Moléculas Orgânicas Complexas no MI

(1)

Distribuição das Regiões HI na Via Láctea

Universidade de São Paulo

Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas Departamento de Astronomia

Luander Bernardes

(2)

Moléculas Orgânicas Complexas no MI

Sumário

-

Química e Moléculas Complexas em Hot Cores e Corinos

!

-

Espécies Geradoras;

!

-

Fases Fria e de Aquecimento;

!

-

A Fase Quente do Núcleo / Corino;

!

-

Modelos e Algumas Predições;

!

-

Espécies com Cadeias de Carbono;

!

-

Estrutura Física;

!

-

Outros Compostos Orgânicos;

!

-

Conclusão e Perspectivas Futuras

!

(3)

Química e Moléculas Complexas

em Hot Cores e Corinos

• Análise química de Hot Cores / Corinos -> estudos contendo três fases.

!

• A fase inicial (fria) ocorre em uma época em que o núcleo frio sofre um colapso isotérmico.

Neste momento, um manto de gelo é construído em torno de núcleos granulares de silicatos e de carbono.

!

• A fase seguinte (warm-up) ocorre durante um aquecimento passivo do envelope interior da

protoestrela com temperaturas aproximadas de 100-300 K, com sublimação dos mantos de gelo.

!

• A fase final (hot-core) ocorre a temperaturas elevadas do Hot-core / Corino.

!

• Os compostos químicos individuais que se formam durante as fases mencionadas recebem o

nome de geração zero, primeira geração, e segunda geração de moléculas orgânicas. !

• A abordagem deve ser revista para regiões como as nuvens Galácticas Centrais, onde os gelos

(4)

Espécies Geradoras

1. Espécies de geração zero:

!

• moléculas grandes formadas no gás e em mantos granulares durante a era do núcleo frio;

!

• Um exemplo é o metanol (CH3OH), que é produzido por hidrogenação de monóxido de carbono da

superfície (uma espécie de fase gasosa que acresce em grãos frios); !

2. Espécies de primeira geração:

!

• moléculas grandes formadas, pelo menos parcialmente, em mantos granulares durante o

período de aquecimento; !

• Ocorre fotodissociação de espécies como o metanol e formaldeído, produzidos na era fria; esse

processo produz radicais como CH3O e HCO; !

• A temperaturas superficiais acima de 10 K, os radicais podem se difundir e se associarem para

(5)

Espécies Geradoras

3. Espécie de segunda geração:

!

• moléculas grandes formadas quando o núcleo torna-se um núcleo quente ou Corino;

!

• temperatura da ordem de 100-300 K;

!

• temperatura alta o suficiente para evaporar os mantos completamente;

!

• a química agora ocorre apenas na fase gasosa via tanto íon-molécula e reações neutro-neutro;

!

• eventualmente moléculas complexas são destruídas pela química de fase gasosa a menos que

(6)

Fases Fria e de Aquecimento

Fase Fria:

!

- átomos, seguidos por moléculas

formadas n a f ase gasos a se acumulam (acretam) na superfície gelada dos grãos; exemplo: CO e cadeias insaturadas de carbono;

!

- a química de superfície produz gelos

simples (água e CO2) e espécies complexas e saturadas de primeira geração;

!

- além do metanol e do etanol (onde o

H e o C desempenham um papel importante), (Charnley 2001a, 1997a) sugere que outras reações desse tipo conduzem a outras moléculas orgânicas complexas;

!

(7)

Fases Fria e de Aquecimento

Fase de Aquecimento:

!

- ocorre no material que está fluindo na direção da protoestrela;

!

- material com temperatura no intervalo de 10K a 100-300K;

!

- a sublimação dos mantos de gelo nos grãos de poeira não ocorre de maneira simples;

!

- cada espécie presente pode afetar o processo de outra espécie (Collings et al.2004);

!

