Органические соединения во вселенной

Астрономы обнаружили сложные органические соединения по всей Вселенной

В журнале Nature было опубликовано исследование, которое продемонстрировало, что органические соединения, с неожиданно высоким уровнем сложности, существуют по всей Вселенной. Данные результаты позволяют предположить, что комплексные органические соединения могут создаваться звездами.

Профессор Сун Куок и доктор Йонг Жанг из Гонконгского университета продемонстрировали, что органические субстанции во Вселенной состоят как из ароматических (циклическая форма), так и из алифатических (цепочки) соединений. Данные соединения настолько сложны, что их химическая структура напоминает уголь или нефть. Поскольку уголь и нефть являются остатками древней жизни, считалось, что подобная форма органической материи образуется исключительно из живых организмов. Открытие команды позволяет предположить, что комплексные органические соединения могут быть синтезированы в космосе даже в отсутствии каких-либо форм жизни.

Ученые исследовали таинственный феномен: набор инфракрасных излучений в звездах, межзвездном пространстве и галактиках. Их спектральные сигнатуры известны под названием «неопознанные инфракрасные выбросы». На протяжении более двух десятилетий, наиболее широко принятой теорией относительно источников возникновения подобных сигнатур, было мнение, что это простые органические молекулы, состоящие из атомов углерода и водорода, под названием полициклические ароматические углеводороды (ПАУ). Ведя наблюдения с помощью Инфракрасной космической обсерватории и Космического телескопа «Спитцер», Куок и Жанг продемонстрировали, что спектр излучения невозможно объяснить наличием молекул ПАУ. Команда выдвинула мнение, что субстанции, генерирующие подобное инфракрасное излучение имеют намного более сложную химическую структуру.

Звезды не только создают это комплексное органическое вещество, но и выталкивают его в межзвездное пространство. Полученные результаты вполне согласуются с более ранней идеей, предложенной Куоком, согласно которой старые звезды являются молекулярными фабриками, способными изготавливать органические смеси. «Наша работа продемонстрировала, что звезды без проблем справляются с созданием сложных органических соединений в условиях почти полного вакуума», — сказал Куок. «Теоретически это невозможно, но мы, тем не менее, можем это видеть».

Еще более интересен тот факт, что по строению эта органическая звездная пыль схожа с комплексными органическими соединениями, которые находят в метеоритах. Поскольку метеориты являются остатками ранней Солнечной системы, то возникает вопрос о том, могли ли звезды обогатить раннюю Солнечную систему органическими соединениями. Вопрос о том, какую роль эти соединения играли в процессе зарождения и развития жизни на Земле, остается открытым.

Источник

Астрономы обнаружили сложные органические соединения по всей Вселенной

В журнале Nature было опубликовано исследование, которое продемонстрировало, что органические соединения, с неожиданно высоким уровнем сложности, существуют по всей Вселенной. Данные результаты позволяют предположить, что комплексные органические соединения могут создаваться звездами.

Профессор Сун Куок и доктор Йонг Жанг из Гонконгского университета продемонстрировали, что органические субстанции во Вселенной состоят как из ароматических (циклическая форма), так и из алифатических (цепочки) соединений. Данные соединения настолько сложны, что их химическая структура напоминает уголь или нефть. Поскольку уголь и нефть являются остатками древней жизни, считалось, что подобная форма органической материи образуется исключительно из живых организмов. Открытие команды позволяет предположить, что комплексные органические соединения могут быть синтезированы в космосе даже в отсутствии каких-либо форм жизни.

Ученые исследовали таинственный феномен: набор инфракрасных излучений в звездах, межзвездном пространстве и галактиках. Их спектральные сигнатуры известны под названием «неопознанные инфракрасные выбросы». На протяжении более двух десятилетий, наиболее широко принятой теорией относительно источников возникновения подобных сигнатур, было мнение, что это простые органические молекулы, состоящие из атомов углерода и водорода, под названием полициклические ароматические углеводороды (ПАУ).

