 protoni (katrs 1,0076) un 2 neitroni (katrs 1,0089) = 2 1,0076 + 2 1,0089 = 4,033. Hēlija atoma kodola masa ir 4,0028. Masas samazināšanos par 0,0302 masas vienībām sauc par masas defektu, kas saskaņā ar Einšteina vienādojumu E = mc2 ir ekvivalents 4,512 J atom-1. Šim procesam nepieciešama 107–108 K temperatūra:

Hēlija "sadegšana" notiek temperatūrā > 108 K un 105 g cm2 spiedienā.

2. Zvaigžņu veidošanās

Ūdeņradis un citi gaismas elementi izkaisīti Visumā un, sagrupēti kopā, veidoja zvaigznes. Savas gravitācijas ietekmē zvaigznes sāka pakāpeniski sarukt, kas izraisīja temperatūras paaugstināšanos. Kad katras zvaigznes centrā temperatūra sasniedza vairākus miljonus grādu, ūdeņraža atomi apvienojās un izveidoja hēlija atomus, t.i. kodolu "sadedzināšanas" reakcija. Tad nāca C un citu smago elementu atomi.

Tādējādi Visuma elementāro sastāvu nosaka kodolprocesi zvaigznēs. Tādējādi zvaigznes iekšpusē, kuras masa ir vienāda ar mūsu saules masu, ir iespējama 108 K temperatūra. Saules iekšienē nepārtraukti notiek kodolpārveidojumu process:

Rīsi. 1. Mūsu saules shematisks attēlojums

Var redzēt, ka šīs reakcijas var attēlot kā autokatalītisku ciklu, kas pazīstams kā Bethe-fon Weizsäcker oglekļa cikls (2. att.).

Publicēts http:// www. viss labākais. lv/

Rīsi. 2. Bethe oglekļa cikls - fon Weizsäcker

Zvaigznēs ar lielu masu temperatūra ir augstāka un tur notiek smagāku elementu sintēzes procesi. Divreiz smagākās zvaigznēs par sauli (3. attēls):

Rīsi. 3. Zvaigznes divas reizes (a), trīs reizes (b) smagākas par Sauli un zvaigzne pirms supernovas sprādziena (c).

Zvaigznes, kuru masa ir 20 Saules masas (3. att.), spēj sintezēt visus elementus, līdz pat dzelzs. Bet kodola "degšanas" reakcijas nevar attīstīties tālāk par Fe kodolu veidošanos. Pēc tam šāda reakcija noved pie kodolu enerģijas nestabilitātes. Fe kodolus var uzskatīt par kodoltermisko reakciju (r-procesu) pabeigšanu. Dzelzs (Nr. 26) ir visstabilākais kodols. Katrs kodolsintēzes solis no hēlija uz dzelzi atbrīvo enerģiju un veido stabilāku kodolu (4. attēls). Laika gaitā ūdeņraža un hēlija daudzums Visumā samazinās, bet smago elementu daudzums palielinās. Elementu relatīvais daudzums Visumā ir parādīts attēlā. 5.

Rīsi. 4. Ķīmisko elementu kodolu stabilitāte

Visu elementu kodoli pēc dzelzs ir mazāk stabili nekā sākotnējais materiāls, un tos nevar izmantot zvaigžņu enerģijas veidošanai. Elementi #27 (Mg) līdz #92 (U) veidojas, kad zvaigzne iztērē savu kodoldegvielu, sabrūk un eksplodē kā supernova. Supernovas sprādziena radītais triecienvilnis rada lieko enerģiju, kas nepieciešama, lai sakausētu elementus, kas ir smagāki par dzelzi.

Rīsi. 5. Elementu relatīvā pārpilnība Visumā.

