QUIMICA COSMICA

QUIMICA COSMICA

Todo lo que sabemos acerca de la formación de los planetas apunta a que la vida es un producto casi inevitable de la creación de una tierra húmeda. Las estrellas —y los planetas— se forman a partir de la disipación de nubes de gas y polvo en el espacio. En la Vía Láctea abunda este material, si bien necesita un efecto desencadenante —una presión de algún tipo— antes de empezar a desvanecerse. Pero el polvo, que es esencial para la formación de planetas análogos a la Tierra, solo es un pequeño componente del total. Las nubes que existen entre las estrellas son un 98% gas, casi todo el hidrógeno y el helio que ha quedado del Big Bang, lo cual solo deja un 2% a todo lo demás. Podemos ver estrellas jóvenes recién formadas en nubes como la Nebulosa de Orión, cuya envergadura es de unos 25 años luz y se encuentra a 1400 años luz; contiene miles de estrellas muy jóvenes, centenares de las cuales son de tan corta edad que todavía no se hallan en fase de madurez como el Sol. Puesto que la Nebulosa de Orión es la región formadora de estrellas más cercana a la Tierra, algunos de esos objetos pueden ser estudiados con gran detalle, y en más de 150 casos se han identificado, y en algunos casos incluso fotografiado, discos de material polvoriento alrededor de jóvenes estrellas de la nebulosa. También se han identificado discos similares asociados con estrellas jóvenes en otras zonas de nuestro vecindario.

Esos discos son los lugares en los cuales se forman nuevos planetas. En algunos casos, los planetas se han detectado por sus efectos gravitacionales en los discos, combándolos o despejando el polvo de algunas regiones. Por tanto, sabemos que los planetas están asociados con esos discos, conocidos como discos protoplanetarios, o DPP. Gran cantidad de información sobre los DPP proviene de estudios a longitudes de onda infrarroja, puesto que los discos son mucho más fríos que las estrellas: un objeto frío irradia gran parte de su energía a longitudes de onda más largas que un objeto caliente. Los discos se calientan gracias a la energía de sus estrellas madre, que presentan longitudes de onda más cortas, y emiten de nuevo la energía en el infrarrojo. La naturaleza de la radiación infrarroja revela que las partículas de polvo que intervienen en este proceso son diminutas, con un diámetro de unas 10 micras, o diez millonésimas de un metro. Ese sería el tamaño aproximado de una bacteria. Pero los discos están constituidos prácticamente en su totalidad de polvo, ya que cualquier gas que hubiera en la nube original pero no se disipara en la estrella central ha sido expulsado del sistema por la radiación de la estrella joven.

El sistema Beta Pictoris, situado a unos 53 años luz, se ha estudiado a fondo y presenta una masa cien veces superior a la de la Tierra (aproximadamente igual a la masa de Júpiter) en forma de polvo en el disco. Una combinación de estudios ópticos e infrarrojos demuestra que existen concentraciones más densas en los anillos situados dentro del disco, que pueden ser los lugares donde se forman los planetas. Buena parte del polvo que vemos podría ser el resultado de las colisiones entre los primeros objetos rocosos formados en el sistema, conocidos como planetesimales, que chocan entre sí y a la postre se convierten en planetas más grandes.

En este sentido, Beta Pictoris, aunque tiene una edad estimada de solo unas pocas decenas de millones de años, es un sistema relativamente antiguo. La estrella HL Tauri, todavía más joven, tiene un disco que contiene alrededor de una décima parte de la masa de nuestro Sol —diez veces la masa de todos los planetas de nuestro Sistema Solar juntos— en un diámetro de 2000 UA. Probablemente se trate de polvo cósmico primordial, y no del polvo secundario observado alrededor de Beta Pictoris. Aproximadamente un 60% de las estrellas con una edad inferior a 400 millones de años tienen discos de polvo asociados, a diferencia de las que superan esa edad, con solo un 9%. Todo apunta a que los discos han desaparecido porque el polvo ha sido eliminado en la formación de planetas, y el periodo de tiempo que ello conlleva, esto es, varios cientos de millones de años, coincide con el periodo de formación del Sistema Solar, inferido a partir de varios estudios recientes.

