kozmokimya

kış takımyıldızı Orion'daki "Kemer Yıldızları" ve Orion Bulutsusu ; Burada uzaya saçılan kimyasal elementlerden yeni yıldızlar yaratılıyor.

Astrokimya - daha Astrochemistry adlandırılan - oluşması ve dağıtım ile ilgilidir kimyasal elementlerin ve bileşiklerin evrenin . Kimyasal elementler yıldızların iç kısımlarında ( nükleosentez ), kimyasal bileşiklerde, ancak kozmik gaz ve toz bulutlarında , uçaklarda , aylarda , kuyruklu yıldızlarda , asteroitlerde ve benzeri, daha soğuk nesnelerde ortaya çıkar.

Kozmokimya, fizik ve kimyanın modern, önemli bir dalıdır ve astrofizikle , özellikle de yıldızların ve süpernovaların fiziğiyle güçlü bir şekilde bağlantılıdır . Aynı zamanda gezegenbilimde ve güneş sistemimizin ve diğer gezegenlerin kökenini ve kimyasal gelişimini anlama girişiminde (yaşamın kökenine kadar - bkz . kimyasal evrim altında ) önemli bir rol oynar .

Yıldız ve hemen hemen tüm diğer Ancak, gök cisimleri bizim için erişilemeyen bir mesafede olan bir olan bazı yöntemler ile sınırlı ile ilgili kimyasal analiz , öncelikle ölçüm metot spektroskopisi ve (spektral) analizi radyasyon (nesnelerden gelen ki burada, ultraviyole , görünür ışık , kızılötesi ) değerlendirilir.

Spesifik olarak, Kozmokimya nükleosentezde yer almaz, ancak güneş sistemimizdeki elementel ve izotopik dağılımla ilgilidir: Buna büyük bir katkı göktaşı araştırmalarından gelir , çünkü göktaşları hala güneşimizin oluşumunun başlangıcındaki orijinal kimyasal bileşime sahiptir. sistem. Ay, kuyruklu yıldız tozu, güneş rüzgarı ve diğer gezegenlerden, aylardan ve asteroitlerden alınan birkaç dünya dışı malzeme örneğine (insansız) uzay yolculuğundan da erişilebilecek.

Kozmokimya 1950'lerde Friedrich-Adolf Paneth tarafından kuruldu .

Örnek: "kozmokimyasal" bir proje

Yol astrokimya işleri (astrofizik, Astrochemistry, gezegenbilim) insansız uzay yolculuğuna gelen daha yeni örneğimizdeki gibi hangi. Genellikle kozmokimyacılar, bir spektral analiz veya spektroskopinin değerlendirilmesi üzerinde çalışırlar : Burada, kimyasal bileşimlerini çıkarmak için uzak gök cisimlerinin (çoğunlukla yıldızlar) "ışığının" radyasyon spektrumlarını kullanabilirler.

Stardust görevi bu fotoğrafı Wild 2 kuyruklu yıldızından 500 km uzaklıkta çekti. (NASA / JPL)