Звезды не только создают это комплексное органическое вещество, но и выталкивают его в межзвездное пространство. Полученные результаты вполне согласуются с более ранней идеей, предложенной Куоком, согласно которой старые звезды являются молекулярными фабриками, способными изготавливать органические смеси. «Наша работа продемонстрировала, что звезды без проблем справляются с созданием сложных органических соединений в условиях почти полного вакуума», — сказал Куок. «Теоретически это невозможно, но мы, тем не менее, можем это видеть».

Еще более интересен тот факт, что по строению эта органическая звездная пыль схожа с комплексными органическими соединениями, которые находят в метеоритах. Поскольку метеориты являются остатками ранней Солнечной системы, то возникает вопрос о том, могли ли звезды обогатить раннюю Солнечную систему органическими соединениями. Вопрос о том, какую роль эти соединения играли в процессе зарождения и развития жизни на Земле, остается открытым.

Оригинал (на англ. языке): Physorg

Понравилась статья? Подпишитесь на канал, чтобы быть в курсе самых интересных материалов

Источник

Органические соединения во вселенной

Бесконечно разнообразные живые организмы состоят из ограниченного набора атомов, появлением которого мы в значительной степени обязаны звездам. Самое мощное событие в жизни Вселенной — Большой Взрыв — заполнило наш мир веществом весьма скудного химического состава.
Считается, что объединение нуклонов (протонов и нейтронов) в расширяющемся пространстве не успело продвинуться дальше гелия. Поэтому догалакгическая Вселенная была заполнена почти исключительно ядрами водорода (то есть попросту протонами) с небольшой — примерно четверть по массе — добавкой ядер гелия (альфа-частиц). Больше в ней, не считая легких электронов, не было практически ничего. Как именно происходило первичное обогащение Вселенной ядрами более тяжелых элементов, мы пока сказать не можем. По сей день не обнаружена ни одна «первичная» звезда, то есть объект, состоящий только из водорода и гелия. Существуют специальные программы поиска звезд с низким содержанием металлов (напомним, что астрономы условились называть «металлами» все элементы тяжелее гелия), и эти программы показывают, что звезды «экстремально низкой металличности» в нашей Галактике крайне редки. Они есть, у некоторых рекордных экземпляров содержание, например, железа уступает солнечному в десятки тысяч раз. Однако таких звезд — единицы, и вполне может оказаться, что «в их лице» мы имеем дело не с «почти первичными» объектами, а просто с какой-то аномалией. В целом же даже в самых старых звездах Галактики содержатся изрядные количества углерода, азота, кислорода и более тяжелых атомов. Это означает, что даже наиболее древние галактические светила — в действительности не первые: до них во Вселенной уже имелись какие-то «фабрики» по производству химических элементов.

Сейчас считается, что такими фабриками могли быть сверхмассивные звезды так называемого населения третьего (III) типа. Дело в том, что тяжелые элементы — не просто «приправа» к водороду и гелию. Это важные участники процесса звездообразования, которые позволяют сжимающемуся протозвездному газовому сгустку сбрасывать тепло, выделяющееся при сжатии. Если лишить его такого теплоотвода, он попросту не сможет сжаться — то есть не сможет стать звездой. Точнее, сможет, но только при условии, что его масса очень велика — в сотни и тысячи раз больше, чем у современных звезд. Поскольку звезда живет тем меньше, чем больше ее масса, первые гиганты существовали очень недолго. Они прожили короткие яркие жизни и взорвались, не оставив никакого следа, кроме атомов тяжелых элементов, успевших синтезироваться в их недрах или образовавшихся непосредственно при взрывах.
В современной Вселенной практически единственным поставщиком тяжелых элементов является звездная эволюция. В наиболее значительной степени таблицу Менделеева «заполняют», скорее всего, звезды, масса которых превышает солнечную более чем на порядок. Если на Солнце и других подобных светилах термоядерный синтез в ядре не заходит дальше кислорода, то более массивные объекты в процессе эволюции приобретают «луковичную» структуру: их ядра окружены слоями, и чем глубже слой — тем более тяжелые ядра в нем синтезируются. Здесь цепочка термоядерных превращений заканчивается уже не кислородом, а железом, с образованием промежуточных ядер — неона, магния, кремния, серы и других.

