Moléculas interestelares
1990/06/01 Unzueta, Elias Iturria: Elhuyar aldizkaria
El elemento más abundante en el universo es el hidrógeno. Además, hay otros elementos sintetizados en el interior de las estrellas y enviados al espacio por supernovas al estallar. Esta materia se enfría muy rápido condensándola. Según la teoría evolutiva de las estrellas, debido a la gravitación y poco a poco, estas nubes de polvo y gas crean nuevas estrellas ligeramente diferentes a las anteriores.
Este proceso es muy largo en la escala temporal del ser humano. Por tanto, para conocer y comprender la evolución de las estrellas y de las galaxias completas, el conocimiento de las partículas y el gas interestelar y su dinámica nos resultará absolutamente necesario. No es de extrañar, por tanto, el gran impulso que ha tenido este tema en los últimos años.
Medio interestelar
El medio interestelar está formado principalmente por gas y polvo. En un volumen espacial normal la relación entre ambos es de uno por ciento. Es evidente, por otra parte, que estas nubes de gas y polvo no se extienden uniformemente en el espacio, siendo mucho más densas en las partes especiales de la galaxia, como en los brazos espirales.
La masa total del gas de la leche es mil millones de veces mayor que la de nuestro sol, pero sólo representa el 1% de la masa de toda la galaxia. Estas proporciones dependen, entre otras cosas, del tipo de galaxia. En galaxias elípticas, con un 10-4%, en galaxias irregulares pueden llegar desde el 20% hasta el 50%.
La medida normal de los granos cósmicos de polvo es de 10-4-10-5 cm, aproximadamente igual a la longitud de onda de la luz visible. Los granos de polvo absorben la luz formando nubes o nebulosas oscuras en el cielo. Por eso, no podemos ver desde la tierra el centro discreto de nuestra galaxia.
Por último, cabe destacar que estos granos de polvo interestelar tienen su origen en los choques de baja energía entre átomos y moléculas del espacio. Por tanto, la composición química del polvo y del gas será similar.
La presencia de gas en las estrellas se demostró a principios de este siglo cuando se analizaron las bandas de absorción del calcio ionizado. Al ser estas bandas de absorción obtenidas inicialmente en espectros de estrellas lejanas calientes, se argumentó que el calcio estaba dentro de las estrellas. Pero mediciones más precisas demostraron que ese calcio debía estar entre la estrella y el observador. Este uso (es decir, la medida de las absorciones del espectro de la luz proveniente de las estrellas a lo largo de este recorrido ha sido la mejor manera de analizar el medio interestelar.
El gas interestelar está formado por iones en los lados HII y átomos y moléculas en los lados HI. La diferencia entre ambas partes radica en tener o no una fuente de energía cercana, normalmente una estrella. Las irradiaciones de esta fuente de energía excitarán los elementos al estado iónico, manteniéndolos estables en el mismo. Por eso las nubes de los lados HII no aparecen oscuras ni luminosas. Varias nebulosas son testigo de ello, ya que tienen una fuerte emisión electromagnética.
Moléculas espaciales
El elemento más abundante del universo es el hidrógeno. Debido a las reacciones nucleares que se producen en el interior de las estrellas, todos los demás elementos provienen del hidrógeno. La dinámica de la evolución de las estrellas hace que novas y supernovas envíen al espacio una gran cantidad de materias dentro de la estrella. Con esta materia hemos formado el gas interestelar, las nuevas estrellas, los planetas y nosotros.
No es extraño, por tanto, que el medio interestelar esté formado principalmente por hidrógeno. Pero hay otros elementos más pesados que analizaremos inmediatamente.
Hacia 1920, los astrónomos que trabajaban los espectros ópticos de las estrellas descubrieron que en los espectros de algunas estrellas había bandas de absorción muy anchas. Además, cuanto más alejadas eran las estrellas analizadas, más destacadas eran estas bandas anchas. Como consecuencia inmediata, estas bandas de absorción son acusadas de la materia entre estrella y observador.
Los estudios de estas bandas de absorción complicaron rápidamente las teorías sobre el polvo interestelar. Inicialmente se consideraron granos de puro grafito y luego granos de grafito rodeados de hielo, seguido de carbono, diamante, silicio y finalmente porfirina. A pesar de que esta última fue presentada como una posibilidad en el Congreso de la Comisión Astronómica Internacional de 1970, hay muchos problemas para conseguir una prueba válida.
F. Mejoras espectrales Adams, en 1937, logró distinguir bandas estrechas características en espectros de estrellas muy próximas. Esta vez no eran bandas anchas provocadas por el polvo, sino absorciones de moléculas especiales. El CH, CH + y CN de estas moléculas eran radicales. Por otra parte, al tratarse de bandas tan finas, destaca la baja temperatura de estas nubes de gas.
En la misma línea, el análisis de las bandas de absorción del radical CN nos presenta el estado electrónico. De esta forma la energía de rotación de estas moléculas se convierte en medible, entre 3 y 5 kelvin. A pesar de no haber hecho mucho caso a este resultado en aquellos años, tanto el prestigioso Gamow en 1941, como en especial los estudios realizados por Penzias y Wilson en 1965 (según la teoría Big-Bang, que debe ser la temperatura del universo actual), ahora sabemos de su valor y precisión.
