1. ¿CÓMO SE TRABAJA EN ASTROQUÍMICA?

Tras identificar un elemento químico en el espacio gracias a su particular firma espectral (algo parecido a una huella dactilar, personal e intransferible), es necesario confirmar de algún modo esta información, procedente de la emisión de moléculas y átomos presentes en los objetos observados.
En el mejor de los casos, estas huellas ya han sido caracterizadas en los laboratorios mediante técnicas de espectroscopía, que permiten la identificación de las moléculas emisoras. Sin embargo, en muchos casos las huellas no están identificadas y, por tanto, no conocemos la identidad de la molécula emisora (aunque sí conocemos su rango energético de emisión y la intensidad asociada). En este caso, debemos realizar un estudio previo a grandes rasgos del tipo de química que existe en el objeto observado y, de nuevo, recurrir a las técnicas espectroscópicas de laboratorio.
Podemos decir que se trata de un ejercicio de ensayo y error sobre determinadas moléculas, hasta que la huella obtenida en el laboratorio coincide con la observada en el objeto: de hacerlo, habremos identificado la molécula emisora.
Posteriormente, si queremos derivar las propiedades físicoquímicas de la región observada (densidad, temperatura y abundancia molecular), tenemos que recurrir a modelos de transferencia de radiación.
Y, por último, si pretendemos entender cómo se forman las moléculas emisoras, debemos recurrir a modelos químicos y a experimentos de laboratorio.
Estos experimentos se llevan a cabo en cámaras especialmente preparadas, llamadas cámaras de ultra-alto-vacío, que simulan las condiciones extremas existentes en el medio interestelar. Así, por ejemplo, se simula la formación de los granos de polvo en las atmósferas de estrellas evolucionadas, la agregación de moléculas a los granos de polvo o la formación de hielos en las superficies de dichos granos.
En definitiva, el proceso completo de identificación ayuda a refinar los modelos y los desarrollos teóricos a la vez que permite identificar la molécula y utilizarla como diagnóstico de las propiedades físicas y químicas de la región de emisión.
Nuestros estudios de la complejidad química en el medio interestelar, así como en las regiones donde se forman las estrellas y los planetas, están abriendo puertas fundamentales para entender la formación de las estrellas y los planetas y, en última instancia, el origen de la vida en la Tierra.

2. OBJETIVOS

VAPOR DE AGUA EN EL ESPACIO

Esta molécula es una de las especies más abundantes del universo molecular, y estudiamos su presencia en numerosos entornos. Son destacables las detecciones de vapor de agua realizadas en sistemas protoestelares (en la protoestrella Cepheus E hemos detectado vapor de agua en un jet a tan solo mil unidades astronómicas de la misma); en estrellas ricas en carbono (desa-fiando nuestros conocimientos actuales de la química en estrellas evolucionadas, que predicen la inexistencia de agua en estos objetos), en regiones de formación estelar (Monoceros R2, donde hemos realizado la medición más precisa de la abundancia de agua en este tipo de objetos) y en galaxias externas (detección de agua y agua ionizada en M82).

COMPLEJIDAD MOLECULAR

Las moléculas detectadas en el espacio hasta la fecha son, por un lado, simples en comparación con las estructuras complejas que hay en la Tierra y, por otro lado, mucho más simples que las moléculas asociadas con la vida (aminoácidos, azúcares, proteínas, etc). Sin embargo, se han encontrado especies exóticas, como aniones y cationes, que están muy poco caracterizadas en los laboratorios.
El equipo ha detectado, por vez primera, numerosas moléculas en el espacio y las ha caracterizado, lo que ha permitido identificar de manera precisa multitud de “líneas no identificadas” o U-lines (Unidentified lines) en regiones de formación estelar.
ASTROMOL ha podido identificar por primera vez un tipo de inestabilidades que posibilitan la fragmentación de nubes moleculares por la interacción de intensos campos de radiación. Estas inestabilidades provocan la formación de estructuras de gas en forma de “olas” y han sido identificadas en la nebulosa de Orión.

QUÍMICA DEL DEUTERIO

El deuterio posee las mismas propiedades químicas que el hidrógeno, pero con una composición y peso diferentes. La importancia de estudiar especies deuteradas (variantes de metanol y amoníaco, por ejemplo) en regiones de gas muy frío y denso en términos astrofísicos radica en que son trazadoras del gas que forma condensaciones pre-estelares. Nuestro equipo está realizando un estudio detallado de la química que posibilita la aparición de este tipo de moléculas mediante cálculos de mecánica cuántica.

