Astroquímica

Las primeras observaciones de espectros solares realizadas por Athanasius Kircher (1646), Jan Marek Marci (1648), Robert Boyle (1664) y Francesco Maria Grimaldi (1665) precedieron a la demostración de Isaac Newton en 1666 sobre la naturaleza espectral de la luz, que condujo al primer espectroscopio . ^{[ 2 ]} La espectroscopia se aplicó por primera vez a la astronomía en 1802, cuando William Hyde Wollaston utilizó un espectrómetro para observar líneas oscuras en el espectro solar. ^{[ 3 ]} Estas características fueron medidas posteriormente en detalle por Joseph von Fraunhofer .

En 1835, Charles Wheatstone demostró que distintos metales producen espectros de emisión diferentes al ser sometidos a chispas, lo que demostró que las líneas espectrales podían utilizarse para identificar elementos químicos. ^{[ 4 ]} Posteriormente, Léon Foucault (1849) y Anders Jonas Ångström (1853) establecieron que el mismo material produce líneas de absorción y emisión idénticas , sentando las bases para la identificación química mediante espectroscopia.

La importancia teórica de estas observaciones aumentó con el descubrimiento de Johann Balmer de que las líneas espectrales del hidrógeno siguen un patrón empírico simple, ahora conocido como la serie de Balmer . Esta relación fue generalizada posteriormente por la fórmula de Rydberg desarrollada por Johannes Rydberg en 1888, lo que permitió el cálculo de las líneas espectrales de muchos elementos. ^{[ 5 ]} Con el advenimiento de la mecánica cuántica , estas leyes empíricas pudieron derivarse de primeros principios, lo que permitió predecir a priori los espectros atómicos y moleculares y proporcionó el marco teórico que sustenta la espectroscopia astroquímica moderna.

Aunque la radioastronomía surgió en la década de 1930, la primera evidencia sustancial de una molécula interestelar no se obtuvo hasta 1937, cuando Swings y Rosenfeld identificaron características espectrales atribuibles a especies moleculares. ^{[ 6 ]} Hasta ese momento, solo se conocía la existencia de especies atómicas en el espacio interestelar. El resultado se confirmó en 1940, cuando McKellar et al. atribuyeron líneas espectroscópicas previamente no identificadas a moléculas de CH y CN en el medio interestelar. ^{[ 7 ]}

Durante las tres décadas siguientes, se detectaron moléculas interestelares adicionales. Entre las más significativas se encontraban el OH, descubierto en 1963 e importante como fuente de oxígeno interestelar , ^{[ 8 ]} y el _H₂CO ( formaldehído ), detectado en 1969 y notable por ser la primera molécula orgánica poliatómica observada en el espacio interestelar. ^{[ 9 ]}

La detección de formaldehído —y posteriormente de otras moléculas con potencial relevancia biológica, como el agua y el monóxido de carbono— fue interpretada por algunos investigadores como un apoyo a las hipótesis abiogenéticas según las cuales los componentes moleculares básicos de la vida podrían tener su origen en el espacio. Esto motivó la continuación de la búsqueda de moléculas interestelares de interés biológico, incluyendo la glicina interestelar , detectada en un cometa dentro del Sistema Solar en 2009, ^{[ 10 ]} y moléculas que exhiben propiedades biológicamente relevantes como la quiralidad , ejemplificada por el descubrimiento del óxido de propileno interestelar en 2016. ^{[ 11 ]} Estos descubrimientos se produjeron paralelamente al desarrollo más amplio de la investigación astroquímica moderna.

Quizás la técnica más poderosa para detectar especies químicas individuales en el medio interestelar sea la radioastronomía , que ha revelado más de cien especies interestelares , incluyendo radicales , iones y moléculas orgánicas (es decir, basadas en carbono ) como 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 ). El CO es tan común y brillante que se usa ampliamente para mapear regiones moleculares en galaxias. ^{[ 12 ]} La primera molécula orgánica detectada en el medio interestelar por técnicas de radio fue el formaldehído interestelar , lo que abrió el estudio de la química orgánica interestelar.

Una de las detecciones de radio más discutidas es la supuesta observación de glicina interestelar , ^{[ 13 ]} el aminoácido más simple , un resultado que sigue siendo controvertido. ^{[ 14 ]} Las técnicas de radio y relacionadas, como la espectroscopia rotacional, son particularmente efectivas para identificar especies relativamente simples con grandes momentos dipolares , pero son menos sensibles a moléculas más complejas, incluso aquellas solo ligeramente más grandes que los aminoácidos.