Чтобы обогатить Вселенную этой смесью, мало синтезировать атомы — нужно еще и выбросить их в межзвездное пространство. Это происходит при вспышке сверхновой: когда у звезды образуется железное ядро, она теряет устойчивость и взрывается, разбрасывая вокруг себя часть продуктов термоядерного синтеза. Попутно в разлетающейся оболочке происходят реакции, порождающие ядра тяжелее железа. К похожему результату приводят и вспышки сверхновых другого типа — термоядерные взрывы на белых карликах, масса которых из-за перетекания вещества со звезды-спутника или благодаря слиянию с другим белым карликом становится больше предела Чандрасекара (1,4 солнечной массы).
В обогащение Вселенной рядом элементов — в том числе углеродом и азотом, необходимыми для синтеза органических молекул — заметный вклад вносят также менее массивные звезды, заканчивающие свою жизнь образованием белого карлика и расширяющейся планетарной туманности. На завершающем этапе эволюции в их оболочках также начинают происходить ядерные реакции, усложняющие элементный состав вещества, позже выбрасываемого в космическое пространство.
В итоге межзвездное вещество Галактики, и по сей день состоящее в основном из водорода и гелия, оказывается загрязненным (или обогащенным — это уж как посмотреть) атомами более тяжелых элементов.

Эти атомы переносятся общими «течениями» галактического газа, вместе с ним сгущаются в молекулярные облака, попадают в протозвездные сгустки и протопланетные диски. чтобы в конечном итоге стать частью планетных систем и тех существ, которые их населяют. По крайней мере, один пример такой обитаемой планеты нам известен вполне достоверно.

Земная жизнь — во всяком случае, с научной точки зрения — основана на химии и представляет собою цепочку взаимопревращений молекул. Правда, не каких-нибудь, а весьма сложных, но все-таки молекул — комбинаций атомов углерода, водорода, кислорода, азота, фосфора и серы (и пары десятков реже встречающихся элементов) в различных пропорциях. Сложность даже самых примитивных «живых» молекул долгое время мешала распознать в них обычные химические соединения. Существовало представление о том, что вещества, входящие в состав живых организмов, наделены особым качеством — «жизненной силой», поэтому заниматься их изучением должна специальная отрасль науки — органическая химия.
Одним из переломных моментов в истории химии считаются опыты Фридриха Вёлера (Friedrich Wohler), который в 1828 г. впервые синтезировал мочевину — органическое вещество — из неорганического (цианата аммония). Эти опыты стали первым шагом на пути к важнейшей концепции — признанию возможности зарождения жизни из «неживых» ингредиентов. В конкретных химических терминах ее впервые сформулировал в начале 1920-х годов советский биолог Александр Опарин. По его мнению, средой для возникновения жизни на Земле стала смесь простых молекул (аммиака, воды, метана и пр.), известная сейчас как «первичный бульон». В нем под воздействием внешних «впрысков» энергии (например, молний) небиологическим путем синтезировались простейшие органические молекулы, которые затем за очень длительный срок «собрались» в высокоорганизованные живые существа.

Экспериментальным доказательством возможности органического синтеза в «первичном бульоне» в начале 1950-х годов стали знаменитые опыты Хэролда Юри и Стэнли Миллера (Harold Urey, Stanley Miller), заключавшиеся в пропускании электрических разрядов сквозь смесь перечисленных выше молекул. Через пару недель эксперимента в этой смеси находили богатый ассортимент органики, включая простейшие аминокислоты и сахара. Эта наглядная демонстрация простоты абиогенеза имела отношение не только к проблеме происхождения земной жизни, но и к более масштабной проблеме жизни во Вселенной: поскольку никакие экзотические условия для синтеза органики на молодой Земле не требовались, логично было бы допустить, что подобные процессы имели место (или будут иметь место) на других планетах.

