Formación de núcleos atómicos. Evolución de las estrellas, origen de los elementos químicos y evolución química planetaria Cómo se formaron los elementos químicos en el universo

Origen de los elementos químicos en el universo.

Creación de elementos químicos en la Tierra.

Todo el mundo sabe tabla periódica de elementos químicos - mesa Mendeleev . Hay bastantes elementos allí y los físicos trabajan continuamente para crear cada vez más transuranio pesado. elementos . Hay muchas cosas interesantes en física nuclear relacionadas con la estabilidad de estos núcleos. Hay todo tipo de islas de estabilidad y la gente que trabaja en los aceleradores correspondientes está intentando crear químico elementos con números atómicos muy altos. Pero todos estos elementos No viven mucho tiempo. Es decir, puedes crear varios núcleos de este elemento , ten tiempo para investigar algo, demostrar que realmente lo sintetizaste y descubriste esto elemento . Obtenga el derecho de darle un nombre, tal vez obtenga un Premio Nobel. Pero en la naturaleza de estos elementos químicos Parece que no, pero en realidad pueden surgir en algunos procesos. Pero se desintegran en cantidades absolutamente insignificantes y en poco tiempo. Por lo tanto, en Universo , básicamente vemos elementos empezando por el uranio y el encendedor.

Evolución del universo

Pero Universo el nuestro está evolucionando. Y, en general, tan pronto como se te ocurre la idea de algún tipo de cambio global, inevitablemente se te ocurre la idea de que todo lo que ves a tu alrededor, en un sentido u otro, se vuelve perecedero. Y si, en el sentido de las personas, los animales y las cosas, de alguna manera hemos llegado a un acuerdo con esto, entonces dar el siguiente paso a veces parece extraño. Por ejemplo, ¿el agua es siempre agua o el hierro siempre es hierro? La respuesta es no, porque evoluciona. Universo en general y hubo una vez, naturalmente, que no existía la tierra, por ejemplo, la tierra y todos sus componentes estaban dispersos a lo largo de alguna nebulosa a partir de la cual se formó el sistema solar. Hay que retroceder aún más y resulta que había una vez no solo Mendeleev y su tabla periódica, sino que no había elementos incluidos en ella. Desde nuestro Universo Nació, pasando por un estado muy caliente, muy denso. Y cuando hace calor y es denso, todas las estructuras complejas quedan destruidas. Y así, en la historia muy temprana Universo no había sustancias estables ni siquiera partículas elementales que nos sean familiares.

Origen de los elementos químicos ligeros en el Universo.

Formación del elemento químico hidrógeno.

Como El universo se estaba expandiendo , se enfrió y se volvió menos denso, aparecieron algunas partículas. En términos generales, podemos asignar energía a cada masa de partícula usando la fórmula E=mc 2 . Para cada energía podemos asociar una temperatura y cuando la temperatura cae por debajo de esta energía crítica, la partícula puede estabilizarse y existir.
Respectivamente El universo se esta expandiendo , se enfría y aparece naturalmente primero en la tabla periódica hidrógeno . Porque es solo un protón. Es decir, aparecieron los protones, y podemos decir que hidrógeno . En este sentido Universo en 100% Se compone de hidrógeno, más materia oscura, más energía oscura y mucha radiación. Pero de la materia ordinaria sólo existe hidrógeno . Aparecer protones , comienza a aparecer neutrones . Neutrones un poco mas pesado protones y esto lleva al hecho de que neutrones aparece un poco menos. Para que queden en la cabeza algunos factores temporales, estamos hablando de las primeras fracciones de segundo de la vida. Universo .

"Primeros tres minutos"
Apareció protones Y neutrones , parece estar caliente y apretado. Y con protón Y neutrón Pueden comenzar reacciones termonucleares, como en las profundidades de las estrellas. Pero, de hecho, todavía hace demasiado calor y es demasiado denso. Por lo tanto, es necesario esperar un poco y en algún lugar desde los primeros segundos de vida. Universo hasta los primeros minutos. Hay un libro famoso de Weinberg llamado "Primeros tres minutos" y está dedicado a esta etapa de la vida Universo .

Origen del elemento químico helio.

En los primeros minutos comienzan a ocurrir reacciones termonucleares, porque todos Universo similar al interior de una estrella y pueden ocurrir reacciones termonucleares. comenzar a formarse isótopos de hidrógeno – deuterio y correspondientemente tritio . Comienzan a formarse otros más pesados. elementos químicos – helio . Pero es difícil avanzar más, porque los núcleos estables con el número de partículas 5 Y 8 No. Y resulta ser un enchufe muy complicado.
Imagina que tienes una habitación llena de piezas de Lego y necesitas correr y montar estructuras. Pero los detalles se dispersan o la habitación se expande, es decir, de alguna manera todo se mueve. Te cuesta juntar piezas y además, por ejemplo, juntas dos y luego juntas dos más. Pero es imposible meter el quinto. Y por eso, en estos primeros minutos de vida Universo , básicamente, sólo logra formar helio , un poco litio , un poco deuterio restos. Simplemente se quema en estas reacciones, se convierte en lo mismo. helio .
Así que básicamente Universo resulta consistir en hidrógeno Y helio , tras los primeros minutos de su vida. Además de una cantidad muy pequeña de elementos un poco más pesados. Y, por así decirlo, aquí terminó la etapa inicial de formación de la tabla periódica. Y hay una pausa hasta que aparecen las primeras estrellas. Las estrellas vuelven a resultar calientes y densas. Se están creando las condiciones para la continuación. fusión termonuclear . Y las estrellas pasan la mayor parte de sus vidas dedicadas a la síntesis. helio de hidrógeno . Es decir, sigue siendo un juego con los dos primeros elementos. Por tanto, debido a la existencia de estrellas, hidrógeno se está haciendo más pequeño helio Haciéndose grande. Pero es importante comprender que, en su mayor parte, la sustancia en Universo no está en las estrellas. Materia mayoritariamente ordinaria esparcida por todas partes. Universo en nubes de gas caliente, en cúmulos de galaxias, en filamentos entre cúmulos. Y es posible que este gas nunca se convierta en estrellas, es decir, en este sentido, Universo seguirá consistiendo principalmente en hidrógeno Y helio . Si hablamos de una sustancia ordinaria, pero en este contexto, a nivel porcentual, la cantidad de elementos químicos ligeros disminuye y la cantidad de elementos pesados ​​aumenta.

