Χρήστης:Mariasisma/πρόχειρο

Η Αστροχημεία είναι η μελέτη της αφθονίας και των αντιδράσεων των χημικών στοιχείων και μορίων στο σύμπαν, και την αλληλεπίδρασή τους με ακτινοβολία. Είναι ο διεπιστημονικός κλάδος της αστρονομίας και της χημείας. Η λέξη "αστροχημεία" μπορεί να εφαρμοστεί τόσο στο Ηλιακό Σύστημα όσο και στο διαστρικό μέσο. Η μελέτη της αφθονίας των στοιχείων και αναλογίες ισοτόπων στα αντικείμενα του Ηλιακού Συστήματος, όπως οι μετεωρίτες, ονομάζεται επίσης και Κοσμοχημεία, ενώ η μελέτη των διαστρικών ατόμων και μορίων και η αλληλεπίδρασή τους με την ακτινοβολία μερικές φορές ονομάζεται μοριακή αστροφυσική. Ο σχηματισμός, η ατομική και η χημική σύνθεση, η εξέλιξη και η τύχη των μοριακών νεφών αερίου έχει ιδιαίτερο ενδιαφέρον, γιατί από αυτά τα νέφη σχηματίζονται τα ηλιακά συστήματα.

Φασματοσκοπία

Ένα ιδιαίτερα σημαντικό πειραματικό εργαλείο στην αστροχημεία είναι η φασματοσκοπία, η χρήση των τηλεσκοπίων για τη μέτρηση της απορρόφησης και εκπομπής του φωτός από μόρια και άτομα σε διάφορα περιβάλλοντα. Συγκρίνοντας αστρονομικές παρατηρήσεις με εργαστηριακές μετρήσεις, οι αστροχημικοί μπορούν να συμπεράνουν τις αφθονίες των στοιχείων, τη χημική σύνθεση, και τις θερμοκρασίες των άστρων και των διαστρικών νεφών. Αυτό είναι δυνατό επειδή τα ιόντα, άτομα και μόρια έχουν χαρακτηριστικά φάσματα: δηλαδή, την απορρόφηση και την εκπομπή ορισμένων μηκών κύματος (χρώματα) του φωτός, που συχνά δεν είναι ορατά με το ανθρώπινο μάτι. Ωστόσο, αυτές οι μετρήσεις έχουν περιορισμούς, με διάφορους τύπους ακτινοβολίας (ραδιοκύματα, υπέρυθρες, ορατές, υπεριώδης κλπ) που μπορούν να ανιχνεύσουν μόνο ορισμένους τύπους σωματιδίων, ανάλογα με τις χημικές ιδιότητες των μορίων. Η διαστρική φορμαλδεΰδη ήταν το πρώτο οργανικό μόριο που ανιχνεύτηκε στο διαστρικό μέσο.

Ίσως η πιο ισχυρή τεχνική για την ανίχνευση των επιμέρους χημικών ειδών ραδιοαστρονομίας, η οποία έχει ως αποτέλεσμα την ανίχνευση του πάνω από εκατό διαστρικά σωματίδια, συμπεριλαμβανομένων των ριζών και των ιόντων και οργανικές (δηλαδή με βάση τον άνθρακα) ενώσεις, όπως αλκοόλες, οξέα, αλδεΰδες και κετόνες. Ένα από τα πιο άφθονα διαστρικά μόρια, καθώς και μεταξύ των πιο εύκολο να ανιχνευτούν με ραδιοκύματα (λόγω της ισχυρής ηλεκτρικής διπολικής ροπής), είναι το CO (μονοξείδιο του άνθρακα). Στην πραγματικότητα, το CO είναι ένα τόσο κοινό διαστρικό μόριο που χρησιμοποιείται για να χαρτογραφήσει μοριακές περιοχές. Η παρατήρηση του ίσως μεγαλύτερου ανθρώπινου ενδιαφέροντος είναι η διεκδίκηση της διαστρικής γλυκίνης, του απλούστερου αμινοξέος, αλλά, με σημαντική διαμάχη. Ένας από τους λόγους για τους οποίους αυτή η ανίχνευση ήταν αμφιλεγόμενη είναι ότι αν και τα ραδιοκύματα (και ορισμένες άλλες μέθοδοι, όπως φασματοσκοπία περιστροφής) είναι καλά για τον προσδιορισμό απλών ειδών με μεγάλες διπολικές ροπές, είναι λιγότερο ευαίσθητα σε πιο πολύπλοκα μόρια, ακόμη και σε κάτι σχετικά μικρό όπως τα αμινοξέα.

