Sinteza apei în spațiu

Apa este sintetizată deasupra stelei Betelgeuse .

În condițiile spațiului , apa poate fi sintetizată doar cu dificultate. Atomii necesari de hidrogen și oxigen se întâlnesc extrem de rar în vid mare. Acest lucru face ca reacțiile chimice să fie foarte puțin probabile. În plus, radiația stelelor ar distruge din nou moleculele. Oricum ionizează atomii, astfel încât sintezele nu pot avea loc în primul rând.

Cu toate acestea, multe resurse de apă au fost descoperite în spațiu . Se găsesc în spațiul interstelar ca particule fine de gheață sau ca vapori de apă . În consecință, ar trebui să existe modalități prin care apa poate fi sintetizată chiar și departe de planete și luni. Ionii de hidrogen triatomici, praful interstelar și praful interplanetar sunt de o mare importanță . Ionii de hidrogen triatomici sunt creați de radiațiile ultraviolete și apoi reacționează cu atomii de oxigen, astfel încât moleculele de apă se pot forma după alte etape intermediare. Praful interstelar, pe de altă parte, protejează în mod eficient lumina stelelor și previne astfel descompunerea moleculelor. De asemenea, oferă suprafețe de reacție care favorizează sinteza apei. În cele din urmă, praful interplanetar formează apă atunci când este lovit de vânturile stelare . Aici nucleele atomice de hidrogen ale vânturilor stelare reacționează cu atomii de oxigen din praf.

În plus, apa este sintetizată în atmosferele stelelor, atâta timp cât temperatura ambiantă nu este mai caldă decât aproximativ 3800K. Traseele sintetice care au loc acolo au fost până acum în mare parte neexplorate.

Originea hidrogenului și a oxigenului

Apa este alcătuită din hidrogen și oxigen , cel mai comun și al treilea element chimic din univers. Hidrogenul s-a format în cursul big bang-ului . Oxigenul a fost creat numai în timpul anumitor nucleosinteze din interiorul stelelor. Mai târziu a fost aruncat în spațiu de vânturile puternice stelare de la stele roșii gigantice și de la supernove . Acolo s-a amestecat cu restul materiei interstelare.

Cea mai veche stea cunoscută și încă existentă există de 13,6 miliarde de ani și se numește SMSS J031300.36-670839.3 . Steaua s-a format la doar 220 de milioane de ani după Big Bang, care, conform interpretării comune a datelor de la Telescopul Spațial Planck , a avut loc în urmă cu 13,82 miliarde de ani. Materialul din care s-a format SMSS J031300.36-670839.3 conținea deja oxigen. Acest oxigen a provenit probabil de la o stea precursor de foarte scurtă durată, cu 60 de ori mai mare decât masa Soarelui și a fost expulzat în principal în timpul supernei sale. Astfel, ambele tipuri de atomi pentru sinteza apei sunt prezente în spațiu de cel puțin 13,6 miliarde de ani.

Condiții în spațiul liber

Moleculele de apă nu pot fi sintetizate în mod normal în spațiul liber. Golul are un vid ridicat cu o densitate de o particulă per cm³. Probabilitatea ca atomii de hidrogen și oxigen să se unească pentru a forma molecule de apă este foarte scăzută.

În plus, sinteza apei are loc ca o reacție exotermă . De exemplu, în reacția oxihidrogenă - reacția oxigenului atomic cu moleculele de hidrogen pentru a forma vapori de apă - 491 kilojuli pe mol sunt transformați în energie termică. Într-un vid ridicat, energia nu poate fi transferată către alte particule și rămâne în molecula de apă în întregime ca energie de vibrație. Acest lucru îl face să se rupă.

Cu toate acestea, ambele tipuri de atomi oricum nu ar putea reacționa între ele. Le-ar lipsi electronii de valență necesari . Acest lucru se datorează luminii ionizante care emană de la stele. Lumina sa ultravioletă cu unde scurte furnizează deja cei 13,6 electroni volți care sunt necesari pentru ionizarea atomilor de hidrogen. Dacă un atom de hidrogen este lovit de radiații ionizante, nucleul atomic și electronul sunt separați. Aceasta înseamnă că hidrogenul este adesea ionizat în spațiul liber și, prin urmare, nu poate fi utilizat pentru reacții chimice.

