המולקולה הראשונה ביקום

בקיצור

• אסטרונומים חוקרים את המולקולות הנמצאות בחלל, שם הטמפרטורות והלחצים שונים מאוד ממה שאנו מכירים בכדור הארץ. בהתאם לכך, רבים מהחומרים שם שונים מהחומרים המוכרים לנו, וחלקם זרים לנו לחלוטין.
• פריצות דרך שאירעו לאחרונה בתחום הזה משנים את האופן שבו אנו מבינים את הכימיה בחלל. מדענים איתרו סוף-סוף מולקולה שניבאו את קיומה כבר מזמן, בשם הליום הידריד או ⁺HeH, ומאמינים שזוהי התרכובת הראשונה שנוצרה ביקום מאז ומעולם.
• חוקרים החלו גם לזהות חלק מהמולקולות שאחראיות לפסי בליעה המכונים "פסים בין-כוכביים פזורים", חתימות כימיות מסתוריות שנצפות כבר עשרות שנים בחלל הבין-כוכבי.

ה"אטומים" הראשונים ביקום כלל לא היו אטומים – הם היו רק גרעינים שטרם מצאו אלקטרונים. הגרעין הפשוט ביותר, זה של המימן הנפוץ, הוא פרוטון עירום ללא תוספות. כשהיקום נוצר במפץ גדול, האנרגיה השתוללה. הכול התנגש בכול. פרוטונים וניטרונים פגעו זה בזה לעיתים קרובות, וחלקם יצרו גרעינים גדולים יותר, כמו זה של הדאוטריום (המכיל פרוטון וניטרון), כמו גם גרעיני הליום עם שני פרוטונים ושני ניטרונים. מגוון של שילובים אחרים של פרוטונים וניטרונים נוצרו גם כן, אך היות שזהות האטום נקבעת לפי מספר הפרוטונים, כל הצברים האחרים לא היו אלא רק גרסאות שונות של מימן, הליום וקמצוץ ליתיום.

מתוך השלושה, הליום היה הראשון שהתחיל ליצור אטומים "אמיתיים". אטום אינו רק גרעין – הוא חייב גם להכיל אלקטרונים. גרעיני הליום היו הראשונים שאספו אליהם מלאי אלקטרונים. מדוע לא מימן או ליתיום? ובכן, הליום הוא "הגז האציל" הראשון בטבלה המחזורית – האטום הראשון שיש בו די אלקטרונים כדי למלא לחלוטין את המקומות הזמינים בקליפת האלקטרונים שלו. לכן, אם אלקטרונים הם המטבע של הכימיה, הליום הוא מלך הגנבים של הטבלה המחזורית.

במעבדה מודרנית, נדרשת יותר אנרגיה כדי לגנוב אלקטרון מהליום מאשר מכל יסוד אחר. והאנרגיה הנדרשת להסרת אלקטרון שני היא כפולה ולמעלה מכך מזו הנדרשת להסרת הראשון. ביקום הקדום, ברגע שגרעיני הליום החלו למצוא אלקטרונים, הם מילאו את מאגר האלקטרונים שלהם הרבה לפני שגרעיני המימן הספיקו אפילו להתחיל להדביק את הפער, ולפני שהיו אפילו די גרעיני ליתיום כדי לאסוף את כל שלושת האלקטרונים הנחוצים להם.

שאר החומר ביקום בימים ההם הורכב עדיין בעיקר מפרוטונים בודדים, שהחלו לחוש את השפעת המחסור באלקטרונים. הם החלו להאט את תנועתם, ולחפש אחר שותפים בעלי מטען מנוגד, כדי להיות ניטרליים מבחינה חשמלית. אך מאחר שהיה להם קשה ללכוד לעצמם אלקטרונים חופשיים, הפרוטונים פנו לעזרת ההליום, שכבר היו לו אלקטרונים משלו. אף על פי שההליום מתקשה לשתף, הוא נתקל בעוד ועוד גרעיני מימן עקשנים. לחץ ההתנגשויות הוביל לבסוף לכך שחלק קטן מאטומי ההליום חלקו את האלקטרונים שלהם עם פרוטונים. וכך נוצר הקשר הכימי הראשון. התרכובת החדשה של הליום ומימן נקראה הליום הידריד או הלוניום (⁺HeH), המולקולה הראשונה (עם נוכחות בת-קיימא כלשהי) ביקום.

