Motius per interessar-se per l’astroquímica

L’astroquímica, també anomenada la química del cosmos o la química de l’univers, és una disciplina científica que estudia la química (rica, diversa i variada) que succeeix en l’univers. Aquest és un camp plenament interdisciplinari, ja que involucra científics de diferents àrees: astrònoms i físics moleculars que realitzant mesures espectroscòpiques observacionals mitjançant telescopis que es troben a la superfície terrestre o en sondes enviades a l’espai, químics i físics que simulen mitjançant experiments en el laboratori  possibles reacciones que succeeixen en diferents regions de l’univers, com també aquells que fan ús d’eines computacionals per simular virtualment aquestes reaccions.

La gran majoria de la matèria visible en l’univers es troba en forma de galàxies, les quals contenen milers de milions d’estrelles com també matèria interestel·lar. La matèria interestel·lar engloba tota aquella matèria que es troba entremig de les estrelles. El 90% de la massa d’aquesta matèria correspon a l’anomenada matèria fosca, que és un tipus de matèria hipotètica que no s’ha detectat mai directament, i per tant no se’n coneix pas la seva composició, però que se’n tenen evidències indirectes de la seva presència. El 9% correspon a matèria bariònica, matèria constituïda per barions, que són partícules tals com els neutrons i els protons. L’1% restant és matèria ordinària tal com la coneixem, i consisteix d’àtoms i molècules en fase gas i de matèria en estat sòlid en forma de grans de pols (basats en silicats i materials de carboni) i gel (majoritàriament d’aigua). La distribució de la massa elemental d’aquesta matèria ordinària és H (l’element més abundant), seguit de l’He (deu vegades menor que l’H), C, N i O (amb un factor d’entre mil i deu mil vegades menys que l’H), i encara en menor abundància altres elements tals com el Na, Mg, Si, S, P, Fe. Aquesta matèria ordinària no es distribueix homogèniament en el medi interestel·lar sinó que es concentra en determinades zones formant núvols de pols, gel i gas. Aquests núvols interestel·lars són els únics bressols coneguts ara com ara de les estrelles i els planetes.

El camp de l’astroquímica va començar a tenir el seu actual estatus el 1968 quan es va detectar per primera vegada la molècula d’amoníac (NH₃). Des d’aleshores, més de 200 espècies moleculars diferents s’han identificat en fase gas. Majoritàriament són molècules d’entre 2 i 12 àtoms, però també molècules molt més grans tals com el ful·lerè (C₆₀). Una de les línies de recerca més activa en el camp de l’astroquímica és aquella dedicada a conèixer les rutes per les quals les molècules còsmiques s’han format, considerant les condicions extremes de baixa temperatura (entre 10 i 100 K), de buit pràcticament absolut, i de densitats atòmiques molt baixes (entre 100 i 10.000 àtoms/cm³). Bona part de les molècules interestel·lars detectades sembla que s’han format a través de reaccions més o menys complexes en fase gas. Això no obstant, n’hi ha d’altres que requereixen la presència dels grans de pols i gel. Aquest seria el cas, per exemple, de dues de les molècules més rellevants en l’univers: l’hidrogen molecular (H₂) i l’aigua (H₂O). En ambdós casos, la gran abundància detectada només es pot explicar si s’han format en les superfícies dels grans de pols, ja que els processos en fase gas són molt ineficients.

Un dels aspectes més interessant de l’astroquímica que ha atret molts científics és que el cicle de vida d’una estrella i la corresponent formació dels sistemes planetaris porten associats intrínsecament una evolució química que va de menys a més complexitat. És a dir, a cada etapa hi ha un increment de la complexitat molecular, que engloba des de la formació de la molècula més simple (l’hidrogen molecular, H₂), passant per compostos orgànics de diferent complexitat (per exemple, metanol CH₃OH o formamida NH₂CHO) fins a molècules precursores de sistemes biològics tals com els aminoàcids o les bases nucleiques.