Nucleosíntesis estelar

Y así después de la era inicial nucleosíntesis , se acerca la era del estrellato nucleosíntesis , que continúa hasta el día de hoy. En la estrella, en el principio. hidrógeno se convierte en helio . Si las condiciones lo permiten, y las condiciones son temperatura y densidad, entonces se producirán las siguientes reacciones. Cuanto más avanzamos en la tabla periódica, más difícil es iniciar estas reacciones y se necesitan condiciones más extremas. Las condiciones se crean en una estrella por sí mismas. La estrella se presiona a sí misma, su energía gravitacional se equilibra con su energía interna asociada a la presión del gas y al estudio. En consecuencia, cuanto más pesada es la estrella, más se comprime y recibe mayor temperatura y densidad en el centro. Y ahí pueden ir los siguientes reacciones atómicas .

Evolución química de estrellas y galaxias.

Al sol después de la síntesis. helio , la siguiente reacción comenzará y se formará carbón Y oxígeno . Las reacciones no irán a más y el Sol se convertirá en oxígeno-carbono enano blanco . Pero al mismo tiempo, las capas exteriores del Sol, ya enriquecidas por la reacción de fusión, se desprenderán. El sol se convertirá en una nebulosa planetaria y las capas exteriores se separarán. Y en su mayor parte, la materia eyectada, después de mezclarse con la materia del medio interestelar, puede pasar a formar parte de la próxima generación de estrellas. Entonces las estrellas tienen este tipo de evolución. Hay evolución química. galaxias , cada estrella posterior que se forma contiene, en promedio, cada vez más elementos pesados. Por lo tanto, las primeras estrellas que se formaron a partir de pura hidrógeno Y helio , ellos, por ejemplo, no podrían tener planetas rocosos. Porque no había nada con qué hacerlos. Fue necesario para que transcurriera el ciclo evolutivo de las primeras estrellas, y lo importante aquí es que las estrellas masivas evolucionan más rápido.

El origen de los elementos químicos pesados ​​en el Universo.

Origen del elemento químico hierro.

El sol y su vida total es casi 12 mil millones años. Y las estrellas masivas viven varias veces. millones años. Provocan reacciones glándula , y al final de su vida explotan. Durante una explosión, excepto el núcleo más interno, toda la materia se expulsa y por lo tanto se expulsa una gran cantidad, de forma natural, y hidrógeno , que permaneció sin procesar en las capas exteriores. Pero es importante que se deseche una gran cantidad. oxígeno , silicio , magnesio , eso ya es suficiente elementos químicos pesados , un poco lejos de alcanzar glándula y los relacionados con él, níquel Y cobalto . Elementos muy destacados. Quizás recuerdo esta foto de mi época escolar: número elemento químico y la liberación de energía durante las reacciones de fusión o descomposición, y allí se obtiene ese máximo. Y hierro, níquel, cobalto están en lo más alto. Esto significa que la decadencia elementos químicos pesados rentable hasta glándula , la síntesis de los pulmones también es beneficiosa para el hierro. Es necesario gastar más energía. En consecuencia, nos movemos del lado del hidrógeno, del lado de los elementos ligeros, y la reacción de fusión termonuclear en las estrellas puede alcanzar el hierro. Deben venir con la liberación de energía.
Cuando una estrella masiva explota, hierro , básicamente, no se tira. Permanece en el núcleo central y se convierte en estrella neutrón o agujero negro . Pero son desechados Elementos químicos más pesados ​​que el hierro. . En otras explosiones se libera hierro. Las enanas blancas pueden explotar lo que queda, por ejemplo, del Sol. La enana blanca en sí es un objeto muy estable. Pero tiene una masa límite cuando pierde esta estabilidad. Comienza la reacción de combustión termonuclear. carbón .

explosión de supernova
Y si es una estrella ordinaria, es un objeto muy estable. Lo calentaste un poco en el centro, reaccionará, se expandirá. La temperatura en el centro bajará y todo se regulará solo. No importa cuánto se caliente o enfríe. Y aquí enano blanco No puedo hacer eso. Tú provocaste la reacción, quiere expandirse, pero no puede. Por tanto, la reacción termonuclear cubre rápidamente toda la enana blanca y explota por completo. Resulta Explosión de supernova tipo 1A y esta es una supernova muy buena, muy importante. Permitieron que se abriera. Pero lo más importante es que durante esta explosión el enano queda completamente destruido y allí se sintetiza mucho. glándula . Todo glándulas oh alrededor, todos los clavos, nueces, hachas y todo el hierro están dentro de nosotros, puedes pincharte el dedo y mirarlo o saborearlo. Así que eso es todo hierro Proviene de enanas blancas.

Origen de los elementos químicos pesados.

Pero hay elementos aún más pesados. ¿Dónde se sintetizan? Durante mucho tiempo se creyó que el principal sitio de síntesis era más elementos pesados , Este Explosiones de supernovas asociado con estrellas masivas. Durante una explosión, es decir, cuando hay mucha energía extra, cuando vuelan todo tipo de cosas extra. neutrones , es posible llevar a cabo reacciones energéticamente desfavorables. Es solo que las condiciones se han desarrollado de esta manera y en esta sustancia dispersa pueden tener lugar reacciones que sintetizan suficiente elementos químicos pesados . Y realmente vienen. Muchos elementos químicos De esta manera se forman los hierros, más pesados ​​que el hierro.
Además, incluso las estrellas que no explotan, en una determinada etapa de su evolución, cuando se convirtieron en gigantes rojas puede sintetizar elementos pesados . En ellos tienen lugar reacciones termonucleares, como resultado de las cuales se forman unos pocos neutrones libres. Neutrón , en este sentido, es una muy buena partícula, ya que al no tener carga, puede penetrar fácilmente en el núcleo atómico. Y habiendo penetrado en el núcleo, el neutrón puede convertirse en protón . Y en consecuencia, el elemento saltará a la siguiente celda en tabla periódica . Este proceso es bastante lento. Se llama proceso s , de la palabra lento. Pero es bastante efectivo y muchos elementos químicos Se sintetizan de esta manera en las gigantes rojas. Y en Supernovas va proceso r , es decir, rápido. Por cierto, todo sucede realmente en muy poco tiempo.
Recientemente resultó que hay otro buen lugar para el proceso r, no relacionado con explosión de supernova . Hay otro fenómeno muy interesante: la fusión de dos estrellas de neutrones. A las estrellas les encanta nacer en parejas, y las estrellas masivas nacen en su mayoría en parejas. 80-90% Las estrellas masivas nacen en sistemas binarios. Como resultado de la evolución, los dobles pueden ser destruidos, pero algunos llegan al final. Y si tuviéramos en nuestro sistema 2 estrellas masivas, podemos obtener un sistema de dos estrellas de neutrones. Después de esto, se acercarán entre sí debido a la emisión de ondas gravitacionales y eventualmente se fusionarán.
Imagina que tomas un objeto de tamaño 20 kilometros con una masa de una masa y media solar, y casi con velocidad de la luz , suéltelo sobre otro objeto similar. Incluso según una fórmula sencilla, la energía cinética es igual (mv2)/2 . Como si metro digamos que sustituyes 2 masa del Sol, como v pon un tercero velocidad de la luz , puedes contar y obtener absolutamente energía fantástica . También se liberará en forma de ondas gravitacionales, al parecer en la instalación. LIGO Ya están viendo eventos de este tipo, pero aún no lo sabemos. Pero al mismo tiempo, dado que los objetos reales chocan, se produce una explosión. Se libera mucha energía en rango gamma , V. radiografía rango. En general, en todos los rangos y parte de esta energía se destina a síntesis de elementos químicos .