האטומים מיוצגים במודלים אורביטליים, אך חושפים את מרכיביהם התת-אטומיים | איורים: אלמה הרטלי

מפתיע להבין שהליום היה היסוד הראשון שיצר קשרים, משום שבימינו אנחנו תופסים את ההליום כיסוד בעל הסבירות הנמוכה ביותר להתקשר עם אחרים – הגז האציל שבע הרצון, שמספר האלקטרונים שלו כל כך מדויק. אולם ביקום הקדום, הליום היה מונופול – הבנק היחיד שהחזיק באלקטרונים להלוואה.

הליום הידריד, או הלוניום (⁺HeH)

במשך עשרות שנים ניצב הסיפור הזה על קרקע תיאורטית מוצקה, אבל זמן רב לא נמצאו תצפיות שיתמכו בו. מולקולות ⁺HeH אינן יכולות להיווצר בכדור הארץ, פרט לאלה שיוצרים במעבדה, ובמשך עשורים ארוכים לא הצליחו לאתר אותן בחלל. אך בשנה שעברה הכריזו לראשונה אסטרונומים שהם הבחינו במולקולה הזאת, נחבאת במדורת הלוויה של כוכב גוסס. חיפוש של 40 שנה הגיע לסופו, ופיסה חדשה וחיונית נוספה לתמונה שבידינו המתארת איך התעצב היקום הקדום.

מולקולת ה-⁺HeH מצטרפת למצעד המולקולות החוצניות; עד כה זיהו מדענים יותר ממאתיים  מינים של מולקולות בחלל. תחום המחקר הזה של הכימיה מחוץ לכדור הארץ – שאנו, חוקריה, מכנים אסטרוכימיה, נועד להבהיר אילו מולקולות מצויות בחלל, איך הן נוצרות, ומה התפתחותן יכולה ללמד אסטרופיזיקאים תצפיתיים ותיאורטיקאים.

רבות מהאסטרו-מולקולות, לרבות מים, אמוניה ופורמלדהיד (פורמלין), נפוצות גם בכדור הארץ. אחרות נראות כאן מוזרות, כמו חומצה הידרוכלורית עם פרוטון נוסף, או מימן על-חמצני שאחד מאטומי המימן שלו קטוע. נצפו גם מולקולות טעונות, מערכות עם אלקטרונים לא מזווגים ומערכים מוזרים של אטומים במולקולות שנפוצות כאן בצורות אחרות מאוד. ראינו אפילו מולקולות המכילות אטומים שהם לכאורה גזים אצילים ואדישים, כמו ⁺ArH (שילוב של ארגון ומימן) והתצפית החדשה ⁺HeH.

רוב הדיסציפלינות בכימיה מתמקדות ביצירת עולם בטוח יותר, יעיל יותר או מהנה יותר עבור האנושות. אסטרוכימיה, לעומת זאת, מתבוננת בתכונות הבסיסיות ביותר של מולקולות. היא מסייעת להגדיר מהו באמת קשר, כמה זמן מולקולות יכולות להישאר שלמות ומדוע חומרים מסוימים נפוצים יותר מאחרים. חקר הכימיה של סביבות כה שונות מכדור הארץ – עם טמפרטורות, לחצים וזמינות של חומרי מוצא השונים למדי מאלו שאנו רגילים להם – מאפשר לנו למצוא מולקולות שמאתגרות את תפיסותינו הרגילות על יחסי הגומלין בין אטומים וכך מעמיק את ההבנה שלנו בכימיה. בסופו של דבר אנחנו מקווים ללמוד איך הכימיה הובילה למרכיבים שהגיעו לכוכבי הלכת במערכת השמש שלנו, ואפשרו לבסוף את יצירת החיים.

היכן נמצא ⁺HeH?

בשנת 1925, במעבדה באוניברסיטת קליפורניה בברקלי, גילו ת"ר הוגנס (Hogness) (שעבד בהמשך בפרויקט מנהטן) ועוזר ההוראה א"ג לון (Lunn) שכאשר מערבבים הליום וגז מימן בתא רִיק, בנוכחות קשת חשמלית, יכולים להיווצר יונים (חלקיקים בעלי מטען חשמלי) בעלי מסות שונות. מדידת יחס המסה-למטען של מולקולות שייכת לתחום ספקטרומטריית המסות. היישום המוקדם של מה שהפך בינתיים לטכניקה נפוצה בחקר הכימיה, הראה שהתערובת הזאת יצרה למשך זמן קצר יחס מסה-למטען של 5. זה יכול להיות רק ⁺HeH. אבל היה מסובך מדי לשמור על מולקולת הגז האציל הזו למשך די זמן כדי לחקור אותה, אפילו בתנאי המעבדה שיצרו הוגנס ולון.

