Эволюция звезд, происхождение химических элементов и планетная химическая эволюция

Эволюция звезд, происхождение химических элементов и планетная химическая эволюция

Реферат

Эволюция
звезд, происхождение химических элементов и планетная химическая эволюция

Подготовил
студент первого курса

учебной
группы

Андрей
Медведев

Содержание:

Введение

.
Эволюция звезд. Происхождение химических элементов в недрах звезды

.
Планетная химическая эволюция

Введение

Процесс образования химических элементов во
Вселенной неразрывно связан с эволюцией Вселенной. Первые атомы химических
элементов, находящиеся в начале таблицы Д.И. Менделеева (водород, дейтерий,
гелий), начали образовываться во Вселенной еще до возникновения звезд первого
поколения. Именно в звездах, их недрах, разогретых снова (после Big Bang
температура Вселенной начала стремительно падать) до миллиардов градусов, и
были произведены ядра химических элементов, следующих за гелием. Учитывая
значение звезд как источников, генераторов химических элементов, рассмотрим
некоторые этапы звездной эволюции. Без понимания механизмов звездообразования и
эволюции звезд невозможно представить процесс образования тяжелых элементов,
без которых, в конечном счете, не возникла бы жизнь. Без звезд во Вселенной так
бы вечно и существовала водородо-гелиевая плазма, в которой организация жизни,
очевидно, невозможна (на современном уровне понимания этого явления).

Необходимо подчеркнуть, что образование легких
элементов в первые три минуты и распространенность их в современной Вселенной
впервые была рассчитана в 1946 г. международной троицей выдающихся ученых:
американцем Альфером, немцем Гансом Бете и русским Георгием Гамовым. С тех пор
физики, занимающиеся атомной и ядерной физикой, неоднократно рассчитывали
образование легких элементов в ранней Вселенной и распространенность их
сегодня. Можно утверждать, что стандартная модель нуклеосинтеза хорошо
подтверждается наблюдениями.

1. Звездная эволюция. Происхождение химических
элементов в недрах звезды

Звёздная эволюция — последовательность
изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на
протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и
тепло. В течение таких колоссальных промежутков времени изменения оказываются
весьма значительными. Механизм образования и эволюции основных объектов
Вселенной — звезд изучен наиболее хорошо. Здесь ученым помогла возможность
наблюдать огромное количество звезд на самых разных стадиях развития — от
рождения до смерти, — в том числе множество так называемых «звездных
ассоциаций» — групп звезд, родившихся почти одновременно. Помогла и
сравнительная «простота» строения звезды, которое довольно успешно поддается
теоретическому описанию и компьютерному моделированию.

Эволюция звезды начинается в гигантском
молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью. Большая часть
«пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы
на см³.
Молекулярное
облако же имеет плотность около миллиона молекул на см³.
Масса
такого облака превышает массу Солнца в 100 000-10 000 000 раз благодаря своему
размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике.Пока облако свободно вращается
вокруг центра родной галактики, ничего не происходит. Однако из-за
неоднородности гравитационного поля в нём могут возникнуть возмущения,
приводящие к локальным концентрациям массы. Такие возмущения вызывают
гравитационный коллапсоблака. Один из сценариев, приводящих к этому —
столкновение двух облаков. Другим событием, вызывающим коллапс, может быть
прохождением облака через плотный рукав спиральной галактики. Также критическим
фактором может стать взрыв близлежащей сверхновой звезды, ударная волна
которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того,
возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования, по
мере того, как газовые облака в каждой из галактик сжимаются в результате
столкновения. В общем, любые неоднородности в силах, действующих на массу
облака, могут инициировать процесс образования звезды.

