Kodu » Tervis » Kas on keemilisi erinevusi? Mis on aine? Millised on ainete klassid. Orgaaniliste ja anorgaaniliste ainete erinevus. Topeltasendusreaktsioonid

Kas on keemilisi erinevusi? Mis on aine? Millised on ainete klassid. Orgaaniliste ja anorgaaniliste ainete erinevus. Topeltasendusreaktsioonid

Elus oleme ümbritsetud erinevate kehade ja objektidega. Näiteks siseruumides on see aken, uks, laud, lambipirn, tass, tänaval - auto, valgusfoor, asfalt. Iga keha või objekt koosneb ainest. See artikkel räägib sellest, mis aine on.

Mis on keemia?

Vesi on oluline lahusti ja stabilisaator. Sellel on tugev soojusmahtuvus ja soojusjuhtivus. Veekeskkond on soodne põhiliste keemiliste reaktsioonide toimumiseks. See on läbipaistev ja praktiliselt vastupidav kokkusurumisele.

Mis vahe on anorgaanilistel ja orgaanilistel ainetel?

Nende kahe ainerühma vahel ei ole eriti suuri väliseid erinevusi. Peamine erinevus seisneb struktuuris, kus anorgaanilistel ainetel on mittemolekulaarne struktuur ja orgaanilistel ainetel on molekulaarne struktuur.

Anorgaanilistel ainetel on mittemolekulaarne struktuur, seetõttu iseloomustavad neid kõrge sulamis- ja keemistemperatuur. Need ei sisalda süsinikku. Nende hulka kuuluvad väärisgaasid (neoon, argoon), metallid (kaltsium, kaltsium, naatrium), amfoteersed ained (raud, alumiinium) ja mittemetallid (räni), hüdroksiidid, kahekomponentsed ühendid, soolad.

Molekulaarstruktuuriga orgaanilised ained. Neil on üsna madal sulamistemperatuur ja need lagunevad kuumutamisel kiiresti. Koosneb peamiselt süsinikust. Erandid: karbiidid, karbonaadid, süsinikoksiidid ja tsüaniidid. Süsinik võimaldab moodustada tohutul hulgal kompleksühendeid (looduses on teada üle 10 miljoni).

Enamik nende klassidest kuulub bioloogilise päritoluga (süsivesikud, valgud, lipiidid, nukleiinhapped). Nende ühendite hulka kuuluvad lämmastik, vesinik, hapnik, fosfor ja väävel.

Et mõista, mis aine on, on vaja ette kujutada, millist rolli see meie elus mängib. Teiste ainetega suheldes moodustab see uusi. Ilma nendeta on ümbritseva maailma elutähtis tegevus lahutamatu ja mõeldamatu. Kõik esemed koosnevad teatud ainetest, seega on neil meie elus oluline roll.

Keemiliste reaktsioonide käigus saadakse ühest ainest teisi aineid (mitte segi ajada tuumareaktsioonidega, mille käigus üks keemiline element muundub teiseks).

Iga keemilist reaktsiooni kirjeldatakse keemilise võrrandiga:

Reaktiivid → Reaktsiooniproduktid

Nool näitab reaktsiooni suunda.

Näiteks:

Selles reaktsioonis reageerib metaan (CH 4) hapnikuga (O 2), mille tulemusena moodustuvad süsinikdioksiid (CO 2) ja vesi (H 2 O) või õigemini veeaur. Täpselt selline reaktsioon toimub teie köögis gaasipõleti süütamisel. Võrrandit tuleks lugeda järgmiselt: üks molekul metaani reageerib kahe hapnikugaasi molekuliga, mille tulemusena tekib üks molekul süsinikdioksiidi ja kaks molekuli vett (auru).

Keemilise reaktsiooni komponentide ees olevaid numbreid nimetatakse reaktsioonikoefitsiendid.

Keemilised reaktsioonid on endotermiline(energia neeldumisega) ja eksotermiline(energia vabastamisega). Metaani põlemine on tüüpiline näide eksotermilisest reaktsioonist.

Keemilisi reaktsioone on mitut tüüpi. Kõige tavalisem:

liitreaktsioonid;
lagunemisreaktsioonid;
ühekordse asendusreaktsioonid;
topeltasendusreaktsioonid;
oksüdatsioonireaktsioonid;
redoksreaktsioonid.

Ühenduse reaktsioonid

Ühendreaktsioonis moodustavad vähemalt kaks elementi ühe produkti:

2Na (t) + Cl 2 (g) → 2NaCl (t)- soola moodustumine.

Tähelepanu tuleks pöörata liitreaktsioonide olulisele nüansile: sõltuvalt reaktsiooni tingimustest või reaktsioonis osalevate reagentide proportsioonidest võivad selle tulemuseks olla erinevad produktid. Näiteks söe normaalsetes põlemistingimustes saadakse süsinikdioksiid:
C (t) + O 2 (g) → CO 2 (g)

Kui hapnikku pole piisavalt, moodustub surmav süsinikmonooksiid:
2C (t) + O 2 (g) → 2CO (g)

Lagunemisreaktsioonid

Need reaktsioonid on oma olemuselt vastupidised ühendi reaktsioonidele. Lagunemisreaktsiooni tulemusena laguneb aine kaheks (3, 4...) lihtsamaks elemendiks (ühendiks):

2H2O (g) → 2H2 (g) + O2 (g)- vee lagunemine
2H 2O 2 (g) → 2H2 (g) O + O 2 (g)- vesinikperoksiidi lagunemine

Ühekordsed asendusreaktsioonid

Ühekordse asendusreaktsiooni tulemusena asendab aktiivsem element ühendis vähem aktiivset elementi:

Zn (t) + CuSO 4 (lahus) → ZnSO 4 (lahus) + Cu (t)

Vasksulfaadi lahuses sisalduv tsink tõrjub välja vähemaktiivse vase, mille tulemuseks on tsinksulfaadi lahus.

Metallide aktiivsuse aste aktiivsuse kasvavas järjekorras:

Kõige aktiivsemad on leelis- ja leelismuldmetallid.

