Especialidad en Astroquímica

Especialidad en Astroquímica

Astroquímica

Astroquímica es la ciencia interdisciplinar que tiene por objetivo comprender los procesos físicos y químicos que determinan la estructura química de gas y las partículas de polvo interestelar. La estructura química del gas es dependiente de la densidad, temperatura, nivel de ionización y la radiación presente en su ámbito. Una vez que entendemos bien la química vinculada a una molécula, esta especie puede utilizarse como un indicador de las condiciones físicas locales. Los astrónomos utilizamos las moléculas como instrumento para el análisis del Mundo a cada una de las escalas a partir de una galaxia externa hasta una atmósfera planetaria.

Los procesos químicos que se generan en el gas interestelar regulan la formación de estrellas y planetas. Las enormes nubes moleculares del espacio interestelar tienen la posibilidad de fragmentarse en condensaciones más pequeñas, debidas, en parte importante, a que las moléculas enfrían el gas, produciendo una disminución de la presión térmica. Por otro lado, la copiosidad de ciertos recursos como el Carbono y el azufre (S) determinan el acoplamiento del gas con el campo magnético, proceso que podría frenar, o por lo menos ralentizar, la contracción de la nube. El ritmo de formación de condensaciones y su siguiente colapso para conformar estrellas está por consiguiente ligado a la estructura química del gas.

El razonamiento de la estructura química del gas y las partículas de polvo es interesante por sí mismo. Las partículas de polvo son la materia prima desde el cual están compuestos los planetas. Aun cuando la detección directa de los compuestos que conforman una partícula de polvo es bastante difícil, se han desarrollado complicados modelos químicos que integran la etapa gaseosa y la sólida (partículas de polvo) que combinados con visualizaciones astronómicas son capaces de pronosticar la estructura química del polvo. Entendemos que en el interior más profundo de las nubes moleculares las partículas de polvo se cubren de una capa de hielo rico en agua y monóxido de carbono en el cual están compuestos moléculas orgánicas complicadas. Estas especies podrían sobrevivir hasta conformar parte de los embriones de planetas. Conocer el destino de varias de estas moléculas es de gran interés para los astrónomos por su conexión con los principios de la vida.

La Astroquímica en el Observatorio Astronómico Nacional está primordialmente dedicada al análisis de las nubes moleculares desde las cuales están formados las estrellas y los planetas. La última generación de monumentales telescopios milimétricos y submilimétricos (40 m Yebes telescope, Pico Veleta, NOEMA, ALMA) nos posibilita continuar la química del material interestelar a partir de las nubes moleculares hasta los discos protoplanetarios desde los cuales se formarán los planetas.

Historia de la Astroquímica

El análisis de la estructura química del Cosmos es vigente en la crónica de la astronomía. William Herschel es el primero que sugirió que los "fluidos brillantes" que constituían las nebulosas, podrían estar compuestos de recursos habituales en la Tierra, en especial en la atmósfera. Al rededor del s. XIX, Huggins identificó el espectro de 8 nebulosas planetarias y las comparó con el espectro de átomos habituales en la atmósfera terrestre como oxígeno (O), hidrógeno (H) y nitrógeno (N), pudiendo detectar una de las líneas observadas. A comienzos del s. XX, la espectroscopia óptica era una ciencia floreciente y se estudiaban con detalle los espectros de las estrellas y las nebulosas. Además de distintas líneas del hidrógeno, otros recursos como el calcio (Ca) y el potasio (K) ya se habían reconocido. Entre 1937 y 1941 se detectaron las líneas ópticas de 3 moléculas diatómicas, CH, CN y CH+. La imagen del Cosmos era la siguiente: el espacio en medio de las estrellas (medio interestelar) no estaba vacío, sino que tenía dentro partículas de polvo, ciertos átomos y unas escasas moléculas en especial sencillas.

El desarrollo de la Radioastronomía hacia 1950 ha sido decisivo para el razonamiento de la química interestelar. En 1963, Weinreb y sus ayudantes detectaron el espectro radio de OH en la dirección del centro galáctico. Los datos revelaban la vida de nubes que contenían OH entre el centro galáctico y la Tierra. No obstante, las ideas de los astrónomos no cambiaron velozmente, y hasta mediados de los años 60 se consideraba el medio interestelar bastante hostil para la realidad de porciones apreciables de moléculas más complicadas. Los astrónomos de la actualidad consideraban que las probables moléculas formadas desde los átomos que llenaban el espacio interestelar podrían ser velozmente destruidas por la radiación ultravioleta (UV) procedente de las estrellas adolescentes, y las escasas moléculas observadas podrían ser sencillamente el producto de la devastación por la radiación (UV) de moléculas más complicadas evaporadas de el área de los granos cercanos a estrellas calientes. 5 años más tarde de la detección de OH, un conjunto de la Universidad de California dirigido por Charles Townes construyó su propio receptor y radiotelescopio, y detectó agua (H₂O) y amoníaco (NH₃). Nadie podía imaginar que compuestos frágiles frente a la radiación UV como el H₂O y el NH3 fueran numerosos en el medio interestelar. La detección de estas moléculas precipitó la averiguación incesante de nuevos compuestos y una avalancha de descubrimientos. Actualmente, se han visto bastante más de un centenar de moléculas diferentes en el medio interestelar, varias de ellas tan habituales en la Tierra como el metanol (CH₃OH) o el ácido fórmico (HCO₂H), y otras más exóticas, inexistentes en nuestro mundo en forma natural, que únicamente las tenemos la posibilidad de obtener sintetizándolas en el laboratorio.