Origen del elemento químico oro.

Origen del elemento químico oro.
Y los cálculos modernos, finalmente confirmados por observaciones, muestran que, por ejemplo, oro nace precisamente de tales reacciones. Un proceso tan exótico como la fusión de dos estrellas de neutrones es verdaderamente exótico. Incluso en un sistema tan grande como el nuestro Galaxia , ocurre aproximadamente una vez cada 20-30 mil años. Parece bastante raro, sin embargo, es suficiente para sintetizar algo. Bueno, o viceversa, podemos decir que esto sucede muy raramente y por lo tanto oro tan raro y caro. Y en general está claro que muchos elementos químicos resultan ser bastante raros, aunque a menudo son más importantes para nosotros. Hay todo tipo de metales de tierras raras que se utilizan en los teléfonos inteligentes, y la gente moderna preferiría vivir sin oro que sin un teléfono inteligente. Todos estos elementos no son suficientes, porque nacen en algunos procesos astrofísicos raros. Y en su mayor parte, todos estos procesos, de una forma u otra, están asociados con las estrellas, con su evolución más o menos tranquila, pero con etapas posteriores, explosiones de estrellas masivas, con explosiones. enanas blancas o condiciones estrellas de neutrones .

En los conceptos de ciencia de los siglos XVIII-XIX. la materia era eterna y la cuestión del origen de los elementos químicos sería simplemente incorrecta. Si la materia es eterna, entonces no tiene origen. En el siglo 20 la situación estaba cambiando rápidamente. Se desarrolló la teoría de la relatividad, se descubrió la expansión del Universo, se desarrolló la teoría de la estructura y evolución de las estrellas, se descubrió la llamada radiación relicta, estrechamente relacionada con la expansión del Universo. Todo esto condujo a la teoría más plausible, aunque difícil de comprender, del Big Bang. Se cree que el Universo comenzó su existencia con un impulso incomprensible (¿todavía?), que llevó a la expansión de un gigantesco cúmulo de materia desde un punto que continúa hasta el día de hoy.

Al estudiar sustancias y sus transformaciones químicas, es bastante natural pensar en la pregunta: ¿de dónde provienen todos esos tipos de átomos que forman las sustancias y que a su vez no están sujetos a transformaciones durante las reacciones químicas? Intentaremos responder a esta pregunta brevemente, en la medida de lo posible en el momento actual.

Según diversas fuentes, el Big Bang se produjo hace entre 15 y 18 mil millones de años. En una masa de materia increíblemente caliente y densa, que se expandía y enfriaba rápidamente, surgían continuamente ciertas "generaciones" de partículas, correspondientes a condiciones cambiantes.

Tras tres minutos de expansión y enfriamiento del plasma, emergió un conjunto de partículas que no cambiaron hasta la formación de estrellas. Las características más importantes de esta composición se reducen al hecho de que en el Universo se ha creado una proporción entre protones y fotones igual a 1:10 9 . Se trata de una cantidad asombrosa de fotones (en comparación con los átomos) y actualmente llena el espacio como una radiación cósmica de fondo de microondas sin fuente.

A los pocos minutos de expansión, el Universo se enfrió tanto que la velocidad de las reacciones nucleares entre las partículas existentes cayó a cero. Los neutrones se combinaron con protones para formar deuterio y los núcleos de deuterio se combinaron rápidamente para formar núcleos de helio (4 He). Las condiciones iniciales en el Universo resultaron ser tales que había suficientes neutrones para formar aproximadamente el 10% del helio del número total de núcleos. Los protones restantes se conservaron en forma libre y, junto con los electrones, formaron más tarde el elemento químico hidrógeno. Si hubiera más neutrones en el Universo, el helio podría predominar en la materia, lo que afectaría radicalmente a los procesos posteriores de formación estelar. El helio en las estrellas se convertiría en elementos pesados ​​varias veces más rápido que el hidrógeno y la vida útil de las estrellas se reduciría considerablemente. Esto obviamente afectaría la posibilidad de la evolución de la vida biológica.

Otro tipo de partícula que tiene masa en reposo y es necesaria para la formación de átomos, los electrones, se conserva en una cantidad aproximadamente igual a la cantidad de protones. El hecho de la existencia de estas partículas es notable a su manera y no ha sido explicado. Las tres partículas (protones, neutrones y electrones) tienen sus propias antipartículas: los antiprotones ( R~), antineutrones (I) y antielectrones (positrones, mi). Cuando una partícula y una antipartícula chocan, se aniquilan y finalmente se transforman en fotones. A temperaturas de miles de millones de grados, los fotones producen continuamente pares electrón-positrón ( mi ~ - mi+), que se aniquilan nuevamente convirtiéndose en fotones. Por tanto, los electrones, positrones y fotones están en equilibrio. A medida que la temperatura disminuye a medida que el Universo se expande, la energía de los fotones se vuelve insuficiente para la creación de pares. mi ~ - e + , todos los pares existentes se aniquilan y se detecta un pequeño exceso de electrones, que se conservan para tiempos posteriores. Este exceso es pequeño en comparación con el número de fotones disponibles, como se indicó anteriormente. Lo mismo se aplica a los protones, que resultaron ser un poco más numerosos que los antiprotones. En consecuencia, uno de los requisitos previos para la aparición de los átomos fue un ligero desequilibrio de partículas y antipartículas.

Después de un millón de años de expansión y enfriamiento del Universo, la temperatura descendió a -4000 K. Este es el límite de temperatura por debajo del cual los electrones son capturados por la atracción de los núcleos y se forman átomos "completos". El helio neutro aparece a una temperatura ligeramente superior a la del hidrógeno, ya que su energía de ionización es mayor.

