Вымершие радиоактивные изотопы

Радиоактивный изотоп	T Период полураспада лет	Тип распада	Продукт распада
Бериллий	10Ве	2,5 Χ 106	β-распад	10В
Алюминий	26 Аl	0,74 Χ 10s	+ β -распад	26Mg
Марганец	53Мn	3,7 Χ 106	+ β -распад	53Сг
Ниобий	92Nb	3,3 Χ 107	е-захват	92Zr
Палладий	107Pd	7 Χ 107	β -распад	107Ag
Йод	129J	1,7 Χ 107	β -распад	129Хе
Самарий	146Sm	5 Χ 107	α-распад	142Nd
Свинец	205Pb	5 Χ 107	е-захват	205Tl
Уран	236U	2,4 Χ 107	α -распад	232Th
Нептуний	237Np	2 Χ 106	α -распад и	209Bi
Плутоний	244Pu	8,2 Χ 107	осколочное	232Th
Кюрий	247Cm	1,6 Χ 107	деление	207Pb
Z = 112 - 114	n Χ l07(?)	˝	?

величины получить невозможно ввиду допущения некоторых исходных данных, которые не могли быть надежными.

Радиоактивный распад не мог совершаться необозримо долгое время, в противном случае радиоактивных элементов попросту не существовало бы в материале Солнечной системы. Очевидно, что сам по себе радиоактивный распад неизбежно указывает на процесс естественного синтеза радиоактивных и других стабильных изотопов в космической истории вещества Солнечной системы в целом. Согласно существующим расчетам возраста, это событие во времени было недалеким от эпохи образования Земли и планет (см. рис. 16). Основной вывод, вытекающий из современных геохронологических и изотопных данных представляется совершенно очевидным - происхождение Солнечной системы было органически связано с происхождением ряда химических элементов. Современная и вымершая радиоактивность Земли является прямым следствием естественного синтеза радиоактивных изотопов. По-видимому, в исторической последовательности Солнечная система образовалась на переломном этапе эволюции вещества - от ядерной эволюции к эволюции химической.

ХИМИЧЕСКАЯ ЭВОЛЮЦИЯ РАННЕЙ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ

После завершения ядерного синтеза, первичная туманность, окружавшая Солнце, образовалась из вещества достаточно свежего после нуклеосинтеза и была сильно радиоактивна. Первичный материал, из которого возникли планеты, был представлен сильно ионизированными разобщенными атомами, ядрами и электронами. Иначе говоря, это была плазма. Только после значительного снижения температур при остывании, ниже 2000°К, атомные ядра и многократно ионизированные атомы приобрели путем рекомбинации нормальные электронные оболочки, что создало условия для осуществления химических реакций и образования первых химических соединений. Наиболее распространенные химически активные элементы превращались в галовые молекулярные виды, а при дальнейшем охлаждении возникали твердые Частицы как конечные продукты конденсации солнечного газа.

Конденсация твердых и жидких частиц (капель) из солнечной туманности давно уже рассматривалась как один из важнейших физико-химических процессов в газовом облаке в ранней истории Солнечной системы. Первые указания на характер физико-химических процессов в протопланетном скоплении материи мы находим в химическом составе хондритов - наиболее распространенных каменных метеоритов. Важнейшей чертой химического состава этих метеоритов являются вариации степени окисления вещества - от состояния максимального окисления до полного восстановления железа у энстатитовых хондритов. Эта закономерность была замечена давно и выражена в правилах Г. Прайора.

Процессы окисления железа в веществе солнечного состава были изучены в 1950 г. В.М. Латимером, который показал, что реакция:

3 Fe + 4 Н₂О ↔ Fe₃O₄ + 4 Н₂

при константе равновесия

Р_Н2О

К = Р_Н2

протекает слева направо при температуре ниже 400°К. Из этого следует, что степень окисления железа в веществе хондритовых метеоритов указывает на температурные условия их формирования и, следовательно, на температурные условия ранней истории Солнечной системы. Родоначальные тела энстатитовых хондритов, содержащих металлическое железо, формировались при более высоких температурах, чем углистые хондриты, которые содержат магнетит Fe₃O₄.

Большая часть тел астероидного пояса по оптическим данным сложена материалом типа углистых хондритов, указывающих, что эта область солнечной туманности знаменовалась процессами окисления вещества с максимальной полнотой.

В области ближайших к Солнцу планет земного типа проявилось неполное окисление железа. В минимальной степени оно относится к Меркурию, а вещество более отдаленного Марса оказывается более окисленным. Отсюда нетрудно заключить, что степень окисления протопланетного материала зависит от гелиоцентрического расстояния.

