''Na tropach życia, czyli jak przebiegała ewolucja materii we Wszechświecie'' (''Chemia w szkole'' 2-2007 r.).pdf

Nauka i technika

Na tropach życia, czyli

jak przebiegała ewolucja

materii we Wszechświecie

MAREK K. KALINOWSKI

cjonuje Wszechświat oraz opis jego

rozwoju – to podstawowe zagadnie-

nia filozofii i nauk przyrodniczych. Możliwe

scenariusze ewolucji materii, wiodącej

do powstania życia na Ziemi, fascynują ba-

daczy reprezentujących różne specjalności.

Wystarczy powiedzieć, że co rok ukazuje się

kilkaset publikacji chemików, fizyków i bio-

logów, przynoszących nowe, ważne informa-

cje i koncepcje. Zarysowują one konse-

kwentny, jakby logiczny ciąg zdarzeń,

wydający się potwierdzać słuszność poglądu

Alberta Einsteina wypowiedzianego w liście

do Maxa Borna, znanym z okresu sporu

uczonych na temat probabilistycznej inter-

pretacji rodzącej się wówczas mechaniki

kwantowej: „... mój głos wewnętrzny mówi

mi, że Bóg [stwarzając Wszechświat – przyp.

mój, MKK] nie rzucał kostką”. Przyjrzyjmy

się zatem choćby niektórym faktom.

Otóż aktualne badania informują, że

Wszechświat zaistniał (13,7±0,2)·10 9 lat te-

mu, a jego początkiem – zgodnie z tzw. mo-

delem standardowym – był Wielki Wybuch.

Nie wiemy, co spowodowało ów akt, a pe-

wien, jedynie hipotetyczny obraz Wszech-

świata, w którym zapewne panują nieznane

dotąd kwantowe prawa grawitacji, zaryso-

wuje się dopiero w epoce Plancka, czyli

w czasie rzędu 10 –44 s po Wielkim Wybuchu.

A jest to obraz doprawdy egzotyczny [1]:

oto ówczesny Wszechświat, gdyby był roz-

patrywany w przestrzeni kartezjańskiej,

miałby promień ~10 –33 cm, gęstość rzędu

10 93 g cm –3 i temperaturę 10 32 K, która od-

powiada energii rzędu 10 19 GeV. Nie istnia-

ły wtedy galaktyki i gwiazdy, nie istniały na-

wet atomy oraz ich podstawowe składniki

(protony, neutrony, elektrony), nie mogły

istnieć nawet kwarki... Wielki Wybuch był

przyczyną sprawczą ekspansji Wszechświa-

ta, którego rozmiary stopniowo wzrastały,

malała gęstość i temperatura. Potem nade-

szła era hadronowa. Pomińmy domniemane

drogi oraz szczegóły przebiegających zja-

wisk, informując tylko, że powstały wtedy

między innymi protony i neutrony. A po

upływie mniej więcej 0,001 s nastała era lep-

tonowa. Trwała około 10 s; obok innych czą-

stek elementarnych zaliczanych do kategorii

leptonów zaistniały wówczas elektrony.

Na początku kolejnego stadium rozwoju,

określanego jako era promieniowania,

Wszechświat był więc mieszaniną obejmują-

cą między innymi protony, neutrony, elek-

trony oraz promieniowanie elektromagne-

tyczne i neutrinowe. Już po kilku pierwszych

sekundach, po zakończeniu fazy inflacyjnej

(przyspieszonej ekspansji), zaistniały wa-

runki umożliwiające wychwyt neutronów

przez protony; w ten sposób powstawały

najprostsze jądra złożone – deuterony:

Wychwytywały one kolejne neutrony

i protony, przekształcając się w promienio-

twórcze jądra trytu:

oraz lekkiego izotopu helu:

Skutkiem kolejnych przemian:

Chemia w Szkole

R eguły i prawa, według których funk-

Nauka i technika

były szczególnie trwałe jądra .