Ülaltoodud reaktsiooni ioonvõrrand on järgmine:

Zn (t) + Cu 2+ + SO 4 2- → Zn 2+ + SO 4 2- + Cu (t)

Ioonne side CuSO 4 laguneb vees lahustumisel vaskatiooniks (laeng 2+) ja anioonsulfaadiks (laeng 2-). Asendusreaktsiooni tulemusena moodustub tsinki katioon (mille laeng on sama, mis vaskatioonil: 2-). Pange tähele, et sulfaadi anioon on võrrandi mõlemal poolel, st kõigi matemaatikareeglite kohaselt saab seda vähendada. Tulemuseks on ioon-molekulaarne võrrand:

Zn (t) + Cu 2+ → Zn 2+ + Cu (t)

Topeltasendusreaktsioonid

Topeltasendusreaktsioonides on kaks elektroni juba asendatud. Selliseid reaktsioone nimetatakse ka vahetusreaktsioonid. Need reaktsioonid toimuvad lahuses, moodustades:

lahustumatu tahke aine (sadestamisreaktsioon);
vesi (neutraliseerimisreaktsioonid).

Sademete reaktsioonid

Hõbenitraadi (soola) lahuse segamisel naatriumkloriidi lahusega moodustub hõbekloriid:

Molekulaarvõrrand: KCl (lahus) + AgNO 3 (p-p) → AgCl (t) + KNO 3 (p-p)

Iooniline võrrand: K + + Cl - + Ag + + NO 3 - → AgCl (t) + K + + NO 3 -

Molekulaar-ioonvõrrand: Cl - + Ag + → AgCl (t)

Kui ühend on lahustuv, on see ioonsel kujul lahuses. Kui ühend on lahustumatu, sadestub see, moodustades tahke aine.

Neutraliseerimisreaktsioonid

Need on reaktsioonid hapete ja aluste vahel, mille tulemusena tekivad veemolekulid.

Näiteks väävelhappe lahuse ja naatriumhüdroksiidi (leelise) lahuse segamise reaktsioon:

Molekulaarvõrrand: H2SO4 (p-p) + 2NaOH (p-p) → Na2SO4 (p-p) + 2H2O (l)

Iooniline võrrand: 2H + + SO 4 2- + 2Na + + 2OH - → 2Na + + SO 4 2- + 2H 2 O (l)

Molekulaar-ioonvõrrand: 2H + + 2OH - → 2H 2 O (g) või H + + OH - → H 2 O (g)

Oksüdatsioonireaktsioonid

Need on ainete koostoime reaktsioonid õhus oleva gaasilise hapnikuga, mille käigus eraldub reeglina suur hulk energiat soojuse ja valguse kujul. Tüüpiline oksüdatsioonireaktsioon on põlemine. Selle lehe alguses on toodud metaani ja hapniku interaktsiooni reaktsioon:

CH4 (g) + 2O 2 (g) → CO 2 (g) + 2H 2O (g)

Metaan viitab süsivesinikele (süsiniku ja vesiniku ühendid). Süsivesiniku reageerimisel hapnikuga vabaneb palju soojusenergiat.

Redoksreaktsioonid

Need on reaktsioonid, mille käigus toimub elektronide vahetus reagentide aatomite vahel. Eespool käsitletud reaktsioonid on ka redoksreaktsioonid:

2Na + Cl 2 → 2NaCl - ühendi reaktsioon
CH 4 + 2O 2 → CO 2 + 2H 2 O - oksüdatsioonireaktsioon
Zn + CuSO 4 → ZnSO 4 + Cu - ühekordse asendusreaktsioon

Kõige üksikasjalikumad redoksreaktsioonid koos suure hulga näidetega võrrandite lahendamiseks elektronide tasakaalu meetodil ja poolreaktsiooni meetodil on kirjeldatud jaotises

Loodus areneb dünaamiliselt, elus ja inertses aines toimuvad pidevalt transformatsiooniprotsessid. Kõige olulisemad muutused on need, mis mõjutavad aine koostist. Kivimite teke, keemiline erosioon, planeedi sünd või imetajate hingamine on kõik jälgitavad protsessid, mis toovad kaasa muutusi teistes ainetes. Vaatamata erinevustele on neil kõigil midagi ühist: muutused molekulaarsel tasandil.

Keemiliste reaktsioonide käigus ei kaota elemendid oma identiteeti. Nendes reaktsioonides osalevad ainult aatomite väliskesta elektronid, samas kui aatomite tuumad jäävad muutumatuks.
Elemendi reaktsioonivõime keemilisele reaktsioonile sõltub elemendi oksüdatsiooniastmest. Tavalistes keemilistes reaktsioonides käituvad Ra ja Ra 2+ täiesti erinevalt.
Elemendi erinevatel isotoopidel on peaaegu sama keemiline reaktsioonivõime.
Keemilise reaktsiooni kiirus sõltub suuresti temperatuurist ja rõhust.
Keemilist reaktsiooni saab tagasi pöörata.
Keemiliste reaktsioonidega kaasnevad suhteliselt väikesed energiamuutused.

Tuumareaktsioonid

Tuumareaktsioonide käigus toimuvad aatomite tuumad muutused ja selle tulemusena tekivad uued elemendid.
Elemendi reaktsioonivõime tuumareaktsioonile ei sõltu praktiliselt elemendi oksüdatsiooniastmest. Näiteks Ra või Ra 2+ ioonid Ka C2-s käituvad tuumareaktsioonides sarnaselt.
Tuumareaktsioonides käituvad isotoobid üsna erinevalt. Näiteks U-235 läbib jagamise vaikselt ja lihtsalt, U-238 aga mitte.
Tuumareaktsiooni kiirus ei sõltu temperatuurist ja rõhust.
Tuumareaktsiooni ei saa tagasi võtta.
Tuumareaktsioonidega kaasnevad suured energiamuutused.

Erinevus keemilise ja tuumaenergia vahel

Potentsiaalne energia, mida saab sidemete moodustumisel muundada peamiselt soojuseks ja valguseks.
Mida tugevam on side, seda suurem on muundatud keemiline energia.

Tuumaenergia ei ole seotud keemiliste sidemete moodustumisega (mis on tingitud elektronide vastastikmõjust)
Saab muundada muudeks vormideks, kui toimub muutus aatomi tuumas.

