Kooli ring 30. Kirjavahetuse matemaatika klubi
Kosmos on rahvateadvuses kujutatud külma ja tühjuse kuningriigina (mäletate laulu: "Siin on kosmiline külm, taeva värv on teistsugune"?). Umbes 19. sajandi keskpaigast hakkasid teadlased aga mõistma, et tähtede vaheline ruum pole vähemalt tühi. Selge märk tähtedevahelise aine olemasolust on nn tumedad pilved, vormitud mustad laigud, mis on eriti selgelt nähtavad Linnutee valgusribal. 18.–19. sajandil arvati, et tegemist on tõeliste tähtede leviku “aukudega”, kuid 1920. aastateks kujunes välja arvamus: laigud viitavad kolossaalsete tähtedevahelise tolmu pilvede olemasolule, mis ei lase meil näha tähtede levikut. nende taga asuvate tähtede valgus (foto 1).
19. sajandi keskel algas astronoomias uus ajastu: tänu Gustav Kirchhoffi ja Robert Bunseni tööle ilmus spektraalanalüüs, mis võimaldas määrata astronoomilistes objektides gaasi keemilist koostist ja füüsikalisi parameetreid. Astronoomid hindasid kiiresti uus võimalus, ja 1860. aastatel toimus tähespektroskoopia buum. Samal ajal kogunes suuresti tänu tähelepanuväärse vaatleja William Hegginsi pingutustele tõendeid gaasi olemasolust mitte ainult tähtedes, vaid ka nendevahelises ruumis.
Heggins oli pioneer teaduslikud uuringud mittetäheline aine. Alates 1863. aastast avaldas ta mitmete udukogude, sealhulgas Orioni suure udukogu spektroskoopiliste uuringute tulemused ja näitas, et udukogude spektrid nähtavas piirkonnas erinevad väga palju tähtede spektrist. Tüüpilise tähe kiirgus on pidev spekter, mida katavad tähe atmosfääris tekkivad neeldumisjooned. Ja Hegginsi saadud udukogude spektrid koosnesid mitmest emissioonijoonest, millel praktiliselt puudus pidev spekter. See oli kuuma haruldaste gaaside spekter, mille parameetrid on täiesti erinevad tähtede gaasi parameetritest. Hegginsi peamine järeldus: saadi vaatluskinnitus Herscheli eeldusele, et kosmoses leidub lisaks tähtedele hajusainet, mis on jaotunud olulistele ruumimahtudele.
Selleks, et tähtedevahelise gaasi olemuslikku kuma optilises vahemikus oleks võimalik jälgida, peab see olema mitte ainult kuum, vaid ka üsna tihe ning mitte kogu tähtedevaheline aine ei vasta neile tingimustele. 1904. aastal märkas Johannes Hartmann, et jahedam ja/või õhem tähtedevaheline gaas paljastab oma kohaloleku, jättes tähespektritesse oma neeldumisjooned, mis sünnivad mitte tähe atmosfääris, vaid väljaspool seda, teel tähest vaatlejani.
1930. aastateks oli tähtedevahelise gaasi emissiooni- ja neeldumisjoonte uurimine võimaldanud üsna hästi uurida selle keemilist koostist ja teha kindlaks, et see koosneb samadest elementidest, mida leidub Maal. Spektri mitut joont ei õnnestunud pikka aega tuvastada ja Heggins pakkus, et see on uus keemiline element - udukogu (alates lat. udukogu- pilv), kuid see osutus hapnikuga ainult kahekordselt ioniseeritud.
1930. aastate alguseks usuti, et kõik tähtedevahelise gaasi spektri jooned on identifitseeritud ja määratud kindlatele aatomitele ja ioonidele. 1934. aastal teatas Paul Merrill aga neljast tuvastamata joonest spektri kollases ja punases piirkonnas. Varem vaadeldud tähtedevahelised jooned olid väga väikese laiusega, nagu madala tihedusega gaasis moodustunud aatomijoontele kohane, kuid need olid laiemad ja hajusamad. Peaaegu kohe tehti ettepanek, et need ei ole aatomite või ioonide, vaid molekulide neeldumisjooned. Aga milliseid? Pakuti välja eksootilisi molekule, nagu naatrium (Na2) ja tuttavaid kaheaatomilisi ühendeid, mille sama Heggins avastas komeedi sabadest juba 19. sajandil, nagu CN-molekul. Tähtedevaheliste molekulide olemasolu tehti lõplikult kindlaks 1930. aastate lõpus, kui mitmed identifitseerimata jooned spektri sinises piirkonnas olid üheselt seotud ühenditega CH, CH + ja CN.
Tähtedevahelises keskkonnas toimuvate keemiliste reaktsioonide eripäraks on kaheosakeste protsesside domineerimine: stöhhiomeetrilised koefitsiendid on alati võrdsed ühtsusega. Algul tundusid molekulide moodustamise ainsaks võimaluseks "kiirguse assotsiatsiooni" reaktsioonid: selleks, et kaks aatomit põrkuvad ja ühineksid molekuliks, on vaja eemaldada liigne energia. Kui ergastatud olekus moodustunud molekul suudab enne lagunemist emiteerida footoni ja läheb ergastamata olekusse, jääb see stabiilseks. Enne 1950. aastaid tehtud arvutused näitasid, et nende kolme lihtsa molekuli vaadeldud sisaldust saab seletada eeldusel, et need tekivad kiirja hävivad tähtedevahelise kiirgusvälja – Galaktika tähtede kogukiirgusvälja – toimel.
Astrokeemia murede ring polnud tollal eriti lai, vähemalt tähtedevahelises keskkonnas: kolm molekuli, kümmekond reaktsiooni nende ja neid moodustavate elementide vahel. Olukord lakkas olemast rahulik 1951. aastal, kui David Bates ja Lyman Spitzer arvutasid ümber molekulide tasakaalulise arvukuse, võttes arvesse uusi andmeid kiirguse assotsiatsioonireaktsioonide kiiruste kohta. Selgus, et aatomid seostuvad molekulideks palju aeglasemalt, kui seni arvati ja seetõttu jääb lihtsa mudeli puhul CH ja CH+ sisalduse ennustamine suurusjärkude võrra mööda. Seejärel tegid nad ettepaneku, et kaks neist molekulidest ei tekiks aatomitest sünteesi, vaid keerukamate molekulide, täpsemalt metaani hävitamise tulemusena. Kust metaan tuli? Noh, see võis tekkida tähtede atmosfääris ja seejärel siseneda tolmuterade osana tähtedevahelisse keskkonda.
Hiljem hakati kosmilist tolmu omistama aktiivsemale keemiline roll, mitte lihtsa molekulaarse kandja rolli. Näiteks kui keemiliste reaktsioonide tõhusaks toimumiseks tähtedevahelises keskkonnas pole piisavalt kolmandat keha, mis eemaldaks liigse energia, siis miks mitte eeldada, et see on tolmukübe? Aatomid ja molekulid võivad selle pinnal üksteisega reageerida ja seejärel aurustuda, täiendades tähtedevahelist gaasi.
Tähtedevahelise keskkonna omadused
Kui esimesed molekulid tähtedevahelises keskkonnas avastati, ei olnud selle füüsikalised omadused ega isegi keemiline koostis hästi teada. Juba CH ja CH+ molekulide avastamist peeti 1930. aastate lõpus oluliseks tõendiks süsiniku ja vesiniku olemasolust seal. Kõik muutus 1951. aastal, kui avastati tähtedevahelise aatomi vesiniku kiirgus, kuulus kiirgus lainepikkusel umbes 21 cm. Sai selgeks, et vesinikku on tähtedevahelises keskkonnas kõige rohkem. Kõrval kaasaegsed ideed, tähtedevaheline aine on vesinik, heelium ja ainult 2% massist raskemaid elemente. Märkimisväärne osa neist rasketest elementidest, eriti metallidest, leidub tolmuosakestes. Meie galaktika ketta tähtedevahelise aine kogumass on mitu miljardit päikesemassi ehk 1–2% ketta kogumassist. Ja tolmu mass on umbes sada korda väiksem kui gaasi mass.
Aine jaguneb tähtedevahelises ruumis heterogeenselt. Seda saab jagada kolme faasi: kuum, soe ja külm. Kuum faas on väga haruldane koronaalne gaas, ioniseeritud vesinik, mille temperatuur on miljoneid kelvineid ja mille tihedus on suurusjärgus 0,001 cm–3, mis võtab enda alla umbes poole galaktika ketta mahust. Sooja faasi, mis moodustab veel poole ketta mahust, tihedus on umbes 0,1 cm–3 ja temperatuur 8000–10 000 K. Vesinik selles võib olla kas ioniseeritud või neutraalne. Külmfaas on tõeliselt külm, selle temperatuur ei ületa 100 K ja kõige tihedamatel aladel on pakane kuni mitu kelvinit. Jahe neutraalne gaas võtab enda alla vaid umbes protsendi ketta mahust, kuid selle mass moodustab umbes poole tähtedevahelise aine kogumassist. See tähendab märkimisväärset tihedust, sadu osakesi kuupsentimeetri kohta või rohkem. Tähtedevahelises mõttes muidugi märkimisväärne - elektroonikaseadmete jaoks on see suurepärane vaakum, 10–14 torri!
Tihedal, külmal neutraalsel gaasil on räbaldunud pilvestruktuur, samasugune, mida võib näha tähtedevahelise tolmu pilvedes. On loogiline eeldada, et tolmupilved ja gaasipilved on samad pilved, milles tolm ja gaas on omavahel segunenud. Vaatlused on aga näidanud, et ruumipiirkonnad, kus tolmu neeldumisefekt on maksimaalne, ei lange kokku aatomi vesinikkiirguse maksimaalse intensiivsusega piirkondadega. 1955. aastal tegi Bart Bock ja tema kaasautorid ettepaneku, et tähtedevaheliste pilvede kõige tihedamates piirkondades muutuvad samad pilved, mis muutuvad optilises vahemikus läbipaistmatuks, kuna kõrge kontsentratsioon tolm, vesinik ei ole aatomis, vaid molekulaarses olekus.
Kuna vesinik on tähtedevahelise keskkonna põhikomponent, peegeldavad erinevate faaside nimetused vesiniku olekut. Ioniseeritud keskkond on keskkond, kus vesinik on ioniseeritud; teised aatomid võivad jääda neutraalseks. Neutraalne keskkond on keskkond, milles vesinik on neutraalne, kuigi teised aatomid võivad olla ioniseeritud. Tihedaid kompaktseid pilvi, mis arvatakse koosnevat peamiselt molekulaarsest vesinikust, nimetatakse molekulaarpilvedeks. Siit see algab tõsilugu tähtedevaheline astrokeemia.
