La astroquímica es el estudio de la abundancia y las reacciones de las moléculas en el universo , y su interacción con la radiación . [1] 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 isotópicas en los objetos del Sistema Solar, como los meteoritos , también se llama cosmoquímica , mientras que el estudio de los átomos y moléculas interestelares y su interacción con la radiación a veces se llama astrofísica molecular. La formación, la composición atómica y química, la evolución y el destino de las nubes de gas molecular son de especial interés, porque es a partir de estas nubes que se forman los sistemas solares.
Como rama de las disciplinas de la astronomía y la química, la historia de la astroquímica se basa en la historia compartida de ambos 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 sustancias químicas descubiertas gracias a los avances en la espectroscopia y otras tecnologías ha aumentado el tamaño y la escala del espacio químico disponible para el estudio astroquímico.
Las observaciones de los espectros solares realizadas por Athanasius Kircher (1646), Jan Marek Marci (1648), Robert Boyle (1664) y Francesco Maria Grimaldi (1665) fueron anteriores al trabajo de Newton de 1666 que estableció la naturaleza espectral de la luz y dio como resultado el primer espectroscopio . [2] 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. [3] Estas líneas espectrales se cuantificaron posteriormente 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 Charles Wheatstone de 1835 que decía que las chispas emitidas por diferentes metales tienen espectros de emisión distintos. [4] Esta observación fue desarrollada más tarde por Léon Foucault , quien demostró en 1849 que las líneas de absorción y emisión idénticas resultan del mismo material a diferentes temperaturas. Una afirmación equivalente fue postulada de forma independiente por Anders Jonas Ångström en su obra de 1853 Optiska Undersökningar, donde se teorizó que los gases luminosos emiten rayos de luz a 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 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 de 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. [5] La importancia teórica otorgada a estos resultados espectroscópicos se amplió en gran medida con el desarrollo de la mecánica cuántica , ya que la teoría permitió comparar estos resultados con los espectros de emisión atómica y molecular que se habían calculado a priori .
Aunque 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 [6] – hasta ese momento, las únicas especies químicas conocidas que existían en el espacio interestelar eran atómicas. Estos hallazgos se confirmaron en 1940, cuando McKellar et al . identificaron y atribuyeron líneas espectroscópicas en una observación de radio no identificada en ese momento a moléculas de CH y CN en el espacio interestelar. [7] En los treinta años posteriores, se descubrió una pequeña selección de otras moléculas en el espacio interestelar: la más importante fue el OH, descubierto en 1963 y significativo como fuente de oxígeno interestelar, [8] y el H 2 CO ( formaldehído ), descubierto en 1969 y significativo por ser la primera molécula orgánica poliatómica observada en el espacio interestelar [9].
El descubrimiento del formaldehído interestelar (y, posteriormente, de otras moléculas con posible importancia biológica, como el agua o el monóxido de carbono ) es considerado por algunos como una prueba sólida de las teorías abiogenéticas de la vida: específicamente, las teorías que sostienen que los componentes moleculares básicos de la vida provienen de fuentes extraterrestres. Esto ha impulsado una búsqueda aún en curso de moléculas interestelares que tengan importancia biológica directa (como la glicina interestelar , descubierta en un cometa dentro de nuestro sistema solar en 2009 [10] ) o que presenten propiedades biológicamente relevantes como la quiralidad (un ejemplo de la cual ( óxido de propileno ) fue descubierto en 2016 [11]) , junto con una investigación astroquímica más básica.
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 mediciones 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.
Tal vez la técnica más poderosa para la detección de especies químicas individuales es la radioastronomía , que ha dado como resultado la detección de más de cien especies interestelares, incluidos radicales e iones, y compuestos orgánicos (es decir, basados en carbono ), como alcoholes , ácidos , aldehídos y cetonas . Una de las moléculas interestelares más abundantes, y entre 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 utiliza para mapear regiones moleculares. [12] La observación de radio de quizás mayor interés humano es la afirmación de la glicina interestelar , [13] el aminoácido más simple , pero con una considerable controversia acompañante. [14] 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 los aminoácidos.
