formaldehído interestelar

El formaldehído interestelar (un tema relevante para la astroquímica ) fue descubierto por primera vez en 1969 por L. Snyder et al. utilizando el Observatorio Nacional de Radioastronomía . El formaldehído (H₂CO ₎ fue detectado mediante la transición rotacional del estado fundamental 1 ₁₁ - 1 ₁₀  a 4830 MHz. ^{[ 1 ]} El 11 de agosto de 2014, los astrónomos publicaron estudios, utilizando por primera vez el Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) , que detallaron la distribución de HCN , HNC , H₂CO y polvo dentro de las comas de _los cometas C/2012 F6 (Lemmon) y C/2012 S1 (ISON ) . ^{[ 2 ] [ 3 ]}

El formaldehído fue descubierto por primera vez en el espacio interestelar en 1969 por L. Snyder et al. utilizando el Observatorio Nacional de Radioastronomía . El _H₂CO fue detectado mediante la transición rotacional del estado fundamental 1 ₁₁ - 1 ₁₀ a 4830 MHz. ^{[ 4 ]} 

El formaldehído fue la primera molécula orgánica poliatómica detectada en el medio interestelar y desde su detección inicial se ha observado en muchas regiones de la galaxia. ^{[ 5 ]} La relación isotópica de [ ¹² C]/[ ¹³ C] se determinó que era de aproximadamente o menos del 50% en el disco galáctico . ^{[ 6 ]} El formaldehído se ha utilizado para mapear características cinemáticas de nubes oscuras ubicadas cerca del Cinturón de Gould de estrellas brillantes locales. ^{[ 7 ]} En 2007, se detectó el primer destello máser de H ₂ CO 6 cm . ^{[ 8 ]} Fue un estallido de corta duración en IRAS 18566 + 0408 que produjo un perfil de línea consistente con la superposición de dos componentes gaussianas , lo que lleva a la creencia de que un evento fuera del gas máser desencadenó destellos simultáneos en dos ubicaciones diferentes. ^{[ 8 ]} Aunque este fue el primer destello máser detectado, los máseres de H ₂ CO han sido observados desde 1974 por Downes y Wilson en NGC 7538. ^{[ 9 ]} A diferencia de OH, H ₂ O y CH ₃ OH, solo cinco regiones galácticas de formación estelar tienen emisión máser de formaldehído asociada, que solo se ha observado a través de la transición 1 ₁₀ → 1 _11. ^{[ 9 ]} 

Según Araya et al. , el _H₂CO se diferencia de otros máseres en que es más débil que la mayoría de los demás máseres (como OH, CH₃OH _y H₂O ₎ y solo se ha detectado cerca de objetos estelares masivos muy jóvenes. ^{[ 10 ]} A diferencia del OH, el H₂O _y el CH₃OH _, solo cinco regiones galácticas de formación estelar tienen emisión máser de formaldehído asociada, que solo se ha observado a través de la transición 1 ₁₀ → 1 _{11 .} ^{[ 11 ]} Debido al gran interés en el formaldehído interestelar, recientemente se ha estudiado extensamente, lo que ha dado lugar a nuevas fuentes extragalácticas, incluidas NGC 253, NGC 520, NGC 660 , NGC 891, NGC 2903, NGC 3079, NGC 3628, NGC 6240, NGC 6946, IC 342, IC 860, Arp 55, Arp 220, M82, M83, IRAS 10173+0828, IRAS 15107+0724 e IRAS 17468+1320. ^{[ 12 ]}

La reacción en fase gaseosa que produce formaldehído posee barreras modestas y es demasiado ineficiente para producir la abundancia de formaldehído que se ha observado. ^{[ 13 ]} Un mecanismo propuesto para la formación es la hidrogenación del hielo de CO, que se muestra a continuación. ^{[ 13 ]}

H + CO → HCO + H → H ₂ CO (constante de velocidad = 9,2 × 10 ⁻³ s ⁻¹ )

Este es el mecanismo básico de producción que conduce a H₂CO _; hay varias reacciones secundarias que tienen lugar con cada paso de la reacción que dependen de la naturaleza del hielo en el grano según David Woon. ^{[ 13 ]} La constante de velocidad presentada es para la hidrogenación de CO. La constante de velocidad para la hidrogenación de HCO no se proporcionó ya que era mucho mayor que la de la hidrogenación de CO, probablemente porque HCO es un radical. ^{[ 14 ]} Awad et al. mencionan que esta es solo una reacción a nivel superficial y solo se considera la monocapa en los cálculos; esto incluye la superficie dentro de las grietas en el hielo. ^{[ 14 ]}