Takimi zapewne drogami przebiegała

nukleosynteza pierwotna [2,3]. Jej zakoń-

czeniem, zgodnie z tzw. hipotezą

αβγ

błądzące w przestrzeni kosmicznej. Powsta-

wały atomy wodoru o liczbach masowych 1

i 2, helu o liczbach masowych 3 i 4, wreszcie

litu o liczbie masowej 7. W największej obfi-

tości występowały pierwsze z wymienionych;

obfitość była mniejsza o kilka rzędów

wielkości. Z takim wianem Wszechświat

wkroczył w kolejną fazę rozwoju – erę kon-

densacji, nazywaną także gwiezdno-galak-

tyczną lub współczesną, bowiem trwa ona

do naszych czasów. Informacje przekazane

przez satelitę COBE (Cosmic Background

Explorer) wykazały istnienie mierzalnych

fluktuacji temperatury promieniowania tła,

a więc lokalnych zagęszczeń materii w róż-

nych obszarach wczesnego Wszechświata

[4,5]. Stopniowo narastające siły grawitacji

powodowały ich kondensację i przyciąganie

produktów nukleosyntezy pierwotnej z bar-

dziej odległych obszarów przestrzeni. Mate-

ria obłoku stawała się coraz gęstsza, rosła

przy tym jej temperatura. Niekiedy obłok

rozpadał się na części, a gdy temperatura

przekraczała milion stopni, rodziły się pro-

togwiazdy. Rozbłyskiwały, potem traciły

swój blask, jaśniały ponownie, by po pewnej

liczbie takich przemian rozpocząć swój zwy-

kły, gwiezdny żywot. Żywot związany z prze-

mianą protonów w jądra

co wskazuje, że w ciągu mniej więcej pierw-

szej godziny zaistniały izotopowe jądra wo-

doru i helu oraz jądra litu o liczbie maso-

wej 7. Czy w podobnych warunkach mogły

powstać nuklidy jeszcze bardziej złożone?

Odpowiedź na to pytanie jest zdecydo-

wane negatywna. Zauważmy bowiem, że

przebieg każdej następnej reakcji rozpocz-

nie się wtedy, gdy w określonej przestrzeni

nagromadzi się dostatecznie duża liczba

wytworzonych wcześniej jąder; jąder, do-

dajmy, obdarzonych energią kinetyczną wy-

starczającą do pokonania coraz wyższych

barier kulombowskich. A przecież Wszech-

świat nieustannie rozszerzał się, wychła-

dzał, czyli rosły odległości między oddziału-

jącymi obiektami, malała ich energia...

Decydującą rolę odgrywał więc czas; to dla-

tego mniemamy, że w warunkach nukle-

osyntezy pierwotnej nie było żadnych szans

na wytworzenie jąder o liczbach masowych

przekraczających 7. Jakie jest zatem pocho-

dzenie pozostałych pierwiastków?

Otóż w końcowym stadium ery promie-

niowania (a trwała ona, powiedzmy, kilkaset

tysięcy do miliona lat) nuklidy, o których

mówiliśmy dotąd, wychwytywały elektrony

Niestabilność grawitacyjna, wspomaga-

na zapewne przez inne procesy, dobrze wy-

jaśnia powstawanie gwiazd. Na fotogra-

fiach zarejestrowanych przez aparaturę

próbnika WMAP ( Wilkinson Microwave

Anisotropy Probe ) można zidentyfikować

dokładne obrazy przyszłych galaktyk i ich

gromad; wiek Wszechświata wynosił wów-

czas zaledwie 380 tysięcy lat [6].

L ITERATURA

[2]. B. Kuchowicz, Kosmochemia , PWN, Warszawa, 1979.

[3]. Г.В. Войткевич, Проблемы космохимии , Изд. Ростовского универ-ситета, 1987.

[4]. D.J. Fixsen, E.S. Cheng, M. Gales, J.C. Mather, R.A. Shafer, E.L. Wright, Astrophys. J. , 473 , 576 (1996).

[5]. E.F. Bunn, P.G. Ferreira, J. Silk, Phys. Rev. Letters , 77 , 2883 (1996).

[6]. C.L. Bennett, M. Halpern, G. Hinshaw, N. Jarosik, A. Kogut, M. Limon, S.S. Meyer, L. Page, D.N. Spergel, G.S. Tucker, E. Wollack, E.L. Wright,

C. Barnes, M.R. Greason, R.S. Hill, E. Komatsu, M.R. Nolta, N. Odegard, H.V. Peiris, L. Verde, J.L. Weiland, Astrophys. J. Suppl. Ser. , 148 , 1 (2003)

2/2007

(od

nazwisk Alphera, Bethego i Gamova), mo-

głaby być przemiana:

[1]. M. Heller, Ewolucja Kosmosu i kosmologii , PWN, Warszawa, 1985.