ביקום הקדום היא הייתה עוד פחות יציבה מהיום, שכן ⁺HeH נוטה לשחרר את הפרוטון שלה בכל מגע, ולו הקל ביותר באטום אחר. במערכת היחסים הזאת, ההליום נותן שני אלקטרונים בעוד המימן אינו נותן דבר. קשר כל כך לא מאוזן (המכונה קשר קואורדינטיבי) הוא חלש יותר מקשרים קוולנטיים רגילים, ששני האטומים תורמים להם באופן שוויוני יותר.

ב-1978, ג'ון ה' בלאק (Black), שעבד אז באוניברסיטת מינסוטה, העלה ראשון את הטענה שמולקולות ⁺HeH יכולות עדיין להתקיים בחלל. בלאק סבר שיהיה סיכוי טוב למצוא אותן בערפיליות פלנטריות, החומר עתיר האנרגיה שמתפשט החוצה במהלך ייסורי הגסיסה של כוכב זקן. בעננים הללו, שכבה דקה של אטומי הליום מיוננים מצויה באופן טיפוסי לצד אטומי מימן ניטרליים; הצורך העז של הליום באלקטרונים עשוי להניע אותו לשאול אחד ממימן, וליצור קשר.

בעקבות זאת, מאז סוף שנות ה-1970 תרו אסטרונומים ועמיתיהם הכימאים אחרי ⁺HeH במגוון מקומות, משולי היקום ועד לכוכבים על-מסיביים. אף על פי כן, במשך עשרות שנים החיפושים הללו לא העלו דבר, עד כדי כך שחוקרים החלו להטיל ספק בתפקידו של ⁺HeH בהתנעתה של הכימיה. האם הליום באמת נקשר למימן? נדמה שלא הייתה לו ברירה, שכן לא היה שום דבר אחר להיקשר אליו בימים ההם. אבל אם זה מה שקרה, איפה נמצא ⁺HeH?

מקור: האבל, נאס"א, סוכנות החלל האירופית; עיבוד: ג'ודי שמידט; מתוך מאמר ב-Nature, 568, אפריל 2019

טביעות אצבע מולקולריות

בשעה שאסטרוכימאים חיפשו את ⁺HeH וחזרו בידיים ריקות, נמצאו מולקולות רבות אחרות שלא ציפו להן. את חלקן הם אפילו לא זיהו.

זה התחיל ב-1919, כשמארי לאה הגר (Heger) צפתה באמצעות מצפה הכוכבים ליק (Lick) בפסגת הר המילטון שבמחוז סנטה קלרה בקליפורניה, בהתנהגות של מערכת כפולה, זוג כוכבים המקיפים זה את זה, בדומה לשמשות של טטואין בסרטי מלחמת הכוכבים. מה שראתה היה מפתיע.

בכל מולקולה האטומים והאלקטרונים מאורגנים בצורה ייחודית לה, ולכן היא בולעת אור בדרך ייחודית. "מאפייני הבליעה" הללו מעניקים לכל מולקולה מערכת של טביעות אצבע משלה, הנראית לעין כשאסטרונומים מפרידים אור המגיע מהחלל לאורכי הגל המרכיבים אותו – בתהליך שנקרא ספקטרוסקופיה. כשהכוכבים הכפולים של הגר הקיפו את מרכז הכובד המשותף שלהם, אורכי הגל של מאפייני הספקטרום של אטמוספרת הכוכבים הוסטו (בשל אפקט דופלר).

אך הגר מצאה גם טביעות אצבע ספקטרליות שנשארו קבועות בשעה שהכוכבים חגו. היא צפתה במערכת כפולה אחרת וראתה את אותה תבנית. מחקרי המשך הראו שהמאפיינים הקבועים האלה נצפו גם בטלסקופים שכוונו לעבר כוכבים בודדים. טביעות האצבע היו חייבות להגיע ממולקולות שאינן מצויות בכוכבים עצמם אלא באזורים הנרחבים והקרים שביניהם. החלק הפסיכי ביותר היה שלמעשה אותן טביעות אצבע נמצאו בכל הכוכבים שנצפו, ואפילו בגלקסיות אחרות. החתימות הספקטרליות, פסים בין-כוכביים פזורים (פב"פ; Diffuse Interstellar Bands). פב"פים נמצאו בכל מקום.

