Molécules interstellaires

1990/06/01 Unzueta, Elias Iturria: Elhuyar aldizkaria

• Kimika
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L'élément le plus abondant dans l'univers est l'hydrogène. En outre, il y a d'autres éléments synthétisés à l'intérieur des étoiles et envoyés dans l'espace par supernovas au début. Cette matière refroidit très vite en la condensant. Selon la théorie évolutive des étoiles, en raison de la gravitation et peu à peu, ces nuages de poussière et de gaz créent de nouvelles étoiles légèrement différentes des précédentes.

Ce processus est très long sur l'échelle temporelle de l'être humain. Ainsi, pour connaître et comprendre l'évolution des étoiles et des galaxies complètes, la connaissance des particules et du gaz interstellaire et leur dynamique nous sera absolument nécessaire. Il n'est donc pas surprenant que ce thème ait eu un grand élan ces dernières années.

Milieu interstellaire

Nébuleuse tyfide.

Le milieu interstellaire est composé principalement de gaz et de poussière. Dans un volume d'espace normal le rapport entre les deux est d'un pour cent. Il est évident, d'autre part, que ces nuages de gaz et de poussière ne s'étendent pas uniformément dans l'espace, étant beaucoup plus denses dans les parties spéciales de la galaxie, comme dans les bras spiraux.

La masse totale du gaz du lait est mille millions de fois plus grande que celle de notre soleil, mais elle ne représente que 1% de la masse de toute la galaxie. Ces proportions dépendent, entre autres, du type de galaxie. Dans les galaxies elliptiques, avec 10-4%, dans les galaxies irrégulières peuvent atteindre 20% à 50%.

La mesure normale des grains cosmiques de poussière est de 10-4-10-5 cm, environ égale à la longueur d'onde de la lumière visible. Les grains de poussière absorbent la lumière en formant des nuages ou des nébuleuses sombres dans le ciel. C'est pourquoi nous ne pouvons pas voir de la terre le centre discret de notre galaxie.

Enfin, il convient de noter que ces grains de poussière interstellaire ont leur origine dans les chocs à basse énergie entre atomes et molécules de l'espace. Par conséquent, la composition chimique de la poussière et du gaz sera similaire.

La présence de gaz dans les étoiles a été démontré au début de ce siècle lorsque les bandes d'absorption du calcium ionisé ont été analysées. Ces bandes d'absorption, initialement obtenues dans des spectres d'étoiles lointaines chaudes, ont fait valoir que le calcium était dans les étoiles. Mais des mesures plus précises ont montré que ce calcium devait être entre l'étoile et l'observateur. Cette utilisation (c'est-à-dire la mesure des absorption du spectre de la lumière provenant des étoiles tout au long de ce parcours a été la meilleure façon d'analyser le milieu interstellaire.

Le gaz interstellaire est composé d'ions sur les côtés HII, d'atomes et de molécules sur les côtés HI. La différence entre les deux parties est d'avoir ou non une source d'énergie voisine, généralement une étoile. Les irradiations de cette source d'énergie exciteront les éléments à l'état ionique, les gardant stables en elle. C'est pourquoi les nuages des côtés HII n'apparaissent ni sombres ni lumineux. Plusieurs nébuleuses en témoignent, car ils ont une forte émission électromagnétique.

Molécules spatiales

Nébuleuse Zalburu d'Orion.

L'élément le plus abondant de l'univers est l'hydrogène. En raison des réactions nucléaires qui se produisent à l'intérieur des étoiles, tous les autres éléments proviennent de l'hydrogène. La dynamique de l'évolution des étoiles fait que novas et supernovas envoient dans l'espace une grande quantité de matières à l'intérieur de l'étoile. Avec cette matière nous avons formé le gaz interstellaire, les nouvelles étoiles, les planètes et nous.

Il n'est donc pas rare que le milieu interstellaire soit formé principalement d'hydrogène. Mais il y a d'autres éléments plus lourds que nous allons analyser immédiatement.