Из-за возникших неоднородностей давление
молекулярного газа больше не может препятствовать дальнейшему сжатию, и газ
начинает под действием сил гравитационного притяжения собираться вокруг центра
будущей звезды, в масштабе времени:

Эволюция звезд, происхождение химических элементов и планетная химическая эволюция

К примеру, для Солнца Эволюция звезд, происхождение химических элементов и планетная химическая эволюция лет.
С ростом массы звезды растет давление и температура в центре, пока, наконец,
последняя не достигает величины 10 миллионов Кельвинов. В этот момент в центре
звезды начинаются ядерные реакции, превращающие водород в гелий, которые
поддерживают стационарное состояние вновь образовавшейся звезды миллионы,
миллиарды или десятки миллиардов лет, в зависимости от массы звезды.

Звезда превращается в огромный термоядерный
реактор, в котором устойчиво и стабильно протекает, в общем, та же реакция,
которую человек пока научился осуществлять только в неуправляемом варианте — в
водородной бомбе. Выделяемое при реакции тепло стабилизирует звезду,
поддерживая внутреннее давление и препятствуя ее дальнейшему сжатию. Небольшое
случайное усиление реакции слегка «раздувает» звезду, и соответствующее
уменьшение плотности приводит снова к ослаблению реакции и стабилизации
процесса. Звезда «горит» с почти неизменной яркостью.

Дальнейшая эволюция звезды зависит от её массы,
поэтому ученые выделяют следующие типы звезд:

Молодые звёзды малой массы (до трёх масс
Солнца), находящиеся на подходе к главной последовательности, полностью
конвективны; процесс конвекции охватывает все области светила. Это ещё по сути
протозвёзды, в центре которых только-только начинаются ядерные реакции, и всё
излучение происходит, в основном, из-за гравитационного сжатия. Пока
гидростатическое равновесие ещё не установлено, светимость звезды убывает при
неизменной эффективной температуре. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела такие
звёзды формируют почти вертикальный трек, называемый треком Хаяши. По мере
замедления сжатия молодая звезда приближается к главной последовательности.
Объекты такого типа ассоциируются со звёздами типа T Тельца.

В это время у звёзд массой больше 0,8 масс
Солнца ядро становится прозрачным для излучения, и лучистый перенос энергии в
ядре становится преобладающим, поскольку конвекция все больше затрудняется всё
большим уплотнением вещества, во внешних же слоях превалирует конвективный
перенос энергии.

О том, какими характеристиками в момент
попадания на главную последовательность обладают звёзды меньшей массы,
достоверно неизвестно, так как время нахождения этих звёзд в разряде молодых
превышает возраст Вселенной. Все представления об эволюции этих звёзд
базируются только на численных расчётах и математическом моделировании.

По мере сжатия звезды начинает увеличиваться
давление вырожденного электронного газа и при достижении определенного радиуса
звезды сжатие останавливается, что приводит к остановке дальнейшего роста
центральной температуры, вызываемого сжатием, а затем и к её понижению.

Для звёзд меньше 0,0767 масс Солнца этого не
происходит: выделяющейся в ходе ядерных реакций энергии никогда не хватит,
чтобы уравновесить внутреннее давление и гравитационное сжатие. Такие
«недозвёзды» излучают энергии больше, чем образуется в ходе ядерных реакций, и
относятся к так называемым коричневым карликам; их судьба — это постоянное
сжатие, пока давление вырожденного газа не остановит его, и, затем, постепенное
остывание с прекращением всех начавшихся ядерных реакций.

•Молодые звёзды промежуточной массы

Молодые звёзды промежуточной массы (от 2 до 8
массы Солнца) качественно эволюционируют точно так же, как и их меньшие сестры,
за тем исключением, что в них нет конвективных зон вплоть до главной
последовательности.

Объекты этого типа ассоциируются с т. н. звёздами
Ae/BeХербита неправильными переменными спектрального типа B-F0. У них также
наблюдаются диски и биполярные джеты. Скорость истечения, светимость и
эффективная температура существенно больше, чем для T Тельца, поэтому они
эффективно нагревают и рассеивают остатки протозвёздного облака.

•Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс

Звезды с такой массой уже обладают
характеристиками нормальных звезд, поскольку прошли все промежуточные стадии и
смогли достичь такой скорости ядерных реакций, чтобы они компенсировали потери
энергии на излучение, пока накапливалась масса гидростатического ядра. У этих
звёзд истечение массы и светимость настолько велики, что не просто
останавливают коллапсирование ещё не ставших частью звезды внешних областей
молекулярного облака, но, наоборот, отталкивает их прочь. Таким образом, масса
образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвёздного облака. Скорее всего,
этим и объясняется отсутствие в нашей галактике звёзд больше чем около 300 масс
Солнца.

Среди звёзд встречается широкое многообразие
цветов и размеров. По спектральному классу они варьируются от горячих голубых
до холодных красных, по массе — от 0,0767 до около 300 солнечных масс по
последним оценкам. Светимость и цвет звезды зависит от температуры её
поверхности, которая, в свою очередь, определяется массой. Все новые звёзды
«занимают своё место» на главной последовательности согласно своему химическому
составу и массе. Речь идёт не о физическом перемещении звезды — только об её
положении на указанной диаграмме, зависящем от параметров звезды. Фактически,
перемещение звезды по диаграмме отвечает лишь изменению параметров звезды.

Маленькие, холодные красные карлики медленно
сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности сотни
миллиардов лет, в то время как массивные сверхгиганты уйдут с главной
последовательности уже через несколько миллионов лет после формирования.

Звёзды среднего размера, такие как Солнце,
остаются на главной последовательности в среднем 10 миллиардов лет. Считается,
что Солнце все ещё на ней, так как оно находится в середине своего жизненного
цикла. Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она покидает главную
последовательность.

Стабильность звезды нарушается, когда выгорает
значительная часть водорода в ее недрах. Отметим интересное, парадоксальное, на
первый взгляд, обстоятельство. Пока вблизи центра звезды идет горение водорода,
температура там не может подняться до порога гелиевой реакции. Для этого
необходимо, чтобы горение прекратилось, и ядро звезды начало остывать!

Остывающее ядро звезды сжимается, при этом
повышается напряженность поля тяготения и выделяется гравитационная энергия,
которая нагревает вещество. При повышенной напряженности поля необходима более
высокая температура, чтобы давление могло противостоять сжатию, и
гравитационной энергии оказывается достаточно, чтобы обеспечить эту
температуру. Аналогичный парадокс мы имеем при снижении космического аппарата:
чтобы перевести его на более низкую орбиту, его надо притормозить, но при этом
он оказывается ближе к Земле, где сила тяжести больше, и скорость его
возрастет. Остывание увеличивает температуру, а торможение увеличивает
скорость! Такими кажущимися парадоксами полна природа, и далеко не всегда можно
доверяться «здравому смыслу».

Дальнейшая судьба звезды также зависит от её
массы. На конечной стадии своего жизненного цикла звезды, в зависимости от
массы, претерпевают совершенно различные изменения и превращения.

•Старые звёзды с малой массой

На сегодняшний день достоверно неизвестно, что
происходит с лёгкими звёздами после истощения запаса водорода. Поскольку
возраст вселенной составляет 13,7 миллиардов лет, что недостаточно для
истощения запаса водородного топлива в таких звёздах, современные теории
основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких
звёздах. эволюция вселенная термоядерный
химический

Некоторые звёзды могут синтезировать гелий лишь
в некоторых активных зонах, что вызывает их нестабильность и сильные звёздные
ветры. В этом случае образования планетарной туманности не происходит, а звезда
лишь испаряется, становясь даже меньше, чем коричневый карлик.

Звезды с массой менее 0,5 солнечной не в
состоянии преобразовывать гелий даже после того, как в ядре прекратятся реакции
с участием водорода — их масса слишком мала для того, чтобы обеспечить новую
фазу гравитационного сжатия до той степени, которая инициирует «возгорание»
гелия. К таким звёздам относятся красные карлики, такие как Проксима Центавра,
срок пребывания которых на главной последовательности составляет от десятков
миллиардов до десятков триллионов лет. После прекращения в их ядре термоядерных
реакций, они, постепенно остывая, будут продолжать слабо излучать в
инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра.

