Y yo quiero ser...Astroquímic@
(Por
Elena Jiménez)
¡Quién me iba
a decir, allá por el año 1985 cuando empecé mis estudios de Bachillerato en lo
que se llamaba “Ciencias Puras” y tras mi licenciatura en Ciencias Químicas
(especialidad Química Física), que desarrollaría mi carrera profesional
investigando en el ámbito de la Química Física de la atmósfera terrestre y del
medio interestelar! Pues sí, la vida
da muchas vueltas. Y hablando de vida...
mucho se ha especulado sobre el origen de la vida en nuestro planeta. Existen
diversas teorías desde la teoría de la sopa
o caldo primordial propuesta por el bioquímico ruso Aleksandr I. Oparin en
1924 hasta que las moléculas prebióticas vinieron del espacio (Panspermia) [1]. En 1953 Stanley Miller y
Harold C. Urey llevaron a cabo un experimento donde se comprobó que se
sintetizaban aminoácidos a partir de una disolución acuosa de amoníaco, metano
e hidrógeno sometida a una descarga eléctrica [2]. Lo que es evidente es que
las condiciones ambientales de la Tierra (temperaturas moderadas, agua líquida,
atmósfera de oxígeno, etc.) han propiciado la existencia de vida en nuestro
planeta. La Panspermia, por otro lado, se centra en la idea de que las
moléculas prebióticas llegaron a la Tierra desde el Espacio a través de
meteoritos y otros objetos.
Este capítulo
no pretende discutir qué teoría es la correcta, ya que es un debate abierto y
vivo aún en la actualidad, si no pretende despertar vocaciones científicas y
acercar a jóvenes promesas la química en fase gaseosa de compuestos orgánicos
simples que puede dar lugar a nuevas especies en el medio interestelar.
Fig. 1. Moléculas prebióticas
detectadas en el medio interestelar posibles precursoras de bases del ARN y
ADN.
¿Qué es el medio interestelar y de qué está compuesto?
El medio
interestelar es la materia que existe entre dos sistemas estelares. El sistema
estelar más cercano al nuestro es Alfa
Centauri que se encuentra a unos 4.37 años-luz (1), es decir, más de 40
billones de km y que posee tres soles. Aunque uno puede pensar que el espacio
está “vacío”, no es así. El medio interestelar está formado principalmente por
H2 y He en aprox. un 98-99% (en masa), el resto es polvo estelar,
además la radiación (rayos cósmicos, rayos X, radiación ultravioleta, etc.)
invade este medio. Las condiciones físicas del medio interestelar cubre un
amplio intervalo de temperaturas (T)
y densidades moleculares (número de partículas por cm3, n). En la región más fría del medio
interestelar, T=10−100 K (2), entre
-263 ºC y -163ºC se encuentran las denominadas nubes moleculares densas, debido
a su alta densidad de entre 20 y un millón de átomos/cm3.
Como veis,
todo es relativo y lo que en la Tierra es “ultrafrío” en el medio interestelar
es “frío”. Lo que en la Tierra es “vacío” en el medio interestelar es algo
“denso”. De hecho, ni con el mejor vacío que se puede conseguir en la Tierra, si
usáramos una bomba de vacío que pudiera evacuar todo el aire que hubiera en un
recipiente, no llegaríamos nunca a conseguir las densidades de ciertas partes
del medio interestelar. Esto hace que simular en el laboratorio las condiciones
de densidad del medio interestelar sea imposible. Respecto a la temperatura,
nos encontramos con el problema de obtener gases a temperaturas a las cuales
serían sólidos en la Tierra ya que condensarían.
Astroquímica: Observación versus Experimentación en Laboratorio
La Astroquímica
es una rama de la Astronomía y la Química que estudia la composición y la
evolución química del Universo. Por tanto, esta rama del saber incluye tanto la
observación del espacio mediante radiotelescopios como la experimentación en el
laboratorio simulando las condiciones del mismo. El apoyo de los modelos
astroquímicos y la computación permiten tener un mejor conocimiento de lo que
ocurre a años-luz de nosotros.
