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Www.crya.unam.mx. Las moléculas y el descubrimiento astronómico Luis F. Rodríguez, CRyA, UNAM y El Colegio Nacional.

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2 Las moléculas y el descubrimiento astronómico Luis F. Rodríguez, CRyA, UNAM y El Colegio Nacional

3 Abundancias Químicas en el Universo Original (por cada 100,000 átomos) Orden AtomoAbundancia 1 Hidrógeno93,000 2 Helio 7,000

4 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).

5 En el interior de las estrellas hay suficiente tiempo para pasar el cuello de botella del berilio y formar C y O.

6 Abundancias Químicas en el Universo Actual (por cada 100,000 átomos) Orden AtomoAbundancia 1 Hidrógeno92,700 2 Helio 7,200 3 Oxígeno 50 4 Neón 19 5 Nitrógeno 15 6 Carbono 8 7 Silicio Magnesio Fierro Azufre 0.9

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9 La era del pesimismo El medio entre las estrellas es muy inhóspito y las moléculas son relativamente delicadas. Hasta los años 1960´s se creía que no habría muchas moléculas ahí. En la actualidad se han detectado un gran número de moléculas en el medio interestelar. ¿Qué fue lo que pasó?

10 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 / cm 3 En comparación nuestra atmósfera tiene

11 Región HII, temperatura del orden de 10,000 K

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

13 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.

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

15 Niveles de energía de una molécula diatómica J=0 J=1 J=2 J=3

16 El Medio Interestelar es Muy Diverso: Distintas Fases Estado del H & CTemperatura Densidades (H/cm 3 ) % Volumen Regiones HII & Nebulosas Planetarias H, C Ionizados5000 K0.5< 1% MIE DifusoH, C Ionizados1,000,000 K0.0150% Difuso Atómico H 2 < 0.1 C Ionizado K % Difuso Molecular 0.1 < H 2 < 50% C + > 50% K % Translúcido Molecular H 2 ~ 1 C + < 0.5, CO < K ?Pequeño Denso Molecular H 2 ~ 1 CO > K> %

17 El cielo en la emisión de la molécula de monóxido de carbono

18 Propiedades de las Nubes Moleculares Tipo n Tamaño T Masa [cm -3 ] [pc] [K] [M sun ] Nube Molecular Gigante Complejo Molecular 5x Nube Oscura Individual Núcleo denso baja masa Núcleo denso alta masa >

19 Núcleos Densos = Sitios de Formación de Estrellas Continuo polvo 1.2 mm C 18 O N 2 H + Optico CercanoIR Masas: Entre 1 y cientos de masas solares Densidades: Del orden de 10 6 cm -3

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22 ¿SILICIO EN LUGAR DE CARBON? A veces se propone que el silicio (Si) podría ser la base de la vida. El Si es sólo 1/25 de abundante que el C (pero es aún relativamente abundante). Los enlaces del Si (especialmente el Si-Si) son más débiles que los del C, de modo que con el Si es más difícil hacer cadenas largas (polímeros). El enlace Si-O es el más fuerte, de modo que la mayor parte del Si queda atado al O (como ocurre en las rocas terrestres). Existen compuestos similares (SiO 2 comparado con CO 2 ) pero CO 2 es un gas y puede eliminarse fácilmente mientras que SiO 2 es un sólido. Las moléculas con C muestran mas quiralidad que las de Si. Estos es útil desde el punto de vista de la vida.

23 Algunas moléculas de interés astrofísico Mol. Trans. Abund. Dens. Crít. Comentarios [cm -3 ] H S(1) 1 8x10 7 Trazador de choques CO J=1-0 8x x10 3 Bajas densidades, flujos OH 2 3/2 ;J=3/2 3x x10 0 Campo magnético (Zeeman) NH 3 J,K=1,1 2x x10 4 Temperatura y densidad CS J=2-1 1x x10 5 Altas densidades H 2 O x10 3 Maser H 2 O <7x x10 7 Gas tibio CH 3 OH 7-6 1x x10 5 Gas denso/temperatura CH 3 CN x x10 7 Temperatura Núcleos Calientes

24 Un flujo molecular:

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

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29 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.

