Polvo interestelar
En este número intentaremos consolidar un punto que no se ha amarrado bien en el anterior. A la hora de hablar de los argumentos de quienes defienden que los primeros pasos de la evolución prebiótica que supondría el nacimiento de la vida se produjeron en el espacio, no teníamos en cuenta una teoría para explicar la formación de estos compuestos. Dado que este proceso alternativo de formación de estos compuestos orgánicos básicos es imprescindible para tener en cuenta la citada teoría, a continuación trataremos de llenar este vacío. Al mismo tiempo, plantearemos este trabajo como una primera aproximación a otro tema que desarrollaremos más adelante. Es la cantidad de materia oscura que hay en el Universo y su influencia en la evolución del Universo.
Hasta principios de este siglo los astrónomos consideraban que el arte era sólo la nada o el vacío más absoluto. Las primeras pruebas de la existencia de la materia interestelar no se alcanzaron hasta 1904, J. Gracias al trabajo de Hartmann. XVIII. Los fangos oscuros, conocidos en el cielo desde finales del siglo XX, se consideraban verdaderos huecos y no fueron considerados como consecuencia de la absorción de las estrellas y de la luz propia del polvo que puede existir entre nosotros hasta la tercera década de este siglo.
Antes de avanzar definiremos qué entendemos por materia interestelar. Es necesario diferenciar el gas y el polvo de la primera interestelar. El gas es el gas, concretamente hidrógeno y helio. En condiciones en el espacio interestelar, estos gases no pueden condensarse (aunque la temperatura sea sólo de 3K). Sin embargo, como ya se ha indicado, dentro de las estrellas existen otras fracciones sólidas formadas por otros elementos más pesados que se han producido como consecuencia de reacciones termonucleares: polvo interestelar. Los componentes, en concreto, son el oxígeno, el carbono, el nitrógeno, el magnesio, el silicio y el hierro (junto con el hidrógeno que pueden ingerir), en un orden decreciente de abundancia.
Según estudios realizados sobre la estrella dentro de nuestra Galaxia, la densidad media de la materia interestelar es de aproximadamente un átomo de hidrógeno por centímetros cúbicos. Pero la distribución no es uniforme, ya que la materia se acumula en las nubes. El elemento más abundante en las nubes es, por supuesto, el hidrógeno. Pueden aparecer principalmente de dos formas diferentes: formando moléculas aIa en el estado atómico. El primer caso se da cuando las nubes son de muy baja densidad: las nubes difusas. Entonces, la emisión ultravioleta de las estrellas, aunque el proceso no es muy eficaz, es suficiente para que el hidrógeno no forme moléculas. Estas nubes se identifican mediante la línea de 21 cm que forman en el espectro. Por el contrario, cuando las nubes son más densas, los rayos ultravioletas suelen ser absorbidos en el exterior, sin que pueda pasar hacia el interior.
Entonces el hidrógeno se mantiene en estado molecular. En contra de lo que se puede pensar, la formación de moléculas H 2 también es poco eficaz. Los choques entre los átomos de hidrógeno presentes en el espacio son ineficaces, es decir, no desarroillan la energía suficiente para superar la repulsión eléctrica que se produce al aproximarse los átomos. El enlace sólo se forma cuando el choque se produce sobre la superficie de una fracción de polvo; (cuando un átomo de H toca otro sobre la superficie de la fracción). La densidad de estas nubes moleculares puede alcanzar los 10 6 átomos/cm 3. Por lo tanto, mucho menor que lo que se puede conseguir en los laboratorios terrestres. Aunque esto sea así, en ningún caso podemos menospreciar el papel que juega esta materia. El espacio interestelar y las enormes medidas que tenemos que trabajar en la investigación de estas nubes compensan la baja densidad. Por otra parte, la propoción de polvo que puede tener una nube típica interestelar es del orden del 2% de su masa.
Hemos dicho más arriba que la existencia del polvo interestelar comenzó a discutirse a principios de siglo. Hasta la década de los 4 no se empezaron a hacer hipótesis sobre su origen: En 1935 B. La fracción de polvo Lindblad apoyó la materia condensada en el propio espacio y argumentó que a mediados de siglo H.C. van de Hulst podía ser hielo. Esta hipótesis presentaba una dificultad: el bajo valor de la presión interestelar impide la condensación de los elementos antes mencionados, a no ser que esté sobre otras fracciones preexistentes.
Hasta la década de los 7 no se encontraron estas fracciones básicas hasta que se confirma que estaban rodeadas de una fracción de varias estrellas de silicato. Estos núcleos de silicato se forman en la superficie o en la atmósfera de las estrellas y luego van más allá hasta caer bajo otra nube por la presión de la radiación, tomando nuevamente la temperatura y la presión en el espacio abierto. Esta es la semilla de las fracciones del polvo interestelar y con ella comienza el ciclo de vida de la fracción. Sobre esta semilla se condensan, por tanto, los elementos más abundantes; los muslos (H 2 0, CH 4, NH 3) formados por la mezcla de hidrógeno en la superficie de las fracciones (O, C, N).
