В. А. Стародуб космос и химия

Вид материала

Содержание

Рис.1. Кривая потенциальной энергии двухатомной молекулы.
Рис.2. Строение Юпитера.
Рис.3. Зависимость температуры Юпитера от давления.

Подобный материал:

В.А. Стародуб

КОСМОС И ХИМИЯ

Химия – наука, пожалуй, столь же древняя, как и астрология, возникновение их относят к доисторическим временам, насколько можно судить по дошедшим до наших дней мифам древнейших цивилизаций [1-4]. Неудивительно поэтому, что занятия астрологией были тесно связаны и с алхимическими опытами, что привело в итоге к созданию поразительно цельной концепции о взаимосвязи и взаимообусловленности всех процессов в Космосе, как материальных, так и духовных. Так алхимия стала, по существу, теургией, т. к. алхимики считали, что не только состояние Космоса, и, в частности, положение планет, влияют на результаты алхимического эксперимента, но возможно и обратное влияние. Вот почему наукой могли заниматься только высоконравственные люди.

Так как алхимики работали, главным образом, с металлами, а их в древности было известно только 7, то понятно, что у каждого металла был космический «двойник». Золоту соответствовало Солнце, серебру – Луна, ртути – Меркурий, меди – Венера, железу – Марс, олову – Юпитер, а свинцу – Сатурн. Поэтому при подготовке эксперимента следовало обращать внимание на положение планет, чтобы эксперимент был удачным. В наше время таким «мелочам» уделяют внимание, пожалуй, только в астронавтике.

В XVII в. после провозглашенного Ф. Бэконом «Великого восстановления наук» начинается история современной химии. Однако, несмотря на поразительные достижения естественных наук, вплоть до второй половины XIX в. никто не мог ответить на вопрос, из чего же состоят звезды, планеты и вообще вещество Вселенной. Может, прав Аристотель, и космические объекты состоят из эфира – космической стихии, которую безуспешно искали физики вплоть до знаменитого опыта Майкельсона?

Ситуация изменилась в конце 50-х годов XIX в. немецкий физик Густав Кирхгоф, экспериментируя с изобретенным им спектрографом, показал, что каждый химический элемент, разогретый в пламени горелки Бунзена, дает характерный для этого элемента спектр. Таким образом, открытие положило начало спектральному анализу, с помощью которого было открыто большинство неизвестных ранее элементов. Однако этим не исчерпывается значение спектрального анализа. Ведь именно теперь появилась реальная возможность изучения состава Солнца, других звезд, а также межзвездного газа.

Еще в 1814 г. немецкий физик Йозеф фон Фраунгофер обнаружил в солнечном спектре ряд темных линий (Фраунгоферовых линий). Их наличие можно объяснить следующим образом. Свет, испускаемый раскаленной приблизительно до 5500 градусов Цельсия поверхностью Солнца, частично поглощается атомами или молекулами газов, входящих в состав более холодной части солнечной атмосферы. Во время солнечного затмения в 1868 г. в атмосфере Солнца были обнаружены те же элементы, что встречаются и на Земле. В то же время в солнечном спектре были обнаружены также линии, которые нельзя было отнести ни к одному из известных на Земле элементов. Английский астроном Джозеф Локьер приписал эти линии новому элементу, который он назвал гелием. Так впервые открытие в химии пришло из Космоса.

Однако химики настороженно отнеслись к этому открытию. Так, Д. И. Менделеев не стал ломать голову над тем, какую клетку Периодической таблицы отвести этому элементу. И лишь после того как шотландский химик Уильям Рамзай открыл новый химический элемент – аргон, а вслед за ним и другие благородные газы, в том числе и гелий, химики по-достоинству оценили значение спектрального анализа в изучении химии Космоса.

В XX в. стало очевидным, что Космос можно рассматривать как уникальную химическую лабораторию, где осуществляются процессы, которые невозможно или же чрезвычайно трудно осуществить в земных условиях. Возникает новая область науки – космохимия.

Рассмотрим прежде всего те формы легчайшего химического элемента – водорода, – которые обнаружены в Космосе и которые практически не известны на Земле.

Одним из достижений квантовой механики было объяснение линейчатой структуры спектров атомов химических элементов. Так, энергия электрона в атоме водорода описывается простой зависимостью:

= , (1)

где – константа, численное значение которой равно 13.6 эВ, а – так называемое главное квантовое число, которое может принимать все целые значения от 1 до бесконечности. В земных условиях трудно проверить, будет ли справедлива формула (1), например, при = 100. Причина этого состоит в том, что изучаемый нами газ, состоящий из атомов водорода, обладает конечной плотностью и температурой. В результате столкновений атомов возможны термические их возбуждения, а также уширение линий, связанное с эффектом Допплера. Как следует из формулы (1), расстояние между соседними энергетическими уровнями быстро уменьшается с ростом :

= - = () =

= () . (2)