Pero, ¿qué contiene el polvo? Uno de los ingredientes más importantes es agua en forma de hielo. El elemento más habitual del Universo es el hidrógeno, con un peso que ronda el 73%. El siguiente es el helio, con un 25% aproximadamente. Ambos fueron producidos en el Big Bang, pero el helio no reacciona químicamente, de modo que no interviene de forma directa en los procesos de vida. El tercer elemento más común es el oxígeno, con un 0,73%, seguido del carbono, con un 0,29%. En cuanto a la masa, el siguiente elemento más abundante es el hierro; pero en relación con el número de átomos circundantes, el quinto puesto lo ocupa el nitrógeno. Con una actitud un tanto displicente hacia las sutilezas químicas, los astrónomos encajan todos los elementos salvo el hidrógeno y el helio bajo el nombre de «metales». Pero, con independencia de su denominación, lo importante es que el oxígeno es el elemento reactivo más habitual después del hidrógeno, y el hidrógeno y el oxígeno reaccionan juntos con avidez para crear agua. Por tanto, las partículas estelares y las de los DPP deben de contener mucho hielo, que forma una capa sobre la superficie de cualquier partícula sólida, como las de carbono (grafito). Esas partículas son tan importantes como las partículas sólidas del humo del tabaco. Debido al proceso de formación de hielo en el espacio, que pasa directamente de vaporoso a sólido sin convertirse en agua en ningún momento, se parece más a los copos de nieve que a los cubitos de hielo, y cuando un «copo de nieve» choca con otro, tiende a pegarse y crea partículas más grandes. Esta característica de las partículas se ve propiciada por el hecho de que las moléculas de agua tienen una carga eléctrica positiva en un extremo y una carga negativa en el otro, produciendo así fuerzas eléctricas que mantienen unidas las partículas como pequeños imanes.

Pronto, de acuerdo con los parámetros astronómicos, las partículas de un DPP son lo bastante grandes para atraerse unas a otras por medio de la gravedad, y de este modo da comienzo el proceso de la formación planetaria. La clase de moléculas que pueden formarse en la superficie de dichas partículas es sorprendentemente compleja. Sabemos de la existencia de moléculas complejas en el espacio gracias a observaciones de las grandes nubes de gas y polvo que existen entre las estrellas, realizadas en longitudes de onda de radio. Al igual que los átomos de un elemento individual producen un patrón característico, como una especie de código de barras, en el espectro de la luz visible, distintas clases de moléculas complejas generan su patrón en la parte radio del espectro.

Actualmente se han identificado de este modo más de 140 tipos distintos de molécula en el espacio. Estas van desde sustancias simples y poco sorprendentes como el hidrógeno molecular (H2) y el agua (H2O), hasta compuestos que contienen diez o más átomos en cada molécula, como el n-propil cianido (C3H7CN) y el formiato de etilo (C2H5OCHO). Como con esos dos ejemplos, muchas de estas moléculas complejas se han creado a partir de la combinación de átomos de carbono, hidrógeno, oxígeno y nitrógeno. En cierto nivel, esto no es sorprendente, puesto que ya he mencionado que esos son los cuatro elementos radiactivos más comunes del Universo en cuanto a los números de átomos que los rodean. En otro nivel, es muy importante porque esos cuatro elementos, denominados colectivamente «CHON», son los más importantes de la Química de la vida. Sin duda, eso guarda relación con el hecho de que la vida utiliza los materiales químicos que tiene a su disposición, pero también con las inusuales propiedades químicas del carbono.

Los átomos de carbono poseen la inusual habilidad de combinarse con hasta cuatro átomos más a la vez, incluidos otros átomos de carbono. La manera más sencilla de describir esto es imaginar que un átomo de carbono tiene cuatro ganchos que asoman de su superficie, y que cada uno de estos puede acoplarse a otro átomo para crear una cadena química. En el ejemplo más sencillo, cada molécula de metano compuesto está integrada por un único átomo de carbono rodeado de cuatro átomos de hidrógeno, que están unidos a él por cadenas: CH4. Pero los átomos de carbono pueden unirse unos a otros a proa y a popa para formar cadenas, acoplando cada átomo de carbono de la cadena con otros dos átomos de carbono, pero dejando dos eslabones libres para enlazar con otros tipos de átomos, y dejando los dos átomos de carbono situados en los extremos de la cadena con tres eslabones libres. O la cadena puede convertirse en un anillo en el cual los átomos de carbono forman un bucle cerrado, todavía con dos eslabones disponibles para cada átomo del anillo para formar otras uniones. Incluso las moléculas complejas con base de carbono, incluidos otros anillos y cadenas, pueden adherirse a otras cadenas de carbono u otros anillos. Es este rico potencial para la Química del carbono lo que hace posible la complejidad de la vida. De hecho, cuando los químicos empezaron a estudiarla y se dieron cuenta de que el carbono interviene de manera tan crucial, el término «Química orgánica» se convirtió en sinónimo de «Química del carbono».