El formaldehído es relativamente inactivo en la química de la fase gaseosa en el medio interestelar. Su acción se centra principalmente en la química de la superficie de los granos de polvo en las nubes interestelares. ^{[ 15 ] [ 16 ]} Se ha observado que las reacciones que involucran formaldehído producen moléculas que contienen enlaces CH, CO, OH y CN. ^{[ 16 ]} Si bien estos productos no son necesariamente bien conocidos, Schutte et al. creen que son productos típicos de las reacciones del formaldehído a temperaturas más altas, polioximetileno , metanolamina , metanodiol y metoxietanol , por ejemplo (véase la Tabla 2 ^{[ 15 ]} ). Se cree que el formaldehído es el precursor principal de la mayor parte del material orgánico complejo en el medio interestelar, incluidos los aminoácidos . ^{[ 16 ]} El formaldehído reacciona con mayor frecuencia con NH ₃ , H ₂ O, CH ₃ OH, CO y consigo mismo, H ₂ CO. ^{[ 15 ] [ 16 ]} Las tres reacciones dominantes se muestran a continuación. ^{[ 15 ]}

H₂CO + NH₃ _→ amina (cuando [NH₃ _{] :} [ _H₂CO ] > 0,2)

H₂CO + H₂O _→ dioles (siempre predominan ya que [H₂O _] > [ _{H₂CO ]} )

H₂CO + _H₂CO → [-CH₂ _- O-] _n (catalizado por NH₃ _cuando [NH₃ _{] :} [ _H₂CO ] > 0,005)

No se dispone de datos cinéticos para estas reacciones, ya que el proceso completo no está verificado ni bien comprendido. Se cree que estas reacciones tienen lugar durante el calentamiento del hielo sobre los granos, lo que libera las moléculas que reaccionan. Estas reacciones comienzan a temperaturas tan bajas como 40 K - 80 K, pero podrían tener lugar a temperaturas aún más bajas.

Tenga en cuenta que en la base de datos UMIST RATE06 se enumeran muchas otras reacciones .

El formaldehído parece ser una sonda útil para los astroquímicos debido a su baja reactividad en la fase gaseosa y al hecho de que las transiciones de doblete K 1 ₁₀ - 1 ₁₁ y 2 ₁₁ - 2 ₁₂ son bastante claras. El formaldehído se ha utilizado en muchas funciones y para investigar muchos sistemas, entre ellos:

• Determinación de que la relación [ ¹² C]/[ ¹³ C] es menor que 50 en el disco galáctico. ^{[ 6 ]}
• Mapeo de las características cinemáticas de nubes oscuras ubicadas cerca del Cinturón de Gould de estrellas brillantes locales. ^{[ 10 ]} Las velocidades radiales determinadas para estas nubes llevaron a Sandqvist et al. a creer que las nubes participan en la expansión del sistema local de gas H y estrellas brillantes. ^{[ 10 ]}
• Determinación de la temperatura de formación molecular a partir de la relación orto-/para- H₂CO _. El _H₂CO es un buen candidato para este proceso debido a la probabilidad casi nula de conversión de espín nuclear en entornos de protoestrellas en fase gaseosa. ^{[ 17 ]}
• Determinación de la densidad espacial de H₂ _y masa de gas denso en varias galaxias con luminosidad variable (véase Descubrimientos posteriores para la lista de galaxias). ^{[ 12 ]} Las densidades espaciales calculadas se situaron en el rango de 10⁴ ^,⁷ a 10⁵ ^{, ⁷} cm⁻³ y las masas de gas denso calculadas se situaron en el rango de 0,6 × ^10⁸ a 0,77 × 10⁹ ^masas solares. ^{[ 12 ]} Mangum et al. observaron que las galaxias con menor luminosidad infrarroja tenían menores masas de gas denso y que esto parecía ser una tendencia real a pesar del pequeño conjunto de datos. ^{[ 12 ]}

Arriba se muestra el espectro rotacional en el nivel vibracional del estado fundamental de H₂CO _a 30 K. Este espectro se simuló utilizando Pgopher y las constantes rotacionales de reducción S de Muller et al. ^{[ 18 ].} Las transiciones observadas son las transiciones de doblete K de 6,2 _{cm⁻¹ 11⁻¹ 10⁻¹}  y _2,1 cm⁻² 12⁻² 11⁻¹ _. A _la derecha se muestra el diagrama de niveles de energía rotacional. El desdoblamiento orto/para está determinado por la paridad de Kₐ _, orto si Kₐ _es impar y para si Kₐ _es par. ^{[ 17 ]} 

• Lista de moléculas interestelares y circunestelares

• Woon, DE 2002, Revista astrofísica, 569, 541
• Tudorie, M. et al . 2006, Astronomía y Astrofísica, 453, 755
• Muller, HSP et al . 2000, Journal of Molecular Spectroscopy, 200, 143
• S. Brunken et al . 2003, Química Física Física Química, 5, 1515
• WA Schutte et al . 1993, Science, 259, 1143
• WA Schutte y col . 1993, Ícaro, 104, 118