УСЛОВИЯ НА ПОВЕРХНОСТИ ЗЕМЛИ 4-4.6 МЛРД. ЛЕТ НАЗАД. ПЕРВИЧНЫЕ СИНТЕЗЫ*

© 2009 г. Л.М. Мухин

Институт космических исследований РАН

4-4.6 млрд. лет назад поверхность Земли могла быть в основном относительно холодной, с отдельными горячими пятнами, обусловленными им-пактными событиями. Такая сильно гетерогенная по температуре система могла обеспечить возможность процессов первичных синтезов органических соединений.

Мы говорим о том, что трудно дать определение Жизни. Может быть, этого не нужно делать, но стоит отметить, чем отличается живое от неживого. Живое отличается от неживого наличием совершенно уникальной машины, которая состоит из двух частей (компонентов) — транскрипции и трансляции. Такой механизм есть в любой живой системе. В связи с этим мне очень понравилась диаграмма, которую я нашел в одной из американских энциклопедий. Это такой пазл, состоящий из отдельных квадратиков, где есть практически все составляющие проблемы происхождения жизни на Земле (рис. 1). Здесь есть проблема возраста жизни на Земле, есть источники энергии, необходимые для синтеза органических соединений и т. д. Эта схема ставит перед исследователями, занимающимися проблемами происхождения жизни, некоторые задачи. Я думаю, что одной из первых важнейших задач является возраст Земли, который сейчас можно определить достаточно точно, благодаря высокотемпературным включениям в метеоритах. Это самое древнее, что мы сейчас имеем. Совсем недавно, порядка 10 лет тому назад, появились данные по цирконам. Это самые древние минералы на Земле, один из них имеет возраст 4.4 млрд. лет, более молодые цирконы — 3.8 млрд. лет и менее. Их возраст определялся соотношением изотопов свинца (²⁰⁷РЬ/²⁰⁶РЬ) в этих образованиях (рис. 2). Интересно, что именно на уровне 3.8-3.9 млрд. лет назад закончилась так называемая последняя тяжелая бомбардировка, которая происходила до этого времени. Это накладывает некоторые ограничения на проблему происхождения жизни. По изотопии кислорода в этих цирконах был сделан очень важный вывод, что уже более 4 млрд. лет назад на Земле была вода. В сочетании с анализом следовых элементов это достаточно убедительное доказательство того, что на Земле в те времена была прагидросфера.

* Профессор Лев Михайлович Мухин — один из активнейших организаторов рабочего совещания «Проблемы происхождения жизни» — скончался 24 апреля 2009 г. Учитывая намерение Льва Михайловича подготовить статью по материалам его доклада, редколлегия сборника взяла на себя смелость опубликовать выступление Л.М. Мухина по его видеозаписи, адаптировав содержание к письменной речи и иллюстрировав материалами презентации. Ответственность за возможные недостатки полностью лежит на редакторах сборника.

Рис. 1. Проблематика происхождения жизни на Земле. Объяснения в тексте.

Во время формирования Земли происходили высокоскоростные удары (рис. 3), и поэтому очень многие ученые считали, что поверхность Земли была горячей и даже расплавленной. Но это не совсем так. Если принять во внимание то обстоятельство, что тепло сбрасывалось не с помощью простой, регулярной свободной конвекции, а с помощью вынужденной конвекции, то оказывается, что на достаточно холодной поверхности Земли были горячие пятна (рис. 4). И такая сильно гетерогенная по температуре система обеспечивала возможность для процесса синтеза органических соединений. При ударах тел размером порядка 500 км и более выкипали океаны, сильно менялся климат Земли и ничего живого не оставалось. Но если ударные тела были размером порядка 10-20 км, то таких катастрофических последствий не было.

Рис. 2. Возраст древнейших цирконов (Cavosie et al.. 2004).

Рис. 3. Формирование Земли (Герасимов. Mvxim. 1986).

Рис. 4. Ранняя Земля — горячие пятна на холодной поверхности (Mukhin, Pimenov, 2002): а — условия вынужденной конвекции; б
— условия свободной конвекции. Обозначения: 1 — температура поверхности, 2 — температура на глубине 10 см.

Таким образом, предложенная модель холодной поверхности Земли с горячими пятнами должна была работать.

При ударе происходило испарение, в самом факеле происходили высокотемпературные химические реакции (рис. 5), которые приводили к образованию атмосферы, содержащей очень благоприятные компоненты — такие как синильная кислота, альдегиды — для синтеза органических соединений. О составе этой атмосферы можно судить по газам, содержащимся в земных породах и метеоритах на период времени их формирования (табл. 1). Интересно, что эта атмосфера неравновесна: в ней есть полностью окисленные компоненты, такие как СО₂, и есть компоненты восстановленные: нет аммиака, а есть только свободный азот. Тем не менее, эти данные приводят к выводу о том, что 3.8-3.9 млрд. лет назад не было никакой восстановительной атмосферы.

Рис. 5. Физико-химические процессы, происходившие при падении на Землю планетезималей (Герасимов, Мухин, 1986).

Таблица 1. Химический состав реликтовых газов (Mukhin et al., 1989)

ND — not determined

Certiified by IGEM Acad. Sci. USSR

+ — HC, the sum of hydrocarbons.

Наблюдаются следы кислорода, который должен был образовываться во время высокотемпературных процессов и очень быстро реагировать с другими компонентами взрыва. Это важно потому, что в присутствии кислорода не проходят никакие абиогенные синтезы органических соединений.

Органические вещества образуются не только в Солнечной системе, они образуются во всем цикле формирования планет из протопланетного облака. Вообще, на самом деле космос просто «набит» органикой. В 2006 г. было известно 146 межзвездных молекул. Среди них очень много органических соединений, но нет фосфора¹. Таким образом, органические молекулы из космоса дают не очень много для модели происхождения жизни.

Накоплению предшественников органических соединений на поверхности ранней Земли придавалось очень большое значение. Основным источником добиологической органики считались кометы (Chyba, Sagan, 1997) (табл. 2). Но здесь вновь возникает проблема фосфора.

Таблица 2. Источники добиологического органического вещества на ранней Земле (Chyba, Sagan, 1997)

¹ В настоящее время в молекулярных облаках обнаружены такие соединения как CP, PN, РО — см. статью Н.Г. Бочкарёва в данном сборнике и Итоговую дискуссию, с. 252-253. — Прим. ред.

Таблица 3. Обилие химических элементов во Вселенной

Распространенность этого элемента во Вселенной на два порядка меньше, чем распространенность углерода (табл. 3). В то же время в живых системах фосфора больше, чем серы, т. е. он занимает очень значительное место. К примеру, в организме человека отношение по массе углерода к фосфору составляет 15 (табл. 4). Вопрос — почему и как живые организмы накапливали фосфор, и как он оказался в достаточном количестве для этого накопления?

При анализе полученного вещества межзвездных пылинок фосфора в них пока не обнаружено.

Таблица 4. Химический состав тела человека (Chang, 2007)

Таблица 5. Органические вещества в кометах (Bockelee-Morvan et al., 2000)

По последним данным (табл. 5), в кометах мы находим синильную кислоту, много СО, альдегиды, но не обнаруживаем ни одного соединения с фосфором. В то же время, среди органических веществ в метеорите Мурчисон и хондритах есть даже пурины и пирамидины, есть аминокислоты и есть фосфор в твердой фазе (табл. 6).