He "degšanas" laikā zvaigznēs rodas neitroni. Tā kā tiem nav lādiņa, tos ir samērā viegli iekļaut kodolos. Absorbējot neitronus un notiekošas reakcijas - kodola sabrukšana pamazām "kļūst smagāka". Šo reakciju sauc par s-procesu. Tiek uzskatīts, ka Bi ir s procesa galaprodukts. Daži no izveidotajiem elementiem ir nestabili un spontāni sadalās par stabilākām vielām. Šis process, kodolieroču sabrukšana, notiek līdz ar enerģijas izdalīšanos.

3. Vides ķīmijas vēsture

rašanās Saules sistēma

Tagad ir vispāratzīts, ka elementi, kas tagad veido Saules sistēmu un mūsu Zemi, lielākoties radās zvaigžņu kodolreakciju rezultātā. Izņēmumi ir H (tiek uzskatīts, ka tas pastāv kopš Visuma veidošanās), He un vairāki gaismas elementi (D, Li, Be, B), kas veidojās no H Lielā sprādziena laikā (Ozima, 1990).

Tā kā vairumam smago elementu sabrukšanas ātrums ir labi zināms, ir iespējams aprēķināt precīzu ilgmūžīgos izotopus saturošo vielu vecumu. Tātad tika noteikts mūsu Saules sistēmas vecums? 5 miljardi gadu. Tā kā Saules masa ir nepietiekama smago elementu veidošanai, jāpieņem, ka Saules sistēma veidojusies supernovas sprādziena vietā. Gravitācijas spēki savāca izkliedēto vielu. Lielākā daļa no tā bija koncentrēta Saules formā, pietiekami karsta, lai sāktu kodolsintēzes procesu.

Saules sistēmas planētas acīmredzot veidojās no diskveida karstu gāzu mākoņa, kas ir supernovas sprādziena paliekas. Kondensētie tvaiki veidoja cietas daļiņas, kas apvienojās mazos ķermeņos (planetesimālos), kā rezultātā radās blīvās iekšējās planētas (no Merkura līdz Marsam). Lielās ārējās planētas, kas atrodas tālāk no Saules, sastāv no zemāka blīvuma gāzēm, kuru kondensācija notika daudz zemākā temperatūrā.

Gandrīz visi mūsu sistēmas atomi ir koncentrēti Saulē, kur ir koncentrēti vairāk nekā 99,9% no visas sistēmas vielas masas. No Saules sistēmas ķīmiskā sastāva viedokļa Zeme galvenokārt sastāv no skābekļa un negaistošiem elementiem (piemēram, Fe, Mg, Si), pēdējo proporcijā<< 0,1 % от общего числа атомов Солнечной системы (Озима, 1990).

Lielākā daļa elementu veidojās pirms Saules sistēmas veidošanās, supernovas eksplozijas laikā, bet daži parādījās pēc radioaktīvo izotopu sabrukšanas. Piemēram, tika konstatēts, ka gandrīz viss (vairāk nekā 99%) argons, kas veido aptuveni 1% no Zemes atmosfēras, radās 40K 40Ar sabrukšanas reakcijas rezultātā Zemes iekšienē pēc tā veidošanās un pēc tam iztvaikojās. Visi pārējie elementi, izņemot radiogēnos elementus.Radiogēnie elementi - elementi, kas radušies kodola sabrukšanas reakciju rezultātā.- Eksistēja jau pirms Saules sistēmas rašanās.

Zemes rašanās un vēsture

Zemes veidošanās

Zemes veidošanās bija saistīta ar saules gāzes vielas uzkrāšanos. Attiecībā uz vienota viedokļa uzkrāšanas veidu nepastāv. Pašlaik pastāv trīs galvenās hipotēzes (Voitkevičs, 1988).

Homogēna uzkrāšanās. Mūsdienu Zemes čaulas struktūra radās tikai sākotnēji viendabīgās sauszemes vielas karsēšanas, daļējas kušanas un diferenciācijas gaitā.

neviendabīga uzkrāšanās. Vispirms radās metālisks kodols, pēc tam uz tā nosēdās vēlīni kondensāti silikātu veidā, veidojot biezu apvalku.

