Objetivos

Los objetivos del proyecto pueden resumirse en 8 puntos generales que dan idea del carácter multidisciplinar del equipo y de los retos científicos a los que se enfrenta, reflejando también los resultados más impactantes obtenidos hasta el momento:

1. Vapor de agua en el espacio.
2. Complejidad molecular en el espacio.
3. Química del deuterio .
4. Química en regiones de formación estelar.
5. Tasas de excitación colisional de moléculas.
6. Estudio de hielos astrofísicos en el laboratorio.
7. Atmósferas planetarias.
8. Desarrollos teóricos (modelos de transferencia de radiación, cálculos ab-initio).


1. Vapor de agua en el espacio
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Esta molécula clave es un importante objeto de estudio debido a que es una de las especies más abundantes del universo molecular. Desde ASTROMOL se estudia su presencia en nubes moleculares, núcleos protoestelares, discos protoplanetarios, estrellas evolucionadas, atmósferas planetarias y galaxias.

Dichos estudios incluyen modelos físico-químicos detallados que pretenden caracterizar esos objetos.

Por otro lado, nuestros laboratorios están realizando experimentos para obtener medidas muy precisas de cómo interacciona el vapor de agua con el medio circundante (hidrógeno molecular), a presión y temperaturas muy bajas, como en el medio interestelar.

El objetivo último de este estudio es determinar de manera precisa la concentración de moléculas de agua presente en estos objetos.

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 sólo 1.000 unidades astronómicas de la misma), en estrellas ricas en carbono (desafiando 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 hasta la fecha en este tipo de objetos) y en galaxias externas (detección de agua y agua ionizada en M82).


2. Complejidad molecular en el espacio

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.

Asimismo, la emisión molecular nos permite diagnosticar las condiciones físicas (temperatura, densidad, abundancia) de los espectros estudiados. Hemos podido detectar en el espacio y caracterizar en nuestros laboratorios las siguientes especies:

Detecciones:

  • Radical metoxilo (CH3O) en nubes moleculares. Se sospecha que se forma en la superficie de los granos de polvo y es eyectado al medio por la interacción con los rayos cósmicos o con fotones del campo difuso.
  • Isómeros de HNCO (ácido fulmínico – HCNO y HOCN) en distintas fuentes. Estas detecciones proporcionan claves sobre la química que actúa en las nubes moleculares, ya sea del gas o de los granos de polvo.
  • Radical hidroxilo (OH) y 18O-formato de metilo en Orión.
  • Primera detección de un anión diatómico, el anión cianuro CN, en la envoltura circunestelar de la estrella carbonada IRC +10216. Nuestros modelos sugieren que se forma por interacción entre grandes aniones carbonados y átomos de nitrógeno.
  • Poliacetilenos en la envoltura circunestelar de la nebulosa protoplanetaria CRL618.
  • Moléculas orgánicas complejas (CH3CH2OH, (CH2OH)2, CH3COCH3, y CH3OH, con CH3CHO, CH3OD, HCOOD, C6H, y OCS) a escalas de 500 unidades astronómicas, en regiones de formación estelar.
  • Moléculas en el entorno del agujero negro central de nuestra galaxia (a 1,5 años luz del agujero negro central). Entre ellas destacan CO, vapor de agua, HCN y otras moléculas ligeras a temperaturas muy superiores (hasta 1.000 K) a las típicas observadas en nubes moleculares.
  • Primeros resultados con ALMA (Ciclo 0 de observaciones): Detección de HNC en la estrella evolucionada rica en carbono. El espectro muestra un gran número de líneas estrechas sin identificar (U-lines) que se forman en la vecindad de la fotosfera de la estrella.
  • Primeros resultados con ALMA (Ciclo 0 de observaciones): Por vez primera se ha conseguido una descripción muy detallada de la estructura, dinámica y condiciones físicas del flujo (“outflow” en inglés) en la nebulosa protoplanetaria del “Rectángulo Rojo”.
  • Detección, por vez primer,a de hidrilo de argón (ArH+), un ión molecular que contiene el gas noble argón, en la Nebulosa del Cangrejo. Se postula que el Argon-36 debe originarse por nucleosíntesis explosiva en estrellas masivas durante la fase de supernova. Esta detección, realizada por un equipo internacional en el que se encuentra AM-CSIC, confirma las predicciones teóricas. El grupo GFM-CSIC, en colaboración con AM-CSIC y un equipo internacional, ha medido recientemente en laboratorio las transiciones ro-vibracionales del ArH+ en el infrarrojo medio. Dichas medidas serán de vital importancia para realizar observaciones de precisión en dicho rango desde tierra hasta la llegada de futuras misiones espaciales.

