Astroquímica: química en el espacio 1a parte Vladimir Escalante Ramírez Instituto de Radioastronomía y Astrofísica UNAM, Campus Morelia 10a Escuela de Verano Junio 23, 2017

Notas de clase y presentaciones http://www.crya.unam.mx/~v.escalante/notas_astroquimica.pdf http://www.crya.unam.mx/~v.escalante/astroquimica_1.ppt http://www.crya.unam.mx/~v.escalante/astroquimica_2.ppt

Materia entre las estrellas Entre las estrellas de la Galaxia hay gas y polvo—la materia interestelar. Se observa por la absorción de la luz estelar y la emisión de luz propia. En algunos lugares se observan acumulaciones de materia interestelar en forma de “nebulosas” y “nubes”. La densidad del gas varía entre 1 y 106 átomos cm-3 y su temperatura va de 10 a 10,000 K.

Ejemplos de nebulosas NGC3603, Brandner et al., 1999 M17

Ejemplos de nubes (Barnard 68, FORS Team, 8.2 m VLT Antu, ESO)

Moléculas en la materia interestelar Hasta 2017 se han detectado 190 moléculas en el espacio H2 es la más abundante seguida del CO La más pesada es C70 (fulereno) Algunas moléculas interesantes: H2O CH3COOH (ácido acético, alias vinagre) HCONH2 y CH3CONH2 (formamida y acetamida, enlaces peptídicos) ¿¿NH2CH2COOH (glicina, un aminoácido)??

Moléculas en el espacio The Colgne Database for Molecular Spectroscopy (CDMS) http://www.astro.uni-koeln.de/cdms/molecules The Astrochymist http://www.astrochymist.org/ The Colgne Database for Molecular Spectroscopy (CDMS) http://www.astro.uni-koeln.de/cdms/molecules The Colgne Database for Molecular Spectroscopy (CDMS) http://www.astro.uni-koeln.de/cdms/molecules The Colgne Database for Molecular Spectroscopy (CDMS) http://www.astro.uni-koeln.de/cdms/molecules

Radiotelescopio de Nobeyama de 45 m

CO en la galaxia M83 Kuno et al., 2007, PASJ 59, 117

Radiotelescopio de Parkes, Australia de 64 m

Un repaso de química

Un modelo atómico (Niels Bohr, 1913)

Hidrocarbones (y otros)

Polimerización

Cinética de una reacción

Cinética de una reacción

Formato de metilo en Orión Kobayashi et al. 2007 ApJL 657, L17

Etanol (alcohol etílico)

Alcohol etílico en el centro de la Galaxia Millar et al. 1995, MNRAS, 273, 25, The detection of hot ethanol in G34.3+0.15

X 1028 (de 750 ml) Zuckerman et al., 1975, Ap. J. Lett, 196, L99

Formando moléculas en la Tierra C + O2 CO2

Cinética de reacciones Número de colisiones s- 1 cm- 3 proporcional a n(X)n(Y)

Tasa de reacción de B + T (ver notas) n(B) = densidad de “proyectiles,” n(T) = densidad de “blancos” [cm-3] # colisiones en tiempo t = n(B) A vt # colisiones s─ 1 = n(B) A v Definimos k(T) = A <v> [cm3 s─1] # colisiones s─1cm ─3 = k(T) n(T) n(B) ─

Dependencia de la temperatura En una distribución Maxwelliana: <v> = (8kT/pm)1/2 A mayor temperatura, más reacciones

Calculando la abundancia de moléculas Si la molécula Z se forma por una reacción X + Y Z kXY n(X) n(Y) da el número de moléculas Z formadas por segundo por cm3, donde n(X) y n(Y) son las densidades de reactivos X y Y. Si la molécula Z se destruye por una reacción Z + A B kZA n(Z) n(A) da el número de moléculas destruidas por segundo por cm3. Entonces,

Calculando la abundancia de moléculas Si tenemos una red con muchas reacciones que forman y destruyen moléculas, tenemos un sistema de ecuaciones diferenciales. Para cada molécula tenemos una ecuación de la forma:

¿Qué valores puede tener k(T)? (ver notas) En estado estacionario, dn(Z) / dt = 0: Formación: X + Y  Z con tasa k(T) n(X) n(Y) Destrucción: Z + luz X + Y con tasa 10- 10 n(Z) # moléculas formadas s─1 cm─3 = # moléculas destruidas s─1 cm─3 k(T) n(X) n(Y) = 10 ─10 n(Z) s ─1 cm─ 3 Ej.: X = H y n(Y) ~ n(Z) Necesitamos k(T) = 10─10 / n(H) cm3 s─ 1 En una nube molecular típicamente n(H) ~ 1 cm ─ 3 En estado estacionario, dn(Z) / dt = 0: Formación: X + Y  Z con tasa k(T) n(X) n(Y) Destrucción: Z + luz X + Y con tasa 10- 10 n(Z) # moléculas formadas s─1 cm─3 = # moléculas destruidas s─1 cm3 k(T) n(X) n(Y) = 10- 10 n(Z) s- 1 cm- 3 Ej.: X = H y n(Y) ~ n(Z) ~ n(CO) ~ 10- 4 n(H) Necesitamos k(T) = 10- 10 / n(H) cm3 s- 1 En una nube molecular típicamente n(H) ~ 1 cm- 3 En estado estacionario, dn(Z) / dt = 0: Formación: X + Y  Z con tasa k(T) n(X) n(Y) Destrucción: Z + luz X + Y con tasa 10- 10 n(Z) # moléculas formadas s─1 cm─3 = # moléculas destruidas s─1 cm─3 k(T) n(X) n(Y) = 10 ─10 n(Z) s ─1 cm- 3 Ej.: X = H y n(Y) ~ n(Z) ~ n(CO) ~ 10─ 4 n(H) Necesitamos k(T) = 10- 10 / n(H) cm3 s- 1 En una nube molecular típicamente n(H) ~ 1 cm- 3

¿Qué significa todo esto? Necesitamos k(T) n(H) ~ 10−10 s─1 Tiempo entre choques = 1/[k(T) n(H)] ~ 1010 s = 300 años Si cada choque produjera una reacción: A = p a02 con a0 = 10−8 cm y <v> ~ 1.5  104 T 1/2 k(T) = A <v> ~ 10−11 cm3/s con T = 100 K ¡Pero no todos los choques producen moléculas!

Tiempos y tamaños útiles Edad del Universo y la Galaxia: 13,800 millones de años Hay tiempo para 46 millones de reacciones, una cada 300 años Una nube típica tiene 1027 masas solares que equivale a 1051 átomos Entonces podemos formar 1058 moléculas Una nube moleculara gigante: 1,000 masas solares que equivale a 1060 moléculas Apenas suficiente para producir galaxias.

Algo de física atómica y molecular

Potencial efectivo

Potenciales efectivos de moléculas Clásicamente los valores permitidos de r son tales que E > V(r)

Reacción exotérmica AB + C → BC + A

Polarización de moléculas

Vef(r) de un dipolo inducido:V(r) ~ - r - 4

Moléculas polarizables Es posible tener k(T) ~ 10–9 cm3/s Tiempo entre choques = 1/[k(T) n(H)] ~ 10 días si n(H) = 1000 cm- 3

Ya no podemos seguir con lo clásico Arte figurativo: Vasily Kandinsky, Otoño en Bavaria, 1908

Necesitamos la mecánica cuántica Arte abstracto: Vasily Kandinsky, Sonidos en contraste, 1924

Enlace covalente del H2

Los resultados de la física cuántica Potencial efectivo Bowman, 2005 Probabilidad de reacción Balakrishnan, N. & Dalgarno, A., 2001

Necesitamos reacciones exotérmicas (ver notas) Función de Gibbs ó energía libre debe disminuir en una reacción espontánea: G = U – TS + PV En el medio interstelar, T y P son muy bajas. Entonces: ∆G = ∆U = U(productos) – U(reactivos) Reacción exotérmica: ∆U < 0 Ej.: O+ + H2  OH+ + H Reacción endotérmica: ∆U > 0 Ej.: C+ + H2  CH+ + H

Algunas tipos de reacción Ionización X + fotón  X+ + e- H2 + rayo cósmico  H2+ + e- H2+ + H2 H3+ + H H3+ + C CH+ + H2 H3+ + N H2+ + H H3+ + O H+ + H2

Algunas tipos de reacción Fotodisociación XY + fotón  X + Y Otras H2+ + H2  NH3+ + H H3+ + H2  NH4+ + H NH4+ + e- NH3 + H OH+ + H2  H2O+ + H ... H2O

Formando CO en el MIS C + O CO no funciona en el medio interestelar (bajas densidades y temperaturas) porque los átomos se repelen y hay pocos choques. O + luz estelar O+ + e y C + luz estelar C+ + e seguidas de O+ + H2 OH+ + H OH+ + H2  OH2+ + H OH2+ + e OH + H C+ + OH  CO+ + H CO+ + H2  HCO+ + H HCO+ + e CO + H ¿pero de dónde salió el H2 ?

¿Cómo se destruyen las moléculas? CO + luz estelar  C + O H2 + luz estelar  H + H Gas muy caliente.

Un modelo químico “sencillo” Tenemos que considerar miles de reacciones y cientos de moléculas para reproducir las abundancias observadas. Pickles y Williams, 1981, Ap&SS, 80, 337

Bases de datos para astroquímica Base de datos de la Universidad de Manchester versión 2012 : 467 átomos y moléculas con elementos H, He, C, N, O, F, Na, Mg, Si, P, S, Cl y Fe 6173 reacciones http://www.udfa.net/

Bases de datos para astroquímica k(T) =  (T/300)exp ( -  / T )