Molècules interestel·lars
1990/06/01 Unzueta, Elias Iturria: Elhuyar aldizkaria
L'element més abundant en l'univers és l'hidrogen. A més, hi ha altres elements sintetitzats a l'interior de les estrelles i enviats a l'espai per supernoves en esclatar. Aquesta matèria es refreda molt ràpid condensant-la. Segons la teoria evolutiva de les estrelles, a causa de la gravitació i a poc a poc, aquests núvols de pols i gas creen noves estrelles lleugerament diferents a les anteriors.
Aquest procés és molt llarg en l'escala temporal de l'ésser humà. Per tant, per a conèixer i comprendre l'evolució de les estrelles i de les galàxies completes, el coneixement de les partícules i el gas interestel·lar i la seva dinàmica ens resultarà absolutament necessari. No és d'estranyar, per tant, el gran impuls que ha tingut aquest tema en els últims anys.
Mig interestel·lar
El mitjà interestel·lar està format principalment per gas i pols. En un volum espacial normal la relació entre tots dos és d'un per cent. És evident, d'altra banda, que aquests núvols de gas i pols no s'estenen uniformement en l'espai, sent molt més denses en les parts especials de la galàxia, com als braços espirals.
La massa total del gas de la llet és mil milions de vegades major que la del nostre sol, però només representa l'1% de la massa de tota la galàxia. Aquestes proporcions depenen, entre altres coses, de la mena de galàxia. En galàxies el·líptiques, amb un 10-4%, en galàxies irregulars poden arribar des del 20% fins al 50%.
La mesura normal dels grans còsmics de pols és de 10-4-10-5 cm, aproximadament igual a la longitud d'ona de la llum visible. Els grans de pols absorbeixen la llum formant núvols o nebuloses fosques en el cel. Per això, no podem veure des de la terra el centre discret de la nostra galàxia.
Finalment, cal destacar que aquests grans de pols interestel·lar tenen el seu origen en els xocs de baixa energia entre àtoms i molècules de l'espai. Per tant, la composició química de la pols i del gas serà similar.
La presència de gas en les estrelles es va demostrar a principis d'aquest segle quan es van analitzar les bandes d'absorció del calci ionitzat. A l'ésser aquestes bandes d'absorció obtingudes inicialment en espectres d'estrelles llunyanes calentes, es va argumentar que el calci estava dins de les estrelles. Però mesuraments més precisos van demostrar que aquest calci havia d'estar entre l'estrella i l'observador. Aquest ús (és a dir, la mesura de les absorcions de l'espectre de la llum provinent de les estrelles al llarg d'aquest recorregut ha estat la millor manera d'analitzar el mitjà interestel·lar.
El gas interestel·lar està format per ions en els costats HII i àtoms i molècules en els costats HI. La diferència entre totes dues parts radica a tenir o no una font d'energia pròxima, normalment una estrella. Les irradiacions d'aquesta font d'energia excitaran els elements a l'estat iònic, mantenint-los estables en aquest. Per això els núvols dels costats HII no apareixen fosques ni lluminoses. Diverses nebuloses són testimoni d'això, ja que tenen una forta emissió electromagnètica.
Molècules espacials
L'element més abundant de l'univers és l'hidrogen. A causa de les reaccions nuclears que es produeixen a l'interior de les estrelles, tots els altres elements provenen de l'hidrogen. La dinàmica de l'evolució de les estrelles fa que noves i supernoves enviïn a l'espai una gran quantitat de matèries dins de l'estrella. Amb aquesta matèria hem format el gas interestel·lar, les noves estrelles, els planetes i nosaltres.
No és estrany, per tant, que el mitjà interestel·lar estigui format principalment per hidrogen. Però hi ha altres elements més pesats que analitzarem immediatament.
Cap a 1920, els astrònoms que treballaven els espectres òptics de les estrelles van descobrir que en els espectres d'algunes estrelles hi havia bandes d'absorció molt amples. A més, com més allunyades eren les estrelles analitzades, més destacades eren aquestes bandes amples. Com a conseqüència immediata, aquestes bandes d'absorció són acusades de la matèria entre estrella i observador.