Daļēji neviendabīga uzkrāšanās. Vislielākā sastāva atšķirība pastāvēja tikai starp planētas centrālajām daļām un tās virsmas slāņiem. Sākotnēji starp serdi un mantiju nebija asu robežu, kas tika noteiktas vēlāk.

Lielākā daļa planētu matērijas tika sagrupēta pirms 4,56-4,7 miljardiem gadu. Planētas masa turpināja augt un pēc kāda laika kļuva pietiekama, lai noturētu atmosfēru (pirms 4,4 miljardiem gadu).

Vecākie ieži uz Zemes ir Rietumaustrālijas cirkoni, kuru vecums ir aptuveni 4,1-4,3 miljardi gadu. Siltums, kas vispirms izdalījās akrecijas procesā un pēc tam radioaktīvās sabrukšanas rezultātā, izkausēja planētas kodolu un izraisīja ģeotermālo ciklu. Tas izraisīja elementu diferenciāciju, ko vispirms paskaidroja V. M. Goldšids.

Elementu primārā diferenciācija tika veikta pēc to ķīmiskās afinitātes pret dzelzi, kas ir dabiska, jo dzelzs veido 35% no Zemes masas.

V.M. Goldšmits iedalīja elementus 4 grupās:

Siderofili - tiek atjaunoti ar dzelzi;

Litofili - netiek reducēti ar dzelzi un ir pakļauti oksīdu veidošanās procesam;

Halkofīli - elementi, kurus dzelzs nereducē un veido sulfīdus;

Atmofili ir elementi, kas izkļuvuši atmosfērā.

Elementi, kas ieņem minimumu uz atomu tilpuma līknes, veido sakausējumus ar dzelzi, diferenciācijas gaitā veidoja zemes kodolu (siderofilie elementi). Siderofīlajiem joniem (11 elementiem) ir 8-18 elektronu apvalks. To redokspotenciāls ir vienāds vai lielāks par dzelzs potenciālu. Fe, Co, Ni, Ru, Rh, Pd, Os, Ir, Pt, Mo, W, Re, Au, Ge, Sn veido lielāko daļu polimetālu rūdu. Tie ir cieši mijas ar elementiem, parādot paaugstinātu afinitāti pret sēru, arsēnu, kā arī fosforu, oglekli un slāpekli.

Elementiem, kas aizņem līknes maksimumus un atrodas tās lejupejošajās daļās, ir afinitāte pret skābekli (54 elementi), tie veidoja zemes garozu un augšējo apvalku (litofīlie elementi). Tie veido jonus ar 8 elektronu apvalku. Li, Na, K, Rb, Cs, Be, Mg, Ca, Sr, Ba, B, Al, Sc, Y, retzemju elementi, Si, Ti, Zr, Hf, Th, P, V, Nb, Ta, Cr , U, F. Cl, Br, I, Mn Šajā grupā ietilpst arī “fakultatīvie” litofilie elementi: C, P, W, H, Tl, Ga, Ge, Fe. ir daļa no silikāta, aluminosilikāta iežiem, veido sulfātu, karbonātu, fosfātu, borātu un halogenīdu minerālus.

Elementiem, kas aizņem līknes augšupejošās daļas, ir afinitāte pret sēru, selēnu, telūru (19 elementi), tie ir koncentrēti apakšējā apvalkā (halkofīlie elementi). Viņiem ir 18 elektronu apvalks. Cu, Ag, Zn, Cd, Hg, Ga, In, Tl, Bp, As, Sb, Bi, S, Se, Te Fe, Mo, Ca ir "fakultatīvi" halkofīli. veido lielu sulfīdu un telūrīdu minerālu grupu. Tās var rasties dzimtajā valstī.

Inertās gāzes (He, Ne, Ar, Kr, Xe, Rn) pieder pie atmofilās grupas. Viņu atomiem (izņemot He) ir 8 elektronu apvalks.