Además, estos métodos son completamente ciegos a las moléculas que no tienen dipolo . Por ejemplo, la molécula más común en el universo es H 2 ( gas hidrógeno , o químicamente mejor dicho dihidrógeno ), pero no tiene un momento dipolar, por lo que es invisible para los radiotelescopios. Además, estos 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 en ellas (excepto el dihidrógeno) están congeladas, es decir, sólidas. En cambio, el dihidrógeno y estas otras moléculas se detectan utilizando otras longitudes de onda de luz. El dihidrógeno se detecta fácilmente en los rangos ultravioleta (UV) y visible a partir de su absorción y emisión de luz (la línea del hidrógeno ). Además, la mayoría de los compuestos orgánicos absorben y emiten luz en el infrarrojo (IR) así que, por ejemplo, la detección de metano en la atmósfera de Marte [15] se logró usando un telescopio IR terrestre, el Telescopio Infrarrojo de 3 metros de la NASA en la cima de Mauna Kea, Hawaii. Los investigadores de la NASA usan el telescopio IR aerotransportado SOFIA y el telescopio espacial Spitzer para sus observaciones, investigaciones y operaciones científicas. [16] [17] 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 relación de los niveles de dihidrógeno y metano en Marte puede ayudar a determinar la probabilidad de vida en Marte . [18] [19] Según los científicos, "... las bajas relaciones H 2 /CH 4 (menos de aproximadamente 40) indican que es probable que haya vida presente y activa". [18] Otros científicos han informado recientemente de métodos para detectar dihidrógeno y metano en atmósferas extraterrestres . [20] [21]
La astronomía infrarroja también ha revelado que el medio interestelar contiene un conjunto de compuestos complejos de carbono en fase gaseosa llamados hidrocarburos poliaromáticos , a menudo abreviados como HAP o PAC. Se dice que estas moléculas, compuestas principalmente de anillos fusionados de carbono (ya sea neutro 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 meteoritos y en el polvo cometario y asteroidal ( polvo cósmico ). Estos compuestos, así como los aminoácidos, nucleobases y muchos otros compuestos en meteoritos, llevan 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 HAP se forman en entornos circunestelares calientes (alrededor de estrellas gigantes rojas moribundas ricas en carbono ).
La astronomía infrarroja también se ha utilizado para evaluar la composición de materiales sólidos en el medio interestelar, incluidos silicatos , sólidos ricos en carbono similares al kerógeno y hielos . Esto se debe a que, a diferencia de la luz visible, que es dispersada o absorbida por partículas sólidas, la radiación IR puede pasar a través de las partículas interestelares microscópicas, pero en el proceso hay absorciones en ciertas longitudes de onda que son características de la composición de los granos. [22] Como se mencionó anteriormente con la radioastronomía, existen ciertas limitaciones, por ejemplo, el N 2 es difícil de detectar tanto por IR como por radioastronomía.
Tales observaciones IR han determinado que en nubes densas (donde hay suficientes partículas para atenuar la radiación UV destructiva) capas delgadas de hielo cubren las partículas microscópicas, permitiendo que ocurra cierta química de baja temperatura. Dado que el dihidrógeno es de lejos 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 especies "reducidas" como H 2 O, CH 4 y NH 3 . Sin embargo, si el hidrógeno es molecular y por lo tanto no reactivo, esto permite que los átomos más pesados reaccionen o permanezcan unidos entre sí, produciendo CO, CO 2 , CN, etc. Estos hielos moleculares mixtos están expuestos a la radiación ultravioleta y los rayos cósmicos , lo que da como resultado una química compleja impulsada por la radiación. [22] Los experimentos de laboratorio sobre la fotoquímica de hielos interestelares simples han producido aminoácidos. [23] La similitud entre los hielos interestelares y cometarios (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 respaldado en cierta medida por los resultados del análisis de los compuestos orgánicos de las muestras de cometas traídas por la misión Stardust , pero los minerales también indicaron una contribución sorprendente de la química de alta temperatura en la nebulosa solar.
Se están realizando avances en la investigación sobre la forma en que se forman e interactúan las moléculas interestelares y circunestelares, por ejemplo, incluyendo fenómenos mecánicos cuánticos no triviales para las vías de síntesis en partículas interestelares. [25] Esta investigación podría tener un profundo impacto 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 partículas de polvo interestelar que caen a la Tierra por toneladas todos los días.
La escasez del espacio interestelar e interplanetario da lugar a una química inusual, ya que las reacciones prohibidas por la simetría solo pueden producirse en escalas de tiempo muy largas. Por este motivo, las moléculas y los iones moleculares que son inestables en la Tierra pueden ser muy abundantes en el espacio, por ejemplo, el ion H 3 + .
