Moléculas interestelares
O elemento máis abundante no universo é o hidróxeno. Ademais, hai outros elementos sintetizados no interior das estrelas e enviados ao espazo por supernovas ao estalar. Esta materia arrefríase moi rápido condensándola. Segundo a teoría evolutiva das estrelas, debido á gravitación e aos poucos, estas nubes de po e gas crean novas estrelas lixeiramente diferentes ás anteriores.
Este proceso é moi longo na escala temporal do ser humano. Por tanto, paira coñecer e comprender a evolución das estrelas e das galaxias completas, o coñecemento das partículas e o gas interestelar e a súa dinámica resultaranos absolutamente necesario. Non é de estrañar, por tanto, o gran impulso que tivo este tema nos últimos anos.
Medio interestelar
O medio interestelar está formado principalmente por gas e po. Nun volume espacial normal a relación entre ambos é dun por cento. É evidente, por outra banda, que estas nubes de gas e po non se estenden uniformemente no espazo, sendo moito máis densas nas partes especiais da galaxia, como nos brazos espirales.
A masa total do gas do leite é mil millóns de veces maior que a do noso sol, pero só representa o 1% da masa de toda a galaxia. Estas proporcións dependen, entre outras cousas, do tipo de galaxia. En galaxias elípticas, cun 10-4%, en galaxias irregulares poden chegar desde o 20% até o 50%.
A medida normal dos grans cósmicos de po é de 10-4-10-5 cm, aproximadamente igual á lonxitude de onda da luz visible. Os grans de po absorben a luz formando nubes ou nebulosas escuras no ceo. Por iso, non podemos ver desde a terra o centro discreto da nosa galaxia.
Por último, cabe destacar que estes grans de po interestelar teñen a súa orixe nos choques de baixa enerxía entre átomos e moléculas do espazo. Por tanto, a composición química do po e do gas será similar.
A presenza de gas nas estrelas demostrouse a principios deste século cando se analizaron as bandas de absorción do calcio ionizado. Ao ser estas bandas de absorción obtidas inicialmente en espectros de estrelas afastadas quentes, argumentouse que o calcio estaba dentro das estrelas. Pero medicións máis precisas demostraron que ese calcio debía estar entre a estrela e o observador. Este uso (é dicir, a medida das absorcións do espectro da luz proveniente das estrelas ao longo deste percorrido foi a mellor maneira de analizar o medio interestelar.
O gas interestelar está formado por iones nos lados HII e átomos e moléculas nos lados HI. A diferenza entre ambas as partes radica en ter ou non una fonte de enerxía próxima, normalmente una estrela. As irradiaciones desta fonte de enerxía excitarán os elementos ao estado iónico, manténdoos estables no mesmo. Por iso as nubes dos lados HII non aparecen escuras nin luminosas. Varias nebulosas son testemuña diso, xa que teñen una forte emisión electromagnética.
Moléculas espaciais
O elemento máis abundante do universo é o hidróxeno. Debido ás reaccións nucleares que se producen no interior das estrelas, todos os demais elementos proveñen do hidróxeno. A dinámica da evolución das estrelas fai que novas e supernovas envíen ao espazo una gran cantidade de materias dentro da estrela. Con esta materia formamos o gas interestelar, as novas estrelas, os planetas e nós.
Non é estraño, por tanto, que o medio interestelar estea formado principalmente por hidróxeno. Pero hai outros elementos máis pesados que analizaremos inmediatamente.
Cara a 1920, os astrónomos que traballaban os espectros ópticos das estrelas descubriron que nos espectros dalgunhas estrelas había bandas de absorción moi anchas. Ademais, canto máis afastadas eran as estrelas analizadas, máis destacadas eran estas bandas anchas. Como consecuencia inmediata, estas bandas de absorción son acusadas da materia entre estrela e observador.
Os estudos destas bandas de absorción complicaron rapidamente as teorías sobre o po interestelar. Inicialmente consideráronse grans de puro grafito e logo grans de grafito rodeados de xeo, seguido de carbono, diamante, silicio e finalmente porfirina. A pesar de que esta última foi presentada como una posibilidade no Congreso da Comisión Astronómica Internacional de 1970, hai moitos problemas paira conseguir una proba válida.
F. Melloras espectrales Adams, en 1937, logrou distinguir bandas estreitas características en espectros de estrelas moi próximas. Esta vez non eran bandas anchas provocadas polo po, senón absorcións de moléculas especiais. O CH, CH + e CN destas moléculas eran radicais. Por outra banda, ao tratarse de bandas tan finas, destaca a baixa temperatura destas nubes de gas.
Na mesma liña, a análise das bandas de absorción do radical CN preséntanos o estado electrónico. Desta forma a enerxía de rotación destas moléculas convértese en medible, entre 3 e 5 kelvin. A pesar de non facer moito caso a este resultado naqueles anos, tanto o prestixioso Gamow en 1941, como en especial os estudos realizados por Penzias e Wilson en 1965 (segundo a teoría Big-Bang, que debe ser a temperatura do universo actual), agora sabemos do seu valor e precisión.