Pašlaik arī biofili ir izolēti. Biofīlie elementi ir tā sauktie dzīvības elementi. Tos iedala makrobiogēnos (H, C, N, O, Cl, Br, S, P, Na, K, Mg, Ca) un mikrobiogēnos (V, Mn, Fe, Co, Cu, Zn, B, Si, Mo , F).

Mūsdienu elementu bioģeoķīmiskā klasifikācija parādīta 1. tabulā.

1. tabula Elementu bioģeoķīmiskā klasifikācija

gamova Visums bioģeoķīmiskais kodoltermiskais kodols

Mantijas diferenciācija un ģeosfēru veidošanās

Planētas veidošanās laikā tika izkausētas zemas kušanas, bet smagas sastāvdaļas (dzelzs-sēra masas), kas nolaižas līdz centram un veidoja kodolu. Tajā pašā laikā no primārā apvalka uz kodolu tika pārnesti sidero- un halkofilie elementi. Tajā pašā laikā mazāk kūstošās silikātu masas veidoja bazalta magmu un pēc tam okeāna tipa bazalta garozu. Šis process galvenokārt ietvēra lito- un atmofīlos elementus.

Augšējās mantijas kušanas un degazēšanas laikā uz Zemes virsmas tika nogādāta bazalta magma, kas nesa tajā izšķīdušo ūdeni un gāzes. Gan primārā atmosfēra, gan Zemes primārā hidrosfēra radās mantijas degazēšanas dēļ. No mantijas materiāla tvaikiem radās skāba, ļoti mineralizēta hidrosfēra, kas sākotnēji bija bagāta ar F-, Cl-, Br-, I- anjoniem. Svaigs ūdens veidojās dabiskās destilācijas rezultātā. Tajā pašā laikā veidojās reducējoša primārā atmosfēra.

Atmosfēras evolūcija

Atmosfēru veido gāzes, kas ieskauj Zemi, un tās sastāvs ir būtiski mainījies kopš planētas veidošanās. Ilgu laiku dominēja uzskats, ka Zemes primārā atmosfēra sastāv galvenokārt no amonjaka un metāna.

Pirmā Zemes atmosfēra kosmosā tika zaudēta pirmajos miljonos gadu pēc akrecijas. Šī atmosfēra sastāvēja no gāzēm, kas bija iesprostoti planetoīdos, kas veidoja Zemi. Tas sastāvēja no oglekļa dioksīda un slāpekļa ar nelielu daudzumu metāna, amonjaka, sēra dioksīda un sālsskābes. Nebija skābekļa.

Otrajā Zemes atmosfērā it kā bija oglekļa dioksīds, slāpeklis, ūdens. Atdziestot planētas virsmai, veidojās okeāni, sākās hidroloģiskais cikls un laikapstākļu procesi. Turklāt okeāni sāka intensīvi absorbēt oglekļa dioksīdu. Apstākļi, kādi tajā laikā pastāvēja uz planētas virsmas, lielākoties nav zināmi, jo saules starojuma intensitāte bija par 30% zemāka nekā mūsdienās, un nav skaidrs precīzs atmosfēras sastāvs.

Baktēriju fotosintēze sākās pirms 3,5–4 miljardiem gadu, bet gandrīz visu skābekli (galvenokārt dzelzs jonus) uzņēma okeāns. Pirms diviem miljardiem gadu atmosfērā sāka iekļūt skābeklis, un pašreizējais atmosfēras sastāvs izveidojās pirms aptuveni 1,5 miljardiem gadu. Atmosfērā skābeklis ultravioletā starojuma ietekmē veidoja ozonu. Ozons darbojās kā filtrs skarbajam saules starojumam, ļaujot dzīvībai izkļūt uz sauszemes no okeāna.

