(Por Ricardo Dorda Laforet)
Capítulo 11 de CIENCIA, y además lo entiendo!!!
La cultura popular suele considerar que el
espacio que se extiende entre las estrellas es un gran vacío, pero en realidad
en este espacio hay grandes cantidades de gas y polvo, que reciben el nombre de
medio interestelar. Ahora bien, la densidad del medio interestelar es muy baja
en comparación con lo que estamos habituados (nuestra propia atmósfera), tan
baja que es incluso menor que lo que podemos llegar a obtener artificialmente
en los laboratorios. En ese sentido, efectivamente podemos considerar que los
abismos interestelares están cuasi vacíos, pero estas regiones son tan
inimaginablemente grandes que, pese a su baja densidad de materia, cualquiera
de ellas puede albergar nubes de gas y polvo con masas de cientos o miles de
veces la del Sol.
1 Analizar lo invisible
Como ya se ha mencionado, el medio
interestelar está formado por gas y polvo, pero no fue fácil percatarse de ello.
Al contrario que las estrellas, esta materia no emite luz visible en
condiciones normales, por lo que resultaba invisible para los astrónomos. Sin
embargo, que fuera invisible no significa que no fuera detectable. La radiación
electromagnética (luz) que pasa a través del medio interestelar se ve afectada
por el gas y el polvo en él, que dispersan y absorben la luz de la misma forma
que en la Tierra una nube puede ocultarnos la luz del Sol. Dada la baja
densidad de esta materia interestelar, podría parecer difícil que bloquee la
luz de una estrella, pero hay que tener en cuenta su enorme tamaño. Así, son
tan profundas que pueden llegar a ocultarnos completamente la luz de las
estrellas que están al otro lado.
Además,
el medio interestelar no afecta a todas las longitudes de onda de la luz [1]
con la misma intensidad. Así, el medio interestelar afecta sobre todo al rango
de la luz visible, pero más a las longitudes de onda más cortas (el
ultravioleta cercano y color azul) que a las más largas (el color rojo o el
infrarrojo). En consecuencia, cuando el medio interestelar bloquea parte del
brillo de las estrellas, además provoca que las veamos más rojas de lo que en
realidad son. Los astrónomos de la segunda mitad del Siglo XIX ya se habían
percatado que algunas estrellas eran más débiles y más rojas de lo que les
correspondía, pero no fue hasta 1930 que Trumpler dedujo que esos efectos se
debían al gas y polvo entre las estrellas y nosotros. Los científicos empezaron
entonces a estudiar la composición química de esta materia de forma indirecta,
a partir de su efecto en la luz de las estrellas que la atraviesan. Con el
desarrollo de la radioastronomía a lo largo del Siglo XX, los astrónomos
también pudieron estudiar la composición del medio interestelar mediante su
observación directa, ya que el gas y el polvo interestelares emiten radiación
electromagnética de baja frecuencia, en el rango desde las microondas a las
ondas de radio.
Estudiando
la forma en que el medio interestelar absorbe la luz de las estrellas y la
forma que emite radiación electromagnética los científicos han podido desvelar
su composición y propiedades, aunque aún hoy en día se investiga intensamente
en este área. Por un lado, el polvo consiste en pequeñas motas sólidas cuyo
tamaño típico va desde unas pocas micras (la millonésima parte de un metro) a
la décima parte de eso, y cuya composición es muy variada. La componente
principal del polvo son silicatos, es decir lo mismo que la arena de los
desiertos, aunque los granos del polvo interestelar son unas mil veces más
pequeños que los granos de arena terrestres. Además de silicatos, también hay
motas de otros agregados formados por otros metales o sus óxidos (como óxido de
aluminio), por no metales como carbono (grafitos) o incluso hielos de agua o de
monóxido de carbono. Por otro lado, el gas se compone mayormente de hidrógeno
atómico y molecular, con algo de helio y trazas de muchos otros elementos y
sustancias, incluso moléculas orgánicas de cierta complejidad como fullerenos,
“pelotas” formadas por 60 átomos de carbono.
