La Química del Medio Interestelar



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La Química del Medio Interestelar


Luis Felipe Rodríguez Jorge

Instituto de Radioastronomía y Astrofísica, UNAM, y

El Colegio Nacional


Introducción


En la actualidad, la mayoría de los científicos apoyamos la idea de que el Universo tuvo un momento de inicio hace 13,800 millones de años. No entendemos bien que pasó antes e inclusive si tiene sentido hablar de un antes porque en ese momento se crearon no solo la materia sino tambien el espacio y el tiempo.

En ese remoto instante, el Universo era muy caliente y el espacio se expandía rápidamente. A este escenario se le conoce como “La Gran Explosión” (traducción del inglés de “Big Bang”). Con la expansión, que continúa hasta el presente, la temperatura del Universo fue descendiendo. Pasados unos minutos, la temperatura del Universo había bajado a “sólo” mil millones de grados Kelvin1. Los procesos termonucleares que habían estado ocurriendo hasta entonces cesaron y la composición química del Universo quedó congelada2.

Esta composición inicial ofrecía muy pocas posibilidades para la química. De cada diez átomos presentes, nueve eran de hidrógeno y uno de helio. Había cantidades minúsculas de otros átomos como el deuterio y el litio, de los cuales no nos ocuparemos. El helio es un elemento “noble”, lo cual esencialmente quiere decir que es químicamente inerte y que normalmente no forma moléculas. Esto es así porque en el helio los electrones forman una capa cerrada alrededor del núcleo que blindan al átomo e impiden que se combine con los otros átomos. El hidrógeno, por su parte, puede formar la molécula de hidrógeno (dos átomos de hidrógeno enlazados, ver Figura 1).

Los átomos pueden ser considerados como la unidad básica de la materia, los ladrillos con los que está construido el mundo que nos rodea. Se conocen sólo 118 átomos, que combinados de muy distintas maneras pueden formar una infinidad de estructuras diferentes. A su vez, una molécula es una entidad que está constituida por dos o más átomos. Para hacer una analogía con el lenguaje, podemos decir que los átomos equivalen a las letras del alfabeto (que son sólo 27) y las moléculas a las palabras (que son un número muchísimo más grande). También podemos argumentar que las moléculas son estados de la materia más complejos que los átomos, pues presentan multitud de atributos que quedan evidentes en los estudios químicos, y el cambio de un solo átomo en una molécula dará lugar a algo con propiedades que pueden ser radicalmente diferentes. Finalmente, son sistemas de muchas moléculas de diferentes tipos los que constituyen a la célula, que es la unidad básica estructural y funcional de los organismos vivos. Podemos decir que el camino hacia la vida pasa inevitablemente por las moléculas.


Pero, ¿de dónde vienen los otros átomos?


Habíamos dicho que la composición inicial del Universo era básicamente de átomos de hidrógeno y helio. Entonces, ¿de dónde vienen los otros muchos átomos (carbono, oxígeno, nitrógeno, calcio, fierro, etc.) que forman la tabla periódica de los elementos, a las estrellas y a nosotros mismos? Pasados unos 400 millones de años del inicio del Universo, la expansión continuaba, pero en algunas regiones la gravedad (que siempre es una fuerza atractiva y trata de contraer las cosas) había logrado contrarrestar a la expansión y se comenzaron a condensar las primeras estrellas. Nuestra vida diaria está regulada por moléculas, muchas de ellas muy sencillas, constituidas por sólo dos átomos. Ejemplos de estas moléculas sencillas son el nitrógeno molecular (N2) y el oxígeno molecular (O2), que forman predominantemente al aire que respiramos. También formado por dos átomos (o diatómico, como se le conoce más técnicamente) es el fluoruro de hodrógeno (HF), de amplio uso industrial en la fabricación de medicamentos (Prozac) y de materiales (Teflón). Es también fácil dar ejemplos de moléculas familiares con tres (agua = H2O), cuatro (amoníaco = NH3), o cinco (metano = CH4) átomos. Pero hay moléculas importantes para nosotros formadas por un gran número de átomos. La hemoglobina, la molécula que transporta el oxígeno en la sangre, tiene alrededor de 9,000 átomos. Mis moléculas preferidas son la cafeína, el componente estimulante del café, que modestamente tiene 24 átomos (10 de hidrógeno, 8 de carbono, 4 de nitrógeno y 2 de oxígeno; ver Figura 2) y la capsaicina, que le da picor a los chiles, que cuenta con 49 átomos (27 de hidrógeno, 18 de carbono, 1 de nitrógeno y 3 de oxígeno; ver Figura 2). En estas representaciones de estas moléculas orgánicas (o sea, que contienen carbono) podemos ver como este átomo (indicado con bolitas negras en la Figura 2) forma una “espina dorsal” alrededor de la cual se pegan los otros átomos. Esto se debe a que el carbono cuenta con cuatro enlaces disponibles (o sea cuatro posibilidades para combinarse con otros átomos, incluido otro carbono) y que al asociarse a otro átomo puede hacerlo usando uno, dos o tres de sus enlaces disponibles. El carbono es uno de los pocos elementos que puede formar largas cadenas a partir de puros átomos de él mismo (comparte esta característica, llamada concatenación, con el silicio y algunos otros átomos).

