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 de isótopos 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 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.
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 experimental y de observación 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 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) son 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 fueron posteriormente cuantificadas mediante el 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 en 1835 de que las chispas emitidas por diferentes metales tienen espectros de emisión distintos. [4] Esta observación fue posteriormente desarrollada por Léon Foucault , quien demostró en 1849 que líneas de absorción y emisión idénticas resultan del mismo material a diferentes temperaturas. Anders Jonas Ångström postuló de forma independiente una afirmación equivalente en su obra Optiska Undersökningar de 1853, 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 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 más general de Rydberg 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 enormemente con el desarrollo de la mecánica cuántica , ya que la teoría permitía comparar estos resultados con los espectros de emisión atómica y molecular que habían sido calculados a priori .
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 [6] ; hasta ese momento, las únicas especies químicas conocidas que existían en el espacio interestelar eran las atómicas. Estos hallazgos fueron confirmados en 1940, cuando McKellar et al . identificó y atribuyó líneas espectroscópicas en una observación de radio no identificada hasta entonces 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 e importante como fuente de oxígeno interestelar, [8] y el H 2 CO ( formaldehído ). descubierta en 1969 y significativa por ser la primera molécula poliatómica orgánica observada en el espacio interestelar [9]
El descubrimiento del formaldehído interestelar –y más tarde, otras moléculas con potencial importancia biológica, como el agua o el monóxido de carbono– es visto por algunos como una fuerte evidencia que respalda las teorías abiogenéticas de la vida: específicamente, las teorías que sostienen que los componentes moleculares básicos de la vida surgieron 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 exhiban propiedades biológicamente relevantes como la quiralidad – un ejemplo de las cuales ( óxido de propileno ) se descubrió en 2016 [11] , junto con investigaciones astroquímicas más básicas.
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 la abundancia elemental, 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, muchas veces no visibles para el ojo humano. Sin embargo, estas mediciones tienen limitaciones, ya que varios tipos de radiación ( radio , infrarroja , visible, ultravioleta , etc.) pueden detectar sólo 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 y 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 utiliza para mapear regiones moleculares. [12] La observación por radio que quizás sea de mayor interés humano es la afirmación de la glicina interestelar , [13] el aminoácido más simple , pero que conlleva una considerable controversia. [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 pequeños como aminoácidos.
Además, estos métodos son completamente ciegos a las moléculas que no tienen dipolo . Por ejemplo, con diferencia la molécula más común en el universo es el H2 ( gas hidrógeno , o químicamente mejor dicho dihidrógeno ), pero no tiene momento dipolar, por lo que es invisible para los radiotelescopios. Además, estos métodos no pueden detectar especies que no se encuentran en la fase gaseosa. Dado que las nubes moleculares densas son muy frías (de 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 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 el ultravioleta (UV) y en los rangos visibles desde 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), por lo que, por ejemplo, la detección de metano en la atmósfera de Marte [15] se logró utilizando un telescopio IR terrestre, el Telescopio Infrarrojo de 3 metros de la NASA situado en la cima 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. [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 proporción de niveles de dihidrógeno y metano en Marte puede ayudar a determinar la probabilidad de vida en Marte . [18] [19] Según los científicos, "... las proporciones bajas de H 2 /CH 4 (menos de aproximadamente 40) indican que es probable que haya vida presente y activa". [18] Otros científicos han informado recientemente sobre 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 PAH o PAC. Se dice que estas moléculas, compuestas principalmente de anillos de carbono fusionados (ya sea neutros o en estado ionizado), son la clase más común de compuestos 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 HAP se forman en ambientes circunestelares calientes (alrededor de estrellas gigantes rojas moribundas y 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 querógeno 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 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. [22] Como se indicó anteriormente con la radioastronomía, existen ciertas limitaciones, por ejemplo, el N 2 es difícil de detectar mediante infrarrojos o radioastronomía.