Επιπλέον, τέτοιοι μέθοδοι δεν έχουν αποτέλεσμα σε μη διπολικά μόρια. Για παράδειγμα, το πιο κοινό μόριο στο σύμπαν μέχρι τώρα είναι το H₂ (αέριο υδρογόνο), αλλά δεν έχει διπολική ροπή, οπότε δεν εντοπίζεται από ραδιοτηλεσκόπια. Επίσης, τέτοιοι μέθοδοι δεν μπορούν να εντοπίσουν είδη που δεν βρίσκονται σε αέρια κατάσταση. Εξαιτίας της πολύ χαμηλής θερμοκρασίας των πυκνών μοριακών νεφών (10-50 Κ = -263 ως -223 C^o), τα περισσότερα μόρια που υπάρχουν σε αυτά τα νέφη (εκτός από το υδρογόνο) είναι παγωμένα, δηλαδή σε στερεή κατάσταση. Από την άλλη, το υδρογόνο και τα υπόλοιπα μόρια εντοπίζονται χρησιμοποιώντας άλλα μήκη κύματος φωτός. Το υδρογόνο εντοπίζεται ευκόλα στο υπεριώδες φως (UV) και στο ορατό φάσμα από την απορρόφηση και την εκπομπή του φωτός. Επιπλέον, οι περισσότερες οργανικές ενώσεις απορροφούν και εκπέμπουν φως στο υπέρυθρο (IR) άρα, για πάραδειγμα, ο εντοπισμός του μεθανίου στην ατμόσφαιρα του Άρη επιτεύχθηκε χρησιμοποιώντας ένα επίγειο τηλεσκόπιο υπερύθρων, στις εγκαταστάσεις 3 μέτρων του υπέρυθρου τηλεσκοπίου της NASA στην κορυφή του Mauna Kea, στη Χαβάη. Η NASA έχει επίσης ένα αερομεταφερόμενο τηλεσκόπιο υπερύθρων που ονομάζεται SOFIA και ένα διαστημικό τηλεσκόπιο υπερύθρων που ονομάζεται Spitzer. Σχετικό κάπως με την πρόσφατη ανίχνευση του μεθανίου στην ατμόσφαιρα του Άρη, οι επιστήμονες ανέφεραν, τον Ιούνιο του 2012, ότι η μέτρηση της αναλογίας των επιπέδων υδρογόνου και μεθανίου στον Άρη μπορεί να βοηθήσει τον προσδιορισμό της πιθανότητας ζωής στον Άρη. Σύμφωνα με τους επιστήμονες "...χαμηλές αναλογίες H2/CH4 (λιγότερο από περίπου 40) δείχνουν ότι η ζωή είναι πιθανώς παρούσα και δραστήρια. Άλλοι επιστήμονες έχουν πρόσφατα αναφέρει μεθόδους εντοπισμού υδρογόνου και μεθανίου σε εξωγήινες ατμόσφαιρες.