Entonces, si bien en nuestro entorno terrestre inmediato las moléculas son muy comunes, nos podemos preguntar si fuera de la Tierra también son abundantes.


La era del pesimismo


Hasta hace solo unas décadas se pensaba que las moléculas solo existían en la Tierra y en algunos de los otros cuerpos de nuestro Sistema Solar. Nuestro Sistema Solar está constituido por una estrella, el Sol, ocho planetas y una diversidad de cuerpos menores que incluyen planetas enanos (categoría en la que reubicamos a Plutón), asteroides y cometas. La superficie y el interior del Sol son demasiado calientes para que existan moléculas. Las moléculas son relativamente delicadas y se rompen (técnicamente, se dice que se disocian) en sus átomos constituyentes a temperaturas mayores que unos pocos miles de grados Kelvin. Nuestro Sol tiene una temperatura superficial de aproximadamente 5,800 grados Kelvin y sólo sobreviven en ella cantidades insignificantes de moléculas que son continuamente formadas por procesos químicos y disociadas (rotas) casi de inmediato, de modo que se alcanza una situación de equilibrio con muy pocas moléculas presentes. El interior de las estrellas es muchísimo más caliente que su superficie y ahí definitivamente no esperamos moléculas. Sin embargo, las estrellas más frías conocidas (llamadas estrellas tipo M) tienen una temperatura superficial de alrededor de 3,000 grados Kelvin y contienen proporciones más altas de moléculas. Los planetas de nuestro Sistema Solar tienen temperaturas promedio que van de las decenas a los cientos de grados Kelvin y ahí las moléculas son comunes.

Pero la pregunta sobre la existencia de moléculas fuera de nuestro Sistema Solar se fue centrando en si ellas existían en los vastos espacios que hay entre las estrellas, lo que los astrónomos llamamos el medio interestelar. Ahí las temperaturas pueden ser bajas, entre algunos grados Kelvin y algunas decenas de grados Kelvin, lo cual parecería sugerir que, si se formasen, las moléculas podrían sobrevivir.

Pero otras de las características del medio interestelar eran poco propicias para la formación de moléculas. Si bien las temperaturas no son altas en todo el espacio, las regiones cercanas a las estrellas están bañadas de radiación visible y ultravioleta producida por éstas. Esta radiación disocia a las moléculas, regresándolas a los átomos que las forman. Este era un primer problema. Un problema adicional es que aún cuando dos átomos colisionasen para formar una molécula, el proceso de asociación generalmente produce energía (es exotérmico) y esta energía vuelve a romper a la molécula. Esta situación es similar a tratar de que se peguen dos pelotas elásticas: si las hacemos colisionar quedan pegadas una fracción de segundo pero la misma energía que se empleó en comprimirlas las hace rebotar y separarse de nuevo.

Este pesimismo se vio, en un principio, apoyado por la evidencia observacional. Los astrónomos pueden estudiar con sus telescopios e instrumentos la composición química del gas interestelar. Por ejemplo, uno puede observar la luz de una estrella lejana y estudiar el efecto de absorción del gas interestelar (que existe entre nosotros y la estrella) en su espectro. Durante la mayor parte del siglo XX este tipo de estudios indicaron que el gas ahí presente estaba predominantemente en forma atómica. Alrededor de 1940 se encontraron, en la línea de visión hacia algunas estrellas, trazas de dos moléculas diatómicas muy sencillas: (y su forma una vez ionizada, ) y . Pero nada más. La ciencia de la astronomía molecular no parecía tener mucho futuro. Se dice que cuando en 1960 un eminente astrónomo observacional le preguntó a un igualmente eminente astrónomo teórico si valía la pena construir un radiotelescopio para buscar la emisión de moléculas en el espacio, éste le contestó que no perdiera el tiempo. Afortunadamente, el astrónomo observacional decidió no seguir el consejo.