Hasta el momento no se ha dicho nada sobre la existencia de otros elementos químicos distintos del hidrógeno con sus isótopos deuterio y helio. En la etapa de evolución anterior a la aparición de las estrellas, realmente no existían. Las estrellas comenzaron a formarse como resultado de la condensación gravitacional de la materia tras la aparición de átomos neutros. El momento de aparición de las galaxias y de las estrellas que las componen no está suficientemente seguro. Desde el punto de vista de la física, resultó más fácil desarrollar una teoría de los procesos que ocurrieron durante los primeros minutos después del Big Bang que un "escenario" de eventos posteriores asociados con la fragmentación de la materia en galaxias y estrellas individuales. . Podemos tomar como pauta que la primera generación de estrellas surgió mil millones de años después del Big Bang.

Durante la compresión gravitacional de una masa de mezcla de hidrógeno y helio, la energía potencial se convirtió en energía cinética y la temperatura aumentó en consecuencia. Cuando alcanzó los 10-15 millones de grados, en la región central protoestrellas(Núcleo) comenzaron reacciones termonucleares y la estrella se incendió. Tanto el hidrógeno como el helio participan en reacciones termonucleares. El hidrógeno se convierte primero en helio mediante una cadena de reacciones:

• 2ð + = d + + e ++ v muy lento; d + + p + = 3 No 2+ + y rápidamente;
• 2 3 He 2+ = 4 He 2+ + 2 relativamente lento (aquí b/ + es un deuterón, e + es un positrón, v es un neutrino, y es un cuanto gamma).

Cabe preguntarse: ¿por qué el hidrógeno no se convirtió en helio a través de estas reacciones sucesivas en los primeros minutos después del Big Bang, sino que se convirtió en estrellas? La razón es muy sencilla. En los primeros minutos, la temperatura favorable para este proceso duró unos instantes, mientras el Universo se expandía y enfriaba, y en las estrellas este proceso se desarrolla, por así decirlo, en modo latente en condiciones estacionarias. La lentitud de la primera etapa se debe a la debilidad interacción nuclear y es una de las condiciones para la larga existencia de una estrella. Después de que el hidrógeno se quema en el núcleo, la temperatura aumenta y, a ~1 10 8 grados, comienza la "quema" del helio, que es la fusión secuencial de sus núcleos en los núcleos de elementos posteriores, acompañada de la liberación de enormes cantidades de energía. energía. Cuando dos núcleos chocan, no se forma el 4 Núcleo inestable 8 Be. Este isótopo de berilio no existe en absoluto. Pero si a la colisión de dos núcleos le sigue rápidamente una colisión con un tercer núcleo de helio, entonces se forma un núcleo de carbono de 12 C. Este núcleo reacciona aún más con el helio y se convierte en oxígeno 16 0. La increíble suerte (desde el punto de vista de la presencia de materia para la existencia de la vida) es que la reacción del carbono con el helio es bastante lenta. Por tanto, cuando se forma oxígeno, también se conserva una cantidad importante de carbono necesaria para la vida. Esto completa la etapa de combustión del helio. A medida que la temperatura aumenta aún más, el carbono y el oxígeno se queman. Durante las reacciones entre núcleos de carbono o entre núcleos de oxígeno, se forman elementos más pesados ​​magnesio, sodio, azufre, fósforo, silicio, etc. con la liberación simultánea de protones, neutrones y partículas alfa. Estos últimos, al unirse secuencialmente a núcleos estables, por ejemplo 28 Si, forman elementos químicos hasta el hierro.

Una estrella puede denominarse caldero en el que se cuecen las materias primas, convirtiéndose en un conjunto de elementos químicos. Pero el producto terminado debe retirarse de la caldera. Sin esto, los elementos formados en las entrañas de la estrella no se manifiestan de ninguna manera. Aquí se revela de manera muy útil la capacidad de las estrellas de cierto tipo para explotar. En la etapa correspondiente de la evolución de la estrella, en una capa a cierta distancia del centro, el poder de liberación de energía aumenta como una avalancha. La presión resultante arrastra toda la masa exterior de la estrella hacia el espacio y al mismo tiempo comprime la parte central restante. Esta es una explosión de poder inimaginable. En poco tiempo, la luminosidad de la estrella aumenta hasta la luminosidad de toda la galaxia. En este caso, los procesos nucleares conducen a la formación de todos los elementos más pesados ​​que el hierro. La estrella arroja su caparazón, que se disipa en el espacio circundante.

Ahora el gas interestelar está enriquecido en todos los elementos químicos. También hay que destacar que los elementos formados en el núcleo de una estrella constituyen en promedio sólo el 1-2% de la cantidad total de materia de la estrella. El gas interestelar todavía está dominado por hidrógeno y helio. La próxima generación de estrellas, planetas, sus satélites y cometas se forman a partir del material de estrellas que explotaron. En astrofísica se consideran también otras formas de formación de elementos pesados, en particular en los núcleos de las galaxias. Pero esto sólo complementa el hecho básico, que se reduce al hecho de que todos los elementos pesados ​​se forman a partir de elementos primarios: hidrógeno y helio.

La famosa frase de Carl Sagan dice que todos estamos hechos de polvo de estrellas. Esta afirmación se acerca, en general, a la verdad. Inmediatamente después del Big Bang, el Universo estaba formado por hidrógeno, helio y una pequeña cantidad de litio. Sin embargo, estos elementos no son adecuados para la formación de planetas rocosos. En el Universo, la Tierra nunca habría nacido únicamente de hidrógeno y helio.

Afortunadamente para nosotros, el interior de las estrellas es una auténtica fragua química. Durante las reacciones de síntesis, en su interior se pueden formar elementos hasta el hierro. Cuando una estrella se convierte en gigante roja y luego se desprende de las capas exteriores de su atmósfera (etapa de nebulosa planetaria), los elementos sintetizados en sus profundidades se dispersan por toda la galaxia y eventualmente pasan a formar parte de las nubes de gas y polvo de las que surgirá la próxima generación de estrellas. y nacen los planetas.

Cualquier cosa más pesada que el hierro suele sintetizarse como resultado de explosiones de supernovas o colisiones de estrellas de neutrones. Son estos últimos los que son la principal fuente de aparición de elementos como el oro y el platino.

Composición del remanente de supernova Cassiopeia A

La siguiente infografía fue preparada por el equipo del telescopio de rayos X Chandra. Demuestra los orígenes de los elementos químicos en el sistema solar. El naranja muestra elementos creados durante la explosión de estrellas masivas, el amarillo - en las profundidades de estrellas moribundas de baja masa como nuestro Sol, el verde - durante el Big Bang, el azul - durante la explosión de enanas blancas (supernovas de tipo Ia), el violeta - durante la fusión de estrellas de neutrones, rosa - de - para rayos cósmicos, blanca - sintetizada en laboratorios.