Sinteza apei în nori moleculari

În regiunea BN-KL din nebuloasa Orion , apa este sintetizată ( imagine în infraroșu ).

Nebuloasele interstelare se află în diferite locuri din spațiu . Un tip de nebuloasă interstelară sunt norii moleculari . Acestea conțin atomi neionizați, molecule care dau nume și mult praf interstelar.

Particulele de praf interstelar se formează în supernove și în zonele exterioare ale stelelor roșii gigantice și ale stelelor roșii supergigante . Acesta este motivul pentru care aceste particule de praf au fost prezente în univers atâta timp cât materialul de pornire al stelei SMSS J031300.36-670839.3, adică de 13,6 miliarde de ani. În plus, s-a înregistrat aproape atât de mult praf pentru galaxia A1689-zD1 cât se găsește astăzi în Calea Lactee . Lumina din acea galaxie are o schimbare de roșu de aproximativ 7,5. Aceasta înseamnă că a fost 13,1 miliarde de ani pentru a ajunge pe Pământ. Drept urmare, galaxiile au reușit să colecteze cantități mari de praf încă de la 720 de milioane de ani de la Big Bang. În Calea Lactee, norii moleculari - norii de gaz-praf - se află în principal în nivelul galactic din interiorul brațelor spirale .

Particulele de praf ajută la formarea atomilor și moleculelor neutre. Deși reprezintă doar un procent din masa norului, praful acționează ca o protecție eficientă împotriva radiațiilor. Își protejează norul de o mare parte a luminii stelelor care vine din exterior, inclusiv de radiațiile ultraviolete pe care le conține. Particulele de praf absorb radiația și o transformă în lumină infraroșie cu unde lungi . Lumina cu infraroșu are prea puțină energie pentru a se ioniza. Lumina infraroșie este emisă către exterior. Particulele de praf absorb, de asemenea, energia termică din interiorul norului și, de asemenea, o eliberează spre exterior ca lumină infraroșie. În acest fel, praful interstelar acționează ca o răcire eficientă. Norul pierde energie termică, astfel încât se poate răcori la o temperatură de 5 K. În mod corespunzător, mișcarea particulelor browniene a particulelor din nor devine mai mică. Acest lucru face ca norul să fie mai dens și în cele din urmă chiar opac.

Praful interstelar generează un interior protejat împotriva radiațiilor, rece și mai dens. Moleculele de apă pot fi sintetizate în interiorul norului. Au fost propuse trei rute diferite pentru sinteză.

Sinteza apei cu ioni de hidrogen triatomici

O moleculă de hidrogen neutru (H 2 ) se îndreaptă din interiorul norului molecular până la marginea acestuia. Acolo molecula de hidrogen este lovită de radiațiile ionizante de la stelele din apropiere (sau de razele gamma cosmice ). Ca rezultat, un electron este eliminat din moleculă. Se creează o moleculă de hidrogen pur și simplu ionizată (H 2 + ). Această moleculă de hidrogen încărcată pozitiv pur și simplu reacționează cu un atom de hidrogen neutru numit HI, care este comun în norii moleculari. Reacția creează un singur ion hidrogen cu trei atomi (H 3 + ) încărcat pozitiv .

Ionul hidrogen triatomic reacționează cu un atom de oxigen neutru. Se creează un ion oxoniu încărcat pozitiv (H 3 O + ). Deoarece particulele sunt ionizate constant la marginea norului molecular, există mulți electroni care plutesc liber în jur. Ionul oxoniu captează un astfel de electron. Se formează un radical Rydberg neutru (H 3 O). Adăugarea electronului este, totuși, un proces puternic exoterm. Radicalul Rydberg începe să vibreze la fel de puternic ca și când ar fi fost încălzit la o temperatură de 59727 K. Energia ridicată a vibrațiilor îl face pe Rydberg radical instabil. Se dezintegrează practic imediat după sinteză. Radicalul Rydberg se descompune în trei moduri diferite:

  • Există o probabilitate de 71% ca aceasta să se descompună în doi atomi de hidrogen neutri (2 HI) și o particulă de hidroxil (OH).
  • Cu o probabilitate de 12,5%, se descompune într-o moleculă de hidrogen neutru (H 2 ) și o particulă de hidroxil (OH).
  • Cu o probabilitate de 16,5%, totuși, se descompune într-un atom de hidrogen neutru (HI) și o moleculă de apă (H 2 O).