Se comienzan a descubrir muchas moléculas


Como ha ocurrido muchas veces en la astronomía, esta situación de estancamiento se debía a dos problemas, uno observacional y el otro teórico. El problema observacional radicaba en que las moléculas emiten energía a frecuencias muy específicas para cada una de ellas, pero estas emisiones ocurren típicamente a las frecuencias de radio (frecuencias mucho más bajas que las de la luz pero más altas que las que se usan en la radiodifusión o la televisión). Por ejemplo, el vapor de agua tiene una emisión característica a 22,235.080 MHz, mientras que Radio UNAM transmite en la Ciudad de México a 96.1 MHz (1 MHz es igual a un millón de Hertz o sea un millón de oscilaciones por segundo). Las moléculas tienen tres mecanismos principales para producir (o absorber) radiación. Estos mecanismos dan origen a las transiciones (cambios de energía) electrónicas, vibracionales y rotacionales. Las transiciones electrónicas son similares a las de los átomos, en los que un electrón se aleja o se acerca al núcleo. Las energías de este tipo de transiciones caen en la parte óptica del espectro electromagnético. En cambio, las transiciones vibracionales y rotacionales son exclusivas de las moléculas (ver Figura 3). Las transiciones vibracionales caen en el infrarrojo y las rotacionales, las más fáciles de producir, en las ondas de radio.

Iba a ser muy difícil detectar moléculas en la parte visible del espectro electromagnético (había que “sintonizar” a las frecuencias correctas, o sea, las de radio) y hubo que esperar hasta la década de los 1960s para que con el desarrollo de la radioastronomía quedara claro que hay moléculas, y muchas, en el espacio entre las estrellas.

A partir de la década de los 1960s se realizó la detección de varias moléculas, por grupos muy ilustres de investigadores. En 1963 se detectó el hidroxilo () usando un radiotelescopio de 26 metros de diámetro (ver Figura 4). Cinco años después, en 1968 un equipo encabezado por Charles Townes, Premio Nobel de Física de 1964, sacudió al mundo astronómico al reportar la detección de las primeras moléculas poliatómicas (más de dos átomos) en el medio interestelar: amoníaco () y agua (). Para el descubrimiento del amoníaco y del agua, Townes y colaboradores utilizaron un pequeño radiotelescopio de 6 metros de diámetro. En 1970 un grupo que incluía a Robert Wilson y Arno Penzias (quienes en 1978 recibirían el Premio Nobel de Física por su descubrimiento de la radiación cósmica de fondo) reportaron la detección del monóxido de carbono () en el medio interestelar. Esta molécula, por su relativa gran abundancia, se convertiría en el caballito de batalla para el estudio de las nubes moleculares. Por supuesto, el monóxido de carbono es muy útil para el radioastrónomo, pero es letal en la vida diaria: si respiramos mucho de él se pega a la hemoglobina e impide que se trasporte el vital oxígeno a la sangre.

El lector se preguntará porque no observar directamente a la molécula de hidrógeno que es por mucho la más abundante en el espacio. Resulta que esta molécula es simétrica y esto hace que no absorba o emita radiación de manera fácil. En contraste, la molécula del CO es asimétrica (el O es más pesado que el C, ver Figura 5) y esto la hace absorber y emitir radiación eficientemente. A partir de esos años pioneros el número de moléculas conocidas en el medio interestelar y en el entorno de estrellas muy frías (el llamado medio circunestelar para distinguirlo del interestelar) ha crecido de manera continua, llegando a 209 en la actualidad (julio de 2015). Para una lista actualizada el lector interesado puede consultar https://en.wikipedia.org/wiki/List_of_interstellar_and_circumstellar_molecules

Todas estas moléculas se hallan en forma gaseosa o en forma de hielo en el espacio. ¿Y la forma líquida que en el caso del agua es indispensable para la vida? Resulta que en las condiciones de muy baja presión prevalentes en el medio interestelar, las substancias pasan de hielo directamente a gas y viceversa, sin pasar por el estado líquido. O sea, que para tener agua líquida, no solo se requiere una temperatura adecuada sino también una presión mínima. Esto lo podemos apreciar en el llamado diagrama de fase del agua3 (Figura 6).