En cuanto al cuerpo humano, el 65% de su masa se utiliza para oxígeno. Todo el oxígeno del Sistema Solar proviene de supernovas de Tipo II. Lo mismo se aplica a aproximadamente el 50% de todo el calcio y el 40% del hierro. Por tanto, casi las tres cuartas partes de los elementos de nuestro cuerpo nacieron durante las explosiones de estrellas masivas. El 16,5% proviene de material expulsado por gigantes rojas y el 1% de supernovas de tipo Ia. Por tanto, la afirmación de Sagan tiene aproximadamente un 90% de precisión. Es esta parte de nuestro cuerpo la que es producto de la evolución estelar.

Durante muchos siglos, el hombre ha estudiado diversos fenómenos naturales, descubriendo sus leyes una tras otra. Sin embargo, incluso ahora hay muchos problemas científicos que la gente lleva mucho tiempo soñando con resolver. Uno de estos complejos e interesantes problemas es el origen de los elementos químicos que componen todos los cuerpos que nos rodean. Paso a paso, el hombre aprendió la naturaleza de los elementos químicos, la estructura de sus átomos, así como la prevalencia de los elementos en la Tierra y otros cuerpos cósmicos.

El estudio de las leyes de las reacciones nucleares nos permite crear una teoría sobre el origen de los elementos químicos y su prevalencia en la naturaleza. Según la física nuclear y la astrofísica, la síntesis y transformación de elementos químicos se produce durante el desarrollo de las estrellas. La formación de núcleos atómicos se lleva a cabo mediante reacciones termonucleares o mediante reacciones de absorción de neutrones por los núcleos. Hoy en día se acepta generalmente que en las estrellas tienen lugar diversas reacciones nucleares en todas las etapas de su desarrollo. La evolución de las estrellas se debe a dos factores opuestos: la compresión gravitacional, que provoca una reducción del volumen de la estrella, y las reacciones nucleares, acompañadas de la liberación de enormes cantidades de energía.

Como lo muestran los datos modernos de la física nuclear y la astrofísica, la síntesis y transformación de elementos ocurre en todas las etapas de la evolución de las estrellas como un proceso natural de su desarrollo. Así, la teoría moderna sobre el origen de los elementos químicos se basa en el supuesto de que se sintetizan en diversos procesos nucleares en todas las etapas de la evolución estelar. Cada estado de una estrella y su edad corresponden a determinados procesos nucleares de síntesis de elementos y a la correspondiente composición química. Cuanto más joven es la estrella, más elementos ligeros contiene. Los elementos más pesados ​​se sintetizan sólo durante el proceso de explosión: la muerte de una estrella. En los cadáveres estelares y otros cuerpos cósmicos de menor masa y temperatura, continúan ocurriendo reacciones de transformación de sustancias. En estas condiciones se producen reacciones de desintegración nuclear y diversos procesos de diferenciación y migración.

El estudio de la abundancia de elementos químicos arroja luz sobre el origen del sistema solar y permite comprender el origen de los elementos químicos. Así, en la naturaleza hay un eterno nacimiento, transformación y desintegración de los núcleos atómicos. La opinión actual sobre un acto único del origen de los elementos químicos es, al menos, incorrecta. En realidad, los átomos nacen eternamente (y constantemente), mueren eternamente (y constantemente), y su conjunto en la naturaleza permanece sin cambios. "En la naturaleza no hay prioridad para la creación o la destrucción: una surge, la otra se destruye".

En general, según los conceptos modernos, la mayoría de los elementos químicos, excepto algunos de los más ligeros, surgieron en el Universo principalmente durante la nucleosíntesis secundaria o estelar (elementos hasta el hierro, como resultado de la fusión termonuclear, elementos más pesados, durante la captura secuencial de neutrones por los núcleos atómicos y la posterior desintegración beta, así como en otras reacciones nucleares). Los elementos más ligeros (hidrógeno y helio, casi en su totalidad, litio, berilio y boro, parcialmente) se formaron en los primeros tres minutos después del Big Bang (nucleosíntesis primaria). Una de las principales fuentes de elementos especialmente pesados ​​en el Universo deberían ser, según los cálculos, las fusiones de estrellas de neutrones, con la liberación de cantidades importantes de estos elementos, que posteriormente participan en la formación de nuevas estrellas y sus planetas.

NUEVOS DATOS

Los científicos rusos han encontrado pruebas de cómo aparecen en el Universo los elementos pesados, a partir de los cuales se formaron los planetas y, en última instancia, las personas. Se publicó un artículo al respecto en una de las revistas científicas más prestigiosas: Nature. Hasta ahora se creía que elementos pesados ​​como el hierro y el silicio nacían en la explosión de las llamadas supernovas. Esta teoría tiene mucha evidencia indirecta, pero no hubo evidencia directa. En particular, los astrofísicos pudieron registrar la desintegración de los isótopos radiactivos de cobalto-56 y hierro-56, teóricamente previstos, en el remanente de una de las supernovas. Sin embargo, esto claramente no es suficiente para confirmar la teoría. Quizás todo terminó con el cobalto y el hierro. ¿Pero cómo aparecieron otros elementos?

La teoría indicaba la dirección de la búsqueda futura: un isótopo de titanio (titanio-44). Es él quien debería nacer tras la descomposición del cobalto y el hierro. Está claro que los astrofísicos de todo el mundo están apuntando al titanio. Pero sin éxito. Era difícil de entender y ya aparecían dudas sobre si la teoría era correcta. ¡Verna! Esta conclusión se deriva del trabajo de físicos rusos del Instituto de Investigación Espacial de la Academia de Ciencias de Rusia y Chris Winkler, empleado del Centro Europeo de Investigación y Tecnología Espaciales. Utilizando el observatorio orbital internacional de rayos gamma INTEGRAL lograron detectar en rayos X la radiación proveniente de la desintegración radiactiva del titanio-44. La cual fue la primera evidencia directa de la formación de titanio en el momento de la explosión de esta supernova única.

Pero los científicos no se detuvieron ahí. Pudieron estimar la masa del titanio nacido: aproximadamente 100 masas terrestres. ¿Que sigue? La teoría predice que el titanio se descompone en escandio, que a su vez se descompone en calcio. Si los científicos logran registrar toda esta cadena, será un argumento decisivo de que la teoría de la formación de elementos pesados ​​durante las explosiones de supernovas es correcta.

Evolución química o evolución prebiótica- la etapa que precede al surgimiento de la vida, durante la cual las sustancias orgánicas y prebióticas surgieron a partir de moléculas inorgánicas bajo la influencia de factores energéticos y de selección externos y debido al despliegue de procesos de autoorganización característicos de todos los sistemas relativamente complejos, que, sin duda, son todas las moléculas que contienen carbono.