La astroquímica se superpone con la astrofísica y la física nuclear en la caracterización de las reacciones nucleares que ocurren en las estrellas, así como la estructura de los interiores estelares. Si una estrella desarrolla una envoltura predominantemente convectiva, pueden ocurrir eventos de dragado , que llevan los productos de la combustión nuclear a la superficie. Si la estrella está experimentando una pérdida significativa de masa, el material expulsado puede contener moléculas cuyas transiciones espectrales rotacionales y vibracionales pueden observarse con telescopios de radio e infrarrojos. Un ejemplo interesante de esto es el conjunto de estrellas de carbono con envolturas externas de silicato y hielo de agua. La espectroscopia molecular nos permite ver a estas estrellas en transición desde una composición original en la que el oxígeno era más abundante que el carbono, a una fase de estrella de carbono donde el carbono producido por la combustión del helio es llevado a la superficie por convección profunda, y cambia dramáticamente el contenido molecular del viento estelar. [26] [27]
En octubre de 2011, los científicos informaron que el polvo cósmico contiene materia orgánica ("sólidos orgánicos amorfos con una estructura aromática - alifática mixta ") que podrían ser creados de forma natural y rápida por las estrellas. [28] [29] [30]
El 29 de agosto de 2012, por primera vez en el mundo, 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. [31] [32] El glicolaldehído es necesario para formar ácido ribonucleico , o ARN , que tiene una función similar al ADN . Este hallazgo sugiere que las moléculas orgánicas complejas pueden formarse en sistemas estelares antes de la formación de planetas, llegando eventualmente a planetas jóvenes al principio de su formación. [33]
En septiembre de 2012, los científicos de la NASA informaron que los hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP) , sometidos a condiciones de medio interestelar (ISM) , se transforman, a través de hidrogenación , oxigenación e hidroxilación , en compuestos orgánicos más complejos , "un paso en el camino hacia los aminoácidos y nucleótidos , las materias primas de las proteínas y el ADN , respectivamente". [34] [35] Además, como resultado de estas transformaciones, los HAP pierden su firma espectroscópica, lo que podría ser una de las razones "de la falta de detección de HAP en los granos de hielo interestelar , particularmente en las regiones externas de nubes frías y densas o en las capas moleculares superiores de los discos protoplanetarios ". [34] [35]
En febrero de 2014, la NASA anunció la creación de una base de datos espectral mejorada [36] para rastrear los hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP) en el universo . Según los científicos, más del 20% del carbono del universo puede estar asociado con los HAP, posibles materiales de partida para la formación de la vida . Los HAP parecen haberse formado poco después del Big Bang , están muy extendidos por todo el universo y están asociados con nuevas estrellas y exoplanetas . [37]
El 11 de agosto de 2014, los astrónomos publicaron estudios, utilizando por primera vez el Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) , que detallaban la distribución de HCN , HNC , H 2 CO y polvo dentro de las comas de los cometas C/2012 F6 (Lemmon) y C/2012 S1 (ISON) . [38] [39]
Para el estudio de los recursos de elementos químicos y moléculas en el universo, el profesor M.Yu. Dolomatov desarrolló un modelo matemático de la distribución de la composición de las moléculas en el medio interestelar según los potenciales termodinámicos, utilizando métodos de la teoría de la probabilidad, la estadística matemática y física y la termodinámica del equilibrio. [40] [41] [42] Sobre la base de este modelo, se estiman los recursos de moléculas relacionadas con la vida, aminoácidos y bases nitrogenadas en el medio interestelar. Se demuestra la posibilidad de la formación de moléculas de hidrocarburos de petróleo. Los cálculos presentados confirman las hipótesis de Sokolov y Hoyl sobre la posibilidad de la formación de hidrocarburos de petróleo en el espacio. Los resultados se confirman con los datos de la supervisión astrofísica y las investigaciones espaciales.
En julio de 2015, los científicos informaron que tras el primer aterrizaje del módulo de aterrizaje Philae en la superficie del cometa 67/P , las mediciones de los instrumentos COSAC y Ptolomeo revelaron dieciséis compuestos orgánicos, cuatro de los cuales se observaron por primera vez en un cometa, entre ellos acetamida , acetona , isocianato de metilo y propionaldehído . [43] [44] [45]
En diciembre de 2023, los astrónomos informaron del descubrimiento por primera vez, en las columnas de Encélado , luna del planeta Saturno , de cianuro de hidrógeno , una posible sustancia química esencial para la vida [46] tal como la conocemos, así como otras moléculas orgánicas , algunas de las cuales aún deben identificarse y comprenderse mejor. Según los investigadores, "estos compuestos [recién descubiertos] podrían sustentar potencialmente las comunidades microbianas existentes o impulsar la síntesis orgánica compleja que conduce al origen de la vida ". [47] [48]
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