La Química del Cosmos - Instituto de Estructura de la Materia

La Químicadel CosmosVíctor J. Herrero.Instituto de Estructura de la Materia, CSIC,Madridv.herrero@csic.eshttp://hdl.handle.net/10261/42362

Elementos y compuestosC 12 H 22 O 11NO 2AuH 2 O

Átomose isótopos

Moléculasy ionesH 2 ONH 4+C 12 H 22 O 11CO 32-

“Nuncasabremos de qué están hechas las estrellas”A. Compte, hacia 1850

Análisisespectralhacia 1850G. Kirchhoff yR. BunsenEspectro de emisión del sodioPatrón de líneas característico

Descubrimiento del helio1868Espectro durante eclipse solarP. J. Janssen N. Lockyer• En la Tierra el Hees raro y no seaisló hasta 1895Líneas características del He

…estrellas de tipo tardíoy enanas ultrafrías

M. A. Catalán(1894-1957)

Espectro electromagnéticotico• Niveles electrónicos• Vibraciones moleculares• Rotaciones moleculares→→→Nota: 10 3 =1000 ; 10 -3 =0,001

Sistema periodico “astronómico”Elementos más abundantes

Origen de los elementos• Nucleosíntesisprimordial• Nucleosíntesisestelar

Química

NucleosíntesisprimordialEjemplo de reacciones• Expansión y enfriamientodetienen el proceso• Solo se forman elementosligeros: H (D), He, trazas deLi, BeModelo y observaciones

Nucleosíntesis estelar• Atracción gravitatoria fusión nuclear• Fusión nuclear: elementos ligeros producenelementos mas pesados• El proceso continúa en varias fases hasta que se consume elcombustible nuclear.• La primera generación de estrellas tras el Big Bang sólo debiócontener inicialmente H y He• Las generaciónes posteriores de estrellas incorporan ya otrosátomos (“metales”) desde el principioNota: en astronomía se llaman “metales” a los átomosdistintos de H y He

Tipos de estrellas

Nucleosíntesis estelar• Cadena protón-protón• H → He• Secuencia principal• Cadena triple α• He → C

NucleosíntesisestelarEstrella masiva (capas)• En estrellas grandes, la fusiónde elementos cada vez maspesados da lugar a unaestructura en capas• A partir del hierro la fusión noes efectiva y los elementos seforman por captura deneutrones• En las explosiones desupernovas se producen flujosmuy altos de neutrones queforman muchos elementospesados

Resumen de nucleosíntesisntesis

Producción de moléculas• Envoltorios de estrellas evolucionadas• Regiones de formación estelar

Evolución estelarExpulsión de lascapas externas(Envoltorio estelar)

Estrellas RAG y supergigantes rojasSupergigante roja V838 MonGranos de polvo• Decenas de moléculasidentificadas• Envoltorios enriquecidos en C (mayor riqueza químicamica)• CO, CS, CN, HCN, CH 4 , C 2 H 2 , C n H, HC n N, , NH 3 , SiCN, NaCl….• Polvo: SiC• Envoltorios ricos en O• CO, SiO, , SO, H 2 O, SO 2 , HCN….• Polvo: Silicatos, óxidos

Nebulosas planetarias• La estrella central emite radiación UVque ioniza y excita el envoltoriocircundante• Gas: Aparecen mas radicales y iones• CO, CN, OH, CH, HCO + , CO + ,CH + ,N 2H + …• Sólido• Cadenas carbonadas aromáticasy alifáticasNebulosa planetaria“Ojo de gato”

Grandes estructurascarbonáceasceas• Mas de la mitad delcarbono interestelarestá en formamacromolecular.• Principales especies• Hidrocarburos policíclicosclicos aromáticos(PAHs)• Carbono amorfo hidrogenado (HAC)• Fullerenos, , diamantes, grafito ?…• Son responsables de bandas espectrales entre UVy microondas, pero no siempre fácilesde asignar