Если до середины XX века в качестве наиболее вероятного места обитания «братьев по разуму» рассматривался фактически только Марс, то после окончания Второй мировой войны установление контактов на межзвездных расстояниях стало казаться делом ближайшего будущего. Именно в то время зародились основы новой науки, находящейся на стыке астрономии и биологии. Ее называют по-разному — экзобиология, ксенобиология, биоастрономия — но чаще всего употребляется название «астробиология». И одним из самых неожиданных астробиологических открытий за последние десятилетия стало осознание того факта, что простейшим «кирпичикам» жизни не было необходимости синтезироваться на Земле из неживой материи, в «первичном бульоне». Они могли попадать на нашу планету уже в готовом состоянии, ибо органические молекулы, как выяснилось, в изобилии присутствуют не только на планетах, но и — чего изначально даже не подозревали — в межзвездном газе.
Мощнейшим инструментом для изучения внеземного вещества является спектральный анализ. Он основан на том, что электроны в атоме находятся в состояниях — или, как принято говорить, занимают уровни — со строго определенными энергиями, и переходят с уровня на уровень, излучая или поглощая фотон, энергия которого равна разности энергий начального и конечного уровня. Если атом находится между наблюдателем и каким-либо источником света (например, фотосферой Солнца), он будет «выедать» из спектра этого источника только фотоны определенных частот, способные вызывать переходы электронов между энергетическими уровнями данного атома. В спектре на этих частотах появятся темные провалы — линии поглощения. Поскольку набор уровней индивидуален не только для каждого атома, но и для каждого иона (атома, лишенного одного или нескольких электронов), по набору спектральных линий можно надежно установить, какие именно атомы их породили. Например, по линиям в спектре Солнца и других звезд можно узнать, из чего состоят их атмосферы.
В 1904 г. Йоханнес Хартман (Johannes Hartmann) первым установил важный факт: не все линии в спектрах звезд возникают в звездных атмосферах. Некоторые из них порождаются атомами, находящимися гораздо ближе к наблюдателю — не возле звезды, а в межзвездном пространстве. Так были впервые обнаружены признаки существования межзвездного газа (точнее, только одного из его компонентов — ионизированного кальция).
Нельзя сказать, что это стало шокирующим открытием. В конце концов, почему бы в межзвездной среде (МЗС) не находиться ионизированному кальцию? Но мысль о том, что в ней могут присутствовать не только ионизированные и нейтральные атомы различных элементов, но и молекулы, долгое время казалась фантастической. МЗС в то время считалась местом, непригодным для синтеза хоть сколько-нибудь сложных соединений: крайне низкие плотности и температуры должны замедлять скорости химических реакций в ней практически до нуля. А если вдруг какие-то молекулы там все же появятся, они немедленно снова распадутся на атомы под действием света звезд.
Поэтому между открытием межзвездного газа и признанием существования межзвездных молекул прошло более 30 лет. В конце 1930-х годов в ультрафиолетовой области спектра были найдены линии поглощения МЗС, которые поначалу не удавалось приписать какому-либо химическому элементу. Объяснение оказалось простым и неожиданным: эти линии принадлежат не отдельным атомам, а молекулам — простейшим двухатомным соединениям углерода (СН, CN, СН+). Дальнейшие спектральные наблюдения в оптическом и ультрафиолетовом диапазонах позволили обнаружить линии поглощения свыше десятка межзвездных молекул.