Aunque la
composición principal del medio interestelar es H2 y He, existen
también especies orgánicas que contienen otros elementos químicamente activos y
abundantes en el Universo, como son C, O, N y S. Hasta el momento, se han
detectado en el medio interestelar más de 180 especies (radicales, moléculas e
iones) [3]. En esta región del espacio se han observado moléculas diatómicas
como el radical hidroxilo (OH), triatómicas como el agua (H2O), o
moléculas orgánicas más complejas que encontramos en nuestra vida diaria como
metanol (CH3OH), etanol (CH3CH2OH), acetona
(CH3C(O)CH3) e incluso fulerenos de 60 y 70 átomos de
carbono. Las abundancias de estas especies interestelares se suele expresar
relativas a la abundancia total de átomos de H (H2 + H atómico) y
suelen ser muy pequeñas. Sin embargo, aun siendo muy poco abundantes la química
de estas especies juega un papel esencial en la síntesis de otras moléculas más
complejas en el Espacio. Para interpretar las abundancias relativas observadas
por astrónom@s para éstas y otras especies que se formen a partir de ellas, se
deben introducir en los modelos astroquímicos datos de la velocidad de todos
los procesos de eliminación/formación en los que están implicadas tanto en las
superficie de los granos de polvo como en fase gaseosa.
Centrémonos,
aquí, en la química en fase gaseosa que ocurre en las nubes moleculares densas,
ya que es ahí donde se forman nuevas estrellas y donde se han detectado la
mayoría de las especies orgánicas anteriormente citadas. Desde el punto de
vista experimental, conseguir moléculas en estado gaseoso a las temperaturas
típicas de estos entornos ultrafríos (10-100 K) es un reto, ya que se debe
evitar la condensación del gas y la formación de gotas de líquido. Por ejemplo,
en la Tabla 1 se presenta el punto de fusión, es decir, la temperatura a la
cual se encuentran en equilibrio el sólido y el líquido, de algunos compuestos
oxigenados a presión atmosférica. El punto de fusión, a diferencia del punto de
ebullición, no se ve afectado significativamente por la presión. Además, para
la mayoría de los compuestos el punto de fusión y de congelación son iguales.
Por eso, a las temperaturas de nuestro planeta estas especies orgánicas son
líquidos. Como vemos en la Tabla 1, estas especies serían sólidos entre -173 ºC
y -263 ºC si se enfriara el gas en equilibrio con el líquido, mediante
recirculación de un líquido refrigerante por el exterior del reactor. Cuando
ese líquido es N2 (a 77,36 K º−195,79 °C) o He (a 4,22 K
º
−268,93 °C) se denomina criogenia.
Tabla 1. Puntos de fusión (o
de congelación) [4].
Sin embargo, Bertrand
Rowe y col. en los años 1980s inventaron la técnica CRESU (acrónimo de Cinética
de Reacciones mediante Expansión Supersónica Uniforme) que permite obtener una
temperatura ultrabaja uniforme del gas (hasta 6 K!!!) y estudiar la velocidad
de reacciones ion-molécula o radical-molécula, ya que se consigue también una
uniformidad en la densidad molecular. Esto supuso un gran avance científico, ya
que podían estudiarse reacciones de interés astroquímico y observar su
comportamiento a las temperaturas típicas del medio interestelar. Hace unos
meses, tuve el honor de publicar un artículo junto a B. Rowe, donde revisábamos
los más de 30 años de esta técnica y sus perspectivas de futuro [5]. A pesar
del potencial de esta técnica, menos de una decena de grupos de investigación
la emplean con este fin en todo el mundo. Uno de esos grupos es el del
departamento de Química Física de la Universidad de Castilla-La Mancha en
Ciudad Real.
Nuestro
sistema CRESU es el más potente en la actualidad en su categoría (que pulsa el
gas para economizar gastos y capacidad de bombeo) y somos capaces de alcanzar
temperaturas entre 13 K y 107 K. Iniciamos nuestra andadura en 2012, pero un
complejo sistema de estas características que debe diseñarse, construirse y
poner a punto por nosotros los investigadores, no se desarrolla en un año ni en
dos. Hay que ensamblar diversa instrumentación, como láseres pulsados que
emiten radiación ultravioleta, aparatos electrónicos que controlan la
introducción de los gases en el reactor, aparatos ópticos para detectar la
especie de control cinético (en nuestro caso, el radical OH), y un largo etc.