Estudio de hielos astrofísicos en el laboratorio

En las regiones más densas y frías del medio interestelar, las observaciones en el infrarrojo muestran la presencia de hielos, que en muchas ocasiones se condensan en la superficie de los granos de polvo.
Mediante el uso de la cámara de ultra-alto-vacío ISAC (izda), realizamos experimentos de laboratorio que recrean las condiciones del medio interestelar.

QUÍMICA EN LAS REGIONES DE FORMACIÓN ESTELAR

Los granos de polvo se encuentran en multitud de objetos, desde las atmósferas de los planetas a los discos protoplanetarios, y permean el medio interestelar. Son partículas de tamaños inferiores a las decenas de micra y se cree que juegan un papel primordial en la abundancia observada de hidrógeno molecular en el espacio.
Numerosas reacciones de interés astrofísico ocurren en la superficie de los granos de polvo, pudiendo dar lugar a moléculas complejas e incluso a moléculas de interés prebiótico como los aminoácidos.
Nuestro equipo ha realizado cálculos teóricos de reacciones clave en fase gas (hidrógeno, nitrógeno y oxígeno moleculares con hidrocarburos, por ejemplo) a las temperaturas en las que se forman las estrellas masivas (entre 70 K y 300 K).
También hemos propuesto un nuevo mecanismo para explicar el origen de los hidrocarburos aromáticos policíclicos (PAHs) en el medio interestelar: pueden ser producidos en la superficie de los granos de carburo de silicio cuando se exponen a los átomos de hidrógeno a altas temperaturas.

TASAS DE EXCITACIÓN COLISIONAL DE MOLÉCULAS

Es importante conocer con precisión las tasas de excitación colisional en moléculas de interés astrofísico, ya que las nubes moleculares se enfrían después de colisionar moléculas y átomos. El enfriamiento de la nube produce condensaciones que pueden dar lugar a la formación de estrellas. Por lo tanto, la determinación precisa de estas tasas nos permite determinar la temperatura de estos objetos y la abundancia de las moléculas que los componen.

ATMÓSFERAS PLANETARIAS

Buscamos cuantificar las tasas de excitación colisional de dióxido de carbono y monóxido de nitrógeno  con oxígeno atómico a bajas temperaturas y utilizarlas como termómetros de atmósferas planetarias. Por otro lado, hemos encabezado una investigación sobre el origen de una emisión anómala en la atmósfera de Titán, el satélite más grande del Sistema Solar. Los resultados indican que los hidrocarburos aromáticos policíclicos (PAHs) son los responsables de la emisión.

Desarrollos teóricos

Estamos desarrollando potentes códigos para interpretar y modelizar cómo se propaga la radiación que emiten los objetos observados. Así, el grupo de atmósferas planetarias del Instituto de Astrofísica de Andalucía ha desarrollado el algoritmo GRANADA (Generic RAdiative traNsfer AnD non-LTE population Algorithm) para calcular cómo se organizan las moléculas en condiciones de no-equilibrio en atmósferas planetarias.
El grupo de espectropolarimetría del Instituto de Astrofísica de Canarias ha desarrollado técnicas avanzadas para detectar señales espectropolarimétricas en atmósferas estelares, que nos permiten obtener información sobre los campos magnéticos actuantes y la estructura interna de estas regiones. También hemos desarrollado PORTA (POlarized Radiative TrAnsfer o Transferencia de Radiación Polarizada), un programa para resolver en tres dimensiones modelos de atmósferas estelares usando computación paralela para acelerar las soluciones numéricas y, por lo tanto, ahorrar tiempo de cálculo.

3. RESULTADOS

Confirmada la presencia de fosfina en torno a la estrella CW Leonis

La fosfina (PH3), una de las formas más estables del fósforo, ha sido detectada por primera vez fuera del Sistema Solar. La importancia de esta detección radica en que el fósforo está presente en todas las formas de vida conocidas, por lo que el descubrimiento de esta molécula es un paso hacia una mejor comprensión de la química del fósforo en el cosmos.

Descubierta la presencia de la especie OH+ en torno a estrellas moribundas

Las investigaciones han desvelado que la especie OH+, esencial para la formación de agua, se encuentra presente en los ardientes restos de estrellas moribundas de tipo solar. Dos trabajos han sacado a la luz este hallazgo, uno de ellos liderado por un miembro de ASTROMOL y llevado a cabo con datos del telescopio espacial Herschel (ESA).

Algo huele a podrido… en Orión KL

Literalmente. La región de formación de estrellas masivas Kleinmann-Low forma parte de la nube molecular de Orión, y por ello es conocida como Orión KL. En su entorno se ha detectado la posible presencia de mercaptano de etilo, un gas que se caracteriza por su olor a huevos podridos. De ahí que la frase, pronunciada por el personaje de Marcelo en el primer acto del Hamlet de Shakespeare, nos venga que ni pintada.