Las moléculas estelares son moléculas que existen o se forman en las estrellas . Estas formaciones pueden tener lugar cuando la temperatura es lo suficientemente baja como para que se formen moléculas, por lo general alrededor de 6000 K o menos. [1] De lo contrario, la materia estelar está restringida a átomos ( elementos químicos ) en forma de gas o, a temperaturas muy altas, de plasma .
Fondo
La materia está formada por átomos (formados por protones y otras partículas subatómicas ). Cuando el entorno es el adecuado, los átomos pueden unirse y formar moléculas , lo que da lugar a la mayoría de los materiales estudiados en la ciencia de los materiales . Pero ciertos entornos, como las altas temperaturas, no permiten que los átomos formen moléculas. Las estrellas tienen temperaturas muy altas, principalmente en su interior, por lo que se forman pocas moléculas en las estrellas. Por esta razón, un químico típico (que estudia átomos y moléculas) no tendría mucho que estudiar en una estrella, por lo que las estrellas se explican mejor por astrofísicos o astroquímicos . Sin embargo, la baja abundancia de moléculas en las estrellas no se equipara con ninguna molécula. [2]
A mediados del siglo XVIII, los científicos supusieron que la fuente de la luz del Sol era la incandescencia , en lugar de la combustión . [3]
Evidencia e investigación
Aunque el Sol es una estrella, su fotosfera tiene una temperatura suficientemente baja de 6.000 K (5.730 ° C; 10.340 ° F) y, por lo tanto, se pueden formar moléculas. El agua se ha encontrado en el Sol, y no hay evidencia de H 2 en enanas blancas atmósferas estelares. [2] [4]
Las estrellas más frías incluyen espectros de bandas de absorción que son característicos de las moléculas. Se encuentran bandas de absorción similares en las manchas solares, que son áreas más frías del sol. Moléculas que se encuentran en el Sun incluyen MgH , CaH $ , FEH , CrH , NaH , OH , SiH , VO , y TiO . Otros incluyen CN CH , MgF , NH , C 2 , SrF , monóxido de circonio , YO , ScO , BH . [5]
Estrellas de la mayoría de los tipos pueden contener moléculas, incluso la categoría de Ap estrellas de clase A . Solo las estrellas más calientes de las clases O, B y A no tienen moléculas detectables. También las enanas blancas ricas en carbono, aunque muy calientes, tienen líneas espectrales de C 2 y CH . [6]
Medidas de laboratorio
Las mediciones de moléculas simples que se pueden encontrar en las estrellas se realizan en laboratorios para determinar las longitudes de onda de las líneas espectrales. Además, es importante medir la energía de disociación y la fuerza del oscilador (con qué fuerza interactúa la molécula con la radiación electromagnética). Estas medidas se insertan en una fórmula que puede calcular el espectro en diferentes condiciones de presión y temperatura. Sin embargo, las condiciones creadas por el hombre son a menudo diferentes de las de las estrellas, porque es difícil alcanzar las temperaturas, y también es poco probable el equilibrio térmico local , como se encuentra en las estrellas. La precisión de la fuerza del oscilador y la medición real de la energía de disociación suele ser solo aproximada. [6]
Atmósfera modelo
Un modelo numérico de la atmósfera de una estrella calculará las presiones y temperaturas a diferentes profundidades y puede predecir el espectro para diferentes concentraciones elementales.
Solicitud
Las moléculas de las estrellas se pueden utilizar para determinar algunas características de la estrella. La composición isotópica se puede determinar si se observan las líneas en el espectro molecular. Las diferentes masas de diferentes isótopos hacen que las frecuencias de vibración y rotación varíen significativamente. En segundo lugar, se puede determinar la temperatura, ya que la temperatura cambiará el número de moléculas en los diferentes estados vibracionales y rotacionales. Algunas moléculas son sensibles a la proporción de elementos, por lo que indican la composición elemental de la estrella. [6] Diferentes moléculas son características de diferentes tipos de estrellas y se utilizan para clasificarlas. [5] Debido a que puede haber numerosas líneas espectrales de diferente intensidad, se pueden determinar las condiciones a diferentes profundidades de la estrella. Estas condiciones incluyen temperatura y velocidad hacia o lejos del observador. [6]
El espectro de moléculas tiene ventajas sobre las líneas espectrales atómicas, ya que las líneas atómicas suelen ser muy fuertes y, por lo tanto, solo provienen de lo alto de la atmósfera. Además, el perfil de la línea espectral atómica puede distorsionarse debido a isótopos o superposición de otras líneas espectrales. [6] El espectro molecular es mucho más sensible a la temperatura que las líneas atómicas. [6]
Detección
Se han detectado las siguientes moléculas en las atmósferas de las estrellas:
Molécula | Designacion |
---|---|
AlH [7] | Monohidruro de aluminio |
AlO [7] | Monóxido de aluminio |
C 2 [7] | Carbono diatómico |
CH [8] | Carbyne |
CN [8] [9] | Cianuro |
CO [10] | Monóxido de carbono |
CaCl [7] | Cloruro de calcio |
CaH [11] | Monohidruro de calcio |
CeH [12] | Monohidruro de cerio |
Director ejecutivo [9] | Monóxido de cerio |
CoH [7] | Hidruro de cobalto |
CrH [7] | Hidruro de cromo |
CuH [7] | Hidruro de cobre |
FeH [12] | Hidruro de hierro |
HCl [7] | Cloruro de hidrogeno |
HF [7] | Fluoruro de hidrógeno |
H 2 [4] | Hidrógeno molecular |
LaO [7] [9] | Óxido de lantano |
MgH [13] | Monohidruro de magnesio |
MgO [9] | Óxido de magnesio |
NH [8] | Imidogen |
NiH [7] | Hidruro de níquel |
OH [7] | Hidróxido |
ScO [7] | Óxido de escandio |
SiH [7] | Monohidruro de silicio |
SiO [7] | Monóxido de silicio |
TiO [14] [15] | Óxido de titanio |
VO [7] | Óxido de vanadio |
YO [7] [9] | Óxido de itrio |
ZnH [7] | Hidruro de zinc |
ZrO [7] [9] | Óxido de circonio |
Molécula | Designacion |
---|---|
C 3 [16] | |
HCN [7] [16] | Cianuro de hidrógeno |
C 2 H [7] | Radical etinilo |
CO 2 [17] | Dióxido de carbono |
SiC 2 [7] | Dicarburo de silicio |
CaNC [18] | Isocianuro de calcio |
CaOH [7] | Hidróxido de calcio |
H 2 O [19] | Agua |
Molécula | Designacion |
---|---|
C 2 H 2 [7] [16] | Acetileno |
Molécula | Designacion |
---|---|
CH 4 [16] | Metano |
Referencias
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