מדענים סרקו את כל המאפיינים הספקטרליים המתועדים של מולקולות בכדור הארץ, כולל אלה שסונתזו במעבדות או נצפו בחלל באמצעות טביעות אצבע רדיוטלסקופיות. דבר לא תאם את הפב"פים – הם היו דבר חדש.

ויליאם קלמפרר (Klemperer) ז"ל מאוניברסיטת הרווארד, שהיה אחד החלוצים הבולטים של חקר האסטרוכימיה, שיער פעם שמקור חתימות הפב"פ עשוי להיות האניון (יון שמטענו החשמלי שלילי) תלת-גופרית, ^-S₃. כשהשערתו נשללה הוא כתב בייאושו, "אין דרך טובה יותר לאבד מוניטין מדעי מאשר להעלות השערות על מקור הפב"פים". במשך שנים ארוכות נוצרו עוד ועוד השערות על מוצאם של הפב"פים, אך כולן לא העלו דבר – זו הפכה להיות הבעיה הפתוחה הוותיקה ביותר של הספקטרוסקופיה.

אחת מההשערות המסקרנות ביותר הצביעה על הפחמימנים הארומטיים הרב-טבעתיים (PAHs) בתור חשודים כמקור לפב"פ. הפחמימנים הללו – משושים של אטומי פחמן הפרוסים כיריעות – הם מרכיב עיקרי בפיח, באספלט ובגרפיט. הם לא נוטים להגיב עם מולקולות אחרות אבל כן נוטים להידבק אליהן.

מבחינת האסטרוכימאים, הבעיה עם פחמימנים כאלה היא שהסוגים הרבים שלהם דומים כל כך זה לזה עד שטביעות האצבע הספקטרוסקופיות שלהם, או הספקטרומים, תואמות. זה שקול לאדם שמנסה לזהות משיכות משיכות מכחול בודדות בציור "לילה עטור כוכבים" של וינסנט ון-גוך במקום להתבונן בציור בשלמותו – הפרטים הרבים נספגים בשלם. אבל נדמה שהפב"פים מתנהגים בצורה דומה. האם הפמימנים הארומטיים הרב-טבעתיים יכולים להסביר את הפב"פים?

רעיונות כאלה עלו בחוגי האסטרוכימיה מאז שנות ה-70, אבל ניסוי אחד שינה לעד את תפיסתנו את הפחמן. הארי קרוטו (Kroto), שהלך לעולמו בשנת 2016, עבד באוניברסיטת ססקס באנגליה בשנות ה-80, בצוות שעסק בזיהוי מולקולות חדשות בחלל. הוא שמע על ניסויים שביצעו הכימאים רוברט פ' קורל (Curl) וריצ'רד א' סמולי (Smalley), שעבדו אז באוניברסיטת רייס. הם איידו משטחי אלומיניום ומצאו מגוון רב של של צברי מולקולות אלומיניום חדשות.

כשהם החליפו את האלומיניום בגרפיט (שהוא פחמימן ארומטי רב-טבעתי עצום ממדים), צצה מולקולה מוזרה ביותר: C₆₀, הכוללת 60 אטומי פחמן המאורגנים כמו כדורגל. ב-1996 זכו קרוטו, קורל וסמולי בפרס נובל לכימיה על תפקידם בגילוי המולקולה, הנקראת באקמינסטרפולרן, או פשוט פולרן (Fullerene), ולפעמים "כדור באקי". קרוטו היה משוכנע שכדורי באקי מצויים בחלל ושסביר להניח שהם המקור לחלק מטביעות האצבע של הפב"פים. אך רק מעטים האמינו לו, והוא ועמיתיו המשיכו לעיסוקים אחרים.

ובכל זאת ב-2010, יותר מעשרים שנה אחרי שהתגלו לראשונה במעבדה, נצפו C₆₀ ובן דודו C₇₀ באורך גל תת-אדום בערפילית הפלנטרית Tc1 שבקבוצת הכוכבים ברבור. לא ברור עדיין אם המולקולות הללו היו קשורות לפב"פים הנצפים באור נראה. מחקרים תיאורטיים מרמזים שכן, אך אין עדיין בידי המדענים מידע ניסויי שיתמוך בכך.