Estos términos también denotan la teoría del surgimiento y desarrollo de aquellas moléculas que son de fundamental importancia para el surgimiento y desarrollo de la materia viva.

Todo lo que se sabe sobre la química de la materia permite acotar el problema de la evolución química en el marco del llamado “chovinismo agua-carbono”, que postula que la vida en nuestro Universo se presenta en la única versión posible: como una “modo de existencia de los cuerpos proteicos”, realizado gracias a una combinación única de las propiedades de polimerización del carbono y las propiedades despolarizantes del medio acuoso en fase líquida, como condiciones conjuntamente necesarias y/o suficientes (?) para el surgimiento y desarrollo de todas las formas. de vida que conocemos. Esto implica que, al menos dentro de una biosfera formada, sólo puede haber un código de herencia común a todos los seres vivos de una biota determinada, pero sigue abierta la cuestión de si existen otras biosferas fuera de la Tierra y si son posibles otras variantes del aparato genético. .

También se desconoce cuándo y dónde comenzó la evolución química. Cualquier momento es posible después del final del segundo ciclo de formación estelar, que ocurrió después de la condensación de los productos de explosiones de supernovas primarias, suministrando elementos pesados ​​(con una masa atómica de más de 26) al espacio interestelar. La segunda generación de estrellas, con sistemas planetarios enriquecidos en elementos pesados ​​necesarios para la evolución química, apareció entre 500 y 1200 millones de años después del Big Bang. Si se cumplen ciertas condiciones bastante probables, casi cualquier entorno puede ser adecuado para iniciar la evolución química: las profundidades de los océanos, el interior de los planetas, sus superficies, las formaciones protoplanetarias e incluso las nubes de gas interestelar, como lo confirma la detección generalizada en espacio mediante métodos astrofísicos de muchos tipos de sustancias orgánicas: aldehídos, alcoholes, azúcares e incluso el aminoácido glicina, que juntos pueden servir como material de partida para la evolución química, cuyo resultado final es el surgimiento de la vida.

El proceso de formación de elementos químicos en el Universo está indisolublemente ligado a la evolución del Universo. Ya conocemos los procesos que tuvieron lugar cerca del "Big Bang", conocemos algunos detalles de los procesos que tuvieron lugar en la "sopa primaria" de partículas elementales. Los primeros átomos de elementos químicos, ubicados al comienzo de la tabla de D. I. Mendeleev (hidrógeno, deuterio, helio), comenzaron a formarse en el Universo incluso antes de la aparición de las estrellas de primera generación. Fue en las estrellas, en sus profundidades, calentadas nuevamente (después del Big Bang, la temperatura del Universo comenzó a caer rápidamente) a miles de millones de grados, donde se produjeron los núcleos de los elementos químicos que siguen al helio. Considerando la importancia de las estrellas como fuentes y generadoras de elementos químicos, consideremos algunas etapas de la evolución estelar. Sin comprender los mecanismos de formación y evolución de las estrellas, es imposible imaginar el proceso de formación de elementos pesados, sin los cuales, en última instancia, la vida no habría surgido. Sin estrellas, el plasma de hidrógeno y helio existiría para siempre en el Universo, en el que la organización de la vida es obviamente imposible (en el nivel moderno de comprensión de este fenómeno).

Anteriormente hemos señalado tres hechos observacionales o pruebas de la cosmología moderna, que se extienden a lo largo de cientos de pársecs, ahora señalaremos el cuarto: la prevalencia de elementos químicos ligeros en el espacio. Cabe destacar que la formación de elementos ligeros en los primeros tres minutos y su prevalencia en el Universo moderno fueron calculadas por primera vez en 1946 por un trío internacional de científicos destacados: el estadounidense Alpher, el alemán Hans Bethe y el ruso Georgiy Gamow. Desde entonces, los físicos atómicos y nucleares han calculado repetidamente la formación de elementos ligeros en el Universo temprano y su abundancia en la actualidad. Se puede argumentar que el modelo estándar de nucleosíntesis está bien respaldado por observaciones.

Evolución de las estrellas. El mecanismo de formación y evolución de los principales objetos del Universo, las estrellas, ha sido estudiado principalmente por xoponio. Aquí, los científicos tuvieron la oportunidad de observar una gran cantidad de estrellas en varias etapas de desarrollo, desde el nacimiento hasta la muerte, incluidas muchas de las llamadas "asociaciones estelares", grupos de estrellas que nacen casi simultáneamente. También ayudó la comparativa “simplicidad” de la estructura de la estrella, que se presta con bastante éxito a la descripción teórica y al modelado por computadora.

Las estrellas se forman a partir de nubes de gas que, en determinadas circunstancias, se rompen en “grupos” separados que se comprimen aún más por su propia gravedad. El aumento de presión evita la compresión del gas bajo la influencia de su propia gravedad. Durante la compresión adiabática, la temperatura también debe aumentar: la energía de enlace gravitacional se libera en forma de calor. Mientras la nube se enrarece, todo el calor desaparece fácilmente con la radiación, pero en el denso núcleo de condensación, la eliminación del calor es difícil y se calienta rápidamente. El correspondiente aumento de presión ralentiza la compresión del núcleo, y esto continúa ocurriendo sólo porque el gas continúa cayendo sobre la estrella naciente. A medida que aumenta la masa, aumenta la presión y la temperatura en el centro, hasta que finalmente esta última alcanza un valor de 10 millones de Kelvin. En este momento comienzan en el centro de la estrella reacciones nucleares que convierten el hidrógeno en helio, que mantienen el estado estacionario de la estrella recién formada durante millones, miles de millones o decenas de miles de millones de años, dependiendo de la masa de la estrella.

La estrella se convierte en un enorme reactor termonuclear, en el que, en general, se produce de manera constante y estable la misma reacción que hasta ahora el hombre ha aprendido a realizar sólo en una versión no controlada: en una bomba de hidrógeno. El calor liberado durante la reacción estabiliza la estrella, manteniendo la presión interna y evitando una mayor compresión. Un pequeño aumento aleatorio en la reacción "infla" ligeramente la estrella, y la correspondiente disminución en la densidad nuevamente conduce a un debilitamiento de la reacción y a la estabilización del proceso. La estrella "arde" con un brillo casi constante.