Nähtamatud ja nähtavad molekulid
Esimesed tähtedevahelised molekulid avastati tänu nende neeldumisjoontele optilises vahemikus. Esialgu ei olnud nende komplekt kuigi suur ning nende kirjeldamiseks piisas lihtsatest mudelitest, mis põhinesid kiirja/või reaktsioonidel tolmuterade pinnal. Kuid juba 1949. aastal I.S. Shklovsky ennustas, et raadiovahemik on tähtedevaheliste molekulide vaatlemiseks mugavam, selles saab jälgida mitte ainult neeldumist, vaid ka molekulide emissiooni. Neeldumisjoonte nägemiseks on vaja taustatähte, mille kiirgust neelavad tähtedevahelised molekulid. Kui aga vaadata molekulaarpilve, siis taustatähti te ei näe, sest nende kiirgus neeldub täielikult sama pilve osaks olevast tolmust! Kui molekulid kiirgavad ise, näete neid kõikjal, kus nad on, mitte ainult seal, kus neid hoolikalt tagant valgustatakse.
Molekulide kiirgus on seotud täiendavate vabadusastmete olemasoluga neis. Molekul võib pöörata, vibreerida ja sooritada keerukamaid liigutusi, millest igaüks on seotud energiatasemete komplektiga. Liikudes ühelt tasandilt teisele, neelab ja kiirgab molekul nagu aatom footoneid. Nende liigutuste energia on madal, nii et need erutuvad kergesti isegi koos madalad temperatuurid molekulaarpilvedes. Molekulaarsete energiatasemete vahelistele üleminekutele vastavad footonid ei lange mitte nähtavasse vahemikku, vaid infrapunasesse, submillimeetrisse, millimeetrisse, sentimeetrisse... Seetõttu algasid molekulaarkiirguse uuringud, kui astronoomidel olid instrumendid vaatlusteks pikkade lainepikkuste vahemikes.
Tõsi, esimene tähtedevaheline molekul, mis avastati vaatlustega raadioulatuses, täheldati endiselt neeldumises: 1963. aastal supernoova jäänuki Cassiopeia A raadioemissioonis. See oli hüdroksüüli (OH) neeldumisjoon - lainepikkus 18 cm ja peagi kiirguses avastati hüdroksüül. 1968. aastal täheldati ammoniaagi eraldusjoont 1,25 cm, paar kuud hiljem leiti vesi - joon 1,35 cm. oluline avastus Molekulaarse tähtedevahelise keskkonna uurimisel avastati 1970. aastal süsinikmonooksiidi (CO) molekuli emissioon lainepikkusel 2,6 mm.
Kuni selle ajani olid molekulaarpilved teatud määral hüpoteetilised objektid. Universumi kõige levinumal keemilisel ühendil – vesiniku molekulil (H 2) – pole üleminekuid spektri pikalainelises piirkonnas. Madalatel temperatuuridel molekulaarkeskkonnas see lihtsalt ei helenda, see tähendab, et see jääb nähtamatuks, hoolimata sellest kõrge sisaldus. H2 molekulil on aga neeldumisjooned, kuid need jäävad ultraviolettkiirguse vahemikku, milles neid Maa pinnalt jälgida ei saa; me vajame teleskoope, mis on paigaldatud kas kõrgmäestiku rakettidele või peale kosmoselaev, mis muudab vaatlused oluliselt keerulisemaks ja muudab need veelgi kallimaks. Kuid isegi atmosfäärivälise instrumendiga saab molekulaarseid vesiniku neeldumisjooni jälgida ainult tausttähtede juuresolekul. Kui võtta arvesse, et põhimõtteliselt ei kiirga ultraviolettkiirguses nii palju tähti ega muid astronoomilisi objekte ning lisaks saavutab tolmu neeldumine selles vahemikus maksimumi, saab selgeks, et molekulaarse vesiniku uurimise võimalused on olemas. neeldumisjooned on väga piiratud.
CO molekulist on saanud pääste – erinevalt näiteks ammoniaagist hakkab see väikese tiheduse juures helendama. Selle kaks joont, mis vastavad üleminekutele maapinna pöörlemisolekust esimesse ergastatud olekusse ja esimesest ergastatud olekusse, langevad millimeetri vahemikku (2,6 mm ja 1,3 mm), mis on endiselt Maa pinnalt vaatlemiseks kättesaadavad. Lühema lainepikkusega kiirgust neelab maa atmosfäär, pikema lainepikkusega kiirgus tekitab vähem selgeid pilte (antud läätse läbimõõdu puhul, mida pikem on vaadeldav lainepikkus, seda halvem on teleskoobi nurklahutusvõime). Ja CO molekule on palju, nii palju, et ilmselt on suurem osa molekulaarpilvedes leiduvast süsinikust sellisel kujul. See tähendab, et CO sisaldust ei määra mitte niivõrd keskkonna keemilise evolutsiooni omadused (erinevalt CH ja CH + molekulidest), vaid lihtsalt saadaolevate C aatomite arv ja seega ka CO sisaldus molekulaarses gaasis võib vähemalt esmase lähenduse kohaselt pidada konstantseks.
Seetõttu kasutatakse molekulaarse gaasi olemasolu indikaatorina CO molekuli. Ja kui leiate näiteks molekulaarse gaasi jaotuse kaardi galaktikas, on see süsinikmonooksiidi, mitte molekulaarse vesiniku jaotuse kaart. CO nii laialdase kasutamise lubatavus Hiljuti on üha enam küsimärgi all, kuid selle asemel pole midagi erilist. Seega peame CO-vaatluste tõlgendamise võimaliku ebakindluse kompenseerima selle rakendamisel ettevaatlikult.
Uued lähenemised astrokeemiale
1970. aastate alguses hakati teadaolevate tähtedevaheliste molekulide arvu mõõtma kümnetes. Ja mida rohkem neid avastati, seda selgemaks sai, et varasemad keemilised mudelid, mis esimese trio CH, CH + ja CN sisu eriti kindlalt ei selgitanud, ei tööta suurenenud molekulide arvuga üldse. Uue vaate (see on siiani aktsepteeritud) molekulaarpilvede keemilise evolutsiooni kohta pakkusid 1973. aastal William Watson ja sõltumatult Eric Herbst ja William Klemperer.
Seega on meil tegemist väga külma keskkonna ja väga rikka molekulaarkoostisega: tänapäeval on teada umbes poolteistsada molekuli. Kion liiga aeglased, et tekitada isegi kaheaatomilisi molekule, rääkimata keerukamatest ühenditest. Reaktsioonid tolmuterade pindadel on tõhusamad, kuid 10 K juures jääb tolmutera pinnale sünteesitud molekul enamasti sellele külmunuks.
Watson, Herbst ja Klemperer väitsid, et külmade tähtedevaheliste pilvede molekulaarse koostise kujunemisel ei mängi otsustavat rolli mitteid, vaid ioon-molekulaarsed reaktsioonid ehk reaktsioonid neutraalsete ja ioniseeritud komponentide vahel. Nende kiirus ei sõltu temperatuurist ja mõnel juhul isegi suureneb madalatel temperatuuridel.
Tuleb teha vaid üks pisiasi: pilveainet tuleb veidi ioniseerida. Kiirgus (pilvelähedaste tähtede valgus või Galaktika kõigi tähtede summaarne kiirgus) ei ioniseeru niivõrd, kuivõrd dissotsieerub. Lisaks ei tungi kiirgus tolmu tõttu molekulaarpilvedesse, valgustades vaid nende perifeeriat.
Kuid Galaktikas on veel üks ioniseeriv tegur - kosmilised kiired: aatomituumad, mis on mõne protsessiga kiirendatud väga suure kiiruseni. Selle protsessi olemus pole veel täielikult välja selgitatud, kuigi kiirendus kosmilised kiired(need, mis on astrokeemia seisukohalt huvitavad) esineb kõige tõenäolisemalt supernoova plahvatustega kaasnevates lööklainetes. Kosmilised kiired (nagu kogu galaktika aine) koosnevad peamiselt täielikult ioniseeritud vesinikust ja heeliumist, see tähendab prootonitest ja alfaosakestest.
Põrkudes kõige tavalisema H 2 molekuliga, ioniseerib osake selle, muutes selle H 2 + iooniks. Ta omakorda astub ioon-molekulaarsesse reaktsiooni teise H 2 molekuliga, moodustades H 3 + iooni. Ja just see ioon muutub kogu järgneva keemia peamiseks mootoriks, astudes ioon-molekulaarsetesse reaktsioonidesse hapniku, süsiniku ja lämmastikuga. Siis läheb kõik vastavalt üldisele skeemile, mis hapniku jaoks näeb välja selline:
O + H3 + → OH + + H2
OH + + H 2 → H 2 O + + H
H 2 O + + H 2 → H 3 O + + H
H 3 O + + e → H 2 O + H või H 3 O + + e → OH + H 2
Selle ahela viimane reaktsioon, hüdroniumiooni dissotsiatiivne rekombinatsioon vaba elektroniga, viib vesinikuga küllastunud molekuli moodustumiseni. sel juhul veemolekulid või hüdroksüülrühma moodustumine. Loomulikult võib dissotsiatiivne rekombinatsioon toimuda ka vahepealsete ioonidega. Selle jada lõpptulemus peamiste raskete elementide jaoks on vee, metaani ja ammoniaagi moodustumine. Võimalik on ka teine variant: osake ioniseerib lisandielemendi (O, C, N) aatomi ja see ioon reageerib H2 molekuliga, moodustades jällegi OH +, CH +, NH + ioonid (edaspidi sama peatub). Erinevate elementide ahelad ei arene loomulikult isoleeritult: nende vahekomponendid reageerivad üksteisega ja selle "risttolmlemise" tulemusena läheb suurem osa süsinikust CO molekulideks, hapnik jääb CO molekulidesse sidumata. vesi ja O molekulid 2 ning N 2 molekulist saab peamine lämmastiku reservuaar. Needsamad aatomid, mis nendesse põhikomponentidesse ei kuulu, muutuvad keerukamate molekulide komponentideks, millest suurim tänapäeval teadaolev koosneb 13 aatomist.
