Química (inter)estelar

Cuando queremos conocer la composición de cualquier material, lo primero que necesitamos es, obviamente, tener a mano una cierta cantidad del material a estudiar. Una vez lo hemos conseguido recurrimos a ese área del conocimiento científico, a veces odiada injustamente por muchos estudiantes, que es la química. La química es, como la definió Linus Pauling, la ciencia que estudia las sustancias, su estructura, sus propiedades y las reacciones que las transforman en otras sustancias.

Dentro de la química, existe una rama encargada de decirnos cuál es la composición química de la sustancia que queremos estudiar. La química analítica. Para lograr su objetivo, la química analítica utiliza diversos métodos que por su naturaleza pueden ser métodos puramente químicos, basados en las reacciones que unas sustancias tienen en presencia de otras, o fisicoquímicos que dependen de cómo unas sustancias interactúan físicamente con otras.

Ahora bien, ¿cómo hacemos para estudiar la composición química de algo de lo que no tenemos a mano ninguna cantidad del material que queremos estudiar? Esta es la situación que se da, sin excepción, cuando queremos conocer la composición de las estrellas o del medio interestelar. Podría parecer imposible pero lo que está claro es que conocemos, cada vez mejor, la composición de las estrellas y del medio interestelar. Como prueba, recientemente se ha buscado mercaptano de etilo (CH3CH2SH) en la región de formación de estrellas masivas Kleinmann-Low en la nube molecular de Orión. Puedes ver una magnífica explicación a nivel de divulgación aquí y el artículo técnico aquí.

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Región Kleinmann-Low en la nebulosa de Orión (Fuente: NASA APOD, CISCO, Subaru 8.3 m telescope, NAOJ)

¿Cómo lo hacemos entonces? Necesitamos recurrir a varias ramas de la ciencia, entre las que encontramos química (analítica), la astrofísica y astronomía(en concreto la instrumentación astronómica).

Antes hemos dicho que la química analítica es la encargada de estudiar la composición química y que para ello utiliza diferentes métodos. Uno de ellos es el método espectrométrico, el cual consiste en estudiar la interacción de la radiación electromagnética (en todas las longitudes de onda del espectro electromagnético) con la materia sobre la cual incide. La espectrometría utiliza espectrómetros (que también son conocidos como espectroscopios o espectrógrafos) que son unos dispositivos que separan la luz en las longitudes de onda que los componen. El espectroscopio más sencillo que existe (y en cuyo principio funcional se basan todos los demás) es un simple prisma. Utilizando un prisma Newton consiguió descomponer la luz blanca del sol que incidía sobre el prisma en todos los colores que la componían, obteniendo así el primer espectro de la historia. Sin embargo, fueron Kirchhoff y Bunsen los que inventaron el primer espectroscopio al añadir una escala graduada que permitía identificar la longitud de las líneas espectrales que se observaban al hacer pasar la luz por el prisma. Cuando la imagen se registra sobre un dispositivo, ya sea electrónico o una película fotográfica, solemos hablar de espectrógrafo.

Las sustancias químicas se pueden encontrar en forma atómica o forma molecular. En la primera, los átomos individuales no se encuentran unidos a otros átomos, en la segunda los átomos se encuentran unidos entre sí, a través de enlaces que pueden ser entre átomos del mismo elemento o de distinto tipo, dando lugar a moléculas. Los electrones que forman los átomos, o que se unen entre dos átomos para formar la molécula, pueden estar en diferentes estados energéticos. Si sobre ellos no incide ningún tipo de radiación (ya sea de la longitud de onda que sea), los electrones se encuentran en el estado más bajo de energía. Cuando la radiación incide sobre ellos, los electrones saltan a un estado de mayor energía. Sin embargo, debido a que los electrones tienen tendencia a estar en su estado de menor energía, una vez la radiación ha dejado de incidir vuelven a su estado de energía más bajo o fundamental y para ello tienen que liberarse del exceso de energía que le había proporcionado la radiación incidente, emitiendo por ello ese exceso de energía en forma de radiación. La diferencia entre la energía del nivel inicial y el nivel final nos da la longitud de onda de la radiación emitida.

