Embed Size (px)
Citation preview
2. Detección de Moléculas en Nubes Moleculares.
3. Resumen
A través de los años, la ciencia y la tecnología han ayudado a entender el mundo
que nos rodea, lo que hay más afuera de lo que se puede ver y quién nunca se
habrá preguntado: ¿Qué es el universo? ¿Qué lo compone? y ¿Cómo empezó todo
este proceso de formación?
La evolución química permite adentrarse a estos estudios, pues las moléculas
interestelares son la materia primordial en el universo; gracias a estas mismas se
puede entender la composición, estructura y cambios producidos con el paso del
tiempo.
En el siguiente trabajo se ha logrado identificar moléculas en una nube molecular
donde está naciendo una estrella que tiene una masa 10 veces mayor a la del Sol, y
sus coordenadas en el cielo son: Ascensión recta: 22h 15m 09.233 sec, Declinación:
+58° 49’ 08.9, logrando captar a estas moléculas gracias a su rotar o vibrar emitido
por su luz intrínseca, que permite obtener características particulares de la misma.
1
4. Introducción
4.1 Marco Teórico
El universo se formó hace aproximadamente 13,700 millones de años, para
comprender este proceso han surgido explicaciones que nos permiten entender el
origen del mismo, es por eso que ante estas grandes interrogantes surgió la teoría
del big bang (Ver Fig. No 1) mejor conocida como la “Gran Explosión”, que en 1848
el ucraniano nacionalizado estadounidense George Gamow planteó, quien nos dice
que el universo se encontraba a altas temperaturas y en algún momento hubo una
explosión que propició la expansión de este.
La teoría de la gran explosión predice que se formaron deuterio, helio y litio a partir
del hidrógeno por medio de reacciones nucleares que ocurrieron en los tres
primeros minutos de la expansión del universo cuando la temperatura era del orden
de 109 K . 1
Fig. No 1 Big bang, época temprana del universo.
1 Peimbert, Manuel. Temas selectos de astrofísica P.310.
2
La otra teoría estrechamente relacionada con el tema es la de la nucleosíntesis
estelar gracias a los primeros estudios y trabajos de Arthur Eddington, George
Gamow, Ralph Alpher, Robert Hermann y Hans Bethe por mencionar a algunos.
Esta teoría explica la formación de elementos pesados a partir de los más ligeros,
los que se unen para formar nuevos átomos. Cuando la densidad del núcleo de la
estrella es muy grande, dicho núcleo queda comprimido, y se produce una explosión
que arroja al espacio elementos formados durante miles de millones de años por
una estrella tipo supernova (Ver Fig. No 2). Estos elementos son distribuidos hacia
todas las direcciones del universo que en condiciones favorables se unen para
formar moléculas.
Durante esta explosión hay cierta luminosidad que se genera en este proceso. En
la actualidad el universo parece componerse aproximadamente de un 90% de
hidrógeno un 9% de helio y 1% de otros elementos. 2
Fig. No 2 Supernova 1994D en la galaxia NGC 4526
2 Asimov, Isaac. El universo p.293.
3
4.2. Objetivo
Identificar moléculas en nubes moleculares
4.3. Problema
¿Cómo localizar moléculas interestelares?
4.4. Hipótesis
A través de las líneas de emisión, encontrar moléculas interestelares que
conforman una nube molecular.
5. Desarrollo:
Las nubes moleculares (NM) juegan un papel muy importante en esta formación de
moléculas interestelares, pues son regiones extensas de materia ricas en moléculas
ya que en ellas se encuentra gas atómico con condiciones muy densas y frías (Ver
Fig. No 3).
Para entender el proceso de la formación de nubes moleculares se toman en
cuenta dos modelos que a continuación se presentan:
• Uno de ellos sugiere que las NM se forman a partir de colisiones inelásticas entre
nubes difusas de gas atómico. El procesos es lento y la NM crece poco a poco
hasta alcanzar masas de 105M⊙, en escalas de tiempo de ~108 años. A este modelo
se llama modelo de la “coagulación”.
