Астрохимия: изучение молекул и реакций во Вселенной

Введение

Изучение молекул во Вселенной и их реакций

Астрохимия – это изучение распространенности и реакций молекул во Вселенной, а также их взаимодействия с излучением. Эта дисциплина объединяет астрономию и химию. Термин "астрохимия" может применяться как к Солнечной системе, так и к межзвездной среде. Изучение обилия элементов и соотношений изотопов в объектах Солнечной системы, таких как метеориты, также называется космохимией, а изучение межзвездных атомов и молекул и их взаимодействия с излучением иногда называют молекулярной астрофизикой. Особый интерес представляет формирование, атомный и химический состав, эволюция и судьба молекулярных газовых облаков, поскольку именно из этих облаков формируются солнечные системы.

История

Как ответвление астрономии и химии, история астрохимии уходит корнями в общую историю этих двух дисциплин. Развитие передовой наблюдательной и экспериментальной спектроскопии позволило обнаруживать всё большее и большее количество молекул в солнечных системах и окружающем межзвёздном пространстве. В свою очередь, увеличение числа химических соединений, обнаруженных благодаря достижениям спектроскопии и других технологий, расширило объём и масштаб химического пространства, доступного для астрохимических исследований.

История спектроскопии

Наблюдения за солнечными спектрами, выполненные Афанасием Кирхером (1646), Яном Мареком Марчи (1648), Робертом Бойлем (1664) и Франческо Марией Гримальди (1665), предшествовали работе Ньютона 1666 года, которая установила спектральную природу света и привела к созданию первого спектроскопа. Спектроскопия впервые была использована в качестве астрономической техники в 1802 году в экспериментах Уильяма Хайда Волластона, который построил спектрометр для наблюдения спектральных линий, присутствующих в солнечном излучении. Эти спектральные линии позднее были количественно определены благодаря работам Йозефа фон Фраунгофера. Спектроскопия впервые стала использоваться для различения различных материалов после публикации отчета Чарльза Уитстоуна в 1835 году о том, что искры, испускаемые разными металлами, имеют различные спектры излучения. Это наблюдение было впоследствии развито Леоном Фуко, который в 1849 году продемонстрировал, что одинаковые линии поглощения и излучения возникают из одного и того же материала при разных температурах. Эквивалентное утверждение независимо сформулировал Андерс Йонас Ангстрем в своей работе 1853 года Optiska Undersökningar, где было предположено, что светящиеся газы излучают лучи света на тех же частотах, что и свет, который они поглощают. Эти спектроскопические данные начали приобретать теоретическое значение с наблюдения Иоганна Балмера, что спектральные линии, проявляемые образцами водорода, подчиняются простой эмпирической зависимости, получившей название серии Балмера. Эта серия, являющаяся частным случаем более общей формулы Ридберга, разработанной Йоханнесом Ридбергом в 1888 году, была создана для описания спектральных линий, наблюдаемых для водорода. Работа Ридберга расширила эту формулу, позволив рассчитывать спектральные линии для множества различных химических элементов. Теоретическая значимость этих спектроскопических результатов значительно возросла с развитием квантовой механики, поскольку теория позволила сопоставить эти результаты с атомными и молекулярными спектрами излучения, которые были рассчитаны теоретически.

История астрохимии

Хотя радиоастрономия была разработана в 1930-х годах, существенные доказательства для окончательной идентификации межзвездной молекулы появились только в 1937 году. До этого момента в межзвездном пространстве были известны лишь атомарные химические виды. Эти результаты были подтверждены в 1940 году, когда McKellar и др. идентифицировали и отнесли спектральные линии в ранее не идентифицированном радиоизмерении к молекулам CH и CN в межзвездном пространстве. В последующие тридцать лет в межзвездном пространстве было обнаружено небольшое число других молекул: наиболее важными из них являются OH, обнаруженный в 1963 году и значимый как источник межзвездного кислорода, и H2CO (формальдегид), обнаруженный в 1969 году и значимый как первая наблюдаемая органическая полиатомная молекула в межзвездном пространстве.