Если фосфор в кометах есть, то он содержится только в ядре кометы, в твердой матрице. Другого места для размещения фосфора просто нет. На рис. 6 показана схема пребиотического синтеза в кометах (Ого, Cosmovici, 1997). Должен отметить, что уже на стадии пуринов, пирамидинов, Сахаров эта модель встречается с очень значительными трудностями. Пурины и пирамидины входят в состав химической структуры ДНК и также в состав РНК. Фосфор является одним из ключевых компонентов нуклеотидов. Синтез пуринов и пирамидинов является очень важной ступенькой в образовании нуклеиновых кислот. Аминокислоты образуются сравнительно легко, но необходимо получение не просто аминокислот, а аминокислот в определенном порядке, который обеспечивает трансляционная машина. При синтезе самых простых органических соединений мы сразу же сталкиваемся с рядом трудностей. На рис. 7 представлена автокаталитическая реакция синтеза Сахаров, открытая еще Бутлеровым. В ней образуется огромное количество Сахаров, причем не только рибоза или дизоксирибоза, которые необходимы для РНК и ДНК, но и масса других. И немедленно начинают идти побочные реакции с другими саха-рами. Из них образуется либо карамель, либо метиловый спирт и мочевина². Синтезы аденина и цитозина тоже встречают ряд трудностей.

² Реакция Бутлерова изучалась в последнее время в Институте катализа им. Г.К. Борескова СО РАН -см. ссылки на публикации в статье В.Н. Снытникова в данном сборнике. — Прим. ред.

Еще одна важная вещь, которую я хотел бы отметить, и на которую обычно не обращают внимания.

Таблица 6. Органические вещества из метеорита Мур-чисон и нескольких хондритов (Ehrenfreund et al., 2002)

Если нам нужно синтезировать РНК или ДНК, то мы должны иметь кооператив нуклеотидов, то есть они должны быть примерно в равных пропорциях и синтезироваться по одинаковой схеме. Даже при синтезе аденина, который из этой группы нуклеотидов синтезируется легче всего, возникает ряд существенных сложностей. В частности, синтез аденина требует концентраций цианистого водорода по меньшей мере 0.01 М, что совершенно нереально в условиях примитивной Земли. Кроме того, аденин подвержен гидролизу (время полужизни для деаминации при температуре 37 °С, рН 7 — около 80 лет). Следовательно, нельзя ожидать накопления аденина в условиях любого «пребиотического супа».

Рис. 6. Схема пребиотического синтеза в кометах (Ого, Cosmovici, 1997).

Рис. 7. Схема автокаталической реакции синтеза Сахаров.

К тому же, взаимодействие аденина и урацила слабо и неспецифично, и поэтому никогда нельзя ожидать его функционирования в любой специфической схеме узнавания при хаотических условиях «пребиотического супа».

Представляется очень важным вывод Л. Оргейла (Orgel, 2004). Он говорит, что неизбежное заключение исследования синтеза нуклеотидов состоит в том, что нет убедительных, общих пребиотических синтезов каждого из нуклеотидов. Крайне ограниченное количество реакций дает высокий выход продуктов; а те, что дают, обычно производят сложные смеси продуктов. Я уже продемонстрировал это на примере синтеза Сахаров. Здесь необходимо заметить, что вопрос хиральности является исключительно сложным для проблемы синтеза, потому что как только мы имеем рацемическую смесь Сахаров, сразу терминируется рост следующего звена. Не менее важным мне кажется заключение Дж. Джойса (Joyce, 1989), который считал, что наиболее разумным предположением является то, что жизнь не началась с РНК, а переход к миру РНК и происхождение жизни в целом полны неопределенностей и отсутствием экспериментальных данных.

Проблема хиральности до сих пор не решена, и все смеси, которые образуются в экспериментах по предбиологическому синтезу, являются рацемическими смесями. И можно сказать, что это обстоятельство стоит на пути решения проблемы происхождения мира РНК, потому что еще до его появления необходимо получить нерацемические смеси. Еще одной проблемой являются упомянутые побочные реакции, которые сильно мешают выделению основного продукта.

В заключение приведу некоторые соображения насчет уровня содержания кислорода в примитивной атмосфере — она на начало геологической летописи не была восстановительного характера, и уже 3.5 млрд. лет назад содержала значительно количество кислорода. Это дает возможность поставить здесь барьер на временной шкале органических синтезов.

Закончить я бы хотел одним любопытным фактом. Была жуткая вспышка энтузиазма в 1950-х гг. на первой конференции по происхождению жизни. После этого 90 % работ по этой проблематике поддерживали эволюционную идею. Однако трудности этого вопроса оказались столь велики, что в 2006 г. число публикаций, посвященных искусственному зарождению жизни на Земле (т. е., связанному с идеей творения), оказалось близко к 80 %. Таково мировоззренческое значение проблем происхождения жизни…

Вы серьезный деловой человек и вашему статусу должен соответствовать не только ваш внешний вид, но и, как это ни странно, телефонный номер.

Вы сможете купить золотые номера москвы на сайте красив-номера.рф и тем самым показать Ваши серьезные намерения будущим деловым партнерам и клиентам.

У Меркурия припарковался НЛО?

Гигантский космический объект, размером с небольшую планету, внезапно появился вблизи Меркурия. Что это такое? Астероид, гигантский космический корабль или, как утверждают специалисты из НАСА, ошибка в обработке изображения?
Читать дальше>>

Так, по мнению художника НАСА, выглядит голубая планета Kepler-22b, находящаяся от Земли на расстоянии 600 световых лет

Астрономы обнаружили первую на сегодняшний день голубую планету, находящуюся в обитаемой зоне и обращающуюся вокруг звезды, как две капли воды похожей на наше Солнце. По их словам, если эта планета окажется необитаемой, то такое понятие, как инопланетные формы жизни можно будет навсегда исключить из лексикона землян и признать тот факт, что человек является единственным разумным существом во Вселенной.

В рамках миссии «НАСА Кеплер» (Kepler) было открыто огромное число новых миров, участвующих в гонке за звание инопланетной колыбели жизни. На данный момент, к финишной черте, с большим отрывом от остальных претендентов, подошла не так давно обнаруженная учеными НАСА экзопланета Kepler-22b, которая является «супер-Землей» и находится в самом центре обитаемой зоны.
Читать дальше>>

Гипотеза Хойла и Викрамасинга

Ф. Хойл и Ч. Викрамасинг (Hoyle, Wickrarnasinghe, 1979,1980) около 30 лет назад высказали предположение, что часть межзвездных пылинок может быть одноклеточными организмами: бактериями или фитопланктоном. В работе 1979 г. они основывались на соответствии положения и формы широкой спектральной особенности (покрывающей диапазон длин волн X от 4000 до 5000 А) зависимости от X коэффициента поглощения света межзвездной пылью абсорбционным свойствам пигментов фитопланктона. В статье 1980 г. они показали, что полоса поглощения пыли в области 3 мкм, которая обычно связывается со льдом в оболочках пылинок (см. рис. 5 и табл. 5), обусловлена поглощением света бактериями, находящимися в межзвездной среде, поскольку это дает лучшее совпадение с наблюдаемыми профилями этой полосы. Согласно их работе, до 60 % пылинок могут состоять из бактерий.