Existen dos componentes clave en la Química de la vida. Para los no biólogos, la molécula vital más conocida es el ADN, o ácido desoxirribonucleico. Esta es la molécula que se halla dentro de las células de los seres vivos, incluidos nosotros, y alberga el código genético. Este contiene las instrucciones, de manera muy similar a una receta, que le dicen a una célula fertilizada cómo desarrollarse y convertirse en adulta. Pero también contiene las instrucciones que permiten a cada célula actuar correctamente para mantener en funcionamiento el organismo adulto: cómo ser una célula hepática, por ejemplo, o cómo absorber oxígeno en los pulmones. El mecanismo de la célula también incluye otra molécula, el ácido ribonucleico, o ARN. Como su nombre indica, las moléculas de ADN son esencialmente las mismas que las del ARN, pero sin átomos de oxígeno.

La parte «ribo» del nombre proviene de «ribosa» (siendo estrictos, los nombres deberían ser ácido ribosonucleico y ácido desoxirribosonucleico). La ribosa (C5H10O5) es un azúcar sencillo, pero se encuentra en el epicentro del ADN y el ARN. Cada molécula de ribosa está integrada por un núcleo de cuatro átomos de carbono y un átomo de oxígeno que se unen describiendo una forma pentagonal. Cada uno de los cuatro átomos de carbono del pentágono posee dos eslabones libres con los cuales unirse a otros átomos o moléculas. En la propia ribosa, estos eslabones unen el pentágono con átomos de hidrógeno y oxígeno y otro átomo de carbono, que suman cinco en total, y a su vez se unen con más hidrógeno y oxígeno; pero cualquiera de estas uniones puede ser sustituida por otra, incluidos grupos complejos que a su vez se adhieren a otros anillos o cadenas. En el ADN y el ARN, cada anillo de azúcar está unido a un complejo conocido como grupo fosfato, que a su vez se adosa a otro anillo de azúcar. Por tanto, la estructura básica de las moléculas vitales es una cadena, o espina dorsal, de grupos alternantes de azúcar y fosfato, con elementos interesantes que brotan de dicha espina. Son los elementos interesantes los que encierran el código de la vida, transmitiendo el mensaje en lo que en la práctica es un alfabeto de cuatro letras donde cada una de ellas se corresponde con un grupo químico diferente. Pero no ahondaré en esa historia aquí; desde el punto de vista de la Química interestelar, lo importante son los cimientos básicos del ADN, a saber, las moléculas de ribosa.

Nadie ha detectado todavía ribosa en el espacio. Pero los astrónomos sí han visto la huella espectroscópica de un azúcar más sencillo denominado glicolaldehído. Este está compuesto de dos átomos de carbono, dos átomos de oxígeno y cuatro átomos de hidrógeno (normalmente escrito como H2COHCHO, que refleja la estructura de la molécula) y es conocido, lógicamente, como un «azúcar con dos moléculas de carbono». El glicolaldehido se combina fácilmente, en condiciones que simulan las de las nubes interestelares, con un azúcar de cinco moléculas de carbono, creando la ribosa de cinco moléculas de carbono. Todavía no hemos hallado los cimientos del ADN en el espacio, pero sí los cimientos de los cimientos.