Nauka i technika

Proces przemiany czterech protonów

w jądra przebiegający w kilku stadiach,

który – nawiasem mówiąc – jest źródłem

energii słonecznej, określa się zazwyczaj

mianem gałęzi głównej cyklu protonowego.

Znane są także dwie gałęzie boczne; szcze-

gólną rolę odgrywają w nich jądra izotopo-

we helu wytworzone w nukleosyntezie pier-

wotnej, bądź w wyniku „spalania” protonów

we wnętrzu gwiazdy. Wymienię tutaj reak-

cję prowadzącą do nietrwałych jąder berylu:

prowadzi, oczywiście, do stopniowego

wzrostu temperatury gwiazdy. Wraz z po-

wstawaniem węgla coraz większą rolę od-

grywają radiacyjne wychwyty

Po wyczerpaniu helu we wnętrzu gwiaz-

dy pozostaje w zasadzie mieszanina nukli-

dów węgla i tlenu z niewielką domieszką

neonu. Jeśli masa gwiazdy jest wystarczają-

co duża, dalsze jej kurczenie się doprowa-

dza do temperatury rzędu 500 milionów

stopni, a wtedy zaczynają oddziaływać ze

sobą (spalać się) atomy się węgla:

które wprawdzie wychwytują elektrony:

ale również, w czasie swego istnienia, mogą

oddziaływać z protonami:

Gdy w wyniku kondensacji wodoru i he-

lu powstały najstarsze gwiazdy, wydzielanie

energii w ich wnętrzach było związane wła-

śnie z cyklem protonowym. A co działo się

po wypaleniu wodoru?

Mówiąc najprościej, dalsze losy gwiazdy

zależą od jej masy. Przy masach dostatecz-

nie dużych, grawitacyjne kurczenie się

gwiezdnego jądra, zawierającego teraz

przede wszystkim hel może doprowadzić

do wzrostu temperatury nawet do stu mi-

lionów stopni. W tych warunkach prawdo-

podobna staje się przemiana:

Wreszcie w temperaturze około miliar-

da stopni następuje spalanie tlenu:

a szczególnie rozpowszechnionym „popio-

łem” staje się krzem. Ogromna bariera

kulombowska związana z procesem

sprawia, że zmieniają się drogi

syntezy cięższych pierwiastków. W ogól-

nym zarysie mamy o nich pewne wyobraże-

nie; wiemy również, że istnieją mniej lub

bardziej uzasadnione doniesienia o identy-

fikacji w gwiazdach nawet pierwiastków

transuranowych [2, 3].

Od osobliwego stanu Plancka, poprzez

cząstki elementarne, potem jądra atomowe

i atomy pierwiastków – tak postępowała

ewolucja fizyczna materii we Wszechświe-

cie. Ale to wcale nie koniec opowieści: pa-

miętamy bowiem, że stadium kończące

przebieg reakcji jądrowych w gwieździe za-

leży od jej masy. Szczególnie spektakularny

a powstające w niej jądro , chociaż

skrajnie nietrwałe, wychwytuje radiacyjnie

Nuklid jest jednym z ogniw tzw. cy-

klu węglowo-azotowego; w tym wypadku

ograniczymy się do wskazania tylko jednej

wybranej reakcji, powadzącej do zaistnie-

nia jąder azotu:

Proces spalania helu i związane z nim

nagromadzanie się coraz cięższych jąder

Chemia w Szkole

Nauka i technika

jest kres życia gwiazd ciężkich, o masach co

najmniej czterdziestokrotnie przekraczają-

cych masę Słońca. W wyniku gwałtownego

kurczenia się pod wpływem sił grawitacyj-

nych, gwiazda taka zapada się sama w sobie,

a towarzyszy temu wyzwolenie ogromnej

ilości energii. Obserwujemy wówczas wy-

buch supernowej o jasności przewyższającej

nawet sto milionów razy jasność Słońca oraz

wyrzucenie części gwiezdnej materii w prze-

strzeń Kosmosu. Pozostałością po takim wy-

buchu w naszej Galaktyce (rok 1054) jest

przepiękna Mgławica Krab. Materia odrzu-

cona przez umierającą gwiazdę wchodzi

później w skład nowopowstających gwiazd,

gwiazd młodszego pokolenia, do których

należy również nasze Słońce.

