Astroquímica: química en el espacio 1a parte

Presentación del tema: "Astroquímica: química en el espacio 1a parte"— Transcripción de la presentación:

1 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

2 Notas de clase y presentaciones

3 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.

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

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

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7 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)??

8 Moléculas en el espacio
The Colgne Database for Molecular Spectroscopy (CDMS) The Astrochymist The Colgne Database for Molecular Spectroscopy (CDMS) The Colgne Database for Molecular Spectroscopy (CDMS) The Colgne Database for Molecular Spectroscopy (CDMS)

9 Radiotelescopio de Nobeyama de 45 m

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

11 Radiotelescopio de Parkes, Australia de 64 m

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13 Un repaso de química

14 Un modelo atómico (Niels Bohr, 1913)

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18 Hidrocarbones (y otros)

19 Polimerización

20 Cinética de una reacción

21 Cinética de una reacción

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

23 Etanol (alcohol etílico)

24 Alcohol etílico en el centro de la Galaxia
Millar et al. 1995, MNRAS, 273, 25, The detection of hot ethanol in G

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

26 Formando moléculas en la Tierra
C + O2 CO2

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

28 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) ─

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

30 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,

31 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:

32 ¿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 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 n(Z) # moléculas formadas s─1 cm─3 = # moléculas destruidas s─1 cm3 k(T) n(X) n(Y) = n(Z) s- 1 cm- 3 Ej.: X = H y n(Y) ~ n(Z) ~ n(CO) ~ n(H) Necesitamos k(T) = / 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 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) = / n(H) cm3 s- 1 En una nube molecular típicamente n(H) ~ 1 cm- 3

33 ¿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!

34 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 átomos Entonces podemos formar 1058 moléculas Una nube moleculara gigante: 1,000 masas solares que equivale a 1060 moléculas Apenas suficiente para producir galaxias.

35 Algo de física atómica y molecular

36 Potencial efectivo

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

38 Reacción exotérmica AB + C → BC + A

39 Polarización de moléculas

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

41 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

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

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

44 Enlace covalente del H2

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

46 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

47 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

48 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

49 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 ?

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

51 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

52 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

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

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