La cosa más notable de una limpia noche de verano es nuestra Vía Láctea, ese conjunto de hasta cuatrocientos mil millones de estrellas, gas, polvo y una variedad enorme de objetos extraños e intrigantes. Esa franja lechosa sobre nuestras cabezas es visible gracias a la sobredensidad del material interestelar, gas hidrógeno en su mayoría y el polvo producto de la muerte estelar en sus diversas versiones.
Nuestra primera fuente de información sobre los ingredientes de esa sustancia entre las estrellas son las observaciones con telescopios y antenas en diversas longitudes de onda, desde la luz visible hasta las ondas de radio. Precisamente la detección del infrarrojo y las microondas nos han permitido crear espectros que nos indican con mucha certeza las especies atómicas y moleculares presentes en las nebulosas. Al día de hoy se han reportado más de 200 tipos diferentes de moléculas.
Sin embargo, ante la imposibilidad de viajar cientos o miles de años luz hasta el gas y el polvo interestelares de las nebulosas, para tomar unos litros y analizarlos en un laboratorio terrestre, tenemos que recurrir al modelaje computacional y a la experimentación bajo condiciones parecidas a las que observamos allá.
Simulando el laboratorio cósmico
Nuestra mejor representación de la química del medio interestelar inicia con los granos de polvo, compuestos de carbono, silicio y en menor cantidad algunos metales como hierro, magnesio, etc. Precisamente los mantos exteriores y congelados de los granos se consideran las factorías más importantes de especies químicas complejas. Átomos simples y moléculas sencillas como H, O, N y CO condensan desde la fase gas hasta las superficie de los granos, formando hielos, para luego reaccionar y enriquecer el medio.
En términos astroquímicos, los microscópicos granos de polvo interestelar se consideran los mejores catalizadores de las reacciones químicas en el espacio.
Sin embargo, como lo han de imaginar, las condiciones donde todo esto ocurre son extremas: bajísimas densidades, radiación por todos lados y por supuesto, temperaturas cercanas al cero absoluto. De hecho, la temperatura térmica que logramos medir y estimar en el interior de muchas nebulosas es entre 10 y 20 K, esto es, entre -263 y -253 grados centígrados. En esos ambientes, los mecanismos químicos que pueden ocurrir sobre los hielos son variados y tenemos muchas preguntas sobre cómo se llegan a formar moléculas orgánicas complejas como alcohol (CH3OH), metano (CH4) o formaldehído (H2CO).
Así, los experimentos en laboratorio resultan fundamentales para entender bien los procesos químicos.
Esta semana se ha publicado un trabajo donde un equipo de científicos del Max Planck Institut for Astronomy y Syracuse University usó una cámara de ultra vacío para recrear las condiciones y los procesos que ocurren en las nebulosas donde se forman estrellas.
Emulando una superficie del medio interestelar, los investigadores expusieron una diminuta placa metálica de 13 mm a temperaturas extremas, hasta unos 5 K (-268 °C), luego añadieron en diversas etapas vapor de agua y monóxido de carbono gaseoso en la cámara para formar las capas de hielos sobre la placa. Un espectrómetro infrarrojo fue tomando datos en cada paso de los experimentos.
De una nube ligera a una semilla estelar
Cuando ciertas regiones frías de las nebulosas alcanzan una densidad crítica, el material comienza a colapsar formando grumos cada vez más densos y que serán, en cientos de millones de años, las semillas pre-estelares que formarán soles. Para recrear la química durante este proceso, los investigadores comenzaron preparando un «núcleo» de hielo de agua de varias capas, y luego, con el núcleo helado a una temperatura de 6 Kelvin, procedieron a depositar capas de hielo de monóxido de carbono de diferente espesor en la parte superior. Luego, calentaron la muestra a 20 Kelvin, monitoreando cuidadosamente los espectros infrarrojos todo el tiempo.
Esto precisamente ocurre en las nebulosas: cuando el gas de las enormes semillas que formarán estrellas se comprime, también se va calentado.
Los investigadores notaron que cuando el experimento llegó a 10 K, el espectro infrarrojo cambió de una manera que se interpreta como una transición de fase: por debajo de esa temperatura, el hielo de monóxido de carbono era amorfo, con las moléculas de CO unidas sin orden alguno. Pero, por arriba de esa temperatura, la fase cambia, muy probablemente a una policristalina, donde hay pequeños cristales de hielo de CO.
Para entender el papel del hielo de CO, los investigadores establecieron una segunda versión del experimento en la que se mezcló un poco de dióxido de carbono (CO2) con el CO mientras se formaban las primeras capas congeladas. El CO2 puede representar en este caso cualquier tipo de reactivo adicional. Por debajo de 10 K, todo fue como se esperaba: las moléculas de CO2 estaban atrapadas en el hielo por separado y no podían unirse (y, en consecuencia, no participar en otras reacciones químicas).
Pero cuando ocurrió la transición de fase, la situación cambió drásticamente. El espectrógrafo indicó una fuerte señal de grupos de moléculas de CO2, que evidentemente se habían encontrado entre sí y se habían agrupado. Durante la fase de transición a la forma policristalina del hielo de CO, las moléculas de CO2 y, presumiblemente otros radicales y moléculas, pueden moverse en el hielo, ¡creando las condiciones adecuadas para que se produzcan reacciones químicas!
Al hacer consideraciones más generales sobre las transiciones de fase vistas en los experimentos, los investigadores analizaron qué ocurriría en los granos de polvo cubiertos de hielo en nubes interestelares. Los científicos concluyeron que la transición al estado policristalino debería ser la norma, y no la excepción, en la mayoría de las nebulosas. Esto es, en las primeras etapas de la formación estelar, cuando algunas regiones de la nube comienzan a colapsar y, en consecuencia a calentarse, el hielo de CO en los granos de polvo se volvería policristalino, ayudando y facilitando reacciones químicas que formen especies complejas y hasta orgánicas.
Estos resultados de laboratorio contribuyen a nuestro conocimiento sobre la química que ocurre en los granos de polvo interestelar, a miles de años luz. Sin embargo, nos ofrecen también un panorama de lo que ocurrió en la nube que dio origen al sistema solar, hace 4,500 millones de años. Esos procesos iniciales, esos granos y cristales cósmicos ahora recreados, probablemente son similares a los dieron lugar a una riquísima química, donde la formación de materiales orgánicos llegaron hasta los planetas, los cometas y las lunas de nuestro vecindario solar. Probablemente muchas de esas moléculas sobrevivieron a los intensos eventos protoestelares del Sol y contribuyeron en última instancia a la formación de cadenas orgánicas complejas con las que la vida surgió en nuestro planeta hace unos 3,900 millones de años.
Los resultados de esta investigación se han publicado en la revista Astrophysical Journal Letters bajo el título «Phase transition of interstellar CO ice», por J. He et al.
Referencias:
https://www.mpg.de/17146884/0705-astr-co-ice-150980-x
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