Tuumamuutused toimuvad kõigis kolmes peamises protsessis:

Tuuma lõhustumine
Kahe tuuma ühendamine uue tuuma moodustamiseks.
Suure energiaga elektromagnetkiirguse (gammakiirguse) vabanemine, luues sama tuuma stabiilsema versiooni.

Energia muundamise võrdlus

Keemilise plahvatuse käigus vabanenud (või muundatud) keemilise energia hulk on:

5 kJ iga grammi TNT kohta
Tuumaenergia hulk vabastatud aatomipommis: 100 miljonit kJ iga grammi uraani või plutooniumi kohta

Üks peamisi erinevusi tuuma- ja keemiliste reaktsioonide vahel seotud sellega, kuidas reaktsioon aatomis toimub. Kui tuumareaktsioon toimub aatomi tuumas, siis aatomis olevad elektronid vastutavad toimuva keemilise reaktsiooni eest.

Keemilised reaktsioonid hõlmavad järgmist:

Ülekanded
Kaotused
Kasu
Elektronide eraldamine

Aatomiteooria järgi seletatakse ainet ümberkorraldamise tulemusena uute molekulide saamiseks. Keemilises reaktsioonis osalevad ained ja nende moodustumise proportsioonid on väljendatud vastavates keemilistes võrrandites, mis on aluseks erinevat tüüpi keemiliste arvutuste tegemiseks.

Tuumareaktsioonid vastutavad tuuma lagunemise eest ja neil pole elektronidega mingit pistmist. Kui tuum laguneb, võib see neutronite või prootonite kadumise tõttu minna teisele aatomile. Tuumareaktsioonis interakteeruvad prootonid ja neutronid tuuma sees. Keemilistes reaktsioonides reageerivad elektronid väljaspool tuuma.

Igasugust lõhustumist või sulandumist võib nimetada tuumareaktsiooni tulemuseks. Uus element tekib prootoni või neutroni toimel. Keemilise reaktsiooni tulemusena muutub aine elektronide toimel üheks või mitmeks aineks. Uus element tekib prootoni või neutroni toimel.

Kui võrrelda energiat, siis keemiline reaktsioon hõlmab ainult madalat energiamuutust, samas kui tuumareaktsioonil on väga suur energiamuutus. Tuumareaktsioonis on energia muutused suurusjärgus 10^8 kJ. See on keemilistes reaktsioonides 10–10^3 kJ/mol.

Kuigi mõned elemendid muudetakse tuumas teisteks, jääb aatomite arv kemikaalis samaks. Tuumareaktsioonis reageerivad isotoobid erinevalt. Kuid keemilise reaktsiooni tulemusena reageerivad ka isotoobid.

Kuigi tuumareaktsioon ei sõltu keemilistest ühenditest, sõltub keemiline reaktsioon suuresti keemilistest ühenditest.

Kokkuvõte

Keemilised reaktsioonid hõlmavad elektronide ülekandmist, kadumist, võimendamist ja eraldamist ilma tuuma protsessi kaasamata. Tuumareaktsioonid hõlmavad tuuma lagunemist ja neil pole elektronidega mingit pistmist.
Tuumareaktsioonis reageerivad prootonid ja neutronid tuuma sees, keemilistes reaktsioonides elektronid väljaspool tuuma.
Energiate võrdlemisel kasutab keemiline reaktsioon ainult madalat energiamuutust, tuumareaktsioonil aga väga suur energiamuutus.

Praegune lehekülg: 3 (raamatul on kokku 18 lehekülge) [ligipääsetav lugemisväljavõte: 12 lk]

2.2.2. Planeedisüsteemide teke

Teadlased usuvad, et udukogud on galaktikate või suurte tähesüsteemide moodustumise etapp. Seda tüüpi teooria mudelites on planeedid tähtede tekke kõrvalsaadus. Seda seisukohta väljendati esmakordselt XVIII sajandil. I. Kant ja hiljem välja töötatud P. Laplace, D. Kuiper, D. Alven ja R. Cameron, kinnitavad mitmed tõendid.

Noori tähti leidub udukogude sees, suhteliselt kontsentreeritud tähtedevahelise gaasi ja tolmu piirkondades, mis on valgusaastate läbimõõduga. udukogusid leidub kogu meie galaktikas; usutakse, et tähed ja nendega seotud planeedisüsteemid tekivad nendes tohututes ainepilvedes.

Spekroskoopia abil näidati, et tähtedevaheline aine koosneb gaasidest – vesinikust, heeliumist ja neoonist – ning tolmuosakestest, mille mõõtmed on suurusjärgus mitu mikronit ning koosnevad metallidest ja muudest elementidest. Kuna temperatuur on väga madal (10–20 K), on kogu aine, välja arvatud nimetatud gaasid, tolmuosakeste peal külmunud olekus. Raskemad elemendid ja osa vesinikku on pärit varasemate põlvkondade tähtedelt; osa neist tähtedest plahvatas supernoovana, viies järelejäänud vesiniku tähtedevahelisse keskkonda tagasi ja rikastades seda nende sügavustes tekkinud raskemate elementidega.

Gaasi keskmine kontsentratsioon tähtedevahelises ruumis on vaid 0,1 aatomit N/cm 3, samas kui gaasi kontsentratsioon udukogudes on umbes 1000 aatomit N/cm 3, st 10 000 korda suurem. (1 cm 3 õhku sisaldab ligikaudu 2,7 × 10 19 molekuli.)

Kui gaasi-tolmupilv muutub tähtedevahelise gaasi ja tolmu aeglase settimise ja gravitatsiooni mõjul kokkukleepumise (akretsiooni) tulemusena piisavalt suureks, muutub see ebastabiilseks - selles rikutakse rõhu ja tasakaalulähedaste gravitatsioonijõudude suhet. . Gravitatsioonijõud domineerivad ja seega pilv tõmbub kokku. Kokkusurumise algfaasis väljub gravitatsioonienergia kiirgusenergiaks muundumisel eralduv soojus kergesti pilvest, kuna aine suhteline tihedus on madal. Aine tiheduse kasvades algavad uued olulised muutused. Gravitatsiooni- ja muude kõikumiste mõjul laguneb suur pilv väiksemateks pilvedeks, millest omakorda moodustuvad killud, mis lõpuks ületavad meie Päikesesüsteemi oma massilt ja suuruselt mitu korda (joon. 2.2; 1–5). Selliseid pilvi nimetatakse protostaarid. Muidugi on mõned prototähed massiivsemad kui meie päikesesüsteem, nad moodustavad suuremaid ja kuumemaid tähti, samas kui vähemmassiivsed prototähed moodustavad väiksemaid ja jahedamaid tähti, mis arenevad aeglasemalt kui esimesed. Prototähtede suurust piirab ülempiir, millest kõrgemal toimuks edasine killustumine, ja alumine piir tuumareaktsioonide säilitamiseks vajaliku minimaalse massiga.