При достижении звездой средней величины (от 0,4
до 3,4 солнечных масс) фазы красного гиганта в её ядре заканчивается водород, и
начинаются реакции синтеза углерода из гелия. Этот процесс идет при более
высоких температурах и поэтому поток энергии от ядра увеличивается, что
приводит к тому, что внешние слои звезды начинают расширяться. Начавшийся
синтез углерода знаменует новый этап в жизни звезды и продолжается некоторое
время. Для звезды по размеру схожей с Солнцем этот процесс может занять около
миллиарда лет.

Изменения в величине испускаемой энергии
заставляют звезду пройти через периоды нестабильности, включающие в себя
перемены в размере, температуре поверхности и выпуске энергии. Выпуск энергии
смещается в сторону низкочастотного излучения. Все это сопровождается
нарастающей потерей массы вследствие сильных звёздных ветров и интенсивных
пульсаций. Звёзды, находящиеся в этой фазе, получили название звёзд позднего
типа, OH-IR звёзд или Мироподобных звёзд, в зависимости от их точных
характеристик. Выбрасываемый газ относительно богат тяжёлыми элементами,
производимыми в недрах звезды, такими как кислород и углерод. Газ образует
расширяющуюся оболочку и охлаждается по мере удаления от звезды, делая
возможным образование частиц пыли и молекул. При сильном инфракрасном излучении
центральной звезды в таких оболочках формируются идеальные условия для
активизации мазеров.

Реакции сжигания гелия очень чувствительны к
температуре. Иногда это приводит к большой нестабильности. Возникают сильнейшие
пульсации, которые в конечном итоге сообщают внешним слоям достаточное
ускорение, чтобы быть сброшенными и превратиться в планетарную туманность. В
центре туманности остаётся оголенное ядро звезды, в котором прекращаются
термоядерные реакции, и оно, остывая, превращается в гелиевый белый карлик, как
правило, имеющий массу до 0,5-0,6 солнечных и диаметр порядка диаметра Земли.

•Старые сверхмассивные звезды

После того, как звезда с массой большей, чем
пять солнечных, входит в стадию красного сверхгиганта, её ядро под действием
сил гравитации начинает сжиматься. По мере сжатия увеличиваются температура и
плотность, и начинается новая последовательность термоядерных реакций. В таких
реакциях синтезируются все более тяжёлые элементы: гелий, углерод, кислород,
кремний и железо, что временно сдерживает коллапс ядра.

В конечном итоге, по мере образования всё более
тяжёлых элементов периодической системы, из кремния синтезируется железо-56. На
этом этапе дальнейший термоядерный синтез становится невозможен, поскольку ядро
железа-56 обладает максимальным дефектом массы и образование более тяжёлых ядер
с выделением энергии невозможно. Поэтому когда железное ядро звезды достигает
определённого размера, то давление в нём уже не в состоянии противостоять
тяжести наружных слоев звезды, и происходит незамедлительный коллапс ядра с
нейтронизацией его вещества.

То, что происходит в дальнейшем, пока неясно до
конца, но, в любом случае, происходящие процессы в считанные секунды приводят к
взрыву сверхновой звезды невероятной силы.

Сопутствующий этому всплеск нейтрино провоцирует
ударную волну. Сильные струи нейтрино и вращающееся магнитное поле выталкивают
большую часть накопленного звездой материала — так называемые рассадочные
элементы, включая железо и более лёгкие элементы.

Разлетающаяся материя бомбардируется вырываемыми
из ядра нейтронами, захватывая их и тем самым создавая набор элементов тяжелее
железа, включая радиоактивные, вплоть до урана (а возможно, даже до
калифорния). Таким образом, взрывы сверхновых объясняют наличие в межзвёздном
веществе элементов тяжелее железа, что, однако, не является единственно
возможным способом их образования, к примеру, это демонстрируют технециевые
звёзды.

Взрывная волна и струи нейтрино уносят вещество
прочь от умирающей звезды в межзвёздное пространство. В последующем, остывая и
перемещаясь по космосу, этот материал сверхновой может столкнуться с другим
космическим «мусором», и возможно, участвовать в образовании новых звёзд,
планет или спутников.