•En el segundo modelo también se empieza a partir de nubes de hidrógeno atómico,
pero en este caso, las NM se formarían como el producto de una inestabilidad
magnética conocida como “Inestabilidad de Parker” (ya que fue estudiada por
Eugene Parker). La teoría es bastante complicada. A grandes rasgos, la idea es la
siguiente: Cuando el gas interestelar entra a un brazo espiral, el campo magnético
es comprimido junto con el gas y cambia su intensidad y su orientación. Esto
produce un cambio repentino en la presión magnética, destruyéndose así el balance
4
de fuerzas que actuaban sobre el gas y provocando el desarrollo de una
perturbación que a su vez permite la formación de grandes condensaciones de gas
interestelar. La perturbación es de origen magnético y desestabiliza regiones con
dimensiones de ~1 Kpc, a lo largo del brazo espiral. En las condiciones típicas del
Medio Interestelar (MI), se condensarían alrededor de 106 M⊙en tan sólo 107 años.
Esto es, la inestabilidad de Parker permitiría la acomulación de muchas nubes
difusas en un mismo lugar y a un mismo tiempo, formándose así una NM gigante. 3
Fig. No 3 Nube molecular del Águila
3 Franco, José. Nubes moleculares y la formación estelar en Manuel Peimbert (compilador) Temas selectos de astrofísica p.p. 4142.
5
La primera molécula interestelar identificada, el CH, detectada por Dunham y Adams
(1937 a,b) y la identificación la hicieron Swings y Rosenfeld (1937).Hasta 1981 se
habían identificado cerca de 50 especies moleculares , estas moléculas gracias a 4
estudios y observaciones, se han clasificado en inorgánicas, orgánicas e inestables
con ciertas características que las diferencian desde su estructura hasta su
comportamiento, esto depende de la densidad total, temperatura y abundancia de
ionización. Independientemente de todo esto el hidrógeno es el elemento más
abundante del universo y el H2 la molécula que más se encuentra en las nubes
moleculares.
Estas moléculas tienen un rotar o vibrar que permiten identificarlas pues emiten una
luz medida en mm (milímetros) estas tienen colores distintos, por lo que solo pueden
ser analizadas y observadas por telescopios de gran alcance y capacidad pues
descomponen su luz intrínseca; al poder descomponer su luz se puede analizar su
composición y estructura. Es por eso que hoy en día se sabe que no solo existen
moléculas simples o sencillas como comúnmente se les llama
sino que hay más complejas, más allá de las analizadas y estudiadas.
Por ello la astroquímica (Ver Fig. No 4) que es una rama fundamental de la
astronomía ayuda a entender todos estos cambios, para analizar cómo reaccionan
todas estas moléculas a partir de ciertos procesos químicos que hacen posible su
estructura y comportamiento.
Fig. No 4 Astroquímica, componentes químicos del universo
4 op.cit.20.
6
Consecutivamente el desarrollo de la radioastronomía ha venido a transformar el
estudio del material interestelar; en particular se han logrado detectar ondas de
radio que indican la presencia de una gran cantidad de moléculas por lo que 5
cualquier tipo de radiación independientemente del objeto que la emita será objeto
de estudio y análisis.
Posteriormente de la radioastronomía se desprende otra más importante, en este
caso será la Astronomía Milimétrica que se ha desarrollado desde hace algún
tiempo en México con el Gran Telescopio Milimétrico (GTM) en Puebla. El GTM
tiene como objetivos principales beneficios para la educación, capacitación y nueva
información astronómica para México, E.U.A y demás países. Este proyecto
(Telescopio) está compuesto por una Antena, reflector secundario, pedestal y un
astrodomo gracias a que captan radiación con longitud de onda alrededor de un
milímetro.
Para ello la colocación de un Gran Telescopio Milimétrico, debe hacerse en lugares
altos donde el vapor de agua no afecte en los resultados pues como ya se ha
estudiado durante este tiempo, observar una molécula del medio interestelar
requiere de muchas observaciones, instrumentos y análisis para así poder
entenderlas pero más que nada para poder encontrarlas, esto se logrará mediante
la técnica de espectroscopia molecular, ya que podemos obtener información acerca
de la composición molecular, el número de átomos de cada tipo, las razones
isotópicas y los estados de ionización de las moléculas . 6
5 Lazcano, Antonio. El origen de la vida: Evolución química y Evolución Biológica p.33. 6 González, José. La radioastronomía y el Gran Telescopio Milimétrico. El universo desde puebla p.7.
