Astroquímica: química en el espacio 1a parte



Descargar 15,6 Kb.
Fecha de conversión24.09.2017
Tamaño15,6 Kb.

Astroquímica: química en el espacio 1a parte

  • Vladimir Escalante Ramírez
  • Instituto de Radioastronomía y Astrofísica
  • UNAM, Campus Morelia
  • 10a Escuela de Verano
  • Junio 23, 2017

Notas de clase y presentaciones

  • http://www.crya.unam.mx/~v.escalante/notas_astroquimica.pdf
  • http://www.crya.unam.mx/~v.escalante/astroquimica_1.ppt
  • http://www.crya.unam.mx/~v.escalante/astroquimica_2.ppt

Materia entre las estrellas

  • Entre las estrellas de la Galaxia hay gas y polvo—la materia interestelar.
  • Se observa por la absorción de la luz estelar y la emisión de luz propia.
  • En algunos lugares se observan acumulaciones de materia interestelar en forma de “nebulosas” y “nubes”.
  • La densidad del gas varía entre 1 y 106 átomos cm-3 y su temperatura va de 10 a 10,000 K.

Ejemplos de nebulosas

  • M17
  • NGC3603, Brandner et al., 1999

Ejemplos de nubes (Barnard 68, FORS Team, 8.2 m VLT Antu, ESO)

Moléculas en la materia interestelar

  • Hasta 2017 se han detectado 190 moléculas en el espacio
  • H2 es la más abundante seguida del CO
  • La más pesada es C70 (fulereno)
  • Algunas moléculas interesantes:
    • H2O
    • CH3COOH (ácido acético, alias vinagre)
    • HCONH2 y CH3CONH2 (formamida y acetamida, enlaces peptídicos)
    • ¿¿NH2CH2COOH (glicina, un aminoácido)??

Moléculas en el espacio

  • The Colgne Database for Molecular Spectroscopy (CDMS) http://www.astro.uni-koeln.de/cdms/molecules
  • The Astrochymist http://www.astrochymist.org/
  • The Colgne Database for Molecular Spectroscopy (CDMS) http://www.astro.uni-koeln.de/cdms/molecules
  • The Colgne Database for Molecular Spectroscopy (CDMS) http://www.astro.uni-koeln.de/cdms/molecules
  • The Colgne Database for Molecular Spectroscopy (CDMS) http://www.astro.uni-koeln.de/cdms/molecules

Radiotelescopio de Nobeyama de 45 m

CO en la galaxia M83

  • Kuno et al., 2007, PASJ 59, 117
  • Radiotelescopio de Parkes, Australia de 64 m
  • Un repaso de química

Un modelo atómico (Niels Bohr, 1913)

Hidrocarbones (y otros)

Polimerización

Cinética de una reacción

Cinética de una reacción

Formato de metilo en Orión

  • Kobayashi et al. 2007 ApJL 657, L17

Etanol (alcohol etílico)

Alcohol etílico en el centro de la Galaxia

  • Millar et al. 1995, MNRAS, 273, 25, The detection of hot ethanol in G34.3+0.15
  • (de 750 ml)
  • X 1028
  • Zuckerman et al., 1975, Ap. J. Lett, 196, L99

Formando moléculas en la Tierra

  • C + O2 CO2

Cinética de reacciones

  • Número de colisiones s- 1 cm- 3 proporcional a n(X)n(Y)

Tasa de reacción de B + T (ver notas)

  • # colisiones en tiempo t = n(B) A vt
  • Definimos k(T) = A <v> [cm3 s─1]
  • # colisiones s1cm 3 = k(T) n(T) n(B)
  • # colisiones s─ 1 = n(B) A v
  • n(B) = densidad de “proyectiles,” n(T) = densidad de “blancos” [cm-3]

Dependencia de la temperatura

  • En una distribución Maxwelliana:
  • <v> = (8kT/m)1/2
  • A mayor temperatura, más reacciones

Calculando la abundancia de moléculas

  • Si la molécula Z se forma por una reacción X + Y Z kXY n(X) n(Y) da el número de moléculas Z formadas por segundo por cm3, donde n(X) y n(Y) son las densidades de reactivos X y Y.
  • Si la molécula Z se destruye por una reacción Z + A B kZA n(Z) n(A) da el número de moléculas destruidas por segundo por cm3. Entonces,

Calculando la abundancia de moléculas

  • Si tenemos una red con muchas reacciones que forman y destruyen moléculas, tenemos un sistema de ecuaciones diferenciales. Para cada molécula tenemos una ecuación de la forma:

¿Qué valores puede tener k(T)? (ver notas)

  • En estado estacionario, dn(Z) / dt = 0:
  • Formación: X + Y  Z con tasa k(T) n(X) n(Y)
  • Destrucción: Z + luz X + Y con tasa 10- 10 n(Z)
  • # moléculas formadas s─1 cm─3 = # moléculas destruidas s─1 cm─3
  • k(T) n(X) n(Y) = 10 ─10 n(Z) s ─1 cm─ 3
  • Ej.: X = H y n(Y) ~ n(Z)
  • Necesitamos k(T) = 10─10 / n(H) cm3 s─ 1
  • En una nube molecular típicamente n(H) ~ 1 cm ─ 3
  • En estado estacionario, dn(Z) / dt = 0:
  • Formación: X + Y  Z con tasa k(T) n(X) n(Y)
  • Destrucción: Z + luz X + Y con tasa 10- 10 n(Z)
  • # moléculas formadas s─1 cm─3 = # moléculas destruidas s─1 cm3
  • k(T) n(X) n(Y) = 10- 10 n(Z) s- 1 cm- 3
  • Ej.: X = H y n(Y) ~ n(Z) ~ n(CO) ~ 10- 4 n(H)
  • Necesitamos k(T) = 10- 10 / n(H) cm3 s- 1
  • En una nube molecular típicamente n(H) ~ 1 cm- 3
  • En estado estacionario, dn(Z) / dt = 0:
  • Formación: X + Y  Z con tasa k(T) n(X) n(Y)
  • Destrucción: Z + luz X + Y con tasa 10- 10 n(Z)
  • # moléculas formadas s─1 cm─3 = # moléculas destruidas s─1 cm─3
  • k(T) n(X) n(Y) = 10 ─10 n(Z) s ─1 cm- 3
  • Ej.: X = H y n(Y) ~ n(Z) ~ n(CO) ~ 10 4 n(H)
  • Necesitamos k(T) = 10- 10 / n(H) cm3 s- 1
  • En una nube molecular típicamente n(H) ~ 1 cm- 3

¿Qué significa todo esto?

  • Necesitamos k(T) n(H) ~ 10−10 s─1
  • Tiempo entre choques = 1/[k(T) n(H)] ~ 1010 s = 300 años
  • Si cada choque produjera una reacción:
  • A =a02 con a0 = 10−8 cm y <v> ~ 1.5  104 T 1/2
  • k(T) = A <v> ~ 10−11 cm3/s con T = 100 K
  • ¡Pero no todos los choques producen moléculas!

Tiempos y tamaños útiles

  • Edad del Universo y la Galaxia: 13,800 millones de años
  • Hay tiempo para 46 millones de reacciones, una cada 300 años
  • Una nube típica tiene 1027 masas solares que equivale a 1051 átomos
  • Entonces podemos formar 1058 moléculas
  • Una nube moleculara gigante: 1,000 masas solares que equivale a 1060 moléculas Apenas suficiente para producir galaxias.
  • Algo de física atómica y molecular

Potencial efectivo

Potenciales efectivos de moléculas

Reacción exotérmica

  • AB + C BC + A

Polarización de moléculas

Vef(r) de un dipolo inducido:V(r) ~ - r - 4

Moléculas polarizables

  • Es posible tener k(T) ~ 10–9 cm3/s
  • Tiempo entre choques = 1/[k(T) n(H)] ~ 10 días
  • si n(H) = 1000 cm- 3

Ya no podemos seguir con lo clásico

Necesitamos la mecánica cuántica

  • Arte abstracto: Vasily Kandinsky,
  • Sonidos en contraste, 1924

Enlace covalente del H2

Los resultados de la física cuántica

  • Potencial efectivo
  • Bowman, 2005
  • Probabilidad de reacción
  • Balakrishnan, N. & Dalgarno, A., 2001

Necesitamos reacciones exotérmicas (ver notas)

  • Función de Gibbs ó energía libre debe disminuir en una reacción espontánea:
  • G = U TS + PV
  • En el medio interstelar, T y P son muy bajas. Entonces:
  • G = ∆U = U(productos)U(reactivos)
  • Reacción exotérmica:U < 0
  • Ej.: O+ + H2 OH+ + H
  • Reacción endotérmica: ∆U > 0
  • Ej.: C+ + H2 CH+ + H

Algunas tipos de reacción

  • Ionización
  • X + fotónX+ + e-
  • H2 + rayo cósmicoH2+ + e-
  • H2+ + H2 H3+ + H
  • H3+ + C CH+ + H2
  • H3+ + N H2+ + H
  • H3+ + O H+ + H2

Algunas tipos de reacción

  • Fotodisociación
  • XY + fotónX + Y
  • Otras
  • H2+ + H2  NH3+ + H
  • H3+ + H2  NH4+ + H
  • NH4+ + e- NH3 + H
  • OH+ + H2  H2O+ + H ... H2O

Formando CO en el MIS

  • C + O CO no funciona en el medio interestelar (bajas densidades y temperaturas) porque los átomos se repelen y hay pocos choques.
  • O + luz estelar O+ + e y C + luz estelar C+ + e seguidas de O+ + H2 OH+ + H OH+ + H2 OH2+ + H OH2+ + e OH + H C+ + OHCO+ + H
  • CO+ + H2 HCO+ + H HCO+ + eCO + H ¿pero de dónde salió el H2 ?

¿Cómo se destruyen las moléculas?

  • CO + luz estelar  C + O
  • H2 + luz estelar  H + H
  • Gas muy caliente.

Un modelo químico “sencillo”

  • Tenemos que considerar miles de reacciones y cientos de moléculas para reproducir las abundancias observadas.
  • Pickles y Williams, 1981,
  • Ap&SS, 80, 337

Bases de datos para astroquímica

  • Base de datos de la Universidad de Manchester versión 2012 :
  • 467 átomos y moléculas con elementos
  • H, He, C, N, O, F, Na, Mg, Si, P, S, Cl y Fe
  • 6173 reacciones
  • http://www.udfa.net/

Bases de datos para astroquímica

  • k(T) =  (T/300)exp ( -  / T )


La base de datos está protegida por derechos de autor ©absta.info 2016
enviar mensaje

    Página principal