Подлинный расцвет исследований межзвездного «химического ассортимента» начался после появления радиотелескопов. Дело в том, что энергетические уровни в атоме — если не вдаваться в подробности — связаны только с движением электронов вокруг ядра, но у молекул, объединяющих несколько атомов, имеются дополнительные «движения», отражающиеся в спектре: молекула может вращаться, вибрировать, закручиваться. И с каждым из этих движении связана энергия, которая, как и энергия электрона, может иметь лишь фиксированный набор значений. Различные состояния молекулярного вращения или колебания тоже называются «уровнями». При переходе с уровня на уровень молекула также излучает или поглощает фотон. Важное отличие состоит в том, что энергии вращательных и колебательных уровней сравнительно близки. Поэтому их разность невелика, и фотоны, поглощаемые либо излучаемые молекулой при переходе с уровня на уровень, попадают не в ультрафиолетовый и даже не в видимый диапазон, а в инфракрасный (колебательные переходы) и в радиодиапазон (вращательные переходы).

Советский астрофизик Иосиф Шкловский первым обратил внимание на то, что спектральные линии излучения молекул нужно искать в радиодиапазоне. Конкретно он писал про молекулу (точнее, свободный радикал) гидроксила ОН, которая при определенных условиях становится источником радиоизлучения на длине волны 18 см, очень удобной для наблюдений с Земли. Именно гидроксил и стал первой молекулой в МЗС, обнаруженной в 1963 г. в ходе радионаблюдений и дополнившей список уже известных двухатомных межзвездных молекул.
Но дальше стало интереснее. В 1968 г. были опубликованы результаты наблюдений трех- и четырехатомных молекул — воды и аммиака (Н₂0, NH₃). А годом позже появилось сообщение об открытии в МЗС первой органической молекулы — формальдегида (Н₂СO). С тех пор астрономы открывают по нескольку новых межзвездных молекул ежегодно, так что сейчас полное их число превысило две сотни. Конечно, доминируют в этом списке простые соединения, включающие от двух до четырех атомов, но значительную часть (более трети) составляют многоатомные молекулы.
Добрую половину многоатомных межзвездных соединений в земных условиях мы однозначно отнесли бы к органике: формальдегид, диметиловый эфир, метиловый и этиловый спирт, этиленгликоль, метилформиат, уксусная кислота. Самая «длинная» молекула из числа открытых в МЗС была найдена в 1997 г. в одном из плотных сгустков молекулярного облака ТМС-1 в созвездии Тельца. Для Земли это не очень обычное соединение из семейства цианополиинов, представляющее собой цепочку из 11 атомов углерода, к одному концу которой «прикреплен» атом водорода, к другому — атом азота. В этом же сгустке обнаружены и другие органические молекулы, но по каким-то причинам он особенно богат именно молекулами цианополиинов с углеродными цепочками различной длины (3, 5, 7, 9, 11 атомов), за что получил название «цианополииновый пик».
Еще один известный объект с богатым «органическим содержанием» — молекулярное облако Sgr B2(N), расположенное вблизи центра нашей Галактики в направлении созвездия Стрельца. В нем открыто особенно много сложных молекул. Однако оно не обладает в этом отношении какой-то исключительностью — скорее, тут срабатывает эффект «поиска под фонарем». Обнаружение новых молекул, особенно органических — очень сложная задача, и наблюдатели зачастую предпочитают направлять телескопы на те участки неба, которые с большей вероятностью сулят успех. Поэтому мы очень много знаем о концентрации органики в молекулярных облаках Тельца, Ориона, Стрельца, и почти не располагаем информацией о содержании сложных молекул во многих других подобных облаках. Но это отнюдь не значит, что органики там нет — просто до этих объектов еще «антенны не дошли».

