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Astroquímica

Junio 26, 2022

La astroquímica es la ciencia que se ocupa del estudio de la composición química de los astros, la abundancia de reacciones y moléculas, su interacción con la radiación[1]​ y el material difuso encontrado en el espacio interestelar, normalmente concentrado en grandes nubes moleculares. La astroquímica representa un campo de unión entre las disciplinas de la astrofísica y de la química. La molécula más abundante en el Universo, el dihidrógeno (H2) no presenta un momento dipolar eléctrico, por lo que no es fácilmente detectable. En su lugar es mucho más fácil estudiar el material difuso en moléculas como el CO. Los astroquímicos han conseguido identificar cientos de tipos de moléculas algunas tan complejas como aminoácidos o fulerenos. La investigación moderna en astroquímica incluye también el estudio de la formación e interacción de estas moléculas complejas en medios tan poco densos pudiendo tener implicaciones en la comprensión del origen de la vida en el planetaTierra.

La astroquímica estudia la composición química de las nubes moleculares, nebulosas y atmósferas extraterrestres.

La astroquímica se solapa fuertemente con la astrofísica ya que esta última describe las reacciones nucleares que ocurren en las estrellas enriqueciendo el medio interestelar en elementos pesados. La palabra "astroquímica" puede ser aplicada tanto en el estudio del sistema solar como en el medio interestelar. El estudio de la abundancia de elementos e isótopos en los objetos del sistema solar como meteoritos es también llamado cosmoquímica, mientras que el estudio de átomos y moléculas interestelares y su interacción con la radiación es llamada "astrofísica molecular". La formación, composición química y átomica, evolución y destino de las nubes moleculares es de especial interés porque de ellas se forman los sistemas solares

Historia

Al ser una rama en común de la astronomía y la química, la historia de la astroquímica se fundamenta en la historia compartida de ambas ramas. El desarrollo de la espectroscopía avanzada observacional y experimental ha permitido la detección de una lista creciente de moléculas dentro de sistemas solares y el medio interestelar que los rodea. El número creciente de sustancias descubiertas mediante la espectroscopía y otras técnicas ha incrementado el tamaño y la escala del espacio químico disponible para el estudio de la astroquímica.

Historia de la espectroscopía

Artículos principales: Historia de la espectroscopia y Espectroscopia astronómica.
 
Espectroscopio solar automático construido por John Browning para ser acoplado a telescopios.

Previo a los trabajos de Isaac Newton de 1666 que establecieron la naturaleza espectral de la luz y dieron como resultado el primer espectroscopio,[2]​ se realizaron diferentes observaciones del espectro solar por Athanasius Kircher (1646), Jan Marek Marci (1648), Robert Boyle (1664) Francesco Maria Grimaldi (1665). La espectroscopía fue utilizada por primera vez como una técnica astronómica en 1802 en los experimentos de Wiliam Hyde Wollaston, quien construyó un espectrómetro para observar las líneas espectrales presentes en la radiación solar.[3]​ Estas líneas espectrales fueron después cuantificadas mediante el trabajo de Joseph Von Fraunhofer.

La espectroscopía fue utilizada al inicio para distinguir diferentes materiales después del reporte de Charles Wheatstone de 1835 en el que señalaba que diferentes flamas de diferentes metales daban como resultado espectros de emisión diferentes.[4]​ Estas observaciones fueron estudiadas posteriormente por Léon Foucault, quien demostró en 1849 que un material a diferentes temperaturas produce líneas de absorción y emisión similares. Una declaración similar fue postulada independientemente por Ander Jonas Ångström en su trabajo de 1853 Optiska Undersökningar (investigaciones ópticas), donde teorizó que los gases luminosos emiten rayos de luz a la misma frecuencia que la luz que absorben. [5]​

Estos datos espectroscópicos comenzaron a tener importancia teórica con la observación de Johann Balmer acerca de que las líneas espectrales en muestras de hidrógeno seguían una relación empírica simple que se conoce como serie de Balmer. Esta serie es un caso especial de la fórmula de Rydberg, desarrollada por Johannes Rydberg en 1888 para describir las líneas espectrales observadas para el hidrógeno. El trabajo de Rydberg se popularizó debido a que permitió el cálculo de líneas espectrales para diferentes elementos químicos.[6]​ La importancia teórica brindada a estos resultados espectroscópicos fue el devenir de la mecánica cuántica como la teoría que permitió comparar espectros atómicos y moleculares obtenidos experimentalmente con aquellos calculados a priori.

Historia de la astroquímica

 
Observatorio radio astronómico Taeduk

A pesar de que la radioastronomía fue desarrollada a inicios de 1930, no fue hasta 1937 que evidencia sustancial para la identificación conclusiva de una molécula interestelar fue encontrada.[7]​ Hasta este punto, las únicas especies químicas cuya existencia en el espacio interestelar era conocida eran átomos. Estos descubrimientos fueron confirmados en 1940 cuando McKellar et al. identificaron y atribuyeron líneas espectroscópicas a una observación de moléculas, hasta entonces no identificadas, de CH y CN en el espacio interestelar.[8]​ En los 30 años posteriores, una pequeña cantidad de moléculas fueron descubiertas en el espacio interestelar siendo las más importantes el OH (descubierto en 1963) debido a que es la fuente del oxígeno interestelar[9]​ y el H2CO (formaldehído, descubierto en 1969), importante debido a que fue la primera molécula orgánica y poliatómica descubierta en el espacio interestelar.[10]​

El descubrimiento de formaldehído interestelar y posteriormente otras moléculas de potencial importancia biológica como agua o monóxido de carbono es visto por algunos como una evidencia fuerte a gacor de teorías abiogenéticas de la vida, específicamente teorías que sostienen que los componentes moleculares básicos de la vida provinieron de fuentes extraterrestres. Esto ha motivado la búsqueda continua de moléculas interestelares que son de importancia biológica directa (como la glicina interestelar descubierta en 2009[11]​) o que exhiben propiedades relevantes para la biología como la quiralidad (como el óxido de propileno descubierto en 2016[12]​) así como avances en la investigación astroquímica básica.

Espectroscopía

 
Científico del Laboratorio de Astroquímica de la NASA trabajando con un rotavapor dentro del Goddard Astrobiology Analytical Laboratory.

Una herramienta de particular importancia en la astroquímica es la espectroscopía a través de telescopios para medir la absorción y emisión de luz de moléculas y átomos en diversos ambientes. Al comparar las observaciones astronómicas con mediciones de laboratorio, los astroquímicos pueden inferir la abundancia de los elementos, composición química y la temperatura de estrellas y nebulosas. Esto es posible debido a que los iones, átomos y moléculas tienen un espectro característico, es decir, que la absorción y emisión de ciertas longitudes de onda de luz, usualmente invisibles al ojo humano, son únicas para cada entidad y pueden ser predichos basándose en la mecánica cuántica y la física estadística. Esto es así ya que los procesos de emisión de luz están cuantizados, permitiendo a estas disciplinas científicas calcular los diferentes niveles de energía (o estados cuánticos) en los que se puede encontrar un elemento y sus transiciones, asociadas a la emisión de luz en longitudes de onda específicas. Sin embargo, estas mediciones tienen limitaciones, pues diferentes tipos de radiación (radio, infrarrojo, UV-visible, etc.) son capaces de detectar únicamente ciertos tipos de especies dependiendo de las propiedades químicas de la molécula.

Un análisis detallado del espectro de emisión o de absorción de las estrellas, planetas y del medio interestelar permite identificar su composición química, su temperatura superficial e incluso la aceleración de la gravedad en la superficie de las estrellas. En el caso del medio interestelar se utiliza el espectro de emisión en el infrarrojo lejano o en longitudes de onda milimétricas. El análisis del espectro de absorción de la luz de fondo permite inferir datos sobre la cantidad de material en las nubes interestelares. Las atmósferas de los planetas del sistema solar se investigan utilizando el espectro de reflexión de la luz solar sobre el planeta y el espectro de emisión en el infrarrojo del planeta. En el análisis de las atmósferas estelares, realizado en longitudes de onda visible y ultravioleta, es necesario considerar efectos de desplazamiento de la longitud de onda (efecto Doppler) asociados al movimiento de la estrella y especialmente a su rotación.

Radioastronomía

Artículo principal: Radioastronomía

 
Boeing 747SP de la NASA modificado para transportar el telescopio SOFIA

Probablemente, la técnica más poderosa para la detección de especies químicas individuales es la radio astronomía, que ha brindado como resultados la detección de alrededor de cien especies interestelares incluyendo radicales, iones y compuestos orgánicos como alcoholes, ácidos, aldehídos y cetonas. Una de las moléculas interestelares más abundantes y fáciles de detectar con ondas de radio (debido a su fuerte momento dipolar eléctrico) es el mónoxido de carbono CO. De hecho, el CO es una especie tan común que es usada para mapear regiones moleculares. La observación que atrae más interés es probablemente el descubrimiento de glicina interestelar,[13]​ el aminoácido más simple, aunque dicho descubrimiento también ha traído controversia.[14]​ Una de las razones por las cuales este descubrimiento fue controversial es que a pesar de que la radio interferometría y otros métodos como la espectroscopía rotacional brindan buenos resultados para la identificación de especies simples con momentos dipolares grandes, son menos sensibles a moléculas más complejas incluso siendo relativamente pequeñas como los aminoácidos.

Más allá de eso, algunos métodos son completamente ciegos ante moléculas que no poseen un dipolo. Por ejemplo, de lejos, la molécula más común en el universo es el hidrógeno gaseoso (H2), la cual no posee un momento dipolar, por lo que es invisible a los radiotelescopios. Además, dichos métodos no pueden detectar especies que no se encuentren en fase gas. Debido a que las nubles moleculares densas se encuentran a temperaturas muy bajas (10 a 50 K o -263.1 a -223.2 °C), la mayoría de las moléculas en ellas se encuentran en estado sólido. Por esta razón, para detectarlas, se utilizan otras longitudes de onda. El hidrógeno es fácilmente detectado en el ultravioleta (UV) y en el visible debido a sus espectros de emisión y absorción (línea de hidrógeno). La mayoría de los compuestos orgánicos absorben y emiten luz en el infrarrojo (IR), por lo que, por ejemplo, la detección del metano en la atmósfera de Marte fue lograda utilizando el telescopio de IR[15]​ de la NASA en Mauna Kea, Hawái. Los Investigadores de la NASA utilizan el telescopio aéreo SOFIA (Observatorio estratosférico para espectroscopía infrarroja) y el telescopio espacial Spitzer para llevar a cabo la observación, investigación y operación científica.[16]​[17]​ Cristopher Oze, de la Universidad de Canterbury, Nueva Zelanda y su equipo reportaron en junio de 2012 que la medición de los niveles de hidrógeno y metano en Marte podrían ayudar a determinar la viabilidad de la vida en Marte.[18]​ De acuerdo con los científicos, "bajas proporciones de hidrógeno/metano (menos a 40) indican que la vida es posible y es probable que esté presente y activa".[18]​[19]​ Otros científicos han reportado recientemente métodos de detección de hidrógeno y metano en atmósferas extraterrestres.[20]​[21]​

Astronomía Infrarroja

 
Representación artística del telescopio espacial Spitzer

La astronomía infrarroja también ha sido utilizada para conocer la composición de materiales sólidos en el medio interestelar, incluyendo hielo, silicatos y sólidos ricos en carbono querogénico. Esto se debe a que, a diferencia de la luz visible que se dispersa o se absorbe por partículas sólidas, la radiación de infrarrojo puede pasar a través de partículas microscópicas interestelares, pero en el proceso, se absorben ciertas longitudes de onda que son características de la composición de los sólidos.[22]​ Al igual que con la radio astronomía, existen ciertas limitaciones, un ejemplo de ellas es la molécula de nitrógeno (N2), la cual es difícil de detectar tanto con infrarrojo como con radiofrecuencias.

Dichas observaciones de infrarrojo han determinado que en nubes densas (donde hay partículas suficientes para atenuar la radiación UV destructiva) se forman delgadas capas de hielo que envuelven las a las partículas microscópicas permitiendo que exista química de baja temperatura. Debido a que el hidrógeno es, por lejos, 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 radicales H reaccionan con los átomos disponibles de oxígeno, carbono y nitrógeno produciendo especies reducidas como H2O, CH4 y NH3. Sin embargo, si el hidrógeno es molecular, su reactividad disminuye, lo que permite que átomos más pesados reaccionen o permanezcan unidos produciendo CO, CO2, CN, etc. Estos hielos con mezclas moleculares son expuestos a radiación ultravioleta y a rayos cósmicos, lo que resulta en una química compleja derivada de la radiación.[23]​ Experimentos en el laboratorio de fotoquímica de hielos interestelares simples han producido aminoácidos. La similitud entre hielos interestelares y cometarios (así como las comparaciones de compuestos gaseosos) han sido señalados como indicadores de una conexión entre la química interestelar y cometaria. Esto se ve apoyado por los resultados del análisis de las sustancias orgánicas brindadas por la sonda espacial Stardust, aunque los minerales también indican una contribución sorprendente de la química de altas temperaturas en la nebulosa solar.

Investigación

 
Transición de gas atómico a molecular en el límite de la nube molecular de Orion.[24]​

La investigación de la astroquímica estudia la forma en la que las moléculas interestelares y circunestelares se forman e interaccionan, incluyendo fenómenos cuánticos no triviales para las rutas de síntesis de partículas interestelares.[25]​ Esta investigación puede tener un impacto profundo en la manera en la que se entiende el papel de las moléculas que estaban presentes en la nube molecular de la que se originó nuestro sistema solar, que contribuyó a la importante química del carbono de cometas y asteroides y, en consecuencia, de los meteoritos y partículas de polvo interestelar que cayeron a la tierra por toneladas cada día.

La baja densidad del espacio interestelar e interplanetario da como resultado una química inusual, pues las reacciones prohibidas por simetría no pueden ocurrir más que en escalas temporales muy largas. Por esta razón, tanto moléculas como iones moleculares que son inestables en la tierra pueden ser abundantes en el espacio, como por ejemplo, el ion H3+. La astroquímica se traslapa con la astrofísica y la física nuclear en la caracterización de reacciones nucleares que ocurren en las estrellas, las consecuencias de la evolución estelar así como las "generaciones" de estrellas. Sin duda alguna, las reacciones nucleares en las estrellas producen elementos químicos. Mientras las "generaciones" de estrellas avanzan, la masa de los nuevos elementos formados se incrementa. Una estrella de primera generación utiliza hidrógeno elemental (H) como combustible para producir helio (He) y liberar energía. El hidrógeno es el elemento más abundante y, al tener sólo un protón, es el bloque de construcción básico para todos los demás elementos. La fuerza de la gravedad tira hacia el centro de la estrella creando cantidades masivas de calor y presión, que favorecen la fusión nuclear. A través de este proceso de fusión de masa nuclear, se forman elementos más pesados. El carbono, oxígeno y silicio son ejemplos de elementos formados en la fusión estelar. Después de varias generaciones, se forman los elementos más pesados (hierro y plomo).

En octubre de 2011, se reportó que el polvo cósmico contiene materia orgánica ("sólidos orgánicos amorfos con una estructura mixta aromática-alifática") que puede ser creada de forma natural y rápida en las estrellas.[26]​[27]​[28]​

El 29 de agosto de 2012, por primera vez, astrónomos de la Universidad de Copenhague reportaron la detección de una molécula específica de azúcar, el glicolaldehído, en un sistema estelar distante. La molécula fue encontrada alrededor de la protoestrella binaria IRAS 16293-2422, que se localiza a 400 años luz de la tierra.[29]​[30]​ El glicolaldehído es necesario para formar ácido ribonucléico o ARN, similar y complementario en funciones con el ADN. Estos descubrimientos sugieren que complejas moléculas orgánicas se pueden formar en sistemas estelares previo a la formación de planetas y eventualmente pueden llegar a planetas jóvenes en su formación temprana.[31]​

En septiembre de 2012, científicos de la NASAn reportaron que hidrocarburos aromáticos policíclicos (PAHs, policyclic aromatic hydrocarbons), sujetos a condiciones del medio interestelar, son transformados a través de la hidrogenación, oxigenación e hidroxilación a compuestos orgánicos más complejos, en palabras suyas, "están a un paso de distancia del camino hacia los aminoácidos y nucleótidos, las materias primas de las proteínas y el ADN, respectivamente".[32]​[33]​ Como un resultado posterior a estas transformaciones, las PAHs pierden su firma espectroscópica, lo que puede ser una de las razones para la falta de detección de PAHs en polvo cósmico y en hielo interestelar, particularmente en las regiones externas de nubes densas y frías o en las capas moleculares superiores de discos protoplanetarios.[32]​[33]​

En febrero de 2014, la NASA anunció la creación de una base de datos espectrales mejorada[34]​ para el rastreamiento de PAHs en el universo. De acuerdo con los científicos, más del 20% del carbono en el universo puede estar en forma de PAHs, posibles materias primas para la formación de la vida. Las PAHs parecen haberse formado poco después del Big Bang y expandido a través del universo. Las PAHs se asocian con nuevas estrellas y exoplanetas.[35]​

El 11 de agosto de 2014, se revelaron estudios en los que se utilizó el Atacama Large Millimeter Array (ALMA) por primera vez. En ellos se detalló la distribución de HCN, HNC, H2CO y polvo dentro de la coma de los cometas C/2012 F6 (Lemmon) y C/2012 S1 (ISON).[36]​[37]​

Referencias

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  4. Prof. Wheatstone (1 de julio de 1836). «On the prismatic decomposition of electrical light». Journal of the Franklin Institute (en inglés) 22 (1): 61-63. ISSN 0016-0032. doi:10.1016/S0016-0032(36)91307-8. Consultado el 13 de mayo de 2020. 
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Junio 26, 2022
astroquímica, astroquímica, ciencia, ocupa, estudio, composición, química, astros, abundancia, reacciones, moléculas, interacción, radiación, material, difuso, encontrado, espacio, interestelar, normalmente, concentrado, grandes, nubes, moleculares, astroquími. La astroquimica es la ciencia que se ocupa del estudio de la composicion quimica de los astros la abundancia de reacciones y moleculas su interaccion con la radiacion 1 y el material difuso encontrado en el espacio interestelar normalmente concentrado en grandes nubes moleculares La astroquimica representa un campo de union entre las disciplinas de la astrofisica y de la quimica La molecula mas abundante en el Universo el dihidrogeno H2 no presenta un momento dipolar electrico por lo que no es facilmente detectable En su lugar es mucho mas facil estudiar el material difuso en moleculas como el CO Los astroquimicos han conseguido identificar cientos de tipos de moleculas algunas tan complejas como aminoacidos o fulerenos La investigacion moderna en astroquimica incluye tambien el estudio de la formacion e interaccion de estas moleculas complejas en medios tan poco densos pudiendo tener implicaciones en la comprension del origen de la vida en el planetaTierra La astroquimica estudia la composicion quimica de las nubes moleculares nebulosas y atmosferas extraterrestres La astroquimica se solapa fuertemente con la astrofisica ya que esta ultima describe las reacciones nucleares que ocurren en las estrellas enriqueciendo el medio interestelar en elementos pesados La palabra astroquimica puede ser aplicada tanto en el estudio del sistema solar como en el medio interestelar El estudio de la abundancia de elementos e isotopos en los objetos del sistema solar como meteoritos es tambien llamado cosmoquimica mientras que el estudio de atomos y moleculas interestelares y su interaccion con la radiacion es llamada astrofisica molecular La formacion composicion quimica y atomica evolucion y destino de las nubes moleculares es de especial interes porque de ellas se forman los sistemas solares Indice 1 Historia 1 1 Historia de la espectroscopia 1 2 Historia de la astroquimica 2 Espectroscopia 2 1 Radioastronomia 2 2 Astronomia Infrarroja 3 Investigacion 4 ReferenciasHistoria EditarAl ser una rama en comun de la astronomia y la quimica la historia de la astroquimica se fundamenta en la historia compartida de ambas ramas El desarrollo de la espectroscopia avanzada observacional y experimental ha permitido la deteccion de una lista creciente de moleculas dentro de sistemas solares y el medio interestelar que los rodea El numero creciente de sustancias descubiertas mediante la espectroscopia y otras tecnicas ha incrementado el tamano y la escala del espacio quimico disponible para el estudio de la astroquimica Historia de la espectroscopia Editar Articulos principales Historia de la espectroscopiay Espectroscopia astronomica Espectroscopio solar automatico construido por John Browning para ser acoplado a telescopios Previo a los trabajos de Isaac Newton de 1666 que establecieron la naturaleza espectral de la luz y dieron como resultado el primer espectroscopio 2 se realizaron diferentes observaciones del espectro solar por Athanasius Kircher 1646 Jan Marek Marci 1648 Robert Boyle 1664 Francesco Maria Grimaldi 1665 La espectroscopia fue utilizada por primera vez como una tecnica astronomica en 1802 en los experimentos de Wiliam Hyde Wollaston quien construyo un espectrometro para observar las lineas espectrales presentes en la radiacion solar 3 Estas lineas espectrales fueron despues cuantificadas mediante el trabajo de Joseph Von Fraunhofer La espectroscopia fue utilizada al inicio para distinguir diferentes materiales despues del reporte de Charles Wheatstone de 1835 en el que senalaba que diferentes flamas de diferentes metales daban como resultado espectros de emision diferentes 4 Estas observaciones fueron estudiadas posteriormente por Leon Foucault quien demostro en 1849 que un material a diferentes temperaturas produce lineas de absorcion y emision similares Una declaracion similar fue postulada independientemente por Ander Jonas Angstrom en su trabajo de 1853 Optiska Undersokningar investigaciones opticas donde teorizo que los gases luminosos emiten rayos de luz a la misma frecuencia que la luz que absorben 5 Estos datos espectroscopicos comenzaron a tener importancia teorica con la observacion de Johann Balmer acerca de que las lineas espectrales en muestras de hidrogeno seguian una relacion empirica simple que se conoce como serie de Balmer Esta serie es un caso especial de la formula de Rydberg desarrollada por Johannes Rydberg en 1888 para describir las lineas espectrales observadas para el hidrogeno El trabajo de Rydberg se popularizo debido a que permitio el calculo de lineas espectrales para diferentes elementos quimicos 6 La importancia teorica brindada a estos resultados espectroscopicos fue el devenir de la mecanica cuantica como la teoria que permitio comparar espectros atomicos y moleculares obtenidos experimentalmente con aquellos calculados a priori Historia de la astroquimica Editar Observatorio radio astronomico Taeduk A pesar de que la radioastronomia fue desarrollada a inicios de 1930 no fue hasta 1937 que evidencia sustancial para la identificacion conclusiva de una molecula interestelar fue encontrada 7 Hasta este punto las unicas especies quimicas cuya existencia en el espacio interestelar era conocida eran atomos Estos descubrimientos fueron confirmados en 1940 cuando McKellar et al identificaron y atribuyeron lineas espectroscopicas a una observacion de moleculas hasta entonces no identificadas de CH y CN en el espacio interestelar 8 En los 30 anos posteriores una pequena cantidad de moleculas fueron descubiertas en el espacio interestelar siendo las mas importantes el OH descubierto en 1963 debido a que es la fuente del oxigeno interestelar 9 y el H2CO formaldehido descubierto en 1969 importante debido a que fue la primera molecula organica y poliatomica descubierta en el espacio interestelar 10 El descubrimiento de formaldehido interestelar y posteriormente otras moleculas de potencial importancia biologica como agua o monoxido de carbono es visto por algunos como una evidencia fuerte a gacor de teorias abiogeneticas de la vida especificamente teorias que sostienen que los componentes moleculares basicos de la vida provinieron de fuentes extraterrestres Esto ha motivado la busqueda continua de moleculas interestelares que son de importancia biologica directa como la glicina interestelar descubierta en 2009 11 o que exhiben propiedades relevantes para la biologia como la quiralidad como el oxido de propileno descubierto en 2016 12 asi como avances en la investigacion astroquimica basica Espectroscopia Editar Cientifico del Laboratorio de Astroquimica de la NASA trabajando con un rotavapor dentro del Goddard Astrobiology Analytical Laboratory Una herramienta de particular importancia en la astroquimica es la espectroscopia a traves de telescopios para medir la absorcion y emision de luz de moleculas y atomos en diversos ambientes Al comparar las observaciones astronomicas con mediciones de laboratorio los astroquimicos pueden inferir la abundancia de los elementos composicion quimica y la temperatura de estrellas y nebulosas Esto es posible debido a que los iones atomos y moleculas tienen un espectro caracteristico es decir que la absorcion y emision de ciertas longitudes de onda de luz usualmente invisibles al ojo humano son unicas para cada entidad y pueden ser predichos basandose en la mecanica cuantica y la fisica estadistica Esto es asi ya que los procesos de emision de luz estan cuantizados permitiendo a estas disciplinas cientificas calcular los diferentes niveles de energia o estados cuanticos en los que se puede encontrar un elemento y sus transiciones asociadas a la emision de luz en longitudes de onda especificas Sin embargo estas mediciones tienen limitaciones pues diferentes tipos de radiacion radio infrarrojo UV visible etc son capaces de detectar unicamente ciertos tipos de especies dependiendo de las propiedades quimicas de la molecula Un analisis detallado del espectro de emision o de absorcion de las estrellas planetas y del medio interestelar permite identificar su composicion quimica su temperatura superficial e incluso la aceleracion de la gravedad en la superficie de las estrellas En el caso del medio interestelar se utiliza el espectro de emision en el infrarrojo lejano o en longitudes de onda milimetricas El analisis del espectro de absorcion de la luz de fondo permite inferir datos sobre la cantidad de material en las nubes interestelares Las atmosferas de los planetas del sistema solar se investigan utilizando el espectro de reflexion de la luz solar sobre el planeta y el espectro de emision en el infrarrojo del planeta En el analisis de las atmosferas estelares realizado en longitudes de onda visible y ultravioleta es necesario considerar efectos de desplazamiento de la longitud de onda efecto Doppler asociados al movimiento de la estrella y especialmente a su rotacion Radioastronomia Editar Articulo principal Radioastronomia Boeing 747SP de la NASA modificado para transportar el telescopio SOFIA Probablemente la tecnica mas poderosa para la deteccion de especies quimicas individuales es la radio astronomia que ha brindado como resultados la deteccion de alrededor de cien especies interestelares incluyendo radicales iones y compuestos organicos como alcoholes acidos aldehidos y cetonas Una de las moleculas interestelares mas abundantes y faciles de detectar con ondas de radio debido a su fuerte momento dipolar electrico es el monoxido de carbono CO De hecho el CO es una especie tan comun que es usada para mapear regiones moleculares La observacion que atrae mas interes es probablemente el descubrimiento de glicina interestelar 13 el aminoacido mas simple aunque dicho descubrimiento tambien ha traido controversia 14 Una de las razones por las cuales este descubrimiento fue controversial es que a pesar de que la radio interferometria y otros metodos como la espectroscopia rotacional brindan buenos resultados para la identificacion de especies simples con momentos dipolares grandes son menos sensibles a moleculas mas complejas incluso siendo relativamente pequenas como los aminoacidos Mas alla de eso algunos metodos son completamente ciegos ante moleculas que no poseen un dipolo Por ejemplo de lejos la molecula mas comun en el universo es el hidrogeno gaseoso H2 la cual no posee un momento dipolar por lo que es invisible a los radiotelescopios Ademas dichos metodos no pueden detectar especies que no se encuentren en fase gas Debido a que las nubles moleculares densas se encuentran a temperaturas muy bajas 10 a 50 K o 263 1 a 223 2 C la mayoria de las moleculas en ellas se encuentran en estado solido Por esta razon para detectarlas se utilizan otras longitudes de onda El hidrogeno es facilmente detectado en el ultravioleta UV y en el visible debido a sus espectros de emision y absorcion linea de hidrogeno La mayoria de los compuestos organicos absorben y emiten luz en el infrarrojo IR por lo que por ejemplo la deteccion del metano en la atmosfera de Marte fue lograda utilizando el telescopio de IR 15 de la NASA en Mauna Kea Hawai Los Investigadores de la NASA utilizan el telescopio aereo SOFIA Observatorio estratosferico para espectroscopia infrarroja y el telescopio espacial Spitzer para llevar a cabo la observacion investigacion y operacion cientifica 16 17 Cristopher Oze de la Universidad de Canterbury Nueva Zelanda y su equipo reportaron en junio de 2012 que la medicion de los niveles de hidrogeno y metano en Marte podrian ayudar a determinar la viabilidad de la vida en Marte 18 De acuerdo con los cientificos bajas proporciones de hidrogeno metano menos a 40 indican que la vida es posible y es probable que este presente y activa 18 19 Otros cientificos han reportado recientemente metodos de deteccion de hidrogeno y metano en atmosferas extraterrestres 20 21 Astronomia Infrarroja Editar Representacion artistica del telescopio espacial Spitzer La astronomia infrarroja tambien ha sido utilizada para conocer la composicion de materiales solidos en el medio interestelar incluyendo hielo silicatos y solidos ricos en carbono querogenico Esto se debe a que a diferencia de la luz visible que se dispersa o se absorbe por particulas solidas la radiacion de infrarrojo puede pasar a traves de particulas microscopicas interestelares pero en el proceso se absorben ciertas longitudes de onda que son caracteristicas de la composicion de los solidos 22 Al igual que con la radio astronomia existen ciertas limitaciones un ejemplo de ellas es la molecula de nitrogeno N2 la cual es dificil de detectar tanto con infrarrojo como con radiofrecuencias Dichas observaciones de infrarrojo han determinado que en nubes densas donde hay particulas suficientes para atenuar la radiacion UV destructiva se forman delgadas capas de hielo que envuelven las a las particulas microscopicas permitiendo que exista quimica de baja temperatura Debido a que el hidrogeno es por lejos la molecula mas abundante del universo la quimica inicial de estos hielos esta determinada por la quimica del hidrogeno Si el hidrogeno es atomico entonces los radicales H reaccionan con los atomos disponibles de oxigeno carbono y nitrogeno produciendo especies reducidas como H2O CH4 y NH3 Sin embargo si el hidrogeno es molecular su reactividad disminuye lo que permite que atomos mas pesados reaccionen o permanezcan unidos produciendo CO CO2 CN etc Estos hielos con mezclas moleculares son expuestos a radiacion ultravioleta y a rayos cosmicos lo que resulta en una quimica compleja derivada de la radiacion 23 Experimentos en el laboratorio de fotoquimica de hielos interestelares simples han producido aminoacidos La similitud entre hielos interestelares y cometarios asi como las comparaciones de compuestos gaseosos han sido senalados como indicadores de una conexion entre la quimica interestelar y cometaria Esto se ve apoyado por los resultados del analisis de las sustancias organicas brindadas por la sonda espacial Stardust aunque los minerales tambien indican una contribucion sorprendente de la quimica de altas temperaturas en la nebulosa solar Investigacion Editar Transicion de gas atomico a molecular en el limite de la nube molecular de Orion 24 La investigacion de la astroquimica estudia la forma en la que las moleculas interestelares y circunestelares se forman e interaccionan incluyendo fenomenos cuanticos no triviales para las rutas de sintesis de particulas interestelares 25 Esta investigacion puede tener un impacto profundo en la manera en la que se entiende el papel de las moleculas que estaban presentes en la nube molecular de la que se origino nuestro sistema solar que contribuyo a la importante quimica del carbono de cometas y asteroides y en consecuencia de los meteoritos y particulas de polvo interestelar que cayeron a la tierra por toneladas cada dia La baja densidad del espacio interestelar e interplanetario da como resultado una quimica inusual pues las reacciones prohibidas por simetria no pueden ocurrir mas que en escalas temporales muy largas Por esta razon tanto moleculas como iones moleculares que son inestables en la tierra pueden ser abundantes en el espacio como por ejemplo el ion H3 La astroquimica se traslapa con la astrofisica y la fisica nuclear en la caracterizacion de reacciones nucleares que ocurren en las estrellas las consecuencias de la evolucion estelar asi como las generaciones de estrellas Sin duda alguna las reacciones nucleares en las estrellas producen elementos quimicos Mientras las generaciones de estrellas avanzan la masa de los nuevos elementos formados se incrementa Una estrella de primera generacion utiliza hidrogeno elemental H como combustible para producir helio He y liberar energia El hidrogeno es el elemento mas abundante y al tener solo un proton es el bloque de construccion basico para todos los demas elementos La fuerza de la gravedad tira hacia el centro de la estrella creando cantidades masivas de calor y presion que favorecen la fusion nuclear A traves de este proceso de fusion de masa nuclear se forman elementos mas pesados El carbono oxigeno y silicio son ejemplos de elementos formados en la fusion estelar Despues de varias generaciones se forman los elementos mas pesados hierro y plomo En octubre de 2011 se reporto que el polvo cosmico contiene materia organica solidos organicos amorfos con una estructura mixta aromatica alifatica que puede ser creada de forma natural y rapida en las estrellas 26 27 28 El 29 de agosto de 2012 por primera vez astronomos de la Universidad de Copenhague reportaron la deteccion de una molecula especifica de azucar el glicolaldehido en un sistema estelar distante La molecula fue encontrada alrededor de la protoestrella binaria IRAS 16293 2422 que se localiza a 400 anos luz de la tierra 29 30 El glicolaldehido es necesario para formar acido ribonucleico o ARN similar y complementario en funciones con el ADN Estos descubrimientos sugieren que complejas moleculas organicas se pueden formar en sistemas estelares previo a la formacion de planetas y eventualmente pueden llegar a planetas jovenes en su formacion temprana 31 En septiembre de 2012 cientificos de la NASAn reportaron que hidrocarburos aromaticos policiclicos PAHs policyclic aromatic hydrocarbons sujetos a condiciones del medio interestelar son transformados a traves de la hidrogenacion oxigenacion e hidroxilacion a compuestos organicos mas complejos en palabras suyas estan a un paso de distancia del camino hacia los aminoacidos y nucleotidos las materias primas de las proteinas y el ADN respectivamente 32 33 Como un resultado posterior a estas transformaciones las PAHs pierden su firma espectroscopica lo que puede ser una de las razones para la falta de deteccion de PAHs en polvo cosmico y en hielo interestelar particularmente en las regiones externas de nubes densas y frias o en las capas moleculares superiores de discos protoplanetarios 32 33 En febrero de 2014 la NASA anuncio la creacion de una base de datos espectrales mejorada 34 para el rastreamiento de PAHs en el universo De acuerdo con los cientificos mas del 20 del carbono en el universo puede estar en forma de PAHs posibles materias primas para la formacion de la vida Las PAHs parecen haberse formado poco despues del Big Bang y expandido a traves del universo Las PAHs se asocian con nuevas estrellas y exoplanetas 35 El 11 de agosto de 2014 se revelaron estudios en los que se utilizo el Atacama Large Millimeter Array ALMA por primera vez En ellos se detallo la distribucion de HCN HNC H2CO y polvo dentro de la coma de los cometas C 2012 F6 Lemmon y C 2012 S1 ISON 36 37 Referencias Editar Astrochemistry www cfa harvard edu web archive org 20 de noviembre de 2016 Consultado el 13 de mayo de 2020 Burgess C Christopher Mielenz K D 1987 Advances in Standards and Methodology in Spectrophotometry Elsevier Science ISBN 978 0 444 59905 6 OCLC 855504572 Consultado el 13 de mayo de 2020 A Timeline of Atomic Spectroscopy Prof 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