Astroquímica

Infografía mostrando el origen teórico de los elementos químicos que componen el cuerpo humano

Astroquímica es el estudio de la abundancia y reacciones de las moléculas en el Universo, y su interacción con la radiación. La disciplina es una superposición de la astronomía y la química. La palabra "astroquímica" puede aplicarse tanto al Sistema Solar como al medio interestelar. El estudio de la abundancia de elementos y proporciones de isótopos en los objetos del Sistema Solar, como los meteoritos, también se denomina cosmoquímica, mientras que el estudio de los átomos y moléculas interestelares y su interacción con la radiación a veces se denomina astrofísica molecular. La formación, composición atómica y química, evolución y destino de las nubes de gas molecular es de especial interés, porque es a partir de estas nubes que se forman los sistemas solares.

Historia

Como rama de las disciplinas de la astronomía y la química, la historia de la astroquímica se basa en la historia compartida de los dos campos. El desarrollo de la espectroscopia observacional y experimental avanzada ha permitido la detección de una variedad cada vez mayor de moléculas dentro de los sistemas solares y el medio interestelar circundante. A su vez, el creciente número de productos químicos descubiertos por los avances en espectroscopia y otras tecnologías ha aumentado el tamaño y la escala del espacio químico disponible para el estudio astroquímico.

Historia de la espectroscopia

Las observaciones de los espectros solares realizadas por Athanasius Kircher (1646), Jan Marek Marci (1648), Robert Boyle (1664) y Francesco Maria Grimaldi (1665) son anteriores al trabajo de Newton de 1666 que estableció la naturaleza espectral de luz y dio como resultado el primer espectroscopio. La espectroscopia se utilizó por primera vez como técnica astronómica en 1802 con los experimentos de William Hyde Wollaston, quien construyó un espectrómetro para observar las líneas espectrales presentes en la radiación solar. Estas líneas espectrales fueron posteriormente cuantificadas a través del trabajo de Joseph Von Fraunhofer.

La espectroscopia se utilizó por primera vez para distinguir entre diferentes materiales después de la publicación del informe de 1835 de Charles Wheatstone de que las chispas emitidas por diferentes metales tienen espectros de emisión distintos. Esta observación fue posteriormente desarrollada por Léon Foucault, quien demostró en 1849 que líneas idénticas de absorción y emisión resultan del mismo material a diferentes temperaturas. Anders Jonas Ångström postuló de forma independiente una declaración equivalente en su trabajo de 1853 Optiska Undersökningar, donde se teorizó que los gases luminosos emiten rayos de luz en las mismas frecuencias que la luz que pueden absorber.

Estos datos espectroscópicos comenzaron a adquirir importancia teórica con la observación de Johann Balmer de que las líneas espectrales exhibidas por las muestras de hidrógeno seguían una relación empírica simple que llegó a conocerse como la serie de Balmer. Esta serie, un caso especial de la fórmula Rydberg más general desarrollada por Johannes Rydberg en 1888, fue creada para describir las líneas espectrales observadas para el hidrógeno. El trabajo de Rydberg amplió esta fórmula al permitir el cálculo de líneas espectrales para múltiples elementos químicos diferentes. La importancia teórica concedida a estos resultados espectroscópicos se amplió mucho con el desarrollo de la mecánica cuántica, ya que la teoría permitía comparar estos resultados con espectros de emisión atómica y molecular que habían sido calculados a priori.

Historia de la astroquímica

Si bien la radioastronomía se desarrolló en la década de 1930, no fue hasta 1937 que surgió evidencia sustancial para la identificación concluyente de una molécula interestelar; hasta ese momento, la única especie química que se sabía que existía. en el espacio interestelar eran atómicos. Estos hallazgos fueron confirmados en 1940, cuando McKellar et al. identificó y atribuyó líneas espectroscópicas en una observación de radio hasta entonces no identificada a moléculas de CH y CN en el espacio interestelar. En los treinta años posteriores, se descubrió una pequeña selección de otras moléculas en el espacio interestelar: las más importantes fueron OH, descubierta en 1963 y significativa como fuente de oxígeno interestelar, y H₂CO (Formaldehído), descubierto en 1969 y significativo por ser la primera molécula poliatómica orgánica observada en el espacio interestelar

Algunos consideran que el descubrimiento del formaldehído interestelar y, más tarde, de otras moléculas con un significado biológico potencial, como el agua o el monóxido de carbono, es una fuerte evidencia de apoyo para las teorías abiogenéticas de la vida: específicamente, teorías que sostienen que los componentes moleculares básicos de la vida vino de fuentes extraterrestres. Esto ha provocado una búsqueda aún en curso de moléculas interestelares que tienen una importancia biológica directa, como la glicina interestelar, descubierta en 2009, o que exhiben propiedades biológicamente relevantes como la quiralidad, un ejemplo de las cuales (óxido de propileno) se descubrió en 2016, junto con investigación astroquímica más básica.

