Física, química y la vida en el universo

La vida se basa en la existencia de un número de elementos químicos. Todos, y todo, estamos hechos de elementos químicos. ¿De donde vienen estos elementos? Pues aunque a muchos les moleste, no vienen de un laboratorio de un científico loco jugando a ser Dios, sino del propio universo. Más concretamente, vienen de las estrellas.

En el universo primigenio, se formaron los primeros átomos de Hidrógeno y Helio. El Hidrógeno y el Helio por si solos no pueden dar lugar a la vida, se necesitan átomos mas complejos. Cuando se empezaron a formar las estrellas, debido a la atracción gravitatoria de esos elementos primigenios, se empezaron a formar elementos más pesados y complejos en su interior gracias a las reacciones nucleares. Cuando las primeras estrellas empezaron a morir, expulsaron al medio interestelar esos nuevos elementos recién formados, que a su vez, fueron el combustible de nuevas estrellas.

Sin embargo, esas la abundancia de esos elementos complejos no era suficiente, todavía, como para dar lugar a la vida, así que hubo que esperar a que la segunda generación de estrellas se formara y muriera para que expulsara más elementos pesados al medio interestelar.

Este razonamiento nos lleva a que la aparición de la vida, desde el inicio de universo, requiriera un tiempo muy largo, del orden de miles de millones de años. Durante este tiempo el universo se fue llenando de elementos pesados y, al mismo tiempo, fue expandiéndose, llevando estos elementos a todos los lugares del universo.

¿Qué hubiera pasado si las condiciones físicas del universo hubieran sido diferentes?

Fuente: NASA, ESA, the GOODS Team, and M. Giavalisco (University of Massachusetts, Amherst)

Fuente: NASA, ESA, the GOODS Team, and M. Giavalisco (University of Massachusetts, Amherst)

Los primeros átomos se agruparon entre sí para formar las primeras estrellas debido a la gravedad. La fuerza de la gravedad depende de una constante llamada constante de la gravitación. Si esta constante hubiera tenido un valor más pequeño del que realmente tiene el universo se hubiera expandido demasiado rápido y el hidrógeno no habría tenido tiempo de atraerse gravitacionalmente y no se habrían formado las estrellas, ni las galaxias. Si la constante hubiera sido mayor, el universo no habría tenido tiempo de expandirse, llenando todo con los elementos pesados creados en las estrellas y se habría contraído dando lugar a la muerte del universo.

La vida está formada por moléculas, que son la unión de varios átomos. Esta unión se realiza mediante un enlace químico en el que participan los electrones de los átomos. Los electrones tienen un carga eléctrica concreta, y todos tienen la misma carga. Si la carga fuera menor o mayor de la que es, los enlaces serían menos o más fuertes, con lo que las moléculas serían inestables en el primer caso y no existirían, o demasiado rígidas en el segundo caso con lo que las reacciones químicas no serían tan versátiles como realmente son.

La fusión de los átomos en el núcleo depende de la constante de interacción débil. Si el valor de esta constante fuera menor, la fusión sería más lenta y la aparición elementos pesados y complejos habría tardado mucho más. Si el valor fuera mayor, la fusión habría sido más rápida las estrellas habrían vivido mucho menos tiempo, no habiendo dado tiempo a fusionar elementos pesados.

Como vemos, la existencia de la vida que conocemos en nuestro universo requiere de unas condiciones físicas muy precisas.

Con estas condiciones tenemos galaxias, que están pobladas con cientos de miles de millones de estrellas. ¿Pueden todas estas estrellas tener planetas alrededor que alberguen vida? La respuesta es no, ya que también se necesitan unas condiciones físicas adecuadas.

En primer lugar, la estrella no debe ser demasiado grande ni demasiado pequeña (comparada con nuestro Sol). Las estrellas muy grandes queman su combustible nuclear demasiado rápido antes de morir y no daría tiempo a formar planetas que puedan desarrollar vida a su alrededor. Si la estrella es demasiado pequeña, no se genera la suficiente radiación como para calentar los planetas, salvo que éstos estén demasiado cerca de la estrella.

Esto último presenta otro problema: acoplamiento de marea. En este caso su periodo orbital alrededor de la estrella se sincronizaría con su periodo de rotación y, por lo tanto, el planeta siempre mostraría la misma cara a la estrella. Esta cara estaría muy caliente y la superficie del planeta estaría abrasada sin dejar lugar a la vida y la otra cara estaría helada, sin posibilidad de generar vida.