İlk aya inişlerden bu yana, dünya dışı materyal örnekleri artık uzay sondaları tarafından doğrudan uzaydan da yakalanabilir ve doğrudan analiz için dünyaya getirilebilir. NASA'nın " Stardust " görevi, yalnızca asteroid Annefrank ve kuyruklu yıldız Wild 2'yi fotoğraflamayı değil , aynı zamanda kuyruklu yıldız tozunu da yakalamayı mümkün kıldı . 2 Ocak 2004'te Stardust, Wild 2 kuyruklu yıldızının yanından 240 km uzaklıkta ve 6.1 km/s nispi hızda uçtu. Sonda, kuyruklu yıldızın birkaç görüntüsünü aldı ve koma materyalini topladı. Dünya'ya döndükten sonra Stardust kapsülü, Houston'daki NASA kontrol merkezine getirildi ve orada açıldı. Houston'da, Wild 2 kuyruklu yıldızından gelen toz parçacıklarının yavaşlatıldığı ve taşındığı son derece hafif bir katı olan aerojelin durumu kontrol edildi . Kuyruklu toz küçük bir miktarı, bilim adamları, çeşitli gruplar daha sonra kullanılabilir - örneğin Enstitüsü Güneş içinde Münster . Orada toz parçacıklarının kimyasal bileşimi doğrudan incelenebilirdi. Bunun 4,6 milyar yıl önce güneş sistemimizin oluşumuna dair yeni anlayışlar sağlayacağı umulmaktadır, çünkü Wild 2 kuyruklu yıldızı güneş sisteminin başlangıcından bu yana sadece dış bölgelerde hareket etmiştir (1974 yılına kadar, dev gezegen Jüpiter , onu eski Fırlatılan izinden çıkardı). Kuyruklu yıldızlar üzerindeki önceki görevlerde, kozmokimyadaki araştırmacılar, spektral analiz kullanarak karmaşık karbon bileşikleri bulmuşlardı. Henüz yaşamla bir tutulmuş değiller, ama belki de dünyadaki yaşamın başlangıcına ivme kazandırdılar.

Kimyasal elementlerin oluşumu

Aydınlık evrelerinin sonuna doğru, ağır yıldızlar da daha ağır atom çekirdekleri üretir ve malzemeyi bulutlar şeklinde fırlatır, burada: 100 ila 150 yıl önce patlamalar tarafından yaratılan aşırı büyük yıldız eta Karina'nın etrafındaki bulutsu .

Atom çekirdeğinin ( nüklidlerin ) oluşumu ve kimyasal elementler Nükleosentez makalesinde detaylı olarak anlatılmaktadır . Sonuç olarak, hidrojen ve helyum kimyasal elementleri , Big Bang'den hemen sonra ilkel nükleosentez yoluyla yaratıldı . Tüm ağır atom türleri daha sonra sabit yıldızların içinde (yıldız nükleosentezi) ve süpernova patlamaları sırasında oluştu . Yanma sürelerinin sonuna doğru çok büyük kütleli yıldızlar patlar ve büyük miktarlarda ağır elementleri uzaya fırlatır. Örneğin, NGC 1260 galaksisindeki SN 2006gy süpernovası 150 güneş kütlesine sahipti ve patladığında evrene tahminen 20 güneş kütlesi nikel püskürttü .

Evrendeki elementlerin dağılımı

Atom türlerinin kozmokimyasal frekans dağılımı, “ nükleosentez ” başlığı altında açıklanan elementlerin kökenlerinin tarihçesine uygun olarak açıklanabilir. Eleman bolluğu bakıyorsun bölgeye göre farklılık: Ancak farkla en yaygın eleman tüm içinde evrenin olan hidrojen - yeryüzünde oldukça nadir olmakla birlikte, insanlarda yine sıkça gördük.

Her ikisi de Big Bang sırasında yaratıldığı için uzayda hidrojen ve helyum hakimdir . Evrendeki 1000 atomun 900'ü hidrojen atomu, diğer 99 atomu helyum atomudur. Yani 1000'de sadece bir atom hidrojen veya helyum değildir. Diğer tüm atom türleri ( lityum , berilyum ve bor hariç ) yıldızlardan kaynaklanmıştır (yukarıya ve nükleosentez altına bakınız). Aynı zamanda, tek sayıda protona sahip diğer elementlere kıyasla daha yaygın olan oksijen , neon , demir veya kükürt gibi çift ​​sayıda protona sahip atomlar oluştu .

Her 1 trilyon hidrojen atomu (H) için - yani her biri 10 12 H atomu - 10 10.8 helyum atomu, 10 8.8 oksijen atomu, 10 8.6 karbon atomu ve 10 8.0 nitrojen atomu vardır, ancak her birine yaklaşık 107'ye ek olarak 9 demir ve neon atomları ve 10 7.4 silikon atomu da sadece 10 1.7 kurşun, 10 0.7 altın ve 10 0.3 gümüş atomu. Ait metallilik 10 milyar yılda bir yaşlılık ile 1 nesil (Nüfus II) yıldızlı farklıdır: Burada verilen alanda "normal dağılıma" için karşılık gelir daha 1/1000 ağır elementlerin bakildi.