Riis. 2.2. Gaasi-tolmu udukogu evolutsioon ja protoplanetaarse ketta teke

Esiteks, potentsiaalne gravitatsioonienergia, mis muutub soojuseks (kiirgusenergiaks), kiirgatakse gravitatsioonilise kokkutõmbumise ajal lihtsalt väljapoole. Kuid aine tiheduse kasvades neeldub üha rohkem kiirgusenergiat ja selle tulemusena tõuseb temperatuur. Lenduvad ühendid, mis algselt külmuvad tolmuosakeste külge, hakkavad aurustuma. Nüüd segatakse sellised gaasid nagu NH 3, CH 4, H 2 O (aurud) ja HCN H 2, He ja Ne-ga. Need gaasid neelavad järgnevaid kiirgusenergia osi, dissotsieeruvad ja läbivad ionisatsiooni.

Gravitatsiooniline kokkutõmbumine jätkub seni, kuni eralduv kiirgusenergia hajub molekulide aurustumisel ja ioniseerumisel tolmuosakestes. Kui molekulid on täielikult ioniseeritud, tõuseb temperatuur kiiresti, kuni kokkusurumine peaaegu peatub, kuna gaasi rõhk hakkab tasakaalustama gravitatsioonijõude. Nii lõpeb kiire gravitatsioonilise kokkutõmbumise (kokkuvarisemise) faas.

Praegusel arenemishetkel on meie süsteemile vastav prototäht ketas, mille keskel on paksenemine ja mille temperatuur on Jupiteri orbiidi tasemel ligikaudu 1000 K. Selline protostellaarne ketas areneb edasi: selles toimub ümberstruktureerimine ja see väheneb aeglaselt. Prototäht ise muutub järk-järgult kompaktsemaks, massiivsemaks ja kuumemaks, kuna nüüd saab soojust kiirguda ainult selle pinnalt. Soojus kandub prototähe sügavustest selle pinnale konvektsioonivoolude abil. Piirkond prototähe pinnast Pluuto orbiidile vastava kauguseni on täidetud gaasi- ja tolmuuduga.

Selle keerulise kokkutõmbumise seeria ajal, mis arvatavasti võttis aega umbes 10 miljonit aastat, tuleb süsteemi nurkimpulss säilitada. Kogu galaktika pöörleb, tehes 1 pöörde 100 miljoni aasta jooksul. Tolmupilvede kokkusurumisel ei saa nende nurkimment muutuda – mida rohkem nad kokku suruvad, seda kiiremini nad pöörlevad. Nurkhoogu säilimise tõttu muutub variseva tolmupilve kuju kerakujulisest kettakujuliseks.

Kui prototähe järelejäänud aine kokku surus, tõusis selle temperatuur piisavalt kõrgeks, et alustada vesinikuaatomite ühinemisreaktsiooni. Suurema energia sissevooluga tõusis temperatuur selle reaktsiooni tõttu piisavalt kõrgeks, et tasakaalustada edasise gravitatsiooni kokkutõmbumise jõude.

Ülejäänud gaasidest ja tolmust tekkisid planeedid prototähe ketta perifeeriasse (joonis 2.3). Tähtedevahelise tolmu koondumine gravitatsioonilise külgetõmbe mõjul viib tähe ja planeetide tekkeni umbes 10 miljoni aastaga (1–4). Täht siseneb põhijadasse (4) ja püsib paigal (stabiilses) umbes 8000 miljonit aastat, töötledes järk-järgult vesinikku. Seejärel lahkub täht põhijadast, paisub punaseks hiiglaseks (5 ja 6) ja "neelab" oma planeedid järgmise 100 miljoni aasta jooksul. Pärast mitme tuhande aasta pikkust muutuva tähena pulseerimist (7) plahvatab see supernoovana (8) ja variseb lõpuks kokku valgeks kääbuseks (9). Kuigi planeete peetakse tavaliselt massiivseteks objektideks, moodustab kõigi planeetide kogumass vaid 0,135% Päikesesüsteemi massist.

Riis. 2.3. Planeedisüsteemi teke

Meie planeedid ja arvatavasti planeedid, mis moodustuvad mis tahes protostellaarsel kettal, asuvad kahes põhitsoonis. Sisemine tsoon, mis Päikesesüsteemis ulatub Merkuurist kuni asteroidivööni, on väikeste maapealsete planeetide tsoon. Siin on prototähe aeglase kokkutõmbumise faasis temperatuur nii kõrge, et metallid aurustuvad. Välimine külmtsoon sisaldab gaase nagu H 2 O, He ja Ne ning osakesi, mis on kaetud külmutatud lenduvate ainetega, nagu H 2 O, NH 3 ja CH 4 . See välimine tsoon, kus on sellised planeedid nagu Jupiter, sisaldab palju rohkem ainet kui sisemine, kuna see on suur ja suurem osa algselt sisemises tsoonis olnud lenduvast ainest tõrjub prototähe aktiivsus välja.

Üks võimalus tähe evolutsioonist pildi koostamiseks ja vanuse arvutamiseks on analüüsida suurt juhuslikku tähtede valimit. Samal ajal mõõdetakse tähtede kaugusi, nende näivat heledust ja iga tähe värvi.

Kui tähe näiv heledus ja kaugus täheni on teada, saab selle absoluutsuuruse välja arvutada, kuna tähe näiv heledus on pöördvõrdeline kaugusega tähest. Absoluutne suurus on energia vabanemise kiiruse funktsioon, sõltumata selle kaugusest vaatlejast.

Tähe värvuse määrab selle temperatuur: sinine on väga kuum, valge on kuum ja punane on suhteliselt külm.