Эта гипотеза возродила интерес к возможности панспермии. Но аргументы авторов нельзя считать убедительными ввиду неоднозначности интерпретации широких спектральных деталей (это видно на примере рис. 6). Поэтому гипотеза была встречена большинством специалистов скептически. Однако она не противоречит наблюдениям (по крайней мере, если доля бактерий среди пылинок не так велика). К тому же выяснилось, что одноклеточные организмы очень устойчивы к существующему в космическом пространстве ионизующему излучению. Поэтому исключать из рассмотрения гипотезу Хойла и Викрамасинга не следует.

Внутри молекулярных облаков такие органические «пылинки» (подобно тугоплавким ядрам обычных межзвездных пылинок) могут обрастать ледяными оболочками. Эти оболочки могут играть роль дополнительного экрана, защищающего органическое ядро таких пылинок от излучений, способных повредить находящийся внутри замороженный организм.

Рис. 12. Траектории частиц при оттоке газа от плоскости спиральной галактики в межгалактическую среду («галактический ветер»)(а) и траектории движения газа в «галактических фонтанах» (б), когда газ не имеет достаточной энергии, чтобы покинуть галактику. Горизонтальная черта — галактическая плоскость, ЦГ — галактический центр.

Органические ядра могут пережить эпохи испарения оболочек (нагрев до 100-200 К в областях звездобразования), но, в отличие от тугоплавких ядер пылинок, не способны пережить нагрев до 1000-2000 К. Однако нагрев пылевых частиц до таких температур происходит очень редко.

Движение пылинок

Тела, способные переносить молекулы, такие, как крупные пылинки (> 1 мкм), метеороиды и небольшие ядра комет пока не удается наблюдать. Поэтому пока нет надежной информации об их количестве и движении. В отличие от них межзвездные пылинки размером 0.01-1 мкм) давно и интенсивно изучаются. Пылинки движутся в основном вместе с межзвездным газом. Из-за неоднородности распределения в Галактике наиболее ярких горячих звезд пылинки под действием светового давления могут приобретать скорость до 2-10 км/с относительно газа (Tarafdar, Wickrarnasinghe, 1976), а в некоторых случаях ускоряться (так называемым бетатронным механизмом) до ~30-100 км/с.

В галактиках с бурным звездообразованием пылинки выносятся вместе с газом в межгалактическое пространство (рис. 12). Если они попадают внутрь плотного скопления галактик, то разрушаются горячим межгалактическим газом скопления, если нет — могут через ~1 млрд. лет попасть в другую галактику.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Молекулы существуют в космическом пространстве в широком наборе астрономических объектов. К настоящему времени в газовых средах отождествлено около 150 различных молекул примерно в 250 изотопических вариантах. Самые крупные из найденных молекул содержат 13 атомов. Основная часть молекул содержит атомы углерода, эти молекулы являются простейшими органическими соединениями. Молекулы обнаружены в атмосферах холодных звезд, в атмосферах планет и их спутников, но наибольшее их количество и разнообразие найдено в молекулярных облаках межзвездной среды и в оттекающих оболочках звезд, находящихся на поздних стадиях эволюции. Имеются косвенные указания на существование в межзвездной среде более крупных молекул, содержащих 20-60 атомов, в виде длинных углеродных цепочек, полициклических ароматических углеводородов и, возможно, фуллеренов, но надежных отождествлений таких молекул нет.

Молекулы могут перемещаться в пространстве на значительные расстояния, если они входят в состав пылинок или более крупных тел. Наиболее радикальной является гипотеза Хойла и Викрамасинга, согласно которой некоторые пылинки могут представлять собой одноклеточные организмы. Эта гипотеза не подтверждена, но и не опровергнута ни наблюдениями, ни теоретическими расчетами.

Они состоят из тугоплавких ядер и намерзших на них ледяных оболочек. Время жизни ядер пылинок сравнимо с временем жизни галактик, т. е. они постепенно накапливаются в течение всего времени эволюции Вселенной. Пылинки могут перемещаться внутри галактик из одной области звездообразования в другую, а при достаточной мощности процессов звездообразования в галактике — выноситься галактическим ветром в межгалактическое пространство. Однако если пылинки попадают в горячий газ скопления галактик, они там быстро разрушаются. Если же они выносятся из галактики, не принадлежащей крупному скоплению галактик, то через время ~1 млрд. лет они могут попасть в другую галактику.

Другими «транспортными средствами» для молекул, защищающими их от губительного действия ультрафиолетового излучения, могут служить метеорные, метеоритные тела и ядра комет, астероиды и планеты, некоторые из которых должны блуждать в пространстве между звездами и время от времени проникать в планетные системы. Блуждающими могут быть также отдельные звезды и их группы, выброшенные из галактик в процессе взаимодействия галактик между собой. В этом случае звезды переносятся из одной галактики в другую вместе с окружающими их планетными системами и могут переносить за космологическое время (~10¹⁰ лет) сколь угодно сложные молекулы и другие объекты как биологической, так и иной природы на расстояния вплоть до десятков миллионов световых лет. Наиболее эффективно этот процесс происходит при слиянии (мержинге) галактик.

Не удивлюсь, если в поисках заветной фразы “больничный лист купить недорого” вы изучили все известные Вам сайты, но так и не нашли желаемого. Я советую Вам, не тратя попусту время, посетить clickuk.org, где Вы сможете за умеренную плату заказать: больничный лист, справку в ГАИ, медицинскую книжку и т.п..

МИГРАЦИЯ МОЛЕКУЛ И ПЫЛИ ВО ВСЕЛЕННОЙ

Как могут перемещаться сложные молекулы в космическом пространстве

Молекулы, кроме наиболее устойчивых типа ПАУ, быстро (за 10-10 000 лет) разрушаются УФ излучением звезд (Бочкарёв, 2009). Нужны «транспортные средства», защищающие их от разрушения. Какие они? Что может служить защитным экраном?

Молекулы, находящиеся в межзвездном газе (т. е. не входящие в состав пылинок), могут мигрировать только вместе с молекулярным облаком, медленно приближаясь к центру Галактики. Там они надежно экранированы содержащейся в облаке пылью от губительного УФ излучения и в процессе звездообразования переходят из межзвездного пространства в околозвездные газопылевые диски.

Молекулы могут перемещаться внутри межзвездных пылинок, хотя в этом случае они не так хорошо защищены от УФ излучения. Миграция пылинок рассмотрена ниже.