Yıldızlararası madde - kozmokimyasal bir bakış açısıyla

Yıldızlararası madde , güneşimiz ve I popülasyonunun diğer yıldızları ile benzer dağılımlarda kimyasal elementler içerir. Ancak burada, atomların dış elektronları düşük sıcaklıklardan dolayıdır, böylece yıldız sistemleri arasında kimyasal bileşikler, gazlar ve tozlar ortaya çıkabilir.

Yıldızlı arasında 0.8 H atomlarının / sm kadar bir yoğunluğa sahip (nötr) hidrojen gazı olduğu 3 ya da 1.3 x 10 -24 gr / cm 3 . Bazı bölgeler hidrojen bakımından daha fakirdir (galaktik merkez), diğer yerlerde yoğunluklar (sis, bulutlar) vardır - ve bazen, örneğin; T. komşu yıldızların (emisyon bulutsusu) veya yansımanın (yansıma bulutsusu) yoğun UV ışıması.

Üretim hızı ile bozunma hızı arasındaki denge durumunda, şimdi bazı bulutsularda karmaşık, organik moleküller oluşur, ancak bunlar genellikle iyonlaştırıcı kozmik radyasyon tarafından hemen yeniden parçalanır. Yine de: Vardırlar ve toz bulutlarıyla korunan su, amonyak, metan ve formaldehit (metanal) gibi moleküller on yıllarca, nitrojen ve karbon monoksit 1000 yıl bile sürebilir. Ayrıca toz tanelerinin yüzeyinde donarak uzun süreler (100.000 yıla kadar) yaşayabilirler. Hatta sadece 50 atom / cm yoğunluğunda 3 , atom çarpışmaları hidrojen ve karbon monoksit gibi moleküllerin neden olabilir hidroksil radikalleri ya da monocyan (CN) dir.

Antarktika'da bulunan bir H3 kondrit olan MET 00506 ; meteoritlere özgü eriyen kabuk yanlarda görülebilir; oksitlenmiş demir bileşenleri nedeniyle koyu renkli olan matrisin içine gömülü kondrüller görülebilir (Fotoğraf: NASA / JSC)

Gelen meteoritlerin , cosmochemists hatta 2,6,10,14-tetrametilpentadekan arasında alkanlar bulunan, örneğin 14-28 karbon atomu, tiofenler, benzen, toluen, ksilenler ve naftalen, yağ asitleri gibi aromatikler s -dichlorobenzene, örneğin prolin gibi amino asitleri , aspartik asit, Glisin, alanin ve glutamik asit (Meteorit Murchison, 1969) ve hatta adenin ve guanin. 1970 yılında dünya dışı kökenli amino asitlerin keşfi, dünya yaşamının temel yapı taşları oldukları için kesin bir sansasyon olarak kabul edildi.

Bu organik moleküllerin oluşumu çeşitli mekanizmalarla açıklanmaktadır. Miller ve Urey, metan, amonyak ve sudan oluşan gaz karışımlarını ışınladı. Radyoliz ile üretilen iyonlar ve radikaller, yedi karbon atomuna kadar iyonlar oluşturur. Polimerler daha sonra da eten ile büyür olabilir ve hatta, karboksil ve amino grupları dahil edilebilir , örneğin NH gibi radikaller aracılığı ile 2 * ve H 2 O * ve çeşitli mekanizmalar göre amino asitleri oluşturmak için daha da tepkimeye:

  1. siyanohidrin mekanizması (alkanal + amonyak + hidrosiyanik asit için: nitril + su, nitril, R-CH (CN) NH ileri reaksiyonu 2 amino asidi oluşturmak için su ile),
  2. uygun Sanchez (NC-CH = CH-NH, NC-CCH + amonyak 2 + HCN ve ayrıca amonyak ortadan kaldırılması ile, su ile asparagin ),
  3. ile Fischer-Tropsch sentezi 10 hidrojen ile (CO reaksiyona girdiği -6 10 -2 Ni, Fe, toz ile manyetit ve / veya silikat içeren su ile katalize metan veya daha yüksek alkanların ve su Kelvin atm ve 450-750, taneler - ve yaklaşık 1: 2000: 1.7, 10 -4 atm ve yaklaşık 400 Kelvin'de C: H: O kozmik karışımıyla, amino asitler , pürinler , pirimidinler ve benzerleri bile bu şekilde oluşturulabilir - dünyevi laboratuvarlar ).