(При выводе соотношения (2) мы учли, что при больших можно пренебречь единицей.) Уровни станут неразличимыми, «сольются» при условии, что разность энергий между ними меньше термической энергии:

< kT. (3)

Из выражения (3) следует, что, например, при температуре 300 К энергетические уровни с 10 практически неразличимы. При температуре 3000 К (а именно при такой температуре начинается диссоциация молекулярного водорода на атомы, соотношение (3) выполняется уже при 5. В облаках межзвездного газа плотность атомов водорода столь мала, что столкновения между ними происходят крайне редко – приблизительно один раз в несколько сот лет. Это дает уникальную возможность изучения атомов водорода, находящихся в необычно высоком возбужденном состоянии. Так, оптические наблюдения галактического газа дают возможность наблюдать и уверенно различать атомы водорода, находящиеся, например, на двухсотом или двести первом энергетическом уровне. Интересно отметить, что такие атомы обладают также и необычно большими размерами. В обычных условиях они очень малы. Так, радиус первой боровской орбиты, который можно считать мерой размера атома водорода, находящегося в основном состоянии, равен приблизительно 0.5 Å ( см). Поскольку радиус боровской орбиты возрастает пропорционально квадрату главного квантового числа, то атом водорода, возбужденный на энергетический уровень с = 200, имеет размеры см, т. е. около 2 микрон!

Легкий изотоп водорода – протий – состоит из электрона и протона. Обе эти частицы обладают собственным магнитным моментом, или спином. Магнитные моменты электрона и протона могут быть либо параллельны друг другу, либо антипараллельны. Поэтому основное состояние атома водорода (т. е. состояние с = 1), будет слабо расщеплено на два очень близких друг к другу состояния. В 1944 г. голландский астроном Ван де Хулст предположил, что наблюдения межзвездного газа могут выявить оба эти состояния, переходы между которыми будут наблюдаться в радиоволновой области спектра – при длине волны, равной 21 см.

Для того чтобы такое наблюдение было возможно, необходимо, чтобы спектральная линия имела конечную ширину. Это требование можно выразить с помощью принципа неопределенности Гайзенберга:

, (4)

здесь – ширина спектральной линии, а – время жизни возбужденного состояния. Из соотношения (4) следует, что чем больше , тем уже будет спектральная линия. Для изучения возможности наблюдения спектральной линии с длиной волны в 21 см советский астрофизик И. С. Шкловский провел детальные расчеты, из которых следовало, что время жизни возбужденного состояния – – около 11 миллионов лет! Это означает согласно выражению (4), что спектральная ширина линии равна в этом случае Гц, и такой переход просто не может быть наблюдаем – спектральная линия будет бесконечно узкой!

И тем не менее эта линия все же наблюдается! Объясняется это допплеровским уширением линии. Дело в том, что атомы водорода в межзвездной среде участвуют в нескольких видах движений. Во-первых, они обладают кинетической энергией, во-вторых, облака межзвездного газа движутся в галактике со средней скоростью около 10 км/сек, и, в-третьих, эти облака участвуют в галактическом вращении, скорость которого зависит от расстояния облака от центра галактики. Так, в окрестностях Солнца скорость вращения достигает 200 км/сек. В результате линии в 21 см не только наблюдаемы, но и имеют различные профили, изучение которых позволяет получить ценную информацию об облаках межзвездного газа, в частности, об их кинетической температуре. И поскольку водород – наиболее распространенный элемент Космоса, именно эта линия используется при попытках установления связи с внеземными цивилизациями.

Мы рассмотрели необычные состояния водорода при крайне малых плотностях и, соответственно, давлениях. Однако интерес исследователей вызывает и поведение водорода при чрезвычайно высоких давлениях. Этот интерес в 70-х годах XX в. был вызван попытками разрешения проблемы высокотемпературной сверхпроводимости. Согласно теоретическим расчетам, водород в металлической фазе может быть сверхпроводником с температурой сверхпроводящего перехода = 230 ± 85 К. Однако при обычных условиях водород состоит из молекул , обладает очень низкой температурой кипения – 20.4 К. Жидкий водород затвердевает при температуре 14 К. При комнатной температуре и давлении Р = 57 кбар водород образует прозрачные диэлектрические кристаллы, состоящие из молекул . Твердый водород – диэлектрик с шириной диэлектрической щели = 15 эВ. Еще в 1935 г. лауреат Нобелевской премии Е. Вигнер предположил, что переход водорода в металлическую фазу связан с его диссоциацией:

2 .

Решение этой проблемы возможно при приложении высокого давления. Дело в том, что, как видно из графика зависимости энергии молекулы от межъядерного расстояния (рис. 1), молекулу можно разрушить не только при растягивании связи , но и при ее сжатии, т. е. при увеличении давления.

Рис.1. Кривая потенциальной энергии двухатомной молекулы.