Dacă molecula de apă se îndreaptă în interiorul norului molecular protejat împotriva radiațiilor, nu se va dezintegra din nou din cauza radiațiilor ionizante. În acest fel, vaporii de apă se pot aduna treptat acolo.

Sinteza apei cu praf interstelar

În nebuloasa Orion, praful interstelar este implicat în sinteza apei.

Deși densitatea particulelor din interiorul norilor moleculari este mult mai mare decât în ​​spațiul liber, în cele din urmă este încă foarte scăzută. Prin urmare, chiar și în nori, probabilitatea nu ar fi deosebit de mare ca atomii să se întâlnească ca parteneri de reacție. Cu toate acestea, există și praf interstelar în nori. Praful are o importanță centrală în următoarele două căi de sinteză a apei.

Sinteza apei cu depozitare temporară pe praful interstelar

Pe măsură ce trece prin norul molecular, o particulă de praf interstelar colectează treptat alte particule. Acest lucru se datorează faptului că atomii și moleculele se lipesc de suprafața sa rece. Atomi de hidrogen neutri care trec în trecut înghețează acolo.

La suprafața particulelor de praf, doi atomi de hidrogen reacționează pentru a forma o moleculă de hidrogen neutră. Reacția este exotermă. Energia termică desprinde molecula de hidrogen de la suprafața particulelor de praf. Molecula de hidrogen se îndreaptă în norul molecular. Acolo poate reacționa cu un atom de oxigen într-o reacție exotermă pentru a forma o moleculă de apă.

Dacă noua moleculă de apă lovește apoi o altă particulă din norul molecular, aceasta poate transmite energia sa vibrațională ridicată. Apoi nu se destramă imediat. Rămâne ca o moleculă de apă intactă în norul molecular. Împreună cu alte molecule de apă, formează vapori de apă subțiri. Majoritatea moleculelor de apă îngheață din nou la un moment dat pe particulele de praf. Devin parte a straturilor de gheață care acoperă particulele de praf.

Sinteza apei cu stocare constantă pe praful interstelar

Și pe această cale de sinteză, atomii care trec în derivă se lipesc de suprafețele reci ale particulelor de praf interstelar. Atomii de hidrogen se acumulează în timp, dar și atomii de oxigen îngheață. La suprafața particulelor de praf, doi atomi de hidrogen reacționează cu un atom de oxigen pentru a forma o moleculă de apă.

Ca întotdeauna, reacția de sinteză a apei este exotermă. Cu toate acestea, de regulă, energia termică eliberată nu ar trebui să fie suficientă pentru a permite noii molecule de apă să se deplaseze în norul molecular liber. În schimb, energia este pur și simplu absorbită de particula de praf. Acesta este motivul pentru care moleculele de apă rezultate se lipesc adesea de suprafața particulei de praf. Acolo formează mantaua de gheață de apă în timp.

Comparativ cu celelalte două posibilități prezentate, această a treia cale de sinteză a apei este cea mai eficientă. În primul rând , șansa ca moleculele de apă să se formeze nu este doar de 16,5%. Pe de altă parte , moleculele de apă nu sunt amenințate de dezintegrarea imediată, deoarece nu își pot transmite energia vibrațională cu o probabilitate redusă.

Sinteza apei cu praf interplanetar

Vânturile stelelor pot sintetiza apa în particule de praf interplanetare ( absorbția EM ).

Particulele de praf interplanetare pot fi, de asemenea, implicate în sinteza apei. Acest lucru se întâmplă atunci când particulele de praf sunt lovite de vânturile stelare. Vânturile stelelor constau în mare parte din nuclei atomici de hidrogen. Pe de altă parte, praful interplanetar constă în principal din silicați . Nucleii atomici de hidrogen ai vânturilor stelare descompun rețeaua minerală a silicaților. Ca urmare, atomii de oxigen sunt eliberați. Un atom de oxigen poate reacționa apoi cu hidrogenul pentru a forma o moleculă de apă. Moleculele de apă se colectează în cortexul particulelor de praf interplanetare.