La temperatura y el poder de radiación de una estrella dependen de su masa y de forma no lineal. En términos generales, cuando la masa de una estrella aumenta 10 veces, su poder de radiación aumenta 100 veces. Por lo tanto, las estrellas más masivas y calientes consumen sus reservas de combustible mucho más rápido que las menos masivas y tienen vidas relativamente cortas. El límite inferior de masa de una estrella, en el que todavía es posible alcanzar temperaturas en el centro suficientes para el inicio de reacciones termonucleares, es de aproximadamente 0,06 solares. El límite superior es de unas 70 masas solares. En consecuencia, las estrellas más débiles brillan cientos de veces más débiles que el Sol y pueden brillar así durante cientos de miles de millones de años, mucho más tiempo que la existencia de nuestro Universo. Las estrellas masivas y calientes pueden ser un millón de veces más brillantes que el Sol y sólo viven unos pocos millones de años. El tiempo de existencia estable del Sol es de aproximadamente 10 mil millones de años, y de este período ha vivido hasta ahora la mitad.

La estabilidad de una estrella se ve alterada cuando una parte importante del hidrógeno de su núcleo se quema. Se forma un núcleo de helio desprovisto de hidrógeno y la combustión del hidrógeno continúa en una fina capa sobre su superficie. En este caso, el núcleo se contrae, en el centro aumenta su presión y temperatura, mientras que al mismo tiempo las capas superiores de la estrella, ubicadas sobre la capa de combustión de hidrógeno, por el contrario, se expanden. El diámetro de la estrella aumenta y la densidad media disminuye. Debido al aumento del área de la superficie emisora, su luminosidad total también aumenta lentamente, aunque la temperatura de la superficie de la estrella disminuye. La estrella se convierte en una gigante roja. En algún momento, la temperatura y la presión dentro del núcleo de helio son suficientes para comenzar las siguientes reacciones de síntesis de elementos más pesados: carbono y oxígeno a partir de helio, y en la siguiente etapa incluso otros más pesados. En el interior de una estrella se pueden formar muchos elementos de la tabla periódica a partir de hidrógeno y helio, pero sólo hasta los elementos del grupo del hierro, que tienen la mayor energía de enlace por partícula. Los elementos más pesados ​​se forman en otros procesos más raros, concretamente durante las explosiones de supernovas y parcialmente de novas, y por tanto son escasos en la naturaleza.

Observemos una circunstancia interesante y paradójica a primera vista. Mientras el hidrógeno arde cerca del centro de la estrella, la temperatura allí no puede alcanzar el umbral de la reacción del helio. ¡Para hacer esto, es necesario que la combustión se detenga y el núcleo de la estrella comience a enfriarse! El núcleo de la estrella que se enfría se contrae, lo que aumenta la fuerza del campo gravitacional y libera energía gravitacional, que calienta la materia. A intensidades de campo más altas, se necesita una temperatura más alta para que la presión pueda resistir la compresión, y la energía gravitacional es suficiente para proporcionar esta temperatura. Tenemos una paradoja similar al bajar una nave espacial: para trasladarla a una órbita más baja hay que frenarla, pero al mismo tiempo resulta estar más cerca de la Tierra, donde la fuerza de gravedad es mayor y su la velocidad aumentará. ¡El enfriamiento aumenta la temperatura y el frenado aumenta la velocidad! La naturaleza está llena de aparentes paradojas y no siempre se puede confiar en el “sentido común”.

Después del inicio de la combustión del helio, el consumo de energía avanza a un ritmo muy rápido, ya que el rendimiento energético de todas las reacciones con elementos pesados ​​es mucho menor que durante la reacción de combustión del hidrógeno y, además, aumenta la luminosidad general de la estrella en estas etapas. significativamente. Si el hidrógeno arde durante miles de millones de años, el helio arde durante millones y todos los demás elementos no más de miles de años. Cuando todas las reacciones nucleares se extinguen en las entrañas de una estrella, nada puede impedir su compresión gravitacional y ocurre con una rapidez catastrófica (como dicen, colapsa). Las capas superiores caen hacia el centro con aceleración de caída libre (su magnitud es muchos órdenes de magnitud mayor que la aceleración de caída de la Tierra debido a la incomparable diferencia de masa), liberando una enorme energía gravitacional. La sustancia está comprimida. Parte de ella, al pasar a un nuevo estado de alta densidad, forma una estrella remanente, y otra parte (generalmente una grande) es lanzada al espacio en forma de una onda de choque reflejada a una velocidad enorme. Se produce una explosión de supernova. (Además de la energía gravitacional, la quema termonuclear de parte del hidrógeno que queda en las capas exteriores de la estrella también contribuye a la energía cinética de la onda de choque, cuando el gas que cae se comprime cerca del núcleo de la estrella: una explosión grandiosa se produce una “bomba de hidrógeno”).

En qué etapa de la evolución de la estrella se detendrá la compresión y cuál será el remanente de supernova, todas estas opciones dependen de su masa. Si esta masa es inferior a 1,4 solares, será una enana blanca, una estrella con una densidad de 10 9 kg/m 3, que se enfría lentamente y sin fuentes internas de energía. Se evita una mayor compresión por la presión del gas de electrones degenerado. Con una masa mayor (hasta aproximadamente 2,5 solares), se forma una estrella de neutrones (su existencia fue predicha por el gran físico soviético, premio Nobel Lev Landau) con una densidad aproximadamente igual a la densidad del núcleo atómico. Las estrellas de neutrones fueron descubiertas como los llamados púlsares. Con una masa inicial aún mayor de la estrella, se forma un agujero negro, un objeto que se contrae incontrolablemente del que ningún objeto, ni siquiera la luz, puede escapar. Es durante las explosiones de supernovas cuando se forman elementos más pesados ​​que el hierro, que requieren corrientes extremadamente densas de partículas de alta energía para que las colisiones entre múltiples partículas sean suficientemente probables. Todo lo material en este mundo son descendientes de las supernovas, incluidas las personas, ya que los átomos que nos componen surgieron una vez durante las explosiones de supernovas.

Así, las estrellas no sólo son una poderosa fuente de energía de alta calidad, cuya disipación contribuye al surgimiento de estructuras complejas, incluida la vida, sino también reactores en los que se produce toda la tabla periódica, el material necesario para estas estructuras. La explosión de una estrella que pone fin a su vida arroja al espacio una enorme variedad de elementos más pesados ​​que el hidrógeno y el helio, que se mezclan con el gas galáctico. Durante la vida del Universo, muchas estrellas han acabado con su vida. Todas las estrellas como el Sol y las más masivas que surgieron del gas primordial ya han pasado por su camino de vida. Así que ahora el Sol y estrellas similares son estrellas de segunda generación (y tal vez incluso de tercera), significativamente enriquecidas en elementos pesados. Sin tal enriquecimiento, es poco probable que hubieran surgido planetas terrestres y vida cerca de ellos.