Процессы, протекающие при образовании
сверхновой, до сих пор изучаются, и пока в этом вопросе нет ясности. Также под
вопросом остается момент, что же на самом деле остаётся от изначальной звезды.
Тем не менее, рассматриваются два варианта: нейтронные звезды и чёрные дыры.

Известно, что в некоторых сверхновых сильная
гравитация в недрах сверхгиганта заставляет электроны поглотиться атомным
ядром, где они, сливаясь с протонами, образуют нейтроны. Этот процесс
называется нейтронизацией. Электромагнитные силы, разделяющие близлежащие ядра,
исчезают. Ядро звезды теперь представляет собой плотный шар из атомных ядер и
отдельных нейтронов.

Такие звёзды, известные, как нейтронные звёзды,
чрезвычайно малы — не более размера крупного города, и имеют невообразимо
высокую плотность. Период их обращения становится чрезвычайно мал по мере
уменьшения размера звезды (благодаря сохранению момента импульса). Некоторые
нейтронные звёзды совершают 600 оборотов в секунду. У некоторых из них угол
между вектором излучения и осью вращения может быть таким, что Земля попадает в
конус, образуемый этим излучением; в этом случае можно зафиксировать импульс
излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения
звезды. Такие нейтронные звёзды получили название «пульсары», и стали первыми
открытыми нейтронными звёздами.

Далеко не все сверхновые становятся нейтронными
звёздами. Если звезда обладает достаточно большой массой, то коллапс звезды
продолжится, и сами нейтроны начнут обрушиваться внутрь, пока её радиус не
станет меньше Шварцшильдовского. После этого звезда становится чёрной дырой.

Существование чёрных дыр было предсказано общей
теорией относительности. Согласно этой теории, материя и информация не может
покидать чёрную дыру ни при каких условиях. Тем не менее, квантовая механика,
вероятно, делает возможными исключения из этого правила.

Остаётся ряд открытых вопросов. Главный среди
них: «А есть ли чёрные дыры вообще?». Ведь чтобы сказать точно, что данный
объект — это чёрная дыра, необходимо наблюдать его горизонт событий. Это
невозможно сугубо по определению горизонта, но с помощью радио интерферометрии
со сверхдлинной базой можно определить метрику вблизи объекта, а также
зафиксировать быструю, миллисекундную переменность. Эти свойства, наблюдаемые у
одного объекта, должны окончательно доказать существование чёрных дыр.

Звезды являются главным источником образования
практически всех элементов таблицы Менделеева. Рассмотрим подробнее
термоядерный синтез в различных стадиях существования звезды.

Элементы синтезируются в звездах в процессе
ядерного синтеза. Например, кислород-16 синтезируется при слиянии ядер
углерода-12 и гелия-4. В этом процессе происходит испускание у-лучей:

С+ 4He = 16С + у

Синтез кислорода-16 представляет собой всего
лишь одну стадию в целой серии процессов ядерного синтеза. Другие изотопы,
образующиеся в этой серии, включают неон-20, фтор-18, магний-24 и кремний-30.

Когда звезды, масса которых больше определенной
величины, исчерпывают свой запас ядер, способных сливаться друг с другом,
наступает вторая фаза ядерного синтеза — так называемый взрывной ядерный
синтез. Поскольку звезда лишается источника энергии от слияния ядер, она
сжимается под действием гравитационных сил, а затем взрывается-образуется
сверхновая звезда. От взрыва звезда разогревается до нескольких миллиардов
градусов Цельсия за несколько десятых долей секунды, что приводит к дальнейшему
ядерному синтезу. Этот взрыв выбрасывает большую часть массы звезды в
межзвездную среду, а на месте прежней звезды остается лишь очень плотный,
компактный космический объект, например нейтронная звезда либо черная дыра.

Большинство наблюдаемых звезд, включая Солнце,
принадлежат к одному типу — так называемым звездам главной последовательности.
Такие звезды представляют собой устойчивые газообразные сферы. Они мало
изменяются в течение многих миллионов лет. Их существование поддерживается
главным образом углерод-азот-кислородным циклом выделения энергии, или просто
углеродным циклом. Этот цикл соответствует медленному превращению водорода в
гелий в результате целой серии ядерных реакций, в том числе — реакций ядерного
синтеза.

