『생명의 기원』읽기-3(제2장: 탄소 및 질소화합물의 최초형태)

동물이나 식물의 몸을 분석해 보면, 이것들이 무생물계에서 마주친 것과 완전히 똑같은 원소로 되어있다는 것을 확연히 알 수 있습니다. 이 원소들은 우리의 유성 지구가 나타나기 훨씬 전부터 존재했고, 태양이나 그 밖에 생명과 전혀 관계가 없는 다른 곳에서도 볼 수 있습니다. 생명이란 이 원소들의 특별한 운동형태에 지나지 않은 것이며, 우주의 한 쪽 구석에서 적당한 조건이 형성된 기회에 진화의 과정에 의해서 만들어진 것입니다.

그러므로 생명이 어떻게 해서 생겨났는가를 상상하기 위해서는, 우리들이 알고 있는 모든 생물의 물질적 기초를 이루고 있는 이 원소들의 역사에 먼저 주의를 기울이지 않으면 안됩니다. 생명 구성의 기본적 물질인 유기물은 언제나 탄소를 포함하고 있는 점에서 무기물과 구별됩니다. 동물질이나 식물질을 공기를 넣지 않고 가열하면 이 사실을 확인할 수 있습니다. 그렇게 함으로써 모두 탄(炭)으로 변화하는데, 여기서 우리는 우리들이 흥미를 갖고 있는 물질-탄소-이 존재한다는 것을 분명하게 알 수 있습니다.

 

유기물 속에서 탄소는 다른 원소들-수소, 산소, 질소, 유황, 인 등-과 결합하고 있습니다. 다양한 유기물은 이 원소들의 다양한 결합으로 되어있는데, 이것들의 기초는 언제나 탄소입니다. 탄소 없이 유기물은 있을 수 없고, 생물도 있을 수 없습니다. 그러므로 생명이 어떻게 해서 생겨났는가를 알려면 무엇보다 먼저 탄소의 연구에 착수해서, 이 원소가 어떠한 변화를 받았던가, 그리하여 우리들의 유성이 이루어지기 훨씬 이전에 어떤 화합물을 만들었던가를 추적해 보지 않으면 안됩니다.

탄소는 우주에 가장 널리 퍼져있는 원소입니다. 그 존재는 우리의 여구가 미치는 한 모든 천체에서 볼 수 있습니다. 그러나 탄소의 존재 형태는 별에 따라 다릅니다. 소비에트의 대 천문학자 B. 암바르트미얀, B. 페센코프 등이 보여 주었듯이, 우리들이 볼 수 있는 별은 그 진화 발전의 다양한 단계에 있습니다. 그러므로 다양한 형태의 별을 연구하면, 생명이 발생하기 훨씬 이전에 일어났던 최초의 탄소화합물의 진화를 어느 정도 상상할 수 있습니다.

 

■천체상의 탄소

다양한 발전 단계에 있는 여러 가지 별이 있습니다. 모든 별에서 탄소를 볼 수 있지만 그 구성은 저마다 다릅니다

 

 

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가장 작열하고 있는 젊은 청백색별의 온도는 표면에서도 20,000℃를 넘습니다. 여기에서는 탄소를 포함해서 모든 원소는 뿔뿔이 흩어진 작은 부분, 즉 원자 모양을 하고 있습니다.

표면 온도가 10,000~12,000℃인 백색, 또는 황백색 별 위에서 탄소와 수소가 비로소 화합하기 시작합니다.

 

 

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표면온도 6,000~8,000℃인 황색별에서는 또 다른 탄소화합물이 생깁니다.

표면온도 2,000~4,000℃인 죽은 별에는 더욱 많은 다양한 화합물이 있습니다.

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분광기로 별의 대기(大氣)의 화학적 조성을, 때로는 그 자료를 자기의 실험실에 가지고 온 것처럼 정확하게 연구할 수 있습니다. 극히 밝게 빛나기 때문에 그 밖의 것과 구별되고 있는 가장 고열인 종류의 별 표면에서조차 탄소의 존재가 밝혀지고 있습니다. 이 별들의 표면에서조차 20,000도에서 28,000도의 고온이 지배하고 있습니다. 물론 이러한 조건에서는 아무런 화합물도 존재할 수가 없습니다.

여기에서는 물질이 비교적 간단한 형태로, 별의 백열(白熱)하는 대기를 형성하고 있는 작은 입자, 흩어진 조각 조각의 원자형태로 존재합니다.