Sellesse skeemi ei mahu mitu molekuli, mille moodustumine gaasifaasis osutus äärmiselt ebaefektiivseks. Näiteks samal 1970. aastal avastati märkimisväärses koguses lisaks CO-le ka oluliselt keerulisem molekul metanool. Pikka aega metanooli süntees arvati olevat lühikese ahela tulemus: CH 3 + ioon reageeris veega, moodustades protoneeritud metanooli CH 3 OH 2 + ja seejärel see ioon rekombineerub elektroniga, jagunedes metanooliks ja vesinikuaatomiks. Katsed on aga näidanud, et CH 3 OH 2 + molekulil on rekombinatsiooni käigus kergem keskelt laiali laguneda, mistõttu metanooli moodustumise gaasifaasi mehhanism ei tööta.
Siiski on olulisem näide: molekulaarne vesinik ei moodustu gaasifaasis! Ioon-molekulaarsete reaktsioonidega skeem töötab ainult siis, kui keskkonnas on juba H 2 molekule. Aga kust need tulevad? Molekulaarse vesiniku moodustamiseks gaasifaasis on kolm võimalust, kuid kõik need on äärmiselt aeglased ega saa töötada galaktika molekulaarpilvedes. Probleemile leiti lahendus, pöördudes tagasi ühe varasema mehhanismi, nimelt reaktsioonide juurde kosmiliste tolmuosakeste pinnal.
Nagu varemgi, täidab tolmutera selles mehhanismis kolmanda keha rolli, luues selle pinnal tingimused aatomite liitumiseks, mida ei saa gaasifaasis kombineerida. Külmas keskkonnas külmuvad vabad vesinikuaatomid tolmuosakesteks, kuid termiliste kõikumiste tõttu ei istu nad ühes kohas, vaid hajuvad üle oma pinna. Kaks vesinikuaatomit, mis on nende rännakute käigus kohtunud, võivad ühineda H 2 molekuliks ning reaktsiooni käigus vabanev energia eraldab molekuli tolmuterast ja kannab selle üle gaasi.
Loomulikult, kui vesinikuaatom ei kohtu pinnal mitte oma vastaspoolega, vaid mõne muu aatomi või molekuliga, on ka reaktsiooni tulemus erinev. Kuid kas tolmul on ka muid komponente? On olemas ja sellele viitavad tänapäevased vaatlused molekulaarpilvede kõige tihedamate osade ehk nn tuumade kohta, mis (võimalik) muutuvad tulevikus planeedisüsteemidega ümbritsetud tähtedeks. Tuumades toimub keemiline diferentseerumine: tuuma kõige tihedamast osast väljub peamiselt lämmastikuühendite kiirgus (ammoniaak, N 2 H + ioon) ning süsinikuühendid (CO, CS, C 2 S) helendavad tuuma ümbritsevas kestas. tuum, seetõttu näevad sellised tuumad raadiokiirguse kaartidel välja kui kompaktsed lämmastikuühendite emissioonipunktid, mida ümbritsevad süsinikmonooksiidi emissioonirõngad.
Tänapäevane seletus diferentseerumisele on järgmine: molekulaarse tuuma kõige tihedamas ja külmemas osas külmuvad süsinikuühendid, eelkõige CO, tolmuteradeks, moodustades neile jäised mantlikoored. Gaasifaasis säilivad need ainult tuuma perifeerias, kuhu võib-olla tungib Galaktika tähtede kiirgus, aurustades osaliselt jäised mantlid. Lämmastikuühenditega on olukord teistsugune: põhiline lämmastikku sisaldav molekul N2 külmub tolmuks mitte nii kiiresti kui CO ja seetõttu jääb gaasifaasis ka südamiku kõige külmemas osas lämmastikku palju kauemaks, et tagada vaadeldud kogus ammoniaaki. ja N2H+ ioon.
Keemilised reaktsioonid toimuvad ka tolmuterade jäistes mantlites, mis on peamiselt seotud vesinikuaatomite lisandumisega külmunud molekulidele. Näiteks H-aatomite järjestikune lisamine CO molekulidele tolmuterade jääkestes viib metanooli sünteesini. Natukene veel keerulised reaktsioonid, milles peale vesiniku on kaasatud ka teised komponendid, põhjustavad teiste polüatomiliste molekulide ilmumist. Kui südamiku sügavuses süttib noor täht, aurustab selle kiirgus tolmuosakeste mantli ning keemilise sünteesi saadused ilmuvad gaasifaasi, kus neid saab ka jälgida.
Edu ja probleemid
Loomulikult toimuvad tähtedevahelises keskkonnas lisaks ioon-molekulaarsetele ja pinnareaktsioonidele ka teisi protsesse: neutraal-neutraalsed reaktsioonid (sealhulgas kiirguse assotsiatsioonireaktsioonid), fotoreaktsioonid (ionisatsioon ja dissotsiatsioon) ning komponentide vahetusprotsessid gaasifaasi ja gaasifaasi vahel. tolmuterad. Kaasaegsed astrokeemilised mudelid peavad sisaldama sadu erinevaid komponente, mis on omavahel ühendatud tuhandete reaktsioonide kaudu. Oluline on see: simuleeritud komponentide arv ületab oluliselt tegelikult vaadeldavat arvu, kuna ainult vaadeldavatest molekulidest ei ole võimalik luua toimivat mudelit! Tegelikult on see nii olnud juba moodsa astrokeemia algusest peale: H 3 + ioon, mille olemasolu Watsoni, Herbsti ja Klempereri mudelites postuleeriti, avastati vaatlustega alles 1990. aastate keskel.
Kõik kaasaegsed andmed keemiliste reaktsioonide kohta tähtedevahelises ja ümbritsevas keskkonnas kogutakse spetsiaalsetesse andmebaasidesse, millest kaks kõige populaarsemat on: UDFA (UMIST) Astrokeemia andmebaas) ja KIDA ( Astrokeemia kineetiline andmebaas).
Need andmebaasid on sisuliselt reaktsioonide loendid kahe reagendi, mitme produkti ja numbriliste parameetritega (üks kuni kolm), mis võimaldavad arvutada reaktsioonikiirust temperatuuri, kiirgusvälja ja kosmilise kiirguse voo funktsioonina. Tolmuterade pindade reaktsioonide komplektid on vähem standardiseeritud, kuid enamikes astrokeemilistes uuringutes kasutatakse kahte või kolme võimalust. Nendes komplektides sisalduvad reaktsioonid võimaldavad kvantitatiivselt selgitada erinevas vanuses ja erinevates füüsikalistes tingimustes objektide molekulaarse koostise vaatluste tulemusi.
Tänapäeval areneb astrokeemia neljas suunas.
Esiteks köidab suurt tähelepanu isotopomeeride keemia, eelkõige deuteeriumiühendite keemia. Tähtedevaheline keskkond sisaldab lisaks H-aatomitele ka D-aatomeid, vahekorras ligikaudu 1:100 000, mis on võrreldav teiste lisandiaatomite sisaldusega. Lisaks H2 molekulidele tekivad HD-molekulid ka tolmuosakestele. Külmas keskkonnas reaktsioon
H 3 + + HD → H 2 D + + H 2
ei tasakaalusta pöördprotsess. H 2 D + ioon mängib keemias H 3 + iooniga sarnast rolli ja selle kaudu hakkavad deuteeriumiaatomid levima läbi keerulisemate ühendite. Tulemus osutub päris huvitavaks: üldise D/H suhtega umbes 10–5 on mõne deutereeritud molekuli sisalduse suhe deutereerimata analoogide (näiteks HDCO ja H 2 CO, HDO) sisaldusega. kuni H 2 O) ulatub protsentideni ja isegi kümnetesse protsentidesse. Sarnane suund mudelite täiustamisel on süsiniku ja lämmastiku isotoopide keemia erinevuste arvestamine.
Teiseks, reaktsioonid tolmuterade pindadel jäävad astrokeemia üheks peamiseks valdkonnaks. Siin suur töö viiakse läbi näiteks reaktsioonide omaduste uurimiseks sõltuvalt tolmuosakese pinna omadustest ja selle temperatuurist. Sellel tolmukübemest sünteesitud orgaaniliste molekulide aurustumise üksikasjad on siiani ebaselged.
Kolmandaks, keemilised mudelid tungivad järk-järgult sügavamale tähtedevahelise keskkonna dünaamika uuringutesse, sealhulgas tähtede ja planeetide sünniprotsesside uurimisse. See arusaam on väga oluline, kuna see võimaldab tähtedevahelises keskkonnas toimuva aine liikumise numbrilist kirjeldust seostada otseselt molekulaarsete spektrijoonte vaatlustega. Lisaks on sellel probleemil ka astrobioloogiline rakendus, mis on seotud tähtedevahelise orgaanilise aine võimalikkusega jõuda moodustuvatele planeetidele.
Neljandaks on üha rohkem vaatlusandmeid erinevate molekulide sisalduse kohta teistes galaktikates, sealhulgas suure punanihkega galaktikates. See tähendab, et me ei saa enam isoleerida end Linnutee raames ja peame mõistma, kuidas toimub keemiline evolutsioon keskkonna erineva elementaarse koostise, kiirgusvälja muude omadustega, tolmuterade muude omadustega või millise keemilise ainega. reaktsioonid toimusid galaktikaeelses keskkonnas, mil kogu elementide komplekt piirdus vesiniku, heeliumi ja liitiumiga.
Samal ajal jääb meie ümber palju saladusi. Näiteks 1934. aastal Merrilli leitud liinid pole siiani tuvastatud. Ja esimese leitud tähtedevahelise molekuli - CH + - päritolu jääb ebaselgeks...
«Elementide levimust kosmoses uurib kosmokeemia, nende levikut Maal aga geokeemia. Elementide rohkuse uurimine ruumis on üsna keeruline ülesanne, kuna..."
Elemendi levimus
looduses
Elementide levimuse uurimine ruumis
kosmokeemia ja nende levimus Maal on geokeemia.
Elementide rohkuse uurimine ruumis
üsna raske ülesanne, kuna aine on ruumis
ruum on sees erinevat seisundit(tähed,
planeedid, tolmupilved, tähtedevaheline ruum jne).
Mõnikord on aine olekut raske ette kujutada. Näiteks,
on raske rääkida aine ja elementide olekust neutrontähed, valged kääbused, mustad augud kolossaalsel temperatuuril ja rõhul. Sellegipoolest teab teadus üsna palju sellest, millised elemendid ja millistes kogustes ruumis esinevad.