Prin același mecanism, apa poate apărea și pe suprafața corpurilor cerești care nu au sau doar atmosfere extrem de subțiri. De exemplu, regolitul lunii Pământului este îmbogățit cu apă .

Sinteza apei în atmosfere stelare

Apa se formează și în atmosferele stelelor uriașe roșii și a stelelor supergigante roșii . Acestea conțin vapori de apă în afara fotosferei și cromosferei într-un strat numit MOLsphere , care are temperaturi de aproximativ 1500 K. Materialul pentru MOLsphere este furnizat de la suprafața stelei și probabil crește prin celule uriașe de convecție și unde Alfvén . Cu toate acestea, multe întrebări despre originea și sinteza apei în sferele MOL rămân încă fără răspuns.

Mai mult, vaporii de apă au fost descoperiți peste stelele pitice roșii . Temperaturile sunt cuprinse între 2800 K și 3800 K. Se găsește și peste petele solare , unde predomină temperaturi de aproximativ 3200 K. Restul suprafeței acestei stele pitice galbene este de aproximativ 5800 K prea fierbinte pentru a permite moleculelor de apă să existe. În afară de aceste citiri de temperatură, se știe puțin despre sinteza apei prin stele.

Vezi si

literatură

  • Henrik Buhr, Julia Stützel, Mario B. Mendes, O. Novotný, Dirk Schwalm, MH Berg, Dennis Bing, Manfred Grieser, Oded Heber, Claude Krantz, Sebastian Menk, Steffen Novotny, DA Orlov, Annemieke Petrignani, ML Rappaport, R. Repnow, D. Zajfman, Andreas Wolf: Molecule de apă fierbinte din recombinarea disociativă a D 3 O + cu electroni reci. În: Scrisori de recenzie fizică. Nr. 105, 2010, p. 103202. doi: 10.1103 / PhysRevLett.105.103202
  • Victoria Louise Frankland: Către înțelegerea formării apei pe boabele de praf interstelare . Edinburgh 2011. (online)
  • Jörn Müller, Harald Lesch: De unde vine apa pământului? În: Chimia în timpul nostru. 37, 2003, pp. 242-246. doi: 10.1002 / ciuz.200300282
  • Andreas Wolf: hidrogen triatomic în nori interstelari și pe Pământ. În: Spectrul științei. Nr. 07, 2012, pp. 12-14. (pe net)