A estas baixas temperaturas o espectroscopio óptico ten poucas posibilidades, xa que a emisión das moléculas producirase a menor frecuencia. Todo iso abriu a porta á radioastronomía, o método máis valioso paira estudar o medio interestelar.
A primeira vitoria da radioastronomía foi que Edward Purcell, en 1951, atopase hidróxeno neutro (zonas HI). Tamén se demostrou que a nosa galaxia era una espiral.
Tras este descubrimento, varios investigadores lanzáronse a buscar outras alternativas. Sendo o osíxeno (o elemento máis abundante tras o hidróxeno e o helio), esforzáronse en buscar as pegadas do radical OH. En 1962, Weinreb e Barrett atoparon este radical cun detector de frecuencias de 1650 MHz.
O espectro do hidroxilo radical presentaba una serie de particularidades: catro liñas moi estreitas e normalmente catro medidas en absorción, pero ocasionalmente una mídese en emisión. Segundo isto, desenvolveuse una teoría cuántica que considera os radicais OH como un maser natural.
En canto á súa abundancia, o hidroxilo radical é 10 7 veces menor que o hidróxeno neutro.
En 1968, F.P. Townes e auxiliares atoparon amoníaco (NH 3) en dirección centro da galaxia e a 23.700 MHz. Esta emisión é debida ao fenómeno do investimento en amoníaco. Pouco despois e a 22.200 MHz atopouse auga (H 2 Ou). Dado que as bandas de absorción da auga presentan características similares ás bandas da CAMA, pódese concluír que a auga tamén é un potente maser no medio interestelar.
Aínda que estes descubrimentos son teoricamente importantes, parecía que a capacidade de atopar outras moléculas era débil. Con todo, cando en 1969 descubriuse tan abundante como o formaldehído (HCHO) o hidroxilo (OH) e estendido por toda a galaxia, o punto de vista do medio interestelar até entón aceptado cambiou radicalmente. A importancia deste descubrimento incrementouse cando se viu que o formaldehído estaba máis frío que a súa contorna. Aínda non se atopou ningunha explicación desta anti-investimento.
Inmediatamente recoñeceuse que a complexidade das moléculas do espazo podía ser maior (podéndose localizar en cada molécula dúas ou máis átomos pesados). O problema máis grave paira a detección destas moléculas era o técnico, é dicir, as xanelas de frecuencias dos aparellos de medida utilizados eran pequenas.
Esta situación cambiou en 1970 cando os investigadores de Bell Telephon colocaron o medidor no radiotelescopio de 11 m de Kitt Peak de Arizona, que alcanzaba os 150.000 MHz. Nun ano descubriron máis de doce novas moléculas. A maioría deles víronse no plano da media galaxia, pero outros como CO, HCN, CS e H 2 CO esténdense a toda a galaxia.
A abundancia destas moléculas parece depender da súa complexidade química. Mentres que a relación H:OH é 10 7 :1, a relación CN:HCN esperable é igual a 0,1. Existe tamén una clara separación química entre as moléculas atopadas, xa que a maioría das moléculas con máis dun átomo pesado teñen tamén un átomo de carbono e algunhas son moi complexas (HCONH 2 e CH 2 C 3 H, por exemplo). Como excepción temos o SiO moi escaso. Tamén se atopou a molécula de OCS.
Entre 1968 e 1971 descubríronse varias moléculas co radiotelescopio de Kitt Peak en Arizona. Posteriormente, a pesar dos esforzos dos investigadores, detectáronse menos moléculas novas.
Estudos posteriores trataron de profundar nas peculiaridades das moléculas atopadas e comprender a física das nubes interestelares de alta densidade. Así, os estudos das liñas de emisión conseguiron fixar a densidade e temperatura dalgunhas nubes (una estrutura).
Pódese pensar, por tanto, que a maioría das moléculas máis abundantes foron xa descubertas e que a partir de agora só se van a coñecer algunhas moléculas especiais que serán moi escasas? O gran número de liñas descoñecidas que temos nos espectros obtidos até agora fainos reivindicar una resposta negativa.
Moitas destas liñas descoñecidas son moi robustas. Como exemplo temos una liña de 89,1 GHz. Debido a que a molécula motriz foi descoñecida durante moito tempo, denomínase liña do X-ógeno.
Una das vías de identificación destas liñas sería analizar en laboratorio os espectros de certas moléculas especiais e sospeitosas. Con todo, é posible que certas moléculas, radicais, que poden ter una vida relativamente larga no espazo, son tan inestables no laboratorio, que poden ter arxilas.
Na práctica, buscando una vida máis longa dos radicais, estes radicais conxélanse nas matrices neón ou argón e á temperatura do helio líquido. A temperaturas tan baixas, non podemos analizar os espectros de rotación. Pola contra, pódese estudar a estrutura hiperdelgada das moléculas e as medianas de spin. Con estes datos, os físicos moleculares poden predicir bandas de rotación, permitindo a comparación posterior coas descoñecidas dos espectros.