בשנת 2015 הצליחו לבסוף ללכוד במעבדה את הצורה בעלת המטען החיובי של פולרן, ⁺C₆₀, ומדענים יכלו למדוד בצורה אמינה את הספקטרום שלו בתחום התת-אדום הקרוב. קו אחד מהמולקולה הזאת, ואחריו שני קווים, התאימו לאורכי גל ידועים של פב"פים. בהמשך הראו חוקרים שטביעות האצבע הללו תואמות לארבעה או חמישה פב"פים. ואז, ב-2019, צוות בינלאומי בהובלת מרטין א' קורדינר (Cordiner) ממרכז טיסות החלל גודארד של נאס"א, השתמש בטלסקופ החלל האבל כדי לבחון את אורכי הגל של פב"פים שנצפו מכיוונם של 11 כוכבים, בעיקר אדומים (כלומר, מבוגרים וגדולים), ומצא שהם תאמו את הנתונים הניסויים של ^-C₆₀. כך אישרו לבסוף שטביעות האצבע של המולקולה הזאת אחראיות לחלק מהפב"פים.

התגלית הזו מעידה כי לפחות מולקולה מסוג אחד בהחלט מותירה טביעות אצבע בכל רחבי החלל הבין-כוכבי. מאמינים שכדורי באקי מתפתחים מפחמימנים ארומטיים רב-טבעתיים, ושנוכחותם בחלל מרמזת שגם מולקולות האב שלהם חייבים להימצא שם. ועדיין, רק ב-2018 הצליחו חוקרים לצפות בחלל בטביעות האצבע של מולקולה מהמשפחה הפחמימנית הזאת . התרכובת שראו, בנזוניטריל (C₆H₅-CN), היא מולקולה פחמימנית ארומטית נדירה, שקל יותר לזהות אותה מאשר את קרובי משפחתה. מאוחר אף יותר צפו מדענים במולקולות ציאנונפתלן דו-טבעתיות, וכך חשפו בכך שיש גם פחמימנים ארומטיים רב-טבעתיים גדולים יותר.

תגלית

למרות כל פריצות הדרך הללו, ⁺HeH נותר חמקמק במשך זמן רב.

המולקולות הראשונות התכלו בוודאי במהירות אחרי העידנים המוקדמים. בזמן שהיקום התבגר, התרחב והתקרר, גרעיני המימן הנותרים החלו לאסוף אלקטרונים משל עצמם. בשלב הזה אטומי המימן החדשים הללו, שכבר היו ניטרליים, חשו כנראה את המטען החיובי של ⁺HeH. כשהאטומים והמולקולות התנגשו, הקשר הקואורדינטיבי החלש יחסית בין הליום למימן נשבר, ונוצר קשר קוולנטי הרבה יותר חזק בין שני מימנים, שיצר ⁺H₂. אחרי כן אטומי ההליום די נזנחו לנפשם.

אולי נדמה שלא הייתה כל חשיבות לקיומן הארעי של מולקולות ⁺HeH, אבל המציאות שונה לחלוטין. מודלים של תגובות כימיות אפשריות בתקופה הזו מראים שאלמלא נוצרו ה-⁺HeH, מולקולות המימן ⁺H_² ובעקבותיו H_² הניטרלי היו מתעכבות זמן רב. אולם מרגע שנוצר H_², כל עץ הכימיה החל להסתעף. אחריו הגיע ⁺H₃, שהוליד את ⁺CH, שהוליד את ⁺CH₂ ונהר ארוך של מולקולות נוספות. בסופו של דבר הובילה השרשרת למים, אתנול ותרכובות גדולות יותר. כל התהליכים האלה נוצרו תודות לקשר הלא-מאוזן ב-⁺HeH; בלעדי הקשר הראשוני הזה, היקום היה מקום שונה לגמרי.

למרות זאת, ב-2013 אסטרונומים חשו תסכול מכך שהם לא מצליחים למצוא שום רמז ל-⁺HeH. אך באותה שנה צצה סיבה טובה להתעודד כשחוקרים גילו את קרובת המשפחה שלו, מולקולת הגז האציל ⁺ArH, בשרידי הסופרנובה של ערפילית הסרטן. מדענים מיקדו מעתה את חיפושיהם אחרי ⁺HeH בסביבות עתירות אנרגיה דומות. אבל הבעיה הגדולה יותר הייתה שהספקטרום של ⁺HeH דומה לזה של טביעות האצבע של המולקולה הראשונה שנצפתה אי פעם בחלל, רדיקל ה-CH. לא היה בנמצא אף טלסקופ שהיה חזק מספיק כדי להפריד בין החתימות שלהם.