Habíamos mencionado que la situación anterior de estancamiento tenía también una componente teórica. Y es que físicos y astrónomos teóricos muy destacados habían concluido que no debería de haber moléculas en el medio interestelar y habían desanimado a muchos astrónomos observacionales, como el de la anécdota, de siquiera intentar una búsqueda. ¿Dónde se habían equivocado los teóricos? Básicamente pensaban que el medio interestelar era muy tenue y expuesto a las radiaciones y que en él no habría regiones apropiadas para la existencia de moléculas. Lo que estos investigadores no sospechaban es que en el medio interestelar existen una regiones ahora conocidas como nubes oscuras (también llamadas nubes moleculares), las cuales proporcionan las condiciones para la formación y supervivencia de las moléculas (ver Figura 7). Estas nubes son oscuras (por la presencia de polvo cósmico en ellas, que es opaco a la luz) y esto protege su interior de las destructivas radiaciones, tanto de fotones como de partículas, que existen en el medio interestelar normal. Los astrónomos les llamamos nubes porque nos recuerdan a las nubes atmosféricas, pero son objetos totalmente diferentes4. Pero, ¿qué es el polvo cósmico y de donde proviene? ¿Y cómo se forman las moléculas dentro de estas nubes?


El polvo cósmico: catalizador y protector de las moléculas.


Además de átomos y moléculas, que tienen dimensiones diminutas, existen en el medio interestelar partículas de algo que los astrónomos llamamos polvo. Estas partículas tienen dimensiones de décimas de micra (una micra es una millonésima de metro) y están compuestas principalmente de grafitos (estructuras sólidas hechas de átomos de carbono) y silicatos (compuestos sólidos que contienen silicio y oxígeno, en particular el tetraedro SiO4). Los granos de polvo son mucho más masivos que cualquier molécula, conteniendo del orden de 1010 átomos. Sólo el 1% de la materia del medio interestelar está en los granos de polvo, pero su papel es crucial en lo que se refiere a las moléculas. No sólo las protegen5 de la radiación ultravioleta, absorbiéndola y escudando a las moléculas, sino que es el polvo el que permite que se formen las moléculas más sencillas. Habíamos dicho que si dos átomos colisionaban para formar una molécula, la energía generada por el proceso volvía a romper la molécula. Hace falta un catalizador, algo que absorba esa energía sobrante antes de que rompa a la molécula. En la industria se usan frecuentemente catalizadores, que tienen el papel de ayudar a que los procesos químicos ocurran más rápidamente. En el espacio es la superficie del polvo la que hace este papel de catalizador y permite la formación de la molécula más abundante en el medio interestelar, el hidrógeno molecular ().

El hidrógeno es el elemento químico más abundante en el Universo. Si dos átomos de hidrógeno chocan en el espacio, se vuelven a separar de inmediato. Podemos representar esta situación mediante la reacción siguiente:



O sea, que no pasa nada. En cambio, si estos dos átomos de hidrógeno se pegan a la superficie de un grano de polvo, pueden desplazarse sobre esta superficie hasta juntarse. La energía producida por la asociación de los dos átomos es absorbida por el grano de polvo y la molécula recién formada se desprende al medio interestelar (ver Fig. 8). Esta reacción catalizada con la ayuda del polvo sería:

Una vez que se cuenta con el hidrógeno molecular, pueden ocurrir reacciones en la fase gaseosa (o sea, ya no en la superficie del polvo) que llevan a la formación de moléculas más complejas. En el espacio interestelar existen rayos cósmicos, partículas cargadas que viajan a gran velocidad. Los rayos cósmicos son en su mayoría protones (). Entonces, un rayo cósmico puede chocar con una molécula de hidrógeno, arrancándole a esta última un electrón (lo que se conoce como una ionización). Esta reacción sería:



donde representa al electrón arrancado de la molécula. La molécula de hidrógeno ionizada puede chocar con una molécula de hidrógeno neutra:

El ion molecular es muy reactivo y lleva a la formación de muchas moléculas. Por ejemplo, el agua () se forma mediante la siguiente serie de reacciones:



y finalmente

El lector se preguntará si hacen falta tantos pasos para llegar a formar el agua. Lo que ocurre es que en la fase gaseosa necesitamos que entren (y salgan) dos partículas de la reacción. Podríamos proponer que ya que tenemos el simplemente podríamos juntarlo con un electrón (), pero terminaríamos con una sola partícula () que se rompería en dos pedazos. Para conservar la energía y el momento durante la reacción, necesitamos que haya dos partículas como resultado para que los productos sean estables. Esta condición también se puede entender con conceptos termodinámicos. Si se empieza con dos particulas y se termina con una, el sistema se “ordena”. O sea, disminuye la entropia. Pero la Segunda Ley de la Termodinámica nos dice que la entropia siempre aumenta.