Естественно, возникает вопрос о принципиальной возможности наблюдения фазового перехода диэлектрик – металл, связанного с увеличением давления. Такой переход действительно наблюдается в кристаллах йода, который при обычном давлении также является диэлектриком и состоит из двухатомных молекул . Как было показано более 40 лет назад, при умеренно высоком давлении в 170 кбар молекулярный кристалл переходит в металлическое состояние [5]. Однако, согласно результатам рентгеноструктурного анализа, йод при этом давлении все еще остается в молекулярной форме. Лишь при увеличении давления до 210 кбар длины внутри- и межмолекулярных связей становятся одинаковыми и кристалл переходит в состояние атомного металла. Таким образом, переход при 170 кбар обусловлен перекрыванием валентной зоны с зоной проводимости, которое объясняется их уширением при приложении давления. В новой металлической фазе имеется уже частично заполненная валентная зона, в полной аналогии со щелочными металлами.

Это наблюдение позволяет предполагать нечто подобное и для водорода. Но для осуществления перехода диэлектрик – металл для водорода требуются значительно более высокие давления – свыше 2 мбар (двух миллионов атмосфер). Создание таких давлений в земных условиях до сих пор представляет значительную техническую проблему. Однако в Космосе имеются объекты, в которых возможна металлизация водорода. Это прежде всего планеты-гиганты, такие как Юпитер и Сатурн. Юпитер приблизительно на 90 атомных процентов состоит из водорода. В центре Юпитера давление достигает 40 мбар, а температура – 20 000 К. Согласно теоретическим оценкам, водород при этих условиях существует в жидкой металлической фазе. Это означает, что такие планеты, как Юпитер и Сатурн состоят, в основном, из металлического водорода (рис. 2).

Рис.2. Строение Юпитера.

(из статьи Р. Винтера [6])

Приблизительно на 1000 км вглубь простирается переходная зона между газообразным и жидким водородом с температурой около 2000 К и давлением до 5.6 кбар. На глубине 10000 км температура достигает 10000 К, а давление – 2 мбар. В этих условиях водород может уже находиться в жидкой металлической фазе. Действительно, согласно экспериментам, проведенным в так называемых алмазных наковальнях (в которых можно достичь давления до 2 мбар), металлизация водорода наблюдалась при температуре 3000 К и давлении 1.4 мбар, причем переход от диэлектрической фазы к металлической происходит не скачком, а непрерывно. Давление металлизации в 1.4 мбар существенно ниже теоретических оценок, согласно которым металлизация водорода возможна при Р = 2 – 3 мбар. Интересно, что при переходе диэлектрик – металл только 5% водорода находится в атомарном виде. Поэтому металлическая фаза содержит равновесную смесь молекулярных ионов , протонов и электронов. Молекулярные ионы часто рассматриваются в задачах квантовой химии, но практически они не наблюдаются в земных условиях, так как диссоциация молекулы водорода на атомы требует меньше энергии, чем ее ионизация.

Поскольку диссоциация водорода связана с поглощением энергии, то этим обусловлена необычная зависимость температуры водорода от давления (рис. 3).

Рис.3. Зависимость температуры Юпитера от давления.

(из статьи В. Неллиса [7])

Как видно из этого рисунка, температура монотонно увеличивается до приблизительно 400 кбар, а затем наблюдается широкое плато, причем на участке от 400 кбар до 1.8 мбар температура даже уменьшается на 2%. Слабая зависимость температуры от давления на этом участке объясняется непрерывно увеличивающейся диссоциацией водорода на атомы, при которой энергия поглощается. Этот эффект приводит к необычной зависимости температуры Юпитера от расстояния до поверхности.

Излучение и поглощение излучения с длиной волны 21 см – наиболее распространенное не только в нашей, но и в других Галактиках. Это означает, что водород – наиболее распространенный элемент в составе межзвездного газа. Однако оптические измерения в миллиметровом диапазоне электромагнитного спектра показывают, как видно из таблицы, что эти водородные облака содержат также колоссальное количество не только простых, но и сложных молекул (табл.). Большинство этих молекул было обнаружено путем изучения их вращательных спектров [8] (исключение составляют такие молекулы, как , , которые не поглощают микроволновое излучение, так как не обладают дипольным моментом). Поэтому о наличии этих молекул, а также и , можно судить по наличию других частиц, получающихся из них. Так, наличие иона подразумевает наличие молекулы азота, из которой она образуется, так же как из наличия радикала следует наличие в межзвездной среде молекул кислорода. Позднее, в связи с развитием спутниковой астрономии, указанные молекулы удалось зарегистрировать и непосредственно, по их электронным спектрам в области около 100 нм.

Таблица

Молекулы и ионы, обнаруженные в меж- и околозвездном пространстве (n – число атомов, l – линейная, c –циклическая)

n	Частица
2	, , , , , , , , , , ,, , , , , .
3	, , , ,, , , , , , , , , , .
4	, , , , , , , , , , , , , .
5	, , , , , , , , , ,.
6	, , , , , , , , .
7	, , , , , .

Blog

В. А. Стародуб космос и химия

Содержание