Cada átomo o molécula tiene unos niveles de energía diferentes que los caracterizan, por lo que dependiendo de la energía incidente las transiciones entre niveles serán diferentes y por lo tanto la radiación emitida será también diferente. Estos niveles de energía pueden ser de diferentes tipos e incluyen niveles vibracionales (debidos a la vibración del átomo o molécula) o niveles rotacionales (debidos a la rotación del átomo o molécula). Por otro lado, cada nivel de energía puede no ser único, sino que en presencia, por ejemplo, de un campo magnético desdoblarse en varios niveles, que permiten transiciones adicionales y por lo tanto la posibilidad de emisión del exceso de radiación en longitudes de onda adicionales.

image014 Transiciones entre niveles de energía que dan lugar a los espectros (Fuente: monografías.com)

Los químicos analíticos cuando intentan determinar que sustancia tienen entre manos, estudian utilizando, entre otros métodos, el método espectrométrico la estructura de estos átomos o moléculas y su interacción con la radiación. Debido a que cada átomo y molécula tiene una estructura de niveles de energía determinada y distinta del resto, y que interactúa con la radiación de una manera determinada según el tipo de radiación (y las condiciones del entorno, como por ejemplo en presencia de campos magnéticos) se puede crear un catálogo de espectros para que cada vez que nos volvamos a encontrar con el mismo espectro en otro lugar, podamos decir que sustancia tenemos entre manos.

Ese otro lugar en el que nos podemos encontrar los espectros son las estrellas y el medio interestelar. El problema que nos encontramos es que no podemos acceder directamente para tomar una muestra y llevarla al laboratorio para estudiarla. Lo que si podemos hacer es utilizar nuestros telescopios ya sea ópticos o de radio, equiparlos con espectrógrafos que nos permitan observar los espectros, en los que los sensores han de ser adecuados para la radiación que queremos medir y apuntarlos hacia la región del cielo que queremos estudiar. El análisis de los espectros a través de su comparación con los espectros obtenidos en los laboratorios nos dirá la composición química de nuestro objeto de estudio. Y no sólo eso, vamos a obtener mucha más información como las velocidades de rotación y de traslación que tiene el objeto que estamos estudiando (a través de medidas de efecto Doppler, ya que las líneas espectrales aparecerán desplazadas, con respecto a su posición en el laboratorio, hacia longitudes de onda más largas o más cortas dependiendo de si se aleja o se acerca de nosotros) o incluso de la intensidad del campo magnético que pueda existir en la región de estudio.

Cómo en todo, la realidad es siempre mucho más compleja, pero siempre podemos confiar en el ingenio humano y en la capacidad de los científicos para buscar soluciones a los problemas que les plantea el universo. Y como se ha visto, lo que para mí más importante, se puede confiar en la colaboración de diferentes áreas de la ciencia para buscar esas soluciones, en algunos casos, surgiendo a raíz de esa colaboración nuevas áreas de investigación como es el caso de la Astroquímica que fundamentalmente es de lo que se ha tratado aquí.

Referencias:

http://www.espectrometria.com/

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El hogar de las estrellas

Hace unas semanas hablábamos sobre radiotelescopios y dijimos que eran muy importantes para el estudio de diversos fenómenos astrofísicos. Hoy vamos a hablar del medio interestelar y veremos que, en algunos casos, los radiotelescopios son útiles a la hora de estudiarlo.

Cuando miramos al cielo, vemos a simple vista muchísimas estrellas, y aún hay más que no vemos. En algunos casos, podemos distinguir otros objetos que tienen una magnitud suficiente como para verlos a simple vista, como son algunas nebulosas o galaxias, aunque si lo hacemos sin una carta celeste podemos confundirlos con estrellas normales y corrientes ya que no podemos distinguir su forma y extensión. Sin embargo, cuando miramos al cielo a una zona donde no vemos nada, podemos pensar que es una región que está vacía, pero que en realidad no está vacía.

Entre estrella y estrella existe lo que llamamos medio interestelar y aunque no lo veamos es impresionante y merece ser estudiado por todo lo que implica: es el lugar donde nacen las estrellas.

El medio interestelar se compone principalmente de gas, concretamente de gas hidrógeno que es el componente mayoritario, aunque también contiene restos de otros elementos químicos más “pesados” como helio, carbono, nitrógeno u oxígeno, entre otros, en cantidades muy muy pequeñas. La razón de que existan estos elementos pesados es que el medio interestelar no es sólo el lugar donde nacen las estrellas, sino también en el que mueren. Cuando una estrella evoluciona, va generando elementos más pesados en su interior por fusión nuclear de hidrógeno. Cuando la estrella muere, por ejemplo como una supernova, libera estos elementos al exterior y se incorporan al medio interestelar.