Es también importante aclarar que así como hay procesos de formación de moléculas los hay de destrucción de moléculas. Los investigadores en esta área tienen grandes programas de cómputo que calculan cientos de reacciones al mismo tiempo y que pueden predecir cual es la composición relativa de las moléculas de las nubes oscuras como función del tiempo.

Para terminar esta sección discutiremos brevemente donde se forma el importante polvo. Muchas de las estrellas son demasiado calientes para que se forme polvo en ellas: la alta temperatura sublimaría al polvo en gases. Pero, como hicimos notar anteriormente, existen unas estrellas muy frías y grandes llamadas gigantes rojas (ver Figura 9) que además están perdiendo gas al medio circundante a través de lo que se conoce como un viento estelar. Estos vientos son lo suficientemente densos y fríos para que se condensen en ellos los granos de polvo, que son muy resistentes y sobreviven a las condiciones del medio interestelar. También se forman en estos vientos diversas moléculas que pueden ser estudiadas en ondas de radio (ver Figura 10).
¿Qué hemos aprendido de las moléculas?

Una vez que se comenzaron a descubrir moléculas, los astrónomos estuvieron en condiciones de comenzar a estudiar el medio frío y denso (astronómicamente hablando, porque algo con 104 partículas por cm-3 es denso astronómicamente, pero comparable con los mejores vacíos de laboratorios terrestres) donde ellas se encuentran. La manifestación más importante de este medio molecular son obviamente las llamadas nubes moleculares (ver Fig. 7), ya mencionadas anteriormente y que ahora veremos con un poco más de detalle. En el medio interestelar la gravedad trata de juntar y comprimir las cosas lo más que se puede. Pero otros agentes como la presión del gas, el campo magnético y la turbulencia tratan de separarlas. A la larga estas fuerzas en competencia forman estructuras muy diversas. Las nubes moleculares tienen densidades de hidrógeno molecular que van de cientos a cientos de miles de moléculas por centímetro cúbico (son densas). El tamaño de estas nubes va de las décimas a los cientos de años-luz (son grandes) y sus temperaturas de unos cuantos grados Kelvin a unas decenas de grados Kelvin (son frías). Pero lo más interesante de estas nubes es que contienen mucho material gaseoso, que va desde unas veces hasta unos millones de veces la masa del Sol (son masivas). ¿Por qué es esto interesante? Porque es de este abundante gas del cual se están condensando ahora nuevas estrellas y planetas, mediante el mismo mecanismo por el cual se formó nuestro Sistema Solar hace 4,600 millones de años. Hay quien, apropiadamente, se refiere a las nubes moleculares como las maternidades estelares. El estudio mediante las moléculas nos permite determinar las características anteriormente citadas de estas nubes y estudiar el proceso de la formación estelar y planetaria.

El proceso de la formación estelar dura tanto que no podemos estudiarlo durante nuestras cortas vidas. El astrónomo recurre entonces a estudiar distintas nubes, donde la formación estelar está en distintas etapas. Es como el cuento del extraterrestre que está en la Tierra solo unas pocas horas y tiene que deducir como cambia un ser humano con la edad, tan solo de ver a personas de distintas edades.