La astronomía infrarroja estudia las transiciones vibracionales en las moléculas y es especialmente útil para detectar una amplia gama de especies orgánicas e inorgánicas. Muchos compuestos orgánicos absorben y emiten fuertemente en el infrarrojo, por lo que la espectroscopia IR se utiliza tanto para moléculas interestelares como para atmósferas planetarias. Por ejemplo, la detección de metano en la atmósfera de Marte se logró utilizando un telescopio IR terrestre, el Telescopio Infrarrojo de 3 metros de la NASA en la cima de Mauna Kea, Hawái. ^{[ 15 ]} La NASA también ha utilizado el telescopio IR aerotransportado SOFIA y el telescopio espacial Spitzer para observaciones astroquímicas. ^{[ 16 ] [ 17 ]}

La espectroscopia infrarroja ha revelado que el medio interestelar contiene una serie de compuestos de carbono complejos en fase gaseosa llamados hidrocarburos poliaromáticos (HAP o HAP). Se cree que estas moléculas, compuestas principalmente por anillos fusionados de carbono (en estado neutro o ionizado), son la clase más común de compuestos de carbono en la Galaxia y abundan en el polvo cósmico , los meteoritos y el material cometario y asteroide. Muchos de estos compuestos, junto con aminoácidos , nucleobases y otros compuestos orgánicos en los meteoritos, están enriquecidos en deuterio e isótopos raros de carbono, nitrógeno y oxígeno, lo que indica un origen extraterrestre. Se cree que los HAP se forman en entornos circunestelares calientes alrededor de estrellas gigantes rojas moribundas y ricas en carbono .

Las observaciones infrarrojas también se han utilizado para evaluar la composición de materiales sólidos en el medio interestelar, incluidos silicatos , sólidos ricos en carbono similares al querógeno y hielos . A diferencia de la luz visible, que es fuertemente dispersada o absorbida por las partículas sólidas, la radiación infrarroja puede atravesar granos interestelares microscópicos, pero es absorbida en longitudes de onda específicas características de su composición. ^{[ 18 ]}

Algunas especies astroquímicas clave se detectan con mayor facilidad en longitudes de onda ultravioleta o visible. La molécula más abundante del universo, el H₂ ₍ hidrógeno gaseoso o dihidrógeno ), carece de momento dipolar permanente y, por lo tanto, es invisible para los radiotelescopios. Sin embargo, puede observarse en el ultravioleta y el visible a través de sus características de absorción y emisión, incluida la línea de hidrógeno . Las observaciones ultravioleta y visible complementan las mediciones de radio e infrarrojo al explorar diferentes condiciones de excitación y rastrear especies que, de otro modo, serían difíciles de detectar.

Todas las técnicas espectroscópicas presentan limitaciones importantes. La espectroscopia de radio y rotacional es insensible a las moléculas sin momento dipolar, como el H₂ _, y en general es menos sensible a las moléculas grandes y complejas. Los métodos espectroscópicos que se basan en transiciones en fase gaseosa tampoco pueden detectar especies congeladas en granos. En nubes moleculares densas, donde las temperaturas suelen ser de 10 a 50 K [−263,1 a −223,2 °C; −441,7 a −369,7 °F] , la mayoría de las moléculas, excepto el dihidrógeno, se encuentran en fase sólida, formando finas capas de hielo sobre las partículas de polvo. En estos hielos, la química inicial está controlada por el hidrógeno disponible: el hidrógeno atómico tiende a producir especies "reducidas" como H₂O _, CH₄ _y NH₃ _, mientras que el hidrógeno mayoritariamente molecular permite que los átomos más pesados ​​formen especies como CO, CO₂ _y CN. Estos hielos de moléculas mixtas son procesados ​​por la radiación ultravioleta y los rayos cósmicos , lo que impulsa una química compleja inducida por la radiación. ^{[ 18 ]} Los experimentos de laboratorio sobre la fotoquímica de análogos simples de hielo interestelar han producido aminoácidos, ^{[ 19 ]} y las similitudes entre los hielos interestelares y cometarios, junto con comparaciones de compuestos en fase gaseosa, se han utilizado para argumentar a favor de una conexión entre la química interestelar y cometaria. Los resultados del análisis de compuestos orgánicos en muestras traídas por la misión Stardust respaldan tales vínculos, al tiempo que indican una contribución sustancial de la química de alta temperatura en la nebulosa solar.   