El otro tipo de «molécula de la vida» es la proteína. Las proteínas son el material estructural del cuerpo; siempre contienen átomos de carbono, hidrógeno, oxígeno y nitrógeno, a menudo azufre y a veces fósforo. Cosas como el pelo y los músculos están hechas de proteínas en forma de largas cadenas, similares a las del azúcar y el fosfato en las moléculas de ADN y ARN; elementos como la hemoglobina, que transporta oxígeno en la sangre, son formas de proteínas en las cuales las cadenas se enroscan formando pequeñas bolas. Otras proteínas globulares actúan como enzimas, que propician ciertas reacciones químicas beneficiosas para la vida o inhiben otras que son perjudiciales. Existe tal variedad de proteínas porque están integradas por una amplia gama de subunidades, conocidas como aminoácidos.

Las moléculas de aminoácidos normalmente tienen un peso que se corresponde aproximadamente con cien unidades en la escala estándar, donde el peso de un átomo de carbono se define como 12, pero el peso de las moléculas de proteínas oscila desde unos pocos miles de unidades hasta unos pocos millones de unidades en la misma escala, lo cual nos da una idea aproximada de cuántas unidades de aminoácidos son necesarias para crear una molécula proteínica. Una manera de interpretar esto es que la mitad de la masa de todo el material biológico de la Tierra adopta la forma de los aminoácidos. Pero, si bien una molécula proteínica concreta puede contener decenas o cientos de miles de unidades de aminoácidos independientes, todas las proteínas halladas en todas las formas de vida de la Tierra están compuestas de combinaciones de solo veinte aminoácidos distintos. De igual modo, todas las palabras de la lengua española están integradas por diferentes combinaciones de solo 27 subunidades, las letras del alfabeto. Existen muchas otras clases de aminoácido, pero no se utilizan para crear la proteína de la vida tal como la conocemos.

Si un químico desea sintetizar aminoácidos en el laboratorio, es relativamente fácil y rápido empezando por compuestos como formaldehido (HCHO), metanol (CH3OH) y formamida (HCONH2), los cuales estarán a mano en cualquier laboratorio químico bien abastecido. Con dichos materiales a disposición, sería una locura empezar por los básicos: agua, nitrógeno y dióxido de carbono. Pero el laboratorio químico no es el único lugar en el que podemos encontrar esos componentes. Uno de los resultados más espectaculares de la investigación de nubes moleculares es el descubrimiento de que todos los componentes utilizados de manera habitual en el laboratorio para sintetizar aminoácidos (incluidos los tres que acabamos de mencionar) se hallan en el espacio, junto con otros como el formiato de etilo (C2H5OCHO) y el n-propil cianido (C5H7CN). En cierto sentido, las nubes moleculares son laboratorios químicos bien abastecidos, donde las moléculas complejas no se forman átomo a átomo, sino uniendo subunidades no tan complejas.

Se dice que también se ha detectado en el espacio el aminoácido más simple, la glicina (H2NH2CCOOH). Es muy difícil captar la huella espectroscópica de una molécula tan elaborada, por no hablar de los aminoácidos más complejos, y esas afirmaciones no gozan de aceptación universal entre los astrónomos, aunque se han hallado aminoácidos en rocas del espacio surgidas de la formación del Sistema Solar que en ocasiones caen a la Tierra como meteoritos. Las aseveraciones, por tanto, se han visto alentadas por la reciente detección en el espacio de amino acetonitrilo (NH2CH2CN), que está considerado un precursor químico de la glicina. Pero aunque seamos cautelosos y dejemos de lado esas afirmaciones, y haciéndonos eco de la situación con el ADN, mediante la identificación de compuestos como el formaldehído, el metanol y la formamida, aun no descubriendo los cimientos de la proteína en el espacio, hemos encontrado los cimientos de los cimientos.

Las moléculas orgánicas complejas solo pueden crearse en las nubes moleculares, ya que dichas nubes contienen polvo, además de gas. Si todo el material de las nubes tuviese forma de gas o incluso si, por medio de un proceso inimaginable, existiera una molécula compleja del tipo NH2CH2CN, ¿cómo se desarrollaría? Cabe imaginar que una colisión con una molécula de oxígeno, O2, brindaría la oportunidad de capturar algunos de los átomos necesarios para crear glicina, H2NH2CCOOH. Pero el impacto de la molécula de oxígeno probablemente disgregaría el amino acetonitrilo, en lugar de propiciar su crecimiento. Sin embargo, las diminutas partículas sólidas, revestidas de una nívea capa de hielo (no solo hielo de agua, sino también moléculas como el metano y el amoníaco helado), son lugares a los que las moléculas pueden adosarse y mantenerse unas junto a otras el tiempo suficiente para que se produzcan las reacciones químicas apropiadas.