Si la estrella en cuestión se encuentra en un lugar donde existen muchas estrellas cercanas a su alrededor, la cantidad de radiación del resto de estrellas sería muy alta por lo que la vida en el planeta estaría irradiada en exceso y sería abrasada. Por este motivo la existencia de vida en sistemas estelares múltiples es muy poco probable. Además, cuantas más estrellas alrededor, mayores son las probabilidades de tener una explosión de supernova en el vecindario.

Esto nos lleva a que el lugar más apropiado para la existencia de la vida alrededor de una estrella en una galaxia es en un lugar alejado del centro de la galaxia, donde la densidad estelar es menor y la influencia de la radiación emitida por el agujero central es también menor. Pero no conviene estar en el borde de la galaxia. La gravedad del centro galáctico habrá atraído hacia si gran parte de los elementos pesados y esta zona exterior tendrá pocos elementos que puedan dar lugar a la formación de estrellas y planetas adecuados para albergar vida.

En cuanto a la existencia de la vida se refiere, el universo en el que vivimos puede parecer caprichoso. Las condiciones físicas y químicas que presenta son muy particulares ya que la vida no existiría tal y como la conocemos si estas condiciones fueran diferentes.

Referencias

Materia y materialismo. David Jou. Ediciones de Pasado y Presente. 2015

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Cómo encontrar vida en otros planetas

La búsqueda de vida fuera de nuestro planeta siempre ha fascinado a la humanidad, quizá por el hecho de que, dada la inmensidad del universo, no nos creamos que nosotros seamos la única forma de vida que existe y, mucho menos, la única forma de vida inteligente.

Desde que en 1959 se pusiera en marcha el proyecto SETI (Search for Extraterrestrial Intelligence) para investigar posibles señales de radio emitidas por vida inteligente en otros lugares de nuestra galaxia y del universo, usando radiotelescopios, aparte de la señal WOW! que todavía está por analizar, no hemos conseguido encontrar vida más allá de la tierra.

Sin embargo, la vida puede tomar muchas formas, desde simples bacterias hasta civilizaciones avanzadas capaces de desarrollar tecnología e incluso auto destruirse.

En los últimos años hemos detectado muchos planetas, algunos de los cuales son similares a la tierra, que podrían por tanto albergar vida, y otros cuyas condiciones son desfavorables para ello. Las condiciones para albergar vida son muy variadas y dependen de factores como el tipo de estrella, cuando se formó, el lugar que ocupa en una determinada galaxia y muchos otros factores físicos y químicos que no vamos a tratar aquí por ahora.

Estos planetas están a distancias enormes, por lo que viajar hasta ellos para estudiar su composición y comprobar in situ la existencia de vida es imposible con las limitaciones tecnológicas que tenemos.

En cualquier caso, si podemos obtener medidas de la atmósfera de un planeta a través de los instrumentos de los que disponemos (telescopios en la tierra y en órbita con los equipos adecuados para analizar la luz que nos llega), podríamos llegar a establecer la posible existencia de algún tipo de vida en esos planetas.

Kepler-186f

Impresión artística de planeta Kepler-186f (Fuente: Microsiervos)

La atmósfera de un planeta está muy ligada a la vida. Pensemos por ejemplo en la evolución de la atmósfera en la tierra.

La tierra se formó de forma paralela al Sol. Los átomos y moléculas que formaban el disco protoplanetario alrededor del Sol se unían colisionando unos con otros. A medida que se formaban estructuras mayores, la gravedad aumentaba por lo que más átomos y moléculas se agrupaban para seguir creciendo. Algunas moléculas, como las de los gases, no llegaban a formar parte de la superficie del protoplaneta pero quedaban atrapadas por la fuerza de la gravedad formando una tenue atmósfera.

Cuando el Sol completó su formación y empezó a fusionar el hidrógeno en su núcleo, la energía emitida creó una onda de choque en el espacio que hizo que esa atmósfera primitiva saliera despedida y las moléculas que la formaban se dispersaran por el espacio. En este punto, la tierra ya estaba formada y por lo tanto existían reacciones químicas en su interior cuyo resultado es la formación de moléculas gaseosas. También, debido al calor interno de la tierra, se formaron volcanes que emitían gases al exterior. Estos gases quedaban atrapados por la gravedad alrededor de la tierra, dando lugar a una segunda atmósfera. Muchas de estas moléculas forman parte de estructuras biológicas, por lo que si se dan las condiciones físicas y químicas adecuadas (como es obvio que se dieron la tierra), puede surgir la vida.