Atmosfer tarafından korunan gezegen yüzeylerinde doğal olarak inşaat için daha da iyi koşullar hakimdir. Astrokimyasal bir bakış açısından, uzayın derinliklerinde biyokimyasal moleküllerin oluşumu için, hatta yaşamın kendisinin oluşumu için birçok yerin olması ve muhtemelen uzun süredir var olması kuvvetle muhtemeldir. dünya dışı uygarlıklarla temas kurma sorunu, varlıklarının eksik, reddedilemez kanıtlarında değil - aralarındaki görünüşte kapatılamaz, büyük mesafede yatmaktadır).

Dünyevi madde - kozmokimyasal olarak bakıldığında

Evrendeki elementlerin bir bütün olarak frekans dağılımı yerel olarak çok fazla değişebilir. Bu ortalama dağılımı değiştiren böyle bir süreç yerçekimidir. Güneş sistemi gaz ve toz (dönen bir bulut ortaya hangi kuvvettir bulutsu hipotez ile Pierre-Simon Laplace başlangıçta formüle göre Kant'ın eserinde 1755 yılında Genel Natural History ve Gökyüzü'nün teorisi , toplu olarak , Kant-Laplace- Teori ).

Dünya, gezegen ve güneş sistemlerinin oluşumu

Güncel görüşlere göre, yaklaşık 4.6 milyar yıl önce, güneş sistemimiz yerine, galaksinin merkezi çevresinde geniş bir madde bulutu hareket etti. Bulut, hidrojen ve helyum gazlarının %99'undan fazlasını ve su , karbon monoksit , karbon dioksit , diğer karbon bileşikleri , amonyak ve silikon bileşikleri gibi daha ağır elementler ve bileşiklerden oluşan mikrometre boyutundaki toz parçacıklarından küçük bir oranda oluşuyordu. . Hidrojen ve helyumun çoğu Büyük Patlama sırasında zaten yaratılmıştı . Daha ağır elementler ve bileşikler, yıldızların içinde yaratıldı ve patladıklarında serbest bırakıldı. Madde bulutunun parçaları kendi yerçekimleri nedeniyle büzüldü ve yoğunlaştı. Bunun itici gücü , basınç dalgaları buluttan geçen nispeten yakın bir süpernova patlaması olabilirdi . Bu yoğunlaşmalar, bir yıldız kümesinde muhtemelen birkaç yüz, hatta binlerce yıldızın oluşmasına yol açtı , bunlar muhtemelen birkaç yüz milyon yıl sonra serbest tek veya çift yıldızlara ayrıştı.

Bir gezegen öncesi diskin (NASA) çizimi

Yana açısal momentum korunmalıdır sırasında daralma , zaten az dönüşü çöken bulut bir patenci Kollarında koyarak hızlı bir rotasyon elde nasıl benzer artmıştır. Ortaya çıkan dışa doğru hareket eden merkezkaç kuvvetleri , bulutun dış alanlarda dönen bir diske dönüşmesine neden oldu.

Ancak, buluttaki maddenin neredeyse tamamı merkeze düştü ve nükleer füzyon süreci ateşlenene kadar çökmeye devam eden bir protostar oluşturdu : güneşimiz oluştu. Kalan ön- gezegen diskinde , toz parçacıklarının kümelenmesi (pıhtılaşma) gezegenimsilerin oluşumuna yol açtı. Gezegenler , gezegenlerin öncüleri ve yapı taşlarıdır . Bunlar vasıtasıyla oluşturulduğu toplanma , bir yöntem olup, mikroskopik toz partikülleri , bir güneş sistemi öncesi bulutsu (bir haberci güneş sisteminin ) aglomera büyük içine partiküller . Bu parçacıklar, düşük çarpışacak halinde hızı , bunlar sopa nedeniyle birlikte kimyasal bağlar veya yüzey yapışması.