Las estrellas viejas se hinchan hacia el final de su vida y expulsan material al espacio. Los estudios estroboscópicos demuestran que este material incluye granos de carbono sólido, silicatos y carburo de silicio (SiC), que es el componente sólido más habitual identificado en el polvo que rodea a las estrellas, aunque existen numerosas características espectrales todavía no identificadas. Los experimentos de laboratorio que simulan las condiciones de las superficies de dichas partículas en el espacio han constatado que ofrecen un lugar en el que pueden darse las reacciones químicas necesarias para crear las moléculas orgánicas complejas que detectamos en el espacio. Algunos de esos estudios indican que las partículas no solo pueden ofrecer una superficie en la que puedan producirse las reacciones, sino que podrían existir vínculos químicos entre las moléculas y la propia superficie. Eso explicaría cómo perduran las moléculas el tiempo suficiente para que tengan lugar las reacciones incluso en zonas relativamente tibias de una nube molecular. Mientras se aferren a ella, hay mucho tiempo para que se produzcan las reacciones, porque las nubes moleculares pueden deambular por la galaxia durante millones —e incluso miles de millones— de años antes de que parte de la nube se disgregue para formar un grupo de nuevas estrellas. Cuando las partículas se calientan a causa de la elevada temperatura de una estrella en periodo de formación, las moléculas complejas pueden ser liberadas y propagarse a través de la nube molecular, donde pueden ser detectadas por nuestros radiotelescopios.

En este contexto, fue significativo que en 2008 se detectara metano, una molécula orgánica simple, en la atmósfera de uno de los jupíteres calientes (planetas tipo Júpiter) . No fue una sorpresa: el metano es un componente importante de la atmósfera del propio Júpiter. Pero, con todo, se consideró un hito. A título informativo, el planeta es el mismo en el que se identificó agua anteriormente y que orbita la estrella HD 189733. Los astrónomos que trabajan con el Telescopio Espacial Spitzer también han hallado grandes cantidades de ácido cianhídrico, acetileno, dióxido de carbono y vapor de agua en los discos que rodean a las estrellas jóvenes en las que se forman los planetas. Y un equipo de la Carnegie Institution utilizó el Telescopio Espacial Hubble para analizar la luz de una estrella conocida como HR 4796A, situada a 270 años luz en dirección a la constelación de Centauro, para determinar que el color rojo del disco polvoriento que rodea la estrella está causado por la presencia de compuestos orgánicos fabricados por la acción de la luz ultravioleta en compuestos más simples como el metano, el amoníaco y el vapor de agua. Estos pueden ser sintetizados en el laboratorio, pero no aparecen de manera natural en la Tierra porque serían destruidos en cuanto se formaran al reaccionar con el oxígeno de la atmósfera. Pero su presencia explica el tono marrón rojizo de Titán, la luna de Saturno; están presentes en cometas y asteroides y bien podrían haber estado presentes en la Tierra cuando era joven. Las tolinas, moléculas ricas en nitrógeno, se consideran precursoras de la vida en la Tierra, lo cual convirtió su descubrimiento en el disco que rodea a HR 4796A.

Sin embargo, esto no es lo mismo que encontrar esos componentes en un planeta. Cuando planetas como la Tierra se forman por la adición de fragmentos de roca cada vez mayores, se calientan debido a la energía cinética liberada por todas esas rocas chocando unas con otras. Un planeta rocoso inicia su andadura en un estado estéril y líquido, sin duda lo bastante caluroso como para destruir cualquier molécula orgánica presente en el material a partir del cual se formó. La importancia de todas las observaciones de material orgánico en el espacio es que nos dicen que existe una gran reserva de ese material disponible para caer sobre los planetas una vez esté lo bastante frío como para que las moléculas complejas sobrevivan. La vida no tiene que «inventarse» de cero en cada nuevo planeta a partir de elementos básicos como el agua, el dióxido de carbono y el nitrógeno, al igual que un químico orgánico no tiene que sintetizar los aminoácidos partiendo de esos elementos básicos.