- estudos conduzidos por Garrod e Herbst mostram que a química gasosa e de superfície ocorrem

durante a fase de aquecimento; !

- os processos relacionados com a fase gasosa mudam pouco com o aumento da temperatura,

porém a química de superfície se altera bastante; !

- com o aumento de temperatura acima dos 20K, os átomos de H não são mais os reagentes

dominantes na superfície do grão e espécies como CO, CH4 e N2, começam a sublimar; !

- ao mesmo tempo espécies mais pesadas permanecem no grão, porém começam a difundir-se mais

(8)

Fases Fria e de Aquecimento

Fase de Aquecimento:

!

- Garrod e Herbst (2006) sugerem uma atividade fotoquímica desencadeada por raios cósmico e

fótons UV; !

- há vários experimentos sendo realizados, porém com sérios problemas:

!

i) discrepância temporal;

ii) alguns processos elementares deixados de lado. !

- Diante desses problemas, Garrod & Herbst (2006) optaram por assumir que as taxas de fotodissociação e os radicais para espécies sobre e nos gelos são os mesmos que na fase gasosa, onde os resultados de processos elementares estão disponíveis.

!

- Assumindo que as reações entre os radicais são principalmente de natureza associativa, Garrod

& Herbst (2006) postulou a formação de: !

(9)

A Fase Quente do Núcleo / Corino

Como os gelos nos mantos de grãos sublimam durante a fase de aquecimento, a única química que pode ocorrer na fase hot-core é uma química em fase gasosa.

- a temperatura (100-300 K) é muito maior do que a dos núcleos frio;

!

- muito mais reações podem ocorrer, incluindo processos endotérmicos / exotérmicos com

barreiras; !

- a fase "hot-core" foi o foco dos primeiros modelos químicos, começando com o trabalho de Blake et

al. (1987b); !

- eles apresentaram uma química em fase gasosa para explicar as moléculas complexas contendo

oxigênio em regiões específicas de Orion (Orion Compact Ridge); !

- o processo químico começa com a associação radiativa de CH3 e H2O para produzir metanol

protonado, seguido por recombinação dissociativa para produzir metanol, uma sequência atualmente considerada ineficiente; o metanol produzido agiria como precursor de reações íon-moléculas conduzindo a espécies como, por exemplo, o éter dimetílico;

!

- em estudos posteriores conduzidos por Millar, Herbst e Charnley (1991) ficou comprovado que o

(10)

A Fase Quente do Núcleo

- Problemas com a síntese das moléculas complexas:

O primeiro problema tem a ver com a etapa final da síntese da fase gasosa, o qual é tipicamente uma reação de recombinação dissociativa em que uma molécula neutra complexa é produzida por um canal de formação de produtos em que um átomo de hidrogênio é ignorado.

O segundo problema é que não existe um processo muito eficiente para sintetizar o metanoato de metila [HC(OH)OCH3] protonado (Horn et al. 2004). O metanoato de metila é, talvez, a molécula mais fortemente associada com núcleos quentes dado seu grande número de linhas. A incapacidade de produzir o precursor protonado para esta espécie no gás quente sugere que mais mecanismos sintéticos adicionais são necessários.

Se as fases cold e de warm-up são eficientes em produzir a maioria das espécies orgânicas sobre os grãos, a química da fase hot-core pode ser mais importante

(11)

Modelos e Algumas Predições

• Hot-core; ! • Cold-core / hot-core; ! • Cold-core / warm-up; !

• Todos os modelos de fase.

Os resultados dos modelos são fortemente dependentes: !

i) se as reações de superfície são incluídos durante as duas primeiras fases;

ii) das escalas de tempo e das condições físicas existentes durante as três fases.

!

(12)

Modelos e Algumas Predições

- O modelo Hot-core mais conhecido é o de Charnley, Tielens & Millar (1992); !

- considera inicialmente uma fase gasosa quente e abundâncias moleculares iniciais como parâmetros variáveis;

!