Els estudis d'aquestes bandes d'absorció van complicar ràpidament les teories sobre la pols interestel·lar. Inicialment es van considerar grans de pur grafit i després grans de grafit envoltats de gel, seguit de carboni, diamant, silici i finalment porfirina. A pesar que aquesta última va ser presentada com una possibilitat en el Congrés de la Comissió Astronòmica Internacional de 1970, hi ha molts problemes per a aconseguir una prova vàlida.
F. Millores espectrals Adams, en 1937, va aconseguir distingir bandes estretes característiques en espectres d'estrelles molt pròximes. Aquesta vegada no eren bandes amples provocades per la pols, sinó absorcions de molècules especials. El CH, CH + i CN d'aquestes molècules eren radicals. D'altra banda, en tractar-se de bandes tan fines, destaca la baixa temperatura d'aquests núvols de gas.
En la mateixa línia, l'anàlisi de les bandes d'absorció del radical CN ens presenta l'estat electrònic. D'aquesta forma l'energia de rotació d'aquestes molècules es converteix en mesurable, entre 3 i 5 kelvin. Malgrat no haver fet molt de cas a aquest resultat en aquells anys, tant el prestigiós Gamow en 1941, com especialment els estudis realitzats per Penzias i Wilson en 1965 (segons la teoria Big-Bang, que ha de ser la temperatura de l'univers actual), ara sabem del seu valor i precisió.
A aquestes baixes temperatures l'espectroscopi òptic té poques possibilitats, ja que l'emissió de les molècules es produirà a menor freqüència. Tot això va obrir la porta a la radioastronomia, el mètode més valuós per a estudiar el mitjà interestel·lar.
La primera victòria de la radioastronomia va ser que Edward Purcell, en 1951, trobés hidrogen neutre (zones HI). També es va demostrar que la nostra galàxia era una espiral.
Després d'aquest descobriment, diversos investigadors es van llançar a buscar altres alternatives. Sent l'oxigen (l'element més abundant després de l'hidrogen i l'heli), es van esforçar a buscar les petjades del radical OH. En 1962, Weinreb i Barrett van trobar aquest radical amb un detector de freqüències de 1650 MHz.
L'espectre de l'hidroxil radical presentava una sèrie de particularitats: quatre línies molt estretes i normalment quatre mesures en absorció, però ocasionalment una es mesura en emissió. Segons això, s'ha desenvolupat una teoria quàntica que considera els radicals OH com un maser natural.
Quant a la seva abundància, l'hidroxil radical és 10 7 vegades menor que l'hidrogen neutre.
En 1968, F.P. Townes i auxiliars van trobar amoníac (NH 3) en direcció centro de la galàxia i a 23.700 MHz. Aquesta emissió és deguda al fenomen de la inversió en amoníac. Poc després i a 22.200 MHz es va trobar aigua (H 2 O). Atès que les bandes d'absorció de l'aigua presenten característiques similars a les bandes del LLIT, es pot concloure que l'aigua també és un potent maser en el mitjà interestel·lar.
Encara que aquests descobriments són teòricament importants, semblava que la capacitat de trobar altres molècules era feble. No obstant això, quan en 1969 es va descobrir tan abundant com el formaldehid (HCHO) l'hidroxil (OH) i estès per tota la galàxia, el punt de vista del mitjà interestel·lar fins llavors acceptat va canviar radicalment. La importància d'aquest descobriment es va incrementar quan es va veure que el formaldehid estava més fred que el seu entorn. Encara no s'ha trobat cap explicació d'aquesta anti-inversió.
Immediatament es va reconèixer que la complexitat de les molècules de l'espai podia ser major (podent-se localitzar en cada molècula dues o més àtoms pesats). El problema més greu per a la detecció d'aquestes molècules era el tècnic, és a dir, les finestres de freqüències dels aparells de mesura utilitzats eren petites.