Pero la vida también modifica la composición de la atmósfera. Por ejemplo, esta segunda atmósfera no contendría oxígeno, sino que fueron los microorganismos primitivos que se formaron los empezaron a realizar la fotosíntesis y a generar el oxígeno que respiramos hoy en día. Otro ejemplo es, en una civilización avanzada como la nuestra, la emisión de gases de efecto invernadero a través de actividades industriales.

Por lo tanto, si conseguimos observar la atmósfera de un planeta y determinamos que la atmósfera está en el equilibrio químico, será una primera prueba de que ese planeta no contiene vida ya que, como observamos en la tierra, las concentraciones de los gases no se corresponden con las de equilibrio químico. Al contrario, si no medimos ese equilibrio químico podríamos llegar demostrar la posibilidad de que en ese planeta haya vida.

Con la ayuda de la ciencia podemos satisfacer nuestra curiosidad por determinar si estamos solos en el universo.

Y puede que algún día desarrollemos la tecnología necesaria para vencer las limitaciones que tenemos e ir a visitar a nuestros vecinos…

Referencias

Materia y materialismo. David Jou. Ediciones de Pasado y Presente. 2015

De la energía nuclear de fisión (1): El combustible

En ocasiones escucho hablar sobre la peligrosidad de las centrales nucleares de fisión, de la radiactividad y de los residuos nucleares. Con esta entrada, empiezo una serie de entradas en las que quiero dar una visión general de todo el proceso de generación de energía nuclear desde la generación del combustible, su transporte, el funcionamiento de los tipos de centrales nucleares de fisión que existen y la generación de energía, sin entrar en el debate sobre la peligrosidad o no de las centrales nucleares y la radiactividad.

Hoy voy a hablar del principal combustible que se utiliza para estos fines, desde su origen hasta su preparación para ser utilizado en centrales nucleares: el Uranio.

UranioSímbolo del Uranio

El Uranio (símbolo U) es un elemento químico con número atómico (Z) 92. Esto quiere decir que su núcleo tiene 92 protones y éste está rodeado por 92 electrones. Además el núcleo está compuesto también por entre 142 y 146 neutrones formando diversos isótopos (elementos con mismo número atómico pero distinto número másico, esto es, distinta suma de protones y neutrones). A pesar de la existencia de varios isótopos, dos son los más abundantes, el 238U y el 235U (el superíndice a la izquierda indica el número másico)

El Uranio es el elemento de mayor peso atómico que se encuentra en la naturaleza de forma natural, es decir, no es necesario utilizar complejos instrumentos ni técnicas para generarlo en un laboratorio. La importancia del Uranio para la generación de energía es que es el principal combustible para las centrales nucleares. El problema es que tal y como se encuentra en la naturaleza, no es útil para la generación de energía. Su transformación en un elemento útil forma parte del ciclo del combustible nuclear.

En pocas palabras el ciclo de combustible nuclear consta de dos fases. La primera consiste en la preparación del Uranio para ser utilizado como combustible y la segunda su tratamiento para ser reutilizado (ciclo cerrado) o su almacenaje como residuos radiactivos (ciclo abierto).

Para conseguir el Uranio necesario para la generación de energía, lo primero que tenemos que hacer es buscarlo en la naturaleza y extraerlo. Es lo conocido como minería del Uranio. De hecho el Uranio es un material relativamente abundante. Hay materiales como la pizarra o el granito que pueden llegar a tener hasta 100 partes por millón de Uranio. Pero los minerales con mayor abundancia de Uranio son la pechblenda y la uraninita, aunque también se encuentran en formas más oxidadas como en la carnotita o torbenita y en formas refractarias como la euxenita o davidita. Estos minerales se encuentran predominantemente en yacimientos de Australia y Canadá, pero en Europa los principales yacimientos se encuentran en España y en menor grado en Francia.

Pechblenda

Pechblenda

Una vez se ha descubierto un yacimiento y se han tomado las medidas pertinentes tanto medioambientales como de protección radiológica frente a la radiactividad. Se procede a la extracción del mineral de Uranio. Una vez extraído, el primer paso es reducir el tamaño de las rocas para que pueda ser tratado mediante métodos químicos.