2 Astroquímica
Después de leer los párrafos previos, es muy
probable que el lector se pregunte de dónde viene toda esa materia que forma el
medio interestelar y su variedad química. La cosmología ha determinado que en
el Universo primigenio, antes de que las primeras estrellas nacieran, la
materia convencional era un 75% Hidrógeno, un 25% Helio y una pequeña fracción
constituida por isótopos de estos elementos y Litio. Cuando nacieron las
primeras estrellas en sus núcleos comenzó la fusión del Hidrógeno y el Helio en
elementos progresivamente más pesados [2]. Cuando esta primera generación
estelar murió, liberaron al espacio todo tipo de elementos químicos que se
mezclaron con el resto del gas allí presente. Las siguientes generaciones de
estrellas nacieron de este gas y con sus muertes enriquecieron el medio
interestelar con elementos aún más pesados, en un proceso que continúa aún hoy
en día y que proporciona los ingredientes para la variedad de sustancias
químicas y el polvo presente en el gas interestelar.
Ahora
bien, como se ha mencionado antes, la densidad del medio interestelar es
bajísima. Tan baja que puede haber solo un átomo por metro cúbico, por lo que
la probabilidad de que dos partículas choquen es extremadamente pequeña. En
esas condiciones, ¿cómo es posible que ingentes cantidades de átomos terminen
aglomerándose para dar lugar a una mota de polvo? Más aún, ¿cómo pueden
formarse ciertas moléculas químicas, especialmente las más complejas, y
sobrevivir a las agresivas condiciones del medio interestelar?
La
respuesta a la primera pregunta es relativamente sencilla: el polvo no nace en
las nubes interestelares, sino en la atmósfera de ciertas estrellas moribundas,
de dónde luego es liberado al medio interestelar. Veámoslo con más detalle. La
temperatura superficial de la gran mayoría de estrellas es demasiado alta como
para que los elementos pesados puedan formar moléculas ni mucho menos motas de
polvo. Sin embargo, cuando la gran mayoría de estrellas (todas aquellas con
masas entre un décimo y treinta veces la del Sol [3]) terminan la fase
principal de su vida, evolucionan expandiéndose enormemente. Se vuelven decenas
e incluso cientos de veces más grandes de lo que eran originalmente, al tiempo
que su superficie se enfría considerablemente. Se convierten así en las
estrellas que llamamos gigantes o supergigantes rojas. Estas estrellas poseen
atmósferas frías que, debido al tamaño de la estrella, están solo débilmente
ligadas a su estrella y es habitual que parte de ellas se vaya desprendiendo
lentamente hacia el medio interestelar, especialmente en las últimas fases de la vida de la estrella.
Es
en estas capas superiores de la estrella y en las nubes que se han desprendido
de ella donde se dan las condiciones ideales para la formación de motas de
polvo. La temperatura resulta suficientemente baja y la densidad
suficientemente alta durante tiempos suficientemente largos (miles de años)
como para que los átomos se vayan agregando en motas cada vez mayores. Al mismo
tiempo, la estrella está suficientemente fría como para que su radiación no sea
tan energética que destruya los incipientes granos de polvo. Con el tiempo,
estas nubes de gas y polvo se alejan progresivamente de la estrella en la que
han nacido, dispersándose en el espacio y dando lugar al medio interestelar.
Por
otro lado, para responder a la segunda pregunta hay que hablar de la simbiosis
que existe entre las motas de polvo cósmico y las moléculas que se forman en
las nubes de gas. Muchas reacciones químicas requieren condiciones particulares
para ser eficientes. De nada sirve la presencia de los ingredientes de una
molécula, si no se dan las condiciones adecuadas. Tal vez el ejemplo más fácil
para ilustrar esto sea la molécula de Hidrógeno, formado por dos átomos de este
elemento. La probabilidad de que se forme esta molécula a partir del impacto de
dos átomos libres de Hidrógeno resulta absurdamente pequeña incluso en
condiciones de densidad favorables. De hecho, por experimentos en laboratorio sabemos
que estas moléculas se forman a partir de impactos triples: en el choque dos de
las moléculas transmiten suficiente energía cinética a una tercera como para
quedar ligadas entre ellas. Este impacto triple puede resultar relativamente
frecuente en altas densidades, pero definitivamente no puede explicar la
presencia de Hidrógeno molecular en las extremadamente difusas nubes
interestelares.