Joonisel 2.4 on kujutatud Hertzsprung-Russelli diagramm, mida teate oma astronoomiakursusest ja mis näitab absoluutse suuruse ja värvuse suhet suure hulga tähtede puhul. Kuna see klassikaline diagramm sisaldab igas suuruses ja vanuses tähti, vastab see "keskmisele" tähele oma evolutsiooni erinevates etappides.

Riis. 2.4. Hertzsprung-Russelli diagramm

Enamik tähti paikneb diagrammi sirgjoonelises osas; nende tasakaal muutub ainult järk-järgult, kuna neis sisalduv vesinik põleb läbi. Selles diagrammi osas, mida nimetatakse põhijadaks, on suurema massiga tähtedel kõrgem temperatuur; neis kulgeb vesinikuaatomite ühinemisreaktsioon kiiremini ja nende eluiga on lühem. Päikesest väiksema massiga tähtedel on madalam temperatuur, vesinikuaatomite sulandumine toimub neis aeglasemalt ja nende eluiga on pikem. Kui põhijada täht kasutab umbes 10% oma algsest vesinikuvarust, langeb selle temperatuur ja toimub paisumine. Nagu soovitatud, on punased hiiglased igas suuruses "vananenud" tähed, mis varem kuulusid põhijadasse. Tähe vanuse täpsel määramisel tuleb neid tegureid arvesse võtta. Nende põhjal tehtud arvutused näitavad, et meie galaktikas pole ükski täht vanem kui 11 000 miljonit aastat. Mõned väikesed tähed on selles vanuses; paljud suuremad tähed on palju nooremad. Kõige massiivsemad tähed võivad põhijärjestuses olla kuni 1 miljon aastat. Päike ja sarnase suurusega tähed jäävad põhijadale umbes 10 000 miljonit aastat, enne kui jõuavad punase hiiglase staadiumisse.

Ankurduspunktid

1. Aine on pidevas liikumises ja arengus.

2. Bioloogiline evolutsioon on aine kui terviku evolutsiooni teatud kvalitatiivne etapp.

3. Elementide ja molekulide transformatsioonid avakosmoses toimuvad pidevalt väga väikese kiirusega.

1. Mis on tuumasünteesi reaktsioonid? Too näiteid.

2. Kuidas tekivad Kant-Laplace'i hüpoteesi kohaselt tähesüsteemid gaasi-tolmu ainest?

3. Kas sama tähesüsteemi planeetide keemilises koostises on erinevusi?

2.2.3. Maa esmane atmosfäär ja elu tekke keemilised eeldused

Järgides ülaltoodud seisukohta planeedisüsteemide tekke kohta, saab anda üsna mõistlikke hinnanguid Maa primaarse atmosfääri elementide koostisele. Osa kaasaegsest käsitlusest põhineb loomulikult vesiniku tohutul ülekaalul kosmoses; seda leidub ka päikese käes. Tabelis 2.2 on näidatud tähe- ja päikeseaine elementide koostis.

Tabel 2.2. Tähe- ja päikeseaine elementaarne koostis

Eeldatakse, et esmase Maa atmosfäär, mille keskmine temperatuur oli kõrge, oli umbes selline: enne gravitatsioonikadu moodustas sellest suurema osa vesinik ning peamised molekulaarsed koostisosad olid metaan, vesi ja ammoniaak. Huvitav on võrrelda täheaine elementaarkoostist tänapäevase Maa ja Maal elava aine koostisega.

Elus looduses levinumad elemendid on vesinik ja heelium; neile järgnevad süsinik, lämmastik, räni ja magneesium. Pange tähele, et Maa pinnal asuva biosfääri elusaine koosneb peamiselt vesinikust, hapnikust, süsinikust ja lämmastikust, mida nende elementide olemuse järgi otsustades oli muidugi oodata.

Maa algne atmosfäär võib muutuda erinevate protsesside tulemusena, eelkõige vesiniku ja heeliumi difusiooniväljapääsu tõttu, mis moodustasid sellest olulise osa. Need elemendid on kõige kergemad ja need oleks pidanud atmosfäärist kaduma, sest meie planeedi gravitatsiooniväli on hiidplaneetide väljaga võrreldes väike. Suur osa Maa esialgsest atmosfäärist pidi kaduma väga lühikese ajaga; seetõttu eeldatakse, et paljud Maa atmosfääri esmased gaasid on gaasid, mis mattusid maa sisikonda ja vabanesid uuesti maa kivimite järkjärgulise kuumenemise tulemusena. Maa esmane atmosfäär koosnes tõenäoliselt samalaadsetest orgaanilistest ainetest, mida täheldatakse komeetidel: süsinik-vesinik-, süsinik-lämmastik-, lämmastik-vesinik- ja hapnik-vesiniksidemetega molekulid. Lisaks neile tekkis maa sisemuse gravitatsioonilise kuumenemise käigus ilmselt ka vesinik, metaan, süsinikmonooksiid, ammoniaak, vesi jne. Nende ainete abil viidi läbi enamik katseid primaarse atmosfääri modelleerimiseks.

Mis võiks ürgse Maa tingimustes tegelikult juhtuda? Selle kindlaksmääramiseks on vaja teada, millised energiatüübid selle atmosfääri kõige tõenäolisemalt mõjutasid.

2.2.4. Energiaallikad ja Maa vanus

Aine areng ja muundumine ilma energia sissevooluta on võimatu. Vaatleme neid energiaallikaid, mis määravad ainete edasise arengu mitte enam kosmoses, vaid meie planeedil - Maal.

Energiaallikate rolli hindamine ei ole lihtne; sel juhul on vaja arvesse võtta mittetasakaalutingimusi, reaktsioonisaaduste jahutamist ja nende varjestust energiaallikate eest.

Ilmselt mõjutasid kõik energiaallikad (tabel 2.3) märkimisväärselt ainete muundumist meie planeedil. Kuidas see juhtus? Loomulikult objektiivseid tõendeid lihtsalt ei eksisteeri. Küll aga saab modelleerida protsesse, mis iidsetel aegadel meie Maal toimusid. Esiteks on vaja kindlaks määrata ajalised piirid ja teiseks reprodutseerida võimaliku täpsusega tingimused planeedi eksisteerimise igas käsitletud epohhis.