표면 온도가 겨우 12,000도인 A형의 백색별의 스펙트럼에서, 이 별의 대기에 최초의 화합물-탄화수소-이 나타난 것을 보여주는 띠의 흔적을 처음 볼 수 있습니다. 여기에서 비로소 두 개의 원소-탄소와 수소-가 서로 결합하고, 그 결과 더 복잡한 것-분자-이 생깁니다.

더 차가운 별의 스펙트럼에서는 온도가 내려감에 따라 탄화수소의 띠가 점점 뚜렷해지며, 표면온도 4,000도인 적색별에서는 가장 뚜렷해지고 있습니다.

우리들의 태양은 이 항성계 중에서는 중간의 위치를 차지하고 있습니다. 태양은 G형 황색별의 무리에 속해 있습니다. 태양의 대기 온도는 5,800도에서 6,300도로 확정되어 있습니다. 윗층은 5,000도까지 떨어지지만, 우리들이 연구할 수 있는 가장 깊은 부분은 7,000도에까지 미칩니다. 분광기에 의한 연구로는 탄소의 어느 정도의 부분은 수소와의 화합물(C·N 시안)이 존재한다는 것이 확인되고 있습니다. 이 밖에 여기에서는 두 개의 탄소가 서로 결합하고 있는 디카본(C₂)이 처음 밝혀지게 됩니다.

 

■태양의 탄소

태양은 황색별에 속하며, 표면온도는 약 6,000℃입니다. 백열하는 태양의 대기에서 탄소는 흩어진 모양만이 아니라 다양한 결합을 하고 있습니다.

A. 탄소, 수소, 질소의 흩어진 원자

B. 탄소와 수소의 화합물(메틴)

C. 탄소와 질소의 화합물(시안)

D. 탄소=원자의 화합물(디카본)

 

 

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태양의 대기에 디카본이 있는 것은, 태양의 표면을 지배하고 있는 엄청난 고열에서도 탄소원자가 합하는, 즉 서로 결합한다고 하는 뛰어난 능력을 보여주고 있는 것으로, 특히 흥미있는 일입니다. 탄소는 지상에 있는 우리들이 알고 있는 원소 가운데에서는 가장 녹기 어려운 원소입니다. 탄(炭)이나 흑연은 산소 있는 데서 가열하면 탄산가스가 됩니다. 그런데 우리들이 그것을 산소에 접근시키지 않고 가열하면 2,000도로 가열해도 녹지 않습니다. 우리들이 금속을 녹이는데 쓰고 있는, 가장 녹기 어려운 도가니는 흑연으로 만들며, 아아크 등의 전극 재료로 탄소를 선택합니다. 왜냐하면 다른 재료는 이 4,000도가 넘는 고열에 견딜 수가 없기 때문입니다. 이 온도에서 탄소의 일부분은 가까스로 증발하기 시작하여 고체로부터 증기 상태로 됩니다. 태양의 대기에서는 탄소가 증기 형태를 띠고 있습니다. 그러나 여기에서 6,000도의 온도에서도 그 원자는 서로 짝을 이루어 결합하며, 더 차가와지면 서로 달라붙어 가장 큰 입자, 즉 작은 방울 또는 결정이 되며, 기체로부터 액체 또는 고체로 됩니다. 탄소를 여타의 원소에 비해 두드러지게 하고 있는 이 놀랄만한 결합 능력은 다음에 보겠지만 유기물의 형성에도 현저한 역할을 하고 있습니다.

 

이렇게 진화의 과정에서 우리들이 흥미를 갖고 있는 원소-탄소가 태양 위에서 하나의 존재 형태로부터 다른 것으로 이행하는 것을 알 수 있습니다. 매우 고열인 별의 대기에서 탄소는 흩어진 원자의 형태로 존재합니다. 태양 위에서는 일부가 이미 화합물의 형태로, 즉 탄화수소, 시안, 디카본의 형태로 나타납니다.

우리의 문제를 해결하기 위해서 크게 흥미 있는 것은 이 태양계에 있는 커다란 유성(遊星)의 대기에 대한 연구입니다. 이 연구가 보여주듯이 목성의 대기는 대부분 암모니아와 메탄으로 되어있습니다. 그 밖에도 탄화수소의 존재를 가정할 만한 근거가 있습니다. 그러나 목성 표면의 낮은 온도(영하 135℃) 때문에 이들 탄화수소는 대부분 액체 또는 고체의 상태로 있습니다. 이와 같은 화합물은 그 밖의 큰 유성에서도 볼 수 있습니다.