Espectroscopía

Una herramienta experimental particularmente importante en astroquímica es la espectroscopia mediante el uso de telescopios para medir la absorción y emisión de luz de moléculas y átomos en diversos entornos. Al comparar las observaciones astronómicas con las mediciones de laboratorio, los astroquímicos pueden inferir las abundancias elementales, la composición química y las temperaturas de las estrellas y las nubes interestelares. Esto es posible porque los iones, átomos y moléculas tienen espectros característicos: es decir, la absorción y emisión de ciertas longitudes de onda (colores) de luz, a menudo no visibles para el ojo humano. Sin embargo, estas medidas tienen limitaciones, con varios tipos de radiación (radio, infrarrojo, visible, ultravioleta, etc.) capaces de detectar solo ciertos tipos de especies, dependiendo de las propiedades químicas de las moléculas. El formaldehído interestelar fue la primera molécula orgánica detectada en el medio interestelar.

Quizás la técnica más poderosa para la detección de especies químicas individuales es la radioastronomía, que ha resultado en la detección de más de cien especies interestelares, incluidos radicales e iones, y compuestos orgánicos (es decir, a base de carbono), como alcoholes, ácidos, aldehídos y cetonas. Una de las moléculas interestelares más abundantes, y una de las más fáciles de detectar con ondas de radio (debido a su fuerte momento dipolar eléctrico), es el CO (monóxido de carbono). De hecho, el CO es una molécula interestelar tan común que se usa para mapear regiones moleculares. La observación de radio de quizás el mayor interés humano es la afirmación de la glicina interestelar, el aminoácido más simple, pero con una considerable controversia que lo acompaña. Una de las razones por las que esta detección fue controvertida es que aunque la radio (y algunos otros métodos como la espectroscopia rotacional) son buenos para la identificación de especies simples con grandes momentos dipolares, son menos sensibles a moléculas más complejas, incluso algo relativamente pequeño como amino ácidos.

Además, tales métodos son completamente ciegos a las moléculas que no tienen dipolo. Por ejemplo, con mucho, la molécula más común en el universo es H₂ (gas de hidrógeno), pero no tiene un momento dipolar, por lo que es invisible para los radiotelescopios. Además, tales métodos no pueden detectar especies que no están en fase gaseosa. Dado que las nubes moleculares densas son muy frías (10 a 50 K [−263,1 a −223,2 °C; −441,7 a −369,7 °F]), la mayoría de las moléculas que contienen (aparte del hidrógeno) están congeladas, es decir, sólidas. En cambio, el hidrógeno y estas otras moléculas se detectan utilizando otras longitudes de onda de luz. El hidrógeno se detecta fácilmente en los rangos ultravioleta (UV) y visible a partir de su absorción y emisión de luz (la línea de hidrógeno). Además, la mayoría de los compuestos orgánicos absorben y emiten luz en el infrarrojo (IR), por lo que, por ejemplo, la detección de metano en la atmósfera de Marte se logró utilizando un telescopio IR basado en tierra, el Telescopio Infrarrojo de 3 metros de la NASA. en lo alto de Mauna Kea, Hawái. Los investigadores de la NASA utilizan el telescopio IR aerotransportado SOFIA y el telescopio espacial Spitzer para sus observaciones, investigaciones y operaciones científicas. Algo relacionado con la reciente detección de metano en la atmósfera de Marte. Christopher Oze, de la Universidad de Canterbury en Nueva Zelanda y sus colegas informaron, en junio de 2012, que medir la proporción de los niveles de hidrógeno y metano en Marte puede ayudar a determinar la probabilidad de vida en Marte. Según los científicos, "...las proporciones bajas de H₂/CH₄ (menos de aproximadamente 40) indican que es probable que haya vida presente y activa.&# 34; Otros científicos han informado recientemente sobre métodos para detectar hidrógeno y metano en atmósferas extraterrestres.

