Objetivo
La obtención de las composiciones químicas de los astros como de las especies interestelares es un campo importante para la total comprensión de la evolución espacial. Comprensión sobre la creación de planetas, estrellas y como no, de la vida.
Así, el estudio de galaxias y estrellas más antiguas permiten gracias a esta Ciencia obtener el tipo de evolución que se tendría en un futuro a partir de una galaxia como la nuestra.
Inicios de la Astroquímica
Aunque en el s.XIX Herschel hizo un intento de identificar elementos en nebulosas distintas mediante la observación de sus espectros, no es hasta el desarrollo del radar y su aplicación en la radioastronomía cuando se empezaron a obtener resultados sorprendentes.
Ya a principios del s.XX la espectroscopía habían permitido hallar en estrellas y nebulosas las líneas espectrales de H, Ca y K. Por entonces los astrónomos defendían que el médio interestelar estaba tan saturado de radiación que se hacía imposible la existencia de moléculas. En la década de los 60 (Townes) la detección de grupos -OH produjo un cambio en esa opinión ya que este descubrimiento abrió la búsqueda y obtención de cantidades abundantes de moléculas complejas como H2O y NH3.
En la actualidad se han observado más complejas y diferentes moléculas en el espacio interestelar como por ejemplo; metanol y ác.fórmico.
Metodología
En una primera fase la Astroquímica identificaría qué molécula es de la que se ha recibido información.
Como es sabido gracias a la Química cada elemento posee un espectro particular y característico. Al obtener los espectros procedentes del espacio estos son comparados con los existentes del laboratorio; al coincidir se sabe de que elemento se trataría, pero en la mayoría de los casos los espectros de las moléculas no están identificados y por tanto, no se conoce qué molécula emisora es la obtenida del espacio profundo. Por ello, se procede a realizar un estudio previo general de la posible química que se puede dar donde se ha realizado la observación y así, obtener espectros de laboratorios tipo.
Así se iría obteniendo espectros de posibles moléculas que allí se formaran para comparar, hasta dar con la descubierta.
La segunda fase sería obtener su abundancia, temperatura, densidad y condiciones varias allí donde se ha encontrado, mediante el uso de modelos de transferencia de radiación molecular.
Y por último experimentar en laboratorio las condiciones de formación de la molécula hallada. Se simulan las condiciones espaciales como vacío, polvo, hielo, radiación, etc. Así se obtiene información de las posibles condiciones en las cuales se formarían estrellas, planetas y demás cuerpos celestes.