Química en estado puro
durante la muerte de una estrella.
Las vidas de las estrellas.
El
título del capítulo de Cosmos “Las vidas de las estrellas” es ciertamente
afortunado. Las estrellas tienen realmente una vida propia. Al igual que los seres
vivos, nacen, viven, y mueren. Bien, obviamente una estrella no responde a los
estándares de vida que conocemos. Las estrellas habitualmente no se reproducen
durante su vida. Sin embargo, incluso en esto, el zoo del Cosmos es tan
ocurrente que se ha sugerido que la colisión de dos
estrellas enanas blancas poco masivas podría dar lugar al nacimiento de una
nueva estrella [1].
¿Qué ocurre con las estrellas cuando
mueren? Cantaba el poeta Joan Manuel Serrat “Mi cuerpo será camino, le daré
verde a los pinos y amarillo a la genista”. A las estrellas les ocurre algo
parecido. Al final de su vida, devolverán gran parte de la materia de la que
están formadas al medio que las vio nacer, que no es otro que el medio
interestelar. Y esa materia servirá para que una nueva generación de estrellas,
con sus planetas y otros cuerpos menores rocosos, pueda formarse. Una
particularidad que solo atañe a las estrellas es que los átomos devueltos al
medio interestelar no son los mismos que estaban inicialmente presentes cuando
la estrella nació. Durante la vida de una estrella, los procesos de fusión
nuclear que ocurren en su interior van convirtiendo átomos de hidrógeno y helio
en átomos más pesados como carbono, nitrógeno, oxígeno, magnesio, o hierro. ¡La
transmutación de los elementos químicos, el sueño de los alquimistas! De esta
forma, las estrellas van progresivamente enriqueciendo el Cosmos en metales1
generación tras generación. Se estima que al Sol aún le quedan unos 5000
millones de años de vida. Tras este tiempo, Carl Sagan nos contaba en el
capítulo 9 de Cosmos que existirá un último día perfecto en la Tierra. Tras ese
día el Sol comenzará a convertirse en una estrella gigante roja, engullendo
probablemente a la Tierra, y en cualquier caso haciendo imposible la vida en
nuestro querido planeta. Triste, pero todo tiene su fin. Durante la fase de
gigante roja, el Sol devolverá al medio interestelar gran parte de la materia
que en su día tomó, ahora enriquecida en metales, para que nuevas estrellas
puedan formarse.
Imagen de la emisión del polvo de la envoltura circunestelar IRC+10216.
(Crédito: Izan Leão, Universidade Federal do Rio Grande do Norte, Brasil).
Las
estrellas masivas terminan su vida como supernovas, expulsando materia mediante
una violenta explosión. Las estrellas como el Sol, que son la mayor parte, se
convierten en gigantes rojas tras agotar el hidrógeno en el núcleo. El cambio
más espectacular concierne al tamaño, que aumenta unas mil veces. La superficie
del Sol durante esta fase se situará seguramente en algún lugar entre las
órbitas actuales de la Tierra y Júpiter. Durante esta fase de gigante roja, las
estrellas desarrollan un suave viento que va vertiendo poco a poco materia de
la estrella al medio interestelar. Tras unos pocos miles de años, el viento
estelar isótropo habrá dado lugar a una envoltura esférica en torno a la
gigante roja (véase la Figura). Esta fase puede durar algunos miles de años,
tras los cuales la estrella habrá devuelto una importante fracción de su masa
al medio interestelar. Esta es la principal forma en que el medio interestelar
se recicla con nuevo material.
¿En qué estado devuelven las estrellas
la materia al medio interestelar? Las envolturas circunestelares en torno a
gigantes rojas están formadas por moléculas en fase gas y por diminutos granos
de polvo con tamaños del orden de 0.1 mm. En realidad, estas
regiones son auténticos laboratorios químicos donde se forman in situ todo tipo
de moléculas de complejidad dispar. Algunas de ellas son realmente exóticas
para los estándares terrestres. De hecho, son varias las moléculas que se han
descubierto antes en envolturas de gigantes rojas que en la Tierra [2]. Algo
parecido a lo ocurrido con el helio, descubierto en el Sol antes que en la
Tierra allá por el año 1868. Realmente, el Cosmos es un inmenso laboratorio
químico que nos permite trascender la química que conocemos en La Tierra. Los
granos de polvo, compuestos por silicatos y material carbonáceo, tan solo
constituyen el 1 % en masa, pero su presencia tiene consecuencias muy
importantes para la evolución física y química del medio interestelar. Por una
parte, los granos de polvo absorben de forma muy eficiente la radiación
ultravioleta, lo que permite que las moléculas sobrevivan sin ser
fotodisociadas en nubes interestelares densas. Por otra, la superficie de los
granos de polvo es un excelente catalizador que permite la síntesis
interestelar de moléculas que van desde el hidrógeno molecular (H2),
la molécula más abundante en el Universo y cuya formación en fase gas es
extremadamente ineficiente, hasta complejas moléculas orgánicas con interés
prebiótico.