La astronomía infrarroja también ha revelado que el medio interestelar contiene un conjunto de complejos compuestos de carbono en fase gaseosa llamados hidrocarburos poliaromáticos, a menudo abreviados PAH o PAC. Se dice que estas moléculas, compuestas principalmente de anillos fusionados de carbono (neutros o en estado ionizado), son la clase más común de compuesto de carbono en la galaxia. También son la clase más común de molécula de carbono en los meteoritos y en el polvo de cometas y asteroides (polvo cósmico). Estos compuestos, así como los aminoácidos, las nucleobases y muchos otros compuestos de los meteoritos, transportan deuterio e isótopos de carbono, nitrógeno y oxígeno que son muy raros en la Tierra, lo que atestigua su origen extraterrestre. Se cree que los PAH se forman en ambientes circunestelares calientes (alrededor de estrellas gigantes rojas ricas en carbono y moribundas).

La astronomía infrarroja también se ha utilizado para evaluar la composición de los materiales sólidos en el medio interestelar, incluidos los silicatos, los sólidos ricos en carbono similares al kerógeno y los hielos. Esto se debe a que a diferencia de la luz visible, que es dispersada o absorbida por partículas sólidas, la radiación IR puede atravesar las partículas interestelares microscópicas, pero en el proceso se producen absorciones en determinadas longitudes de onda que son características de la composición de los granos. Como anteriormente con la radioastronomía, existen ciertas limitaciones, p. N₂ es difícil de detectar por IR o radioastronomía.

Tales observaciones IR han determinado que en las nubes densas (donde hay suficientes partículas para atenuar la radiación ultravioleta destructiva) delgadas capas de hielo cubren las partículas microscópicas, lo que permite que se produzca cierta química a baja temperatura. Dado que el hidrógeno es, con mucho, la molécula más abundante en el universo, la química inicial de estos hielos está determinada por la química del hidrógeno. Si el hidrógeno es atómico, entonces los átomos de H reaccionan con los átomos de O, C y N disponibles, produciendo hidrógeno "reducido" especies como H₂O, CH₄ y NH₃. Sin embargo, si el hidrógeno es molecular y, por lo tanto, no es reactivo, esto permite que los átomos más pesados reaccionen o permanezcan unidos, produciendo CO, CO₂, CN, etc. Estos hielos moleculares mixtos están expuestos a los rayos ultravioleta. radiación y rayos cósmicos, lo que da como resultado una química compleja impulsada por la radiación. Experimentos de laboratorio sobre la fotoquímica de hielos interestelares simples han producido aminoácidos. La similitud entre los hielos interestelar y cometario (así como las comparaciones de los compuestos en fase gaseosa) se han invocado como indicadores de una conexión entre la química interestelar y cometaria. Esto está algo respaldado por los resultados del análisis de la materia orgánica de las muestras de cometas devueltas por la misión Stardust, pero los minerales también indicaron una contribución sorprendente de la química de alta temperatura en la nebulosa solar.

Investigación

Transición de gas atómico a gas molecular en la frontera de la nube molecular Orión

La investigación avanza sobre la forma en que las moléculas interestelares y circunestelares se forman e interactúan, p. al incluir fenómenos mecánicos cuánticos no triviales para vías de síntesis en partículas interestelares. Esta investigación podría tener un impacto profundo en nuestra comprensión del conjunto de moléculas que estaban presentes en la nube molecular cuando se formó nuestro sistema solar, lo que contribuyó a la rica química del carbono de los cometas y asteroides y, por lo tanto, a los meteoritos y las partículas de polvo interestelar que caen a la Tierra por toneladas cada día.

La escasez del espacio interestelar e interplanetario da como resultado una química inusual, ya que las reacciones prohibidas por la simetría no pueden ocurrir excepto en las escalas de tiempo más largas. Por esta razón, las moléculas y los iones moleculares que son inestables en la Tierra pueden ser altamente abundante en el espacio, por ejemplo el ion H3+.