Aquesta situació va canviar en 1970 quan els investigadors de Bell Telephon van col·locar el mesurador en el radiotelescopi d'11 m de Kitt Peak d'Arizona, que aconseguia els 150.000 MHz. En un any van descobrir més de dotze noves molècules. La majoria d'ells es van veure en el pla de la mitja galàxia, però uns altres com CO, HCN, CS i H 2 CO s'estenen a tota la galàxia.
L'abundància d'aquestes molècules sembla dependre de la seva complexitat química. Mentre que la relació H:OH és 10 7 :1, la relació CN:HCN esperable és igual a 0,1. Existeix també una clara separació química entre les molècules oposades, ja que la majoria de les molècules amb més d'un àtom pesat tenen també un àtom de carboni i algunes són molt complexes (HCONH 2 i CH 2 C 3 H, per exemple). Com a excepció tenim el SiO molt escàs. També s'ha trobat la molècula d'OCS.
Entre 1968 i 1971 es van descobrir diverses molècules amb el radiotelescopi de Kitt Peak a Arizona. Posteriorment, malgrat els esforços dels investigadors, es van detectar menys molècules noves.
Estudis posteriors van tractar d'aprofundir en les peculiaritats de les molècules oposades i comprendre la física dels núvols interestel·lars d'alta densitat. Així, els estudis de les línies d'emissió han aconseguit fixar la densitat i temperatura d'alguns núvols (una estructura).
Es pot pensar, per tant, que la majoria de les molècules més abundants han estat ja descobertes i que a partir d'ara només es coneixeran algunes molècules especials que seran molt escasses? El gran nombre de línies desconegudes que tenim en els espectres obtinguts fins ara ens fa reivindicar una resposta negativa.
Moltes d'aquestes línies desconegudes són molt robustes. Com a exemple tenim una línia de 89,1 GHz. Pel fet que la molècula motriu va ser desconeguda durant molt de temps, es denomina línia del X-ógeno.
Una de les vies d'identificació d'aquestes línies seria analitzar en laboratori els espectres de certes molècules especials i sospitoses. No obstant això, és possible que certes molècules, radicals, que poden tenir una vida relativament llarga en l'espai, són tan inestables en el laboratori, que poden tenir argiles.
En la pràctica, buscant una vida més llarga dels radicals, aquests radicals es congelen en les matrius neó o argó i a la temperatura de l'heli líquid. A temperatures tan baixes, no podem analitzar els espectres de rotació. Per contra, es pot estudiar l'estructura hiperdelgada de les molècules i les mitjanes de spin. Amb aquestes dades, els físics moleculars poden predir bandes de rotació, permetent la comparació posterior amb les desconegudes dels espectres.
Seguint aquest camí, en 1973 el Goddard Institute for Space Studies va analitzar quatre línies desconegudes descobertes a 87 GHz. Finalment es va comprovar que eren d'etilino (<C CH).
Posteriorment es va fer un pas més important en aquests estudis, la identificació de l'emissió d'un radical inestable a la temperatura de l'heli líquid. Aquest radical és el catió radical NH + 2. Les seves bandes d'absorció són tres línies que apareixen a 93,1 GHz.
Un dels investigadors de la Universitat de Columbia a Nova York va realitzar una estimació ab initio en l'estructura de la NH + 2. Partint del càlcul teòric de les energies i distàncies dels nuclis i electrons en aquest càlcul, s'obté la constant de rotació quàntica de la molècula, l'estructura hiperfina, etc. La clau està en el bon sentit de les aproximacions necessàries per a obtenir resultats. No obstant això, l'error dels càlculs actuals pot reduir-se bastant des de l'1%.
Gràcies a aquest laboriós treball, a més dels cations NH + 2 radicals, s'han identificat CH + i HCO +. Aquest últim és l'incògnit X-ógeno abans esmentat.