Detecciones y caracterizaciones:

  • Ión amonio (detección novel en el espacio). El ión amonio (NH4+) es el punto de partida para formar amoníaco (NH3) y moléculas prebióticas aminadas. La identificación ha sido posible gracias a los nuevos datos de espectroscopía infrarroja de laboratorio obtenidos por el grupo GFM-CSIC. Este descubrimiento apoya las predicciones realizadas en modelos de astroquímica sobre la existencia del ión amonio en las regiones internas de objetos protoestelares y en núcleos de galaxias activas, donde la evaporación de los granos de polvo da lugar a un aumento de la concentración en fase gas del amoníaco.
  • Caracterización en el laboratorio (grupo GEM-UVA) del isocianuro de magnesio hidrogenado (HMgNC) en el rango de frecuencias de 4 a 26 GHz que ha posibilitado su detección en la envoltura circunestelar de la estrella rica en carbono IRC+10216.
  • Caracterización en el laboratorio del fenol con una extensión significativa del cubrimiento en frecuencias de su espectro rotacional (grupo GEM-UVA). Dicho estudio ha permitido la detección tentativa del fenol en Orión.
  • Caracterización en el laboratorio (grupo GEM-UVA) del cianuro de etilo (CH3CH2CN) con nuevos datos en el rango de 17-605 GHz que ha permitido su detección en las nubes moleculares de Orión.
  • Caracterización en el laboratorio del etil mercaptano, CH3CH2SH, en el domino de las milimétricas y sub-milimétricas (hasta 880 GHz). Se han obtenido valores muy precisos de las constantes espectroscópicas, lo cual ha permitido su detección hacia Orion KL. También se ha detectado metil mercaptano CH3SH.

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.


3. Química del deuterio (moléculas deuteradas)
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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.


4. Química en 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).

Hemos propuesto un nuevo mecanismo para explicar el origen de los Hidrocarburos Aromáticos Policíclicos (PAHs) en el medio interestelar. Los experimentos realizados en el laboratorio muestran que los PAHs y especies asociadas pueden ser producidas de manera eficiente en la superficie de los granos de carburo de silicio (SiC) cuando se exponen a los átomos de hidrógeno a altas temperaturas (trabajo en colaboración con el Instituto de Ciencia de Materiales de Madrid).


5. Tasas de excitación colisional de moléculas
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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.

El equipo ha realizado un estudio completo de las tasas de excitación colisional de moléculas diatómicas y triatómicas, incluyendo experimentos de laboratorio y cálculos teóricos. Podemos destacar:

  • Nuevas tasas colisionales del HNC y sus isómeros que resuelven el problema de los cocientes anómalos de  abundancias observadas en nubes moleculares.
  • Nuevas tasas colisionales para el dióxido de azufre (SO2) en las condiciones físicas que prevalecen en las nubes moleculares.
  • Cálculo experimental de las tasas colisionales de H2O con He. Este experimento, que se está llevando a cabo, es de gran importancia, ya que estas tasas sólo han sido calculadas teóricamente y no están validadas de forma experimental. Su validación permitirá modelizar ambientes interestelares ricos en vapor de agua.


6. Estudio de hielos astrofísicos en el laboratorio
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En las regiones más densas y frías del medio interestelar, las observaciones en el infrarrojo muestran la presencia de hielos, muchos de los cuales se condensan en la superficie de los granos de polvo.

Mediante el uso de la cámara de ultra-alto-vacío ISAC, estamos en condiciones de realizar experimentos de laboratorio que recreen las condiciones del medio interestelar.

Un primer paso en esa dirección ha sido el estudio de la formación de moléculas de azufre (S2) en cometas. Las simulaciones experimentales realizadas en la cámara muestran que podrían formarse por disociación del disulfuro de hidrógeno (H2S2) en el hielo.

Por otro lado, recientemente ASTROMOL, en colaboración con otros grupos nacionales e internacionales, ha realizado un estudio que descarta la presencia de hielo de CO2 puro y amorfo en el espacio combinando espectroscopía infrarroja de laboratorio, modelos teóricos de estructuras sólidas y observaciones astronómicas.


7. Atmósferas planetarias
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El equipo pretende cuantificar las nuevas tasas de excitación colisional de CO2 y NO con oxígeno atómico a bajas temperaturas y utilizarlas como termómetros de atmósferas planetarias. En esta línea, los grupos teóricos del equipo han calculado las abundancias de los isotopólogos de CO2 en función de la temperatura.

Por otro lado el equipo ha liderado 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 PAHs son los responsables de la emisión observada. Los modelos de redistribución de energía indican que la atmósfera de Titán posee entre 20.000 y 30.000 PAHs por centímetro cúbico para reproducir la emisión observada.

Química del nitrógeno y el oxígeno. Estudios sobre la reactividad y excitación de especies que contienen N y O (incluyendo oxígeno atómico), así como su espectroscopía: puede ser la única manera de determinar las condiciones físicas y dinámicas de la fase anterior a la fase de colapso de la formación estelar.


8. Desarrollos teóricos (modelos de transferencia de radiación, cálculos ab-initio)
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El equipo está desarrollando potentes códigos de transferencia de radiación 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 (IAA) 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 (IAC) ha desarrollado técnicas avanzadas para detectar señales espectropolarimétricas en atmósferas estelares. Dichas señales nos permiten obtener información sobre los campos magnéticos actuantes y la estructura interna de estas regiones.

Otro ejemplo de desarrollo de códigos de transferencia de radiación es PORTA (POlarized Radiative TrAnsfer o Transferencia de Radiación Polarizada). Es un programa para resolver en 3 dimensiones modelos de atmósferas estelares usando computación paralela para acelerar las soluciones numéricas y, por lo tanto, ahorrar tiempo de cálculo. Los cálculos ab-initio son de especial interés para estudiar la geometría y propiedades espectroscópicas de la moléculas. Estas técnicas son de especial relevancia para predecir las frecuencias del espectro molecular.

Asimismo, se está estudiando la cinética de distintas reacciones químicas mediante métodos ab-initio para poder determinar constantes de reacción más precisas y poder refinar los modelos químicos de regiones astrofísicas de interés como, por ejemplo, las nubes moleculares.