La astroquímica se superpone con la astrofísica y la física nuclear al caracterizar las reacciones nucleares que ocurren en las estrellas, así como la estructura de los interiores estelares. Si una estrella desarrolla una envoltura en gran parte convectiva, pueden ocurrir eventos de dragado, trayendo a la superficie los productos de la quema nuclear. Si la estrella está experimentando una pérdida de masa significativa, el material expulsado puede contener moléculas cuyas transiciones espectrales de rotación y vibración se pueden observar con radiotelescopios e infrarrojos. Un ejemplo interesante de esto es el conjunto de estrellas de carbono con envolturas exteriores de silicato y hielo de agua. La espectroscopia molecular nos permite ver la transición de estas estrellas de una composición original en la que el oxígeno era más abundante que el carbono, a una fase de estrella de carbono en la que el carbono producido por la quema de helio es llevado a la superficie por convección profunda y cambia drásticamente el contenido molecular de el viento estelar.

En octubre de 2011, los científicos informaron que el polvo cósmico contiene materia orgánica ("sólidos orgánicos amorfos con una estructura mixta aromática-alifática") que las estrellas podrían crear de forma natural y rápida.

El 29 de agosto de 2012, y por primera vez en el mundo, los astrónomos de la Universidad de Copenhague informaron sobre la detección de una molécula de azúcar específica, el glicolaldehído, en un sistema estelar distante. La molécula se encontró alrededor del binario protoestelar IRAS 16293-2422, que se encuentra a 400 años luz de la Tierra. Se necesita glicolaldehído para formar ácido ribonucleico, o ARN, que tiene una función similar a la del ADN. Este hallazgo sugiere que pueden formarse moléculas orgánicas complejas en los sistemas estelares antes de la formación de los planetas, llegando finalmente a los planetas jóvenes al principio de su formación.

En septiembre de 2012, los científicos de la NASA informaron que los hidrocarburos aromáticos policíclicos (PAH), sometidos a condiciones del medio interestelar (ISM), se transforman, a través de la hidrogenación, la oxigenación y la hidroxilación, en sustancias orgánicas más complejas: "un paso adelante". el camino hacia los aminoácidos y los nucleótidos, las materias primas de las proteínas y el ADN, respectivamente". Además, como resultado de estas transformaciones, los PAH pierden su firma espectroscópica, lo que podría ser una de las razones de la falta de detección de PAH en los granos de hielo interestelar, en particular en las regiones exteriores de las nubes densas y frías o en la capa molecular superior. capas de discos protoplanetarios."

En febrero de 2014, la NASA anunció la creación de una base de datos espectral mejorada para rastrear los hidrocarburos aromáticos policíclicos (PAH) en el universo. Según los científicos, más del 20% del carbono del universo puede estar asociado con los PAH, posibles materiales de partida para la formación de la vida. Los PAH parecen haberse formado poco después del Big Bang, están muy extendidos por todo el universo y están asociados con nuevas estrellas y exoplanetas.

El 11 de agosto de 2014, los astrónomos publicaron estudios, usando el Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) por primera vez, que detallaron la distribución de HCN, HNC, H2CO y polvo dentro de las comas de los cometas C/2012 F6 (Lemmon) y C/2012 S1 (ISON).

Para el estudio de los recursos de elementos químicos y moléculas en el universo se desarrolla el modelo matemático de distribución de la composición de moléculas en el ambiente interestelar sobre potenciales termodinámicos del profesor M.Yu. Dolomatov utilizando métodos de la teoría de la probabilidad, la estadística matemática y física y la termodinámica del equilibrio. En base a este modelo se estiman los recursos de moléculas relacionadas con la vida, aminoácidos y bases nitrogenadas en el medio interestelar. Se muestra la posibilidad de formación de moléculas de hidrocarburos del petróleo. Los cálculos dados confirman las hipótesis de Sokolov y Hoyl sobre la posibilidad de la formación de hidrocarburos de petróleo en el espacio. Los resultados son confirmados por los datos de las observaciones astrofísicas y las investigaciones espaciales.

En julio de 2015, los científicos informaron que tras el primer aterrizaje del módulo de aterrizaje Philae en el cometa 67/P& #39;s, las mediciones realizadas por los instrumentos COSAC y Ptolomeo revelaron dieciséis compuestos orgánicos, cuatro de los cuales se observaron por primera vez en un cometa, incluidos acetamida, acetona, isocianato de metilo y propionaldehído.

La diversidad química en los diferentes tipos de objeto astronómico es notable. En esta infografía, objetos astronómicos de diferente tipo y escala muestran sus características químicas distintivas.