Понижение температуры первоначально горячей газовой системы солнечного состава приводит к последовательной конденсации сначала нелетучих - тугоплавких, затем труднолетучих и в самом конце наиболее летучих элементов и их соединений. Процесс конденсации горячего газа солнечного состава был количественно изучен и рассчитан по уравнениям химической термодинамики Л. Гроссманом, Дж. Ларимером, Дж. Льюисом и другими авторами. Результаты расчетов этих исследователей представлены на диаграмме рис. 17. На ней приведены интервалы температур конденсации соответствующих минералов в ходе понижения температур при падении давления от 1,00 до 0,007 атм. Однако в целом последовательность выделения минералов существенно не зависит от значений давления.

Конденсация элементов и их соединений в виде оксидов, силикатов, сульфидов проходила в определенной закономерной последовательности. Первыми конденсировались высокотемпературные оксиды в виде корунда, перовскита и силиката - мелилита. Однако они реагировали с газовыми компонентами туманности и превращались в другие минералы в интервале

Рис. 17. Температуры конденсации элементов и их соединений при остывании газа солнечного состава.

температур 1500-1360° К. Следующим важным и распространенным конденсатом оказалось никелистое железо. Затем конденсировались силикаты, в которые вошли наиболее распространенные элементы О, Si, Mg, Ca, а последними выделились некоторые сульфиды, магнетит и ртуть. В процессе последовательной конденсации и выделения частиц твердой фазы в их состав входили и другие, менее распространенные химические элементы в соответствии со своими термодинамическими свойствами и величинами атомных, ионных радиусов. Так в состав силикатов входили преимущественно литофильные элементы, а в металлическую фазу типичные сидерофильные. Далее по мере появления низкотемпературных фаз в них накапливались летучие компоненты, которые в течение долгого времени составляли газовую компоненту окружающей остаточной среды.

Особое место в процессе конденсации занимали углерод и кислород. Рассчитанные температуры конденсации исходили из солнечного отношения С/О = 0,6, которое допускалось повсеместно одинаковым во всей гомогенной солнечной туманности. Но в действительности это отношение менялось, оказывая влияние на конденсацию. Так при возрастании отношения С/О от 0,9 до 1,0 температуры конденсации снижаются на 300°К. При этом в числе первых конденсатов появляются высокотемпературные вещества, например, графит, CaS, Fe₃C, SiC и TiN, которые действительно обнаружены в наиболее восстановленных метеоритах типа энстатитовых хондритов и ряда железных метеоритов. В общем можно допустить, что в ходе эволюции протопланетной туманности отношение С/О в разных ее частях было изменчивым под влиянием разных факторов.

По мере дальнейшего охлаждения солнечной туманности до температур 400 - 300° К, происходит гидратация частиц ранее выделившихся силикатов. Она заключается во взаимодействии силикатов с парами воды. При этом взаимодействии энстатит, форстерит и диопсид превращаются в гидратированные силикаты:

Тальк Mg₂Si₄O₁₀(OH)₂

Серпентин Mg₃Si₂O₅(OH)

Тремолит Ca₂Mg₅Si₈O₂₂(OH)₂

Гидратированные силикаты являются скрытыми носителями такого важного летучего вещества как вода. В тонкодисперсном состоянии они обладают высокой адсорбционной способностью и поэтому могут из окружающей среды захватывать не только молекулы воды, но также обычные и инертные газы, а также летучие вещества вообще. Молекулы Н₂О - первые соединения, возникающие в ходе охлаждения солнечного газа.

Следует также отметить, что гидратированные силикаты обладают свойствами катализаторов. Поэтому на последних стадиях охлаждения солнечной туманности они могли играть выдающуюся роль в синтезе высокомолекулярных соединений, включая органические вещества.

По данным космохимии представляется вероятным, что образование планет проходило в два этапа. Первый выразился в охлаждении газового диска и конденсации части его вещества в частицы разного состава. Таким способом возникла газово-пылевая туманность, которая оказалась неустойчивой и из-за разной скорости остывания в зависимости от расстояния до Солнца, приобрела химическую неоднородность, дополнительно усиливающуюся под влиянием давления солнечных лучей и корпускулярного истечения материи Солнца.

Второй этап выразился в аккреции - аккумуляции конденсированных частиц в отдельные сгущения - планетезимали, протопланеты. Можно полагать, что эти два этапа не были резко разделены друг от друга во времени. Наоборот, вполне вероятно, что аккумуляции в отдельных зонах протопланетного диска началась тогда, когда конденсация еще не завершилась.

Эволюция солнечной туманности схематически представлена на рис. 18. Ближе к Солнцу внутренние планеты земного типа образовались при сгущении преимущественно высокотемпературной фракции со значительным содержанием металлического железа.

Рис. 18. Последовательность событий в истории Солнечной системы.