Открытие межзвездного формальдегида – а позднее и других молекул с потенциальным биологическим значением, таких как вода или монооксид углерода – рассматривается некоторыми как веское подтверждение абиогенетических теорий происхождения жизни: в частности, теорий, утверждающих, что основные молекулярные компоненты жизни пришли из внеземных источников. Это стимулировало продолжающиеся поиски межзвездных молекул, которые либо имеют прямое биологическое значение – например, межзвездный глицин, обнаруженный в комете в нашей Солнечной системе в 2009 году, – либо обладают биологически значимыми свойствами, такими как хиральность, пример которой (оксид пропилена) был обнаружен в 2016 году, – наряду с более фундаментальными астрохимическими исследованиями.

Спектроскопия

Одним из особенно важных экспериментальных инструментов в астрохимии является спектроскопия с использованием телескопов для измерения поглощения и излучения света молекулами и атомами в различных средах. Сравнивая астрономические наблюдения с лабораторными измерениями, астрохимики могут делать выводы об элементарном составе, химическом составе и температуре звезд и межзвездных облаков. Это возможно, потому что ионы, атомы и молекулы имеют характерные спектры, то есть поглощают и излучают определенные длины волн (цвета) света, часто невидимые человеческому глазу. Однако эти измерения имеют ограничения, поскольку различные типы излучения (радио, инфракрасное, видимое, ультрафиолетовое и т. д.) способны обнаруживать только определенные виды, в зависимости от химических свойств молекул. Межзвездный формальдегид был первой органической молекулой, обнаруженной в межзвездной среде. Пожалуй, самым мощным методом обнаружения отдельных химических видов является радиоастрономия, которая привела к обнаружению более ста межзвездных видов, включая радикалы и ионы, а также органические (то есть углеродсодержащие) соединения, такие как спирты, кислоты, альдегиды и кетоны. Одной из наиболее распространенных межзвездных молекул, и одной из самых простых для обнаружения с помощью радиоволн (благодаря ее сильному электрическому дипольному моменту), является CO (окись углерода). Фактически, CO настолько распространенная межзвездная молекула, что используется для картографирования молекулярных областей. Радио наблюдения, возможно, представляющие наибольший интерес для человечества, связаны с заявлением об обнаружении межзвездного глицина, самой простой аминокислоты, однако это сопровождается значительными спорами. Одной из причин, по которой это обнаружение было спорным, является то, что, хотя радио (и некоторые другие методы, такие как ротационная спектроскопия) хорошо подходят для идентификации простых видов с большими дипольными моментами, они менее чувствительны к более сложным молекулам, даже относительно небольшим, таким как аминокислоты. Более того, эти методы практически не способны обнаруживать молекулы, не имеющие диполя. Например, наиболее распространенной молекулой во Вселенной является H2 (водородный газ, или, более точно с химической точки зрения, диводород), но она не имеет дипольного момента, поэтому невидима для радиотелескопов. Кроме того, эти методы не могут обнаруживать виды, находящиеся не в газовой фазе. Поскольку плотные молекулярные облака очень холодны, большинство молекул в них (кроме диводорода) находятся в замороженном, то есть твердом состоянии. Вместо этого диводород и эти другие молекулы обнаруживаются с использованием других длин волн света. Диводород легко обнаруживается в ультрафиолетовом (УФ) и видимом диапазонах по его поглощению и излучению света (водородная линия). Кроме того, большинство органических соединений поглощают и излучают свет в инфракрасном (ИК) диапазоне, поэтому, например, обнаружение метана в атмосфере Марса было достигнуто с использованием ИК наземного телескопа, 3-метрового инфракрасного телескопа НАСА на вершине Мауна-Кеа, Гавайи. Исследователи НАСА используют воздушный ИК-телескоп SOFIA и космический телескоп Spitzer для своих наблюдений, исследований и научных операций. В некоторой степени это связано с недавним обнаружением метана в атмосфере Марса. Кристофер Озе из Университета Кентербери в Новой Зеландии и его коллеги сообщили в июне 2012 года, что измерение соотношения уровней диводорода и метана на Марсе может помочь определить вероятность существования жизни на Марсе. По словам ученых, "низкое соотношение H2/CH4 (менее примерно 40) указывает на то, что жизнь, вероятно, присутствует и активна". Инфракрасная астрономия также показала, что межзвездная среда содержит набор сложных газофазных углеродных соединений, называемых полиароматическими углеводородами, часто сокращенно ПАУ или ПАК. Эти молекулы, состоящие в основном из слитых колец углерода (нейтральных или ионизированных), считаются наиболее распространенным классом углеродных соединений в Галактике. Они также являются наиболее распространенным классом углеродных молекул в метеоритах и в кометарной и астероидной пыли (космической пыли). Эти соединения, а также аминокислоты, нуклеобазы и многие другие соединения в метеоритах, содержат дейтерий и изотопы углерода, азота и кислорода, которые очень редки на Земле, что свидетельствует об их внеземном происхождении. Считается, что ПАУ образуются в горячих околозвездных средах (вокруг умирающих, богатых углеродом красных гигантов). Инфракрасная астрономия также использовалась для оценки состава твердых материалов в межзвездной среде, включая силикаты, углеродсодержащие твердые вещества, подобные керогену, и льды. Это связано с тем, что, в отличие от видимого света, который рассеивается или поглощается твердыми частицами, ИК-излучение может проходить сквозь микроскопические межзвездные частицы, но в процессе происходят поглощения на определенных длинах волн, которые характеризуют состав зерен. Как и в случае радиоастрономии, существуют определенные ограничения, например, N2 трудно обнаружить с помощью ИК- или радиоастрономии. Такие ИК-наблюдения показали, что в плотных облаках (где достаточно частиц для ослабления разрушительного УФ-излучения) тонкие слои льда покрывают микроскопические частицы, что позволяет происходить некоторой низкотемпературной химии. Поскольку диводород является наиболее распространенной молекулой во Вселенной, начальная химия этих льдов определяется химией водорода. Если водород атомарный, то атомы H реагируют с доступными O, C и N, образуя "восстановленные" виды, такие как H2O, CH4 и NH3. Однако, если водород молекулярный и, следовательно, не реакционноспособен, это позволяет более тяжелым атомам реагировать или оставаться связанными вместе, образуя CO, CO2, CN и т. д. Эти смешанные молекулярные льды подвергаются воздействию ультрафиолетового излучения и космических лучей, что приводит к сложной радиационно-индуцированной химии. Сходство между межзвездными и кометными льдами (а также сравнение газофазных соединений) было использовано в качестве индикатора связи между межзвездной и кометной химией. Это в некоторой степени подтверждается результатами анализа органических веществ из образцов комет, возвращенных миссией Stardust, но минералы также указывали на удивительный вклад высокотемпературной химии в солнечную туманность.