Kısa bir süre sonra kilometre boyutunda olacak bu yapılar, yerçekimleri nedeniyle daha büyük nesneler oluşturmak için diğer gezegenlerle birleşecek kadar kütleye sahipti. En ağır nesneler en büyük yerçekimi kuvvetlerini uyguladılar, geniş bir alandan maddeyi çektiler ve böylece daha da hızlı büyüyebildiler. “Protojupiter” sonunda yerçekimi alanıyla diğer gezegenleri rahatsız etti ve büyümelerini etkiledi. Görünüşe göre, Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasında daha büyük bir cismin oluşumunu da engelledi ve bu da asteroit kuşağının oluşumuna yol açtı. Sadece 100.000 yıl içinde, erken güneş sisteminin gezegenleri, Dünya'nın ayı veya Mars gezegeni büyüklüğünde gezegen cisimlerine dönüşebilir.

Exoplanet HD 209458b - "sıcak Jüpiter" tipi bir uçak

Gezegen sisteminin oluşumundaki benzer süreçler uzayda başka bir yerde gerçekleşmiş olmalıdır. Birçok ötegezegen ve planemos son yıllarda keşfedildi. Burada da, uçucu ve daha az uçucu elementler, uzayda kimyasal bileşikler halinde yoğunlaşır ve birçok astronom ve astrokimyacı, ilgili sabit yıldızlarının etrafında ılımlı sıcaklık bölgelerinde hareket eden düzlemlerin var olduğunu varsayar. Bu nedenle, dünya dışı bir kimyanın da kozmosun erişilmez derinliklerinde yaşam ürettiği düşünülebilir .

Güneş sisteminin kimyası

Güneş sistemleri, disk şeklindeki , dönen madde disklerinin yerçekimi büzülmesiyle oluşturulur . Merkezden daha hızlı ve daha hafif soğuyan bu diskle ilgili termodinamik hesaplamalar, bir maddenin kısmi basıncı p(i) ile i maddesinin buhar basıncı eşit olduğunda yoğuşmanın meydana geldiğini göstermektedir. Bir elementin kozmik gazdaki kısmi basıncı, matematiksel olarak, A (i) frekansının, A (H2) hidrojenininkine göre çarpımına eşittir, gazın toplam basıncı Pg ile çarpılır: p (i) = A ( i) / A (H2) x Pg .

Clausius-Clapeyron'a göre bir elementin buhar basıncı p sıcaklığın bir fonksiyonu olarak görünüyorsa, o zaman elementin kısmi ve buhar basıncı eşitlendiğinde, yoğuşma sıcaklığı hesaplanabilir (yani: log po = -A / T + B, -burada A faktörü, buharlaşma entalpisinin 2.3 x R'ye bölünmesidir ve B, genel gaz sabiti olarak R ile 2.3 x R'ye bölünen buharlaşma entropisidir).

Sürekli ilerleyen soğutma ile en yüksek yoğuşma sıcaklığı ile başlayan bu hesaplamanın sonucu şudur: Osmiyum elementi halihazırda 1860 K civarında, 1780 civarında zirkonyum IV oksit ve renyum civarında, 1700 civarında alüminyum oksit, 1560-1500 civarında kalsiyum titanat civarında yoğunlaşmaktadır ( perovskit) yanı sıra gehlenit (bir silikat) ve nadir topraklar (U, Th, Ta, Nb), 1390 civarında ferromanyetik metaller (Fe, Ni, Co), 1370-1250 magnezyum silikatlar ve metaller bakır, germanyum ve galyum (Fe ile alaşımda) ve alkali silikatların (CaAl2Si2O8 ile) yanı sıra, 1100-700 K gümüş (Ag) ve 750 K altında yoğunlaştırılmış demirin oksidasyonu (FeO + FeS gibi minerallere) vardır.