Estas observaciones de infrarrojos han determinado que en las nubes densas (donde hay suficientes partículas para atenuar la destructiva radiación ultravioleta) finas capas de hielo cubren las partículas microscópicas, lo que permite que se produzca cierta química de baja temperatura. Dado que el dihidrógeno es, con diferencia, la molécula más abundante del 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, produciendo CO, CO 2 , CN, etc. Estos hielos moleculares mixtos están expuestos a la radiación ultravioleta y los rayos cósmicos , lo que resulta en química compleja impulsada por 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 compuestos en fase gaseosa) se han invocado como indicadores de una conexión entre la química interestelar y cometaria. Esto está en cierto modo 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.
Progresan las investigaciones sobre el modo en que se forman e interactúan las moléculas interestelares y circunestelares, por ejemplo incluyendo fenómenos mecánicos cuánticos no triviales en las vías de síntesis de las 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 de carbono de los cometas y asteroides y, por lo tanto, de 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 escalas de tiempo más largas. Por este motivo, las moléculas y los iones moleculares inestables en la Tierra pueden ser muy abundantes en el espacio, como por ejemplo el ion H 3 + .
La astroquímica se superpone con la astrofísica y la física nuclear a la hora de caracterizar las reacciones nucleares que ocurren en las estrellas, así como la estructura de sus interiores estelares. Si una estrella desarrolla una envoltura en gran parte convectiva, pueden ocurrir eventos de dragado que traen a la superficie los productos de la combustión nuclear. Si la estrella experimenta una pérdida significativa de masa, el material expulsado puede contener moléculas cuyas transiciones espectrales de rotación y vibración pueden observarse con telescopios de radio e infrarrojos. Un ejemplo interesante de esto es el conjunto de estrellas de carbono con envolturas exteriores de silicato y hielo de agua. La espectroscopía molecular nos permite ver cómo estas estrellas pasan de 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 quema de helio es llevado a la superficie por convección profunda y cambia drásticamente el contenido molecular de el viento estelar. [26] [27]
En octubre de 2011, los científicos informaron que el polvo cósmico contiene materia orgánica ("sólidos orgánicos amorfos con una estructura mixta aromática y alifática ") que las estrellas podrían crear de forma natural y rápida. [28] [29] [30]
El 29 de agosto de 2012, y por primera vez en el mundo, los astrónomos de la Universidad de Copenhague informaron de 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 glicolardehído es necesario para formar ácido ribonucleico , o ARN , que tiene una función similar al ADN . Este hallazgo sugiere que se pueden formar moléculas orgánicas complejas en los sistemas estelares antes de la formación de los planetas, y eventualmente llegan a los planetas jóvenes en las primeras etapas de su formación. [33]
En septiembre de 2012, los científicos de la NASA informaron que los hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP) , sometidos a condiciones del medio interestelar (ISM) , se transforman, mediante 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 del 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 exteriores de nubes frías y densas o 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 a 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 el Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) por primera vez, que detallaban la distribución de HCN , HNC , H2CO 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 desarrolló el modelo matemático de distribución de la composición de las moléculas en el medio interestelar sobre potenciales termodinámicos. Dolomatov utilizó métodos de la teoría de la probabilidad, la estadística física y matemática y la termodinámica del equilibrio. [40] [41] [42] Basado en 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 presentados confirman las hipótesis de Sokolov y Hoyl sobre la posibilidad de que se formen hidrocarburos 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 la superficie del cometa 67/P , las mediciones realizadas por los instrumentos COSAC y Ptolomeo revelaron dieciséis compuestos orgánicos, cuatro de los cuales fueron observados por primera vez en un cometa, incluido 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 Encelado , 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 que aún deben identificarse y comprenderse mejor. Según los investigadores, "estos compuestos [recién descubiertos] podrían potencialmente sustentar comunidades microbianas existentes o impulsar síntesis orgánicas complejas que conduzcan al origen de la vida ". [47] [48]
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