유성간의 공간으로부터 종종 지구로 ‘우주의 돌’ 운석의 연구도 또한 큰 의의가 있습니다. 이것이야말로 직접적으로 화학 분석 및 광물학적 연구가 가능한 단 하나의 천상의 물체입니다. 그 속에서 발견되는 원소의 성질이나 그 구성의 법칙을 보면, 운석은 우리들의 유성, 지구 지각의 가장 깊은 부분이나 중심과 비슷합니다. 지구가 형성되었을 때 생긴 최초의 화합물에 대한 문제를 풀기 위해 운석의 연구가 얼마나 필요한가를 쉽게 이해할 수 있을 것입니다.

보통 운석은 크게 두 종류-철질(금속)과 석질-로 나뉩니다. 전자는 주로 철(90%), 니켈(8%) 및 코발트(0.5%)로 되어 있습니다. 석질 운석은 철의 함유량이 극히 적어 약 25%정도입니다. 그 중에는 여러 가지 금속(마그네슘, 알루미늄, 칼륨, 나트륨, 망간, 기타)의 산화물이 대량 함유되어 있습니다.

 

탄소는 다양한 양으로 모든 운석에 함유되어 있습니다. 여기에서는 주로 독립된 형태, 즉 탄, 흑연, 다이아몬드의 형태로 존재합니다. 그러나 운석에 특히 특징적인 것은 탄소와 금속의 화합물, 소위 탄화물입니다. 실제로 운석 전체에 널리 분포되어있는 광물 코헤나이트가 최초로 발견되었습니다. 이것은 철, 니켈 및 코발트의 탄화물입니다.

운석 내의 그 밖의 탄소화합물 중의 탄화수소를 들지 않을 수 없습니다. 이미 1857년에 헝가리의 카바 근처에 떨어졌던 석질 운석에서 지랍(地蠟)과 비슷한 극히 소량의 유기물을 채취하는 데 성공했습니다. 이 물질을 분석한 결과, 이것이 실제로 고분자의 탄화수소라는 것이 밝혀졌습니다. 많은 탄소나 수소, 또는 산소나 유황을 함유한 같은 종류의 화합물이 그 밖의 다양한 운석에서 채취되었습니다.

운석 속에 탄화수소가 존재한다는 사실이 처음으로 확인되었을 때만 해도 과학자들은, 유기물은(탄화수소도 포함해서) 자연 조건 하에서는 생물에 의해서만 만들어지는 것이라고 하는 잘못된 확신을 갖고 있었습니다. 그래서 그 당시 많은 학자들은 운석의 탄수화물은 이 천체상에 일찍이 살고 있던 생물의 분해에 의해 2차적으로 형성된 것일 거라고 하는 예상을 발표했습니다. 그러나 그 후의 신중한 연구 결과 이 예상은 완전히 부정되었고, 오늘날 우리들은 운석의 탄화수소가 별의 대기중에 탄화수소와 마찬가지로 무기적인 과정에 의해, 즉 생물과는 아무런 관계도 없이 생긴 것이라는 사실을 알고 있습니다.

 

태양 대기의 원소 구성, 특히 운석의 원소 구성은 우리들의 유성-지구-의 구성과 놀랄 만큼 흡사합니다. 이들 구조물 사이에서 완전히 똑같은 원소가 발견되었을 뿐 만 아니라 양적인 관계까지 같다는 것을 소비에트의 대 지질학자이며 아카데미회원인 A.E 펠스만은 분명하게 보여주고 있습니다. 이러한 종류의 비슷함은 단순한 우연이 아닙니다. 이것은 앞에서 얘기한 천체의 동일 기원, 즉 어떤 ‘친족관계’를 보여주고 있습니다.