Et arutada küsimusi elu tekke kohta Maal, peab lisaks aine muundumiseks vajalike energiaallikate tundmisele omama ka üsna selget ettekujutust nende transformatsioonide ajast.

Tabel 2.3. Võimalikud energiaallikad primaarseks keemiliseks evolutsiooniks

Tabel 2.4. Poolväärtusajad ja muud andmed mõnede Maa vanuse määramisel kasutatavate elementide kohta

Füüsikaliste teaduste areng on nüüdseks pakkunud bioloogidele mitmeid tõhusaid meetodeid teatud maakoore kivimite vanuse määramiseks. Nende meetodite olemus on analüüsida erinevate isotoopide ja tuuma lagunemise lõpp-produktide suhet proovides ning seostada uuringu tulemusi algelementide lõhenemise ajaga (tabel 2.4).

Selliste meetodite kasutamine võimaldas teadlastel koostada Maa ajaloo ajaskaala alates selle jahtumise hetkest, 4500 miljonit aastat tagasi, kuni tänapäevani (tabel 2.5). Nüüd on meie ülesanne selle aja jooksul kindlaks teha, millised tingimused olid ürgsel Maal, milline atmosfäär oli Maal, milline oli temperatuur, rõhk, millal tekkisid ookeanid ja kuidas tekkis Maa ise.

Tabel 2.5. Geoloogiline skaala

2.2.5. Keskkonnatingimused iidsel Maal

Tänapäeval on teaduse jaoks fundamentaalse tähtsusega tingimuste rekonstrueerimine, milles tekkisid esimesed "elu pisikud". Suur on A. I. Oparini teene, kes 1924. aastal pakkus välja esimese keemilise evolutsiooni kontseptsiooni, mille kohaselt pakuti esmase Maa tingimuste reprodutseerimiseks laboratoorsetes katsetes lähtepunktiks hapnikuvaba atmosfäär.

1953. aastal allutasid Ameerika teadlased G. Urey ja S. Miller metaani, ammoniaagi ja vee segu elektrilahendustele (joonis 2.5). Esimest korda tuvastati sellise katse abil saadud toodete hulgas aminohapped (glütsiin, alaniin, asparagiin- ja glutamiinhape).

Milleri ja Urey katsed stimuleerisid paljudes laborites molekulaarse evolutsiooni ja elu tekke uurimist ning viisid probleemi süstemaatilise uurimiseni, mille käigus sünteesiti bioloogiliselt olulisi ühendeid. Peamised tingimused primitiivsel Maal, mida teadlased on arvesse võtnud, on toodud tabelis 2.6.

Rõhku, nagu ka atmosfääri kvantitatiivset koostist, on raske arvutada. "Kasvuhooneefekti" arvesse võttes tehtud hinnangud on üsna meelevaldsed.

Arvutused, mis võtavad arvesse nii "kasvuhooneefekti" kui ka päikesekiirguse ligikaudset intensiivsust abiootilisel ajastul, on viinud väärtusteni, mis on mitukümmend kraadi üle külmumispunkti. Peaaegu kõik ürgse Maa tingimuste taasloomise katsed viidi läbi temperatuuril 20–200 °C. Neid piire ei seatud arvutuste või mõne geoloogilise andmete ekstrapoleerimisega, vaid pigem orgaaniliste ühendite stabiilsuse temperatuuripiire arvesse võttes.

Meie planeedile 4–4,5 × 10 9 aastat tagasi iseloomulike primaaratmosfääri gaasidega sarnaste gaasisegude, erinevate energialiikide kasutamine ning selle perioodi klimaatilisi, geoloogilisi ja hüdrograafilisi tingimusi arvesse võttes võimaldas seda teha. Paljudes elu tekkimist uurivates laborites on võimalik leida tõendeid selliste orgaaniliste molekulide abiootiliste esinemisviiside kohta nagu aldehüüdid, nitritid, aminohapped, monosahhariidid, puriinid, porfüriinid, nukleotiidid jne.

Riis. 2.5. Milleri aparaat

Tabel 2.6. Tingimused ürgsel maal

Protobiopolümeeride teke on keerulisem probleem. Nende olemasolu vajadus kõigis elussüsteemides on ilmne. Nad vastutavad protoensümaatilised protsessid(Näiteks, hüdrolüüs, dekarboksüülimine, amiinimine, deamineerimine, peroksüdatsioon jne), mõne väga lihtsa protsessi jaoks, nt kääritamine, ja muudele, keerukamatele, nt fotokeemiline reaktsioonid, fotofosforüülimine, fotosüntees ja jne.

Vee olemasolu meie planeedil (esmane ookean) on toonud kaasa võimaluse protobiopolümeeride tekkeks keemilise reaktsiooni – kondenseerumise – protsessis. Niisiis, peptiidsideme moodustamiseks vesilahustes vastavalt reaktsioonile:

nõutavad energiakulud. Need energiakulud suurenevad mitu korda, kui valgumolekulid saadakse vesilahustes. Makromolekulide süntees "biomonomeeridest" nõuab spetsiifiliste (ensümaatiliste) veeeemaldusmeetodite kaasamist.

Üldine aine ja energia evolutsiooniprotsess universumis hõlmab mitut järjestikust etappi. Nende hulgas on kosmoseudukogude teket, nende arengut ja planeedisüsteemide struktureerumist saab ära tunda. Planeetidel toimuvad ainete transformatsioonid on määratud teatud üldiste loodusseadustega ja sõltuvad planeedi asukohast tähesüsteemis. Mõnda neist planeetidest, nagu Maad, iseloomustavad omadused, mis võimaldavad anorgaanilise aine arengut erinevate keeruliste orgaaniliste molekulide ilmumise suunas.

Ankurduspunktid

1. Maa esmane atmosfäär koosnes peamiselt vesinikust ja selle ühenditest.

2. Maa on Päikesest optimaalsel kaugusel ja saab piisavalt energiat, et hoida vett vedelas olekus.

3. Vesilahustes tekivad erinevate energiaallikate mõjul kõige lihtsamad orgaanilised ühendid mittebioloogilisel teel.

Vaadake üle küsimused ja ülesanded

1. Loetlege kosmilised ja planetaarsed eeldused elu tekkeks meie planeedil abiogeenselt.

2. Mis tähtsust anorgaanilistest ainetest orgaaniliste molekulide tekkimisel Maal oli primaarse atmosfääri redutseeriv iseloom?