La
respuesta a este misterio se halla en el polvo interestelar que acompaña al
gas. Se sabe que los átomos de Hidrógeno tienden a adherirse fácilmente a la
superficie de los granos de polvo. Entonces, debido a la adherencia de
múltiples átomos de Hidrógeno, es fácil que se forme hidrógeno molecular en la
superficie del grano de polvo. Es decir, el polvo actúa como un catalizador
químico en esta y en muchas otras reacciones, pero su papel aún va más allá.
Hay que tener en cuenta que las moléculas son relativamente frágiles ante el
impacto de rayos cósmicos o de radiación de alta energía, cosas que abundan en
el espacio interestelar y que destruyen progresivamente las moléculas. Los
granos de polvo, más resistentes, actúan como escudo para las moléculas. Así,
en las nubes más compactas y frías, el polvo de la parte más exterior protege a
las moléculas del interior de la nube, disminuyendo la velocidad a la que son
destruidas por el entorno. En definitiva, el polvo cósmico es indispensable
para explicar la variedad molecular observada en el medio interestelar.
3 Semillas de vida
Con el tiempo, una nube de gas y polvo del
medio interestelar empezará a colapsar sobre si misma. Esto puede ocurrir
inducido por su propia gravedad, pero también por factores externos, como verse
afectadas por la radiación o el viento estelar de estrellas luminosas, la
presencia de intensos campos magnéticos producidos en objetos como púlsares o
agujeros negros, o el encontronazo con el repentino destello de una supernova o
su posterior onda expansiva. El colapso de una nube provoca que se vaya
fragmentado en grumos, cada uno de ellos con sus propios puntos de mayor
densidad, donde empiezan a nacer nuevas estrellas.
El
gas y el polvo cercano a una estrella en formación cae lentamente hacia ella,
formando en el proceso un disco alrededor suyo. Es en este disco dónde los
grumos de gas empiezan a atraer hacia sí la materia cercana a ellos en su
órbita alrededor de la estrella, lo que da lugar a los planetas gaseosos
gigantes. Pero más aún, es el polvo el que agregándose en partículas cada vez
mayores forma pequeñas rocas, que a su vez se aglomeran para formar
planetesimales: cuerpos sólidos cuya unión dará lugar a los planetas rocosos.
Así pues, sin polvo cósmico no sería posible la formación de planetas como el
nuestro.
Con
el tiempo la acción combinada de la atracción gravitatoria de los planetas y la
radiación de la estrella terminan limpiando de gas el disco alrededor de ésta,
quedando tan solo planetas con sus lunas y algunos escombros, como nuestro
cinturón de asteroides. En la parte más externa del sistema planetario (como es
el caso de nuestro cinturón de Kuiper) pueden acumularse muchos de estos
escombros, producto de la acreción de polvo y hielos de sustancias volátiles, y
que contienen muchas sustancias químicas que estaban presentes en la nube
original. Son estos cuerpos los que, cuando por cualquier razón caen hacia el
interior del sistema planetario, se convierten en cometas y sus hielos
volátiles y las sustancias que albergan éstos pueden llegar a la superficie de
los planetas ya formados. Así, los científicos sospechan que algunos de las
moléculas orgánicas necesarias para el origen de la vida llegaron en los
cometas. Y es que es difícil que en la química de la Tierra primigenia se
formaran ciertas sustancias orgánicas, pero se sabe que estas moléculas existen
en el medio interestelar. Por tanto, es posible, aunque aún no existe consenso,
que esos ladrillos de la primera vida se hubieran formado mucho antes que la
Tierra, en atmósferas de estrellas moribundas o en frías nubes interestelares,
pero en cualquier caso gracias al papel del polvo cósmico en la química
interestelar.
Notas:
1. Ver
capítulo 66.
2. Ver
capítulo 15
3. Ver
capítulo 17
Ricardo Dorda Laforet
Doctor en
Astrofísica
Investigador post-doctoral en la Universidad
de Alicante
Natural de Madrid (1984), cursó la Licenciatura en Física de la Universidad Complutense de Madrid, especializándose en Astrofísica, para luego cursar el Máster Interuniversitario ( Universidad Complutense de Madrid – Universidad Autónoma de Madrid) en Astrofísica.
Realizó sus estudios de doctorado en la Universidad de Alicante (Ph. D. 2016), centrándose en el estudio de las estrellas masivas evolucionadas. A día de hoy sigue desarrollando esta línea de investigación en su posdoctorado, en la Universidad de Alicante.
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