Seguindo este camiño, en 1973 o Goddard Institute for Space Studies analizou catro liñas descoñecidas descubertas a 87 GHz. Finalmente comprobouse que eran de etilino (<C CH).
Posteriormente deuse un paso máis importante nestes estudos, a identificación da emisión dun radical inestable á temperatura do helio líquido. Este radical é o catión radical NH + 2. As súas bandas de absorción son tres liñas que aparecen a 93,1 GHz.
Uno dos investigadores da Universidade de Columbia en Nova York realizou una estimación ab initio na estrutura da NH + 2. Partindo do cálculo teórico das enerxías e distancias dos núcleos e electróns neste cálculo, obtense a constante de rotación cuántica da molécula, a estrutura hiperfina, etc. A clave está no bo sentido das aproximacións necesarias paira obter resultados. No entanto, o erro dos cálculos actuais pode reducirse bastante desde o 1%.
Grazas a este laborioso traballo, ademais dos cationes NH + 2 radicais, identificáronse CH + e HCO +. Este último é o incógnito X-ógeno antes mencionado.
Espazo: laboratorio químico moi especial
Durante moitos anos o medio interestelar considerouse como un gas de baixa densidade formado por átomos. Neste gas os átomos tivesen ocasionalmente algún choque. En función da velocidade e da dirección estas colisións serían ocasionalmente efectivas, é dicir, ocasionalmente formaríase una molécula estable. Segundo este modelo, poderíase esperar que as moléculas do espazo fosen moi simples, con dous ou tres átomos.
Os estudos levaron a identificar moléculas con catro átomos pesados, o que obrigou a modificar completamente este modelo. Este catalizador heteroxéneo, que necesitaba un catalizador do mecanismo necesario paira formar estas moléculas, está formado polos grans de po. Asúmese que estes grans capturan átomos pesados facilitando interaccións químicas entre si. A continuación, por exemplo, as moléculas sintetizadas por quecemento poden sublimarse mediante a formación de radicais libres e moléculas en estado gaseoso.
Na mesma liña, a teoría máis interesante paira explicar a síntese de moléculas interestelares é a exposta polo químico Klemperer en 1970. Segundo isto, a clave das reaccións está no catión CH + radical. As reaccións de sínteses serían:
C 2 e CH + atópanse na atmosfera das estrelas. Na zona interestelar CN, CO e CS, como sabemos.
Noutra rama das exploracións, varios investigadores trataron de medir as relacións isotópicas dos diferentes átomos e comparalas cos que temos no chan ou no sistema solar. Por exemplo, os primeiros resultados obtivéronse cos isótopos máis estables de carbono e osíxeno (13 C e 18 Ou) das moléculas máis numerosas (CO, HCN e OH), cunhas relacións 12 C/ 13 C e 16 Ou/ 18 Ou idénticas ás do chan. Con todo, moitos dos resultados obtidos con outros isótopos moito máis escasos (2H, 15N, 17Ou, 33S e 34S) mostraron una clara discrepancia coas relacións do terreo. Na liña da evolución química da galaxia temos clara a importancia destes resultados (aínda que na actualidade, sobre todo no caso do deuterio, os fraccionamientos isotópicos son cada vez máis aceptados nas reaccións químicas).
Finalmente entraremos nas preocupacións dos bioastrónomos, aínda que sexa moi brevemente. Habemos visto que na contorna interestelar predominan H, C, Ou e N. Existen tamén moléculas orgánicas especiais. Moitos deles son recoñecidos como precursores da vida (polo menos nos ensaios realizados por Berthelot con C e H 2 no seu “ovo cósmico”).
Nestes ensaios tamén profundaron Urey, Sagan e Miller. Nunha mestura de metano (CH 4), amoníaco (NH 3), auga (H 2 Ou) e hidróxeno (H 2 ) producíronse faíscas eléctricas. Entre as moléculas obtidas atópanse os azucres, aminoácidos e cadeas aromáticas moito máis complexos HCN, CN 2 , HCO, CH 3 , CHO, C 2 H 2 , C 2 H 6 e moito máis complexos. Aínda que o medio interestelar é tan estraño, moitas destas moléculas orgánicas fráxiles atopáronse neste medio.
A pesar da complexa e pouco estudada relación entre a xeración de vida na Terra e o medio interestelar, existen tamén atrevidos que argumentan que a primeira etapa crítica paira a vida (síntese de aminoácidos esenciais paira a vida) podía producirse na nube planetaria turbulenta.
Conseguimos una idea xeral sobre a complexidade da contorna interestelar. Démonos conta das vantaxes de entender esta contorna. É una vía perfecta paira coñecer a evolución das galaxias e de todo o universo. Tamén hai persoas que van máis aló, é dicir, que tentan relacionar o medio interestelar coa vida na Terra. Podemos estar seguros de que nos próximos anos a astronomía dará moitas novidades.
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