7
En este proyecto se midió la emisión de las líneas moleculares (en concreto las
transiciones “rotacionales”) en el cual se utilizó un fichero con datos reales (Ver Fig.
No 5), este fichero tiene dos tipos de columnas: la primera es la frecuencia que se
observó (en MHz), y la segunda es la intensidad observada para cada frecuencia
(en Kelvin) en donde se utilizó cerca de 10, 500 datos obtenidos por el IRAM 30m.
Fig. No 5 Fichero con datos reales en donde encontramos la frecuencia en (MHz) y
la intensidad en (Kelvin).
Para poder tabular los datos de manera correcta se ocupó el programa o sistema
operativo llamado Grace (Ver Fig. No 6) que es útil para encontrar estas líneas de
emisión, pues este nos permitirá utilizar correctamente el fichero para
posteriormente obtener lo que será una gráfica de líneas moleculares.
Fig. No 6 Sistema operativo QtGrace
8
Una vez instalado el programa y realizada la gráfica se obtiene la intensidad en el
(eje y) frente a frecuencia (eje x) por lo que se identifican las frecuencias de las
líneas detectadas (esto es, intensidad mayor que el ruido de la observación), en
este caso solo se tomará en cuenta a las líneas más notables en la gráfica, como se
puede ver se tienen 9 líneas moleculares (ver Gráfica 1).
Gráfica 1: Intensidad en el eje “y” frente a frecuencia eje “x”, para la obtención de las
líneas moleculares.
9
La región del cielo que se observó es una nube donde está naciendo una estrella
con una masa 10 veces la masa del Sol, y sus coordenadas en el cielo son:
Ascensión recta: 22h 15m 09.233s, Declinación: +58° 49’ 08.9''. Se observó con un
radiotelescopio de 30 m de diámetro que se llama IRAM 30m (Ver Fig. No 7), que
está en el Pico Veleta (Granada, España). IRAM es el acrónimo de “Instituto de
Radioastronomía Milimétrica “.
Fig. No 7 IRAM 30m
10
La región IRAS 22134+5834 (con coordenadas ecuatoriales, equinoccio J2000:
Ascensión recta: 22h 15 min 09.23sec, Declinación: +58º 49' 08.9'') (ver Fig. No 8)
es parte de la Burbuja de Cepheo, asociada también a la asociación de estrellas OB
(estrellas masivas) conocida como Cepheus OB2. También se conoce como la nube
oscura "TGU627" (el nombre viene de que la catalogaron unos japoneses en Tokyo
Gakugei University catalog, el artículo es: Dobashi et al. 2005, PASJ, 57, 1368).
Con estos datos podemos ubicar la nube que se estudió, con las coordenadas
mencionadas arriba.
Fig. No 8 Mapa astronómico de la ubicación de la región IRAS 22134+5834
11
Este otro mapa astronómico de manera más profunda se marca a IRAS con su
Ascensión recta: 22h 15m 09.233s, Declinación: +58° 49’ 08.9'' (Ver Fig. No 9), está
ya seleccionada y marcada alrededor del círculo rojo, parte que se ha estudiado en
este proyecto.
Fig. No 9 Mapa astronómico con la ubicación de IRAS Ascensión recta: 22h 15m
09.233, Declinación: +58° 49’ 08.9
12
Posteriormente se utilizó la siguiente base de datos que permitió encontrar a las
moléculas en la línea de emisión la cual es: Splatalogue database for astronomical
spectroscopy (Ver Fig. No 10).
Esta base de datos es muy útil pues permite seleccionar la molécula a estudiar, la
banda de telescopio como lo es ( Any o Alma Band 9 ) por mencionar a algunas, su
frecuencia en MHz o GHz al igual que proporciona filtros astronómicos y moléculas
en diferentes espacios como lo es en cometas, nubes difusas u oscuras permitiendo
la objetividad de esta investigación, es decir esta base de datos permite conocer
más a fondo las características de la molécula que produce la línea de emisión, para
ser más claros todas sus características independientes y verídicas, pues todo lo
mostrado, estudiado y analizado en este proyecto será sumamente comprobado con
la base de datos. Es por ello que el uso adecuado de esta misma permite estudiar lo
que será una nube molecular pues son regiones extensas ricas en moléculas
interestelares, como se ha hecho hasta ahora.
