La Química como Origen
del Universo Molecular.
Las vidas de las estrellas.
A parte
de la connotación poética que tiene hablar del “cielo estrellado”, el firmamento ha sido observado por el Hombre,
desde que se hizo sedentario, como herramienta para determinar los periodos de
abundancia para la caza y la recolección, entre otros. En una noche clara, uno
puede ver la infinidad de estrellas que se distinguen desde un punto tan remoto
del Universo como es nuestro planeta. Esta perspectiva es muy limitada, ya que
vemos una parte increíblemente reducida del Universo. Solo en la Vía Láctea, los
astrónomos estiman que pueden existir unos 300.000 millones de estrellas. Si el
Universo cuenta con más de 100 billones de galaxias... ¡el número de estrellas
es “astronómico”! 10.000.000.000.000.000.000.000 (1022). ¿Hay
realmente más estrellas en el Universo que granos de arena en todas las playas
del mundo, como dijo Carl Sagan (1934-1996)?
Pues sí, con un simple cálculo se llega a que en todas las playas del mundo hay
4.000.000.000.000.000.000.000 (4×1021) granos de arena1.
Así que Carl Sagan tenía razón y hay más estrellas en el Universo que granos de
arena en las playas de nuestro planeta. Pocas figuras en la comunidad
científica han resultado tan inspiradoras y empáticas en relación con la
opinión pública como lo ha hecho Carl Sagan, especialmente entre millennials
y todas aquellas personas que vivimos motivadas por la curiosidad y el amor por
el conocimiento.
Desde
la revolución de la astronomía observacional, cada vez conocemos mejor nuestro
cielo y los objetos “observables” en él. En particular, el espacio existente
entre dos estrellas, es decir, el medio
interestelar, aunque podría pensarse que está “vacío”, no lo está y está
formado por, aproximadamente, un 99% de gas (hidrógeno y helio,
principalmente) y un 1% de granos de polvo y hielo. Aunque H2 es el
gas más abundante, en el medio interestelar también se han identificado, hasta
el momento, alrededor de 200 moléculas [1,2]. Entre ellas se encuentran desde
moléculas simples como H2O, esenciales para la vida tal y como la
conocemos, a moléculas complejas como los fulerenos (C60 o C70),
tercera forma molecular estable conocida del carbono, tras el grafito y el
diamante.
La
gran mayoría de las moléculas orgánicas detectadas contienen, además de átomos
de C e H, átomos de O y/o N, y en menor número S, P y Si. Encontramos
compuestos orgánicos tan familiares en la Tierra y en nuestra vida cotidiana
como el alcohol presente en las bebidas alcohólicas (etanol, CH3CH2OH)
o la acetona (CH3C(O)CH3) de los quitaesmaltes de uñas.
Moléculas orgánicas simples detectadas en el medio interestelar.
Algunas
de estas moléculas orgánicas simples se consideran precursoras de moléculas
biológicas como los azúcares (contienen
C, H y O, por ejemplo, la sacarosa C12H22O11
conocido como el azúcar de mesa) o
los aminoácidos (contienen C, H, O y
N a través de grupos amino (-NH2) y carboxilo (-C(O)OH). Una de
ellas es el glicoaldehído (HOCH2C(O)H) que puede reaccionar con un
azúcar de 3 carbonos para producir la ribosa y desoxirribosa, componentes
importantes de los nucleótidos, y se encuentran en el ARN y ADN,
respectivamente. El glicolaldehído se detectó, por primera vez en el año
2000,en la constelación de Sagitario situada en el centro de nuestra galaxia [3].
Más recientemente, el glicolaldehído se ha detectado con el radiotelescopio
ALMA (Atacama LargeMillimeterArray) en
el gas que rodea a una estrella binaria joven como IRAS 16293-2422 en 2012 [4]
o NGC 1333 IRAS2A en 2015 [5]. Este descubrimiento prueba, pues, que estas
moléculas precursoras de biomoléculas necesarias para la vida, ya existían en el
medio interestelar en el momento de la formación de los planetas.
El
conocimiento de la Química en estos entornos es, pues, esencial para entender
cómo se forman nuevas moléculas en el Espacio. Pero, ¿cómo se forman estas
moléculas prebióticas en el medio interestelar, donde la temperatura del gas es
ultrabaja y oscila entre 10 K (~ 263 ºC bajo cero) y
100 K (~173 ºC bajo cero)? Existen dos mecanismos
aceptados por la comunidad astrofísica por los que se forman moléculas
orgánicas en el medio interestelar: reacciones químicas en la superficie de
granos de polvo o hielo interestelar o reacciones entre dos moléculas (iones,
radicales o moléculas no cargadas) en fase gaseosa. Por ejemplo, metanol (CH3OH)
se forma por hidrogenación sucesiva de monóxido de carbono (CO) en la
superficie de los granos a temperaturas inferiores a 30 K (~
243 ºC bajo cero).
N.