El hidrógeno que encontramos en el medio interestelar, puede estar en tres estados diferentes: hidrógeno neutro o HI, hidrógeno molecular o H2 e hidrógeno ionizado o HII. Para entender estos tres estados, tenemos que saber que el hidrógeno es el átomo más sencillo que existe ya que sólo se compone de un núcleo compuesto de un protón y un electrón ligado a él. Cuando el hidrógeno tiene esta estructura se denomina hidrógeno neutro y cuando se ha ionizado, es decir, se le ha transmitido la energía suficiente para hacer que el electrón se aleje lo suficiente del núcleo como para quedar libre de la atracción eléctrica del protón, se le denomina hidrógeno ionizado. El tercer estado, hidrógeno molecular, se forma cuando dos átomos de hidrógeno están unidos compartiendo sus respectivos electrones.

La presencia y abundancia de estos estados del hidrógeno determinan la existencia de tres tipos de regiones, que en un alarde de originalidad se llaman, regiones de gas atómico o regiones HI, regiones de gas molecular o regiones H2 y regiones de gas ionizado o regiones HII.

Las regiones HI son zonas muy frías (con temperaturas mínimas de 30K) que se estudian utilizando la línea de 21 cm del espectro electromagnético que se encuentra en el rango de las longitudes de onda de radio, y que por lo tanto se estudia con radiotelescopios. Puede haber zonas del cielo en las que, observando en el visible, no veamos nada, pero si lo observamos en la línea de 21 cm, veremos que apuntemos donde apuntemos siempre observaremos una señal.

Esta señal se corresponde con la emisión de un fotón al desalinearse los espines del electrón y el protón en el hidrógeno neutro, tras haberse alineado debido a, por ejemplo, alguna colisión entre átomos. El que se pueda observar esta línea, se mire donde se mire, es una prueba de que el hidrógeno atómico se encuentra en todas partes.

También podemos utilizar el efecto Doppler para ver cómo se mueven estas nubes atómicas, ya que si la línea de 21 cm se encuentra desplazada a longitudes de onda más largas es señal de que la región se está acercando y si está en longitudes más cortas se está alejando. Estas observaciones aplicadas al gas atómico observado en nuestra Vía Láctea, por ejemplo, nos dan información sobre la rotación de la galaxia en torno a su centro.

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El cielo observado en la línea de 21 cm (Fuente: NASA APOD. Credito: J. Dickey (UMn), F. Lockman (NRAO), SkyView)

También, cuando observamos el cielo en el visible, vemos que hay zonas muy pobladas de estrellas, pero entre las cuales parece haber vacíos de estrellas, es decir, zonas completamente oscuras. Estas zonas son, en realidad nubes de hidrógeno molecular y polvo, siendo el polvo el responsable de que se vean oscuras. Las regiones de hidrógeno molecular son aún más frías que las regiones HI (del orden de los 10K como temperatura mínima, pero mucho más densas). Estas zonas son muy importantes, ya que es en su interior donde se forman las estrellas. Desgraciadamente no existe una línea espectral específica, como en el caso de las regiones HI, para poder observarlas, de hecho es complicado observar el hidrógeno molecular ya que el H2 es una molécula sin momento dipolar y no tiene líneas del tipo de la de 21 cm (en concreto no tiene líneas rotacionales. Sí tiene líneas vibracionales, pero es necesaria una energía muy alta para que se produzcan transiciones que permitan la generación de estas líneas. Estas condiciones no se dan en todas las regiones de la nube, sólo en la proximidad de las estrellas en formación por lo que da poca información sobre el resto de la nube).

Si el polvo nos impide observar en el visible y no existe una línea clara para observar en radio, ¿cómo podemos estudiar estas regiones?

Como hemos mencionado antes, existen otros elementos más pesados en el medio interestelar y de hecho estos elementos forman moléculas que, aunque su abundancia sea menor, nos permiten observar el interior de estas nubes. Una de estas moléculas es el monóxido de carbono (CO), que sí tiene un momento dipolar neto y por lo tanto emite líneas rotacionales que se pueden observar utilizando radiotelescopios. También el amoniaco (NH3) nos ayuda a ver el interior de estas nubes. De esta manera podemos estudiar el entorno en el que nacen las estrellas a través de su densidad y temperatura, por ejemplo.