Tähtedevahelises ruumis on erinevate elementide ioone ja aatomeid, aga ka aatomite rühmi, radikaale ja isegi molekule, näiteks formaldehüüdi, vee, HCN, CH3CN, CO, SiO2, CoS jne molekule.
Tähtedevahelises ruumis on eriti palju kaltsiumioone.
Lisaks sellele on ruumis hajutatud vesiniku, kaaliumi, süsiniku, naatriumiioonide, hapniku, titaani ja muude osakeste aatomid.
Universumi arvukuse esikoht kuulub vesinikule.
Tähtede keemiline koostis Tähtede keemiline koostis sõltub paljudest teguritest, sealhulgas temperatuurist. Temperatuuri tõustes muutub tähe atmosfääris eksisteerivate osakeste koostis lihtsamaks. Seega näitab 10 000–50 000°C temperatuuriga tähtede spektraalanalüüs ioniseeritud vesiniku ja heeliumi ning metalliioonide jooni nende atmosfääris. 5000°C temperatuuriga tähtede atmosfääris leidub juba radikaale, 3800°C temperatuuriga tähtede atmosfääris leidub isegi oksiidimolekule. Mõnede tähtede, mille temperatuur on 20 000–30 000 ° C, keemiline koostis on toodud tabelis. 6.1.
Näha on, et näiteks Pegasuse tähes on 8700 vesinikuaatomi kohta 1290 heeliumiaatomit, 0,9 lämmastikuaatomit jne.
Esimese 4 klassi (kõige kuumemate) tähtede spektrites domineerivad vesiniku ja heeliumi jooned, kuid temperatuuri langedes tekivad teiste elementide jooned ja isegi ühendite read. Need on ka lihtsad ühendid: tsirkooniumi, titaani oksiidid, aga ka radikaalid CH, OH, NH, CH2, C2, C3, CaH jne. Tähtede väliskihid koosnevad peamiselt vesinikust. Keskmiselt on iga 10 000 vesinikuaatomi kohta umbes 1000 heeliumi aatomit, 5 hapnikuaatomit ja vähem kui 1 aatom muid elemente.
Seal on staare koos suurenenud sisuüks või teine element:
räni, raud, mangaan, süsinik jne Anomaalse koostisega tähed on üsna mitmekesised. Noortes punastes hiiglaslikes tähtedes on olemas suurenenud summa rasked elemendid. Seega sisaldab üks neist tähtedest 26 korda rohkem molübdeeni kui Päike.
Tabel 6.1 Mõne B-klassi tähe keemiline koostis Element Aatomite suhteline arv tähes Scorpius Perseus Pegasus Vesinik 8350 8300
–  –  –
reaktsioonid, mis tekivad tähel tema elu jooksul.
Tähe esialgne koostis on lähedane tähtedevahelise aine koostisele (gaasi- ja tolmupilv), millest täht tekkis.
Ja gaasi- ja tolmupilvede koostis ei ole sama, mis võib põhjustada erinevusi tähes sisalduvate elementide koostises.
Spektraalanalüüs näitab, et paljude elementide esinemist tähtede koostises võivad põhjustada vaid neis toimuvad tuumareaktsioonid (baarium, tsirkoonium, tehneetsium). On tähti, milles vesinik on muutunud heeliumiks. Nende atmosfäär koosneb heeliumist. Sellistes heeliumitähtedes leidub süsinikku, neooni, titaani, lämmastikku, hapnikku, räni ja magneesiumi. On teada heeliumtähed, mis praktiliselt ei sisalda vesinikku, mis põles tuumareaktsioonide tagajärjel.
Süsiniktähed on väga huvitavad. Need on suhteliselt lahedad tähed (hiiglased ja superhiiglased), nende pinnatemperatuur jääb vahemikku 2500–6000 °C.
Temperatuuridel alla 3500 ° C, kui atmosfääris on võrdne kogus hapnikku ja süsinikku, seotakse enamik neist elementidest süsinikmonooksiidiks CO. Teiste süsinikuühendite hulgas on selliste tähtede atmosfääris CN- ja CH-radikaale.
Elementide arvukuse uurimine ruumis näitas, et elemendi aatommassi suurenedes selle arvukus väheneb. Lisaks on paarisjärjekorranumbritega elemendid tavalisemad kui paaritute arvudega elemendid.
Elementide arvukus ruumis on näidatud joonisel fig. 6.1.
Elementide arvukus päikesesüsteemis
Päikese keemilist koostist uuritakse spektraalanalüüsi meetoditega. See on väga raske töö, kuna Päikesel eksisteerivates tingimustes on elementide aatomid tugevalt ioniseeritud (näiteks rauaaatom kaotab kuni 9 elektroni).
Päikese atmosfäär on pidevas liikumises.
Fotosfääri, kromosfääri ja päikesekrooni temperatuurid varieeruvad järsult. Sellegipoolest on Päikese keemiline koostis üsna täielikult kindlaks tehtud. Päikesel on avastatud 72 elementi. 60 elemendi sisaldus määratakse üsna usaldusväärselt, kuid elementide puhul, mille aatommass on üle 57, on andmed vähem täpsed.
Päike sisaldab kõige rohkem vesinikku – peaaegu 75% oma massist.
Heelium sisaldab umbes 24%, ainult 1-2% moodustab kõik muud elemendid. Kuigi 1% päikese massist polegi nii vähe. Päikese mass on 1,99,1033 g Sajas osa sellest massist on 1,99,1031 g ehk 1,99,1025 t, mis on 3350 korda suurem kui Maa mass.
Päikeses on üsna palju hapnikku, süsinikku, lämmastikku, naatriumi, rauda, niklit ja vähe liitiumi. Boori ja fluori leidub koos vesinikuga. Raadium, uraan, vismut, reenium on tühiselt väikesed ning Maa tingimustes kunstlikult saadud radioaktiivseid elemente (promeetium, astatiin), samuti halogeene, välja arvatud fluor, pole tuvastatud.
Päikese atmosfääris on iga hapnikuaatomi kohta:
vesinik 560 aatomit;
alumiinium 0,0040 aatomit;
süsinik 0,37 aatomit;
räni 0,037 aatomit;
lämmastik 0,76 aatomit;
väävel 0,016 aatomit;
magneesium 0,062 aatomit;
kaalium 0,00029 aatomit;
naatriumi 0,0035 aatomit;
kaltsium 0,0031 aatomit.
–  –  –
Alguses avaldati arvamust, et kõik Päikesesüsteemi planeedid on ühesuguse koostisega, kuid tiheduste võrdlus näitas, et koostis on erinev (vt.
Merkuur, Veenus, Maa, Marss, Kuu on tahked kehad.
Neid moodustavad silikaat, alumosilikaat, karbonaat ja muud mineraalid, mis moodustavad nende pinnakihi. Nende planeetide sees on tuum, mille moodustavad raskemad kivimid, mis sisaldavad suure aatommassiga elemente. Elavhõbe sisaldab ferromagnetilist südamikku ja sellel on tugev magnetväli.
Metallilise raua koguhulk on mõnedel andmetel elavhõbedas umbes 58%. Veenusel ja Marsil, nagu ka Maal, on raudsüdamikud, mida ümbritseb mineraalne, valdavalt silikaatkest. Veenusel on palju karbonaate, mille termiline lagunemine tõi kaasa süsinikdioksiidi kogunemise selle planeedi atmosfääri. Nõukogude kosmosejaamade "Venera-4" - "Venera-7" andmetel koosneb Veenuse atmosfäär 97% süsinikdioksiidist, sisaldab umbes 2% lämmastikku, 1% veeauru ja mitte rohkem kui 0,1% hapnikku. Temperatuur planeedi pinnal on umbes 500 ° C ja rõhk umbes 100 atm.
Planeedil Marsil on atmosfäär palju õhem kui Maal. Atmosfääri rõhk Marsil on ainult 0,08 Maa omast. Selle atmosfääri peamised komponendid on lämmastik ja süsinikdioksiid.
Hapnikku ja veeauru on umbes 1000 korda vähem kui Maa atmosfääris. Võimalik, et Marsi pinna moodustavate ühendite keemiline koostis on sarnane Maa omaga. Seda kinnitavad arvukad katsed Marsi tingimuste simuleerimiseks. Seda kinnitavad ka Marsi ja Marineri kosmosejaamadest üsna lähedalt tehtud fotod.
Hiidplaneedid Jupiter, Saturn, Uraan ja Neptuun on moodustatud vähemtihedate ainetega. Need põhinevad vesinikul, heeliumil, metaanil, ammoniaagil ja muudel gaasidel.
Tahke tuuma olemasolu nendel planeetidel ei saa pidada tõestatuks. Spektriuuringud Jupiter, Saturn, Uraan ja Neptuun on näidanud metaani olemasolu oma atmosfääris.
Jupiteri ja Saturni atmosfäärist leiti ka ammoniaaki, mis võib küll Uraanil ja Neptuunil esineda, kuid tahkes olekus. Uuring näitas ka vesiniku (umbes 60%), heeliumi (36%), neooni (umbes 3%) olemasolu.
Lisaks sisaldab atmosfäär keerulisi molekule:
vesiniktsüaniid, lämmastikdioksiid N2O4 kujul, vesi, vesiniksulfiid, suure molekulmassiga molekulid (püreen, koroneen, krüseen jne). Vaatamata aastatepikkusele uurimistööle pole hiidplaneetide keemiline koostis siiski hästi mõistetav.
Levimus keemilised elemendid maapinnal
Paljud teadlased on uurinud keemiliste elementide levikut Maal, alustades alkeemikutest (Theophrastus, Plinius jt). Kuid ainult XVII-XIX sajandil.
aastal keemiliste protsesside katseandmed maakoor ja neid hakati mõistma vaatenurgast, mida me praegu nimetame geokeemilisteks. 17. sajandil R. Boyle, uurides atmosfääri ja looduslike vete keemiat, ja hollandlane H. Huygens jõudsid arusaamisele elust kui kosmilisest nähtusest. 17. sajandil põhjendas M. V. Lomonosov oma kuulsates raamatutes “Maa kihtidest” ja “Metallide sünnist” keemia tähtsust geoloogias ning selgitas kivisöe, nafta, turba ja muude mineraalide tekkeprotsesse. A. Lavoisier pani aluse atmosfääri ja looduslike vete geokeemiale. Suur tähtsus koguda faktilist materjali geokeemiast, Rootsi keemiku I. Berzeliuse tööst sellel alal keemiline analüüs kivimid, maagid, mineraalid ja veed.
