Po interestelar
Neste número tentaremos consolidar un punto que non se amarrou ben no anterior. Á hora de falar dos argumentos de quen defenden que os primeiros pasos da evolución prebiótica que suporía o nacemento da vida producíronse no espazo, non tiñamos en conta una teoría paira explicar a formación destes compostos. Dado que este proceso alternativo de formación destes compostos orgánicos básicos é imprescindible paira ter en conta a citada teoría, a continuación trataremos de encher este baleiro. Ao mesmo tempo, exporemos este traballo como una primeira aproximación a outro tema que desenvolveremos máis adiante. É a cantidade de materia escura que hai no Universo e a súa influencia na evolución do Universo.
Até principios deste século os astrónomos consideraban que a arte era só a nada ou o baleiro máis absoluto. As primeiras probas da existencia da materia interestelar non se alcanzaron até 1904, J. Grazas ao traballo de Hartmann. XVIII. Os lodos escuros, coñecidos no ceo desde finais do século XX, considerábanse verdadeiros ocos e non foron considerados como consecuencia da absorción das estrelas e da luz propia do po que pode existir entre nós até a terceira década deste século.
Antes de avanzar definiremos que entendemos por materia interestelar. É necesario diferenciar o gas e o po da primeira interestelar. O gas é o gas, concretamente hidróxeno e helio. En condicións no espazo interestelar, estes gases non poden condensarse (aínda que a temperatura sexa só de 3K). Con todo, como xa se indicou, dentro das estrelas existen outras fraccións sólidas formadas por outros elementos máis pesados que se produciron como consecuencia de reaccións termonucleares: po interestelar. Os compoñentes, en concreto, son o osíxeno, o carbono, o nitróxeno, o magnesio, o silicio e o ferro (xunto co hidróxeno que poden inxerir), nunha orde decreciente de abundancia.
Segundo estudos realizados sobre a estrela dentro da nosa Galaxia, a densidade media da materia interestelar é de aproximadamente un átomo de hidróxeno por centímetros cúbicos. Pero a distribución non é uniforme, xa que a materia acumúlase nas minchas. O elemento máis abundante nas minchas é, por suposto, o hidróxeno. Poden aparecer principalmente de dúas formas diferentes: formando moléculas aIa no estado atómico. O primeiro caso dáse cando as nubes son de moi baixa densidade: as nubes difusas. Entón, a emisión ultravioleta das estrelas, aínda que o proceso non é moi eficaz, é suficiente para que o hidróxeno non forme moléculas. Estas nubes identifícanse mediante a liña de 21 cm que forman no espectro. Pola contra, cando as nubes son máis densas, os raios ultravioletas adoitan ser absorbidos no exterior, sen que poida pasar cara ao interior.
Entón o hidróxeno mantense en estado molecular. En contra do que se pode pensar, a formación de moléculas H 2 tamén é pouco eficaz. Os choques entre os átomos de hidróxeno presentes no espazo son ineficaces, é dicir, non desarroillan a enerxía suficiente paira superar a repulsión eléctrica que se produce ao aproximarse os átomos. O enlace só se forma cando o choque se produce sobre a superficie dunha fracción de po; (cando un átomo de H toca outro sobre a superficie da fracción). A densidade destas nubes moleculares pode alcanzar os 10 6 átomos/cm 3. Por tanto, moito menor que o que se pode conseguir nos laboratorios terrestres. Aínda que isto sexa así, en ningún caso podemos menosprezar o papel que xoga esta materia. O espazo interestelar e as enormes medidas que temos que traballar na investigación destas nubes compensan a baixa densidade. Por outra banda, a propoción de po que pode ter una nube típica interestelar é da orde do 2% da súa masa.
Dixemos máis arriba que a existencia do po interestelar comezou a discutirse a principios de século. Até a década dos 4 non se empezaron a facer hipótese sobre a súa orixe: En 1935 B. A fracción de po Lindblad apoiou a materia condensada no propio espazo e argumentou que a mediados de século H.C. van de Hulst podía ser xeo. Esta hipótese presentaba una dificultade: o baixo valor da presión interestelar impide a condensación dos elementos antes mencionados, a non ser que estea sobre outras fraccións preexistentes.
Até a década dos 7 non se atoparon estas fraccións básicas ata que se confirma que estaban rodeadas dunha fracción de varias estrelas de silicato. Estes núcleos de silicato fórmanse na superficie ou na atmosfera das estrelas e logo van máis aló até caer baixo outra nube pola presión da radiación, tomando novamente a temperatura e a presión no espazo aberto. Esta é a semente das fraccións do po interestelar e con ela comeza o ciclo de vida da fracción. Sobre esta semente se condensan, por tanto, os elementos máis abundantes; as coxas (H 2 0, CH 4, NH 3) formados pola mestura de hidróxeno na superficie das fraccións (Ou, C, N).