Aquí hay información sobre la prevalencia de algunos elementos químicos en el Universo:

Como podemos ver en esta tabla, los elementos químicos predominantes en la actualidad son el hidrógeno y el helio (casi un 75% y un 25% cada uno). Sin embargo, el contenido relativamente pequeño de elementos pesados ​​resultó ser suficiente para la formación de vida (al menos en una de las islas del Universo cerca de una estrella "ordinaria", el Sol, una enana amarilla). Además de lo que ya hemos indicado anteriormente, debemos recordar que en el espacio exterior existen rayos cósmicos, que son esencialmente corrientes de partículas elementales, principalmente electrones y protones de diferentes energías. En algunas regiones del espacio interestelar existen áreas locales de mayor concentración de materia interestelar, llamadas nubes interestelares. A diferencia de la composición del plasma de una estrella, la materia de las nubes interestelares ya contiene (como lo demuestran numerosas observaciones astronómicas) moléculas e iones moleculares. Por ejemplo, se han descubierto nubes interestelares de hidrógeno molecular H2, en los espectros de absorción suelen estar presentes compuestos como el ion hidroxilo OH, moléculas de CO, moléculas de agua, etc. Ahora el número de compuestos químicos descubiertos en las nubes interestelares supera el centenar. . Bajo la influencia de la radiación externa y sin ella, en las nubes se producen diversas reacciones químicas, a menudo aquellas que no pueden llevarse a cabo en la Tierra debido a las condiciones especiales del medio interestelar. Probablemente, hace unos 5 mil millones de años, cuando se formó nuestro sistema solar, el material primario en la formación de los planetas fueron las mismas moléculas simples que ahora observamos en otras nubes interestelares. En otras palabras, el proceso de evolución química que comenzó en la nube interestelar continuó en los planetas. Aunque ahora se han descubierto moléculas orgánicas bastante complejas en algunas nubes interestelares, la evolución química probablemente condujo a la aparición de materia "viva" (es decir, células con mecanismos de autoorganización y herencia) sólo en los planetas. Es muy difícil imaginar la organización de la vida en el volumen de las nubes interestelares.

Evolución química planetaria.

Consideremos el proceso de evolución química en la Tierra. La atmósfera primaria de la Tierra contenía principalmente los compuestos de hidrógeno más simples H 2, H 2 O, NH 3, CH 4. Además, la atmósfera era rica en gases inertes, principalmente helio y neón. Actualmente, la abundancia de gases nobles en la Tierra es insignificante, lo que significa que alguna vez se dispersaron en el espacio interplanetario. Nuestra atmósfera moderna es de origen secundario. Al principio, la composición química de la atmósfera difería poco de la original. Después de la formación de la hidrosfera, el amoníaco NH 3, disuelto en agua, prácticamente desapareció de la atmósfera, el hidrógeno atómico y molecular se evaporó en el espacio interplanetario, la atmósfera quedó saturada predominantemente con nitrógeno N. La saturación de la atmósfera con oxígeno se produjo gradualmente, primero debido a a la disociación de las moléculas de agua por la radiación ultravioleta del Sol, y luego principalmente, gracias a la fotosíntesis de las plantas.

Es posible que alguna cantidad de materia orgánica haya llegado a la Tierra mediante la caída de meteoritos y quizás incluso de cometas. Por ejemplo, los cometas contienen compuestos como N, NH 3, CH 4, etc. Se sabe que la edad de la corteza terrestre es de aproximadamente 4,5 mil millones de años. También hay pruebas geológicas y geoquímicas que indican que hace ya 3.500 millones de años la atmósfera terrestre era rica en oxígeno. Por tanto, la atmósfera primaria de la Tierra existió durante no más de mil millones de años, y la vida probablemente surgió incluso antes.

Actualmente se ha acumulado importante material experimental que ilustra cómo sustancias tan simples como el agua, el metano, el amoníaco, el monóxido de carbono, el amonio y los compuestos de fosfato se transforman en estructuras altamente organizadas que son los componentes básicos de la célula. Los científicos estadounidenses Kelvin, Miller y Urey llevaron a cabo una serie de experimentos que mostraron cómo los aminoácidos podrían haber surgido en la atmósfera primordial. Los científicos han creado una mezcla de gases: metano CH 4, hidrógeno molecular H 2, amoníaco NH 3 y vapor de agua H 2 O, simulando la composición de la atmósfera primaria de la Tierra. A través de esta mezcla se hicieron pasar descargas eléctricas, como resultado, en la mezcla inicial de gases se descubrieron glicina, alanina y otros aminoácidos. Probablemente, el Sol tuvo una influencia significativa en las reacciones químicas en la atmósfera primaria de la Tierra con su radiación ultravioleta, que no permaneció en la atmósfera debido a la ausencia de ozono.

No solo las descargas eléctricas y la radiación ultravioleta del Sol, sino también el calor volcánico, las ondas de choque y la desintegración radiactiva del potasio K (la proporción de energía de desintegración del potasio hace unos 3 mil millones de años en la Tierra ocupaba el segundo lugar después de la energía de la radiación ultravioleta del Sol). el Sol) tuvo un impacto importante en la evolución química. Por ejemplo, los gases liberados de los volcanes primarios (O 2, CO, N 2, H 2 O, H 2, S, H 2 S, CH 4, SO 2), cuando se exponen a varios tipos de energía, reaccionan para formar una variedad. de pequeños compuestos orgánicos, tipo: cianuro de hidrógeno HCN, ácido fórmico HCO 2 H, ácido acético H 3 CO 2 H, glicina H 2 NCH 2 CO 2 H, etc. Posteriormente, nuevamente bajo la influencia de varios tipos de energía, pequeños orgánicos Los compuestos reaccionan para formar compuestos orgánicos más complejos: aminoácidos.

Así, en la Tierra existían las condiciones para la formación de compuestos orgánicos complejos necesarios para crear una célula.

En la actualidad, todavía no existe una imagen única y lógicamente coherente de cómo surgió la vida a partir de la "supergota de materia" primordial llamada Universo después del Big Bang. Pero los científicos ya imaginan muchos elementos de esta imagen y creen que así sucedió realmente. Un elemento de esta imagen unificada de la evolución es la evolución química. Quizás la evolución química sea uno de los elementos razonados de una imagen unificada de la evolución, aunque sólo sea porque permite modelar experimentalmente procesos químicos (lo que, por ejemplo, no se puede hacer en relación con condiciones similares a las cercanas al "big bang") . La evolución química se remonta a los componentes elementales de la materia viva: aminoácidos, ácidos nucleicos.