Fig. No 10 Catálogo splatalogue.
13
Pero para poder encontrar a la molécula que produce esa línea de emisión se
selecciona en la base de datos la parte u opción Advanced (Ver Fig. No 11) como
se muestra a continuación, pues ya de manera más directa dará resultados
concretos.
Para ello nos dirigimos a la parte izquierda de la base de datos donde salen más
opciones de la misma y del lado derecho una explicación de esta opción.
Fig. No 11 Base de datos “Advanced”
Gracias a la gráfica 1 se obtuvieron las frecuencias de cada línea de emisión
molecular, al poner el cursor en la punta de las mismas, para ello se utilizó el
logaritmo de la intensidad para quedarnos con las transiciones más intensas, ya que
las más débiles el radiotelescopio no las puede detectar. Por ello el valor adecuado
para seleccionar las transiciones más intensas están entre 4 y 3 como se muestra
en la TABLA I
14
6. Resultados TABLA I
Frecuencias obtenidas en las 9 líneas de emisión.
TABLA CON LAS OPERACIONES EN FRECUENCIA ( MHZ) SOBRE
LOGARITMO DE 10 DE LAS LÍNEAS DE EMISIÓN
Número de
línea
Frecuencia Logaritmo de la intensidad
“Transiciones más intensas”
Resultado
1 217239 3
+33
217236
217242
2 217823 3
3+3
217820
217826
3 217943 3
3+3
217940
217946
4 218222 3
3+3
218219
218225
5 218323 3
3+3
218320
218326
6 218440 4
4+4
218436
218448
7 218477 4
4+4
218473
218481
8 218558 3
3+3
218555
218563
9 218759 4
4+4
218755
218763
NOTA: Solo en la línea 6,7 y 9 se utiliza logaritmo de 4 y 4+4 para obtener las
transiciones más intensas de la molécula.
15
Al dirigirse a la parte izquierda se pone el cursor en la frecuencia obtenida en MHz
es decir es Specify Ranges (Specify a Frequency Range) (Ver Fig. No 12) en esta
parte se agrega un "menos 3" en "from" y en la otra parte del rango, "to", un +3+3 =
6 (estos cálculos son específicos para obtener un resultado), no olvidemos
seleccionar todas las especies esto es la parte ALL.
Fig. No 12 Specify a Frequency Range
A continuación se mostrará un ejemplo de cómo se debe hacer con la primer
frecuencia que se sabe es (217239) correspondiente a la primera línea de emisión
(Ver Fig. No 13).
Fig. No 13 Especificar un rango de frecuencias
16
Al hacer esto se obtienen 33 moléculas en esa línea (Ver Fig. No 14), de acuerdo a
los cálculos obtenidos en la TABLA I con la primera línea de emisión.
Fig. No 14 Tabla con el nombre de las moléculas en la primer línea de emisión
Pero para ser más exactos con estas moléculas ya que solo se quiere obtener la
línea menos intensa respecto a un valor de 3 o 4 en logaritmo de 10 se
selecciona la opción “ límites inferiores de intensidad de línea” (ver Fig. No 15).
Fig. No 15 Límites inferiores de intensidad de línea
17
Gracias a esto se obtiene una tabla con menos moléculas (Ver Fig. No 16), para
obtener lo que sería la molécula en esa línea de emisión con más exactitud
(seleccionamos a la línea de acuerdo a una intensidad menor a log 3 o 4 ) en este
caso la molécula tiene una intensidad de 1.38770.
Fig.No.16 Tabla con exactitud de las primeras líneas de emisión
Por lo que la molécula encontrada para la primera línea es la del “DCN “(ver Fig. No
17).