Gaz devi Satürn - gazlar da burada yoğunlaşıyor

İlkel güneşten daha uzak olan biraz daha soğuk bölgelerde 600-400 K'de yoğunlaşan kurşun, bizmut, indiyum ve talyum; 350 K'da kristalize olan hidratlı silikatlar ve - güneşten daha uzak gaz devleri bölgesinde - su buzu (daha sonra NH 4 SH, <140 Kelvin'de, <100 K katı amonyak hidratta, <60 Kelvin'de metan hidratta ve yalnızca <20 Kelvin'lik en düşük sıcaklıklarda ayrıca katı metan ve argon).

Yoğunlaşma sırasında, fraksiyonasyon meydana gelir, yani "dondurulduğunda" maddeler, hem küçük kümeler (kondrüller, göktaşları) içinde hem de büyük ölçekte (gezegenler: Jüpiter ve Satürn gibi daha sonraki gaz devlerinin dışında) yoğunluklarına göre sıralanır. kar kümeleri") kuyruklu yıldızlar gibi, Merkür ve Venüs gibi içleri daha kompakt gezegenler). Maddeler ayrıca parlayan ilkel gezegenlerde (metallerin çekirdeğe batması, ardından dış silikat kabuklarının soğuması) ayrılır.

Bu, içteki kaya gezegenlerinden dıştaki soğuk gaz devlerine, Kuiper kuşağındaki en uzak nesnelere ve kozmokimyadan Oort bulutuna kadar güneş sistemimizin mevcut kimyasal yapısını açıklar.

Oort'a (1950) göre kuyruklu yıldızlar, yaklaşık 50.000 AU mesafedeki 0.1-0.01 güneş kütlesindeki bir rezervuardan kaynaklanır. Güneşe 1 AB yakın geldiklerinde haleleri geliştirmek ve - çekirdeğin hemen yakınında - 500 m genişleme hızı ile Comas / s, gaz yoğunluğu olan 10 arasında değişmektedir 14 / cm moleküller 3 100 çekirdeğe yakın molekülü / cm 3 dış . Gaz ve toz parçacıkları güneş rüzgarı tarafından uzaklaştırılır ve kuyruklu yıldızın iyon ve toz kuyruğunu oluşturur.

Komadan emisyon spektrumu detaylı olarak incelenmiş ve Giotto prob mümkün üzerinden uçmak koma Halley kuyruklu zarar görmeden. <2 AU mesafede, kuyruklu yıldızın koması, Cr, Mn, Fe, Co, Ni, Cu, K elementlerinin siyan, OH radikalleri, nötr oksijen, sodyum ve - çekirdeğe 1 AU'dan daha yakın - çizgileri gösterir. ve Ca, NH ve CH radikalleri ve metil siyan, HCN ve su gazları. CN kökleri metil mavi bir FOTOLİZ tarafından oluşturulmuş olabilir, NH * hidrazin fotoliz veya izosiyanik asit (HNCO), metiltetrametilenimin H, metilamin gibi aminler, radikalleri 2 C = NH ya da formamit. C2 ve C3 gibi radikaller de keşfedilmiştir. Muhtemelen asetilen ve diazometilasetilenden kaynaklanmaktadır. İyonize karbon monoksit, karbon dioksit, su ve nitrojen molekülleri de saptanabilirdi.