Vers 1920, les astronomes travaillant les spectres optiques des étoiles ont découvert que dans les spectres de certaines étoiles il y avait des bandes d'absorption très larges. De plus, plus les étoiles analysées étaient éloignées, plus ces bandes larges étaient importantes. En conséquence immédiate, ces bandes d'absorption sont accusées de la matière entre étoile et observateur.

Les études de ces bandes d'absorption ont rapidement compliqué les théories sur la poussière interstellaire. Initialement, des grains de graphite pur ont été considérés, puis des grains de graphite entourés de glace, suivis de carbone, de diamant, de silicium et enfin de porphyrine. Bien que cette dernière a été présentée comme une possibilité au Congrès de la Commission astronomique internationale de 1970, il ya beaucoup de problèmes pour obtenir une preuve valide.

F. Améliorations spectrales Adams, en 1937, a réussi à distinguer les bandes étroites caractéristiques des spectres d'étoiles très proches. Cette fois, il n'y avait pas de larges bandes provoquées par la poussière, mais des absorptions de molécules spéciales. Le CH, CH + et CN de ces molécules étaient radicaux. D'autre part, comme il s'agit de bandes si fines, souligne la basse température de ces nuages de gaz.

Dans la même ligne, l'analyse des bandes d'absorption du radical CN nous présente l'état électronique. Ainsi l'énergie de rotation de ces molécules devient mesurable, entre 3 et 5 kelvin. Bien qu'il n'ait pas fait beaucoup de cas à ce résultat au cours de ces années, tant le prestigieux Gamow en 1941, comme en particulier les études réalisées par Penzias et Wilson en 1965 (selon la théorie Big-Bang, qui doit être la température de l'univers actuel), nous savons maintenant de sa valeur et de précision.

À ces basses températures, le spectroscope optique a peu de possibilités, car l'émission des molécules se produira à une fréquence moindre. Tout cela a ouvert la porte à la radio astronomie, la méthode la plus précieuse pour étudier le milieu interstellaire.

La première victoire de la radio astronomie fut qu'Edward Purcell, en 1951, trouva de l'hydrogène neutre (zones HI). Il a également été démontré que notre galaxie était une spirale.

Après cette découverte, plusieurs chercheurs se sont lancés pour chercher d'autres alternatives. Étant l'oxygène (l'élément le plus abondant après l'hydrogène et l'hélium), ils s'efforcèrent de rechercher les traces du radical OH. En 1962, Weinreb et Barrett ont trouvé ce radical avec un détecteur de fréquences de 1650 MHz.

Le spectre de l'hydroxyle radical présentait une série de particularités: quatre lignes très étroites et normalement quatre mesures en absorption, mais parfois une est mesurée en émission. Selon cela, une théorie quantique a été développée qui considère les radicaux OH comme un maser naturel.

Quant à son abondance, l'hydroxyle radical est 10 7 fois inférieur à l'hydrogène neutre.

En 1968, F.P. Townes et auxiliaires ont trouvé l'ammoniac (NH 3) en direction du centre de la galaxie et à 23.700 MHz. Cette émission est due au phénomène de l'investissement en ammoniac. Peu après et à 22.200 MHz l'eau a été trouvée (H 2 O). Comme les bandes d'absorption d'eau présentent des caractéristiques similaires aux bandes du LIT, on peut conclure que l'eau est aussi un puissant maser dans le milieu interstellaire.

Nébuleuse des anneaux. L'anneau a un diamètre d'année lumière.

Bien que ces découvertes soient théoriquement importantes, il semblait que la capacité de trouver d'autres molécules était faible. Cependant, lorsqu'en 1969 l'hydroxyle (OH) a été découvert aussi abondant que le formaldéhyde (HCHO) et répandu dans toute la galaxie, le point de vue du milieu interstellaire jusqu'alors accepté a changé radicalement. L'importance de cette découverte a augmenté quand on a vu que le formaldéhyde était plus froid que son environnement. Aucune explication de cet anti-investissement n'a encore été trouvée.

On a immédiatement reconnu que la complexité des molécules de l'espace pouvait être plus grande (on pouvait localiser dans chaque molécule deux ou plusieurs atomes lourds). Le problème le plus grave pour la détection de ces molécules était le technicien, c'est-à-dire les fenêtres de fréquences des appareils de mesure utilisés étaient petites.