A estas bajas temperaturas el espectroscopio óptico tiene pocas posibilidades, ya que la emisión de las moléculas se producirá a menor frecuencia. Todo ello abrió la puerta a la radioastronomía, el método más valioso para estudiar el medio interestelar.
La primera victoria de la radioastronomía fue que Edward Purcell, en 1951, encontrara hidrógeno neutro (zonas HI). También se demostró que nuestra galaxia era una espiral.
Tras este descubrimiento, varios investigadores se lanzaron a buscar otras alternativas. Siendo el oxígeno (el elemento más abundante tras el hidrógeno y el helio), se esforzaron en buscar las huellas del radical OH. En 1962, Weinreb y Barrett encontraron este radical con un detector de frecuencias de 1650 MHz.
El espectro del hidroxilo radical presentaba una serie de particularidades: cuatro líneas muy estrechas y normalmente cuatro medidas en absorción, pero ocasionalmente una se mide en emisión. Según esto, se ha desarrollado una teoría cuántica que considera los radicales OH como un maser natural.
En cuanto a su abundancia, el hidroxilo radical es 10 7 veces menor que el hidrógeno neutro.
En 1968, F.P. Townes y auxiliares encontraron amoniaco (NH 3) en dirección centro de la galaxia y a 23.700 MHz. Esta emisión es debida al fenómeno de la inversión en amoniaco. Poco después y a 22.200 MHz se encontró agua (H 2 O). Dado que las bandas de absorción del agua presentan características similares a las bandas del CAMA, se puede concluir que el agua también es un potente maser en el medio interestelar.
Aunque estos descubrimientos son teóricamente importantes, parecía que la capacidad de encontrar otras moléculas era débil. Sin embargo, cuando en 1969 se descubrió tan abundante como el formaldehído (HCHO) el hidroxilo (OH) y extendido por toda la galaxia, el punto de vista del medio interestelar hasta entonces aceptado cambió radicalmente. La importancia de este descubrimiento se incrementó cuando se vio que el formaldehído estaba más frío que su entorno. Todavía no se ha encontrado ninguna explicación de esta anti-inversión.
Inmediatamente se reconoció que la complejidad de las moléculas del espacio podía ser mayor (pudiéndose localizar en cada molécula dos o más átomos pesados). El problema más grave para la detección de estas moléculas era el técnico, es decir, las ventanas de frecuencias de los aparatos de medida utilizados eran pequeñas.
Esta situación cambió en 1970 cuando los investigadores de Bell Telephon colocaron el medidor en el radiotelescopio de 11 m de Kitt Peak de Arizona, que alcanzaba los 150.000 MHz. En un año descubrieron más de doce nuevas moléculas. La mayoría de ellos se vieron en el plano de la media galaxia, pero otros como CO, HCN, CS y H 2 CO se extienden a toda la galaxia.
La abundancia de estas moléculas parece depender de su complejidad química. Mientras que la relación H:OH es 10 7 :1, la relación CN:HCN esperable es igual a 0,1. Existe también una clara separación química entre las moléculas encontradas, ya que la mayoría de las moléculas con más de un átomo pesado tienen también un átomo de carbono y algunas son muy complejas (HCONH 2 y CH 2 C 3 H, por ejemplo). Como excepción tenemos el SiO muy escaso. También se ha encontrado la molécula de OCS.
Entre 1968 y 1971 se descubrieron varias moléculas con el radiotelescopio de Kitt Peak en Arizona. Posteriormente, a pesar de los esfuerzos de los investigadores, se detectaron menos moléculas nuevas.
Estudios posteriores trataron de profundizar en las peculiaridades de las moléculas encontradas y comprender la física de las nubes interestelares de alta densidad. Así, los estudios de las líneas de emisión han conseguido fijar la densidad y temperatura de algunas nubes (una estructura).
¿Se puede pensar, por tanto, que la mayoría de las moléculas más abundantes han sido ya descubiertas y que a partir de ahora sólo se van a conocer algunas moléculas especiales que serán muy escasas? El gran número de líneas desconocidas que tenemos en los espectros obtenidos hasta ahora nos hace reivindicar una respuesta negativa.
Muchas de estas líneas desconocidas son muy robustas. Como ejemplo tenemos una línea de 89,1 GHz. Debido a que la molécula motriz fue desconocida durante mucho tiempo, se denomina línea del X-ógeno.
Una de las vías de identificación de estas líneas sería analizar en laboratorio los espectros de ciertas moléculas especiales y sospechosas. Sin embargo, es posible que ciertas moléculas, radicales, que pueden tener una vida relativamente larga en el espacio, son tan inestables en el laboratorio, que pueden tener arcillas.
En la práctica, buscando una vida más larga de los radicales, estos radicales se congelan en las matrices neón o argón y a la temperatura del helio líquido. A temperaturas tan bajas, no podemos analizar los espectros de rotación. Por el contrario, se puede estudiar la estructura hiperdelgada de las moléculas y las medianas de spin. Con estos datos, los físicos moleculares pueden predecir bandas de rotación, permitiendo la comparación posterior con las desconocidas de los espectros.