Углеродный цикл известен также под названием
протон-протонная реакция. Он является преобладающим процессом в звездах главной
последовательности с небольшой массой, подобных Солнцу.

Когда звезда исчерпает свой запас водорода, она
сжимается, превращаясь в белый карлик, нейтронную звезду либо черную дыру.
Солнце состоит приблизительно из 95% водорода, остальные 5% приходятся на долю
гелия и более тяжелых элементов. Время жизни Солнца оценивается приблизительно
в 10000000000 лет, и половина этого срока приходится еще на будущее!

Эволюция звезд, происхождение химических элементов и планетная химическая эволюция

Таким образом, звезды являются не только мощным
источником энергии высокого качества, рассеяние которой способствует
возникновению сложнейших структур, включающих и жизнь, но и реакторами, в
которых производится вся таблица Менделеева — необходимый материал для этих
структур. Взрыв заканчивающей свою жизнь звезды выбрасывает в пространство
огромное количество разнообразных элементов тяжелее водорода и гелия, которые
смешиваются с галактическим газом. За время жизни Вселенной закончили свою
жизнь очень многие звезды. Все звезды типа Солнца и более массивные, возникшие
из первичного газа, уже прошли свой жизненный путь. Так что сейчас Солнце и ему
подобные звезды — это звезды второго поколения (а может быть, и третьего),
существенно обогащенные тяжелыми элементами. Без такого обогащения вряд ли
около них могли бы возникнуть планеты земного типа и жизнь.

Приведем информацию о распространенности
некоторых химических элементов во Вселенной:

Атомы

Относительное
содержание атомов

Атомы

Относительное
содержание атомов

Водород
Гелий Литий Углерод Азот Кислород Неон

10000
000 1400000 0,003 3000 910 6800 2800

Натрий
Магний Алюминий Фосфор Калий Аргон Кальций Железо

17
290 19 3 0,8 42 17 80

Как видим из этой таблицы, преимущественными
химическими элементами и в настоящее время являются водород и гелий (почти 75%
и 25% каждый). Относительно малого содержания тяжелых элементов, впрочем,
оказалось достаточным для образования жизни (по крайней мере, на одном из
островков Вселенной вблизи «рядовой» звезды, Солнца — желтого карлика). Помимо
уже указанного нами ранее, надо помнить, что в открытом космическом
пространстве присутствуют космические лучи, по сути являющиеся потоками
элементарных частиц, в первую очередь, электронов и протонов разных энергий. В
некоторых областях межзвездного пространства имеются локальные области
повышенной концентрации межзвездного вещества, получившие название межзвездных
облаков. В отличие от плазменного состава звезды, вещество межзвездных облаков
уже содержит (об этом свидетельствуют многочисленные астрономические
наблюдения) молекулы и молекулярные ионы. Например, обнаружены межзвездные
облака из молекулярного водорода Н2, очень часто присутствуют в спектрах
поглощения такие соединения, как ион гидроксила ОН, молекулы СО, молекулы воды
и др. Сейчас число обнаруженных в межзвездных облаках химических соединений
составляет свыше ста. Под действием внешнего облучения и без него в облаках
происходят разнообразные химические реакции, зачастую такие, которые невозможно
осуществить на Земле по причине особых условий в межзвездной среде. Вероятно,
примерно 5 миллиардов лет назад, когда образовалась наша солнечная система,
первичным материалом при образовании планет были такие же простейшие молекулы,
которые сейчас мы наблюдаем в других межзвездных облаках. Другими словами,
процесс химической эволюции, начавшийся в межзвездном облаке, затем продолжился
уже на планетах. Хотя сейчас в некоторых межзвездных облаках обнаружены
достаточно сложные органические молекулы, вероятно, химическая эволюция привела
к появлению «живого» вещества (т. е. клеток с механизмами самоорганизации и
наследственности) уже только на планетах. Очень трудно представить организацию
жизни в объеме межзвездных облаков.