El cicle de vida d’una estrella i la formació d’un sistema planetari es pot dividir en diferents etapes: i)  la fase preestel·lar, ii) la fase protoestel·lar, iii) la fase del disc protoplanetari, iv) la fase de formació dels planetes, i v) la fase de la mort de l’estrella i destrucció del sistema planetari. D’acord amb aquesta seqüència, la història de les molècules interestel·lars comença en el moment en què l’estrella es troba al final de la seva vida, i mor a través d’una explosió en forma, per exemple, de supernova. El resultat d’aquesta explosió és la formació de núvols  difusos de gas i pols, on romanents de matèria supervivent de l’explosió s’agrupen per atracció gravitatòria. És en aquests núvols difusos on la química interestel·lar comença  a operar, amb unes temperatures d’entre 80 – 100 K i densitats atòmiques de 100 àtoms/cm³. Es formen molècules tant a través de reaccions en fase gas com en les superfícies dels grans. A causa de la baixa densitat dels grans de pols, però, la radiació ultraviolada pot penetrar el núvol i destruir molècules de més de 3 àtoms que s’hagin format prèviament. És per aquest motiu que les molècules presents en els núvols difusos són diatòmiques, essent les més abundants H₂ i el monòxid de carboni (CO). Tanmateix, la constant formació de molècules diatòmiques provoca una major atracció gravitatòria en els núvols que fa que evolucionin a ser més densos (densitats atòmiques de 100.000 àtoms/cm³) i més freds (10 – 30 K). Aquesta major densitat provoca que la radiació UV no pugui penetrar el núvol i per tant molècules amb major nombre d’àtoms no siguin destruïdes. Així doncs, en els núvols densos poden formar-se i sobreviure molècules poliatòmiques tals com l’aigua (H₂O), l’amoníac (NH₃), el metà (CH₄) o el metanol (CH₃OH). Aquestes molècules, a mesura que es formen, s’adhereixen a les superfícies dels grans de pols formant de mantells de gel al seu voltant.

Aquests núvols interestel·lars difusos i densos formen part de la fase preestel·lar. La fase protoestel·lar s’inicia quan el núvol dens ha superat una massa crítica que li provoca un col·lapse gravitacional, el qual indueix la formació d’una estrella embrionària (protoestrella). Aquest procés porta associat a un increment de la temperatura del gas, la pols i el gel a temperatures d’entre 100 – 300 K, esdevenint el que s’anomena un “hot core” (cor calent). Aquí la química canvia dràsticament, ja que entra en joc la temperatura com a font d’energia. Diferents compostos de major complexitat als formats en els núvols densos s’han pogut detectar: alcohols, èters, amines, èsters, àcids, aldehids. Tots aquests compostos tenen la particularitat de ser el que s’anomenen “complex organic molecules” (COMs, molècules orgàniques complexes). Les COMs són molècules entre 6 i 13 àtoms i totes contenen com a mínim àtoms de carboni (C) que els hi confereix un caràcter orgànic. La presència d’aquestes COMs suposen un punt d’inflexió en aquesta seqüència de l’evolució química, ja que es passa de molècules essencialment inorgàniques a tenir una química plenament orgànica.

La següent fase és la del disc protoplanetari. Aquí, l’estrella ja ha nascut i com a resultat ha expulsat del seu voltant una gran quantitat de gas i pols que formen el disc protoplanetari. D’aquest disc en sorgiran els planetes. Les reaccions que succeeixen en la fase del disc protoplanetari no són massa conegudes, però tot sembla indicar que en les zones més fredes del disc (les més allunyades de l’estrella) es produeixen reaccions sobre les COMs, de tal manera que sembla que es continua en la línia d’incrementar la complexitat molecular respecte les fases prèvies.

En l’etapa de la formació dels planetes, les fases sòlides presents en el disc protoplanetari s’agrupen i coagulen formant roques més grans anomenats planetesimals. Depenent de les condicions d’entorn, aquests planetesimals poden evolucionar i formar planetes o en cas contrari derivar en forma cometes, meteorits o altres asteroides. Part dels components presents en el disc protoplanetari s’han incorporat i preservat en els planetesimals, i poden sofrir noves reaccions que poden conduir a un nou increment de la complexitat molecular. En efecte, a causa de les noves condicions d’entorn (temperatures més elevades, col·lisions, etc.) i a la presència d’aigua provinent dels gels present en el disc protoplanetari, en els planetesimals poden donar-se reaccions anomenades “d’alteració aquosa”, on els components primordials poden patir una gran varietat de reaccions orgàniques en solució donant lloc a la formació d’una nova generació de molècules orgàniques, incloent-hi aquelles de rellevància biològica com els aminoàcids, polisacàrids, àcids grassos i bases nitrogenades, que són els components essencials de les proteïnes, del material genètic i les cèl·lules. Aquesta matèria orgànica més evolucionada formada en els planetesimals és de gran rellevància, ja que podria haver estat alliberada en una Terra primitiva a través d’impactes meteorítics o cometaris. Per tant, aquesta riquesa de compostos orgànics extraterrestres podria haver contribuït en la seqüència dels diferents esdeveniments necessaris per a l’aparició de la vida en la Terra.

Així doncs, aquest viatge de les molècules còsmiques des dels núvols interestel·lars a un sistema solar semblant al nostre atrau molts científics, ja que permet establir connexions químiques entre les diferents fases de la formació del nostre Sol i de la Terra. Amb elles podem tenir pistes sobre si la nostra vida és herència directa de la química dels temps del naixement del nostre Sol, i de ser així quantificar aquesta herència. No en va Carl Sagan, en la seva prestigiosa sèrie Cosmos, va enunciar una de les seves afirmacions més lapidàries: “el cosmos es troba a dins nostre, estem fets de pols d’estrelles” (cosmos is also within us, we’re made of star-stuff).