En la fotografía de la Fig. 2 se puede ver la complejidad del mismo y se puede
hacer el símil con una orquesta sinfónica:
si algún instrumento desafina, el concierto se va al garete y no obtenemos
resultados correctos o, en el peor de los casos, no se puede obtener ningún
dato. Tras conseguir que la orquesta
bien afinada, en 2015 empezamos a
publicar nuestros resultados sobre las reacciones entre el radical OH
(detectado en 1963 en el medio interestelar) y especies interestelares como
metanol [6], formiato de metilo [7] y recientemente formaldehído, H2CO
[8].
Fig. 2. Fotografía
del CRESU de la Universidad de Castilla-La Mancha en Ciudad Real. Único en
España y el más potente de su categoría en el mundo.
La reactividad
de OH con estos compuestos orgánicos se ha confirmado experimentalmente que es de
uno a varios órdenes de magnitud superior a lo observado a temperaturas típicas
de la atmósfera terrestre, donde la base de datos cinéticos es muy amplia y los
parámetros que rigen la reactividad de OH están bien establecidos. Esto tiene
grandes implicaciones en la interpretación de las abundancias observadas
astronómicamente, ya que en ausencia de datos cinéticos a T<100 K, si se consideran las constantes de velocidad a
temperaturas superiores en los modelos astroquímicos, se puede subestimar la
velocidad a la que se forman otras especies en fase gaseosa como el radical
metoxilo, CH3O, formado en la reacción con metanol [6] o el radical
formilo, HCO, formado en la reacción con formaldehído [8]. Este comportamiento
ha de ser confirmado para otras reacciones en fase gaseosa, y no solo con el
radical OH sino con otras especies radicálicas de interés astroquímico como los
radicales carbonados CN, CH, C2H, etc. Por lo que seguimos
trabajando en ello en nuestro grupo de investigación.
En conclusión…
La Astroquímica
está experimentando grandes avances en las últimas décadas debido al desarrollo
tecnológico de los radiotelescopios que ha permitido identificar muchas
especies en estos entornos astrofísicos ultrafríos cuya química no es conocida.
Como química, creo que este ámbito va a proporcionar muchas respuestas sobre la
formación de nuevas moléculas, algunas de ellas, precursoras de la vida tal y
como la conocemos en nuestro planeta. Como dijo Don Quijote de la Mancha: “Parece, Sancho, que no hay refrán que no sea
verdadero, porque todos son sentencias sacadas de la mesma experiencia, madre
de las ciencias todas.”
Entonces,
quieres “experimentar” y ser Astroquímic@?
Notas:
(1).
1 año-luz es la distancia que recorre la luz en el vacío en un año, es decir, @9,46×1012 km.
(2).
Equivalencia de temperaturas: T(K) =
273,15 + T(ºC)
Referencias:
[2]
Stanley L. Miller (1953). "A production of amino acids under possible
primitive Earth Conditions". Science 117: 528-529.
[4]
David R. Lide (2009). CRC Handbook of Chemistry and Physics (90 edición).
[5]
Alexey Potapov, André Canosa, Elena Jiménez, Bertrand Rowe. (2017) Angew ChemInt
Ed. 56(30):8618-8640.
[6]
María Antiñolo, Marcelino Agúndez, Elena Jiménez, et al. (2016) Reactivity of
OH and CH3OH between 22 and 64 K: modelling the gas phase production
of CH3O in Barnard 1B. Astrophys. J. 823(1):25.
[7]
Elena Jiménez, María Antiñolo, Bernabé Ballesteros, André Canosa, José
Albaladejo. Phys.Chem.ChemPhys. 2016 18(3):2183-91.
[8]
Antonio J. Ocaña, Elena Jiménez, Bernabé Ballesteros, et al. (2017) Kinetics
and dynamics of the OH+H2CO reaction at temperatures of the
interstellar medium (ISM): Experiments, theory and modelling of the HCO
formation in the ISM.Astrophys. J. En prensa.
Elena Jiménez
Doctora
en Ciencias Químicas
ProfesoraTitular de la Universidad
de Castilla-La Mancha
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