www.astrosmo.unam.mx

Moléculas en el Medio Interestelar Luis F. Rodríguez, CRyA, UNAM y El Colegio Nacional

Abundancias Químicas en el Universo Original (por cada 100,000 átomos)

Orden Atomo Abundancia

1 Hidrógeno 93,000

2 Helio 7,000

Hace 13,700 millones de años se tuvo nucleosíntesis en la Gran Explosión

3He4He 7Li e 3He4He 7Be4 7Be4 n 7Li p7Li p 2 4He

La fusión de núcleos más pesados no avanzó:

La inestabilidad de los núcleos con 8 nucleones produce este cuello de botella.

Abundancias Químicas en el Universo Original (por cada 100,000 átomos)

Orden Atomo Abundancia

1 Hidrógeno 93,000

2 Helio 7,000

A los 400 millones de años del inicio del Universo, se dió la formación de las primeras estrellas. Los elementos químicos necesarios para la vida, como el carbono y el oxígeno, se crearon en el interior de ésta y de las siguientes generaciones de estrellas (imagen artística).

Abundancias Químicas en el Universo Actual (por cada 100,000 átomos)

Orden Atomo Abundancia

1 Hidrógeno 92,700

2 Helio 7,200

3 Oxígeno 50

4 Neón 19

5 Nitrógeno 15

6 Carbono 8

7 Silicio 2.3

8 Magnesio 2.1

9 Fierro 1.4

10 Azufre 0.9

The periodic table according to astronomers:

H He

Li Be B C N O F Ne Na Mg Si

Fe…………

The periodic table according to biologists:

C ,O

H N S ..Mg …Fe, P,

Na, K… …W

El Universo se expande, las galaxias mantienen su tamaño, y dentro de las galaxias se puede dar contracción para formar estrellas y planetas

Las galaxias

• Conglomerados de estrellas, gas y polvo con dimensiones de cientos de miles de años-luz.

• Llegan a contener hasta un billón de estrellas.

• Tienen distintas morfologías (espirales, elípticas, e irregulares).

• Las podemos considerar como los “ladrillos” o las “células” que forman al Universo.

Somos parte de una familia de estrellas (más nubes de gas y polvo cósmicos) que llamamos la Vía Láctea, o sea nuestra galaxia…

La galaxia es un grupo de estrellas más el gas y polvo que existe entre ellas, el llamado medio interestelar.

El Medio Interestelar: El material que hay entre las estrellas

• Constituyentes:

– Gases:

• Hidrógeno (92% por número)

• Helio (8%)

• Oxígeno, Carbono, etc. (0.1%)

– Partículas de Polvo

• 1% de la masa del medio interestelar

• Densidad promedio: 1 átomo / cm3

En comparación nuestra atmósfera tiene 31910 cmmoléculas

El Medio Interestelar es Muy Diverso:Distintas “Fases”

Estado del H & C TemperaturaDensidades

(H/cm3)%

Volumen

Regiones HII & Nebulosas Planetarias

H, C Ionizados 5000 K 0.5 < 1%

MIE Difuso H, C Ionizados 1,000,000 K 0.01 50%

Difuso Atómico

H2 < 0.1

C Ionizado30-100 K 10-100 30%

Difuso Molecular

0.1 < H2 < 50%

C+ > 50%30-100 K 100-500 10%

Translúcido Molecular

H2 ~ 1

C+ < 0.5, CO < 0.915-50 K 500-5000? Pequeño

Denso Molecular

H2 ~ 1

CO > 0.910-50 K > 104 10%

Todo es según el color del cristal con que se mira…

Región HII, temperatura del orden de 10,000 K

Otra región HII. ¿Pero qué son esas nubes oscuras?

El gas en esas nubes “oscuras” está en forma molecular y es muy frío (10 K).

• Su estudio y descubrimiento fué una contribución de la radioastronomía

• Se observa mediante transiciones moleculares, generalmente rotacionales.