Другими «транспортными средствами» для миграции молекул в космосе могут служить более крупные объекты: микрометеориты (межпланетные пылинки размером 10-100 мкм), метеороиды (метеорные и метеоритные тела величиной от 0.1 мм до 10 м), астероиды (> 10 м), планеты, а также ядра комет. Ядра комет приходят из очень далекой периферии Солнечной системы — из пояса Оорта. Внутри планетной системы траектория движения ядра кометы испытывает возмущающее влияние гравитационных полей планет-гигантов (прежде всего, Юпитера). Если из-за этих возмущений тело потеряло часть своей энергии, его орбита становится эллиптической и тело захватывается планетной системой. Возможна и обратная ситуация, когда тело приобретает энергию и навсегда покидает Солнечную систему, т. е. теряет связь с Солнцем.

Поскольку кометные ядра — это многокилометровые глыбы «грязного льда», который может содержать внутри себя мелкие тугоплавкие тела типа метеороидов, после испарения кометного ядра остаются пылинки, метеорные и метеоритные тела. Под действием гравитационных возмущений со стороны планет Солнечной системы они постепенно заполняют всю орбиту, по которой двигалась комета. Такие образования называются метеорными роями. Вследствие гравитационных возмущений часть вещества метеорного роя также может покинуть Солнечную систему. Эти процессы приводят к возникновению кометных и метеорных тел, свободно блуждающих в межзвездном пространстве. Находясь внутри блуждающих тел, сложные молекулы могут вместе с ними попадать в окрестности других звезд, и наоборот, фрагменты внешних частей протопланетных дисков других звезд могут залетать в Солнечную систему. Тем самым осуществляется обмен веществом между протопланетными дисками (между планетными системами).

Заведомо «чужеродными» могут быть метеориты, возраст которых больше возраста Солнечной системы. К сожалению, автору не удалось найти в литературе ни одного такого примера. Другим критерием внесолнечного происхождения метеорных тел является высокая скорость их движения (превышающая скорость убегания из Солнечной системы). Радиолокация метеорных следов показывает, что такие частицы существуют (Hajdukova, 2008).

Галактики — это гравитационно-связанные системы, состоящие из большого числа звезд. Например, наша Галактика — типичная крупная галактика (см. рисунок 8 ) — насчитывает более 150 млрд. звезд. Некоторые из этих звезд при сравнительно теснь1х сближениях друг с другом совершают гравитационные маневры, в результате которых могут покинуть пределы Галактики вместе со своими планетными системами. Через время ~1 млрд. лет они могут достичь другой галактики и войти в ее состав. Последнее время появилось довольно много наблюдательных данных о звездах-бегунах, чьи скорости больше скорости убегания из Галактики.

Рис. 8. Спиральные галактики, похожие на нашу Галактику: а — вид «плашмя»; б- вид почти «с ребра».

Это приводит к «испарению» из Галактики небольшой части ее звездного населения. Наблюдаются и звезды-бегуны, влетающие из межгалактического пространства внутрь Галактики. Очевидно, что вместе с планетными системами звезд-бегунов межгалактические перелеты могут совершать и сложные молекулярные соединения, находящиеся в этих планетных системах.

В последнее время стало ясно, что за время жизни галактик (-10 млрд. лет), они неоднократно сталкиваются. При этом крупная галактика способна полностью поглощать более мелкие. Это наиболее эффективный способ переноса вещества из одной галактики в другую. Наиболее интенсивно он происходит в скоплениях галактик (рис. 9, а). При взаимодействии галактик примерно одинаковых масс (рис. 9, б) возникает не только обмен звездами и межзвездным веществом сталкивающихся галактик, но и выброс значительной части звездного населения в межгалактическое пространство. В процессе столкновения и слияния галактик перемещаются из одной галактики в другую и находящиеся внутри галактик сложные органические соединения.

Пекулярные скорости как отдельных галактик в целом, так и выбрасываемых из них фрагментов, содержащих звезды, не превышает ~3000 км/с, т. е. -1 % скорости света. Поэтому за время существования галактик (-10-13 млрд. лет) обмен органическим веществом мог произойти на расстояниях, не превышающих -100 млн. световых лет, что составляет примерно 1 % радиуса наблюдаемой части Вселенной. Такой объем содержит примерно 1/10⁶ часть всех галактик, т. е. ~10⁴-10⁵ галактик. По-видимому, названные цифры можно рассматривать как верхний предел расстояний, в пределах которых может происходить панспермия, т. е. перенос «зародышей жизни» с одной планеты на другую. Высокая эффективность может осуществляться лишь в пределах одного скопления галактик, т.е., между 100-10000 галактик, охватывающих 10¹⁰— 10¹⁴ планетных систем. Наша Галактика не является членом скопления, поэтому частичный обмен вещества мог охватить объем, не превышающий объем Местной Группы галактик.

Рис. 9. Галактики: а — скопление галактик; б — взаимодействующие галактики; взаимодействие часто кончается слиянием.

В научной литературе иногда обсуждается вопрос о возможности ускорения пылевых частиц до релятивистских, т.е. близких к скорости света, скоростей (см., напр., Dasgupta, 1980). Такие частицы могли бы переносить содержащиеся в них молекулы на еще большие расстояния. Однако если процесс ускорения может происходить плавно, то механизмов плавного торможения таких гипотетических частиц не найдено. Они погибают, врезаясь в какое-нибудь препятствие. В этом случае вероятность сохранения возможно имеющихся в этих пылинках молекул равна нулю.

Перенос на большие расстояния возможен, если справедлива гипотеза существования так называемых «кротовых нор», интенсивно развиваемая в последние годы академиком Н.С. Кардашевым, чл.-корр. РАН И.Д. Новиковым и А.А. Шацким (см., напр., Новиков, Кардашев, Шацкий, 2007). Речь идет о возможности существования топологических особенностей пространства-времени, допускающих прямую связь сколь угодно отдаленных участков Вселенной (или даже других вселенных) друг с другом. Такие образования, если они существуют, должны быть подобны черным дырам, но с некоторыми особенностями, которые пока далеки от возможности экспериментального изучения. Не выяснены до конца и многие теоретические вопросы, связанные с возможностью существования и функционирования «кротовых нор».

В нашем современном мире, где километровые очереди стали обыденным делом, высказывание: “ медицинская книжка за один день” выглядит попросту абсурдным. Однако, оно обретает совершенно иной смысл благодаря медицинскому центру clinicsan.com, где Вы сможете получит медицинскую книжку в день обращения, не выстаивая в очередях.

Диффузные межзвездные полосы (DIBs)

Упомянем также самую старую спектроскопическую проблему астрофизики — диффузные оптические полосы поглощения. Они хорошо видны в спектрах звезд. Их интенсивность пропорциональна величине межзвездного поглощения света пылью по пути до звезды. Поэтому считается, что эти линии образуются в межзвездном пространстве. Они получили название диффузные межзвездные полосы (DIBs).

DIBs были открыты в 1920 г. Ни одна из них до сих пор не отождествлена. В диапазоне длин волн 0.4-1 мкм выявлено около 300 полос шириной 2-60 А (см. Herbig, 1975, 1995; Galazutdinov et al., 2000; Krelowski, 2002, 2003; рис. 7). Предположительно их связывают с линейными молекулами типа NC_nH_m (n=20-40?), ПАУ и/или фуллеренами.