Здесь необходимо пояснить, что в данном случае означает «сложность». Даже элементарный анализ звездных спектров — весьма непростая задача. Да, набор линий каждого атома и иона строго индивидуален, но в спектре звезды друг на друга накладываются линии многих десятков элементов, и «рассортировать» их бывает очень нелегко. В случае же спектров органических молекул ситуация осложняется сразу по нескольким направлениям. Большинство многочисленных линий излучения (поглощения) атомов и ионов попадает в узкий спектральный диапазон, доступный для наблюдений с Земли. У сложных молекул количество линий также исчисляется тысячами, но эти линии «разбросаны» значительно шире — от ближнего ИК-диапазона (единицы и десятки микрометров) до радиодиапазона (десятки сантиметров).
Допустим, мы хотим доказать, что в молекулярном облаке имеется молекула акрилонитрила (CH₂CHCN). Для этого нужно, во-первых, знать, в каких линиях излучает эта молекула. Но для многих соединений такие данные отсутствуют! Теоретические методы далеко не всегда позволяют рассчитать положение линий, а в лаборатории спектр молекулы зачастую не удается измерить, например, потому, что ее сложно выделить в чистом виде. Во-вторых, необходимо рассчитать относительные интенсивности этих линий. Их яркость зависит от свойств молекулы и от параметров среды (температуры, плотности и пр.), в которой она находится. Теория позволит предсказать, что в исследуемом молекулярном облаке линия на одной длине волны должна быть в три раза ярче линии той же молекулы на другой длине волны. Если найдены линии на нужных длинах волн, но с неправильным отношением интенсивностей — это весомый повод усомниться в правильности их идентификации. Разумеется, для уверенного обнаружения молекулы нужно провести наблюдения облака в максимально широком спектральном диапазоне. Но значительная часть электромагнитного излучения из космоса не достигает поверхности Земли! Значит, приходится либо наблюдать спектр молекулы фрагментарно в «окнах прозрачности» земной атмосферы, что, конечно, не добавляет надежности полученным результатам, либо использовать космический телескоп, что удается сделать крайне редко. Наконец, не стоит забывать, что линии искомой молекулы придется выделять среди других молекул, которых там десятки разновидностей, и у каждой — тысячи линий.
Неудивительно поэтому, что к отождествлению некоторых «представителей» космической органики астрономы идут годами. Показательна в этом отношении история обнаружения в МЗС глицина — простейшей аминокислоты. Хотя сообщения о регистрации в спектрах молекулярных облаков характерных признаков этой молекулы появлялись неоднократно, факт ее наличия все еще не является общепризнанным: хотя многие линии, как будто бы принадлежащие глицину, реально наблюдаются, другие его ожидаемые линии в спектрах отсутствуют, что дает повод усомниться в идентификации.

Но все это — сложности наблюдений. В теории за последние десятилетия ситуация с межзвездным органическим синтезом существенно прояснилась, и теперь мы четко понимаем, что первоначальные представления о химической инертности МЗС были неверны. Для этого, конечно, пришлось предварительно многое узнать о ее составе и физических свойствах. Значительная доля объема межзвездного пространства действительно «стерильна». Она заполнена очень горячим и разреженным газом с температурами от тысяч до миллионов кельвинов и пронизана жестким высокоэнергетическим излучением. Но попадаются в Галактике и отдельные конденсации межзвездного вещества, где температура низка (от единиц до десятков кельвинов), а плотность — заметно выше средней (сотни и более частиц на кубический сантиметр). Газ в этих конденсациях перемешан с пылью, которая эффективно поглощает жесткое излучение, в результате чего их внутреннее пространство — холодное, плотное, темное — оказывается удобным местом для протекания химических реакций и накопления молекул. В основном такие «космические лаборатории» встречаются в уже упоминавшихся молекулярных облаках. Совокупно они занимают меньше процента общего объема галактического диска, но в них сосредоточена примерно половина массы межзвездной материи Млечного Пути.