Dzīvības rašanās

Biosfēras rašanās pieder pie agrākajiem planētas attīstības periodiem. Pirmās zināmās pārakmeņojušās dzīvo organismu atliekas (vecums - 3,55 miljardi gadu) Rietumaustrālijā atklāja Viljams Šofs. Tās pēc uzbūves ir ārkārtīgi līdzīgas mūsdienu zilaļģēm (citādi sauktas par zilaļģēm), diezgan augsti attīstītām fotosintēzēm. Ģeoķīmiskie dati liecina, ka fotoautotrofiska dzīvība uz planētas pastāvēja pirms 4 miljardiem gadu. No bioloģiskā viedokļa heterotrofai dzīvei vajadzēja būt pirms tās. Bet, kā un, pats galvenais, kad tam bija laiks rasties?

Gadsimtiem ilgā cīņa, lai pierādītu dzīvu būtņu rašanās neiespējamību no nedzīvām būtnēm, beidzās ar L.Pastera triumfālajiem eksperimentiem, kas, šķiet, pielika punktu šim strīdam. Bet tad izrādījās, ka dzīvību var radīt tikai Dievs. Divdesmitā gadsimta materiālistiskā zinātne ar to nevarēja samierināties. AI Oparins 1924. gadā un pēc tam J. Haldane 1929. gadā izvirzīja bioģenēzes hipotēzes – iespējamību spontānai dzīvības rašanās uz Zemes (sk. Oparin, 1960; Bernal, 1969). Vispārīgi runājot, tika radītas daudzas dzīvības izcelšanās hipotēzes, kuru eksperimentālais pamats galvenokārt bija iespēja sintezēt vienkāršākos organiskos savienojumus senās Zemes apstākļos, kā mēs tos tagad iedomājamies. Stimuls tam bija Millera atklājums par aminoskābju veidošanās vieglumu no neorganiskiem prekursoriem (Miller, 1953). Kā raksta L. Margelis (1983, 76. lpp.): “Pūristi apmelo, ka tā ir it kā nevērtīga eksperimentālā organiskā ķīmija, kas sastāv no tādas vides radīšanas, kas it kā līdzīga Hadean eonam, kas sākās, kad Zeme pārvērtās par nepārtrauktu cietu ķermeni. , tajā tiek ievadīti neorganiskie reaģenti un tiek piegādāta enerģija, un tad starp reakcijas produktiem tiek meklētas mūsdienu dzīvei svarīgas molekulas. Šī pieeja radīja daudzus darbus, kas pierādīja iespēju senās Zemes apstākļos sintezēt diezgan sarežģītas organiskas vielas (sk., piemēram, Horovica (Horowitz, 1962), Ponnamperuma (1968), Fox (1975) darbus, N. L. Dobrecova eseja (2005) un daudzi citi). Tajā pašā laikā “meteorītu, asteroīdu un komētu kosmoķīmijas dati liecina, ka organisko savienojumu veidošanās Saules sistēmā tās attīstības sākumposmā bija tipiska un masīva parādība” (Voitkevičs, 1988, p. 105).

Jebkurš cilvēks, kurš zina bioloģiju vismaz pamatkursā, iedomājas, ka dzīvības rašanās gadījumā bija nepieciešams:

mazo molekulu evolūcija;

polimēru veidošanās no tiem;

to katalītisko funkciju rašanās;

molekulu pašsavienošanās;

membrānu rašanās un pirmsšūnu organizācijas izveide;

iedzimtības mehānisma rašanās;

šūnu veidošanās.

Ja pievēršamies S. Lemam, kurš vairāk pazīstams kā zinātniskās fantastikas rakstnieks, nevis zinātnieks, tad viņš raksta: “Katra konkrētā posma īstenošanai ceļā uz pračelas parādīšanos bija zināma varbūtība. Aminoskābju rašanās primārajā okeānā elektrisko izlāžu ietekmē bija, piemēram, diezgan iespējama, peptīdu veidošanās no tām bija nedaudz mazāka, bet arī diezgan iespējama; no otras puses, fermentu spontāna sintēze no šī viedokļa ir superneparasta parādība” (Lem, 2002, 48. lpp.). Un tālāk: "Termodinamika joprojām var "norīt" nejaušu olbaltumvielu rašanos aminoskābju šķīdumā, bet spontāna fermentu ģenerēšana vairs nepāriet ... Iespējamo enzīmu skaits ir lielāks nekā zvaigžņu skaits visā. Visums. Ja olbaltumvielām pirmatnējā okeānā būtu jāgaida spontāna fermentu ražošana, tas varētu veiksmīgi turpināties veselu mūžību” (Lem, 2002, 49. lpp.). Dzīvības izcelsmi, kā rezultātā, pierāda tikai “vienkāršais fakts, ka mēs eksistējam un līdz ar to mēs paši esam netiešs arguments par labu bioģenēzei” (Lem, 2002, 50. lpp.).