Η υπέρυθρη αστρονομία έχει επίσης ανακαλύψει ότι το διαστρικό μέσο περιέχει μια ακολουθία σύνθετων ενώσεων άνθρακα σε αέρια φάση που ονομάζονται πολυαρωματικοί υδρογονάνθρακες. Αυτά τα μόρια, αποτελούνται κυρίως από συγχωνευμένους δακτυλίους άνθρακα (είτε ουδέτερους είτε σε ιονισμένη κατάσταση), λέγεται ότι είναι η πιο κοινή κατηγορία ενώσεων άνθρακα στον γαλαξία. Είναι επίσης η πιο κοινή κατηγορία μορίου άνθρακα σε μετεωρίτες, κομήτες και αστεροειδή σκόνη (κοσμική σκόνη). Αυτές οι ενώσεις, καθώς και τα αμινοξέα, νουκλεοβάσεις, και πολλές άλλες ενώσεις σε μετεωρίτες φέρουν δευτέριο και ισότοπα του άνθρακα, του αζώτου, και του οξυγόνου τα οποία είναι πολύ σπάνια στην Γη, κάτι το οποίο πιστοποιεί την εγωγήινη προέλευσή τους. Οι πολυαρωματικοί υδρογονάνθρακες πιστεύεται ότι σχηματίζονται σε θερμά περιστασιακά αστρικά περιβάλλοντα (κοντά σε μελλοθάνατους, πλούσιους σε άνθρακα κόκκινους αστέρες γίγαντες).

Η υπέρυθρη αστρονομία έχει επίσης χρησιμοποιηθεί για να εκτιμηθεί η σύνθεση των στερεών υλικών στο διαστρικό μέσο, συμπεριλαμβανομένων πυριτικών, κηρογόνων πλούσιων σε άνθρακα στερεών και πάγων. Αυτό είναι επειδή σε αντίθεση με το ορατό φως, το οποίο σκορπίζεται και απορροφάται από στερεά σωματίδια, η υπέρυθρη ακτινοβολία μπορεί να περάσει μέσα από τα μικροσκοπικά διαστρικά σωματίδια, αλλά μέσα στη διαδικασία υπάρχουν απορροφήσεις σε ορισμένα μήκη κύματος τα οποία είναι χαρακτηριστικά της σύνθεσης των κόκκων. Όπως παραπάνω με την ραδιοαστρονομία, υπάρχουν ορισμένοι περιορισμοί, π.χ. το N₂ είναι δύσκολο να εντοπιστεί είτε από την υπέρυθρη ακτινοβολία είτε από την ραδιοαστρονομία.

Τέτοιες παρατηρήσεις με υπέρυθρη ακτινοβολία έχουν προσδιορίσει ότι σε πυκνά νέφη (όπου υπάρχουν αρκετά σωματίδια για να εξασθενίσουν την καταστρεπτική υπεριώδη ακτινοβολία) λεπτά στρώματα πάγου καλύπτουν τα μικροσκοπικά σωματίδια, επιτρέποντας κάποια χημεία χαμηλής θερμοκρασίας να συμβεί. Εφόσον το υδρογόνο είναι κατά πολύ το πιο άφθονο μόριο στο σύμπαν, η αρχική χημεία αυτών των πάγων καθορίζεται από την χημεία του υδρογόνου. Αν το υδρογόνο είναι ατομικό, τότε τα άτομα του υδρογόνου αντιδρούν με τα διαθέσιμα άτομα O, C, και N, παράγοντας H₂O, CH₄, και NH_3. Ωστόσο, αν το υδρογόνο είναι μοριακό και συνεπώς δεν αντιδρά, επιτρέπει τα βαρύτερα άτομα να αντιδράσουν ή να παραμείνουν μαζί σε δεσμό, παράγοντας CO, CO₂, CN, κ.α. Αυτοί οι πάγοι μικτών μορίων εκτίθενται σε υπεριώδη και κοσμική ακτινοβολία, που έχει ως αποτέλεσμα σε σύνθετη χημεία υπό τη δράση ακτινοβολιών. Εργαστηριακά προγράμματα στην φωτοχημεία απλών διαστρικών πάγων έχουν παράξει αμινοξέα. Η ομοιότητα μεταξύ διαστρικών πάγων και πάγων από κομήτες (καθώς και συγκρίσεις ενώσεων σε αέρια κατάσταση) έχουν θεωρηθεί ως δείκτες μιας σύνδεσης μεταξύ διαστρικής χημείας και χημείας κομητών. Αυτό υποστηρίζεται μερικώςε από τα αποτελέσματα της ανάλυσης των οργανικών ενώσεων από δείγματα κομητών, αλλά τα ορυκτά έδειξαν επίσης μια εκπληκτική συνεισφορά της χημείας υψηλής θερμοκρασίας στο ηλιακό νεφέλωμα.