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Barnard 68. Una nube molecular (Fuente: NASA APOD. Crédito. FORS Team, 8.2-meter VLT Antu, ESO)

Cuando las estrellas, en el interior de las nubes moleculares, se han empezado a formar, son jóvenes y con mucha energía, por lo que emiten radiación muy energética (en el rango del ultravioleta) que hace que el hidrógeno que hay en las nubes se ionice y pase a ser HII. Las regiones HII son, por tanto, muy calientes. Aun así, el polvo interestelar no permite que se observe en el interior de las nubes y tenemos que recurrir de nuevo a los radiotelescopios. La radiación que emiten estas estrellas recién formadas genera, en las nubes HII, radiación de frenado. Esta radiación se produce cuando un electrón se aproxima a un átomo de hidrógeno ionizado que hace que el primero se desvíe de su trayectoria emitiendo así una radiación que, debido a que hay muchos electrones aproximándose a muchos protones a diversas distancias, hace que aparezca un espectro continuo de radiación. En este caso la radiación de frenado se estudia en el rango de los rayos X y por ello no utilizamos radio telescopios para estudiarla, sin embargo combinando la información de rayos X con la de radio al estudiar las nubes moleculares, la información obtenida es muy valiosa.

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Messier 17 o nebulosa Omega. Una región II (Fuente: NASA APOD. Crédito Subaru Telescope (NAOJ), Hubble Space Telescope, Color data: Wolfgang Promper, Processing: Robert Gendler)

Como hemos visto, hay muchas más cosas de las que nuestros ojos pueden ver a simple vista, o incluso utilizando telescopios convencionales. El medio interestelar es, en muchos aspectos, un misterio que todavía tenemos que resolver. Ya sea utilizando radiotelescopios u otro tipo de detectores, nos queda mucho camino por recorrer. Mientras tanto podemos disfrutar de algunas de las bonitas imágenes que otros telescopios nos han dejado a lo largo de los años, como una de mis preferidas la Nebulosa de Orión.

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M42 o nebulosa de Orión (Fuente: NASA APOD. Crédito: NASA, ESA, M. Robberto (STScI/ESA) et al.)

Referencias

¿Qué hay entre las estrellas?

Medio Interestelar

Astrofísica del medio interestelar

Proyecto PARTNeR

Antenas para observar el Universo

¿Quién no ha mirado al cielo en una noche despejada, en un lugar apartado de las luces de la ciudad y no se ha preguntado si hay algo más bonito que el cielo estrellado? Es casi seguro que todos aquellos que en algún momento decidimos estudiar el universo en sus múltiples facetas empezamos así y, de hecho, además de maravillarnos con la belleza del cielo empezamos a preguntarnos por qué todo lo que veíamos era como era y no de otra manera.

También es casi seguro, que todos empezamos a pedirles a nuestros padres que nos compraran un telescopio, que aunque lo queríamos grande, siempre era más pequeño de lo que esperábamos.

Más adelante, además del telescopio, queríamos libros y más libros sobre como observar el cielo, que objetos se podían observar, cuando se podían observar y que además tuvieran fotos chulas de galaxias, nebulosas, cúmulos globulares y, en definitiva, cualquier objeto que se encuentre ahí fuera.

En esos libros también venían fotos de telescopios, y como no, es casi seguro que los queríamos todos, refractores, reflectores… pero, para muchos de nosotros, la sorpresa fue descubrir que había telescopios por los que no había ningún agujero por el que mirar. De hecho, ni siquiera parecían telescopios, eran más parecidos a las antenas parabólicas que algunos tenían para ver muchos canales de televisión. ¿Qué era eso? ¿De verdad se podía observar al Universo con esas antenas?

Esas antenas son, en realidad, radiotelescopios, y si, se puede observar el Universo con ellos. Es más, se debe observar con ellos.

Yebes_40mRadiotelescopio de 40m del IGN en Yebes (Fuente: IGN)

Los telescopios convencionales, con un agujero por el que mirar, normalmente observan el universo en el rango del espectro visible, es decir, de todo el espectro electromagnético, sólo son capaces de ver las longitudes de onda que corresponden a la luz visible, que son las mismas que vemos con nuestros ojos. Sin embargo, los radiotelescopios son capaces de detectar otras longitudes de onda, mucho más largas que los ópticos. Estas longitudes de onda están en el rango de las ondas de radio.

Un radiotelescopio es, en términos generales, una gran superficie parabólica (paraboloide de revolución) que actúa como colector de ondas de radio. Al tener forma parabólica, las ondas que llegan son reflejadas por la superficie y concentradas en un punto conocido como foco primario. En este punto pueden suceder dos cosas. Una es que en este punto se encuentre un receptor que se encarga de enviar la radiación reflejada a los instrumentos de medida y la otra es que en el foco primario se encuentre un subreflector que refleje la radiación a un receptor colocado en la superficie colectora y que de ahí se envíe a los instrumentos de medida. Ambas opciones son posibles, pero la segunda permite el acceso al receptor para su mantenimiento y también permite que el peso sea mayor.

