Изучением структур неорганических соединений занялся швейцарский химик А. Вернер и создал координационную теорию комплексных соединений. В «комплексах» вокруг центрального атома группируются в большом количестве атомы, радикалы и даже молекулы из-за возникновения так называемых вторичных валентностей. На основе его теории в наши дни объясняется химическое строение таких веществ, как гемоглобин, хлорофилл, ферменты, лаки. Он обнаружил предсказанные ранее оптически активные неорганические изомеры - соединения железа, кобальта и хрома. Так оптическая активность перестала быть связанной только с атомами углерода.
Сразу же после открытия электрона начали предприниматься попытки связать его с природой химической связи. Немецкий физик Й. Штарк ввел понятие валентных электронов, связав валентность элемента с числом электронов на периферии атома.
Начало квантовой химии было положено работами Ф.Лондона и В.Гайтлера (1927). Они уже говорили об электронном облаке, и вероятность нахождения электрона в какой-то области определяли как квадрат волновой функции. Первые расчеты молекулы водорода показали, что ковалентную связь образуют два электрона с антипараллельными спинами. При этом увеличивается электронная плотность между двумя атомами почти до 20 %, что приводит к уменьшению энергии системы и ее стабилизации. Поэтому пребывание двух таких электронов энергетически более выгодно, чем нахождение одного электрона в поле своего ядра. Так как у атома водорода только один неспаренный электрон, он функционирует как одновалентный элемент. У гелия в нормальном состоянии нет неспаренных электронов - два электрона находятся на одной орбитали. Поэтому возбуждение атома гелия требует больших затрат энергии - 1672 Дж/моль. Такие энергии в ходе обычных химических реакций не наблюдаются, и гелий ведет себя как инертный газ.
Для расчета достаточно сложных молекул американский физик и химик Л. Полинг в 30-е гг. XX в. усовершенствовал и применил метод атомных орбиталей. Его резонансная теория валентности - это попытка объяснить структуру таких молекул, как бензол. По этой теории связи между атомами углерода в молекуле бензола грубо могут описываться как дробные.
Исследовать молекулярные структуры с помощью рентгеновского излучения начали М.Лауэ, Г. и У.Брэгги, П.Дебая и др. Развивался рентгеноструктурный анализ, использовались дифракция рентгеновских лучей и электронов, спектроскопические методы и метод ядерного магнитного резонанса, что позволило определить строение огромного числа молекул. Это и повлияло на развитие методов молекулярной спектроскопии - для наблюдений стали использовать высокочувствительные спектрографы, а для обработки данных - быстродействующие ЭВМ. Наиболее ценным интеллектуальным достижением химии является точное установление молекулярных структур огромного числа веществ - от чистейшей воды и сложных бронзовых сплавов до белка родопсина в палочках сетчатки глаза человека.
Переход от структурной химии к учению о химических процессах - переход на еще более высокий уровень знаний, когда объекты изучаются более разносторонне. При обсуждении теории Бутлерова выяснилось, что связи не должны быть «жесткими». На усилении динамических факторов в понятии структуры настаивал известный химик Н. А. Меншуткин. Масс-спектроскопические и радиоспектроскопические методы дали информацию о динамических аспектах молекул, но не поколебали основных положений структурной химии. В 60-е гг. XX в. выяснилось, что часть систем, которые ранее интерпретировались как качественно отличные друг от друга изомеры, «можно описать как процессы миграции определенной группы атомов между атомными центрами в качественно неизменной молекуле» (Ю.Жданов, Л.Олехнович и В.Минкин). То, что валентность может быть не целочисленной, обнаружилось в новых соединениях, но введение координационного числа не прояснило ситуацию. Квантовая химия вместо валентности свободного атома ввела понятие спин-валентности — числа электронов с неспаренными спинами на внешних орбитах. Вместо подсчета целого числа связей атома с другими атомами рассчитывается сумма кратностей всех его связей, которая может быть и не целочисленной. Теория резонанса Полинга вызвала в свое время острые философские дискуссии. Можно считать, что она явилась удобной моделью: как и в случае с интерпретацией квантовой теории, модель резонансной структуры оказалась далекой от привычных описаний природы и вызвала некоторое смущение части философов и естествоиспытателей проблемой использования моделей вообще.
Наличие или отсутствие связи между атомами изображают в виде графических или структурных формул. Появился термин «топология молекул». Как известно, топология - это раздел математики, который изучает свойства тел, не зависящие от их формы и размеров, или неметрические свойства. Молекулы же обладают как метрическими (длины химических связей, углы между ними и т.п.), так и неметрическими (могут быть циклическими и нециклическими, как бензол и н-бутан соответственно, и т.п.) свойствами. Топология молекулярных систем связана с их свойствами.
Обычно полагают, что мегамир начинается с расстояний около 107 и масс 1020 кг. Опорной точкой начала мегамира может служить Земля (диаметр 1,28×10+7 м, масса 6×1021 кг. Поскольку мегамир имеет дело с большими расстояниями, то для их измерения вводят специальные единицы: астрономическая единица, световой год и парсек.