La formación estelar
La formación de nuevos sistemas solares se inicia cuando un fragmento de una nube molecular comienza a contraerse por la fuerza de gravedad. No está claro que produce esta pérdida de soporte contra la gravedad, que si parece estar presente en el resto de la nube molecular y la estabiliza. En el problema de la formación estelar tenemos que buscar un punto medio: si la formación de las nuevas estrellas fuera muy fácil, ya se habrían acabado todas las nubes moleculares, transformadas en estrellas. Si fuera muy difícil, nunca se formarían las estrellas (y sus planetas) y no estaríamos acá para discutir esto.
En la Figura 11 presentamos una imagen que sintetiza los aspectos clave de la formación estelar. Una región más o menos esférica de gas se contrae por la fuerza de gravedad para formar una estrella. Pero debido a que este gas tiene rotación, el gas no cae directamente a la estrella sino a un disco (la estructura aplanada alrededor de la estrella). Ahí el gas cae rotando en espiral hacia la estrella, haciéndola crecer. Una parte del gas no cae a la estrella sino que es expulsado en chorros perpendiculares al disco (las dos estructura lineales perpendiculares al disco en la Fig. 11). Esto chorros viajan por el espacio y producen fenómenos muy espectaculares, como los flujos moleculares (gas molecular arrastrado por los chorros) y los objetos Herbig-Haro (zonas de choque entre los chorros y el gas circundante). Los discos son sumamente importantes porque de ellos se forman los planetas (por eso se les llama también discos protoplanetarios). Gracias a las moléculas es ahora posible estudiar el tamaño y los movimientos de estos discos de los cuales se irán formando planetas (ver Figura 12). También ha sido posible estudiar discos protoplanetarios que muestran brechas circulares, las cuales podrían estar indicando el inicio de la formación de nuevos planetas (ver Figura 13).
En estas regiones de formación estelar se encuentran moléculas de considerable complejidad. Al parecer lo que ocurre es que son tan frías que alrededor de los granos de polvo se condensan mantos de hielos de agua, metano, monóxido de carbono y otras moléculas sencillas que pueden juntarse para formar moléculas más complejas. Cuando se forma una estrella en estas nubes, calienta a los granos de polvo evaporándoles sus mantos de hielo y estas complejas moléculas pasan a estar en estado gaseoso, estado en el cual pueden ser detectadas gracias a sus emisiones características en ondas de radio. Entonces, la formación de las nuevas estrellas ocurre en un medio gaseoso que es rico en moléculas complejas (ver Figura 14). Es como si la naturaleza estuviera propiciando la formación de moléculas complejas en un lugar en el que van a ser necesitadas.
Los máseres cósmicos
Otro descubrimiento muy importante relacionado con las moléculas fue el encontrar que algunas de ellas emiten en proceso máser (Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation o Amplificación de Microondas por la Emisión Estimulada de Radiación). El mismo mecanismo que permite funcionar a los apuntadores láser está presente en el espacio interestelar desde hace mucho. En este proceso el gas, en lugar de quitarle fotones a la radiación que le llega, contribuye con más, produciendo emisión muy intensa que se puede ver a enormes distancias, aún astronómicamente hablando. Entre las moléculas que muestran emisión máser en algunas de sus transiciones están el vapor de agua, el hidroxilo, el monóxido de silicio y el metanol. Por su gran brillo, los máseres moleculares permiten el estudio de zonas muy compactas, tanto en relación a la formación de las nuevas estrellas como en los envolventes de las estrellas frías. Charles Townes (ver Figura 15) recibió el Premio Nobel de Física por demostrar que era posible construir en nuestra Tierra máseres y láseres, pero también encabezó al grupo que descubrió la emisión maser del vapor de agua en el espacio interestelar.
La búsqueda de moléculas complejas
Con el tiempo se han ido descubriendo moléculas relativamente complejas en las nubes moleculares. Hasta recientemente, la molécula con más átomos descubierta era el , una molécula de morfología lineal que tiene un átomo de hidrógeno en un extremo y uno de nitrógeno en el otro y en medio una cadena de 11 átomos de carbono (ver Fig. 16). Recientemente (2013) se ha reportado la detección de los fulerenos C60

y C70. El C60 (ver Figura 17) parece una pelota de futbol o bien una cúpula geodésica, por lo que a veces se les llama Buckminsterfulereno, en honor al famoso arquitecto diseñador de este tipo de estructuras. Una de las metas más ambicionadas por los astrónomos es la detección en las regiones de formación estelar de un aminoácido. Los aminoácidos son moléculas esenciales para la vida puesto que forman a las proteínas y hay 20 de ellos que son considerados básicos. El aminoácido más sencillo es la glicina, con un total de solo 10 átomos (5 de hidrógeno, 2 de carbono, 2 de oxígeno y 1 de nitrógeno; ver Figura 18). En el año 2003 hubo gran excitación por el reporte de la detección de glicina por un grupo, pero a los dos años otro grupo demostró que el reporte era incorrecto. Hay, sin embargo, moléculas como el aminoacetonitrilo que han sido detectadas sin lugar a dudas en las nubes moleculares y que son muy cercanas a la glicina (ver Fig. 18). Por cierto, el aminoacetonitrilo se usa en la Tierra como plaguicida.


