lunes, 10 de septiembre de 2018

Polvo cósmico - Ricardo Dorda Laforet

¿Qué es el polvo cósmico y de dónde viene?
(Por Ricardo Dorda Laforet)



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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