Астрономическая единица (а.е.) – среднее расстояние от Земли до Солнца, равное 1,5×1011м.
Световой год – расстояние, которое проходит свет в течение одного года, а именно 9,46×1015м.
Парсек (параллакс-секунда) – расстояние, на котором годичный параллакс земной орбиты (т.е. угол, под которым видна большая полуось земной орбиты, расположенная перпендикулярно лучу зрения) равен одной секунде. Это расстояние равно 206265 а.е. = 3,08×1016 м = 3,26 св. г.
Небесные тела во Вселенной образуют системы различной сложности. Так Солнце и движущиеся вокруг него 9 планет образуют Солнечную систему. Все планеты – остывшие тела, светящиеся отраженным от Солнца светом. В ясную ночь мы видим множество звезд, которые составляют лишь ничтожную часть звезд, входящих в нашу Галактику. Основная часть звезд нашей галактики сосредоточена в диске, видимом с Земли «сбоку» в виде туманной полосы, пересекающей небесную сферу – Млечного Пути. Часто говорят, что наша Галактика называется Млечный Путь (собственно, слово галактика происходит от греческого слова «галактос» – молочный, млечный).
Все небесные тела имеют свою историю развития. Возраст Вселенной равен 15…20 млрд. лет (иногда указывают среднее число – 18 млрд. лет). Возраст Солнечной системы оценивается в 5 млрд. лет, Земли – 4,5 млрд. лет.
Более 90% видимого вещества Вселенной сосредоточено в звездах. Именно звезды и планеты были первыми объектами астрономических исследований. Однако процессы эволюции звезд и их внутреннее строение были поняты сравнительно недавно. Начальной точкой в создании теории строения звезд и процессов, протекающих в них, можно считать 1926 год - год выхода в свет книги А. Эддингтона «Внутреннее строение звезд».
Астроном - наблюдатель видит абсолютное большинство звезд даже в самые сильные телескопы в виде точечных источников света. Пожалуй, лишь диск нашего солнца позволяет реально наблюдать процессы, происходящие на поверхности звезды. В отличие от планет, из-за огромных расстояний, атмосферных флуктуаций, т.е. нарушения однородности и спокойствия атмосферы и других причин нельзя увидеть звезды в виде «реальных» дисков. Получается «ложное» изображение звезды, угловые размеры которой редко бывают меньше одной секунды дуги, а должны быть меньше одной сотой доли секунды дуги. Поэтому звезда даже в самый большой телескоп не может быть полностью изучена. Можно измерять только потоки излучения от звезд в разных участках спектра.
Характеристики звезд. Основными характеристиками звезд являются:
масса,
радиус,
абсолютная величина, характеризующая ее светимость,
температура,
спектральный класс.
Одна из основных характеристик звезды - светимость определяется, если известна видимая величина и расстояние до нее.
Очень важную информацию о звездах, об их химических свойствах, температуре дает изучение спектров звезд. Характерной особенностью звездных спектров является еще наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам.
В 1900 г. американский астроном Пикеринг ввел понятие спектрального класса звезды. Спектральные классы звезд обозначаются буквами латинского алфавита O, В, А, F, G, К, М (знающие английский могут их легко запомнить с помощью шутливой мнемонической фразы: “O, Be A Fine Girl, Kiss Me”). Позднее перед классом А был добавлен класс W, а в конце добавлены дополнительные классы R, N, S. Эта система оказалась недостаточно точной, и астрономы разделили каждый интервал в этой последовательности еще на 10 частей – подклассов (например: наше Солнце –это звезда класса G подкласса 2). Звезда, имеющая больший номер спектрального класса, имеет меньшую температуру поверхности. Таким образом, Солнце, по сравнению с классами O, В, А, F имеет «небольшую» температуру, но в своем классе G – оно является довольно горячей звездой. По цвету звезды можно оценить ее температуру. Так, звезды красного цвета (М) имеют температуру поверхности около 4000 К. Оранжевые звезды имеют более высокую температуру. Желтое солнце (G) нагрето уже до 6000 К, а горячие звезды с температурами больше 10 тыс. К видятся нам белыми и голубыми. Температуры звезд спектрального класса О достигают 40000 - 50000 К. Таким образом, спектральный класс звезды, или ее цвет, характеризует и ее температуру.
Очень важными характеристиками звезды являются ее радиус и масса. Масса оценивается обычно в долях от массы Солнца, например, 1,2 Мс, т.е. в 1,2 раза больше массы Солнца.