Dovezi individuale

  1. ↑ Miguel Montargès, Pierre Kervella, Guy Perrin, Keiichi Ohnaka: Explorarea apei și a monoxidului de carbon din jurul Betelgeuse cu VLTI / AMBER. În: European Astronomical Society Publications Series. Nr. 60, 2013, p. 167 doi: 10.1051 / eas / 1360019
  2. ↑ a b c d e f Andreas Wolf: hidrogen triatomic în nori interstelari și pe pământ. În: Spectrul științei. Nr. 07, 2012, p. 12 (online)
  3. ↑ a b Jörn Müller, Harald Lesch: De unde vine apa pământului? În: Chimia în timpul nostru. 37, 2003, p. 243 doi: 10.1002 / ciuz.200300282
  4. ↑ Michele Fumagalli, John M. O'Meara, J. Xavier Prochaska: Detectarea gazului curat la două miliarde de ani după Big Bang. În: Știință. Nr. 334, 2011, p. 1245 doi: 10.1126 / science.1213581
  5. ↑ Flacăra unei stele pe moarte. În: Spectrul științei. 04, 2013, p. 9 (online)
  6. ↑ a b Donald Goldsmith: Viitorul îndepărtat al stelelor. În: Spectrul științei. Nr. 06, 2012, p. 43 (online)
  7. ↑ Douglas NC Lin: Nașterea haotică a planetelor. În: Spectrul științei. Nr. 06, 2008, p. 26 (online)
  8. ↑ Torsten A. Enßlin: Planck măsoară lumina de la începutul timpului. În: Fizica în timpul nostru. Nr. 44, 2013, p. 162 doi: 10.1002 / piuz.201390062
  9. ↑ a b Stefan C. Keller, Mike S. Bessell, Anna Frebel, Andrew R. Casey, Martin Asplund, Heather R. Jacobson, Karin Lind, John E. Norris, David Yong, Alexander Heger, Zazralt Magic, Gary S. Da Costa, Brian P. Schmidt, Patricia B. Tisserand: O singură supernovă cu energie scăzută, săracă în fier, ca sursă de metale în steaua SMSS J031300.36−670839.3. În: Natura. Nr. 506, 2014, p. 463 doi: 10.1038 / nature12990
  10. ↑ a b c Roald Hoffmann: Azi gătim supă elementară! În: Spectrul științei. 04, 2014, p. 84 (online)
  11. ↑ Jacob Dunningham, Vlatko Vedral: Fizică cuantică introductivă și relativitate . Imperial College Press, Londra 2011, ISBN 978-1-84816-514-4 , p. 93.
  12. ↑ a b Ronald J. Reynolds: Gazul dintre stele. În: Dossierul Spectrum of Science. 4, 2003, p. 46.
  13. ↑ Isabel Aleman, Toshiya Ueta, Djazia Ladjal, Katrina M. Exter, JH Kastner, R. Montez, AGGM Tielens, Y.-H. Chu, H. Izumiura, I. McDonald, R. Sahai, N. Siódmiak, R. Szczerba, PAM van Hoof, E. Villaver, W. Vlemmings, M. Wittkowski, AA Zijlstra: Herschel Planetary Nebula Survey (HerPlaNS). În: Astronomie și astrofizică. Nr. 566, 2014, p. A79. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201322940
  14. ↑ Martin Harwit, David A. Neufeld, Gary J. Melnick, Michael J. Kaufman: Emisiile termice de vapori de apă din regiunile șocate din Orion. În: The Astrophysical Journal Letters. Nr. 497, 1998, p. L105. doi: 10.1086 / 311291
  15. ↑ a b J. Mayo Greenberg: Praful cosmic. În: Dossierul Spectrum of Science. 4, 2003, p. 56 (online)
  16. ↑ a b c J. Müller, H. Lesch: De unde vine apa pământului? În: Chimia în timpul nostru. În: Nr. 37, 2003, p. 244 doi: 10.1002 / ciuz.200300282
  17. ↑ Darach Watson, Lise Christensen, Kirsten Kraiberg Knudsen, Johan Richard, Anna Gallazzi, Michał Jerzy Michałowski: O galaxie prăfuită, normală, în epoca reionizării. În: Natura. Nr. 519, 2015, p. 327 doi: 10.1038 / nature14164
  18. ↑ a b J. Mayo Greenberg: Praful cosmic. În: Dossierul Spectrum of Science. 4, 2003, p. 55 (online)
  19. ↑ J. Mayo Greenberg: Praful cosmic. În: Dossierul Spectrum of Science. 4, 2003, pp. 55, 57 (online)
  20. ↑ Henrik Buhr, Julia Stützel, Mario B. Mendes, O. Novotný, Dirk Schwalm, MH Berg, Dennis Bing, Manfred Grieser, Oded Heber, Claude Krantz, Sebastian Menk, Steffen Novotny, DA Orlov, Annemieke Petrignani, ML Rappaport, R Repnow, D. Zajfman, Andreas Wolf: Molecule de apă fierbinte din recombinarea disociativă a D 3 O + cu electroni reci. În: Scrisori de recenzie fizică. Nr. 105, 2010, p. 103202 doi: 10.1103 / PhysRevLett.105.103202