Ta avastas tooriumi, tseeriumi, seleeni ning sai esimesena vabas olekus räni, titaani, tantaali, tsirkooniumi jne.
19. sajandil avaldatud tööd jõudsid lähedale geokeemiale. Saksa teadlased K. Bischof ja I. Breithaup maapõue keemiast. Vaadeldi maakoore keemilist koostist ja ainete ringlust selles. Samadel aastatel hakati kasutama terminit "geokeemia". Teadus võlgneb oma ilmumise Šveitsi keemikule H. Schönbeinile, kes kirjutas 1842. aastal, et see on vajalik enne tõelisest rääkimist. geoloogiateadus, on uurida geokeemiat keemiline olemus ja maakera moodustavate masside päritolu. Kuid geokeemia kui teaduse tõeline sünd leidis aset 20. sajandi esimesel poolel.
(1908-1911). Sünnikoht: Moskva Ülikooli mineraloogia osakond. Tegi sellest teaduse V.I.
Vernadski (1861-1945). Vernadski tõlgendas mineraloogiat kui maakoore ühendite keemiat. Spektraalanalüüsi tulemusi kasutades jõudis ta järeldusele keemiliste elementide üldise hajuvuse kohta.
Vernadsky ütles:
"Igas tilgas ja ainetükis on maa pind, kui meie uurimistöö peensus suureneb, avastame üha uusi elemente. Jääb mulje nende hajumise mikrokosmilisest olemusest. Liivateras või tilgas, nagu mikrokosmoses, peegeldub see üldine koostis ruumi. Selles võib leida kõiki neid elemente, mida maakeral, taevaruumides täheldatakse. Küsimus on seotud ainult uurimismeetodite täiustamise ja täiustamisega. Kui neid täiustada, leiame naatriumi, liitiumi, strontsiumi sealt, kus me pole neid varem näinud; kui me neid täpsustame, avastame need väiksemates proovides kui varem.
Esimese geokeemia kursuse andis 1912. aastal Vernadski õpilane A.E. Fersman (1883-1945). Aastatel 1933-1939.
Suure panuse geokeemiasse andis V. M. Goldschmidt (Norra). Ta märkis, et aatomite või ioonide suurus on keemiliste elementide kristallvõresse kaasamisel ülioluline. Ta selgitas magneesiumi ja nikli, kaaliumi ja plii koosesinemist ning pani sellega aluse mineraalide geokeemiale. Pärast tema tööd sai võimalikuks ennustada elementide kuhjumist maakoores ja läbi viia sihipäraseid mineraalide otsimist looduses.
Veel 1815. aastal püüdis inglise mineraloog W. Philipps määrata 10 keemilise elemendi keskmist sisaldust maakoores. Tema tööd jätkasid prantslased Elie de Beaumont ja A. Daubray. Kuid nende uuringud ei äratanud tähelepanu.
80ndatel XIX sajandil F.U. tegeles palju maakoore keskmise koostise määramise probleemidega. Clark on Washingtonis asuva Ameerika Geoloogiakomitee keemialabori juhataja. 880 kõige enam valimine täpsed analüüsid kivid, ta 1889. a
määras kindlaks 10 keemilise elemendi keskmise sisalduse tahkes maakoores. Clark sai järgmised tulemused:
Elemendi sisaldus, elementide sisaldus, % % hapnik 46,28 magneesium 2,77 räni 28,02 kaalium 2,47 alumiinium 8,14 naatrium 2,43 raud 5,58 titaan 0,33 raud 3,27 fosfor 3,27 fosfor 0,10 mulla keemilise koostise keemiline koostis.39 =9. ’s koorik. Uurimist jätkates suurendas ta definitsioonide täpsust, analüüside arvu ja elementide hulka. 1924. aastal avaldatud kokkuvõte maakoore keskmise elementide sisalduse kohta andis andmeid 50 elemendi kohta.
Võttes arvesse Clarki eeliseid geokeemia arendamisel ja elementide rohkuse uurimisel, tegi Fersman 1923. aastal ettepaneku tähistada keemilise elemendi keskmist sisaldust maakoores, Maal tervikuna, aga ka planeetidel ja kosmoses. , terminiga "Clark". Nagu Vernadsky soovitas, sisaldavad clarke tabelid massi (kaalu) ja aatomklarkide väärtusi.
Aatomklarkide kasutuselevõtu tähendus on järgmine.
Olgu olemas geoloogiline süsteem, mis koosneb vesinikust ja fluorist ning iga vesinikuaatomi kohta on üks fluoriaatom. Kui defineerida aatomi klaarid, on need mõlema elemendi jaoks samad. Kuid kui me määrame vesiniku ja fluori osakaalu süsteemi massis, selgub, et vastavalt vesiniku ja fluori aatommasside väärtustele on koguhulgast 1H + 19F = 20HF vesinik. on ainult 5% ja fluor - 95%. Seega võivad massi- ja aatomiklaarid oluliselt erineda. Klarkide masside aatomiteks teisendamiseks tuleb iga elemendi mass clarke'i väärtus jagada aatommassiga ja nende väärtuste summaks lugeda 100%. Siis vastab iga elemendi sisaldus selles summas selle aatomi clarke'ile.
Clarki esimese tabeli avaldamisest on möödunud üle 100 aasta. Selle aja jooksul tehti ära tohutult palju tööd ja üldpilt elementide jaotumisest maakoores tekkis üsna selgelt. Esiteks leidis kinnitust Vernadski suurepärane oletus kõigi keemiliste elementide hajutatud olekust. Joodi, hafniumi, skandiumi, rubiidiumi, indiumi, tseesiumi, raadiumi ja mõnede teiste haruldaste elementide puhul on dispergeeritud olek peamine, kuna need ei moodusta või peaaegu ei moodusta oma mineraale. Ainult hapniku, räni, alumiiniumi, raua, naatriumi, kaaliumi, magneesiumi puhul on peamiseks esinemisvormiks oma mineraalid. Nõukogude geokeemiku N.I. seisukoht keemiliste elementide üldise hajutamise kohta. Safronov tegi ettepaneku nimetada seda Clark-Vernadski seaduseks.
Kaasaegsed analüüsimeetodid ja instrumendid on võimaldanud selgitada maakoore elementide sisaldust (tabel 1.3).
Nagu tabelist näha, koosneb pool maakoorest hapnikust. Seega on maakoor "hapnikukera". Teisel kohal on räni (clarke 29,5), kolmandal kohal alumiinium (8,05). Kui lisada raud (4,65), kaltsium (2,96), kaalium (2,50), naatrium (2,50), magneesium (1,87), titaan (0,45), saate 99, 48%, st peaaegu kogu maapõue. Ülejäänud 80 elementi moodustavad vähem kui 1%. Elemente, mille sisaldus ei ületa 0,01-0,0001%, nimetatakse haruldasteks. Kui haruldased elemendid ei moodusta oma mineraale, nimetatakse neid haruldasteks mikroelementideks (Br, In, Ra, U, Re, Hf, Se jne).
Seega on uraanil ja broomil peaaegu samad klari väärtused (2.5.10-4 ja 2.1.10-4), kuid uraan on haruldane element, kuna teada on 104 uraanimineraali ja uraanimaardlaid ning broom on hajutatud (on ainult üks mineraal).
Geokeemias on ka mõiste “mikroelemendid”, mis tähendab elemente, mis sisalduvad antud süsteemis väikestes kogustes (0,01%). Seega on alumiinium elusorganismis mikroelement ja silikaatkivimites makroelement.
On kindlaks tehtud, et klaarid on suures osas sõltumatud elementide keemilistest omadustest. Kuidas mõjutab elemendi tuum selle arvukust? Tagasi 1923. aastal
V. M. Goldshmidt sõnastas geokeemia põhiseaduse: elemendi üldine arvukus sõltub selle omadustest aatomituum, ja levimise iseloom sõltub selle aatomi välise elektronkihi omadustest.
Fersman sai graafiku aatomiklarkide sõltuvusest tuumalaengust D. I. Mendelejevi perioodilise süsteemi paaris ja paaritu elementide puhul (joonis 6.2). Ta sai teada, et koos aatomituuma tüsistumisega suureneb selle suurenemine
Riis. 6.2. Aatomiklarkide logaritmid (A.I. Fersmani järgi)
elementide clarke massid vähenevad, kuid need kõverad osutusid mittemonotoonseteks. Kerged aatomid (need, mis on perioodilisuse tabeli alguses) on tavalisemad. Nende tuumad sisaldavad väikest arvu nukleoneid (prootoneid ja neutroneid). Tõepoolest, pärast rauda (Z = 26) pole ühtki ühist elementi.
D. I. Mendelejev osutas sellele. 1869. aastal
samaaegselt perioodilise seadusega sõnastas ta reegli: elemendid väikestega aatomi kaaludüldiselt levinumad kui rasked elemendid.
Teise mustri kehtestas 1914. aastal G.
Oddo (Itaalia) ja V. Garkinson (USA) 1915-1928. Nad märkasid, et maakoores domineerivad paarisarvu ja paaritu aatommassiga elemendid. Naaberelementidest on paariselementidel alati suurem klaar kui paaritutel (joon. 6.2). Esimese 9 elemendi esinemissageduse osas on paaris 86,43% ja paarituid klarkeid 13,03%. Eriti suured on nende elementide klarid, mille aatommass jagub 4-ga. Sama elemendi aatomite hulgas on ülekaalus isotoobid massiarvuga, mis jagub 4-ga. Fersman nimetas selle struktuuri 4q-ks, kus q
– täisarv. Allpool on toodud hapniku ja väävli erinevate isotoopide arvukuse suhe:
O - 99,76 S - 55,01 O - 0,04 S - 0,75 O - 0,20 S - 4,22 S - 0,02.
Fersmani järgi moodustavad 4q tüüpi tuumad 83,39% maakoorest.
Vähem levinud on 4q+3 tuumad (12,7%). Südamike 4q+l ja 4q+2 on väga vähe (1%). Märgiti ka, et paariselementide hulgas, alustades heeliumist, on iga kuues kõrgeim klark: hapnik (nr 8), räni (nr 14), kaltsium (nr 20), raud (nr 26).