Источником энергии звезд типа солнца является так называемая протон-протонная реакция – термоядерная реакция синтеза гелия из водорода, которая протекает при высоких температурах (порядка 1013К). При таких температурах атомы теряют свои электронные оболочки и протоны (ядра водорода), благодаря так называемому туннельному эффекту, сталкивается с другим протоном, преодолевая силы кулоновского отталкивания – потенциальный энергетический барьер, окружающий его. При столкновении один из протонов превращается в нейтрон и, таким образом, рождается ядро тяжелого водорода – дейтерия с высвобождением позитрона е+ и нейтрино n. Далее, ядро дейтерия, соединяясь с протоном, образует ядро легкого изотопа гелия и гамма квант g. Окончательная реакция – слияние ядер легкого гелия и высвобождение двух протонов.
Открытия конца 70-х годов 20-го в. показали, что галактики в сверхскоплениях распределены не равномерно, а сосредоточены вблизи границ своего рода ячеек, т.е. Вселенная имеет ячеистую (сетчатую, пористую) структуру. Не пространственной моделью может служить кусок пемзы. В небольших масштабах вещество во Вселенной распределено неравномерно. В больших же масштабах она однородна и изотропна.
Космологические модели Вселенной. Модели Вселенной в разные времена были различными, но главная их особенность состояла в неизменности Мира в целом, т.е. это были стационарные модели. Основным доказательством этого была видимая неизменность звездного неба. Даже великий А. Эйнштейн, создавая в начале 20 в. общую теорию относительности, был уверен в стационарности Вселенной.
В 1922 г. молодой советский физик-теоретик Л.А. Фридман, анализируя космологические уравнения Л. Эйнштейна, пришел к выводу, что они допускают нестационарность Вселенной (расширение или сжатие). Согласно Фридману, существует два типа моделей: расширяющаяся и сжимающаяся Вселенная. Выбор их определяется величиной средней плотности материи во Вселенной относительно ее критического значения. По современным представлениям, rкр ~ 10-26 кг/м. Если средняя плотность материи во Вселенной r < rкр , то это соответствует расширяющейся (открытой) Вселенной. При r < rкр галактики будут сбегаться, что соответствует сжимающейся (закрытой) Вселенной. В настоящее время средняя плотность оценивается равной 10-28 кг/м, что означает, что наша Вселенная открытая и будет расширяться бесконечно. Таким образом, Вселенная представляется не только безграничной, но и пространственно бесконечной. В случае r < rкр , т.е. в закрытой Вселенной расширение рано или поздно сменилось бы сжатием и галактики стали бы сбегаться. Вселенная в этом случае являлась бы безграничной, но пространственно конечной, подобно сфере.
Современная астрономия располагает большим количеством аргументов в пользу утверждения, что звезды образуются путем конденсации облаков газово-пылевой межзвездной среды. Процесс образования звезд из этой среды продолжается и в настоящее время. Выяснение этого обстоятельства является одним из крупнейших достижений современной астрономии. Еще сравнительно недавно считали, что все звезды образовались почти одновременно много миллиардов лет назад. Крушению этих метафизических представлений способствовал, прежде всего, прогресс наблюдательной астрономии и развитие теории строения и эволюции звезд. В результате стало ясно, что многие наблюдаемые звезды являются сравнительно молодыми объектами, а некоторые из них возникли тогда, когда на Земле уже был человек.
Важным аргументом в пользу вывода о том, что звезды образуются из межзвездной газово-пылевой среды, служит расположение групп заведомо молодых звезд в спиральных ветвях Галактики. Дело в том, что согласно радиоастрономическим наблюдениям межзвездный газ концентрируется преимущественно в спиральных рукавах галактик. В частности, это имеет место и в нашей Галактике. Более того, из детальных “радио изображений” некоторых близких к нам галактик следует, что наибольшая плотность межзвездного газа наблюдается на внутренних (по отношению к центру соответствующей галактики) краях спирали. Но именно в этих частях спиралей наблюдаются методами оптической астрономии “зоны Н Н” , т.е. облака ионизованного межзвездного газа. Причиной ионизации таких облаков может быть только ультрафиолетовое излучение массивных горячих звезд - объектов заведомо молодых.
Мы можем представить картину эволюции какой-нибудь звезды следующим образом. По некоторым причинам (их можно указать несколько) начало конденсироваться облако межзвездной газово-пылевой среды. Довольно скоро (по астрономическим масштабам!) под влиянием сил всемирного тяготения из этого облака образуется сравнительно плотный непрозрачный газовый шар. Этот шар еще нельзя назвать звездой, так как в его центральных областях температура недостаточна для того, чтобы начались термоядерные реакции. Давление газа внутри шара не в состоянии пока уравновесить силы притяжения отдельных его частей, поэтому он будет непрерывно сжиматься. Некоторые астрономы раньше считали, что такие протозвезды наблюдаются в отдельных туманностях в виде очень темных компактных образований, так называемых глобул. Успехи радиоастрономии, однако, заставили отказаться от такой довольно наивной точки зрения. Обычно одновременно образуется не одна протозвезда, а более или менее многочисленная группа их. В дальнейшем эти группы становятся звездными ассоциациями и скоплениями, хорошо известными астрономам.