One particularly important experimental tool in astrochemistry is spectroscopy through the use of telescopes to measure the absorption and emission of light from molecules and atoms in various environments. By comparing astronomical observations with laboratory measurements, astrochemists can infer the elemental abundances, chemical composition, and temperatures of stars and interstellar clouds. This is possible because ions, atoms, and molecules have characteristic spectra: that is, the absorption and emission of certain wavelengths (colors) of light, often not visible to the human eye. However, these measurements have limitations, with various types of radiation (radio, infrared, visible, ultraviolet etc.) able to detect only certain types of species, depending on the chemical properties of the molecules. Interstellar formaldehyde was the first organic molecule detected in the interstellar medium. Perhaps the most powerful technique for detection of individual chemical species is radio astronomy, which has resulted in the detection of over a hundred interstellar species, including radicals and ions, and organic (i. e. carbon based) compounds, such as alcohols, acids, aldehydes, and ketones. One of the most abundant interstellar molecules, and among the easiest to detect with radio waves (due to its strong electric dipole moment), is CO (carbon monoxide). In fact, CO is such a common interstellar molecule that it is used to map out molecular regions. The radio observation of perhaps greatest human interest is the claim of interstellar glycine, the simplest amino acid, but with considerable accompanying controversy. One of the reasons why this detection was controversial is that although radio (and some other methods like rotational spectroscopy) are good for the identification of simple species with large dipole moments, they are less sensitive to more complex molecules, even something relatively small like amino acids. Moreover, such methods are completely blind to molecules that have no dipole. For example, by far the most common molecule in the universe is H2 (hydrogen gas, or chemically better said dihydrogen), but it does not have a dipole moment, so it is invisible to radio telescopes. Moreover, such methods cannot detect species that are not in the gas phase. Since dense molecular clouds are very cold , most molecules in them (other than dihydrogen) are frozen, i. e. solid. Instead, dihydrogen and these other molecules are detected using other wavelengths of light. Dihydrogen is easily detected in the ultraviolet (UV) and visible ranges from its absorption and emission of light (the hydrogen line). Moreover, most organic compounds absorb and emit light in the infrared (IR) so, for example, the detection of methane in the atmosphere of Mars was achieved using an IR ground based telescope, NASA's 3 meter Infrared Telescope Facility atop Mauna Kea, Hawaii. NASA's researchers use airborne IR telescope SOFIA and space telescope Spitzer for their observations, researches and scientific operations. Somewhat related to the recent detection of methane in the atmosphere of Mars. Christopher Oze, of the University of Canterbury in New Zealand and his colleagues reported, in June 2012, that measuring the ratio of dihydrogen and methane levels on Mars may help determine the likelihood of life on Mars. According to the scientists, " low H2/CH4 ratios (less than approximately 40) indicate that life is likely present and active." Infrared astronomy has also revealed that the interstellar medium contains a suite of complex gas phase carbon compounds called polyaromatic hydrocarbons, often abbreviated PAHs or PACs. These molecules, composed primarily of fused rings of carbon (either neutral or in an ionized state), are said to be the most common class of carbon compound in the Galaxy. They are also the most common class of carbon molecule in meteorites and in cometary and asteroidal dust (cosmic dust). These compounds, as well as the amino acids, nucleobases, and many other compounds in meteorites, carry deuterium and isotopes of carbon, nitrogen, and oxygen that are very rare on Earth, attesting to their extraterrestrial origin. The PAHs are thought to form in hot circumstellar environments (around dying, carbon rich red giant stars). Infrared astronomy has also been used to assess the composition of solid materials in the interstellar medium, including silicates, kerogen like carbon rich solids, and ices. This is because unlike visible light, which is scattered or absorbed by solid particles, the IR radiation can pass through the microscopic interstellar particles, but in the process there are absorptions at certain wavelengths that are characteristic of the composition of the grains. As above with radio astronomy, there are certain limitations, e. g. N2 is difficult to detect by either IR or radio astronomy. Such IR observations have determined that in dense clouds (where there are enough particles to attenuate the destructive UV radiation) thin ice layers coat the microscopic particles, permitting some low temperature chemistry to occur. Since dihydrogen is by far the most abundant molecule in the universe, the initial chemistry of these ices is determined by the chemistry of the hydrogen. If the hydrogen is atomic, then the H atoms react with available O, C and N atoms, producing "reduced" species like H2O, CH4, and NH3. However, if the hydrogen is molecular and thus not reactive, this permits the heavier atoms to react or remain bonded together, producing CO, CO2, CN, etc. These mixed molecular ices are exposed to ultraviolet radiation and cosmic rays, which results in complex radiation driven chemistry. The similarity between interstellar and cometary ices (as well as comparisons of gas phase compounds) have been invoked as indicators of a connection between interstellar and cometary chemistry. This is somewhat supported by the results of the analysis of the organics from the comet samples returned by the Stardust mission but the minerals also indicated a surprising contribution from high temperature chemistry in the solar nebula.