Paaritute elementide puhul kehtib sarnane reegel (alates vesinikust, nr 1):
lämmastik (nr 7); alumiinium (nr 13); kaalium (nr 19); mangaan (nr 25). Eriti stabiilsed on tuumad, mis sisaldavad 2, 8, 20, 28, 50, 82, 126 prootonit või neutronit. Neid numbreid nimetatakse maagilisteks numbriteks. Kõige stabiilsemad on topeltmaagilised tuumad, mis sisaldavad maagilist prootonite ja neutronite arvu (208Pb).
Seega on elementide rohkus maakoores seotud eelkõige aatomituuma ehitusega.
Maakoores domineerivad tuumad, milles on vähe ja paaritu arvu prootoneid ja neutroneid. Selle põhjus peitub maise aine olemasolu tähestaadiumis. Üle 4,5 miljardi aasta tagasi kuumutati meie planeedi ainet kümnete miljonite kraadideni. Sellistel temperatuuridel ei saa eksisteerida ei aatomeid ega molekule ning aine oli kuum plasma vabade elektronide ja tuumadega. Tuumareaktsioonid toimusid plasmas
– keemiliste elementide tuumad tekkisid prootonitest ja neutronitest. Kõige tõenäolisem on kõige stabiilsemate tuumade teke ja need on tuumad, mis sisaldavad vähe ja paarisarvuliselt prootoneid ja neutroneid. Prootonitest ja neutronitest ülevoolavad tuumad on ebastabiilsed ja lagunevad. Need on uraan, toorium, raadium ja muud radioaktiivsed elemendid, mis lagunevad, moodustades plii ja heeliumi. Kuid isegi kergete elementide hulgas ei ole kõigil kõrge clarke väärtus. Näiteks berülliumi aatomnumber on 4 ja selle klaar on 3,8,10–4%. Heeliumi klark on veelgi väiksem, kuigi kosmoses on see arvukuse poolest teisel kohal (vesiniku järel). Vähe on liitiumi (3,2,10 boori (1,2,10-3%)), süsinikku (2,3,10-2%). See on seletatav asjaoluga, et need aatomid tähtede keskosas on tuumakütus ja hävivad tuumareaktsioonid.
Kontrollküsimused
1. Millised elemendid on avakosmoses kõige levinumad?
2. Millised reaktsioonid on raskete elementide allikaks kosmoses?
3. Milliseid meetodeid kasutatakse tähtede keemilise koostise uurimiseks?
4. Mitu keemilist elementi on Päikesest avastatud?
5. Mis annab tunnistust Päikesesüsteemi planeetide erinevast keemilisest koostisest?
6. Milliseid elemente leidub hiidplaneetide atmosfääris?
7. Mis määrab geokeemia aine?
8. Milline teadlane andis suurima panuse geokeemia arengusse?
9. Defineeri clarke.
10. Millised on levinumad elemendid maakoores?
11. Milliseid elemente nimetatakse haruldasteks ja milliseid hajusateks?
12. Milliseid numbreid nimetatakse maagilisteks numbriteks?
13. Mis määrab maakoore elementide rohkuse?
14. Sõnasta geokeemia põhiseadused?
15. Miks on laialt levinud mõned väikese aatommassi ja paarisarvuga elemendid?
lisakirjandust
1. Spitsyn V.I., Martynenko L.I. Anorgaaniline keemia.
Osa 1. M.: Moskva Riikliku Ülikooli kirjastus, 1991. Lk 378-391.
2. Garusevitš G. A. Üldgeokeemia alused. M.: lõpetanud kool, 1968. 363 lk.
3. Perelman A.I. Geokeemia. M.: Kõrgkool. 1979. 423 lk.
4. Lutz B. G. Maa mandrikoore ja ülemise vahevöö keemiline koostis. M.: Nedra, 1976. 152 lk.
5. Lavrukhina A.K. Tuumareaktsioonid kosmilistes kehades.
M.: Nauka, 1972.187 lk.
6. Safronov V. S. Planeteelse pilve evolutsioon ning Maa ja planeetide teke. M.: Nedra, 1969. 264 lk.
7. Aller L. Keemiliste elementide levimus. M.:
Nedra, 1963. 254 lk.
8. Nikolajev L. A. Ruumi keemia. Moskva: Haridus, 1974.
Sarnased tööd:
anorgaanilised ja füüsikaline keemia, TSU im. G.R. Deržavina Esindas toimetuskolleegiumi liige, professor V.I. Konovalov Võtmesõnad ja väljendid: korrosiooni tõkestamine; korrosioon..."uuringud, mis ulatuvad algusteni, põhjusteni ja elementideni, nende mõistmise kaudu (oleme ju siis kindlad, et..."
Universum peidab oma sügavustes palju saladusi. Pikka aega on inimesed püüdnud neist võimalikult palju lahti harutada ja hoolimata sellest, et see alati ei õnnestu, liigub teadus hüppeliselt edasi, võimaldades meil üha rohkem teada saada oma päritolu kohta. Nii näiteks huvitab paljusid see, mis on universumis kõige levinum. Enamik inimesi mõtleb kohe vee peale ja neil on osaliselt õigus, sest kõige levinum element on vesinik.
Universumi kõige rikkalikum element
On äärmiselt haruldane, et inimesed kohtavad vesinikku puhtal kujul. Looduses leidub seda aga väga sageli koos teiste elementidega. Näiteks hapnikuga reageerides muutub vesinik veeks. Ja see pole kaugeltki ainus ühend, mis seda elementi sisaldab; seda leidub kõikjal mitte ainult meie planeedil, vaid ka kosmoses.
Kuidas Maa tekkis?
Palju miljoneid aastaid tagasi sai vesinikust ilma liialduseta kogu universumi ehitusmaterjal. Peale suurt pauku, millest sai maailma loomise esimene etapp, ei eksisteerinud ju peale selle elemendi midagi. elementaarne, kuna koosneb ainult ühest aatomist. Aja jooksul hakkas universumi kõige rikkalikum element moodustama pilvi, millest hiljem said tähed. Ja juba nende sees toimusid reaktsioonid, mille tulemusena tekkisid uued keerukamad elemendid, mis tekitasid planeete.
Vesinik
See element moodustab umbes 92% universumi aatomitest. Kuid seda ei leidu mitte ainult tähtedes, tähtedevahelises gaasis, vaid ka meie planeedi tavalistes elementides. Enamasti eksisteerib see seotud kujul ja kõige levinum ühend on loomulikult vesi.
Lisaks on vesinik osa paljudest süsinikuühenditest, mis moodustavad naftat ja maagaasi.
Järeldus
Hoolimata asjaolust, et see on kõige levinum element kogu maailmas, võib see üllataval kombel olla inimestele ohtlik, sest mõnikord süttib see õhuga reageerides. Et mõista, kui olulist rolli vesinik universumi loomisel mängis, piisab, kui mõista, et ilma selleta poleks Maa peale ilmunud midagi elavat.
Kirjavahetuse matemaatikaringiga Peterburi füüsika-matemaatikalütseumis nr 30. Klubi on mõeldud 1.-3.klassi koolieelikutele ja koolilastele. Nad värbavad inimesi mitte ainult Peterburist ja mitte ainult Venemaalt, vaid igalt poolt. Koolitus on tasuta.
Igal nädalal 5 uut ülesannet. Ülesanded on lastele muidugi väga rasked. Ja ma ei usu, et see kõik sõltub vanusest. Nende hulgas on aga väga-väga toredaid. Vaatasin ja otsustasin, et võtan need koos lastega lahti. Iga ülesanne võttis mul aega 40 minutit – 1 tund. Just täiskasvanud suudavad kogu selle sarja mõtetes läbi klõpsida. Kuid lastele on see palju keerulisem. Lahendan ülesandeid tahvlil värviliste kriitidega. Võtan ühe ülesande korraga. Iga ülesande jaoks joonistan erinevaid pilte ja jutustan loo. Teel räägin teile tehnilise materjali, mis on iga probleemi puhul erinev. Ja mis kõige tähtsam, ma sain kaasa lüüa ja see meeldis! Ja lastele meeldib, nad küsivad rohkem. Otsustasin, et kuna mulle meeldib, siis jätkame tööd. Üks ülesanne saadakse täisväärtusliku matemaatikatunnina koos mängude ja aruteludega. umbes 2 nädalat tagasi alustasime. Ja nüüd praeguses sarjas lahendas Borisik ise 1. probleemi. Ja Vanya on koolieelikutest 1. ja 3. ning 1. klassist 4. koht. Ja ülejäänud ülesannete, nende jaoks mõeldud jooniste ja lugude selgitamiseks kulus mul umbes 30 minutit.
1. Päikeselinnas kohtusid väljakul kolm sõbrannat: laulja Zvezdochka, kunstnik Snežinka ja näitleja Droplet. "Oi, kui naljakas see välja kukkus! Ühel meist on kleidil tähed, teisel lumehelbed ja kolmandal tilgad." --- ütles Täht. "Jah, ja kummalgi meist pole kleidil disaini, mis vastaks meie nimele!" --- tõstis väikese tüdruku kleidile lumehelvestega. Mis muster on näitlejanna kleidil?
2. Raamatukoguhoidja palus MateMashal ja ProgramMishal aidata 20 raamatut lugemissaalist klassiruumi viia. Poisid kandsid kõigepealt võrdse arvu raamatuid ja teises ringis võttis MateMasha ühe paksu raamatu ja ProgramMisha ülejäänud 7 õhukest raamatut. Mitu raamatut ProgrammMisha kokku üle kandis?
3. Viis sõpra: Sveta, Petya, Nataša, Veronica ja Kirill armastasid pauside ajal tikku mängida. Ühel päeval pärast kooli avastasid nad, et sel päeval olid nad kõik, välja arvatud tüdrukute-tüdrukute paarid, korra omavahel tikku mänginud. Mitu mängu nende viie mehe vahel sel päeval mängiti?
4. Jalgpalliklubis on 10 liiget. Kõik, kes Barcelonat toetavad, toetavad ka Zeniti. Kõik Madridi Reali fännid toetavad ka Spartaki. Teadaolevalt toetavad nii Zeniti kui ka Spartaki korraga vaid kaks poissi, Dima ja Vova, kes varem elasid Peterburis, kuid kolisid seejärel Moskvasse. Kuid samas on nad patrioodid ja välismaalaste suhtes ükskõiksed jalgpalliklubid. Kui palju inimesi toetab Barcelonat ja Real Madridi korraga?