  21. ↑ Victoria Louise Frankland: Către înțelegerea formării apei pe boabele de praf interstelare . Edinburgh 2011, p. 6 (online)
  22. ↑ J. Mayo Greenberg: Praful cosmic. În: Dossierul Spectrum of Science. 4, 2003, pp. 56–57, 59 (online)
  23. ↑ Victoria Louise Frankland: Către înțelegerea formării apei pe boabele de praf interstelare . Edinburgh 2011, pp. II și 337 (online)
  24. ↑ Victoria Louise Frankland: Către înțelegerea formării apei pe boabele de praf interstelare . Edinburgh 2011, pp. II și 25 (online)
  25. ↑ Victoria Louise Frankland: Către înțelegerea formării apei pe boabele de praf interstelare . Edinburgh 2011, p. 25 (online)
  26. ↑ John P. Bradley, Hope A. Ishii, Jeffrey J. Gillis-Davis, James Ciston, Michael H. Nielsen, Hans A. Bechtel, Michael C. Martin: Detecția apei solare produse de vânt în jante iradiate pe minerale silicatice. În: Proceedings of the National Academy of Sciences. Nr. 111, 2014, p. 1732 doi: 10.1073 / pnas.1320115111
  27. ↑ Carle M. Pieters, Jitendra N. Goswami, Roger N. Clark, M. Annadurai, J. Boardman, B. Buratti, JP Combe, MD Dyar, R. Green, JW Head, C. Hibbitts, M. Hicks, P Isaacson, R. Klima, G. Kramer, S. Kumar, E. Livo, S. Lundeen, E. Malaret, T. McCord, J. Mustard, J. Nettles, N. Petro, C. Runyon, M. Staid , J. Sunshine, LA Taylor, S. Tompkins, P. Varanasi: Caracter și distribuție spațială a OH / H 2 O pe suprafața lunii văzută de M3 pe Chandrayaan-1. În: Știință. Nr. 326, 2009, p. 568 doi: 10.1126 / science.1178658
  28. ↑ Martin Wieser, Stas Barabash, Yoshifumi Futaana, Mats Holmström, Anil Bhardwaj, R. Sridharan, MB Dhanya, Peter Wurz, Audrey Schaufelberger, Kazushi Asamura: Reflecție extrem de ridicată a protonilor de vânt solar ca atomi de hidrogen neutri din regolit în spațiu. În: Știința planetară și spațială. Nr. 57, 2009, p. 2132 doi: 10.1016 / j.pss.2009.09.012
  29. ↑ Yang Liu, Yunbin Guan, Youxue Zhang, George R. Rossman, John M. Eiler, Lawrence A. Taylor: Măsurarea directă a hidroxilului în regulitul lunar și originea apei de suprafață lunare. În: Nature Geoscience. Nr. 05, 2012, p. 779 doi: 10.1038 / ngeo1601
  30. ↑ Takashi Tsuji: Apa observată în stelele uriașe și supergigante roșii - Manifestarea unei imagini noi a atmosferei stelare sau altfel dovezi împotriva modelului clasic fotosferei stelare. În: Proceedings of Symposium "Exploating the ISO Data Archive - Infrared Astronomy in the InternetAge". 24-27 iunie (2002), pp. 4 și 9. Link
  31. ↑ T. Tsuji: Apa în emisie în spectrul observatorului spațiului infraroșu al stelei M supergigante timpurii μ Cephei. În: Jurnalul astrofizic. Nr. 540 (200), p. 99 doi: 10.1086 / 312879
  32. ↑ P. Kervella, G. Perrin, A. Chiavassa, ST Ridgway, J. Cami, X. Haubois, T. Verhoelst: Mediul circumstelar apropiat al Betelgeuse II. VISIR. În: Astronomie și astrofizică. Nr. 531, 2011, p. A117. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201116962
  33. ↑ Mohsen Farzone, Nils Ryde, Graham Mark Harper, Julien Lambert, E. Josselin, MJ Richter, K. Eriksson: Care este originea semnăturilor de vapori de apă în stelele gigantice roșii? În: EAS Publications Series. Nr. 60, 2013, p. 155 doi: 10.1051 / eas / 1360017
  34. ↑ Hugh RA Jones, Yakiv Pavlenko, Serena Viti, Jonathan Tennyson: Analiza spectrală a vaporilor de apă în stelele reci. În: Notificări lunare ale Royal Astronomical Society. Nr. 330, 2002, pp. 675, 683. doi: 10.1046 / j.1365-8711.2002.05090.x
  35. ^ Peter F. Bernath: Apa în petele solare și stele. În: Repere ale astronomiei. Nr. 12, 2002, pp. 71-72. (pe net)