A pegada do seguinte paso do desenvolvemento dérona os estudos espectroscópicos de varias nubes. Fronte ao que se esperaba, a auga podía ser bastante abundante en moitas nubes, especialmente nas difusas. Neste caso tamén se debe ás emisións ultravioletas. Estes poden romper as moléculas recentemente formadas dando radicais. Estes son, en principio, moi reactivos e pódense unir paira dar compostos bastante complexos nos primeiros pasos da evolución das fraccións de po. Na figura 1 preséntase un esquema deste proceso xunto coa listaxe de moléculas máis numerosas que se obteñen.
Neste punto é interesante cortar a dispersión da evolución paira explicar una das técnicas experimentais que se utilizaron paira analizar o ciclo.
Laboratorio de astrofísica de Leiden J. Maio Greenberg e os seus compañeiros conseguiron simular en parte as condicións do espazo dentro de una cámara. Conseguiron baixar a temperatura até os 10K mediante un criostato de helio líquido. Podían baixar a presión de 10 a 8 Touros (no espazo poden ser 10 a 19 Tor e menos). A través de una xanela de cámara introdúcese a radiación ultravioleta e desde un tubo pódense introducir diferentes mesturas de gases, sendo as bases CH 4 , CO, H 2 Ou, C0 2 , NH 3 , N 2 e 0 2. Por suposto, a escala de tempo é enorme: una hora de radiación de laboratorio equivale a mil horas de radiación dunha nube.
Os experimentos realizados no faiado simulando o mellor posible as condicións das nubes difusas, ademais de confirmar os pasos descritos até o momento, deron lugar a outras conclusións. Por unha banda, é lóxico pensar que esta fase de baixa actividade das nubes difusas é a máis longa no ciclo da fracción, pero tamén son moitos os procesos que poden quentar o po (por exemplo, a formación dunha estrela ao redor).
Por tanto, no laboratorio tamén se analizou esta posibilidade, con dous tipos de conclusións. No primeiro caso, cando a nube quéntase moi lentamente, o incremento de actividade entre radicais é elevado, producíndose un residuo que denominaremos materia amarela. Aínda que aínda non se coñecen os seus compoñentes, suponse que está formado por unha complexa materia orgánica, sendo a característica máis importante a estabilidade, xa que se mantén até 450 K sen evaporarse. No segundo caso a nube quéntase máis rápido e entón as reaccións entre os radicais son moito máis rápidas. Estas reaccións reforzan máis o proceso enerxético que liberan ata que se producen explosións, onde a temperatura sobe até os 25K.
Una vez máis, podemos seguir o fío da vida das fraccións de po. Os quecementos que poden sufrir as nubes son xeralmente lentos. Só cando a estrela deba producirse na propia nube pódese aumentar a temperatura de forma que se xeren as explosións mencionadas. Este segundo caso é una fase posterior do ciclo e veremos máis adiante o que ocorre neste caso. En xeral, por tanto, pódese considerar que o núcleo de silicato do po está rodeado por unha capa de materia amarela (ver figura 2 (a)). O proceso de condensación pode ser moito máis fácil cando a nube difusa, por calquera causa, alcanza una densidade suficiente paira converterse nunha nube molecular. En consecuencia, sobre a materia amarela fórmase una nova capa, pero agora as condicións non permiten que esta se transforme (ver figura 2 (b))).
A última fase prodúcese cando a nube empeza a contraerse paira dar estrelas. Sobre as fraccións que non formarán parte da estrela, os xeos forman una segunda capa externa, xa que as condicións son máis adecuadas en menos tempo que antes. Cando se acende a estrela, as partes máis próximas se evaporarán as capas externas e as outras sufrirán diferentes procesos de erosión ou erosión. Una delas son as explosións mencionadas anteriormente.
Os radicais e o aumento de temperatura que produce a radiación da estrela recentemente nada contribúen á reacción das cadeas e son a base da explosión. En consecuencia, a fracción perde toda a capa externa, quedando a materia amarela. Finalmente, o empuxe da radiación ultravioleta expulsa todas as fraccións paira formar de novo a nube difusa. Trátase entón das condicións descritas ao principio e as fraccións só almacenarán a materia amarela paira volver empezar un novo ciclo.
Estes son, pois, os eixos principais da evolución do po interestelar e a teoría da formación de compostos orgánicos complexos que posteriormente caeron na Terra (por exemplo, a través de cometas).
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