La huella del siguiente paso del desarrollo la dieron los estudios espectroscópicos de varias nubes. Frente a lo que se esperaba, el agua podía ser bastante abundante en muchas nubes, especialmente en las difusas. En este caso también se debe a las emisiones ultravioletas. Estos pueden romper las moléculas recién formadas dando radicales. Estos son, en principio, muy reactivos y se pueden unir para dar compuestos bastante complejos en los primeros pasos de la evolución de las fracciones de polvo. En la figura 1 se presenta un esquema de este proceso junto con el listado de moléculas más numerosas que se obtienen.
En este punto es interesante cortar la dispersión de la evolución para explicar una de las técnicas experimentales que se han utilizado para analizar el ciclo.
Laboratorio de astrofísica de Leiden J. Mayo Greenberg y sus compañeros consiguieron simular en parte las condiciones del espacio dentro de una cámara. Consiguieron bajar la temperatura hasta los 10K mediante un criostato de helio líquido. Podían bajar la presión de 10 a 8 Toros (en el espacio pueden ser 10 a 19 Tor y menos). A través de una ventana de cámara se introduce la radiación ultravioleta y desde un tubo se pueden introducir diferentes mezclas de gases, siendo las bases CH 4 , CO, H 2 O, C0 2 , NH 3 , N 2 y 0 2. Por supuesto, la escala de tiempo es enorme: una hora de radiación de laboratorio equivale a mil horas de radiación de una nube.
Los experimentos realizados en el desván simulando lo mejor posible las condiciones de las nubes difusas, además de confirmar los pasos descritos hasta el momento, han dado lugar a otras conclusiones. Por un lado, es lógico pensar que esta fase de baja actividad de las nubes difusas es la más larga en el ciclo de la fracción, pero también son muchos los procesos que pueden calentar el polvo (por ejemplo, la formación de una estrella alrededor).
Por lo tanto, en el laboratorio también se ha analizado esta posibilidad, con dos tipos de conclusiones. En el primer caso, cuando la nube se calienta muy lentamente, el incremento de actividad entre radicales es elevado, produciéndose un residuo que denominaremos materia amarilla. Aunque aún no se conocen sus componentes, se supone que está formado por una compleja materia orgánica, siendo la característica más importante la estabilidad, ya que se mantiene hasta 450 K sin evaporarse. En el segundo caso la nube se calienta más rápido y entonces las reacciones entre los radicales son mucho más rápidas. Estas reacciones refuerzan más el proceso energético que liberan hasta que se producen explosiones, donde la temperatura sube hasta los 25K.
Una vez más, podemos seguir el hilo de la vida de las fracciones de polvo. Los calentamientos que pueden sufrir las nubes son generalmente lentos. Sólo cuando la estrella deba producirse en la propia nube se puede aumentar la temperatura de forma que se generen las explosiones mencionadas. Este segundo caso es una fase posterior del ciclo y veremos más adelante lo que ocurre en este caso. En general, por tanto, se puede considerar que el núcleo de silicato del polvo está rodeado por una capa de materia amarilla (ver figura 2 (a)). El proceso de condensación puede ser mucho más fácil cuando la nube difusa, por cualquier causa, alcanza una densidad suficiente para convertirse en una nube molecular. En consecuencia, sobre la materia amarilla se forma una nueva capa, pero ahora las condiciones no permiten que ésta se transforme (ver figura 2 (b))).
La última fase se produce cuando la nube empieza a contraerse para dar estrellas. Sobre las fracciones que no formarán parte de la estrella, los hielos forman una segunda capa externa, ya que las condiciones son más adecuadas en menos tiempo que antes. Cuando se enciende la estrella, las partes más cercanas se evaporarán las capas externas y las otras sufrirán diferentes procesos de erosión o erosión. Una de ellas son las explosiones mencionadas anteriormente.
Los radicales y el aumento de temperatura que produce la radiación de la estrella recién nacida contribuyen a la reacción de las cadenas y son la base de la explosión. En consecuencia, la fracción pierde toda la capa externa, quedando la materia amarilla. Finalmente, el empuje de la radiación ultravioleta expulsa todas las fracciones para formar de nuevo la nube difusa. Se trata entonces de las condiciones descritas al principio y las fracciones sólo almacenarán la materia amarilla para volver a empezar un nuevo ciclo.
Estos son, pues, los ejes principales de la evolución del polvo interestelar y la teoría de la formación de compuestos orgánicos complejos que posteriormente cayeron en la Tierra (por ejemplo, a través de cometas).
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