Tālu no zinātniskās fantastikas rakstnieka nonāk pie tāda paša secinājuma, taču Nobela prēmijas laureāts, viens no mūsdienu molekulārās bioloģijas pamatlicējiem, DNS - “dzīvības molekulas” atklājuma līdzautors F. Kriks, kurš īpaši pakavējies pie niecīgās spontānas dzīves rašanās varbūtības, tālāk raksta: “Viņš pats fakts, ka mēs esam šeit, noteikti nozīmē, ka dzīve patiešām sākās” (Crick, 2002, 77. lpp.).

UN. Vernadskis parasti uzskata, ka "visi jautājumi par dzīvības sākumu uz Zemes, ja tādi bija, ir jāatstāj bez izskatīšanas ... Šie jautājumi zinātnē ienāca no ārpuses, radās ārpus tās - cilvēces reliģiskajos vai filozofiskajos meklējumos. Mums visiem zināmie, precīzi konstatētie fakti nekas nemainīsies, pat ja visas šīs problēmas saņems negatīvu risinājumu, t.i., ja atzīsim, ka dzīvei vienmēr ir bijis un nav bijis sākuma, ka dzīvais - dzīvais organisms - nekad nav bijis un nekur nav cēlies no inertas matērijas, un ka Zemes vēsturē kopumā bija ģeoloģiski laikmeti, kuros nebija dzīvības” (Vernadskis, 2004, 53. lpp.).

Kritiskais atmosfēras skābekļa līmenis

Pēc L. Berknera un L. Māršala (1966, cit. Perelman, 1973) datiem, abiogēnajā laikmetā skābekļa saturs nepārsniedza 0,1% no pašreizējā līmeņa. Skābeklis veidojās ūdens fotodisociācijas dēļ. Dzīve šādos apstākļos varēja attīstīties tikai rezervuāros, kuru dziļums pārsniedz 12 m Sasniedzot skābekļa satura līmeni 1% no mūsdienu, radās iespēja absorbēt ultravioleto starojumu. Dzīves zona ir ievērojami paplašinājusies, jo 30 cm ūdens ir kļuvis pietiekami, lai saglabātu ultravioleto starojumu. Šis līmenis tika sasniegts paleozoja laikmeta sākumā (apmēram pirms 600 miljoniem gadu). Tikai 20 miljonu gadu laikā radās daudzas jaunas sugas, un skābekļa uzkrāšanās atmosfērā paātrinājās. Jau pēc 200 miljoniem gadu (Silura beigas, pirms 400-420 miljoniem gadu) skābekļa saturs sasniedza 10% no mūsdienu. Ozona vairogs kļuva tik spēcīgs, ka dzīvība varēja nonākt uz zemes. Tas izraisīja jaunu evolūcijas sprādzienu.

Biosfēras evolūcijas posmi

Zīdītāju un segsēklu valstība aizsākās pirms 60 miljoniem gadu, t.i., biosfēra ieguva mūsdienīgu izskatu. Pirms 6 miljoniem gadu radās primātu grupa, kas ir mūsdienu cilvēka tiešie un tiešie senči – hominīdi. Pirms 600 000 gadu parādījās Homo sapiens, pirms aptuveni 60 000 gadiem viņš apguva uguni un tādējādi krasi izcēlās no dabas. Mūsdienu civilizācijas rašanos var attiecināt uz periodu pirms aptuveni 6 tūkstošiem gadu, un mūsdienu ražošanas veida rašanos un Jaunā laikmeta sākumu.

