Космос — не пустота. Между звёздами есть вещество: газ, пыль, молекулы. Сначала астрономы думали, что там может быть только пара простейших соединений. Теперь мы знаем более 200 различных молекул, включая сложные органические — от этилового спирта до возможных предшественников аминокислот. Как они образуются при температурах в несколько кельвинов и плотностях, недостижимых в лучших земных вакуумных насосах? И почему астрохимия — это не просто земная химия в космосе, а совершенно другая наука?
Из лекции вы узнаете:
- как в 1930-е годы впервые обнаружили молекулы в межзвёздной среде и почему Артур Эддингтон сначала отказывался в это верить;
- как Уильям Хаггинс в XIX веке определил спектры туманностей и принял дважды ионизованный кислород за новый элемент «небулий»;
- почему межзвёздные линии поглощения кальция стали первым доказательством того, что пространство между звёздами не пусто;
- как устроена межзвёздная пыль: силикаты, графит, полициклические ароматические углеводороды и почему модель MRN до сих пор популярна, но уже неполна;
- что такое «очень мелкие пылинки» и почему они вспыхивают и остывают, а не находятся в равновесии;
- как астрономы изучают молекулы в радиодиапазоне и почему молекулярный водород H₂ — самая распространённая молекула — так трудно наблюдать;
- почему формальдегид, аммиак, метанол и другие молекулы стали открываться одно за другим с 1960-х годов;
- как работают ион-нейтральные реакции — единственные, которые ускоряются при понижении температуры;
- почему космические лучи, а не ультрафиолет, запускают химию в глубине молекулярных облаков;
- как устроены астрохимические базы данных и почему предсказания разных моделей могут различаться на порядки;
- почему метанол невозможно объяснить газофазными реакциями — и как пылинки спасают ситуацию;
- как на поверхности пылинок из простых молекул собираются сложные органические соединения;
- что такое дейтериевое фракционирование и почему в межзвёздном формальдегиде дейтерия в миллионы раз больше, чем в среднем;
- какие проблемы остаются: неизвестные скорости реакций, потерянные сечения фотоионизации и невозможность воспроизвести космические времена в лаборатории.
А ещё: как устроена глобула B68, почему молекула CO — главный «заменитель» водорода, и какие задачи сейчас стоят перед астрохимией в связи с новыми наблюдениями интерферометра ALMA.
Лекция о том, как химия помогает астрономам заглянуть в самое сердце звёздообразования — и почему без сложных моделей сегодня уже не обойтись.
Смотреть на Youtube:
- «Астрохимия» (от 25.02.2019)