5. Varya, Philip ja Pasha läksid talvel kalale. Pasha püüdis 2 kala, Philip sama palju kui Pasha ja poole vähem kui Varinid. Ja Varya on sama vana, kui Philip ja Pasha koos on. Mitu kala lapsed püüdsid?
Ma ei uskunud, et näen edusamme nii kiiresti. Lisaks hakkas Vanya kooliprobleeme kiiremini lahendama tärniga. Neil on 2 tüüpi ülesandeid - tavalised 1-2 toiminguga (ühes peenras kasvas 3 kg kartuleid, teises 4, kolmandas teadmata. Aga ainult 10. Kui palju kolmandal?) Ja ülesanded koos peenraga. tärn – st. need, mida ei lahendata standardskeem: 4 inimest surusid üksteisega kätt, mitu käepigistust oli? või Arbuus kaalub 3 kg ja veel pool arbuusi (joonistatud on kangkaalud, ühel pool on arbuus, teisel pool 3kg kaal ja pool arbuusi), kui palju arbuus kaalub? Siin tegi ta edusamme.
2019-20 õppeaastaks kirjavahetusringi registreerimine avatud!
Uus 2019-20 õppeaastal kirjavahetuse ringis:
- Kaks uut programmi! Kokku viis erinevaid programme (üks neist on tasuta)!
- Varem saadetud vastuseid saab parandada – see loeb viimane postitatud vastus!
- Erinevatele klassidele erinevad ülesanded (mõne väikese kattumisega) ja valikuvõimalus ükskõik milline klassis õppimiseks.
- Ülesannete arv seerias on 4 kuni 10.
2019-20 õppeaastasse jääb veel:
- Programmid "Basic", "Kasv" ja "Maksimaalne".
- Kuus eraldi rühmad: klass 0 kuni 4. klass ja rühm 5+ (5. klass ja vanemad, sealhulgas täiskasvanud).
- Ja kõige huvitavam on võimalus tõusta läbi tasemete programmides “Kasv” ja “RostM”!
Nüüd on lihtsam valida mahule ja raskusastmele sobivat õppetundi! Üleminekud uuele tasemele aitavad tõsta huvi ja motivatsiooni! Ja ka suurematele lastele on koht kirjavahetuse ringis!
Edasi uute matemaatiliste tippude vallutamisele!
Täpsem info programmide kohta:
Programm "Basic" Kui teie laps teeb matemaatikas alles esimesi samme, oleks hea valik “Basic” programm – 4 lihtsat ülesannet nädalas.
See variant sobib hästi ka neile, kes pole veel meie klubis osalenud ja tahavad kätt proovida. Selles programmis osalemine on tasuta. Sobib algajatele ja taskukohasetele reisijatele.
Programm "Kasv". Sobivaim variant võimekatele poistele, kes on huvitatud kasvamisest ja uuele tasemele liikumisest. Mida kõrgem on tase, seda rohkem ülesandeid sarjas. Programm algab alustades tase – 4. tase (4 ülesannet).
Lisaks, sõltuvalt kogutud punktidest, osaleja kas jääb samale tasemele või liigub järgmisele. Maksimaalne võimalik tase on 10 (10 ülesannet seerias).
Selles programmis osalemine on tasuline, kuid hind on madal – vaata allolevat tabelit.
Sellel programmil on kõige rohkem eeliseid:
- klassid tasemel, mis on kõige lähedasem lapse teadmiste ja võimete tasemele,
- kasvu motivatsioon,
- odav.
Programm "Maksimaalne"Õppeaasta alguses on programm Maximum väga sarnane Kasvu programmiga. Kuid programmis “Maksimaalne” toimub üleminek uuele tasemele igas seerias, olenemata teie tulemustest - iga kord on üks ülesanne rohkem (välja arvatud 9 ülesannet, on kaks seeriat järjest). Maksimaalne summaülesandeid – 10, see jääb õppeaasta lõpuni.
See valik sobib neile, kes ei karda mitte kõike lahendada, vaid soovivad lugeda kõigi probleemide lahendusi, et õppida neid tulevikus lahendama.
Sellel programmil on aga oma eripärad. Kui laps lahendab vähe ülesandeid, võib tunnistusel olla suur vahe saadud punktisumma ja maksimaalse võimaliku vahel. Kuid see valik sobib treenimiseks ja treenimiseks. Samuti soovitame väikestel või mitte väga tugevatel osalejatel selle valiku ettevaatusega valida – viimased ülesanded on tõesti üsna keerulised, kui laps nendega üldse toime ei tule, võib see huvi õõnestada. Proovige valida programm, mida teie laps saab teha ja nautida.
Programm "RostM" See on programmide "Kasv" ja "Maksimaalne" kombinatsioon – see ka säilib võime tasandite vahel liikuda, nagu programmis „Kasv”, ja neil on juurdepääs tingimustele ja lahendustele kõikidele probleemidele, nagu programmis "Maksimaalne". Ehk siis tingimustega pdf-failis on lapsel võimalik näha kõiki programmi Maximum ülesandeid, kuid esitamisvormile lähevad ainult need ülesanded, mis vastavad saavutatud tasemele.
See on sobiv valik poistele, kes on huvitatud kasvamisest ja uuele tasemele liikumisest, kuid soovivad samal ajal pääseda ligi kõige raskematele probleemidele (ilma vastuseid saatmata), et neid lahendada koolitus- või õppelahendustele, mis on avaldatud lehel saidile.
Üleminekud uutele tasemetele toimuvad samamoodi nagu programmis “Kasv”: programm algab 4. algtasemelt, seejärel jääb osaleja olenevalt kogutud punktidest kas samale tasemele või liigub järgmisele. Maksimaalne võimalik tase on 10 (10 ülesannet seerias).
Selle programmi eelised:
- võimalus kombineerida programmide "Kasv" ja "Maksim" eeliseid,
- kasvumotivatsioon, tasemevahetused,
- võimalus probleeme rohkem uurida kõrgel tasemel(vastuseid saatmata).
Programm "5 ülesannet" Programm on väga lähedane korrespondentklubi 2010-2018 formaadile. See programm sisaldab 5 erineva raskusastmega ülesannet (reeglina on need ülesanded nr 1, 3, 5, 7, 9 täiskomplektist). Programm on mõeldud neile, kes soovivad lahendada mitte ainult lihtsaid, vaid ka keerulisi probleeme, kuid neil pole piisavalt aega 10 probleemi lahendamiseks nädalas.
Programm "Basic" | Programm "Kasv". | Programm "Maksimaalne" | Programm "RostM" | Programm "5 ülesannet" | |||||
Probleemide arv sarjas | 4 | 4 kuni 10 ülesannet | 10 ülesannet (alates 8. episoodist) | lugemiseks - 10 (8. seeriast), saatmiseks - 4 kuni 10 | 5 ülesannet (seerias 1.01 - 4 ülesannet) | ||||
Minge läbi tasemete | Ei mingit üleminekut | Otsuse tulemuste põhjal | Olenemata tulemusest | Otsuse tulemuste põhjal | Ei mingit üleminekut | ||||
Isiklikud tulemused | Jah | Jah | Jah | Jah | Jah | ||||
Vaata reitingut | Jah (detsembrist) | Jah (detsembrist) | Jah (detsembrist) | Jah (detsembrist) | Jah (detsembrist) | ||||
Vastused ja lahendused | Jah | Jah | Jah | Jah | Jah | ||||
tunnistus | Osalemisega alates 20 episoodist |
Osalemisega alates 20 episoodist (8. klass ja vanemad - tunnistus puudub) |
Osalemisega alates 20 episoodist (8. klass ja vanemad - tunnistus puudub) |
Osalemisega alates 20 episoodist (8. klass ja vanemad - tunnistus puudub) |
Osalemisega alates 20 episoodist (8. klass ja vanemad - tunnistus puudub) |
||||
"Minu statistika" | Välistatud | Jah (koos sertifikaadiga) | Jah (koos sertifikaadiga) | Jah (koos sertifikaadiga) | |||||
Olümpiamängud ja võistlused | Jah (osalemine on tasuta) | Jah (osalemine on tasuta) | Jah (osalemine on tasuta) | Jah (osalemine on tasuta) | Jah (osalemine on tasuta) | ||||
Õppeaasta maksumus | Tasuta | 1000 hõõruda. aastal(alates 1. oktoobrist – 1500 rubla.) | 3000 hõõruda. aastal(alates 1. oktoobrist – 4000 rubla.) | 2500 hõõruda. aastal(alates 1. oktoobrist - 3000 rubla.) | 2000 hõõruda. aastal(alates 1. oktoobrist – 2500 rubla.) | ||||
Maksevõimalused | Ilma makseta | — Ülejäänud aasta |
— aastaringselt (saadaval kuni 1 tsükli lõpuni) — Ülejäänud aasta — 5 osa (saadaval alates novembrist) |
— aastaringselt (saadaval kuni 1 tsükli lõpuni) — Ülejäänud aasta |
— aastaringselt (saadaval kuni 1 tsükli lõpuni) — Ülejäänud aasta |
Septembris kehtivad VKontakte grupis osalemise ja kuulutuse uuesti postitamise allahindlused kõikidele programmidele peale programmi “Kasv”. Alates 1. oktoobrist saab neid soodustusi aktiveerida kõikidel programmidel.
Tunniplaan:
- Kokku postitatakse õppeaasta jooksul 30 osa. Need on jagatud 3 tsükliks, mis koosneb 10 episoodist.
- Iga ülesannete sari on üks nädal REEDEst järgmise NELJAPÄEVAni (ühe erandiga – aastavahetuse sari kestab kaks nädalat).
- Algab esimene episood 4. oktoober 2019.
- Iga osaleja seeria täidetakse 10 ülesande komplektist. Erinevate klasside ülesanded on valdavalt erinevad, ühiseid ülesandeid on vähe. Olete saadaval 4–10 ülesande seerias, olenevalt klassist ja valitud programmist ("Basic", "Growth", "Maximum", "GrowthM", "5 ülesannet"). Näide tervest 10 ülesandest koosnevast seeriast (raskusaste – klass 3-4): tingimused ja lahendused.
- Sari algab reedel kell 10:00 (Moskva aja järgi), lõpeb neljapäeval järgmine nädal kell 23:59 (Moskva aja järgi). Praegu on saadaval ülesande tingimused ja vastused.
- Pärast vastuste vastuvõtu tähtaega postitatakse õiged vastused kodulehele. lühilahendused saadetud vastuste kontrollimise ülesanded ja tulemused.
