Morelia, Mich., 23/6/09 Astroquímica: química en el espacio Vladimir Escalante Ramírez Centro de Radioastronomía y Astrofísica UNAM, Campus Morelia 6a Escuela de Verano Junio 26, 2009

Morelia, Mich., 23/6/09 Materia entre las estrellas Entre las estrellas de la Galaxia hay gas y polvola 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 10 6 átomos por cm 3 y su temperatura va de 10 a 10,000 o K.

Morelia, Mich., 23/6/09 Ejemplos de nebulosas NGC3603, Brandner et al., 1999 M17

Morelia, Mich., 23/6/09 Ejemplos de nubes (Barnard 68, FORS Team, 8.2 m VLT Antu, ESO)

Morelia, Mich., 23/6/09

Formando estrellas, planetas, y... vida? Eagle nebula, NASA, ESA, STScI, J. Hester and P. Scowen, 1995

Morelia, Mich., 23/6/09 Formando estrellas

Morelia, Mich., 23/6/09 Formando planetas (NASA/JPL-Caltech)

Morelia, Mich., 23/6/09 Moléculas en discos protoplanetarios Lahuis et al., 2006

Morelia, Mich., 23/6/09 Radiotelescopio de 25m, Onsala, Suecia

Morelia, Mich., 23/6/09 Composición del polvo El polvo interestelar está formado de granos de menos de 0.1 micras de carbón, sílice (SiO 2 ), silicatos (SiO 4 ), hierro. Hay unos cuantos granos de polvo por cada 10 9 átomos en el gas. Olivina (Mg,Fe) 2 SiO 4 Olivina Mg 2 SiO 4 del cometa Wild 2 (Stardust, NASA)

Morelia, Mich., 23/6/09 Moléculas en la materia interestelar Hasta mayo de 2006 se habían detectado 134 moléculas en el medio interestelar y circumestelar. H 2 es la más abundante seguida del CO La más pesada es HC 11 N Algunas moléculas interesantes: – H 2 O – CH 3 COOH (ácido acético, alias vinagre) – HCONH 2 y CH 3 CONH 2 (formamida y acetamida, enlaces peptídicos) – ¿¿H 2 NCH 2 COOH (glicina, un aminoácido)??

Morelia, Mich., 23/6/09 ¿Cómo se forman las moléculas? C+O CO no funciona en el medio interestelar (bajas densidades y temperaturas) porque los átomos se repelen. Podemos comenzar por formar H 2 en granos de polvo: H + H + grano de polvo H 2 +grano de polvo seguido de ionización de átomos de carbón C + luz estelar C + + e seguida de C + + H 2 CH 2 + CH e CH + H CH + O CO + H

Morelia, Mich., 23/6/09 ¿Cómo se destruyen las moléculas? CO + luz estelar C + O H 2 + luz estelar H + H Gas muy caliente.

Morelia, Mich., 23/6/09 Un modelo químico sencillo Tenemos que considerar miles de reacciones y cientos de moléculas para reproducir las abundancias observadas. Pickles, J.B. y Williams, D.A., 1981, Ap&SS,80,337

Morelia, Mich., 23/6/09 Cinética de reacciones Número de colisiones / s cm 3 proporcional a n(X)n(Y)

Morelia, Mich., 23/6/09 Modelo científico Es un sistéma lógicamente coherente de hipótesis sobre un conjunto de fenómenos Usan un lenguaje simbólico (generalmente matemáticas) Abstraen la realidad (como en el arte) Crean contextos comunes para argumentar una teoría Facilitan hacer predicciones verificables

Morelia, Mich., 23/6/09 Un modelo atómico

Morelia, Mich., 23/6/09

Hidrocarbones (y otros)

Morelia, Mich., 23/6/09 Polimerización

Morelia, Mich., 23/6/09 Construyendo moléculas Anillo de benzeno: C 6 H 6

Morelia, Mich., 23/6/09 PAHs: hidrocarbones policíclicos aromáticos Criseno Coroneno

Morelia, Mich., 23/6/09 Identificando moléculas Descubrimiento de los PAH's (hidrocarbonos policíclicos aromáticos) en el Rectángulo Rojo. Leger & Puget, 1984, A&A, 137, L5

Morelia, Mich., 23/6/09 El Rectángulo Rojo

Morelia, Mich., 23/6/09 Cinética de una reacción

Morelia, Mich., 23/6/09 Cinética de una reacción

Morelia, Mich., 23/6/09 Tasa de reacción k(T) = Av f(v) dv Sección efectiva: A = R 2

Morelia, Mich., 23/6/09 Polarización de moléculas

Morelia, Mich., 23/6/09 Un poco de física cuántica Potencial efectivo Bowman, 2005 Probabilidad de reacción Balakrishnan, N. & Dalgarno, A., 2001

Morelia, Mich., 23/6/09 Calculando la abundancia de moléculas Si conocemos la tasa de cada reacción k(T): X + Y Z k(T) n(X) n(Y) da el número de moléculas Z formadas por segundo por cm 3, donde n(X) y n(Y) son las densidades de reactantes X y Y. Para cada molécula tenemos una ecuación:

Morelia, Mich., 23/6/09 Caso especial: región fotodisociada Una estrella cercana a una nube molecular. Moléculas son disociadas por la luz estelar. Pero la luz estelar también calienta y ioniza el gas: C + luz estelar C + + e El gas caliente aumenta la velocidad de reacción.

Morelia, Mich., 23/6/09 S140 (Rodríguez et al., 2005) CO H 2 CO

Morelia, Mich., 23/6/09 Una región fotodisociada Gómez et al., 1998

Morelia, Mich., 23/6/09 Una región fotodisociada más rayos X

Morelia, Mich., 23/6/09 Metilamina en el espacio Se han observado agua, CO 2 y metilamina en el MIS CH 3 NH 2

Morelia, Mich., 23/6/09 Astroquímica en el laboratorio (Lee, et al., 2009, Ap.J., 697, 428) Película de hielo de agua + CO 2 + metilamina CH 3 NH 2 ) CH 3 NH 2 + luz estelar CH 2 NH 2 + H* CO 2 + H* HOCO CH 2 NH 2 + HOCO NH 2 CH 2 COOH (glicina)

Morelia, Mich., 23/6/09 ¿Aminoácidos en el espacio? Aminoácido: NH 2 CHRCOOH Lisina

Morelia, Mich., 23/6/09 Hacia la vida: proteínas

Morelia, Mich., 23/6/09 ¿Dónde se forma el polvo?

Morelia, Mich., 23/6/09 El ciclo de la materia interestelar

Morelia, Mich., 23/6/09 Moléculas en el Universo temprano Las estrellas evolucionadas (gigantes rojas) producen el polvo. El polvo acelera la producción de moléculas por catálisis y evaporación. La producción del H 2 en el gas es demasiado lenta. Entonces tenemos un problema para entender cómo se forman las moléculas en un Universo sin polvo.

Morelia, Mich., 23/6/09 PAH's hace 10 mil millones de años Yan et al., 2005, Ap.J., 628, 604