Silikat benzeri malzemelerle ilgili olarak, kuyruklu yıldız toz tanelerinin güneşin radyasyon basıncı nedeniyle kaybolduğu ve bu nedenle çaplarının 10 -6 cm'den az olması gerektiği hesaplanabilir . İlk başta kuyruklu yıldızların “kirli buz topları” olduğu düşünülüyordu. Ancak Kohoutek Kuyruklu Yıldızı'nda çok az metan bulunduğunda, bunların soğutmadan, güneş gazından kaynaklanamayacakları, su, karbon monoksit, azot gibi ana bileşenlerin yanı sıra hidrojen siyanür, metil siyanür ve toz gibi ana bileşenleri içerdiklerine karar verildi. - uzayın erişilemeyen derinliklerinden, yıldızlararası gazdan yapılmış malzemeler.

dünyevi madde

Öğe frekansı.png

Yeryüzünde, kuyruklu yıldızlarda, uzak gaz gezegenlerinde ve hatta genel olarak kozmosta farklı bir element dağılımı vardır. Yerkabuğuna bakıldığında , bağlı oksijen (O) %49.2 kütle oranı ile hakimdir , bunu silikon (Si, %25.7), alüminyum (Al %7.5), demir (Fe %4.7), Kalsiyum (Ca %3.4) takip eder. , sodyum (Na %2.6), potasyum (K %2.4), magnezyum (Mg %1.9), hidrojen (H %0.9) ve titanyum (Ti 0, %6). diğer tüm elementler sadece %0.2'den daha az kütle oranına sahiptir.

Çekirdeği ile tüm dünyaya bakarsanız, biraz farklı bir resim ortaya çıkıyor. Tüm dünyadaki en yaygın elementler oksijenden (%30), silikondan (%15) ve magnezyumdan (%13 ) önce demir (Fe, %35 ), ardından nikel , kükürt , kalsiyum , alüminyum ve diğerleridir (her biri üçün altında). yüzde) .

Biyokütlemiz - kozmokimyasal olarak analiz edildi

İnsanlar, uzay ve topraktan farklı bir yapıya sahiptir: esas olarak hidrojen, oksijen, karbon ve azot ile birlikte sodyum , magnezyum , potasyum , kalsiyum , fosfor ve kükürtten oluşur , bu elementler insan vücudundaki tüm atomların% 99,96'sını oluşturur ( Element bolluğunun ilk sistematik çalışmaları Victor Moritz Goldschmidt'ten geldi , ondan sonra element bolluğunun grafik temsiline Goldschmidt diyagramı denir ).

Kozmokimyacılar, güneş sistemi dünyada ve güneşe yakın diğer tüm gezegenlerde oluştuğunda, başlangıçta yalnızca çok az hafif elementin (karbon, nitrojen ve oksijen dahil) "kaldığını" veya nispeten yüksek sıcaklıklar ve güneş ışığının etkileri nedeniyle "kaldığını" varsayıyorlar. güneş rüzgarı . Bu teoriye göre, bugün biyosferin ana bölümünü oluşturan tüm bu elementler, ön-gezegenler biraz soğuduktan sonra bir süre kuyruklu yıldız çarpmaları ile güneş sisteminin dış bölgelerinden getirilmiş olacaktı. Güneş sisteminin oluşumundan sonraki ilk birkaç yüz milyon yıl boyunca gök cisimlerinden gelen büyük çarpma olayları sürekli olarak tekrarlandığından, bu zamanlarda zaten gelişmekte olan canlı sistemler, büyük çarpışmaların neden olduğu küresel sterilizasyonlar tarafından tekrar tekrar yok edilirdi. Yaşamın gelişimi ancak sıvı suyun en azından okyanusların en derin kısımlarında varlığını sürdürebilmesinden sonra başlayabilirdi.

Yerkürenin yavaş soğuması, ortaya çıkan volkanizma (dünyanın içinden gaz çıkışı) ve çarpan kuyruklu yıldızların maddenin küresel dağılımı nedeniyle bir atmosfer oluştu. Bunda beklenen ana bileşenler su buharı (%80'e kadar), karbondioksit (%20'ye kadar), hidrojen sülfür (yüzde yediye kadar), amonyak ve metandır.

Bununla birlikte, suyun asıl kaynağı tamamen tartışmasız değildir. Özellikle su, metan ve amonyaktan, erken toprak koşulları altında, oksitleyici atmosferde kararlı olmayan küçük organik moleküller (asitler, alkoller, amino asitler) ve daha sonra organik polimerler (polisakkaritler, yağlar, polipeptitler) oluşabilir.