REGISTREERU RINGIS
Korrespondentklubisse saab registreeruda terve õppeaasta septembrist maini.
Klubisse registreerimine võtab aega ca 15 minutit ning ülesanded on saadaval kohe peale registreerumist (alates oktoobrist).
Kuidas registreeruda:
Pärast kursusele registreerumist saate kontrollida oma registreerumise olekut
Maksetingimused (tasuliste programmide puhul):
- Enne maksmist tehke läbi kõik kirjavahetusklubisse registreerumise etapid: looge sisselogimine (ja aktiveerige see kindlasti kirjas olevat linki järgides - seda tuleb teha enne vormi täitmist!), laadige taotlus alla, täitke vormist välja. Valige programm – valige ja makske. Enne maksmist veenduge kindlasti et olete volitatud taotlusvormis märgitud sisselogimise all! Pärast kursusele registreerumist saate kontrollida oma registreerumise olekut
- Võimalikud makseviisid: pangakaart, Yandex.Money, Sberbank Online.
- Septembris makstes kehtivad VKontakte grupis osalemise ja uuesti postitamise allahindlused kõikidele tasulistele programmidele, välja arvatud programm “Kasv”. Alates 1. oktoobrist kehtivad need soodustused kõigile tasulistele programmidele. Kui teil on isiklik allahindlussertifikaat, saate seda igal ajal kasutada mis tahes programmi jaoks.
- Kogu õppeaasta eest saab tasuda ainult kuni esimese tsükli lõpuni (septembri lõpuni - soodushind, 1. oktoobrist kuni esimese tsükli lõpuni - tavahinnaga).
- Ülejäänud õppeaasta eest saab tasuda igal ajal, välja arvatud ajavahemikul neljapäeval 21:00 kuni reede 10:00 - sel ajal ei pruugi makse sooritada korrektselt seeria muutumise tõttu. Tasuda saab kogu õppeaasta eest igal nädalapäeval.
- Ülejäänud aasta väärtust vähendatakse iga 5 episoodi järel – hetke jääkväärtuse leiate allolevast tabelist.
- Programmis “Maksimaalne” on võimalik maksta lühike periood 5 episoodis. Tasumine 5 osa eest on saadaval alates oktoobrist (pärast esimese jao algust). See kehtib 5 episoodi, alates praegusest episoodist. Pärast tasutud perioodi lõppemist naasete programmi, mis kehtis enne maksmist (loe lähemalt allolevast jaotisest). Olulised küsimused"(Kas õppeaasta jooksul on võimalik programmi muuta?")
Kulude tabel (praegu):
OLULISED KÜSIMUSED
Kuidas vastuseid saata?
- Vastuseid võetakse vastu kaudu eriline vorm veebisaidil: kõigis programmides on saatmine saadaval mõlemal saidil: zaokruzhok..
- Vastuseid võetakse vastu reedel kell 10.00 kuni järgmise neljapäeva kella 23.59.
- Ülesannete vastuseid saab saata osade kaupa, igas ülesandes arvestatakse viimati saadetud vastust.
- Ava vorm iga kord uuesti vahetult enne vastuste saatmist – kui vorm avati mitu tundi tagasi, siis on oht, et vastuseid ei saadeta korrektselt.
- Kui peres on mitu last, siis jälgi hoolikalt, et iga lapse vastused saadetaks tema isiklikult kontolt.
Millise klassi peaksin taotlusvormis märkima ja kas seda saab muuta?
Ankeedis peate märkima klassi, milles praegu õpite – see konkreetne klass märgitakse siis kõikidesse teie diplomitesse ja tunnistustesse. Lisaks tuleb ankeedis ära märkida klass, milles õppida soovitakse – see võib tegelikust erineda, saad valida ükskõik millise klassigrupi, mida soovid. Kui te pole kindel, millist rühma on kõige parem valida, soovitame valida selle, mis vastab teie klassi tasemele.
Aasta jooksul klassi vahetamine on üsna keeruline, seetõttu on parem valida kohe klass, milles plaanite terve aasta õppida. Erinevate klasside ülesannete raskusaste on väga erinev, seetõttu on parem lahkuda klassist, kuhu algselt registreerusite.
Klassi, milles laps õpib, saab lapsevanemate soovil individuaalselt muuta, näidates ära põhjuse ja lisades seda tõendava dokumendi.
Klassi, mille olete tundideks valinud, on võimalik oma vanemate soovil põhjendamata muuta. Grupi vahetamisel on aga palju miinuseid: kõik kogutud punktid jäävad vanasse gruppi ning pärast üleminekut kogutakse punkte reitingutabelitesse “nullist”. Palume tutvuda tunnistuse väljastamise tingimustega teise klassi üleminekul individuaalselt. e-mail.
Kui teil on küsimusi klassi vahetamise kohta, saatke meile e-kiri [e-postiga kaitstud]
Kas õppeaasta jooksul on võimalik programmi muuta?
Üleminekud on võimalikud, kuid mitte eriti tulusad.
"Basic" programmist Saate igal ajal teisele programmile lülituda, makstes selle eest. Uus programm muutub kättesaadavaks maksmise hetkest (v.a programm "5 ülesannet" - see muutub kättesaadavaks järgmisest seeriast).
Mine programmist "Growth" või "RostM" programmile "Basic" on võimalik ainult ülejäänud kulu tagastamisega (vt Leping), st lahkudes programmist “Kasv” (“RostM”). Pange tähele: kui lahkute programmist "Growth" ("RostM") ja otsustate seejärel uuesti registreeruda, peate uuesti alustama algtasemelt! Kõik varem kogutud punktid jäävad alles.
Üleminek programmist "Kasv" programmile "RostM"(või vastupidi) on üks lihtsamaid võimalusi. Uue programmi eest tuleb lihtsalt tasuda jooksva hinnaga – üleminek aktiveeritakse kohe peale maksmist, säilitades samal ajal taset (peab vaid jooksva sarja lehekülge jõuliselt värskendama). Kui soovid “Kasvu” programmi jääkmaksumust tagastada, kirjuta meile meili teel, arvutame kulu ümber.
Kui tahad minna programmist "Kasv" või "RostM" programmile "Maksimaalne", siis saab seda teha nii kulude saldo tagasimakse väljastamisega kui ka ilma selleta. Kui tegite tagasimakse (ümberarvestus) ja lahkusite programmist "Kasv" ("RostM"), siis on samuti võimalik selle juurde tagasi pöörduda alles algtasemelt. Kui üleminek toimus ilma tagasimakseta, siis naased programmi "Kasv", säilitades samal ajal taset.
Pange tähele: kui lülitute tagasi „Maksimaalt“ väärtusele „Kasv“ („RostM“) (kui tagasimakset ei tehtud), naasete tasemele, mis oli ENNE sarja, milles maksite „Maksimaalse“ eest. Näiteks kui programmis "Kasv" oli teil 7. tase, mõnes sarjas saite 8. taseme ja samas sarjas läksite üle "Maksimaalsele", siis naasete tagasi 7. tasemele (8. tase asendatakse sõnaga "Maksimaalne" ja teave selle kohta läheb kaotsi). Seega, kui soovite ajutiselt proovida programmi "Maximum" ja naasta "Kasvu" ("RostM") juurde, on parem oodata sarja, kui uuele tasemele üleminekut ei toimunud.
IN programm "Maksimaalne" Tasuda on võimalik lühiajalise 5 episoodi eest (vt “Kulutabel”). Kui olete maksnud 5 osa perioodi eest, naasete pärast selle lõppemist automaatselt programmi, mis oli enne "Maksimaalse" tasumist. Samuti saate terve aasta eest tasumisel tagastada maksejäägi ja minna üle teisele programmile (vt tagastustingimusi Lepingust). Programmis Maximum teenitud punktid salvestatakse. Programmilt "Maksimaalne" programmile "Basic" üleminekul piisab, kui kirjutada meile e-kiri sooviga vahetada ja ülejäänud kulu tagastada. "Kasv" või "RostM" programmidele üleminekul tuleb meile ka e-kiri kirjutada, arvestame kulu ümber. Pange tähele, et kui lülitate programmilt "Maksimaalne" programmile "Kasv" ja "RostM", viiakse teid 4. algtasemele.
Kui tahad minna programmi "5 ülesannet" või sealt välja teise programmi, siis peate lihtsalt tasuma uue programmi maksumuse. Kuid kõigil üleminekutel programmist "5 ülesannet" ja sellele on oma eripära: üleminek ei toimu kohe pärast maksmist, vaid alles järgmisest seeriast. Kõiki küsimusi, mis puudutavad jääkväärtuse tasaarvestamist, täpsustage ka meili teel.
Makse tagastamisega ülekande korral kirjuta meile aadressil . Üleminekud, mis ei nõua tagastamist, tehakse automaatselt.
Tähelepanu! Kui muutsite programmi sarja ajal, pärast üleminekut tehke seda uue programmi jaoks uued vastused kõigi ülesannete jaoks (isegi kui need on varem saadetud)! See tagab, et kõik vastused loetakse uue programmi raames õigesti.
Peres mitu last
Kui soovid registreerida mitu last, siis tuleb igaühele luua eraldi konto (eraldi e-posti aadressiga) ning iga lapse eest eraldi aeg kokku leppida ja tasuda, logides sisse tema logini all. Sel juhul on teil automaatselt juurdepääs kõigile vajalikke materjale ja iga lapse hinded arvutatakse õigesti. Iga lapse jaoks saab valida oma osalusprogrammi.
Kui teil on mitu last, soovitame:
- Iga lapse jaoks saate kasutada eraldi brauserit – kui logite sisse iga lapse sisselogimise kaudu erinevates brauserites, siis autoriseerimine säilib. Kui kasutate sama brauseri mitut vahekaarti, siis autoriseerimist ei salvestata ja vastuseid ei pruugita õigesti saata. Kui teil on installitud ainult üks brauser, saate kahe lapse jaoks kasutada autoriseerimist ühes brauseris, kuid erinevatel saitidel: zaokruzhok.
- Kui logite enne saatmist iga lapse andmeid kasutades uuesti sisse, soovitame muuta need võimalikult lihtsaks meeldejätmiseks ja sisestamiseks. Näiteks saab lastele anda lühikesed või sarnased sisselogimised ning paroolid saab teha sarnaseks või isegi ühesuguseks.
- Veenduge, et iga lapse vastused esitataks tema isiklikult kontolt.
Kui teil on küsimusi, kirjutage meile aadressil