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martes, 23 de junio de 2020

La Química como Origen del Universo Molecular - Elena Jiménez Martínez

9.3
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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