Es difícil decir que tanto avanza en el espacio interestelar la química que lleva a la vida. Aún más, la formación de una estrella y sus planetas es un evento violento que podría destruir a todas las moléculas presentes y que forzaría a que la química tenga que comenzar a partir de cero en el planeta recién formado.
Conclusiones
Las moléculas sirven para estudiar medios fríos, o cuando menos no muy calientes (porque si es muy caliente el medio, se destruyen). Otra área que se estudia, además de las nubes oscuras, mediante emisiones moleculares son los vientos de las gigantes rojas, donde no solo hay polvo sino también moléculas. Estas estrellas se hallan al final de su vida. O sea, que esperamos ver moléculas relacionadas con las etapas muy iniciales y muy terminales de la vida de las estrellas. Metafóricamente podemos decir que las moléculas en las estrellas son como la falta de cabello en los hombres: está característica está presente cuando uno es muy joven y cuando uno es muy viejo.
Habíamos dicho que los átomos equivalen a las letras del alfabeto (que son sólo 27) y las moléculas a las palabras (que son un número mucho más grande). Podríamos extrapolar esta metáfora para decir que la vida es como la poesía: una combinación de moléculas (o sea palabras) que presentan un comportamiento impredeciblemente mucho más complejo que las partes que las componen (las letras). Qué tanto de esta química prebiótica que hemos discutido ocurre en el espacio entre las estrellas, como presagiando la vida, es un tema de investigación abierto.
Agradecimientos
Le agradezco a Joan Enrique Romero sus valiosos comentarios.

Pies de Figura


Fig. 1. El átomo de hidrógeno, H, (izquierda) está constituido por un protón (+1) y a su alrededor un electrón (e). La molécula de Shidrógeno, H2, (derecha) está formada por la unión de dos átomos de hidrógeno, o sea de dos protones que comparten dos electrones a su alrededor.

Fig. 2. Representaciones de la molécula de la cafeína (izquierda) y la de la capsaicina (derecha). El color de las esferas nos indica de que átomo se trata: gris = hidrógeno, negro = carbono, azul = nitrógeno y rojo = oxígeno.

Fig. 3. Transiciones rotacional (izquierda) y vibracional (derecha) de una molécula diatómica. Podemos pensar en estas moléculas como dos bolas (los dos átomos que la forman) unidas por un resorte.

Fig 4. Radiotelescopio de 26 metros de diámetro del Observatorio de Millstone Hill en Massachusetts, EUA, donde se detectó por primera vez la molécula de hidroxilo (). Foto cortesía del Massachusetts Institute of Technology.

Figura 5. Los átomos de carbono (C, izquierda) y de oxígeno (O, derecha). Juntos forman la molécula de CO. Los protones se representan con una P, los neutrones con una N y los electrones con una E. Debido a que el O (8 protones más 8 neutrones en el núcleo) es más pesado que el C (6 protones más 6 neutrones en el núcleo), la molécula es asimétrica, lo cual le permite interaccionar fuertemente con la radiación.

Fig. 6. Diagrama de fase del agua. Cuando estamos a una presión de una atmósfera (eje vertical) conforme vamos de más frío a más caliente (o sea, moviéndonos de izquierda a derecha), el agua está como hielo, luego como agua líquida y finalmente como vapor. En contraste, si estamos a presiones muy bajas (por debajo de 0.006 atmósferas) el agua pasa de hielo a vapor y viceversa, sin pasar por el estado líquido. El punto rojo es el punto triple, donde hielo, agua líquida y vapor pueden coexistir. El punto azul es el punto crítico, donde coexisten el agua líquida y el vapor de agua.

Fig. 7. Imagen de una nube molecular (también conocidas como nubes oscuras) existente en el medio interestelar. Cortesía de M. Lorenzi.

Fig. 8. Esquema de la formación de hidrógeno molecular en la superfície de los granos de polvo. (1) Un átomo de hidrógeno se pega a la superficie del grano de polvo (representado por la elipse grande). (2) Un segundo átomo de hidrógeno se pega a la superficie del grano de polvo. (3) Ambos átomos se desplazan sobre la superficie del grano de polvo y si coinciden, se juntan para formar una molécula de hidrógeno, la cual se desprende del grano y pasa a formar parte del medio gaseoso. La energía sobrante la absorbe el grano de polvo en forma de calor y movimiento.