Espai: laboratori químic molt especial
Durant molts anys el mitjà interestel·lar s'ha considerat com un gas de baixa densitat format per àtoms. En aquest gas els àtoms tinguessin ocasionalment algun xoc. En funció de la velocitat i de la direcció aquestes col·lisions serien ocasionalment efectives, és a dir, ocasionalment es formaria una molècula estable. Segons aquest model, es podria esperar que les molècules de l'espai anessin molt simples, amb dos o tres àtoms.
Els estudis van portar a identificar molècules amb quatre àtoms pesats, la qual cosa va obligar a modificar completament aquest model. Aquest catalitzador heterogeni, que necessitava un catalitzador del mecanisme necessari per a formar aquestes molècules, està format pels grans de pols. S'assumeix que aquests grans capturen àtoms pesats facilitant interaccions químiques entre si. A continuació, per exemple, les molècules sintetitzades per escalfament poden sublimar-se mitjançant la formació de radicals lliures i molècules en estat gasós.
En la mateixa línia, la teoria més interessant per a explicar la síntesi de molècules interestel·lars és l'exposada pel químic Klemperer en 1970. Segons això, la clau de les reaccions està en el catió CH + radical. Les reaccions de síntesis serien:
C 2 i CH + es troben en l'atmosfera de les estrelles. En la zona interestel·lar CN, CO i CS, com sabem.
En una altra branca de les exploracions, diversos investigadors han tractat de mesurar les relacions isotòpiques dels diferents àtoms i comparar-les amb els quals tenim en el sòl o en el sistema solar. Per exemple, els primers resultats s'han obtingut amb els isòtops més estables de carboni i oxigen (13 C i 18 O) de les molècules més nombroses (CO, HCN i OH), amb unes relacions 12 C/ 13 C i 16 O/ 18 O idèntiques a les del sòl. No obstant això, molts dels resultats obtinguts amb altres isòtops molt més escassos (2H, 15N, 17O, 33S i 34S) han mostrat una clara discrepància amb les relacions del terreny. En la línia de l'evolució química de la galàxia tenim clara la importància d'aquests resultats (encara que en l'actualitat, sobretot en el cas del deuteri, els fraccionaments isotòpics són cada vegada més acceptats en les reaccions químiques).
Finalment entrarem en les preocupacions dels bioastrónomos, encara que sigui molt breument. Hem vist que en l'entorn interestel·lar predominen H, C, O i N. Existeixen també molècules orgàniques especials. Molts d'ells són reconeguts com a precursors de la vida (almenys en els assajos realitzats per Berthelot amb C i H 2 en el seu “ou còsmic”).
En aquests assajos també van aprofundir Urey, Sagan i Miller. En una mescla de metà (CH 4), amoníac (NH 3), aigua (H 2 O) i hidrogen (H 2 ) es van produir espurnes elèctriques. Entre les molècules obtingudes es troben els sucres, aminoàcids i cadenes aromàtiques molt més complexos HCN, CN 2 , HCO, CH 3 , CHO, C 2 H 2 , C 2 H 6 i molt més complexos. Encara que el mitjà interestel·lar és tan estrany, moltes d'aquestes molècules orgàniques fràgils s'han trobat en aquest mitjà.
Malgrat la complexa i poc estudiada relació entre la generació de vida en la Terra i el mitjà interestel·lar, existeixen també atrevits que argumenten que la primera etapa crítica per a la vida (síntesi d'aminoàcids essencials per a la vida) podia produir-se en el núvol planetari turbulent.
Hem aconseguit una idea general sobre la complexitat de l'entorn interestel·lar. Ens hem adonat dels avantatges d'entendre aquest entorn. És una via perfecta per a conèixer l'evolució de les galàxies i de tot l'univers. També hi ha persones que van més enllà, és a dir, que intenten relacionar el mitjà interestel·lar amb la vida en la Terra. Podem estar segurs que en els pròxims anys l'astronomia donarà moltes novetats.
Gai honi buruzko eduki gehiago
Elhuyarrek garatutako teknologia