Так ближайший к Солнцу Меркурий состоит на 2/3 из металлического железа, а самый удаленный из внутренних планет Марс - вероятно, только на 1/4. В пределах астероидного пояса металлического железа содержится меньше, а большинство астероидов имеют полностью окисленное железо.

ОБРАЗОВАНИЕ ОРГАНИЧЕСКИХ СОЕДИНЕНИЙ

Жизнь на Земле связана с Космосом энергетически и по вещественному составу. В процессе жизнедеятельности организмы используют наиболее доступные атомы, которые способны к образованию устойчивых и кратных химических связей. Атомы углерода могут формировать длинные цепи, что приводит к возникновению бесчисленных полимеров. Сера и фосфор также образуют кратные связи, что создает возможность для поглощения энергии и переноса ее отдельными дозами.

В космических условиях наиболее распространенные атомы соединяются между собой, образуя молекулы, которые обнаружены методами современной радиоастрономии. К настоящему времени в облаках космического газа и в атмосферах холодных звезд обнаружено 100 видов молекул, большая часть которых состоит из атомов биофильных элементов, характерных для живого вещества. Большая часть обнаруженных космических молекул относится к углерод-содержащим, включая 10 атомные (примером может служить молекула простой аминокислоты - глицина NH₂CH₂COOH). Некоторые из космических молекул имеют 13 атомов. Английские астрофизики Ф. Хойл и Ч. Викрамасингх считают, что эти открытия не являются случайными и что в ближайшее время в космическом пространстве будут обнаружены и другие аминокислоты, а также детали нуклеиновых кислот.

Таким образом, в отношении состава космохимия Вселенной создает неограниченные возможности для различных комбинаций углерода с другими элементами по законам химической связи. По мнению астрофизиков, органических соединений в Космосе значительно больше, чем чисто неорганических - частиц космической пыли.

Но пути образования молекул органических веществ в Космосе еще далеко не выяснены и представляют большую научную проблему. Ввиду низкой концентрации элементов, сами химические реакции - маловероятны. Поэтому можно допустить, что в построении межзвездных молекул принимают участие частицы космической пыли. Наиболее распространенные молекулы Космоса представлены СО. Они, вероятно, возникают в условиях звездных атмосфер при достаточной плотности вещества и затем выбрасываются в космическое пространство.

При выяснении условий возникновения жизни и биосферы особое значение имеет нахождение органических веществ в метеоритах, фиксирующих далекую историю органической космохимии в процессе остывания солнечной туманности, где на завершающих стадиях эволюции создавались благоприятные условия для целого ряда химических реакций между биофильными элементами и их простейшими молекулами.

Органическое вещество в метеоритах впервые обнаружил знаменитый шведский химик И. Берцелиус в 1834 г. при анализе углистого хондрита Алаис. В дальнейшем было установлено присутствие в метеоритах твердых углеводородов, соединений С, Н, О, S. Наиболее обстоятельному исследованию подвергались углистые хондриты, в которых почти весь углерод находится в составе органического вещества. Содержание углерода и некоторых летучих веществ в углистых хондритах разного типа характеризуется следующими величинами (в %):

Углистые СS H2O хондриты С1 2,7 - 5,0 5,2 - 6,7 18 - 22 С2 1,1 - 2,8 2,3 - 3,7 8 - 17 С3 0,2 - 0,6 1,8 - 2,4 0,1 - 1,5

Очевидно, что максимальное содержание углерода, серы и воды встречено в углистых хондритах С1, а минимальное - в хондритах СЗ. Таким образом в настоящее время мы имеем надежные данные о том, что в родоначальных телах углистых хондритов в результате процессов их формирования возникли сложные органические соединения - закономерный итог химической эволюции ранней Солнечной системы. Углистые хондриты типа СЗ представлены непрочными темными камнями, которые при растирании пальцами рассыпаются в пыль. Мелкозернистая масса составляет в них примерно 95%. В нее включены хондры состоящие из оливина и магнетита (размером 1 - 50 мкм). Минеральный состав метеорита этого типа представлен на рис. 19. Обращает на себя внимание тесная ассоциация органического вещества с низкотемпературными гидратированными силикатами - хлоритом, серпентином и сульфатами. Углистые хондриты типа С1 наиболее богаты органическими веществами абиогенного происхождения.

Рис. 19. Минеральный состав углистого хондрита Оргей. Площади на диаграмме пропорциональны весовым процентам содержания минералов.

К настоящему времени, благодаря исследованиям Г.П. Вдовыкина (1967, 1979), Э. Андерса, Р. Хаятсу, М. Штудира (1973, 1981), Дж. Брукса (1981), органические соединения метеоритов изучены довольно детально и обстоятельно. Наиболее тщательно изучались углистые хондриты.

Органические соединения метеоритов перечислены в таблице 18.

Таблица 18