ואז הופיע המצפה הסטרטוספרי לאסטרונומיה תת-אדומה (SOFIA), מטוס ג'מבו 747 מוסב, שבצידו פעור חור המאפשר לטלסקופ תת-אדום לצפות ממנו החוצה. במאי 2016 השתמש צוות בינלאומי ב-SOFIA במסגרת פרויקט משותף של נאס"א ושל המרכז הגרמני לחקר החלל, לשלושה לילות של תצפית. לטלסקופ של SOFIA יש יכולת הפרדה גדולה מספיק כדי להבחין בתדר הרוטציוני הייחודי של ⁺HeH, העומד על 2,010.184 גיגה-הרץ.

שם, בתוך ערמת נתוני התת-אדום שהגיעה מהאפר הצרוב של כוכב אחר שהתפוצץ, בערפילית הפלנטרית NGC 7027 שבקבוצת הכוכבים ברבור, נמצאה טביעת האצבע שחסרה זמן כה רב. התופת הזאת, שבה טמפרטורות ואנרגיות גבוהות במיוחד, אינה שונה מאוד מהיקום הקדום. ב-17 באפריל 2019, צוות בהובלת רולף גוסטן (Gusten) ממכון מקס פלאנק לרדיו-אסטרונומיה בבון שבגרמניה, פרסם דו"ח בכתב העת Nature שבו הכריז על גילויו של ⁺HeH.

כמובן, התצפית הזו איננה על מולקולות ⁺HeH קדומות. אנחנו סבורים שהמולקולות שגוסטן ועמיתיו מדדו נוצרו הרבה יותר מאוחר. ואף על פי כן, הממצאים סייעו להדק את ידיעותינו על התרכובת הזאת. מדענים יכולים עכשיו לעצב מודלים טובים יותר של היקום כפי שהיה כש-⁺HeH הייתה המולקולה היחידה בעיר. הגילוי עשוי גם לספק לנו רמזים על מקומות אחרים שבהם החומר הזה עשוי לשוטט בחלל כיום, לכוון אותנו לעבר ערפיליות פלנטריות אחרות או אפילו לאזורים אחרים בחלל, מקומות רחוקים עד כדי כך שהם שייכים לעידנים קדומים יותר, הרחק אחורה אל קצה היקום.

השאלות הקשות באמת

זאת תקופה מרגשת עבור האסטרוכימיה. שלוש שאלות גדולות זכו לתשובות משכנעות בזו אחר זו. מדענים צפו במולקולה הראשונה שנוצרה ביקום וזיהו את טביעות האצבע הראשונות השייכות לפב"פים המסתוריים, והם חושפים לבסוף פחמימנים ארומטיים רב-טבעתיים בעלטת החלל.

בנוסף, הדמיות מעבדה של תנאים בין-כוכביים מדגימות איך היו עשויות להיווצר חומצות אמינו ובסיסים גרעיניים. טלסקופי חלל כמו SOFIA והאבל, כמו גם הטלסקופ העתידי על שם ג'יימס ווב, מבטיחים לספק אפיון ספקטרלי חסר תקדים של גופים כוכביים, שבהם אולי יופיעו טביעות אצבע מולקולריות חדשות ופחות נפוצות.

כעת, משמצאנו תשובות לשאלות ידועות היטב, צצות להן קושיות חדשות. בסופו של דבר אסטרוכימאים מקווים להתמודד עם שאלות קשות יותר, כמו "מהם שאר הפב"פים?", "מהו המקור המולקולרי של החיים?" ו"איזו תערובת של חומרים נחוצה כדי ליצור כוכבי לכת סלעיים, לעומת כוכבי לכת גזיים?" מה שיצר את החומר הנראה ביקום היה שיתוף אלקטרונים. כשבידינו תפיסה מעמיקה יותר של התהליכים הכימיים הללו, אנחנו יכולים לזכות בקורטוב של הבנה על אסטרופיזיקה ועל תולדות היקום שלנו.

פורסם במקור בגיליון פברואר 2020 של כתב העת Scientific American.

לקריאה נוספת

• The Cosmic-Chemical Bond: Chemistry from the Big Bang to Planet Formation. David A. Williams and Thomas W. Hartquist. Royal Society of Chemistry, 2013.
• Astrophysical Detection of the Helium Hydride Ion HeH⁺. Rolf Güsten et al. in Nature, Vol. 568, pages 357–359; April 18, 2019.
• The Astrochymist: Resources for Astrochemists & Interested Bystanders: www.astrochymist.org

מארכיון סיינטיפיק אמריקן

• Fullerenes. Richard E. Smalley and Robert F. Curl; October 1991.