Posteriormente, se realiza el proceso de lixiviación o solubilización del Uranio. El resultado de la lixiviación (conocido como pulpa) se separa en sus fases sólida y acuosa por decantación. En la fase acuosa se encuentra el Uranio. Este Uranio, todavía no es utilizable para la generación de energía ya que se encuentra en cantidades muy pequeñas, por lo que es necesario concentrar y purificar la disolución resultante hasta alcanzar las cantidades necesarias. Después se procede a la precipitación del Uranio y a su secado. Aquí aparece un producto sólido de color amarillo conocido como torta amarilla o “yellow cake”. Esta torta amarilla se embolsa y se almacena en bidones de acero teniendo en cuenta todas las medidas de protección radiológica necesarias para evitar a los trabajadores y el medio ambiente la exposición a la radiactividad.

Yellowcake

Yellow cake

Como ya hemos dicho, el Uranio tiene dos isótopos que son más abundantes el 238U y el 235U. De los dos, el más abundante es el 238U con más de un 99% de abundancia. Para que el 238U se fisione, y tenga lugar el desprendimiento de calor que hará que el agua del reactor se caliente y el gas generado mueva las turbinas para generar electricidad, hay que aportar energía a través de colisiones con neutrones rápidos, es decir, neutrones con mucha energía. Además la probabilidad de fisión espontánea del 238U es pequeña. Aportar energía para que tenga lugar la fisión no es fácil de hacer ni barato, además los neutrones rápidos son difíciles de controlar y las probabilidades de una reacción descontrolada aumentarían considerablemente. Sin embargo, el 235U con una abundancia mucho menor (menos del 1%) tiene una mayor probabilidad de fisionarse espontáneamente y a partir de neutrones térmicos que son más fáciles de controlar.

Por todo ello, para poder ser usado como combustible en reactores nucleares, el Uranio ha de ser enriquecido en 235U. Dependiendo del tipo de central nuclear el enriquecimiento varía entre un 3% para las centrales que usan reactores de agua presurizada (PWR) a un 2,6% para centrales que usan reactores de agua en ebullición (BWR).

Para poder enriquecer el Uranio primero hay que purificar la base obtenida en el proceso descrito anteriormente y por lo tanto se obtiene una disolución de nitrato de uranilo puro. Posteriormente se pueden utilizar dos técnicas diferentes (vía seca utilizada principalmente en Estados Unidos y vía húmeda en Francia) hasta obtener hexafluoruro de Uranio. En esta fase hay que tener mucho cuidado y disponer de sistemas de filtrado y retención de polvo, ya que en la transformación de nitrato de uranilo a hexafluoruro de uranio se genera mucho polvo radiactivo que ha de ser controlado para proteger a los trabajadores y el medio ambiente. Finalmente se enriquece el hexafluoruro de uranio con 235U.

Existen varios métodos para el enriquecimiento siendo los más importantes los de difusión gaseosa, ultracentrifugación y separación por toberas. En todos estos métodos el aspecto más importante es, además de asegurar la protección cuando se está manipulando, es controlar la criticidad del hexafluoruro de uranio enriquecido ya que existe el riesgo de que se establezca una reacción nuclear en cadena. Este compuesto se encuentra en estado sólido a temperatura ambiente, así que para poder manejarlo es necesario trabajar con presiones y temperaturas que lo hagan estar en estado gaseoso.

Del hexafluoruro de uranio en estado gaseoso se obtiene dióxido de uranio que se prensa y se sintetiza hasta darle forma de pastilla. Las pastillas se introducen en unas vainas de una aleación de zirconio conocida como zircaloy que son las que posteriormente se introducirán en el reactor nuclear y que constituyen el combustible utilizado para la generación de energía.

Pero primero tenemos que transportar estas vainas a la instalación nuclear, cosa que haremos en la siguiente entrada.

Referencias

http://es.wikipedia.org/wiki/Uranio

http://www.oecd-nea.org/ndd/uranium/

http://www.hablandodeciencia.com/articulos/2012/10/09/centrales-nucleares-enriquecimiento-de-uranio-y-fabricacion-del-combustible-nuclear/

Minería del Uranio. Consejo de Seguridad Nuclear

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Esta entrada participa en el XLIV Carnaval de Química alojado en el blog de Melquíades de @waltzing_piglet.

Cuando pierdes peso… ¿a dónde va? [VIDEO]

Vivimos en una sociedad en la que la imagen tiende a ser muy importante. Todos, o casi todos, queremos ser guapos, altos y estar delgados. En realidad nos deberíamos preocupar más por la salud que por la imagen, pero el ser humano tiene esas particularidades.