Tak więc źródłem pierwiastków che-

micznych są gwiazdy. W tym aspekcie jakże

ciekawie wygląda ich względne rozpo-

wszechnienie (odpowiednie wartości poda-

ne są w nawiasach) w Galaktyce. Wśród

pięciu występujących w największej obfito-

ści znajdujemy, oprócz helu (0,07), wodór

(1), tlen (0,0007), węgiel (0,0004) i azot

(0,0001) [7]. Czy to przypadek, że na tych

pierwiastkach opiera się życie? Od rozwa-

żań o życiu jesteśmy wprawdzie daleko, ale

wspomnijmy właśnie teraz, że wystarczy,

aby w reakcjach jądrowych zachodzących

w gwiazdach pierwszego pokolenia powsta-

ło choćby kilka pierwiastków, a ich atomy

trafiły w przestrzeń kosmiczną, by mogła

zacząć się i rozwinąć ewolucja chemiczna

materii. Od prostych jonów i molekuł dwu-

atomowych, takich jak, np. C 2 , CO, CO + ,

CH + , CH, CN, CS, OH, NS, SiO, później

zbudowanych z trzech atomów (H 2 O,

HCN, HCO, CCH, N 2 H + , H 2 S), prowadzi

ona do układów coraz bardziej złożonych,

również tych, którym przypisujemy znacze-

nie biologiczne. Wzory wybranych znajdu-

jemy w tabeli 1; wybranych, bowiem do

czasów obecnych, w różnych obszarach Ko-

Tabela 1.

Niektóre związki organiczne wykryte w prze-

strzeni międzygwiezdnej

zidentyfikowane na podstawie widm rotacyjnych

aldehyd mrówkowy

aldehyd octowy

tioaldehyd mrówkowy

kwas mrówkowy

alkohol metylowy

alkohol etylowy

mrówczan metylu

cyjanoacetylen

cyjanodiacetylen

cyjanopentaacetylen

metylenoimina

metyloamina

eter dimetylowy

glicyna

acetonitryl

formamid

C–CN

H–(C

≡

C) 2 –CN

C) 5 –CN

H 2 C=NH

CH 3 NH 2

(CH 3 ) 2 O

H 2 NCH 2 COOH

CH 3 CN

NH 2 CHO

zidentyfikowane na podstawie widm

oscylacyjnych

nasycone węglowodory alifatyczne (metan,

etan, propan), acetylen, węglowodory aroma-

tyczne (benzen, naftalen, antracen i pochodne)

≡

smosu wykryto ponad 300 połączeń orga-

nicznych. Jest wśród nich formaldehyd,

pierwszy zidentyfikowany, silnie rozpo-

wszechniony w przestrzeni pozaziemskiej,

związek organiczny (1969 rok), jest naj-

prostszy aminokwas białkowy, glicyna, jest

wreszcie cyjanopentaacetylen, bodajże naj-

cięższa wykryta dotąd molekuła o budowie

łańcuchowej...

Cząsteczki łańcuchowe o trwałym nieze-

rowym momencie dipolowym identyfikuje

się zazwyczaj na podstawie widmowych

przejść rotacyjnych w zakresie mikrofalo-

wym; widma oscylacyjne, rejestrowane

w podczerwieni z wykorzystaniem okien

przezroczystości atmosfery ziemskiej lub

L ITERATURA

2/2007

HCHO

CH 3 CHO

HCHS

HCOOH

CH 3 OH

C 2 H 5 OH

HCOOCH 3

H–C

≡

H–(C

[7]. R. Huffman, Adv. Phys ., 26 , 1129 (1977).

Nauka i technika

Tabela 2.

Związki organiczne zidentyfikowane w me-

teorycie Murchison

-Ziemia, której narastanie zakończyło się

mniej więcej 20 milionów lat później [10].