Fig. No 17 Molécula encontrada en la primera línea de emisión
18
7. Análisis e interpretación de resultados
TABLA II Moléculas obtenidas en las 9 líneas de emisión con sus nombres
No de línea
Molecular
X
(Frecuencia )
MHz
Y
(Intensidad)
Kelvin
Molécula detectada
en la línea de
emisión
1 217239 1.38770 DCN
( Cianuro de
Hidrógeno )
2 217823 2.38610 cHCCCH
( ciclopropeniledina )
3 217943 2.58150 cHCCCH
( Ciclopropeniledina )
4 218222 2.76900 H2CO
( Formaldehído )
5 218323 1.29470 HC3N
( Cianoacetileno )
6 218440
3.82054
CH3OH
( Metanol)
7 218477 3.09140 H2CO
( Formaldehído )
8 218558 No tiene Línea Falsa
9 218759 3.09030 H2CO
( Formaldehído )
19
En esta tabla se puede ver que gracias a los cálculos realizados en la TABLA I y al
insertarlos a la base de datos como se realizó en el primer ejemplo se obtienen a las
moléculas encontradas en esa región de la nube molecular.
Cada una de las moléculas detectadas en esta nube molecular se encuentran en
esta gráfica con su respectiva línea de emisión de donde fue encontrada , por lo que
decimos que esta nube molecular es rica en estas 8 moléculas que la conforman y
posee una line falsa ya que no tiene molécula encontrada por la base de datos.
Gráfica 2: Resultados finales, moléculas encontradas en la nube molecular
estudiada (9 líneas de emisión encontradas, 8 moléculas detectadas y una sola
línea falsa).
20
8. Conclusiones
Para finalizar más allá de estudiar su estructura, composición o comportamiento,
muchas de estas moléculas contribuyeron al desarrollo de la vida tal y como la
conocemos hoy en día, ya que muchas de ellas tienen carácter prebiótico es decir
podrían o pueden ayudar a la formación de la vida o de características que
posibilitan esta forma de vida, esto quiere decir que tal vez más allá de lo
observable y estudiado nos puede dar alguna esperanza de algún tipo de vida
similar a la nuestra, dando inicio a nuevas investigaciones y teorías sobre el cosmos
gracias al estudio de las nubes moleculares y de la formación estelar pues sin
ninguno de estos procesos en el universo existirían moléculas interestelares que
nos permitan entender la composición química y la manera en que estos cambios
son producidos con el paso del tiempo pues no sabríamos cómo es que surgen las
moléculas y en qué medio se desarrollan, es por eso que las moléculas juegan un
papel muy importante en todo lo estudiado y en nuestra vida pues estas forman todo
lo que nos rodea, gracias a que interaccionamos con ellas todo el tiempo.
21
9. Fuentes de información
Bibliografía
Arribas, Antonio. Astronomia paso a paso, Madrid, Equipo Sirius, 2001,250
pp.
Asimov, Isaac. El universo, Madrid, Alianza Editorial, 1984,224 pp.
Bergamini, David. El universo, México, TimeLife, 1982,488 pp.
Fierro, Julieta. El universo, México, Tercer Milenio,1997, 97 pp.
González, José. La radioastronomía y el Gran Telescopio Milimétrico. El
universo desde puebla México, Universidad Tecnológica de Puebla, 2000,
102 pp.
Hewitt, Paul. Conceptos de física, México, Limusa, 2007,824 pp.
Hacyan, Shahen. El descubrimiento del universo, México, Fondo de cultura
económica, 1996, 157 pp.
Lazcano, Antonio .El origen de la vida: Evolución Química y Evolución
Biológica, México, Trillas, 1989 (reim.2015) ,109 pp.
Longair, Malcolm. La evolución de nuestro universo, Madrid, Cambridge
University Press, 2003,198 pp.
Peimbert, Manuel. Temas selectos de Astrofísica, México, Universidad
Nacional Autónoma de México, 1984,333 pp.
Sagan, Carl. Cosmos, Barcelona, Planeta Agostini, 1986, 368 pp.
Simanauskas, Tristán. El universo del principio al fin, Buenos Aires,
Continente, 2009, 90 pp.
Urbina, Julio. Moléculas de la vida, México, Siglo XXI (México), 2003, 94 pp.
22
Cibergrafía
Base de datos recuperada de: http://www.cv.nrao.edu/php/splat/
proporcionada por la Dra .Aina Palau Puigvert.
Fuentes Vivas
Dra.Aina Palau Puigvert, Detección de moléculas en nubes moleculares,
presencia y videollamada , Instituto de Ciencias Nucleares, 18 de febrero del
2016.
23