- tenta explicar por que certas regiões de Orion apresentam processos químicos diferentes;

- condições físicas do núcleo quente: T = 200 K e nH = 2 × 107 centímetros-3 após a fase de

aquecimento; !

- o acordo razoável com as abundâncias observadas foi encontrado em 6,3 × 104 anos, com uma

fase gasosa inicial rica em amônia, embora a única molécula complexa calculada foi CH3CN. !

- Para a região mais fria e menos densa, Compact Ridge, considera-se: !

- inicialmente a alta abundância de metanol -> o que foi suficiente para produzir grandes abundâncias de éter dimetílico e metanoato de metila em 104_anos.

!

- estes resultados têm sido confrontados com estudos recentes e ainda são usados para estimar

(13)

Modelos e Algumas Predições

Modelo cold-core and hot-core phase usado por Brown, Charnley & Millar (1988) -> Caselli, Hasegawa & Herbst (1993) usaram um modelo similar, com química de superfície, para estudar as diferenças entre o Hot-Core e Compact Ridge em Orion.

Algumas conclusões: !

- Hot-core: com temperaturas de 40 k, tanto na superfície quanto no gás, não permitem que espécies fracamente ligadas aos grãos permaneçam por tempo suficiente para reagir;

!

- Compact Ridge: com temperaturas de 20 k, tanto na superfície quanto no gás, permite que espécies pesadas permaneçam nos grãos e possam reagir.

!

- Em particular, o CO sobre um grão a 40 K não pode permanecer ali, de modo que a

hidrogenação do metanol não ocorre no núcleo quente. Por outro lado, a fase gasosa e a química de superfície produzem espécies ricas em nitrogênio.

!

- O acordo global com a observação é razoável em ambas as fontes dentro 105_-104_anos

(14)

Modelos e Algumas Predições

Modelo de Viti et al. (2004): cold-core and warm-up phase.

- não abordam a química de superfície na fase de aquecimento;

!

- foram capazes de produzir uma grande abundância de HCOOCH3 gasoso para o fim da

fase de aquecimento, no caso de um protoestrela 15M⊙;

Modelo de Garrod & Herbst (2006) cold-core and warm-up phase.

- incorporou a formação de moléculas complexas tanto em superfícies frias quanto em

superfícies em aquecimento; !

- a rede de reação para a química de superfície fria, no entanto, é muito menor do que o

sugerido por CHARNLEY (2001a, 1997a); !

- grande abundância de espécies complexas, como por exemplo o éter dimetílico, formado a

(15)

Modelos e Algumas Predições

Modelo de Garrod & Herbst (2006) cold-core and warm-up phase.

(16)

Modelos e Algumas Predições

O recente estudo de Garrod, Weaver e Herbst (2008), que é uma extensão do modelo anterior por Garrod & Herbst (2006), é o exemplo mais complexo de um modelo de cold-core e de warm-up.

!

Este modelo faz previsões para abundâncias de um grande número de espécies orgânicas neutras de primeira geração durante o período de aquecimento, e compara os resultados com as observações em Sgr B2 (N).

!

Além disso, a temperatura de pico de abundância de cada espécie molecular durante warm-up está associada à sua temperatura rotacional, e uma distinção é feita, seguindo Bisschop et al. (2007b), entre espécies "frias" e "quentes".

!

A concordância é bastante razoável para ambas as abundâncias de pico e suas temperaturas. Note-se que o modelo incorpora efetivamente heterogeneidade da temperatura, embora não segue a estrutura física como uma função do tempo.

(17)

Espécies com Cadeias de Carbono

Embora os modelos indicam que Hot-cores são susceptíveis a conter moléculas orgânicas saturadas, eles não indicam que as cadeias de carbono insaturadas não estão presentes. !