현재 우리 지구의 기원에 대하여 두 가지 관점이 있습니다. 어떤 학자의 생각에 의하면 지구는 태양대기의 가스에서 발생했습니다. 대개 50억년쯤 전에 여러 가지 이유로 태양의 대기로부터 가스 덩어리가 떨어져 나와 이것으로부터 우리 태양계의 형성이 시작되었다는 것입니다. 태양의 가장 가까이에 가장 작은 유성인 수성이 생겼습니다. 태양에서 조금 떨어져 크기가 비슷한 금성, 지구, 화성이 만들어졌습니다. 그리고 더 떨어진 곳에 우리 태양계에서 가장 큰 목성과 토성이 생겼습니다. 그보다 더 멀리 떨어진 곳에는 천왕성과 해왕성이 있고 가장 멀리 떨어진 곳에 명왕성이 보입니다.

지구를 형성한 이 가스 덩어리는 별 세계에서는 매우 작은 것이었습니다. 이것은 그 열을 유성 사이의 차가운 공간으로 방출하기 쉬웠기 때문에 비교적 빨리 식었습니다. 이 때 가장 액화하기 쉬운 물질인 증기는 응축해서 액체로 되었고, 중력으로 인해 미래의 유성의 중력 중심 쪽으로 떨어졌습니다. 이리하여 지구 형성의 아주 초기에 그 가스 덩어리에 생겨난 중심에, 백열(白熱)하는 부풀어 오른 핵이 생기며 그 후 그 주변에 유성의 나머지 부분이 형성되었습니다.

 

미래의 지구를 형성한 가스 덩어리의 조성(組成)중에는 여타 원소와 함께 탄소가 들어가 있습니다. 앞에는 기술했듯이 탄소는 그 밖의 원소에 비해 매우 녹기 어려운 것이 특징입니다. 이미 수천도의 온도에서 탄소의 가스 부분은 서로 결합해서 액정이나 작은 결정을 형성하기 시작합니다. 이것은 가스 덩어리가 식을 때에 일어났던 현상과 차이가 없습니다. 탄소는 증기로부터 액체 또는 고체로 변화하여 백열하는 탄소의 비나 눈이 내려 최초의 지구 핵의 조성에 들어갔습니다. 탄소와 함께 그 밖의 녹기 어려운 물질은 무엇보다도 중금속으로, 특히 태양의 대기 중에 많이 함유되어 지구를 낳았던 가스 덩어리의 중요한 요소였던 철도 또한 거기에 들어갔습니다.

이러한 조성에 뒤이어 냉각할 때에, 최초의 지구 핵 위에 그 외의 더 액화하기 어려운 여러 가지 원소의 화합물이 태양에서 떨어져 나왔습니다. 이것은 지구상의 많은, 소위 지권(地圈)을 만들어 냈습니다.

두 번째 설은 방금 서술했던 가설과는 다른 지구 발생사를 초래했던 것으로, 최근 아카데미 회원 O.Yu. 슈미트에 의해 제출되어 천문학 및 지질학상의 사실에 의해서 점점 확실해지고 있는 설입니다. 이 가설에 의하면, 지구는 지금까지 생각하고 있었던 것처럼 태양 대기의 작열하는 가스에서 생긴 것이 아니라, 찬 먼지 또는 가스체에서 생겨났다고 합니다. 우리들의 항성계-은하계-에서 물질은 별-거대하고 굉장한 온도를 갖은 것-만이 아니라, 우주먼지 즉 조그맣고 찬 고체 파편의 형태를 하고 있습니다. 우주 공간의 구석에 이러한 종류의 물질이 커다란 먹구름의 형태로 모여 있으며, 멀리서 오는 별빛을 가로막고 있는 것이 볼 수 있습니다. 빛나는 은하를 배경으로 해서 일찍이 ‘석탄자루’라고 불리어 온 검은 얼룩이 그것입니다.

 

태양은 우주의 다른 별들처럼 한 곳에 머물러 있지 않습니다. 그것은 은하의 거의 중심 가까이에 커다란 원을 그리며 엄청난 속도로 움직이고 있습니다. 태양은 운석 무리 속을 통과할 때 그 인력권속으로 물질을 대량으로 끌어들입니다. 나중에 가서 이러한 물질들로부터 맨 먼저 고체 덩어리의 집합체 형태로 태양계의 유성이 만들어집니다. 나중에 이 집합체는 속에 포함되어 있는 방사성 원소의 에너지에 의해 그 내부에서부터 뜨거워집니다. 그 결과 지구를 형성하고 있는 물질은 그 일정한 조형성(造形性)과 유화성(流和性)으로써 지권(地圈)의 층 형성을 위한 조건을 형성합니다. 무거운 원소나 화합물은 중심에 모여 지구의 중심핵을 만들며, 가벼운 것은 표면에 떠올라 표층 지권의 기원이 됩니다.