Cette situation a changé en 1970 lorsque les chercheurs de Bell Telephon ont placé le compteur dans le radiotélescope de 11 m de Kitt Peak en Arizona, qui atteignait 150.000 MHz. En un an, ils ont découvert plus de douze nouvelles molécules. La plupart d'entre eux ont été vus sur le plan de la moyenne galaxie, mais d'autres comme CO, HCN, CS et H 2 CO s'étendent à toute la galaxie.

L'abondance de ces molécules semble dépendre de leur complexité chimique. Alors que le rapport H:OH est 10 7 :1, le rapport CN:HCN attendu est égal à 0,1. Il existe également une séparation chimique claire entre les molécules trouvées, car la plupart des molécules avec plus d'un atome lourd ont également un atome de carbone et certaines sont très complexes (HCONH 2 et CH 2 C 3 H, par exemple). Comme exception, nous avons le SiO très rare. La molécule d'OCS a également été trouvée.

Entre 1968 et 1971, plusieurs molécules ont été découvertes avec le radiotélescope de Kitt Peak en Arizona. Plus tard, malgré les efforts des chercheurs, moins de nouvelles molécules ont été détectées.

Des études ultérieures ont cherché à approfondir les particularités des molécules trouvées et à comprendre la physique des nuages interstellaires à haute densité. Ainsi, les études des lignes d'émission ont réussi à fixer la densité et la température de certains nuages (une structure).

Peut-on penser, par conséquent, que la plupart des molécules les plus abondantes ont déjà été découvertes et que désormais seulement quelques molécules spéciales seront connues qui seront très rares? Le grand nombre de lignes inconnues que nous avons dans les spectres obtenus jusqu'ici nous fait revendiquer une réponse négative.

Beaucoup de ces lignes inconnues sont très robustes. Par exemple, nous avons une ligne de 89,1 GHz. Puisque la molécule motrice a été longtemps inconnue, on l'appelle ligne de X-ogène.

Une des voies d'identification de ces lignes serait d'analyser en laboratoire les spectres de certaines molécules spéciales et suspectes. Cependant, il est possible que certaines molécules, radicaux, qui peuvent avoir une vie relativement longue dans l'espace, sont tellement instables dans le laboratoire, qu'ils peuvent avoir des argiles.

En pratique, à la recherche d'une vie plus longue des radicaux, ces radicaux sont congelés dans les matrices néon ou argon et à la température de l'hélium liquide. À des températures aussi basses, nous ne pouvons pas analyser les spectres de rotation. Au contraire, on peut étudier la structure hyperfine des molécules et des moyennes de spin. Avec ces données, les physiciens moléculaires peuvent prédire des bandes de rotation, permettant une comparaison ultérieure avec les inconnues des spectres.

En 1973, le Goddard Institute for Space Studies a analysé quatre lignes inconnues découvertes à 87 GHz. On a finalement constaté qu'ils étaient d'éthylène (C CH).

Plus tard, une étape plus importante a été franchie dans ces études, l'identification de l'émission d'un radical instable à la température de l'hélium liquide. Ce radical est le cation radicale NH + 2. Ses bandes d'absorption sont trois lignes qui apparaissent à 93,1 GHz.

Un des chercheurs de l'Université de Columbia à New York a réalisé une estimation ab initio dans la structure de la NH + 2. En partant du calcul théorique des énergies et des distances des noyaux et des électrons dans ce calcul, on obtient la constante de rotation quantique de la molécule, la structure hyperfine, etc. La clé est dans le bon sens des approximations nécessaires pour obtenir des résultats. Cependant, l'erreur des calculs actuels peut être réduite de 1%.

Grâce à ce travail laborieux, en plus des cations NH + 2 radicaux, on a identifié CH + et HCO +. Ce dernier est l'incognito X-ogène mentionné ci-dessus.

Espace: laboratoire chimique très spécial

La Constellation du Lac est le nuage de poussière situé dans la Constellation de Sagitarius.