En
el gran laboratorio químico que es una envoltura circunestelar, todo comienza
en las inmediaciones de la estrella gigante roja, donde las primeras moléculas
se forman in situ a partir de la recombinación de átomos. Aquí comienza
realmente la Química en mayúsculas, con la formación de los primeros enlaces
químicos. Las condiciones físicas en estas regiones, con temperaturas de
2000-3000 ºC y presiones unas 10,000 veces menores que en nuestra atmósfera,
hacen que las reacciones químicas, incluso aquellas que son endotérmicas o
poseen barreras de activación, ocurran muy rápidamente. Esto hace que la
composición química tienda rápidamente a una situación de equilibrio
termodinámico o termoquímico, en la que dominan las moléculas más estables.
Observaciones radioastronómicas confirman que efectivamente la composición química
en las zonas internas de envolturas circunestelares está regulada en gran
medida por el equilibrio termoquímico. En los últimos años, sin embargo, se han
encontrado discrepancias muy serias entre predicciones y observaciones. Por
ejemplo, se ha observado vapor de agua en torno a estrellas ricas en carbono
(en las que la relación C/O es superior a uno) con abundancias varios órdenes
de magnitud por encima de lo esperado [3]. Aún no comprendemos bien qué
procesos químicos tienen lugar en las inmediaciones de las gigantes rojas que
producen de forma selectiva ciertas moléculas con abundancias muy superiores a
las que se esperarían en condiciones de equilibrio termoquímico. Las
inmediaciones de estrellas gigantes rojas son también la principal fábrica de granos
de polvo que existe en el Cosmos. Esto es, la mayor parte de los granos de
polvo presentes en el medio interestelar de cualquier galaxia se ha formado en
algún momento alrededor de una estrella gigante roja. Al alejarnos un poco de
la estrella, cuando la temperatura disminuye por debajo de unos 1000 ºC, los
elementos con mayor carácter refractario comienzan a condensar en forma sólida
dando lugar a los primeros granos de polvo. El proceso que va desde moléculas
de unos pocos átomos hasta granos de polvo compuestos por unos 1000 millones de
átomos es enormemente complejo, aunque los primeros pasos deberían consistir en
el ensamblaje de moléculas sencillas para formar clústeres de tamaño
intermedio. A día de hoy desconocemos cómo ocurre el proceso de ensamblaje que
inicia la formación de los granos de polvo.
El
desconocimiento de los procesos químicos que ocurren en las inmediaciones de
las gigantes rojas ha estado limitado en gran medida por la falta de
instrumentos con la resolución angular necesaria. Recientemente se ha puesto en
marcha un instrumento que va a cambiar esto. Se trata de ALMA, un conjunto de
66 radiotelescopios situado en el desierto de Atacama, en Chile, que utiliza
técnicas de interferometría que permiten resolver estrellas gigantes rojas y
acceder a los procesos que ocurren en sus inmediaciones. Las primeras
observaciones ya han permitido observar una gran cantidad de líneas espectrales
que no ha sido posible identificar y que seguramente sean debidas a moléculas
que intervienen en la formación de los granos de polvo [4].
La materia que una gigante roja
expulsa se embarcará en un aventurado viaje por el medio interestelar para
eventualmente incorporarse a una estrella o a un planeta en un nuevo sistema
solar. En este viaje, gran parte de la materia será fuertemente procesada
químicamente mediante rayos cósmicos y fotones ultravioletas. Moléculas de gran
tamaño, como fulerenos e hidrocarburos policíclicos aromáticos, y granos de
polvo son más resistentes a la radiación ultravioleta, y podrán resistir mejor
el viaje. De hecho, se han encontrado granos cuyo origen se remonta a una
estrella gigante roja en meteoritos de nuestro sistema solar, lo que indica que
estos granos han sobrevivido intactos su viaje interestelar. El destino de la
materia vertida por estrellas moribundas no es otro que construir nuevas
estrellas y planetas, cerrando así el ciclo de vida de la materia en el Cosmos.
Notas:
1 En
astronomía, el término metal se
refiere a cualquier elemento químico más pesado que el helio.
Referencias:
[1] M. Kilic, W. R.
Brown, J. J. Hermes, C. Allende Prieto, S. J. Kenyon, D. E. Winget, K. I.
Winget, 2011, SDSS J163030.58+423305.8: a
40-min orbital period detached White dwarf binary, Monthly Notices of the
Royal Astronomical Society, 418, L157.
doi:10.1111/j.1745-3933.2011.01165.x. Ver reseña en https://www.space.com/11630-dying-stars-collision-baby-star.html.
[2]
J. Cernicharo, C. Cabezas, J. R. Pardo, M. Agúndez, C. Bermúdez, y 8 coautores
más, 2019, Discovery of two new
magnesium-bearing species in IRC+10216: MgC3N and MgC4H,
Astronomy and Astrophysics, 630, L2.
doi:10.1051/0004-6361/201936372.
[3]
L. Decin, M. Agúndez, M. J. Barlow, F. Daniel, J. Cernicharo, y 32 coautores
más, 2010, Warm water vapour in
the sooty outflow from a luminous carbon star, Nature, 467, 64. doi:10.1038/nature09344.
[4]
J. Cernicharo, F. Daniel, A. Castro-Carrizo, M. Agúndez, N. Marcelino, C.
Joblin, J. R. Goicoechea, M. Guélin, 2013, Unvelining the dust nucleation zone
of IRC+10216 with ALMA, The Astrophysical Journal Letters, 778, L25.
doi:10.1088/2041-8205/778/2/L25.
Marcelino Agúndez
Chico.
Doctor
en Astrofísica.
Investigador Ramón y
Cajal. Instituto de Física Fundamental, CSIC, Madrid.
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