Элементный состав молекулярных облаков напоминает состав Солнца. В основном они состоят из водорода — точнее, молекул водорода Н₂ с небольшой «добавкой» гелия. Остальные элементы присутствуют на уровне незначительных примесей с относительным содержанием около 0,1% (для кислорода) и ниже. Соответственно и молекул, включающих эти примесные атомы, тоже очень мало по отношению к самой распространенной молекуле Н₂. Но почему эти молекулы вообще образуются? На Земле для химического синтеза используются специальные установки, обеспечивающие достаточно высокие плотности и температуры. Как работает межзвездный «химический реактор» — холодный и разреженный?
Здесь нужно помнить, что астрономия имеет дело с другими масштабами времени. На Земле нам нужно получить результат быстро. Природа же никуда не торопится. Синтез межзвездной органики занимает сотни тысяч и миллионы лет. Но даже для таких медленно протекающих реакций необходим катализатор. В молекулярных облаках его роль играют частицы космических лучей. Первым шагом к синтезу сложных органических молекул можно считать формирование связи С-Н. Но если просто взять смесь молекул водорода и атомов углерода — эта связь сама по себе образовываться не будет. Другое дело — если часть атомов и молекул каким-то образом превратить в ионы. Химические реакции с участием ионов протекают куда быстрее. Именно эту начальную ионизацию и обеспечивают космические лучи, инициируя цепочку взаимодействий, в ходе которых атомы тяжелых элементов (углерода, азота, кислорода) начинают «прицеплять» к себе атомы водорода, образуя простые молекулы, в том числе и обнаруженные в МЗС в первую очередь (СН и СН+).
Дальнейший синтез идет еще легче. Двухатомные молекулы присоединяют к себе новые атомы водорода, превращаясь втрех- и четырехатомные (СН₂+, СН₃+), многоатомные молекулы начинают реагировать между собой, трансформируясь в более сложные соединения — ацетилен, синильную кислоту (HCN), аммиак, формальдегид, которые, в свою очередь, становятся «кирпичиками» для синтеза комплексной органики.
После того, как космические лучи дали первичный толчок химическим реакциям, важным катализатором межзвездного органического синтеза становятся частицы космической пыли. Они не только защищают внутренние области молекулярных облаков от разрушительного излучения, но и предоставляют свою поверхность для эффективного «производства» многих неорганических и органических молекул. В совокупности реакций нетрудно представить себе образование не только глицина, но и более сложных соединений. В этом смысле можно сказать, что задача обнаружения простейшей аминокислоты имеет скорее спортивный смысл: кто первым уверенно найдет ее в космосе. В том, что глицин в молекулярных облаках присутствует, ученые не сомневаются.

В общем, на данный момент можно считать доказанным, что для синтеза органики не обязателен «первичный бульон». Природа прекрасно справляется с этой задачей и в космическом пространстве. Но имеет ли межзвездная органика какое-то отношение к появлению жизни? Действительно, звезды и планетные системы образуются в молекулярных облаках и, естественно, «вбирают» их вещество. Однако прежде, чем стать планетой, это вещество проходит через достаточно жесткие условия протопланетного диска и не менее жесткие условия молодой Земли. К сожалению, наши возможности исследовать эволюцию органических соединений в протопланетных дисках весьма ограничены. По размеру они очень малы, и искать в них органические молекулы еще сложнее, чем в молекулярных облаках. Пока что в формирующихся планетных системах других звезд обнаружено около десятка молекул. Конечно, в их число входят и простые органические соединения (в частности, формальдегид), но более подробно эволюцию органики в этих условиях мы пока описать не можем.
На помощь приходят исследования нашей собственной планетной системы. Правда, ей уже больше четырех с половиной миллиардов лет «от роду», но часть ее первичного протопланетного вещества и по сей день сохранилась в некоторых метеоритах. Именно в них обилие органики оказалось вполне впечатляющим — особенно в так называемых углистых хондритах, составляющих несколько процентов от общего числа упавших на Землю «небесных камней». Они обладают рыхлой глинистой структурой, богаты связанной водой, но главное — значительную часть их вещества «занимает» углерод, входящий в состав множества органических соединений. Метеоритная органика состоит из относительно простых молекул, среди которых есть и аминокислоты, и азотистые основания, и (карбоновые кислоты, и «нерастворимое органическое вещество», представляющее собой продукт полимеризации (осмоления) более простых соединений. Конечно, мы не можем сейчас уверенно сказать, что эта органика была «унаследована» из вещества протосолнечного молекулярного сгустка, но косвенные признаки на это указывают — в частности, в метеоритах обнаружен явный избыток изотопомеров ряда молекул.

Источник