Pendant de nombreuses années, le milieu interstellaire a été considéré comme un gaz à faible densité formé d'atomes. Dans ce gaz les atomes auraient parfois un choc. En fonction de la vitesse et de la direction, ces collisions seraient occasionnellement efficaces, c'est-à-dire qu'une molécule stable serait parfois formée. Selon ce modèle, on pourrait s'attendre à ce que les molécules de l'espace soient très simples, avec deux ou trois atomes.

Les études ont conduit à identifier les molécules avec quatre atomes lourds, ce qui a forcé à modifier complètement ce modèle. Ce catalyseur hétérogène, qui nécessitait un catalyseur du mécanisme nécessaire pour former ces molécules, est formé par les grains de poussière. On suppose que ces grains capturent des atomes lourds facilitant des interactions chimiques entre eux. Ensuite, par exemple, les molécules synthétisées par chauffage peuvent être sublimées par la formation de radicaux libres et de molécules à l'état gazeux.

Dans la même ligne, la théorie la plus intéressante pour expliquer la synthèse des molécules interstellaires est celle exposée par le chimiste Klemperer en 1970. Selon cela, la clé des réactions est dans le cation CH + radical. Les réactions de synthèse seraient :

C 2 et CH + sont dans l'atmosphère des étoiles. Dans la zone interstellaire CN, CO et CS, comme nous le savons.

Dans une autre branche des explorations, plusieurs chercheurs ont essayé de mesurer les relations isotopiques des différents atomes et de les comparer à ceux que nous avons sur le sol ou dans le système solaire. Par exemple, les premiers résultats ont été obtenus avec les isotopes les plus stables de carbone et d'oxygène (13 C et 18 O) des molécules les les plus nombreuses (CO, HCN et OH), avec des rapports 12 C/ 13 C et 16 O/ 18 O identiques à ceux du sol. Cependant, beaucoup des résultats obtenus avec d'autres isotopes beaucoup plus rares (2H, 15N, 17O, 33S et 34S) ont montré une nette divergence avec les relations du terrain. Dans la ligne de l'évolution chimique de la galaxie, nous avons clairement l'importance de ces résultats (bien qu'actuellement, surtout dans le cas du deutérium, les fractionnements isotopiques sont de plus en plus acceptés dans les réactions chimiques).

Enfin, nous entrerons dans les préoccupations des bioastronomes, même très brièvement. Nous avons vu que dans l'environnement interstellaire prédominent H, C, O et N. Il existe aussi des molécules organiques spéciales. Beaucoup d’entre eux sont reconnus comme précurseurs de la vie (au moins dans les essais réalisés par Berthelot avec C et H 2 dans son “œuf cosmique”).

Dans ces essais ont également approfondi Urey, Sagan et Miller. Dans un mélange de méthane (CH 4), ammoniac (NH 3), eau (H 2 O) et hydrogène (H 2 ) ont produit des étincelles électriques. Parmi les molécules obtenues se trouvent les sucres, les acides aminés et les chaînes aromatiques beaucoup plus complexes HCN, CN 2 , HCO, CH 3 , CHO, C 2 H 2 , C 2 H 6 et beaucoup plus complexes. Bien que le milieu interstellaire soit si étrange, beaucoup de ces molécules organiques fragiles ont été trouvés dans ce milieu.

Malgré la relation complexe et peu étudiée entre la génération de vie sur Terre et le milieu interstellaire, il existe aussi des audacieux qui soutiennent que la première étape critique de la vie (synthèse des acides aminés essentiels pour la vie) pouvait se produire dans le nuage planétaire turbulent.

Nous avons obtenu une idée générale de la complexité de l'environnement interstellaire. Nous avons réalisé les avantages de comprendre cet environnement. C'est une voie parfaite pour connaître l'évolution des galaxies et de tout l'univers. Il y a aussi des gens qui vont plus loin, c'est-à-dire qui essaient de relier le milieu interstellaire à la vie sur Terre. Nous pouvons être sûrs que dans les années à venir l'astronomie donnera beaucoup de nouveautés.