 EsquemaElementos de un radiotelescopio (Fuente: Wikipedia Commons)

Los radiotelescopios son antenas que pueden llegar a ser enormes, llegando incluso a los 100 metros de diámetro o incluso más de 300 metros como el radiotelescopio de Arecibo. El tamaño influye en la resolución de la información recogida. A mayor tamaño, mayor resolución. El principal problema es que es prácticamente imposible construir antenas del tamaño de varios kilómetros (o cientos de kilómetros) para obtener una gran resolución. Esto no quiere decir que los radiotelescopios de tamaños más modestos, por debajo de los 100 metros e incluso de alguna decena de metros, no sean útiles porque no tienen suficiente resolución. Muchos descubrimientos importantes se han realizado usando estos radiotelescopios. Pero igual que cualquier científico, los astrónomos y astrofísicos siempre quieren más, sobre todo cuando por cada respuesta que se encuentra surgen nuevas preguntas.

Effelsberg_total2Radiotelescopio de 100m del Instituto Max Planck en Effelsberg (Fuente: Wikipedia Commons)

Arecibo_Observatory_Aerial_ViewRadiotelescopio de 305 m de Arecibo (Fuente: Wikipedia Commons)

Para dar respuesta a estas nuevas preguntas, no sólo se construyen radiotelescopios más grandes, sino que se construyen muchos telescopios que se conectan entre sí, ya sea de manera física, es decir, que la radiación recogida por todos ellos sea enviada a un mismo centro de análisis en el momento de recibirla, o de manera “virtual”, que consiste en que cada radiotelescopio recoja su propia información y la después la envíe a otros centros remotos donde se analizará de manera conjunta con la información recibida de otros radiotelescopios.

Hacer esto es posible gracias a técnicas de interferometría. La interferometría consiste precisamente en combinar la radiación de varias fuentes (varios radiotelescopios) de manera que se aumente la resolución de la información que se está recibiendo. La interferometría se basa en el hecho de que la radiación son ondas electromagnéticas. Para entender que es la interferometría, vamos a hablar de un experimento clásico en la historia de la Física: el experimento de la doble rendija.

Cuando se coloca un foco de luz delante de una pantalla y se coloca una lámina que no deje transmitir la luz del foco a la pantalla entre ellos, pero a la que se le han practicado dos finas hendiduras a modo de rendijas, la luz, al pasar por las rendijas se difracta y sigue diferentes caminos. Al incidir sobre la pantalla, la luz difractada procedente de cada rendija interfiere, ya que llega desde diferentes direcciones y en diferentes momentos, y esta interferencia hace que se observen líneas oscuras donde la luz ha interferido destructivamente y líneas brillantes donde ha interferido constructivamente. Se observa que cuando la fuente de luz es puntual (un foco pequeño) el contraste entre las líneas claras y oscuras es más grande, mientras que cuando la fuente es extensa, el contraste es más difuso.

 quantum-double-slitExperimento de la doble rendija (Fuente: Wikipedia Commons)

La interferometría usando radiotelescopios sigue el mismo principio. Las ondas de radio llegan a los radiotelescopios que están separados una cierta distancia en momentos distintos (la diferencia de tiempo es muy pequeña, pero perceptible con sistemas precisos de medición de tiempo). Esto hace que las señales de las ondas de radio medida por todos los radiotelescopios generen un patrón de interferencia. Estudiando el patrón y el contraste entre las señales claras y oscuras medidas, se puede reconstruir la forma y las características de la fuente de ondas de radio.

 ALMAVisión artística de los radiotelescopios de ALMA (Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array) para interferometría de larga base (Fuente: ESA)

Usando la interferometría podemos conseguir aumentar la resolución de la imagen ya que, aunque tengamos pequeños radiotelescopios separados por unos pocos metros o kilómetros en el caso de que la conexión sea física (también conocida como interferometría de larga base) o muchos kilómetros en el caso de que sea “virtual” (conocida como interferometría de muy larga base), el resultado final es como si tuviéramos un radiotelescopio del tamaño de la máxima separación entre los radiotelescopios pequeños. Esta técnica se puede utilizar incluso utilizando radiotelescopios en órbita.

Los radiotelescopios son muy útiles para estudiar diversos fenómenos que ocurren en el universo y que no podemos observar con telescopios convencionales como son el nacimiento de estrellas y el medio interestelar en el que nacen. Sobre cómo se utilizan los radiotelescopios y de la física que hay detrás de los fenómenos que observan, hablaremos en una próxima entrada.

Referencias:

http://partner.cab.inta-csic.es/

http://www.upv.es/satelite/trabajos/pracGrupo11/radio/