Balucani y colaboradores propusieron
que algunas moléculas orgánicas, como formiato de metilo (HC(O)OCH3)
o dimetil éter (DME, CH3OCH3), podían formarse en fase
gaseosa a partir de la reacción del radical hidroxilo (OH), presente en el
medio interestelar, con metanol [6]. Para poder interpretar las abundancias de
las moléculas orgánicas observadas en el medio interestelar, el conocimiento de
la velocidad de las reacciones a las temperaturas típicas de este medio en las
que están involucradas es esencial. Esta información cinética se incorpora en
modelos astroquímicos que consideran lo que ocurre tanto en la superficie de
los granos como en fase gaseosa y se simula cómo se forman y en qué cantidad
estas moléculas orgánicas. Dado que estos modelos están constituidos por
cientos de reacciones, existen muchas incógnitas especialmente a temperaturas
entre 10 y 100 K. A estas temperaturas, la mayoría de las constantes de
velocidad, k, (parámetro cinético a
medir experimentalmente) de las reacciones del tipo A + B (donde normalmente, A es un ion o un radical y B es un ion/radical o una molécula) no
se conoce, dada la enorme dificultad experimental que supone obtener en un
reactor químico un flujo de gas uniforme a esas temperaturas ultrafrías, donde
por métodos convencionales de enfriamiento las moléculas orgánicas se
encuentran en estado sólido. De ahí que muchas de las constantes de velocidad
que se emplean en ese tipo de simulaciones sean las obtenidas a temperatura
ambiente (25º C) o las extrapoladas de expresiones de k en función de la temperatura (a T>200 K) donde existen más
estudios. Estas constantes de velocidad se obtienen experimentalmente en
estudios sobre la reactividad química en fase gaseosa de reacciones de interés
para la atmósfera de nuestro planeta o en Química de la Combustión y que han
sido llevados a cabo, en su gran mayoría, en el siglo XX. Aunque la Química de
nuestra atmósfera es similar a la que ocurre en las nubes interestelares,
existen diferencias importantes como las condiciones físicas del medio
(temperatura y presión) o la composición del mismo. Para simular en el
laboratorio las condiciones de temperatura del medio interestelar, en las
últimas décadas, se ha empleado un método de enfriamiento no convencional (la técnica
de expansión supersónica uniforme)
que se basa en la expansión del gas a velocidades supersónicas para obtener un
chorro uniforme. Con esta técnica, se han conseguido obtener gases a
temperaturas de hasta 11 K [7-9], que acoplada a técnicas cinéticas ha
permitido extender la base de datos, en particular, para reacciones
radical-molécula.
Recientemente
el grupo del Prof. Dwayne E. Heard de la Universidad de Leeds (Reino Unido)
observó que la constante de velocidad de la reacción del radical OH con metanol
se aceleraba muchísimo a temperaturas
entre 79 y 63 K [10], lo que implicaba una formación del intermedio CH3O
mucho más rápida de lo que se pensaba la comunidad astrofísica, pudiéndose
explicar su formación exclusivamente por esta reacción en fase gaseosa. Estas
observaciones se corroboraron por nuestro grupo de investigación en la
Universidad de Castilla-La Mancha realizando estudios cinéticos a temperaturas
de hasta 11.7 K [9,11]. El gran hándicap es realizar estudios en las
condiciones de vacío del medio interestelar, donde la presión es tan
extremadamente baja que no se alcanzaría ni con el mejor vacío obtenido en la
Tierra. De ahí, que se requieran estudios teórico computacionales para simular
estas condiciones y se indague sobre el mecanismo de estas reacciones en fase
gaseosa.
Lo que
es cierto, es que la comunidad química y física tanto experimental como teórica
debemos aunar esfuerzos para que el estudio de la velocidad de los procesos de
formación y desaparición de moléculas interestelares y el mecanismo por el cual
transcurren estas reacciones pueda contribuir al conocimiento del origen del
Universo molecular. Citando a Carl Sagan somos
polvo de estrellas que piensa acerca de las estrellas. Somos la forma en la que
el Universo se piensa a sí mismo.
Notas:
1 En esta página de la BBC se puede ver el cálculo del
número de granos de arena en las playas de la Tierra: https://www.bbc.com/mundo/noticias-44943002.
Referencias:
[3] J. M. Hollis, F.
J. Lovas, P. R. Jewell, Astrophysical
Journal, 540:L107-L110 (2000).
[4] J. K. Jørgensen, C. Favre, S. E.
Bisschop, T. L. Bourke, E. F. van Dishoeck, M. Schmalzl. The Astrophysical
Journal Letters, 757: L4 (2012).
[5] A. Coutens, M. V.
Persson, J. K. Jørgensen, S. F. Wampfler, J. M. Lykke. Astronomy and Astrophysics, 576: A5 (2015).
[6] N. Balucani, C. Ceccarelli, V.
Taquet. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1-5 (2014).
[7]
A. Potapov, A. Canosa, E. Jiménez, B. Rowe.AngewandteChemie-International Edition, 56 (2017) 8618-8640.
[8] M. Tizniti, S. D. Le Picard, F.
Lique, C. Berteloite, A. Canosa,M. H. Alexander, I. R. Sims, Nature Chemistry,
6 (2014) 141–145.
[9]
A. J. Ocaña, S. Blázquez, A. Potapov, B. Ballesteros, A. Canosa, M. Antiñolo,
L. Vereecken, J. Albaladejo, E. Jiménez. Physical Chemistry Chemical Physics, 21 (2019) 6942-6957.
[10] R.J. Shannon, M.
A. Blitz, A. Goddard and D. E. Heard, Nature
Chemistry, 5 (2013) 745–749.
[11]
M. Antiñolo, M. Agúndez, E. Jiménez, B. Ballesteros, A. Canosa, J. Albaladejo,
J. Cernicharo. Astrophysical Journal, 823:25 (2016) 1-8.
Elena Jiménez
Martínez.
Doctora
en Ciencias Químicas.
Catedrática
de Universidad, Departamento de Química Física.
Universidad de
Castilla-La Mancha. Facultad de Ciencias y Tecnologías Químicas, Ciudad Real.
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