SupernovasSupernova 1987a• Producción de los elementos mas pesados• Formación de polvo• Ondas de choque en el medio interestelar

Regiones de formaciónestelarLH95 en la Gran Nube deMagallanes• El material liberado por lasestrellas evolucionadas quedaen el medio interestelar• Muchas moléculas se disocian por la intensaradiación UV en este entorno• Sobreviven especialmente los granos de polvo ylas moléculas más grandes• Se originan nubes tenues de gas y polvo apartir de las cuales se forman nuevas estrellas

Nubes moleculares densas• Densidad “alta” (10 4 - 10 6 cm -3 ) ytemperatura baja (10-50 K)• Apantallan la radiación UV ypermiten la pervivencia demoléculas• Las moléculasmás abundantesson H 2 y CO• (CO/H 2 ) = 0.0001• Los granos de polvo (refractarios)se recubren de capas de “hielos”(volátiles)LaboratorioH 2O/CO 2(5%)Espectro IR hacia Elias 29en ρ OphiuchiNota: en la superficie terrestre la densidad es 10 19 cm -3

nubes moleculares densasNebulosa “cabeza de caballo” enOriónNebulosa del águila (M 16)

Químicaen las nubes molecularesPerfil energético de las reacciones químicasEndotérmicaExotérmica• A las muy bajas temperaturas de las nubesmoleculares solo son posibles reaccionesexotérmicassin barrera• Reacciones ion-molmolécula(también radical-molmolécula)• Reacciones en superficies (efectocatalíticotico)

Síntesisde moléculasde hidrógeno• H 2 es la moléculamas abundante• En su mayor parte se se forma en la superficie de losgranos de las nubes moleculares densasMecanismosHH 2H

El ion H 3+• Es la segunda especie molecular porfrecuencia de producción (despuésdel H 2 )• Mecanismo de producción:H 2+ + H 2 → H+3 + H• Inicia una cadena de reacciones deprotonación:H 3+ + X → XH + + H 2• El XH + formado es más reactivo queel X neutro y propaga la cadena dereacciones ion molécula1Relative Ion Density0γ = 0.03H3 +H2 + H +0.01 0.1P(H2) (mbar)Laboratorio

Reacciones de H 3+y enriquecimiento endeuterioA tempearturas muy bajas se favorece la dormación demoléculas con isótopos mas pesados (deuterio)

Formación estelarN90 en la pequeña nube deMagallanes• Dentro de las nubes densas seforma un núcleoque comienzaa colapsar por atraccióngravitatoria.• A medida que el colapso progresa aumentan ladensidad y la temperatura hacia el centro del núcleo.• Se incrementa la complejidad de la químicatanto ensuperficie como en fase gas.• Las moléculasse van desorbiendo de la superficiede los granos en función de su volatilidad

Colapso de un núcleo pre-estelarProtoestrella HH30

Químicaorgánicaen granosinterestelares (esquema)Las moléculas en azulse han detectado enregiones de formaciónestelarE. Herbst and E. v. Dishoeck ARAA ,2009

Moléculasgaseosas interestelares ycircunestelares

Formación del Sistema SolarLínea del hielo~ 3 UA, 150 K• Hace unos 4600 millonesde años• Colapso parcial de unanube de gas y polvo(“nebulosasolar”)• Casi toda la masa (99,9%) se concentró en el Sol.• Material original de múltiplesestrellas previas• El 98% de la masa corresponde a los elementosmás ligeros : H y HeNota : Unidad astronómica (UA) = 1,5 x 10 8 km(Distancia media Tierra-Sol)

Abundancia de loselementos en elSistema Solar

PlanetasLínea del hielo• Planetas rocosos• Formados entre el Sol y la líneadel hielo• Ricos en metales (Fe, Mg, Al) y silicatos. Pequeñotamaño• In capaces de retener H 2 o He. Atmósferastenues• Planetas gaseosos• Formados mas allá de la líneadel hielo• Condensation de especies volátilestiles. Tamaño grande• Grandes atmósferasde H 2 and He