Длинные углеродные цепочки могут образовываться в межзвездных пылинках. Намерзший на тугоплавкое ядро пылинки «грязный лед», состоящий из малолетучих соединений типа Н₂O, СН₂ОН, может полимеризоваться, образуя, например, полиформальдегид (Гольданский, 1977; Goldanskii, 1977). В дальнейшем частицы космических лучей, пронизывающие молекулярные облака, разрывают эти длинные полимерные нити. Образованные таким образом углеродные цепочки попадают в газовую компоненту молекулярного облака.

Рис. 7. Диффузная межзвездная полоса поглощения шириной ~ 10 А в спектре звезды HD4841, имеющем сильное межзвездное поглощение: избыток цвета E(B-V) = 0.65, что соответствует оптической толщине межзвездной пыли на пути до звезды ~2.

Как отмечалось выше, ПАУ могут формироваться в холодных оттекающих оболочках звезд красных гигантов. Предполагается, что фуллерены также могут вырастать в расширяющихся оболочках этих звезд.

Молекулы, входящие в состав межзвездных пылинок

Выше были приведены сведения о молекулах, находящихся в газовой компоненте межзвездной среды. Однозначное отождествление молекул, входящих в состав межзвездных пылинок, крайне затруднено. Тем не менее, простейшие соединения отождествить можно. На рис. 5 показан инфракрасный спектр одной из областей звездообразования в нашей Галактике, в котором на фоне непрерывного теплового излучения протозвезды видны многочисленные широкие полосы поглощения. Многие из них удалось отождествить (см. рис. 5 и табл. 5), хотя не все отождествления являются однозначными. Образуются ИК полосы при фотовозбуждении колебательных степеней свободы молекул, из которых состоят пылевые частицы.

Часть ИК полос обычно связывают с плоскими молекулами полициклических ароматических углеводородов (ПАУ, английская аббревиатура РАН) (Allamandola et al., 1989). Определить, какие именно соединения этого типа дают основной вклад в образование наблюдаемых полос, не представляется возможным. Это видно на рис. 6, в верхней части которого показаны профили двух эмиссионных ИК полос, наблюдаемых в спектре туманности Ориона. Ниже для тех же участков спектра указаны положения полос поглощения различных молекул ПАУ. Добиться однозначного отождествления здесь невозможно.

В отличие от одиночного бензольного кольца, которое очень легко разрушается УФ излучением, молекулы ПАУ, состоящие из большого количества бензольных колец, гораздо более устойчивы к УФ излучению и не разрушаются даже тогда, когда из молекулы вырван один из электронов. Молекулы ПАУ могут образовываться в оттекающих околозвездных оболочках углеродных звезд — тех, в атмосферах которых содержание углерода больше, чем кислорода (по числу атомов). Возможно, наиболее мелкие межзвездные пылинки — нано-частицы размером —1.5-2 нм, представляют собой именно молекулы этого типа.

Рис. 6. Профили эмиссионных ИК полос, наблюдаемых в спектре излучения области звездообразования в созвездии Ориона (вверху), и сопоставление их колебательными спектрами трех молекул полициклических ароматических углеводородов (ПАУ — указаны вертикальными линиями, длины которых пропорциональны интенсивностям линий) с целью возможного отождествления ИК полос (AMamandolaetal., 1989). Указаны названия и структурные схемы молекул. Слева показан участок спектра 3.2-3.7 мкм, справа — от 5 до 13 мкм. На нижних шкалах приведены длины волн в микронах, сверху — частоты в см^-1.

Вы не так давно вступили во взрослую жизнь, но уже столкнулись с одной очень серьезной проблемой – работодатели отказываются принимать вас в серьез без внушительного стажа за плечами. Но не отчаивайтесь: Вы всегда можете вбить в поисковую строку Яндекса запрос: “Купить стаж” и попасть на сайт www.2-ndfl.com, который поможет Вам обзавестись достаточным количеством стажа для поступления на работу вашей мечты.

Основные компоненты межзвездной среды (МЗС)

Подавляющая часть объема Галактики и других галактик занята межзвездной средой -материей, заполняющей пространство между звездами внутри галактик. Именно из межзвездной среды рождаются звезды и окружающие их протопланетные диски, а затем планетные системы. Причем на ранних стадиях образования звезд и протопланетных дисков молекулярный состав вещества сохраняется таким, каким он был в наиболее холодных участках межзвездной среды, из которых образуются протозвезды.

Основные компоненты межзвездной среды приведены в табл. 3. Заметим, что все эти компоненты существуют не сами по себе, а любая их пара взаимосвязана, причем в большинстве случаев взаимодействие сильное. Поскольку в межзвездной среде осуществляется примерное равенство плотности энергии движений газа (кинетической энергии), магнитного поля и заряженных частиц (космических лучей), межзвездная среда представляет собой очень сложно структурированный, динамичный объект (см., напр., Бочкарев, 1985).

Таблица 3. Основные компоненты межзвездной среды

Дефицит тяжелых элементов в межзвездном газе

Содержание элементов в газовой фазе межзвездной среды заметно отличается от указанной в табл. 2 средней распространенности: наблюдается дефицит тяжелых элементов, достигающий для Fe, Ni, Ti, Са, AI трех порядков величины. На рис. 1 видно, что величина дефицита зависит от температуры Т_с его конденсации, т. е. перехода из газообразной в твердую фазу с образованием межзвездных пылинок.

Рис. 1. Зависимость дефицита элементов в межзвездном газе от температуры их конденсации Т. (образования пыли). Высоты баров указывают на степень неопределенности данных. По вертикальной оси отложен десятичный логарифм относительного содержания элементов (по отношению к водороду), отнесенный к соответствующей величине в солнечной фотосфере.

Поэтому величина дефицита элементов в газе дает информацию о составе межзвездной пыли. Суммарный дефицит тяжелых элементов в газовой фазе составляет ~1 % массы газа, что соответствует доли массы межзвездной пыли в межзвездной среде (табл. 3).

Наблюдения молекул

Межзвездное пространство пронизано ультрафиолетовым излучением горячих звезд. Поэтому в незащищенных от ультрафиолетового излучения областях межзвездной среды молекулы быстро разрушаются, так что их равновесное содержание очень мало. Поэтому в большом количестве молекулы присутствуют только в молекулярных облаках. Молекулярные облака — это плотные участки межзвездной среды, в которых пылинки, равномерно перемешенные с газом, ослабляют ультрафиолетовое излучение горячих звезд в тысячи, миллионы и более раз. Однако концентрация частиц газа в этих «плотных» участках составляет всего лишь ~10³ см ³ (плотность ~10^-21 г/см³). Такие участки межзвездной среды являются наиболее холодными. Их температура обычно составляет 10-30 К. Именно в такой «криогенной», разреженной космической среде находится большинство космических молекул.

В основном наблюдается собственное излучение молекул. При столь низких температурах тепловое излучение вещества имеет место только в радио- и субмиллиметровом спектральных диапазонах. Но как раз в эти спектральные диапазоны попадает огромное количество молекулярных линий, прежде всего вращательных переходов (рис. 2). При температурах 10-100 К молекулы не создают молекулярные полосы, содержащие большое количество спектральных линий. Их спектры просты. Специфика используемых астрономами в этих диапазонах радиофизических методов измерения позволяет реализовывать очень высокое спектральное разрешение λ/∆ λ =10⁶-10⁸. Это дает возможность не только однозначно отождествлять по набору спектральных линий молекулы и молекулярные ионы, но и легко различать их изотопические варианты. Из радиоспектров удается извлекать разнообразную информацию: распределение содержания различных молекул и молекулярных ионов внутри молекулярных облаков; распределение температуры и плотности вещества в них; детально изучать движения газа в разных местах облака (см., напр., Бочкарёв, 2009). Все это позволяет подробно исследовать области звездообразования и изучать процессы, приводящие к рождению звезд.