Układ planetarny powstawał z materii wy-

tworzonej w starszych gwiazdach; w skład

Słońca weszły przede wszystkim wodór

i hel, ale także domieszki cięższych pier-

wiastków. Minęło zadziwiająco mało czasu,

gdy na Ziemi zaistniało życie: jego pierw-

sze ślady, odnalezione na Grenlandii, po-

chodzą prawdopodobnie sprzed 3,9 miliar-

da lat, zaś zidentyfikowane w Afryce

– sprzed 3,4 miliarda lat. Ewolucja biolo-

giczna , którą można traktować jako natu-

ralne przedłużenie ewolucji chemicznej,

prowadziła do organizmów coraz bardziej

złożonych, a jej ukoronowaniem stał się ga-

tunek Homo Sapiens ; jego początki sięgają

mniej więcej 160 tysięcy lat [11].

Jak jednak powstawało życie na Ziemi?

Pomimo usilnych dociekań, nauki przyrod-

nicze nie dały dotąd zadowalającej odpo-

wiedzi na to pytanie. Domyślamy się, jak

w warunkach ziemskich mogły przebiegać

kolejne stadia ewolucji chemicznej materii.

Przypomnijmy zapoczątkowane w latach

pięćdziesiątych minionego stulecia słynne

doświadczenia Stanleya Millera, który pod-

dawał wyładowaniom elektrycznym, imitu-

jącym burzowe błyskawice, mieszaninę me-

tanu, amoniaku i pary wodnej (gazy te

wchodziły zapewne w skład pierwotnej at-

mosfery ziemskiej). Już po upływie jednej

doby powstały trzy kwasy karboksylowe

(mrówkowy, octowy i propionowy), po kil-

ku następnych – mocznik i kilka amino-

kwasów. Formaldehyd, prawdopodobnie

występujący w dużej obfitości na po-

wierzchni formującej się Ziemi, poddany

naświetlaniu nadfioletem przekształcał się

w rybozę i dezoksyrybozę, czyli cukry

wchodzące w skład kwasów nukleinowych.

Dwie zasady nukleinowe, guanina i ade-

nina, powstały zapewne z tetrameru cyja-

68 węglowodorów alifatycznych i aromatycz-

nych

kwasy karboksylowe o długości łańcucha

C 2 –C 20

17 kwasów dikarboksylowych

związki o znaczeniu biologicznym:

52 aminokwasy, wśród nich 19 aminokwasów

białkowych

związki heterocykliczne, wśród nich pochod-

ne pirymidyny, adenina, guanina, porfiryny

w warunkach pozaatmosferycznych, są

z kolei użyteczne przy identyfikacji, np. mo-

lekuł pierścieniowych.

Wiele połączeń organicznych wykryto

także w materii meteorytów. Przykładem

niechaj będzie meteoryt Murchison, odna-

leziony w Australii w roku 1969; (tabela 2)

dobrze ilustruje ogromne bogactwo wspo-

mnianego obiektu. Jest wśród nich 19 ami-

nokwasów białkowych, są pochodne piry-

midyny, zasady nukleinowe... A przecież

Murchison nie jest wcale szczególnym wy-

jątkiem; w meteorytach Murray (USA,

Kansas, 1950 rok) i Tagish Lake (Kanada,

2001) także zidentyfikowano po kilkadzie-

siąt związków organicznych [8]. Analiza py-

łu kometarnego zbieranego w stratosferze

przyniosła równie wartościowe wyniki [9]

świadczące o tym, że nawet stosunkowo

złożone cząsteczki powstają w przestrzeni

międzygwiezdnej.

Słońce powstało około 4,567 miliarda

lat temu. W ciągu następnych 100 tysięcy

lat uformowały się pierwsze zarodki pla-

net; po 10 milionach lat istniała już proto-

L ITERATURA

[10]. S.B. Jacobsen, Science , 300 , 13 (2003).

[9]. J. Llorka, Intern. Microbiol. , 8 , 5 (2005).

[11]. A. Gibbons, Science , 300 , 1641 (2003).

Chemia w Szkole

-hydroksykwasów

10 amin alifatycznych

alkohole, aldehydy, ketony

[8]. J. Llorka, Intern. Microbiol. , 7 , 239 (2004).

Plik z chomika:

Inne pliki z tego folderu:

Inne foldery tego chomika: