Vida y Muerte de las Estrellas El aspecto Astroquímico - CAB. INTA-CSIC
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Vida y Muerte de las Estrellas
El aspecto Astroquímico
José Cernicharo Departamento de Astrofísica
CAB. INTA-CSIC
jcernicharo@cab.inta-csic.es
Cuáles son los principales objetivos de los astroquímica? * Determinación de las condiciones físicas del gas molecular * Estudiar la evolución de las nubes moleculares desde las más difusas a las más densas (formación de estrellas) * Estudiar la interacción de las nuevas estrellas con el material que las rodea. Inyección de energía y momento en el medio. * Estudiar las últimas etapas de la vida de las estrellas (gigantes rojas, supernovas, etc.; inyección en el medio interestelar de material procesado nuclearmente, granos de polvo, moléculas * Estudiar las reacciones químicas que permiten la formación de moléculas complejas * Aplicar nuestro conocimiento a las galaxias mas distantes * Comprender como se formaron las primeras estrellas y galaxias después del big bang. ¿ cómo lo hacemos ? Observando las transiciones moleculares a todas las frecuencias
8/15/2012 12:39:53 J. Cernicharo. “Moléculas en el Espacio” PM
Cuales son las condiciones físicas cuando se forman los planetas? Cuál es el papel que juegan las moléculas en la formación de especies moleculares prebióticas en los sistemas protoplanetarios ?
Propiedades de las diferentes fases del Medio Interestelar
Fase n [cm-3] T [K] ƒ M [109 M~ ]
Medio muy ionizado 0.003 106 0.5 -
Medio neutro caliente 0.5 8000 0.4 1.4
Medio ionizado caliente 0.3 8000 0.1 1.0
Nubes difusas (HI) 50 80 - 2.5
Nubes moleculares >300 10 - 2.5
Evolución Química = 1-10 millones de años
Regiones HII 1 – 105 104 - -
Discos protoplanetarios 104-1012 10-1000 - -
Superficie de la Tierra 1019 300
(evol. Química= microsegundos)
ƒ=fracción del disco galáctico que ocupa cada fase
La determinación de las condiciones físicas de la mayor parte de los objetos astronómicos requiere la interpreta- ción de observaciones moleculares. La absorpción/emisión de las moléculas a las frecuencias características de cada una de ellas es la única manera de estudiar la evolución química del Universo. La interpretación de los datos requiere un conocimiento preciso de la estructura de los niveles de energía de las moléculas. La astrofísica molecular o Astroquímica es una rama multidisciplinar de la ciencia con implicaciones en la Física, la Química y la Astrofísica.
Los objetcs del medio
interstelar son frios y
difusos (baja
densidad).
Esos objetos, nubes
moleculares, contienen
moléculas y granos de
polvo.
La temperatura cinética del gas disminuye desde el exterior, donde puede ser tan alta
como 30-50 K, hacia el interior donde puede ser tan baja como 10 K. Existe un fuerte
gradiente de densidad en la nube. Cambia desde 10-100 cm-3 en las partes externas
hasta 104 cm-3 en la zona central. Bajo la acción de su propia gravedad la nube puede
colapsar y formar nuevas estrellas.
8/15/2012 12:39:53 J. Cernicharo. “Moléculas en el Espacio”
Las partes
PM externas de la nube están iluminadas y calentadas por el campo UV
Nubes
moleculares
iluminadas por
estrellas
brillantes
Las estrellas de alta masa tienen una vida corta y son
capaces de inyectar en el medio interestelar grandes
cantidades de material procesado (átomos pesados).
La mayor parte de esas estrellas acabarán sus vidas
como supernovas inyectando energía y momento en el
medio interestelar.
8/15/2012 12:39:53
PM
Las moléculas se detectan en todas las direcciones del espacio donde la
temperatura es inferior a 1500-2000 K y la densidad suficientemente grande para
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permitir
PM
que las reacciones químicas sean suficientemente eficaces.Incluso en el Sol !!!! 8/15/2012 12:39:53 J. Cernicharo. “Moléculas en el Espacio” PM
¿ Cómo se observan las moléculas ?
* A todas las longitudes de onda a través de su
espectro electrónico, vibracional y rotacional
¿ Qué dominio de longitudes de onda es el adecuado ?
* Depende el peso de la molécula y del tipo de transición
molecular que se considere :
* La mayor parte de las moléculas tienen su espectro
rotacional en el dominio radio.
* El espectro vibracional de todas las moléculas está
en el infrarrojo próximo, medio y lejano.
* El espectro electrónico se observa en el óptico.
¿ Da lo mismo observar una molécula cualquiera o podemos obtener
información diferente a partir de diferentes moléculas ?
¡¡¡¡ Cada molécula transporta información diferente
de los objetos bajo estudio !!!!¿ Porqué es tan interesante observar
moléculas en el espacio ?
* Las condiciones físicas del medio interestelar y circunestelar
son muy diferentes de las que estamos habituados en la
Tierra.
* La mayor parte de las moléculas no están termalizadas.
* La intensidad y el perfil de las líneas de las transiciones
moleculares pueden ser usadas para determinar las
condiciones físicas del gas.
* El gas molecular en nuestra galaxia representa el 10% de su
masa!!!
* Las moléculas, tan exóticas como podamos imaginar, están ya
formadas. No es necesario producirlasBy selecting the appropiate molecule
we can trace different physical parameters.
Low dipole moment molecules are easily
thermalized, even at moderate densities.
These molecules can be used to trace the
kinetic temperature.
High dipole moment molecules trace the
gas density.
However, state to state collisional rates
between the molecule and H2 must be
known in order to model the observed
emission.
These collisional rates are only available
for a few species (CO, HCN, HCO+, H2CO,
CH3CN, SiO, NH3, N2H+, CS, HC3N,...)
and often they have been calculated with
He rather than with molecular hydrogen as
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Cernicharo. “Moléculas en el Espacio”
PMOur Observing machines
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8/15/2012 12:39:53 J. Cernicharo. “Moléculas en el Espacio” PM
The Trifid Nebula in the
visible (upper left) and in
the mid-infrared as observed
by ISO. The central
object is a bright O7 star.
The molecular gas is shown
in the bottom right panel (CO
J=3-2 emission as observed
with the CSO).
Cernicharo et al. 1998,Science 282, 462
8/15/2012 12:39:53 J. Cernicharo. “Moléculas en el Espacio”
PM8/15/2012 12:39:53 J. Cernicharo. “Moléculas en el Espacio” PM
8/15/2012 12:39:53 J. Cernicharo. “Moléculas en el Espacio” PM
UN POCO DE HISTORIA * 1926 - Eddigton propuso que en las nubes oscuras se podrían formar moléculas (sólo se habían observado hasta ese momento especies atómicas). * En la decada de los treinta se detectaron CN, CH y CH+ (observa- ciones ópticas). El gas observado está muy poco protegido de la radiación UV. * En los años sesenta empieza la auténtica radioastronomía molecular con la detección de OH, NH 3 y H2 CO. Las molé- culas se detectan en zonas bien protegidas de la radiación UV. 8/15/2012 12:39:53 J. Cernicharo. “Moléculas en el Espacio” PM
1950
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8/15/2012 12:39:53 J. Cernicharo. “Moléculas en el Espacio”
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PM* Las observaciones de los años setenta en el óptico muestran la
presencia de H2 , HD, OH y CO en zonas de baja protección
contra la radiación UV
* En la década de los setenta se detectan una gran cantidad de
especies moleculares a partir de observaciones radioastro-
nómicas
* Durante más de 10 años el número de especies detectadas no
experimentó modificaciones significativas a pesar de que
se realizaron barridos en frecuencia en numerosas fuentes
utilizando los instrumentos más sensibles en ese momento
(Onsala, Kitt Peak, Bell Labs).
* Parecía que la complejidad química había alcanzado su máximo
en especies de unos cuantos átomos y en radicales relativa-
mente ligeros.
8/15/2012 12:39:53 J. Cernicharo. “Moléculas en el Espacio”
PM* A partir de 1985 la puesta en marcha de los grandes radioteles-
copios milimétricos (30-m IRAM, Nobeyama) permitió la de-
tección de unas nuevas 30 especies moleculares (CH3NC,
NaCl, AlCl, AlF, KCl, C5H, C6H, C7H, C8H, HCCN, CP,
SiC, SiC3, SiC4, H2C3, H2C4, c-C3H, C2S, C3S, H2CCN,...)
y de una gran variedad de especies isotópicas.
* En 1984 Puget y Léger (entre otros) proponen la presencia de
hidrocarburos policíclicos aromáticos para explicar las bandas
infrarrojas y la emisión IRAS a 12 μm en el medio inter-
estelar.
* ISO pone de manifiesto la importancia de los UIB (PAHs ?) al
encontrar emisión UIB en prácticamente todas las líneas de
mirada. Se encuentran UIBs en galaxias exteriores.
•Descubrimiento en 2001 de la primera molécula arómatica
en el espacio :: benceno ==== C6H6Species like C5H, C6H, C7H, C8H, C5N, CCS, CCCS, SiC, SiC3, SiC4, SiCN, metals (NaCl, KCl, AlCl, AlF, MgNC, ....) CH3NC, HCCN, CP, H2C3, H2C4, c-C3H, H2CCN,...) and a huge variety of isotopic species have been detected using radioastrono- mical techniques in the last 15 years. Light species such as HF, HCl+, H2Cl+, NH, NH2, OH+, H2O+ have been detected with Herschel in the last two years.
How these molecules have been formed ? How it is possible to have a such important chemical complexity when the formation of H2 is not obvious at all? Can we be sure that our chemical codes are correct when most reactions rates are unknown ? What we can say about the large molecules, perhaps PAHs, that are present across the galaxy under all physical condi- tions. How H2 is formed ?
THE NATURE OF THE PROBLEM OF INTERSTELLAR CHEMISTRY * Low Temperatures * Low Volume Density * The Formation of H2 in gas phase not possible !!! In all chemical processes the interaction between two species (atoms or molecules) produces an activated complex that has to loss energy in a very short time period, often similar to the vibration time of the nuclei that form the molecule. There are many ways for the activated complex to loss energy. But, while in the terrestrial laboratories we can use catalizers or a third body, in the space three body collisions are very very uncommon and the only possible catalizers are dust grains.
Let us consider the reaction
A + B → AB* (k1)
It may happens that AB* interacts with a third body (catalizer) to
remove the energy excess produced in the formation of the activated
complex. However, also AB* could dissociate into the initial particles A
and B
AB* + M → AB + M (k2)
AB* → A + B (k3)If A, B y M are neutral species then k1 ≈ 10-11 cm3s-1 and k2 ≈ 10-10
cm3s-1 , but k3 10+11 s-1, and
dn(AB)/dt ≈ 10-32 n(A) n(B) n(M) cm-3s-1
The best case in the ISM occurs for A=B=M= H
H + H + H ⇔ H2 + H
and we will see that formation times are very large. For all other
molecules we could consider the optimal case when A=H, M=H and
B ∈ (C,N,O), i.e., n(B) ≈ 10-4 n(H) and
dn(BH)/dt ≈ 10-36 n3(H) cm-3 s-1 B ∈ (C,N,O)EXAMPLE:
Let us consider an atomic cloud without dust grains and without
radiation field. For t=0 the density of atomic hydrogen is n and that of
molecular hydrogen is 0. The formation of H2 occurs through the
reaction
H + H + H = H2 + H
with a rate of 10-32 cm6 s-1
The formation rate of H2 is given by
dn(H2) 2 nH2(t) 2 nH2(t)
_________ = K n3 (t); f(t)= ___________________ = ________________
H
dt nH(t) + 2 nH2(t) n
df(t)
______ = K n2 (1- f(t) )3 f(t)= 0.5 for which value of t ?
dtEXAMPLE
f(t)=0.5
n(cm-3) 105 1010 1012 1015 1016 1018
t(years) 6 1014 6 104 6 6 10-6 6 10-8 6 10-10
(600 s) (6s) (0.0006s)
The three body mechanisms is only efficient for densities larger than
1010 cm-3. Even in this case, the density is not enough taken into
account the dynamical time scale of evolution of the object.
BUT MOLECULES HAVE BEEN DETECTED, in particular H2,
HENCE WE HAVE TO LOOK FOR OTHER MECHANISM TO
FORM MOLECULES IN THE SPACEWhich is the key process in the chemistry of the ISM?
H2 is formed in the dust grains
But, how we do to ionize atoms and molecules inside molecular
clouds ?
With cosmic rays !!!
c.r. + H2 → H2+ + c.r.
c.r. + He → He+ + c.r.
The key step H2 + H2 + → H3 + + H
and H3+ is the key molecule !!!! Typical rates are 10-17 s-1
H3+ does not react with H2 !!!
He+ does not react with H2 !!!
He+ ionization source for other species. He+ + C => He + C+c.r. + H2 → H2+ + e- + c.r. 2% c.r. + H2 → H + H+ + e- + c.r. 88% c.r. + H2 → H + H + c.r. 10%
REPRESENTATIVE RATES FOR DIFFERENT TYPES
OF REACTIONS IN THE ISM
Cosmic ray ionization 10-17 s-1
Ion-Molecule reaction 10-09 cm3 s-1
Charge Transfer reaction 10-09 cm3 s-1
Radiative association -diatomic 10-17 cm3 s-1
-polyatomic 10-09 cm3 s-1
Neutral exchange 10-12 cm3 s-1
Radical-Neutral 10-10 cm3 s-1
Radiative recombination 10-12 cm3 s-1
Dissociative recombination 10-06 cm3 s-1
Photodissociation 10-09 - 10-12 cm3 s-1EXAMPLE : THE FORMATION OF WATER VAPOR
H2 from reactions in the grain surfaces
1) H + cr = H+
2) H+ + O = O+ + H
3) O+ + H2 = OH+ + H
4) OH+ + H2 = H2O+ + H
5) H2O+ + H2 = H3O+ +H (H3O+ does not react with H2)
6) H3O+ + e- = H2O + H
= OH + H2
A total of six steps are needed to form H2O or OH. But now
C+ + OH = CO + H+ CO only reacts with H+, H3+ and He+
C+ + H2O = CO + H2+
H3+ + CO = HCO+ + H2 the reverse does not occur but
HCO+ + e- = CO + HLA LENTA MUERTE DE LAS ESTRELLAS DE TIPO SOLAR
Aspectos Químicos
La formación de los granos de polvo
La incorporación de materiales pesados,
moléculas complejas y granos de polvo al medio
interestelarAGBs and Astrochemistry
Why Molecular Astrophysics in AGBs ?
50% of known molecular species in space detected in
AGBs (most of them in IRC+10216, but also VyCMa)
Determination of the physical conditions of the gas
Determination of the molecular abundances => Chemical evolution=> Chemical
Complexity=>feedback to the ISM
Determination of the dynamical evolution of circumstellar clouds
Main source of dust grains production in space
Water has been found in C- and O-rich CSM.
Mira StarFrom Sedlmayr and coworkers
The large scale Radical Shell structure of an AGB star. CO J=2-1 with the 30m IRAM radiotelescope
THE DUST FORMATION ZONE
Circumstellar Clouds • The role of refractory species in the formation of dust • The role of IR pumping and the interpretation of molecular observations • Chemistry under thermodynamical equilibrium ? • What C-bearing molecules are still waiting to be detected in C-rich stars ? • Are these objects the main source of PAHs ?
The inner part of the neutral envelope is
quickly ionized by the UV photons from
the hot central star. An HII region is
created and in the frontier with the
neutral envelope a photodissociation
region is produced.
The increase of temperature and the
presence of UV photons, together with
the anisotropic winds arising from the
star excavate the neutral envelope and
an important fraction of ionizing photons
escape the envelope.
Cernicharo et al., 1989
Gammie et al., 1989CRL618 a post-AGB carbon-rich star 3 mm window : Data and final model
1.3 mm window : Data & final model
1 mm window : Data & final model
Weak CO
The next step : The ALMA view of CSEs emission
detected up to
115 GHz 400” R=300”
25 km 0.05” 0.25” 1.5” 5.0”
ALMA
BEAM The ALMA Kingdom
TB>1000K
Photochemistry
Dust Nucleation PDR
INNER ENVELOPE OUTER ENVELOPPE
Low chemical
activity zone Radicals, PAHS
Chemical Thermodynamical Chemical
equilibrium Dust Kinetics
RED
READ Growth
GIANT v=14.5 kms-1
GIANT
Radiation Pressure
on the grains
TE Chemistry ?
Shocks ?
Pulsation Photochemistry
P=1-2 yr from companion ?
5 1013 2.5 1014 1015 1016 1017 1018
Time (yr) ≈20-30 ≈ 50 1000 1000 20000Dense Clouds CO Gravita-
CS tional
CH, CH+
Collapse
Diffuse CN
Clouds NH3
H2CO
Dust grains go to ISM
Dust and Molecules
Hot cores:
NaCl, SiS High Mass CH3OH, CH3OCH3
CO, H2O Stars
Circumstellar
Explosión : Supernovas
envelopes
Complex Organic
Molecules
Cold cores : Carbon
chains HC5N,
Solar type stars
HC7N, C8HLas moléculas son ubicuas en el Universo Su observación nos permite determinar las condiciones físicas y químicas del gas donde se forman nuevas estrellas. Los nuevos instrumentos como ALMA nos permitirán estudiar el contenido molecular de los objetos más lejanos.... 8/15/2012 12:39:53 J. Cernicharo. “Moléculas en el Espacio” PM
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