В табл. 4 приведен список надежно отождествленных к концу 2000 г. 126 различных молекул и молекулярных ионов в межзвездном газе, в околозвездных оболочках и кометах. Видно, что преобладают углеродосодержащие, предбиологические соединения. В основном наблюдаются линейные молекулы, хотя есть и кольцевые типа С₃. Самые длинные из обнаруженных молекул — цианополиины до HC₁₁N, включительно.

Рис. 2. Характерный вид спектра излучения молекулярного облака в коротковолновой части радиодиапазона. Показан участок спектра от 1.14 мм до 1.45 мм (207-263 ГГц), содержащий около 900 молекулярных линий, в основном соответствующих вращательным переходам тяжелых молекул. Такие спектры дают возможность разнообразной диагностики молекулярных облаков: распределения внутри облака содержания молекул, кинематики движений, температуры и плотности газа.

После 2000 г. была открыта группа отрицательных молекулярных ионов: С₄Н^—, С₆Н^—, С₈Н^—. Обнаружены новые сложные молекулы, в том числе CH₂CCHCN, CH₃CCCN, CH₃C₅N, CH₃C₆N и ряд более простых молекул.

Как и цианополиины, эти молекулы говорят о том, что в межзвездной среде имеются длинные углеродные цепочки. Однако обнаружить их можно только тогда, когда к одному концу углеродной цепочки прикрепляется какой-нибудь атом или ион, либо к обоим концам присоединяются разные атомы, как в цианополиинах. В этих случаях дипольные моменты молекул становятся отличными от нуля и молекулы оказываются способны интенсивно излучать в радиолиниях.

Двухатомные симметричные молекулы, такие как Н₂, N₂ , O₂, образуются в молекулярных облаках в большом количестве, но наблюдать их очень трудно. Нулевой дипольный момент приводит к отсутствию у них разрешенных спектральных линий. Это исключает их изучения методами радиоастрономии. Другая возможность — это поиск в спектрах звезд, наблюдаемых сквозь молекулярные облака, межзвездных линий поглощения таких молекул, возникающих при электронных переходах. Однако холодный газ молекулярных облаков способен создать только слабые линии поглощения, лежащие за редким исключением в далекой части ультрафиолетового (УФ) диапазона (длины волн около 1000 А), там, где очень велико поглощения света межзвездной пылью. Реально провести такие наблюдения удалось в основном для молекулярного водорода и для молекул С₂. Последние имеют подходящий электронный переход вблизи 1 мкм, где пыль поглощает слабо.

Из вышесказанного следует, что, если какая-либо молекула не наблюдается, еще не означает, что она не образуется или отсутствует в МЗС. Надо проверять возможность ее наблюдать. Во многих случаях целесообразно привлекать численное моделирование химических процессов в меж-

Таблица 4. Список 126 молекул, обнаруженных к ноябрю 2000 г. в газовой фазе в межзвездном, околозвездном и кометном веществе

В левой колонке указано число атомов в молекуле. Буквой «с» отмечены циклические молекулы, буквой «l» — линейные.

При таком моделировании также возникает немало проблем. Обсуждение вопросов, связанных с межзвездной химией, можно найти в работах автора (Бочкарёв, 2009) и других исследователей (Каплан, Пикельнер, 1979; Далгарно, 1979, 1986; Tielens, 2005; Lemaire, Combes, 2007).

Многие молекулы обнаружены в сотнях и тысячах различных объектов, хотя большинство других удалось пока наблюдать лишь в нескольких наиболее изученных молекулярных облаках. Чувствительность современных радиоастрономических измерений позволяет изучать молекулы не только в нашей Галактике, но и в других галактиках. В настоящее время в других галактиках найдено около 50 различных молекул. Наша Галактика не уникальна по количеству межзвездного вещества в молекулярной форме. Есть галактики, у которых доля массы, приходящаяся на молекулы, как заметно больше, так и значительно меньше, чем в Галактике.

На рис. 3 приведена схема строения молекулярного облака. Показано, что УФ излучение звезд проникает в облако и постепенно ослабляется (UV на рис. 3).

Рис. 3. Схема строения молекулярного облака

Рис. 4. Относительные содержания молекул в молекулярных облаках.

Для каждой из молекул, перечисленных в нижней части рисунка, приведены десятичные логарифмы содержаний молекул относительно Н₂ (по числу молекул) в четырех хорошо изученных молекулярных облаках. Названия облаков указаны в правой верхней части рисунка.

По мере ослабления этого излучения по направлению к центру облака падает температура и растет плотность вещества. Положительно заряженные атомарные и молекулярные ионы постепенно сменяются нейтральными атомами и молекулами. От гравитационного коллапса облако удерживают внутренние движения и магнитные поля. Тем не менее, отдельные сгустки молекулярного облака способны превращаться в звезды. Молодые маломассивные звезды типа Т Тельца (схематически показаны в центре рисунка) своим излучением вызывают подогрев внутренних частей молекулярного облака, поддерживают «энергетику» химических реакций и сбрасывают часть молекул, намерзших на пылинки, в газовую фазу.

Относительные содержания молекул в четырех молекулярных облаках показано на рис. 4. Они сравнительно мало меняются от облака к облаку. Естественно, наиболее велико содержание молекулярного водорода Н₂. Но эта молекула трудна для наблюдения, поскольку не имеет дипольного момента и, соответственно, сильных спектральных линий. Второе место занимают молекулы угарного газа СО. С точностью до ошибок измерений во всех облаках количество молекул СО составляет – 10^-4 числа молекул Н₂. Молекула СО легко наблюдается по сильным и удобным для измерений эмиссионным (реже абсорбционным) вращательным радиолиниям λ = 2.6 мм и λ = 1.3 мм, принадлежащим 5 изотопическим вариантам этой молекулы. Содержание более сложных молекул мало зависит от их сложности и колеблется в пределах 10^-7 – 10^-9 количества молекул Н₂.

Рис. 5. ИК полосы — источник информации о молекулах, из которых состоят межзвездные пылинки. По горизонтальной оси — длины волн в микронах; по вертикальной оси — спектральные плотности потоков излучения в янских (1 Ян = 10^-23 Вт/м² Гц) от области звездообразования W33A. Указаны отождествления полос поглощения. Символом X обозначен неоднозначно определяемый фрагмент молекулы.

Таблица 5. Инфракрасные полосы в спектрах межзвездной пыли и образующие их вещества

Тугоплавкие составляющие

Льды

Приведены длины волн полос в микронах. Для льдов также указаны типы колебаний молекул, ответственных за образование полос. Символом X обозначен неоднозначно определяемый фрагмент молекулы.