3. Kirjeldage S. Milleri ja P. Urey katsete läbiviimise aparatuuri ja metoodikat.

Kasutades pealkirjade "Terminoloogia" ja "Kokkuvõte" sõnavara, tõlkige inglise keelde lõigud "Viitepunktid".

Terminoloogia

Valige iga vasakpoolses veerus näidatud termini jaoks vastav definitsioon, mis on toodud paremas veerus vene ja inglise keeles.

Valige vasakpoolses veerus iga termini jaoks õige definitsioon paremas veerus loetletud inglis- ja venekeelsete variantide hulgast.

Arutelu küsimused

Millised energiaallikad teie arvates iidsel Maal valitsesid? Kuidas seletada erinevate energiaallikate mittespetsiifilist mõju orgaaniliste molekulide moodustumise protsessidele?

2.3. Protobiopolümeeride päritolu teooriad

Erinevad hinnangud ürgse Maa keskkonna olemusele viisid erinevate katsetingimuste loomiseni, millel olid põhimõtteliselt samad, kuid mitte alati samad tulemused.

Vaatleme mõnda kõige olulisemat teooriat polümeerstruktuuride tekke kohta meie planeedil, mis peituvad biopolümeeride – elu aluse – tekke alguses.

Termiteooria. Kondensatsioonireaktsioone, mis võivad viia madala molekulmassiga prekursoritest polümeeride moodustumiseni, saab läbi viia kuumutamisel. Võrreldes teiste elusaine komponentidega on polüpeptiidide süntees kõige paremini uuritud.

Polüpeptiidide termilise sünteesi hüpoteesi autor on Ameerika teadlane S. Fox, kes uuris pikka aega peptiidide moodustumise võimalusi ürgsel Maal eksisteerinud tingimustes. Kui aminohapete segu kuumutatakse normaalsetes atmosfääritingimustes või inertses keskkonnas temperatuurini 180–200 °C, siis polümerisatsiooniproduktid, väikesed oligomeerid, milles monomeerid on omavahel ühendatud peptiidsidemetega, aga ka väikeses koguses polüpeptiide. moodustatud. Juhtudel, kui esialgseid aminohapete segusid rikastasid eksperimentaatorid happelist või aluselist tüüpi aminohapetega, näiteks asparagiin- ja glutamiinhapetega, suurenes polüpeptiidide osakaal oluliselt. Sel viisil saadud polümeeride molekulmass võib ulatuda mitme tuhande D-ni (D - Dalton, massiühik, mis on arvuliselt võrdne 1/16 hapnikuaatomi massiga.)

Aminohapetest termiliselt saadud polümeeridel – proteinoididel – on palju valgutüüpi biopolümeeride spetsiifilisi omadusi. Keerulise struktuuriga nukleotiidide ja monosahhariidide termilise kondensatsiooni korral tundub aga praegu teadaolevate nukleiinhapete ja polüsahhariidide teke ebatõenäoline.

Adsorptsiooni teooria. Peamiseks vastuargumendiks vaidlustes polümeerstruktuuride abiogeense esinemise üle on molekulide madal kontsentratsioon ja energia puudumine monomeeride kondenseerimiseks lahjendatud lahustes. Tõepoolest, mõnede hinnangute kohaselt oli orgaaniliste molekulide kontsentratsioon "ürgses supis" umbes 1%. Selline kontsentratsioon, mis on tingitud ainete kondenseerumiseks vajalike erinevate molekulide kontaktide haruldusest ja juhuslikkusest, ei suutnud mõne teadlase sõnul tagada protobiopolümeeride nii "kiiret" moodustumist, nagu see juhtus Maal. Selle probleemi ühe lahenduse, mis on seotud sellise kontsentratsioonibarjääri ületamisega, pakkus välja inglise füüsik D. Bernal, kes arvas, et orgaaniliste ainete lahjendatud lahuste kontsentratsioon tekib "nende adsorptsioonil savi vesilahuses".

Ainete interaktsiooni tulemusena adsorptsiooniprotsessis mõned sidemed nõrgenevad, mis viib mõne hävimiseni ja teiste keemiliste ühendite moodustumiseni.

Madala temperatuuri teooria. Selle teooria autorid, Rumeenia teadlased C. Simonescu ja F. Denesh, lähtusid mõnevõrra erinevatest ideedest kõige lihtsamate orgaaniliste ühendite abiogeense esinemise ja polümeerseteks struktuurideks kondenseerumise tingimuste kohta. Autorid omistavad külma plasma energiale energiaallikana juhtivat tähtsust. Selline arvamus ei ole alusetu.

Külm plasma on looduses laialt levinud. Teadlased usuvad, et 99% universumist on plasma olekus. Selline aine olek esineb ka tänapäeva Maal keravälkude, aurorade, aga ka eriliigi plasma – ionosfääri – kujul.

Olenemata abiootilise Maa energia olemusest muudab igasugune energia keemilised ühendid, eriti orgaanilised molekulid, aktiivseteks osakesteks, näiteks mono- ja polüfunktsionaalseteks vabadeks radikaalideks. Nende edasine areng sõltub aga suurel määral energiavoo tihedusest, mis on kõige enam väljendunud külma plasma kasutamise korral.

Pinglike ja keerukate katsete tulemusel külma plasma kui protobiopolümeeride abiogeense sünteesi energiaallikaga õnnestus teadlastel saada nii üksikuid monomeere kui ka peptiidtüüpi polümeeri struktuure ja lipiide.

Oparin arvas, et üleminek keemiliselt evolutsioonilt bioloogilisele eeldab üksikute faasidest eraldiseisvate süsteemide kohustuslikku tekkimist, mis on võimelised suhtlema väliskeskkonnaga, kasutama selle aineid ja energiat ning selle põhjal kasvama, paljunema ja läbima looduslikku valikut.