Hassel, Herbst e Garrod (2008) usaram um modelo trifásico projetado principalmente para estudar o envelope da fonte protoestelar L1527, que tem uma temperatura de apenas 30 K para a maior parte do envelope.

!

Esta fonte foi estudada e constatou-se ser rica em espécies contendo cadeias de carbono (por exemplo, a CNH, HC2n+1N). Sakai et al. (2008), argumentaram que sua química é semelhante aos modelos de corinos quentes, exceto que com temperaturas de 30 K.

!

(18)

Estrutura Física

- disco interno: as espécies fracamente ligadas, como CO;

!

- disco externo ainda contém gelo CO em uma fase prestellar,

moléculas fortemente ligado como H2O (maior parte como o gelo) até que elas entram poucas AU rumo ao interior do disco;

!

- química complexa em um quadro multifásico.

Representação da evolução do material a partir da fase de núcleo pre-estellar at ravés do e n ve lope de c o l aps o (tamanho de 0,05 pc) em um disco protoplanetário.

!

Quando o material entra no disco, ele irá se mover rapidamente para o plano médio frio onde ocorre a química de superfície no grão.

!

Para a H2O e moléculas orgânicas complexas presas, essa "linha de neve" está em torno de algumas unidades astronômicas em um disco em torno de uma estrela de uma massa solar.

!

(19)

Relação com outros Compostos Orgânicos

As moléculas orgânicas complexas discutidas até o momento compreendem apenas uma pequena fração do conteúdo total de carbono: <0,1% para as longas cadeias em nuvens frias, e até alguns % para as moléculas orgânicas saturadas em núcleos quentes ou corinos. A maioria do carbono em nuvens interestelares (pelo menos 30%) é formada por sólidos carbonáceos em grãos.

!

Outra fração do carbono (cerca de 30%) está na forma de C gasoso, C + +, e / ou CO em nuvens frias, sendo que a maior parte deste carbono é congelada e transformada em espécies voláteis, incluindo CO, CO2, CH4, CH3OH e HCOOH.

!

Os 20%-40% restantes são pequenos grãos e moléculas carbonadas (gás ou gelo), cuja composição não pode ser inequivocamente estabelecida. A maioria das informações sobre a composição desta restantes 20% a 40% são provenientes de observações de nuvens difusas. !

Uma outra fração de carbono de 4%, como tem sido observado por suas bandas de emissão no infravermelho (Tielens 2008), são PAHs;

!

(20)

Conclusão e o Futuro

1. A observação de novas classes de moléculas complexas. Estas espécies incluem moléculas de interesse biológico, tais como a glicina, o aminoácido mais simples, e de outras moléculas pré-bióticas de abundância menor; moléculas grandes, tais como cadeias carbonadas lineares com diversos átomos de carbono, de grandes moléculas de anel único, e fulerenos (por exemplo, C60); grandes ânions, como PAHs; íons moleculares positivos duplamente carregado.

!

2. Uma melhoria em nosso conhecimento dos processos químicos relevantes. Melhores modelos teóricos. Entender a melhor forma de extrapolar resultados laboratoriais para escalas de tempo interestelares e saber qual o melhor modelo de reações de superfície em pequenos grãos, onde equações de velocidade são métodos inadequados e estocásticos muito demorados,etc.

!

3. Entender a formação de moléculas complexas em núcleos quentes e corinos. Entender o por que as fontes de Corinos quentes são normalmente pequenas e fracas. Por que então eles são tão poucos? Entender o processo de formação e destruição de moléculas complexas.

!

4. Uma compreensão das moléculas complexas presentes em fontes onde elas atualmente não são encontradas, como discos protoplanetários. Construir inventário de moléculas complexas que nos ajudará a limitar as moléculas que podem estar presentes na formação de planetas.

!

(21)

Referências

Complex Organic Interstellar Molecules, Eric Herbst and Ewine F. van Dishoeck Annu. Rev. Astron. Astrophys. vol. 47, 427-‐480 (2009).