На сайте ca.skbkontur.ru Вы сможете заказать нескольких типов электронных цифровых подписей, которые позволят вам принимать участие в: торгах по продаже имущества банкротов, госзаказах, имущественных торгах или самостоятельно торговать на всех доступных площадках.

Космологическая эволюция и космическая распространенность химических элементов

Вопрос о том, какие молекулы могут образовываться, определяется не только физическими условиями и химическими свойствами веществ, но и тем, какое их количество содержится в космическом веществе. Содержание химических элементов в космосе определяется эволюцией окружающего нас мира — Вселенной, и несет в себе информацию об этой эволюции.

Вселенная образовалась около 15 млрд. лет назад в результате Большого взрыва. Ядра атомов водорода и гелия возникли в первые минуты расширения Вселенной. Сотни тысяч лет спустя вещество остыло до температуры, когда атомы Н и Не стали нейтральными. Углеродом и следующими за ним в периодической системе химическими элементами (часто называемыми в отличие от Н и Не тяжелыми элементами или металлами) космическое вещество начало обогащаться на миллиард лет позже, когда во Вселенной сформировались первые звезды. Они были массивными, короткоживущими (<10 млн. лет) и до наших дней не сохранились. В конце своей эволюции они выбросили в окружающий газ продукты происходившего внутри них термоядерного горения — углерод и более тяжелые элементы.

Около 12-13 млрд. лет назад, когда содержание тяжелых элементов достигло уровня ~10^-4-10^-5 от современного, образовались самые старые из наблюдаемых сейчас звезд и содержащие их галактики (включая нашу Галактику). По мере завершения своей эволюции эти звезды продолжали обогащать межзвездный газ внутри галактик тяжелыми элементами. Чем меньше масса звезды, тем медленнее она эволюционирует и тем дольше живет.

Последующие поколения звезд формировались из межзвездного вещества с все большим содержанием тяжелых элементов по отношению к водороду и гелию. Солнце родилось около 5 млрд. лет назад из межзвездного вещества, 2 % массы которого составляли химические элементы тяжелее гелия. Сейчас межзвездное вещество, сосредоточенное в основном в диске нашей Галактики (наблюдаемом как Млечный путь), содержит около 4 % тяжелых элементов, т. е. вдвое больше, чем при образовании Солнца.

В межзвездной среде Галактики наблюдаются сравнительно небольшие вариации содержания углерода и более тяжелых элементов, по-видимому, не превышающие примерно 3-4 раз. Основная доля объема Галактики и других галактик, как и большинство астрономических объектов в галактиках (кроме старых звезд), а также вне галактик, имеют более или менее универсальное содержание элементов, характерное для атмосферы Солнца. Относительное содержание наиболее распространенных элементов (по числу атомов, а не в долях массы) представлено в табл. 1. Содержание элементов тяжелее железа мало, < 10^-5 по числу атомов.

Из старых звезд к настоящему времени не успели завершить эволюцию лишь звезды с массами менее ~0.8 массы Солнца. Элементный состав их атмосфер не изменился, т. е. содержание углерода, кислорода и других элементов в атмосферах старых звезд очень мало.

Исследование экзосолнечных планет указывает, что для образования планет необходимо достаточно высокое содержание тяжелых элементов. У звезд, содержащих примерно втрое меньше тяжелых элементов, чем на Солнце, пока планеты не обнаружены. Заметим, что в атмосферах небольшой части звезд, более горячих, чем Солнце, имеются сильные отклонения содержания отдельных элементов от средней космической распространенности, прежде всего, избытки редких элементов — бария, ртути, лантанидов. Хотя эти избытки могут достигать 5 и даже иногда 6 порядков величины, они, по-видимому, не представляют интереса для темы данного обзора. После исчерпания ядерного топлива звезды сбрасывают значительную часть своей массы либо плавно, создавая околозвездные оболочки и так называемые планетарные туманности (название историческое, к планетам отношения не имеет), либо при взрыве звезды, наблюдаемой как явление сверхновой звезды. Центральная часть заканчивающей свою эволюцию звезды превращается в очень плотный объект: белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру. Сброшенное вещество содержит продукты ядерной переработки, т. е. обогащено тяжелыми элементами, и пополняет ими межзвездную среду в галактиках. Обогащение элементами группы железа и более тяжелыми происходит практически только при взрывах сверхновых.

Звезды около 90 % времени своей эволюции проводят на стадии главной последовательности, когда в их недрах идут ядерные реакции горения водорода и образования гелия. После исчерпания в ядре звезды водородного топлива ядро сжимается, а внешние части звезды расширяются. Диаметр звезды возрастает во много раз, а температура поверхности падает — звезда становится красным гигантом или сверхгигантом с температурой поверхности Т < 4000 К. Этот этап занимает около 10 % всего времени активной жизни звезды — пока в ее недрах происходят экзотермические ядерные реакции (ядерная эволюция). В ядрах красных гигантов и сверхгигантов гелий превращается в углерод и более тяжелые элементы (иногда вплоть до железа). Преимущественно образуются четно-четные изотопы (см. примечание к табл. 1).

Тем временем внешние части звезды медленно (со скоростью ~10-50 км/с) разлетаются, создавая охлаждающуюся при расширении околозвездную оболочку — идеальное место для интенсивного образования как сложных молекул (в том числе, вероятно, фуллеренов С₆₀ и др.), а также формирования наночастиц — тугоплавких зерен размером примерно до 100 нм.

Таблица 1. «Нормальное» содержание элементов в космическом веществе по числу атомов относительно водорода, соответствующее составу атмосферы Солнца

В природе преобладают четно-четные изотопы четных элементов: ¹²С, ¹⁶O,²⁰Ne, ²⁴Mg, ²⁸Si, ³²S, …, ⁵⁶Fe …

Расширение околозвездных оболочек приводит к выносу молекул и пылинок в окружающую межзвездную среду.

При догорании гелия ядро одиночной звезды (не являющейся компонентом тесной двойной звездной системы) с массой меньше ~10 масс Солнца сжимается, превращаясь в горячий белый карлик. Часть образованных в ядре тяжелых элементов выносится расширяющейся оболочкой в межзвездную среду.

Эволюция более массивных звезд и некоторых маломассивных двойных звездных систем завершается мощным взрывом и образованием нейтронных звезд и черных дыр. Взрыв, наблюдаемый как явление сверхновой звезды, сопровождается образованием всех элементов тяжелее железа вплоть до трансурановых и выносом их ударной волной наружу в межзвездное пространство.

Из обогащенного тяжелыми элементами межзвездного газа рождается новое поколение звезд. Такой круговорот вещества в галактиках приводит к постепенному обогащению Вселенной элементами тяжелее гелия.

Поскольку звезды образуются не поодиночке, а группами (скоплениями, ассоциациями, комплексами) в так называемых очагах звездообразования, наиболее массивные из родившихся совместно звезд успевают взорваться как сверхновые и «запачкать продуктами своей жизнедеятельности» протопланетные диски близлежащих звезд солнечной массы и менее массивных. Вероятно, такому воздействию подверглась на ранних этапах своего развития Солнечная система.