Pirms 6 gadsimtiem. Antropogēnā ietekme uz vidi sasniedza globālu mērogu, iespējams, līdz 20. gadsimta vidum.

Mitināts vietnē Allbest.ru

...

Līdzīgi dokumenti

Ķīmisko elementu izplatības kvantitatīvs novērtējums. Klarku izplatības likumsakarības. Zvaigžņu spektru izpēte. Ķīmisko elementu veidošanās procesi. Ūdeņraža pārvēršana hēlijā. Zemes sastāva novērtējums. Elementu klarki zemes garozai.

abstrakts, pievienots 16.05.2013


Ķīmisko elementu klasifikācija, nosakot dažādu elementu īpašību atkarību no atoma kodola lādiņa - D.I. periodiskā likuma grafiskā izteiksme. Mendeļejevs: atklājumu vēsture, struktūra un loma atomu un molekulārās zinātnes attīstībā.

prezentācija, pievienota 26.09.2012


Ķīmisko elementu klasifikācija, to novietojums periodiskajā sistēmā. Elementu atšķirības pēc dažādu elektronisko orbitāļu (s, p, d, f) piepildījuma pakāpes ar elektroniem. Pētīto elementu bioloģiskā loma un to savienojumu izmantošana medicīnā.

prezentācija, pievienota 10.01.2014


Interesantu faktu apraksts par vairāku periodiskās tabulas elementu atklāšanu. Ķīmisko elementu īpašības, to nosaukumu izcelsme. Atklāšanas vēsture, atsevišķos gadījumos elementu iegūšana, to nozīme tautsaimniecībā, apjoms, drošība.

abstrakts, pievienots 10.11.2009


Ķīmisko elementu ģeoķīmiskā klasifikācija pēc Goldšmita: siderofils, halkofīls, litofīls un atmofils. Ķīmisko elementu migrācijas ārējie un iekšējie faktori. Dabiskās un tehnogēnās ģeoķīmiskās barjeras un to šķirnes.

tests, pievienots 28.01.2011


Ķīmisko elementu un vienkāršo ķermeņu jēdziens, ķīmisko elementu īpašības. Elementu veidoto savienojumu ķīmiskās un fizikālās īpašības. Precīzas atbilstības atrašana starp skaitļiem, kas izsaka elementu atomsvarus, to vietu sistēmā.

anotācija, pievienota 29.10.2009


Ķīmisko elementu periodiskās sistēmas struktūra: vēsture un mūsdienīgums. Elektronisko sistēmu strukturālā organizācija orbitālā kvantu skaitļa un elektronisko apakščaulu plaknē. Nurļibajeva teorijas rašanās vēsturiskie priekšnoteikumi.

kursa darbs, pievienots 22.01.2015


Atklāšanas vēsture un vieta ķīmisko elementu periodiskajā sistēmā D.I. Mendeļejeva halogēni: fluors, hlors, broms, jods un astatīns. Elementu ķīmiskās un fizikālās īpašības, to pielietojums. Elementu pārpilnība un vienkāršu vielu ražošana.

prezentācija, pievienota 13.03.2014


Periodiska ķīmisko elementu sistēma. Atomu un molekulu uzbūve. Koordinācijas teorijas galvenie nosacījumi. Halogēnu fizikālās un ķīmiskās īpašības. Ūdeņraža savienojumu īpašību salīdzinājums. Pārskats par savienojumu p-, s- un d-elementu īpašībām.

lekcija, pievienota 06.06.2014


Periodiskās sistēmas s-bloka elementu ķīmiskās īpašības. IA un IIA grupu elementu nokrišņu veidošanās mehānismi. Potenciālu atšķirību rašanās uz šūnu membrānām. Nātrija, kālija, kalcija, magnija elektroniskā struktūra un bioloģiskā antagonisms.