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

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2 Moléculas en el Medio Interestelar 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 Hace 13,700 millones de años se tuvo nucleosíntesis en la Gran Explosión La fusión de núcleos más pesados no avanzó: La inestabilidad de los núcleos con 8 nucleones produce este cuello de botella.

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

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7 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).

8 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 2.3 8 Magnesio 2.1 9 Fierro 1.4 10 Azufre 0.9

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

12 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.

13 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.

14 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

15 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 30-100 K10-10030% Difuso Molecular 0.1 < H 2 < 50% C + > 50% 30-100 K100-50010% Translúcido Molecular H 2 ~ 1 C + < 0.5, CO < 0.9 15-50 K500-5000?Pequeño Denso Molecular H 2 ~ 1 CO > 0.9 10-50 K> 10 4 10%

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

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

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

19 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.

20 Propiedades de las Nubes Moleculares Tipo n Tamaño T Masa [cm -3 ] [pc] [K] [M sun ] Nube Molecular Gigante 10 2 50 15 10 5 Complejo Molecular 5x10 2 10 10 10 4 Nube Oscura Individual 10 3 2 10 30 Núcleo denso baja masa 10 4 0.1 10 10 Núcleo denso alta masa >10 5 0.1-1 10-30 100-1000

21 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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23 Algunas moléculas de interés astrofísico Mol. Trans. Abund. Dens. Crít. Comentarios [cm -3 ] --------------------------------------------------------------------------------------------- H 2 1-0 S(1) 1 8x10 7 Trazador de choques CO J=1-0 8x10 -5 3x10 3 Bajas densidades, flujos OH 2  3/2 ;J=3/2 3x10 -7 1x10 0 Campo magnético (Zeeman) NH 3 J,K=1,1 2x10 -8 2x10 4 Temperatura y densidad CS J=2-1 1x10 -8 4x10 5 Altas densidades H 2 O 6 16 -5 23 1x10 3 Maser H 2 O 1 10 -1 11 <7x10 -8 2x10 7 Gas “tibio” CH 3 OH 7-6 1x10 -7 1x10 5 Gas denso/temperatura CH 3 CN 19-18 2x10 -8 2x10 7 Temperatura Núcleos Calientes

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

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28 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.

29 Esta secuencia se halla muy apoyada por las observaciones

30 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

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

33 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.

34 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

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

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

37 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.

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

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

45 Muchas gracias por su atención

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50 Aminoácidos