우리들이 연구하고 있는 문제의 관점에서 보아 극히 본질적인 문제는, 위의 두가지 가설에 의해서 유성이 형성될 때에 탄소의 중요한 부분이 탄소와 철, 그 밖의 중금속과의 화학물의 형태로 지구의 중심핵의 조성에 들어가는 것입니다. 만약 지구형성의 재료로 운석 덩어리가 사용되었다면 앞에서 보았던 것처럼 탄화물은 광물 코헤나이트의 형태로 이미 존재하고 있었을 것입니다. 그 밖에 항성간의 먼지상태의 물질에는, 최근 연구에 의하면 탄소가 탄화수소, 특히 메탄의 형태로 존재하고 있을 것입니다. 만약 우리들의 유성이 태양 대기의 작열하는 가스에서 만들어졌다면 탄소는 지구의 중심핵 조성에 들어가며, 반드시 여기에서 중금속과 만나서 화학반응을 일으켰을 것이 틀림없습니다.

앞에서 서술한 명제는 현재 우리들의 지구 구성에 대한 연구에 의해서 완전히 지지받고 있습니다. 모든 지구화학자나 지구물리학자들은 지구의 비중, 중력, 지진파의 분포 등의 연구를 통

 

 

 

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■지구의 구조

지구 구조의 단면. 중심에는 반경 3470km인 중심핵이 있습니다. 그 위에 광물층이 있고, 그것을 암석권이 덮고 있습니다. 지구의 표면을 공기의 층-대기-이 감싸고 있습니다.

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해 유성의 중심에 비중 약 10이고 반경 3,470km인 금속 핵이 있다는 사실을 인정하고 있습니다. 이 핵의 표면은 많은 층-지권-으로 덮여 있으며, 핵의 바로 위에는 두께가 1,700km인 중간 지권이 있습니다. 이 소위 광물층[중밀권(重密圈)]위에 1,200km의 석층-암석권-이 있습니다. 나아가 지구 표면에는 바다나 대양의 수층-수권-이 있으며, 마지막으로 가스층-대기-이 있습니다. 이들 모든 지권은 지구의 중심에 있는 핵을 극히 견고한 층으로 덮고 있기 때문에 우리들은 직접 여기에 도달할 수는 없습니다.

그러나, 그럼에도 불구하고 오늘날 우리는 이핵의 화학 조성을 거의 정확하게 측정하는 데 성공했습니다. 이것은 철의 조성과 대체로 일치하는 모양입니다. 여기에서 가장 많이 발견되는 것은 철이며, 여기에 약간의 다른 금속-니켈, 코발트, 크롬-이 혼합되어 있습니다. 탄소는 여기에서 주로 철의 탄화물의 형태로 발견됩니다.

이러한 가장 깊은 층 대신에 서그린랜드섬의 현무암 속에서 발견되는 자연철이 쓰입니다. 특히 디스코섬의 오비팍 마을 근처의 현무암 속에서도 이 철이 매우 대량으로 나옵니다. 이 ‘오비팍에서 나는 철’의 화학조성이 운철과 매우 흡사하기 때문에 일찍이 이것을 운석이라고 생각하고 있었습니다. 그러나 지금은 이것이 처음부터 지상에서 형성되었다는 사실이 증명되었습니다. 탄소는 광물 코헤나이트 속에 꽤 다량으로 존재합니다.

 

오늘날에는 중심핵의 탄화물이 매우 견고한 광물층으로 덮여 있기 때문에 이것이 우리들의 유성 표면에 나타난 것은 극히 드뭅니다. 그런데 과거의 지구에 있어서는 그렇지 않습니다. 지구가 존재하기 시작하던 초기에는, 녹아 있는 탄화물이 쉽게 지구 표면으로 솟아나왔습니다. 왜냐하면 첫째로 그 당시의 지각은 아직 비교적 연했고, 둘째로 그 당시에는 아직 지괴(地塊)의 심한 치환이나 사태가 자주 일어나고 있었기 때문입니다. 이로 인해 탄화물은 지구의 더 가벼운 표면층, 특히 지구상의 당시 대기층에 다가가고 접촉할 수 있게 되었다는 것은 의심할 바 없습니다. 이 대기는 오늘날의 그것과는 본질적으로 다릅니다. 여기에서는 유리(遊離)산소도, 유리질소도 발견할 수 없습니다.