Исследования

Исследования продвигаются в области того, как формируются и взаимодействуют межзвездные и околозвездные молекулы, например, путем включения нетривиальных квантово-механических явлений в пути синтеза на межзвездных частицах. Это исследование может оказать глубокое влияние на наше понимание набора молекул, присутствовавших в молекулярном облаке при формировании нашей Солнечной системы, что способствовало богатому углеродному составу комет и астероидов, а следовательно, метеоритов и частиц межзвездной пыли, которые падают на Землю тоннами ежедневно. Небольшая плотность межзвездного и межпланетного пространства приводит к необычной химии, поскольку реакции, запрещенные симметрией, могут происходить только в самых длительных временных масштабах. По этой причине молекулы и молекулярные ионы, нестабильные на Земле, могут быть весьма распространены в космосе, например, ион H3+. Астрохимия пересекается с астрофизикой и ядерной физикой в характеристике ядерных реакций, происходящих в звездах, а также структуры звездных недр. Если звезда развивает обширную конвективную оболочку, могут происходить процессы выноса, поднимающие продукты ядерного синтеза на поверхность. Если звезда испытывает значительную потерю массы, выбрасываемый материал может содержать молекулы, вращательные и колебательные спектральные переходы которых можно наблюдать с помощью радио- и инфракрасных телескопов. Интересным примером является группа углеродных звезд с силикатными и водяными ледяными внешними оболочками. Молекулярная спектроскопия позволяет нам наблюдать переход этих звезд от первоначального состава, в котором кислорода было больше, чем углерода, к углеродной звездной фазе, где углерод, образовавшийся в результате горения гелия, выносится на поверхность глубокой конвекцией и кардинально меняет молекулярный состав звездного ветра. В октябре 2011 года ученые сообщили, что космическая пыль содержит органическое вещество ("аморфные органические твердые вещества со смешанной ароматической алифатической структурой"), которое может образовываться естественным путем и быстро звездами. 29 августа 2012 года астрономы из Копенгагенского университета впервые в мире сообщили об обнаружении специфической молекулы сахара, гликолальдегида, в далекой звездной системе. Молекула была обнаружена вокруг протозвездной двойной системы IRAS 16293 2422, расположенной в 400 световых годах от Земли. Гликолальдегид необходим для образования рибонуклеиновой кислоты, или РНК, которая по функциям схожа с ДНК. Это открытие предполагает, что сложные органические молекулы могут образовываться в звездных системах до формирования планет и в конечном итоге попадать на молодые планеты на ранних стадиях их формирования. В сентябре 2012 года ученые NASA сообщили, что полициклические ароматические углеводороды (ПАУ), подвергающиеся воздействию межзвездной среды (МЗС), преобразуются посредством гидрирования, окисления и гидроксилирования в более сложные органические соединения – "шаг на пути к аминокислотам и нуклеотидам, строительным блокам белков и ДНК соответственно". Более того, в результате этих преобразований ПАУ теряют свою спектроскопическую сигнатуру, что может быть одной из причин "отсутствия обнаружения ПАУ в межзвездных ледяных зернах, особенно во внешних областях холодных, плотных облаков или верхних молекулярных слоях протопланетных дисков" для отслеживания полициклических ароматических углеводородов (ПАУ) во Вселенной. По мнению ученых, более 20% углерода во Вселенной может быть связано с ПАУ, которые являются потенциальными исходными материалами для образования жизни. ПАУ, по-видимому, образовались вскоре после Большого взрыва, широко распространены во Вселенной и связаны с новыми звездами и экзопланетами. 11 августа 2014 года астрономы опубликовали исследования, впервые используя Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA), в которых подробно описано распределение HCN, HNC, H2CO и пыли внутри ком комет C/2012 F6 (Lemmon) и C/2012 S1 (ISON). Для изучения ресурсов химических элементов и молекул во Вселенной профессором М. Ю. Доломатовым разработана математическая модель распределения состава молекул в межзвездной среде по термодинамическим потенциалам с использованием методов теории вероятностей, математической и физической статистики и равновесной термодинамики. На основе этой модели оцениваются ресурсы молекул, связанных с жизнью, аминокислот и азотистых оснований в межзвездной среде. Показана возможность образования молекул нефтяных углеводородов. Данные расчеты подтверждают гипотезы Соколова и Хойла о возможности образования нефтяных углеводородов в космосе. Результаты подтверждаются данными астрофизических наблюдений и космических исследований. В июле 2015 года ученые сообщили, что при первом касании посадочного модуля "Филы" поверхности кометы 67/P измерения, проведенные приборами COSAC и Ptolemy, выявили шестнадцать органических соединений, четыре из которых были обнаружены на комете впервые, включая ацетамид, ацетон, метилизоцианат и пропиональдегид. В декабре 2023 года астрономы сообщили о первом обнаружении в гейзерах Энцелада, спутника планеты Сатурн, цианистого водорода, потенциально важного химического элемента для жизни, как мы ее знаем, а также других органических молекул, некоторые из которых еще предстоит лучше идентифицировать и понять. По мнению исследователей, "эти [недавно обнаруженные] соединения потенциально могут поддерживать существующие микробные сообщества или стимулировать сложный органический синтез, ведущий к происхождению жизни".