Fig. 9. Escalas aproximadas del Sol (izquierda) y de una estrella gigante roja (derecha). Las estrellas son muy diferentes, pero en realidad son dos manifestaciones del mismo objeto: nuestro Sol se transformará en una gigante roja en unos 5,000 millones de años.

Fig. 10. Imagen de la cáscara de la emisión del monóxido de carbono (CO) alrededor de la estrella evolucionada TT Cyg. Imagen cortesía de H. Olofsson.

Fig. 11. Diagrama artístico de la formación estelar.

Fig. 12. Imagen de la emisión del monóxido de carbono en el disco protoplanetario alrededor de la estrella TW de la constelación de la Hidra. El disco está en rotación y el gas que se aleja de nosotros aparece en tonos rojos y amarillos, mientras que el que se acerca aparece en tonos azules. Las dimensiones de estos discos son del orden de 100 veces la distancia Sol-Tierra. Imagen obtenida con el radiotelescopio ALMA (por sus siglas en inglés, Atacama Large Millimeter Array).

Fig. 13. Imagen de la emisión del polvo en el disco protoplanetario alrededor de la estrella HL de la constelación del Toro. Se cree que las brechas circulares que existen en el disco indican la formación de nuevos planetas. Imagen obtenida con el radiotelescopio ALMA.

Fig. 14. (Izquierda) Las temperaturas en las nubes moleculares son lo suficientemente bajas como para que moléculas sencillas como el agua, el metano y el monóxido de carbono se depositen como hielos en la superficie de los granos de polvo hechos de silicatos. (Centro) En el manto de hielo que se forma las moléculas se combinan para formar moléculas más complejas. Después de un tiempo se forman en la nube nuevas estrellas que calientan a los granos de polvo mediante su radiación ultravioleta. (Derecha) Estas moléculas complejas (como por ejemplo las quinonas, C6H4O2) se desprenden al medio circundante y producen una química compleja en las regiones de formación estelar. Figura cortesía de la NASA.

Figura 15. Charles Townes (1915-2015) compartió el Premio Nobel de Física de 1964 por “sus contribuciones fundamentales en electrónica cuántica que llevaron al desarrollo del láser y del máser”. Interesantemente, también encabezó al grupo de la Universidad de California que descubrió la emisión máser del vapor de agua en el espacio interestelar. Foto cortesía de The Associated Press.

Fig. 16. La molécula de es la que tiene más átomos de las descubiertas hasta 2013. Tiene 11 átomos de carbono (esferas grises), uno de nitrógeno (esfera azul) y uno de hidrógeno (esfera blanca).

Fig. 17. La molécula de Buckminsterfulereno, C60. Cada esferita representa a un átomo de carbono.

Fig. 18. Las moléculas de aminoacetonitrilo (izquierda) y de glicina (derecha). La primera ha sido detectada sin lugar a dudas en las nubes moleculares. La segunda, bastante similar a la primera, es el más sencillo de los aminoácidos y permanece aún sin ser detectada astronómicamente.


Referencias

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The Discovery of Interstellar Water Vapor and Ammonia at the Hat Creek Radio Observatory, Charles H. Townes, Physics (2006), 356, 81-84

La Química y el Universo, Eusebio Juaristi, Manuel Peimbert Sierra, Luis Felipe Rodríguez Jorge, 2011, El Colegio Nacional.



De manera general se recomiendan los títulos de astronomía que han salido en la serie “La Ciencia para Todos” del Fondo de Cultura Económica.


1 La escala de grados Kelvin o (absoluta) es igual a la más familiar escala de grados centígrados (o Celsius) más 273 grados. Así, la temperatura de cero grados centígrados (a la que se congela el agua a nivel del mar), equivale a +273 grados Kelvin.

2 Los primeros minutos del Universo están descritos en el recomendable libro “Los Tres Primeros Minutos de Universo” de Steven Weinberg.

3 En México nos referimos a éste como el diagrama de fase. En otros países se le llama diagrama de fases, que quizá es más apropiado porque son varias las fases.

4 Las nubes del medio interestelar son billones (1012) de veces más grandes que las atmosféricas, pero muchísimo más tenues.

5 Los astrónomos a veces hablamos de los componentes del espacio como si fueran vivos y tuvieran conciencia. El polvo no “decide” proteger a las moléculas. Simplemente sus características físicas son así.


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