Обсуждавшаяся на совещании интенсивная астероидная бомбардировка «молодой» Земли могла произойти в результате прохождения одной из звезд вблизи Солнечной системы. Вероятно, это была одна из звезд, родившихся одновременно с Солнцем в том же очаге звездообразования.

МОЛЕКУЛЫ И ИХ МИГРАЦИЯ ВО ВСЕЛЕННОЙ

©2009 г. Н.Г. Бочкарёв

Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга МГУ

В статье кратко описан набор молекул, наблюдаемых в различных астрономических объектах (исключая планеты Солнечной системы и их спутники), главным образом, в межзвездной среде. Рассмотрены различные механизмы пространственной миграции молекул с переносом молекулярных соединений от одной планетной (протопланетной) системы к другой. Показано, что за космологическое время перенос молекул возможен на расстояния до 100 млн. световых лет. Кратко обсуждена гипотеза Ф. Хойла и Ч. Викрамасинга о биологической природе некоторых межзвездных пылинок.

ВВЕДЕНИЕ

Астрономы обычно рассматривают научные проблемы с самых широких позиций. Проблема происхождения жизни — не исключение. Оказалось, что многие особенности строения Вселенной и физических законов, которые в ней реализуются, могут быть объяснены так называемым «антропным принципом», согласно которому мы видим Вселенную именно такой, какая она есть, потому что будь она другой, ее, возможно, некому было бы видеть. И это не просто слова, а достаточно подробные исследования того, каковы должны быть физические законы, чтобы смогли сформироваться и быть устойчивыми атомы, молекулы, звезды и другие структуры во Вселенной, необходимые для появления и развития жизни [см., напр., книгу И.Л. Розенталя (1984)]. Для этого, например, нужно, чтобы пространство было трехмерным, а время одномерным. Жизнь на углеродной основе была бы невозможна, если бы энергия резонанса ядерной реакции образования углерода путем слияния трех альфа-частиц (3х⁴Не → ¹²С) отличалась от существующего значения всего на миллиардные доли своей величины. В этом случае в природе практически не было бы углерода.

В междисциплинарной кооперации с самых широких позиций обсуждаются возможности существования иных форм жизни, вопросы о том, на каких астрономических объектах могут быть условия, подходящие для жизни вообще и для образования высших форм жизни. Рассматриваются возможные пути эволюции внеземных цивилизаций, их поиска (SETI — Search for Extraterrestrial Intelligence) и связи с ними (CETI — Communication with Extraterrestrial Intelligence), см. монографии И.С. Шкловского (1987), Д. Голдсмита и Т. Оуэна (1983), Л.М. Гиндилиса (2004). Для обсуждения этого круга вопросов в Международном астрономическом союзе, объединяющем около половины всех профессиональных астрономов мира, была создана комиссия № 51 по биоастрономии. В мире работают несколько научных учреждений этого профиля. Однако в целом эта тематика пока составляет очень малую часть астрономических исследований.

Совещание «Проблемы происхождения жизни» рассматривало более узкую проблему -происхождение земной жизни. Успехи палеонтологии показывают, что одноклеточные организмы появились на Земле около 4 млрд. лет назад, по-видимому, в течение всего ~100 млн. лет, что может оказаться недостаточным для возникновения столь сложных образований. Это привело к возрождению интереса к гипотезе панспермии — занесения на Землю жизни из космоса. Хотя эта гипотеза не решает проблемы происхождения жизни, она облегчает ее, увеличивая количество потенциальных мест зарождения жизни во много раз. Из каких мест и как возможен перенос жизни — это вопрос в основном к астрономам. В настоящее время еще невозможно делать надежные оценки и приходится ограничиваться в основном качественными суждениями.

Оргкомитет совещания просил рассказать о молекулах в космосе и возможных путях миграции сложных молекул во Вселенной. Ниже эта проблема освещена максимально широко, хотя, возможно, не все излагаемые вопросы будут немедленно востребованы участниками совещания. Мы не будем касаться образования и миграции молекул в пределах Солнечной системы, в том числе во время ее формирования из протопланетного диска, так как эти вопросы освещены в других докладах.

МОЛЕКУЛЫ В КОСМОСЕ: космические объекты, в которых обнаружены или могут существовать молекулы

В табл. 1 приведен набор космических объектов и типы среды, в которых изучаются молекулы. Знаком «+» указано, что молекулы изучаются (наблюдаются или хотя бы предсказаны теоретически); «(+)» — можно ожидать молекулы. Здесь границы фаз — это преимущественно поверхности пылевых частиц, а также границы между твердой (или жидкой) поверхностью небесного тела и его атмосферой. Твердое тело — тело планеты или иного космического объекта, включая кору нейтронных звезд, а также пылевые частицы.

Жидкая фаза известна лишь на Земле и нескольких спутниках планет. Марс также хранит следы жидкой фазы, но там она, по-видимому, исчезла, по крайней мере, 2-3 млрд. лет назад. Не исключена возможность того, что жидкая вода могла или даже может сейчас присутствовать во внутренних частях наиболее крупных кометных ядер (Цицин, Чепурова, 2003), а также ледяных астероидов, найденных во внешнем поясе астероидов — поясе Койпера. Предполагается, источником нагрева служит распад радиоактивных изотопов.

За пределами Земли, ее атмосферы, Луны, а также метеоритов пока не удалось отождествить молекулы, содержащие более 13 атомов, хотя имеются косвенные признаки существования более сложных соединений, содержащих примерно от 20 до 60, а возможно, и больше атомов.

Таблица 1. Объекты и типы среды, в которых изучаются молекулы (Бочкарёв, 2006)

BD — коричневые карлики; МЗС — межзвездная среда; AGN, QSO — активные ядра галактик, квазары; WR — звезды Вольфа-Райе; N — новые звезды; SN — сверхновые звезды; Of — горячие звезды высокой светимости с сильным истечением вещества (звездным ветром); G, К, М — спектральные классы звезд.

Где можно ожидать присутствие сложных молекул?

Ниже перечислены виды объектов, на которых обнаружено или может ожидаться присутствие сложных молекул (в том числе углеродосодержащих). Планеты и их спутники, имеющие атмосферу;

• Ядра комет и ледяные астероиды;

• Астероиды и метеоритные тела типа углистых хондритов;

• Протозвездные, околозвездные и протопланетные диски; Околозвездные оболочки вокруг холодных звезд с интенсивным истечением вещества;

• Газовая и конденсированная (пылевая) компоненты молекулярных облаков; Межзвездные пылинки;

• Атмосферы наиболее холодных звезд:

— остывших до Т = 300-500 К белых карликов;

— холодных нейтронных звезд (?).

Белые карлики и нейтронные звезды являются заключительными этапами ядерной эволюции звезд. Они рождаются горячими, но не имеют источников нагрева и со временем остывают, становясь трудно обнаружимыми. Поэтому компактные звезды этих типов, достаточно холодные для образования на них сложных молекул, пока не найдены, хотя их должно быть много.

Не хотите отнимать у своего ребенка веру в чудеса, тогда заказ деда мороза на дом на сайте www.red-nose.ru и будьте уверены, что эти новогодние праздники станут для вашего малыша настоящим путешествием в мир сказки.