Research is progressing on the way in which interstellar and circumstellar molecules form and interact, e. g. by including non trivial quantum mechanical phenomena for synthesis pathways on interstellar particles. This research could have a profound impact on our understanding of the suite of molecules that were present in the molecular cloud when our solar system formed, which contributed to the rich carbon chemistry of comets and asteroids and hence the meteorites and interstellar dust particles which fall to the Earth by the ton every day. The sparseness of interstellar and interplanetary space results in some unusual chemistry, since symmetry forbidden reactions cannot occur except on the longest of timescales. For this reason, molecules and molecular ions which are unstable on Earth can be highly
abundant in space, for example the H3+ ion. Astrochemistry overlaps with astrophysics and nuclear physics in characterizing the nuclear reactions which occur in stars, as well as the structure of stellar interiors. If a star develops a largely convective envelope, dredge up events can occur, bringing the products of nuclear burning to the surface. If the star is experiencing significant mass loss, the expelled material may contain molecules whose rotational and vibrational spectral transitions can be observed with radio and infrared telescopes. An interesting example of this is the set of carbon stars with silicate and water ice outer envelopes. Molecular spectroscopy allows us to see these stars transitioning from an original composition in which oxygen was more abundant than carbon, to a carbon star phase where the carbon produced by helium burning is brought to the surface by deep convection, and dramatically changes the molecular content of the stellar wind. In October 2011, scientists reported that cosmic dust contains organic matter ("amorphous organic solids with a mixed aromatic aliphatic structure") that could be created naturally, and rapidly, by stars. On August 29, 2012, and in a world first, astronomers at Copenhagen University reported the detection of a specific sugar molecule, glycolaldehyde, in a distant star system. The molecule was found around the protostellar binary IRAS 16293 2422, which is located 400 light years from Earth. Glycolaldehyde is needed to form ribonucleic acid, or RNA, which is similar in function to DNA. This finding suggests that complex organic molecules may form in stellar systems prior to the formation of planets, eventually arriving on young planets early in their formation. In September, 2012, NASA scientists reported that polycyclic aromatic hydrocarbons (PAHs), subjected to interstellar medium (ISM) conditions, are transformed, through hydrogenation, oxygenation and hydroxylation, to more complex organics – "a step along the path toward amino acids and nucleotides, the raw materials of proteins and DNA, respectively". Further, as a result of these transformations, the PAHs lose their spectroscopic signature which could be one of the reasons "for the lack of PAH detection in interstellar ice grains, particularly the outer regions of cold, dense clouds or the upper molecular layers of protoplanetary disks." for tracking polycyclic aromatic hydrocarbons (PAHs) in the universe. According to scientists, more than 20% of the carbon in the universe may be associated with PAHs, possible starting materials for the formation of life. PAHs seem to have been formed shortly after the Big Bang, are widespread throughout the universe, and are associated with new stars and exoplanets. On August 11, 2014, astronomers released studies, using the Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) for the first time, that detailed the distribution of HCN, HNC, H2CO, and dust inside the comae of comets C/2012 F6 (Lemmon) and C/2012 S1 (ISON). For the study of the recourses of chemical elements and molecules in the universe is developed the mathematical model of the molecules composition distribution in the interstellar environment on thermodynamic potentials by professor M. Yu. Dolomatov using methods of the probability theory, the mathematical and physical statistics and the equilibrium thermodynamics. Based on this model are estimated the resources of life related molecules, amino acids and the nitrogenous bases in the interstellar medium. The possibility of the oil hydrocarbons molecules formation is shown. The given calculations confirm Sokolov's and Hoyl's hypotheses about the possibility of the oil hydrocarbons formation in Space. Results are confirmed by data of astrophysical supervision and space researches. In July 2015, scientists reported that upon the first touchdown of the Philae lander on comet 67/P surface, measurements by the COSAC and Ptolemy instruments revealed sixteen organic compounds, four of which were seen for the first time on a comet, including acetamide, acetone, methyl isocyanate and propionaldehyde. In December 2023, astronomers reported the first time discovery, in the plumes of Enceladus, moon of the planet Saturn, of hydrogen cyanide, a possible chemical essential for life as we know it, as well as other organic molecules, some of which are yet to be better identified and understood. According to the researchers, "these [newly discovered] compounds could potentially support extant microbial communities or drive complex organic synthesis leading to the origin of life."