산소는 산소로 아직 포화(飽和)되어 있지 않은 광물층에 의해서 특히 세차게 흡수됩니다. 오늘날에도 그다지 깊지 않은 곳으로부터 솟아나온 용암은 언제나 검정, 녹색, 회색을 띠고 있어서 산화제1철을 함유하고 있다는 것을 알 수 있습니다. 그런데 그에 반해 점토, 모래, 침전광층(沈澱鑛層)은 붉은색이나 황색을 띠고 있습니다. 여기에서 철은 제2철의 형태를 취하고 있습니다. 이와 같이 오늘날에도 여전히 어떤 조건하에서는 2차적인 광층(鑛層)의 형식에 따라, 유리되어 있는 산소와는 부분적인 결합이 일어납니다. 우리 대기의 산소는 간신히 녹색식물의 생활활동에 의해서만 만들어지고 있습니다. 만약 지상에서 모든 식물이 죽어버렸다면 모든 유리산소는 대기중에서 광층으로 매우 빠른 속도로 흡수되어 버렸을 것입니다. 오늘날 가장 권위있는 지구화학자이며 아카데미 회원인 B. N. 베르나츠키가 보여주고 있듯이, 현재 대기속의 질소도 역시 생물의 생활 활동 결과 만들어진 것입니다.

 

이렇게 생명이 없는 최초의 지구는 대기중에 유리산소나 유리질소를 포함하고 있지 않았습니다. 그 대신 많은 수증기를 포함하고 있었습니다. 이 수증기와 지구의 표면으로 방출된 탄화물이 접촉한 것입니다.

이미 러시아의 대화학자 D. I. 멘델레프가 보여주고 있는 것처럼 탄화물(특히 철의 탄화물)과 수증기가 반응할 때에는 앞에서 이야기한 화합물-탄화수소-이 나옵니다. 이러한 종류의 화합물은, 현대 즉 우리들이 연구하고 있는 이 시대에는 대량으로 생성되고 있음에 틀림없습니다. 그 밖에 O. Yu. 슈미트의 이론에 의하면, 지구 형성의 재료가 된 우주상의 먼지 상태 물질에는 메탄이나 그 밖의 탄화수소가 완성된 형태의 존재하며, 이것이 지구의 형성 시기에 직접 대기로 옮겨갔음에 틀림없습니다.

이상에서 서술한 대규모 과정은 태양계 바깥쪽의 유성, 특히 목성과 토성의 대기 조성을 연구해 보면 오늘날에도 볼 수가 있습니다. 이들 대기의 조성에 대량의 탄화수소가 들어 있다는 사실은 최근 들어 분명하게 증명되었습니다. 그것들은 거기에서도 지구 표면에서와 마찬가지 방법으로 생겼던 것입니다. 그러나 목성과 토성은 지구에 비해 상당히 멀리 떨어져 있기 때문에 그 표면은 매우 낮은 온도(영하 135도)가 계속되고 있습니다. 이러한 온도에서는 탄화수소의 이 이상의 화학변화는 전혀 일어나지 않고, 지금까지도 변화하지 않은 소위 ‘냉동한’ 상태를 유지하고 있습니다.

 

지구 표면은 이와는 전혀 다른 상태였습니다. 지구는 태양에 가까워서 알다시피 상당한 고온 때문에 화학변화가 일어나기 쉬운 상태였습니다. 지구 표면에서는, 먼저 생긴 탄화수소가 그 주위의 물질 즉 지구대기의 수증기와 제일 먼저 화학적 반응을 일으켰습니다. 많은 화학자, 특히 아카데미 회원 A. E. 파볼스키 및 그 학파 사람들의 성과가 보여주듯이 탄화수소에는 비교적 쉽게 그 분자에 물분자 전부를 결합시키는, 즉 가수(加水)하는 능력을 갖고 있습니다. 지구의 표면에 나타난 초기의 탄화수소가 대부분 물과 결합했다는 것은 의문의 여지가 없습니다. 이로써 지구의 대기에는 새로운 물질-물분자로부터 산소에 의한 탄화수소의 산화산물(酸化産物)-이 만들어집니다. 이것들은 다양한 알콜, 알데히드, 티톤, 산, 그 밖의 간단한 유기물이며, 그 분자 중에는 3개의 원소-탄소, 수소, 산소-가 서로 결합하고 있습니다. 맨 나중것-산소-은 물분자의 조성에서 들어온 것입니다. 이윽고 이 세 가지에 이어 제4의 원자-질소-가 결합했습니다.