Propiedades de las Nubes Moleculares

Tipo n Tamaño T Masa [cm-3] [pc] [K] [Msun]

Nube Molecular Gigante 102 50 15 105

Complejo Molecular 5x102 10 10 104

Nube Oscura Individual 103 2 10 30

Núcleo denso baja masa 104 0.1 10 10

Núcleo denso alta masa >105 0.1-1 10-30 100-1000

Núcleos Densos = Sitios de Formación de Estrellas

Continuo polvo 1.2 mm C18O N2H+

Optico CercanoIRMasas:Entre 1 y cientos demasas solares

Densidades:Del orden de 106cm-3

Algunas moléculas de interés astrofísico

Mol. Trans. Abund. Dens. Crít. Comentarios [cm-3]---------------------------------------------------------------------------------------------H2 1-0 S(1) 1 8x107 Trazador de choquesCO J=1-0 8x10-5 3x103 Bajas densidades, flujosOH 23/2;J=3/2 3x10-7 1x100 Campo magnético (Zeeman)NH3 J,K=1,1 2x10-8 2x104 Temperatura y densidadCS J=2-1 1x10-8 4x105 Altas densidades

H2O 616-523 1x103 MaserH2O 110-111 <7x10-8 2x107 Gas “tibio”CH3OH 7-6 1x10-7 1x105 Gas denso/temperaturaCH3CN 19-18 2x10-8 2x107 Temperatura Núcleos Calientes

El vapor de agua emite en proceso máser. La prensa siempre le encuentra relación con la vida a las observaciones.

El interés de los astrofísicos…

• Nosotros usamos las moléculas como trazadores que nos permiten estudiar la morfología, la densidad, la temperatura, y la cinemática del gas que las contiene.

• Sin embargo, el tema de la química (como se forman) es de gran importancia también.

• Estos núcleos moleculares son los sitios donde se forman las nuevas estrellas y planetas.

Esta secuencia se halla muy apoyada por las observaciones

Formación de estrellas y planetas

• Contracción gravitacional de las nubes moleculares

• Formación de un disco (y chorros)

• Formación of planetesimales

• Aglomeración of planetesimales para formar planetas

• Formación de un sistema solar

Química en Nubes Moleculares

• Química en Estado Gaseoso

• Química sobre la Superficie de los Granos de Polvo

Química en Estado Gaseoso

• Los rayos cósmicos logran penetrar a las nubes oscuras y producir una pequeñisima fracción de ionización.

• Los iones inducen un momento dipolar en los átomos o moléculas neutras y debido a la fuerza de van der Waals aumentan las colisiones.

• Se cree que esta química puede explicar la abundancia de la mayoría de las moléculas “sencillas”. Sin embargo, no es suficiente para explicar la transformación de H en H2 y la presencia de moléculas complejas. Para esto es necesario considerar la química sobre la superficie de los granos de polvo, que actúa como un catalizador.

AN INTERSTELLAR GRAIN

0.1

silicates & carbonaceous material

ices

Estos granos de polvo contienen 1% del material interestelar. Se forman en los vientos de las estrellas gigantes rojas.

Esquema de un grano de polvo interestelar

Química sobre la superficie de los granos del polvo

H

H

H2

Formation of Hydrogen

dust particle

(Molecular)

Espectro de absorción de granos de polvo observados contra la emisión IR de una protoestrella

La emisión del polvo, como la molecular, es muy útil

• Por ejemplo, permite ver que las estrellas jóvenes se forman rodeadas de estructuras (discos) que luego se condensan en planetas.

Detectabilidad de moléculas en el espacio

H2O

C6H13NO2

Pocos movimientos posibles.

Pocas líneas espectralesMuchos movimientos posibles.

muchas líneas espectrales

Más líneas menos energía en cada una más difícil detectar la molécula

Con la misma abundancia, es más difícil detectar una molécula más grande

Detectabilidad de moléculas en el espacio

H2O

C6H13NO2

Pocos movimientos posibles.

pocas líneas espectralesMuchos movimientos posibles.

muchas líneas espectrales

Proceso de emisión de líneas espectrales

Excitación (energía)

Excitación de ciertos movimientos dentro de la molécula.

Emisión de las líneas espectrales

¡En la región milimétrica hay demasiadas líneas!1.0

0.8

0.6

0.4

0.2

0.0

TR

* (K)

144.0x103 143.8143.6143.4143.2143.0

Frequency (MHz)

Aminoácidos

El caso de la glicina:

2003: Reporte de detección por un grupo.

2005: Refutación por otro grupo

Glicolaldehido

CH2OHCHO

¿Cómo estar seguro de la detección?

U9

304

3

Confirmando una Detección: Glicolaldehido (CH2OHCHO)

Se buscaron 41 líneas, 7 claramente detectadas

Muchas gracias por su atención

Aminoácidos