Un área importante de investigación se centra en la formación de moléculas en la superficie de los granos de polvo interestelar. Las bajas temperaturas en las nubes densas permiten que átomos y radicales simples se adhieran a los granos, donde las reacciones se producen mediante mecanismos como el efecto túnel cuántico. ^{[ 21 ]} Estos procesos influyen en la composición molecular de la nube molecular a partir de la cual se formó el Sistema Solar , contribuyendo a la química rica en carbono de cometas, asteroides, meteoritos y partículas de polvo interestelar.

En nubes densas, se forman finas capas de hielo sobre los granos de polvo. La química de estos hielos depende en gran medida de la forma de hidrógeno presente: el hidrógeno atómico tiende a producir especies reducidas como H₂O _, CH₄ _y NH₃ _, mientras que el hidrógeno molecular permite que los átomos más pesados ​​formen especies como CO, CO₂ _y CN. La radiación ultravioleta y los rayos cósmicos impulsan un procesamiento adicional, produciendo compuestos orgánicos cada vez más complejos. ^{[ 18 ]} Experimentos de fotoquímica de laboratorio con análogos de hielo simples han producido aminoácidos, ^{[ 22 ]} lo que respalda la idea de que las moléculas prebióticas pueden formarse en los hielos interestelares.

Las bajas densidades del espacio interestelar e interplanetario permiten una química en fase gaseosa inusual. Muchas reacciones que están prohibidas por simetría en condiciones terrestres pueden ocurrir en escalas de tiempo prolongadas, ^{[ 23 ] lo} que posibilita la formación de moléculas e iones inestables en la Tierra. Un ejemplo notable es el ion H₃⁺ , que desempeña un papel fundamental en la química ión-molécula interestelar _.

La astroquímica se solapa con la astrofísica y la física nuclear en el estudio de las moléculas que se forman en los entornos estelares. Las reacciones nucleares en el interior de las estrellas producen nuevos elementos, que pueden ser transportados a la superficie mediante procesos de dragado en estrellas con envolturas convectivas. Si estas estrellas experimentan una pérdida de masa significativa, sus vientos pueden contener moléculas cuyas transiciones rotacionales y vibracionales son observables con radiotelescopios e infrarrojos.

Las estrellas ricas en carbono ofrecen un ejemplo sorprendente: a medida que la combustión del helio lleva el carbono a la superficie, la composición molecular del viento estelar cambia drásticamente, produciendo especies como silicatos y hielo de agua en sus envolturas exteriores. ^{[ 24 ] [ 25 ]}

Un objetivo principal de la astroquímica moderna es la detección y formación de moléculas orgánicas complejas. Las observaciones han demostrado que el polvo cósmico contiene sólidos orgánicos amorfos con estructuras aromáticas - alifáticas mixtas, ^{[ 26 ] [ 27 ] [ 28 ]} y que los hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP) están ampliamente distribuidos por todo el universo. Los HAP podrían representar más del 20 % del carbono cósmico y se han propuesto como precursores potenciales de aminoácidos y nucleótidos . ^{[ 29 ]}

Varias detecciones notables han resaltado la relevancia astroquímica de los compuestos orgánicos complejos. En 2012, los astrónomos informaron la detección del azúcar simple glicolaldehído alrededor del sistema binario protoestelar IRAS 16293–2422, ^{[ 30 ] [ 31 ]} lo que sugiere que las moléculas biológicamente relevantes pueden formarse antes que los planetas mismos. En 2015, el módulo de aterrizaje Philae detectó dieciséis compuestos orgánicos en el cometa 67P, incluyendo acetamida , acetona , isocianato de metilo y propionaldehído . ^{[ 32 ] [ 33 ] [ 34 ]}

En 2023, se detectaron cianuro de hidrógeno y otras moléculas orgánicas en las columnas de Encélado , una luna de Saturno , lo que sugiere que pueden existir entornos químicamente ricos capaces de sustentar la síntesis orgánica compleja en los océanos subsuperficiales. ^{[ 35 ] [ 36 ] [ 37 ]}

Instalaciones modernas como el Atacama Large Millimeter / Submillimeter Array (ALMA) han permitido el mapeo de alta resolución de las distribuciones moleculares en cometas y otros objetos. En 2014, las observaciones de ALMA revelaron la distribución espacial de _HCN , HNC , H₂CO y polvo en las comas de los cometas C/2012 F6 (Lemmon) y C/2012 S1 (ISON). ^{[ 38 ] [ 39 ]}

La modelización astroquímica también ha avanzado. Los modelos termodinámicos desarrollados por Dolomatov y colaboradores utilizan la teoría de la probabilidad y la termodinámica del equilibrio para estimar la distribución de moléculas orgánicas en el medio interestelar. ^{[ 40 ] [ 41 ]} <ref name="abundancia de elementos químicos3