별의 대기, 특히 태양의 대기중에 질소가 존재하는데 주로 유리된 가스 상태라는 것을 분광기는 보여주고 있습니다. 그러나 지구가 형성될 때 질소는 금속과 결합하여 소위 질화물(窒化物)을 만들었음에 틀림없습니다. 이 명제는, 예를 들면 지각 깊은 층이나 분출된 화산의 용암에서 철이나 기타 금속의 질화물이 발견됨으로써 증명됩니다.

 

 

 

 

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금속의 탄화물(알루미늄) + 물 → 탄화수소(메탄) + 수산화 알루미늄

 

■최초의 탄소화합물 생성

지구의 표면에 솟아나온 중심핵의 탄화물(금속과 탄소의 화합물)은, 주로 수증기로 된 당시의 대기와 반응했습니다. 이 결과 탄소와 수소의 화합물, 탄화수소가 만들어졌습니다.

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금속의 탄화물(칼슘) + 물 → 탄화수소(아세틸렌) + 수산화칼슘

 

■탄화물에 물이 작용했을 때의 탄화수소 형성

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탄화수소(아세틸렌) + 물 → 탄화수소의 산소유도체 → 아세트 알데히드

 

■탄화물에 물이 작용했을 때의 탄화수소 생성

물 분자에 포함되어 있는 산소는 금속과 결합하여 금속의 수산화물을 만들며, 물의 수소는 탄소와 결합합니다.(앞쪽그림 참조) 지구의 대기에서 형성된 탄화수소는 더 나아가 물과, 거기에 있는 암모니아와 결합합니다.

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아세트 알데히드 + 암모니아 → 탄화수소의 질소 유도체

 

■탄소, 수소, 산소를 포함한 화합물의 생성

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질화물은 수증기와 작용하면 암모니아(NH₃)를 만듭니다. 깊은 곳에서 방출된 덩어리가 지구 표면에서 초기 지구 대기의 수증기와 반응해서, 이와 같은 질소와 수소의 화합물을 만들었다는 것은 분명한 사실입니다. 우리는 지금도 화산의 분화나 간헐 온천의 과열 수증기로부터 암모니아를 추출할 수 있습니다. 그러나 우리들이 연구하고 있는 관점에서 특히 흥미있는 것은 커다란 유성에 탄화수소와 함께 암모니아가 존재한다는 사실입니다. 이 예와 마찬가지로 암모니아는 여기에서도 극히 초기에, 앞에서 서술한 것과 같은 과정으로 만들어졌습니다.

탄화수소나 그것의 간단한 산화유도체와 암모니아와의 반응 결과, 탄소, 수소, 산소, 질소 원자의 다양한 결합을 포함한 화합물이 만들어졌습니다. 이것은 암모니아염, 아미드, 아민 등입니다.

이렇게 지구가 생겨난 순간부터 그 표면의 수권(水圈), 즉 지구의 바닷물 속에는 여러 가지 물질이 함유되어 있었음에 틀림없습니다. 그것은 지구 위에 최초의 생물이 나타나기 바로 직전에 만들어지는데, 탄소로 형성된 유기물이라고 불리는 물질이었습니다.

이것은 비교적 작은 분자로 이루어지고 비율이 간단한 화합물이지만, 이것은 질적으로 새로운 물질의 존재형태이며, 태양의 대기중에 있는 것보다 훨씬 높은 단계의 형태입니다. 이 간단한 최초의 유기물의-성질이나 진화 과정에서의-장래 운명은 이원소 조성 및 그 분자 내의 원자의 일정한 형태에 의한 새로운 법칙에 의해서 정해집니다.

이리하여 최초의 시대, 아마 시간적으로 가장 긴 물질 진화의 흥미깊은 시대-작열하는 별의 대기의 흩어져 있던 원자로부터 지구 최초의 수층(水層)에 녹아있는 간단한 유기물까지의 시대-를 우리들은 더듬어 왔습니다. 생명 발생과정의 그 다음 중요한 시대는 단백질 형태의 물질이 형성되는 때입니다.