30 Esta secuencia se halla muy apoyada por las observaciones

31 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

32 Discos Alrededor de Estrellas Jóvenes cinem á tica del disco –Kepleriana: v(r/D) = (GM * /r) 0.5 sin i –turbulencia distintas l í neas trazan n(r,z), T(r,z), excitaci ó n, abundancia Qi et al Isella et al Panic et al., in prep Raman et al. 2006

33 Química en Nubes Moleculares Química en Estado Gaseoso Química sobre la Superficie de los Granos de Polvo

34 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 H 2 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.

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

36 Química sobre la superficie de los granos del polvo (Molecular)

37 FORMACION DE VAPOR DE AGUA H 2 + RAYOS COSMICOS H e Abundancias: C,O,N = 10(-4); C

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39 Detectabilidad de moléculas en el espacio H2OH2O C 6 H 13 NO 2 Pocos movimientos posibles. Pocas líneas espectrales Muchos 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

40 Detectabilidad de moléculas en el espacio H2OH2O C 6 H 13 NO 2 Pocos movimientos posibles. pocas líneas espectrales Muchos 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

41 ¡En la región milimétrica hay demasiadas líneas!

42 Aminoácidos El caso de la glicina: 2003: Reporte de detección por un grupo. 2005: Refutación por otro grupo

43 ¿Cerca de la glicina? Amino acetonitrile in SgrB2(N) (Belloche et al. 2008) C C O O N H H H H H Glycine - the simplest amino acid

44 Glicolaldehido CH 2 OHCHO ¿Cómo estar seguro de la detección?

45 U93043 Confirmando una Detección: Glicolaldehido (CH 2 OHCHO) Se buscaron 41 líneas, 7 claramente detectadas

46 Gran Telescopio Milimétrico o Large Millimeter Telescope: un proyecto del INAOE y la U. de Massachusetts

47 Atacama Large Millimeter Array = ALMA

48 Moléculas y descubrimiento El espacio interestelar no es tan inhóspito. Las moléculas nos permiten investigar al Universo frío. Emisión máser presente en algunas moléculas. Las moléculas se vinculan con la vida más que los simples átomos. Seguramente queda mucho por descubrir utilizando las moléculas.

49 Muchas gracias por su atención

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52 Basic (gas-phase) molecular processes Chemical Processes Type ProcessRate Coefficient Ion moleculeA + +B C + +D~10 -9 cm -3 s -1 Dissociative Recombination AB + +e A+B~10 -6 cm -3 s -1 Neutral-neutralA+B C+D~ cm -3 s -1 PhotodissociationAB+hν A+B~10 -9 cm -3 s -1 Charge-transferA + +B A+B + ~10 -9 cm -3 s -1 Radiative associationA+B AB+hν~ cm -3 s -1

53 Solid phase processes Grain surface acts as catalyst for neutral- neutral reactions Hydrogenation:H H 2 O H 2 O S H 2 S C CH 4, CH 3 OH N NH 3 Oxygenation: CO 2, O 2, O 3

54 Basic (gas-phase) molecular processes Heating and Cooling Processes Process Photoelectric heatinggrain (or PAH)+hν grain + +e * Cosmic ray heatingH 2 +cosmic ray (or X-rays) H 2 + +e * CO line coolingCO(J)+coll CO(J * ) CO(J ) [OI] line coolingO( 3 P 2 )+coll O( 3 P 1 ) O( 3 P 2 )+ hν [CII] line coolingC + ( 2 P 1/2 )+coll C + ( 2 P 3/2 ) C + ( 2 P 1/2 )+ hν Gas-grain heating or cooling gas + grain gas + grain

55 Basic (gas-phase) molecular processes: Cooling Maloney et al. 1996

56 Chemical models Start with a physical model, initial abundances: (H 2 = 1, CO ~ 10 -4, H 2 O ~ , S ~ , N ~ , metals ~ ) Time-dependent vs. steady state (chemical equilibrium yrs) Solving rate equations for several 100 species and several 1000 reactions Comparison to observations (radiative transfer modeling)

57 Constraining the physical and chemical structure Doty et al. 2004


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