Meteoritos• La mayoría (86 %) de los meteoritosson rocas primitivas (condritas)compuestas por fragmentosindiferenciados que no llegarona formar planetas• Las condritas provienen delcinturón de asteroides entreMarte y JupiterMeteorito Gao• Las condritas carbonáceas contienen abundantescompuestos orgánicos• Se encentran entre los objetos mas antiguos delSistema Solar (> 4500 millones de años)• Las mas antiguas (tipo CI) tienen una composición elementalmuy similar a la del SoL

Sistema SolarCinturón de Kuiper(Mas allá de Neptuno)Nube de Oort(Hasta 2 años luz)

Cometas• Pequeños cuerpos de lasregiones exteriores del SistemaSolar• Periodo Largo (nube de Oort)• Período corto (cinturón deKuiper)• Objetos muy antiguos en el Sistema Solar• Formados por materia rocosa y hielos de sustanciasvolátiles.• La composición de los hielos es similar a la delos hielos interestelares (H 2 O, CO 2 , CO….)• También contienen materia orgánicaCometa Halley

Superficie de los planetas rocososPresiónbarTemp.ºCPrincipalescomponentesatmosféricosObservacionesVenus92 460CO 2(96 %)N 2(3 %)Trazas de agua enfase vaporTierra1 18N 2(78 %)O 2(21 %)Agua líquida ensuperficieMarte0.006 -60CO 2(96 %) CasquetesN 2(3 %)de hielopolares

Origen del agua en la Tierra• Hace 3800-4200 millones de años, la Tierra sufrió una fase debombardeo intenso por parte de objetos de regiones exterioresdel Sistema Solar que pudieron aportar H 2 OCondritas CICometasCociente D/HTierraP. Hartogh et al. Nature, 2011

Evolución del oxígenoen laatmósferaterrestreLa mayor parte del O 2 se produjo por fotosíntesis

Proteínas(mioglobina)BiomoléculasÁcidos nucleicosProteínasAninoácidos(alanina)Bases nitrogenadas(guanina)

Experimento deMiller-Urey1952S. Miller H. UreyAminoácidos, azúcares,lípidos, basesnitrogenadas

Aminoácidos yquiralidad• Las proteinas están formadas porcombinaciones de solo 22aminoacidos distintos• Salvo la glicina (el mas sencillo)estos aminoácidos son quirales• Las moléculas quirales tienen dos variedades L y D que soncomo imagénes especulares y no se pueden superponer• En las síntesis de laboratorio se obtiene normalmente unamezcla equimolecular de L y D• Los aminoácidos fabricados por los seres vivos sonde la variedad L

Aminoácidosen meteoritos y cometas• Gran número de compuestos orgánicosincluidos bases nitrogenadas yaminoácidos• Mezclas de aminoácidos L y D, con ligeroexceso de L• Relaciones isotópicas de 15 N/ 14 N y 13 C/ 12 Cmayores que las terrestresMeteorito de Murchinson1969• Identificada glicina en fragmentos recogidosdel cometa Wild2• La relación isotópica 13 C/ 12 C distinta a la de laTierra y similar a la del meteorito MurchinsonCometa Wild2(“Stardust” 2004)Probable formación extraterrestre deaminoácidos

Titán• Es la mayor luna de Saturno• Distancia al Sol : 9,54 UA (1, 43 x 10 9 km)• Atmósfera en la superficie• P= 1,5 bar ; T= -179 ºC• N 2= 95%; CH 4= 5%• Envuelto en una niebla anaranjada dederivados de nitógeno y metano• Se producen lluvias de metano• Paisaje de Titán (guijarros de hielo en laniebla) desde la sonda Huygens, tomadoen 2005• La sonda Huygens es la nave más lejana“aterrizada” por el hombre

Química en la atmósfera de Titán• La fotoquímica atmosférica produce polímeros de carbono y nitógeno

Los Confines del Sistema SolarVoyager 1