Ilmselt tuli multimolekulaarsete süsteemide abiootilist eraldamist orgaaniliste ainete homogeensest lahusest korduvalt läbi viia. Looduses on see endiselt väga laialt levinud. Kuid kaasaegse biosfääri tingimustes saab otseselt jälgida ainult selliste süsteemide moodustumise algetappe. Nende areng on tavaliselt väga lühiajaline mikroobide juuresolekul, mis hävitavad kõik elusolendid. Seetõttu on elu tekkimise selle etapi mõistmiseks vaja rangelt kontrollitud laboritingimustes kunstlikult saada faasidest eraldatud orgaanilised süsteemid ning sel viisil moodustatud mudelite abil paika panna nii nende võimaliku evolutsiooni teed minevikus kui ka selle protsessi seadused. Kõrgmolekulaarsete orgaaniliste ühenditega laboritingimustes töötades puutub pidevalt kokku taoliste faasidest eraldatud süsteemide teke. Seetõttu võib ette kujutada nende esinemise viise ja katseliselt saada laboritingimustes erinevaid süsteeme, millest paljud võiksid olla meile kunagi Maa pinnale ilmunud moodustiste mudelid. Näiteks siin on mõned neist: "mullid" Goldeicra, "mikrosfäärid" rebane, "jeyvanu" Bahadur, "probiondid" Egami ja paljud teised.

Sageli pööratakse selliste tehissüsteemidega töötades, mis lahusest isoleerivad, erilist tähelepanu nende välisele morfoloogilisele sarnasusele elusobjektidega. Kuid see ei ole probleemi lahendus, vaid see, et süsteem saab oma aineid ja energiat kasutades suhelda väliskeskkonnaga nagu avatud süsteemid ning selle alusel kasvada ja paljuneda, mis on omane kõigile elusolenditele.

Selles osas on kõige lootustandvamad mudelid koacervaadi tilgad.

Igal molekulil on teatud struktuurne korraldus, st selle koostise moodustavad aatomid asuvad loomulikult ruumis. Selle tulemusena tekivad molekulis erineva laenguga poolused. Näiteks veemolekul H 2 O moodustab dipooli, milles molekuli üks osa kannab positiivset laengut (+) ja teine negatiivset (-). Lisaks dissotsieeruvad mõned molekulid (näiteks soolad) vesikeskkonnas ioonideks. Nende vees ümbritsevate molekulide keemilise korralduse selliste iseärasuste tõttu moodustuvad teatud orienteeritud veemolekulidest vee "särgid". NaCl molekuli näitel võib märgata, et Na + iooni ümbritsevad veedipoolid on negatiivsete pooluste poolt pööratud tema poole (joonis 2.6) ja positiivsete pooluste kaudu Cl − iooni poole.

Riis. 2.6. Hüdreeritud naatriumkatioon

Riis. 2.7. Koacervaatide kokkupanek

Orgaanilised molekulid on suure molekulmassiga ja keerulise ruumilise konfiguratsiooniga, seetõttu ümbritseb neid ka vesikiht, mille paksus sõltub molekuli laengu suurusest, soolade kontsentratsioonist lahuses, temperatuurist jne. .

Teatud tingimustel omandab veekiht selged piirid ja eraldab molekuli ümbritsevast lahusest. Vesikihiga ümbritsetud molekulid võivad ühineda, moodustades multimolekulaarseid komplekse - koacerveerib(joonis 2.7).

Koacervaadi tilgad tekivad ka mitmesuguste looduslike ja kunstlikult saadud polümeeride lihtsal segamisel. Sel juhul toimub polümeeri molekulide isekoosnemine multimolekulaarseteks faasidest eraldiseisvateks moodustisteks - optilise mikroskoobi all nähtavad tilgad (joonis 2.8). Enamik polümeeri molekule on neisse koondunud, samas kui keskkonnas need peaaegu puuduvad.

Tilgad on eraldatud keskkonnast terava liidesega, kuid need on võimelised absorbeerima aineid väljastpoolt avatud süsteemide viisil.

Riis. 2.8. Katse käigus saadud koacervaadi tilgad

Lisades koacervaadi tilka erinevaid katalüsaatorid(sh ensüümid) on võimalik esile kutsuda mitmeid reaktsioone, eelkõige väliskeskkonnast tulevate monomeeride polümerisatsiooni. Seetõttu võivad tilgad suureneda mahu ja kaalu poolest ning laguneda seejärel tütarvormideks.

Näiteks nurksulgudes on näidatud koacervaadi languses toimuvad protsessid ja väljaspool neid on väliskeskkonnas olevad ained:

glükoos-1-fosfaat → [glükoos-1-fosfaat → tärklis → maltoos] → maltoos

Valgust ja kummiaraabikust moodustunud koatservaadi tilk kastetakse glükoos-1-fosfaadi lahusesse. Glükoos-1-fosfaat hakkab tilka sisenema ja polümeriseerub selles tärkliseks katalüsaatori - fosforülaasi toimel. Moodustunud tärklise tõttu tilk kasvab, mida saab hõlpsasti kindlaks teha nii keemilise analüüsi kui ka otseste mikroskoopiliste mõõtmiste abil. Kui tilga sisse lülitada teine katalüsaator b-amülaas, laguneb tärklis maltoosiks, mis eraldub väliskeskkonda.

Seega kõige lihtsam ainevahetus. Aine siseneb tilka, polümeriseerub, põhjustades kasvu süsteemi ja selle lagunemise käigus lähevad selle lagunemise produktid väliskeskkonda, kus neid varem ei olnud.

Teine skeem illustreerib katset, kus polümeeriks on polünukleotiid. Histoonivalgust ja kummiaraabikust koosnev tilk ümbritsetakse ADP lahusega.

Tilga sisenemisel polümeriseerub ADP polümeraasi mõjul polüadenüülhappeks, mille tõttu tilk kasvab ja anorgaaniline fosfor satub väliskeskkonda.

ADP → [ADP → Poly-A + P] → P

Sel juhul suureneb lühikese aja jooksul vähenemine maht rohkem kui kaks korda.

Nii tärklise sünteesil kui ka polüadenüülhappe moodustumisel energiarikas (makroergiline)ühendused. Nende ühendite keskkonnast tuleva energia tõttu toimus polümeeride süntees ja koatservaaditilkade kasv. Akadeemik A. I. Oparini ja kaastöötajate ühes teises katseseerias näidati, et energia hajumisega seotud reaktsioonid võivad esineda ka koacervaadi tilkades endis.