. Планетная химическая эволюция

Рассмотрим процесс химической эволюции на Земле.
Первичная атмосфера Земли содержала в основном простейшие соединения водорода
Н2, H2О, NH3,CH4. Кроме этого, атмосфера была богата инертными газами, прежде
всего гелием и неоном. В настоящее время обилие благородных газов на Земле
ничтожно мало, что означает, что они в свое время диссонировали в межпланетное
пространство. Наша современная атмосфера имеет вторичное происхождение. Первое
время химический состав атмосферы мало отличался от первичной. После
образования гидросферы из атмосферы практически исчез аммиак NH3,
растворившийся в воде, атомарный и молекулярный водород улетучился в
межпланетное пространство, атмосфера была насыщена преимущественно азотом N.
Насыщение атмосферы кислородом происходило постепенно, сначала благодаря
диссоциации молекул воды ультрафиолетовым излучением Солнца, затем, и главным
образом, благодаря фотосинтезу растений.

Не исключено, что некоторое количество
органических веществ было принесено на Землю при падении метеоритов и,
возможно, даже комет. Например, в кометах присутствуют такие соединения, как N,
NH3, CH4 и др. Известно, что возраст земной коры примерно равен 4,5 млрд. лет.
Имеются также геологические и геохимические данные, указывающие на то, что уже
3,5 млрд. лет назад земная атмосфера была богата кислородом. Таким образом,
первичная атмосфера Земли существовала не более 1 млрд. лет, а жизнь возникла,
вероятно, даже раньше.

В настоящее время накоплен значительный
экспериментальный материал, иллюстрирующий, каким образом такие простые
вещества, как вода, метан, аммиак, окись углерода, аммонийные и фосфатные
соединения превращаются в высокоорганизованные структуры, являющиеся
строительными кирпичиками клетки. Американские ученые Кельвин, Миллер и Юри
провели ряд опытов, в результате которых было показало, как в первичной
атмосфере могли возникнуть аминокислоты. Ученые создали смесь газов — метана
СН4, молекулярного водорода Н2, аммиака NH3 и паров воды Н2O, моделирующую
состав первичной атмосферы Земли. Через эту смесь пропускали электрические
разряды, в результате в исходной смеси газов были обнаружены глицин, аланин и
другие аминокислоты. Вероятно, существенное влияние на химические реакции в первичной
атмосфере Земли оказывало Солнце своим ультрафиолетовым излучением, которое не
задерживалось в атмосфере в связи с отсутствием озона.

Таким образом, на Земле были условия для
образования сложных органических соединений, необходимых для создания клетки.

В настоящее время еще нет единой логически
последовательной картины, как из первичной «суперкапли материи» под названием
Вселенная после Большого Взрыва возникла жизнь. Но уже многие элементы этой
картины ученые представляют и считают, что так все и происходило на самом деле.
Одним из элементов этой единой картины эволюции является химическая эволюция.
Пожалуй, химическая эволюция — это один из аргументированных элементов единой
картины эволюции хотя бы потому, что допускает экспериментальное моделирование
химических процессов (чего, например, нельзя сделать в отношении условий,
аналогичных тем, что были вблизи «большого взрыва»). Химическая эволюция
прослеживается вплоть до элементарных кирпичиков живой материи: аминокислот,
нуклеиновых кислот.

ЛИТЕРАТУРА

1.
Ядерная астрофизика / Под ред. Ч. Барнса и др. М.: Мир, 1986. 519 с.

.
Тейлер Р.Дж. Происхождение химических элементов. М.: Мир, 1975. 232 с.

.
Рыжов В.Н. Эволюция Вселенной и происхождение атомов. Саратов: МВУИП
"Сигма-плюс", 1998. 64 с.

.
Шкловский И.С. Звёзды: их рождение, жизнь и смерть. — М.: Наука, Главная
редакция физико-математической литературы, 1984. — 384 с.

.
Институт физики им. Киренского СО РАН. Строение и эволюция Вселенной