Siguiendo este camino, en 1973 el Goddard Institute for Space Studies analizó cuatro líneas desconocidas descubiertas a 87 GHz. Finalmente se comprobó que eran de etilino (<C CH).
Posteriormente se dio un paso más importante en estos estudios, la identificación de la emisión de un radical inestable a la temperatura del helio líquido. Este radical es el catión radical NH + 2. Sus bandas de absorción son tres líneas que aparecen a 93,1 GHz.
Uno de los investigadores de la Universidad de Columbia en Nueva York realizó una estimación ab initio en la estructura de la NH + 2. Partiendo del cálculo teórico de las energías y distancias de los núcleos y electrones en este cálculo, se obtiene la constante de rotación cuántica de la molécula, la estructura hiperfina, etc. La clave está en el buen sentido de las aproximaciones necesarias para obtener resultados. No obstante, el error de los cálculos actuales puede reducirse bastante desde el 1%.
Gracias a este laborioso trabajo, además de los cationes NH + 2 radicales, se han identificado CH + y HCO +. Este último es el incógnito X-ógeno antes mencionado.
Espacio: laboratorio químico muy especial
Durante muchos años el medio interestelar se ha considerado como un gas de baja densidad formado por átomos. En este gas los átomos tuvieran ocasionalmente algún choque. En función de la velocidad y de la dirección estas colisiones serían ocasionalmente efectivas, es decir, ocasionalmente se formaría una molécula estable. Según este modelo, se podría esperar que las moléculas del espacio fueran muy simples, con dos o tres átomos.
Los estudios llevaron a identificar moléculas con cuatro átomos pesados, lo que obligó a modificar completamente este modelo. Este catalizador heterogéneo, que necesitaba un catalizador del mecanismo necesario para formar estas moléculas, está formado por los granos de polvo. Se asume que estos granos capturan átomos pesados facilitando interacciones químicas entre sí. A continuación, por ejemplo, las moléculas sintetizadas por calentamiento pueden sublimarse mediante la formación de radicales libres y moléculas en estado gaseoso.
En la misma línea, la teoría más interesante para explicar la síntesis de moléculas interestelares es la expuesta por el químico Klemperer en 1970. Según esto, la clave de las reacciones está en el catión CH + radical. Las reacciones de síntesis serían:
C 2 y CH + se encuentran en la atmósfera de las estrellas. En la zona interestelar CN, CO y CS, como sabemos.
En otra rama de las exploraciones, varios investigadores han tratado de medir las relaciones isotópicas de los diferentes átomos y compararlas con los que tenemos en el suelo o en el sistema solar. Por ejemplo, los primeros resultados se han obtenido con los isótopos más estables de carbono y oxígeno (13 C y 18 O) de las moléculas más numerosas (CO, HCN y OH), con unas relaciones 12 C/ 13 C y 16 O/ 18 O idénticas a las del suelo. Sin embargo, muchos de los resultados obtenidos con otros isótopos mucho más escasos (2H, 15N, 17O, 33S y 34S) han mostrado una clara discrepancia con las relaciones del terreno. En la línea de la evolución química de la galaxia tenemos clara la importancia de estos resultados (aunque en la actualidad, sobre todo en el caso del deuterio, los fraccionamientos isotópicos son cada vez más aceptados en las reacciones químicas).
Finalmente entraremos en las preocupaciones de los bioastrónomos, aunque sea muy brevemente. Hemos visto que en el entorno interestelar predominan H, C, O y N. Existen también moléculas orgánicas especiales. Muchos de ellos son reconocidos como precursores de la vida (al menos en los ensayos realizados por Berthelot con C y H 2 en su “huevo cósmico”).
En estos ensayos también profundizaron Urey, Sagan y Miller. En una mezcla de metano (CH 4), amoniaco (NH 3), agua (H 2 O) e hidrógeno (H 2 ) se produjeron chispas eléctricas. Entre las moléculas obtenidas se encuentran los azúcares, aminoácidos y cadenas aromáticas mucho más complejos HCN, CN 2 , HCO, CH 3 , CHO, C 2 H 2 , C 2 H 6 y mucho más complejos. Aunque el medio interestelar es tan extraño, muchas de estas moléculas orgánicas frágiles se han encontrado en este medio.
A pesar de la compleja y poco estudiada relación entre la generación de vida en la Tierra y el medio interestelar, existen también atrevidos que argumentan que la primera etapa crítica para la vida (síntesis de aminoácidos esenciales para la vida) podía producirse en la nube planetaria turbulenta.
Hemos conseguido una idea general sobre la complejidad del entorno interestelar. Nos hemos dado cuenta de las ventajas de entender este entorno. Es una vía perfecta para conocer la evolución de las galaxias y de todo el universo. También hay personas que van más allá, es decir, que intentan relacionar el medio interestelar con la vida en la Tierra. Podemos estar seguros de que en los próximos años la astronomía dará muchas novedades.
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