Yüksek UV radyasyonu, su, metan ve amonyak moleküllerinin fotokimyasal olarak parçalanmasına neden olarak karbondioksit ve azotun birikmesine neden oldu. Hidrojen veya helyum gibi hafif gazların çoğu uzaya buharlaşırken, büyük miktarlarda karbondioksit okyanuslarda çözülerek sularını asitleştirdi ve pH'ı 4'e düşürdü. Atıl ve eser miktarda çözünür nitrojen N 2 zamanla biriken ve 3,4 milyar yıl önce atmosfer ana bileşeni oluşan değişmemiştir.

Metal karbonatlar iyonlar ve asimile karbondioksit CO bir azalmaya yol açtığını canlı organizmaların daha sonra gelişme ile karbon dioksit çökelmesi 2 konsantrasyonu ve suların pH değerlerinde bir yeniden bir artış. Oksijen O 2 , günümüz atmosferine doğru daha fazla gelişmede yalnızca ana rolü oynar. Yaklaşık 3.5 milyar yıl boyunca oksijenli fotosentez yapan canlıların ortaya çıkmasıyla oluşmuş; muhtemelen siyanobakteriler veya siyanobakteri benzeri prokaryotlardı.

biyomoleküller

Kimyasal evrim karbon bileşikleri - - ortaya çıkan toprak üzerinde biriken elemanlardan oluşturulmuştur muhtemelen karmaşık organik moleküller, bu öyle bir şekilde ilerledi. Kompleks organik moleküllerin prebiyotik oluşumu kabaca üç aşamaya ayrılabilir:

  1. İnorganik maddelerden basit organik moleküllerin ( alkoller , karboksilik asitler , pürinler ve pirimidinler gibi heterosikller) oluşumu .
  2. Basit organik moleküllerden karmaşık organik moleküllerin temel yapı taşlarının ( basit şekerler , amino asitler , piroller , yağ asitleri , nükleotidler ) oluşumu .
  3. Temel yapı taşlarından karmaşık organik moleküllerin oluşturulması.

Elementel analiz , bu moleküllerin, inorganik bileşikler, oluşumu için gerekli olan ki sorusunu getirmektedir. Bunlar, dünyanın indirgenmiş ilkel atmosferinde - ilk canlıların ortaya çıkışını kimyasal olarak mümkün kılan dağılım ve reaksiyon koşullarında - mevcut olmalıydı.

Organik moleküllerin prebiyotik sentezinde minerallerin ve kayaçların katılımının özellikle yoğun bir biçimi, demir sülfür minerallerinin yüzeyinde gerçekleşmiş olmalıdır. Yaşamın erken kimyasal evrimi senaryosu, 1980'lerin başından beri Günter Wächtershäuser tarafından geliştirildi.

Buna göre, yeryüzündeki yaşam, demir-kükürt minerallerinin ( demir-kükürt dünyası ESW) yüzeyinde , yani bugün hala derin deniz volkanlarında jeolojik süreçlerle oluşan ve erken dönemlerde hala gerekli olan sülfürlerde ortaya çıkmış olurdu. dünyanın günleri daha sık meydana gelmiş olmalı (» siyah sigara içenler «).

Biyomoleküller - kökeni ve işlevi

Sonuçta, ribonükleik asit (RNA), yaşamın yaratılması için hayati önem taşıyan bir molekül oluşturur. RNA dünyası hipotezi ilk olarak 1986'da Walter Gilbert tarafından önerildi. Bu varsayım, RNA'nın genetik bilgiyi depolama, aktarma ve yeniden üretme yeteneğinden olduğu kadar ribozimler olarak reaksiyonları katalize etme yeteneğinden de türetilebilir. Evrimsel bir ortamda, bu RNA molekülleri, tercihen kendilerini yeniden üreten daha sık meydana gelirdi. Çeşitli özellikleri nedeniyle RNA'nın DNA'dan daha eski olduğuna inanılmaktadır.

Ayrıca bakınız

Edebiyat

İnternet linkleri