Muchas veces esto nos lleva a hacer dietas, sin la ayuda de expertos nutricionistas, basándonos en que a “alguien le ha funcionado” o en lo que los medios de comunicación, o falsos expertos “vende motos”, nos dicen que es lo mejor (léase dieta Dukan y similares). A menudo nos olvidamos que hay expertos trabajando por nuestro bienestar y salud: los científicos y especialistas de la salud.

No es la intención de esta entrada decir que tenemos que comer o hacer para estar delgados porque no tengo formación en ese ámbito, sino de responder a una pregunta que ni siquiera yo me había hecho: cuando perdemos peso, ¿a dónde va ese peso? Para responder a esta pregunta, primero hay que saber qué es la grasa.

Pero no voy a ser yo quien responda a estas preguntas, ya que probablemente os confundiría más, sino que os dejo con una charla TEDx en la que se responde a estas preguntas de una manera amena, divertida y con un punto experimental. Una pista: la química tiene mucho que ver.

El video está en inglés pero se pueden activar los subtítulos en español. Espero que lo disfrutéis.

Gracias a mi amiga Sara por descubrirme el video.

Los 6 preceptos de la nanociencia

Cuando se oye la palabra nanociencia o nanotecnología, a muchos les viene a la cabeza los laboratorios secretos de un científico loco controlados por los gobiernos en los que se desarrollan robots muy, pero que muy pequeños para inyectárnoslos en la sangre cuando vamos a vacunarnos para así controlarnos desde dentro. Es decir la miniaturización de estructuras macroscópicas hasta niveles insospechados.

La nanociencia investiga las propiedades físicas, químicas o biológicas de estructuras a nivel atómico, molecular o macrocomolecular, o lo que es lo mismo, las estructuras que tienen un tamaño de entre 1 y 100 nanómetros. Un nanómetro equivale a 10-9 m o 0,000000001 m.

El estudio de la nanociencia y el desarrollo de nanotecnología lleva asociadas muchas ventajas para nosotros como por ejemplo el uso de desarrollo medicamentos encapsulados en moléculas que liberen su componente activo solamente donde se necesita, evitando así un efecto indeseado. Esto es así en el caso del tratamiento de pacientes con cáncer, ya que se podría hacer llegar el tratamiento sólo a las zonas afectadas por el tumor en lugar de depositar su efecto sobre todos los tejidos. Otro ejemplo es el estudio de materiales cuyas propiedades conductoras de la electricidad sean mucho mejores o incluso conseguir nuevos métodos para transmitir información a través de materiales en las que al menos una de sus dimensiones está en dentro de la escala nanométrica.

Quizá el ejemplo más famoso de un material desarrollado a partir de la nanociencia sea el grafeno. De hecho, Andre Geim y Konstantin Novoselov recibieron en 2010 el premio Nobel de Física por sus experimentos con el grafeno.

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Representación artística del grafeno (Fuente: Wikimedia Commons)

A la hora de obtener materiales a nivel nanométrico una de las principales bazas es el uso de técnicas propias de la ciencia química, ya que se pueden utilizar las propiedades que tienen los átomos y las moléculas para unirse por si solas para crear dichas estructuras nanométricas.

Pero la pregunta que surge aquí es si el hecho de miniaturizar estructuras macroscópicas hasta llegar a escalas nanométricas se puede considerar como nanociencia o nanotecnología. La respuesta es no. De hecho, no todo es nanociencia y existen seis principios o preceptos sobre lo que es esta rama emergente de la ciencia.

Primer precepto: Construir de manera ascendente

Esto implica que miniaturizar, es decir, reducir el tamaño de algo, no es nanociencia. Al contrario, utilizar los ladrillos fundamentales, es decir, átomos y moléculas y, a partir de ahí, utilizar sus propiedades para construir estructuras de tamaño nanométrico que puedan realizar determinadas funciones, sí es nanociencia.

Segundo precepto: Cooperación

Esto no trata de que diversas instituciones cooperen entre si para el desarrollo de nanoestructuras, que también es importante, sino del desarrollo de diferentes nanoestructuras con funcionalidades distintas que cooperen entre si, para dar lugar a nanodispositivos más complejos y con funcionalidades mejoradas.

Tercer precepto: Simplicidad

Lo bueno, si es simple, dos veces bueno (o algo así decía el refrán). Simplificar los problemas a los que los desarrollos nanotecnológicos se enfrentan, de manera que sólo se utilicen las leyes científicas necesarias es indispensable, para evitar complejidades innecesarias.

Cuarto precepto: Originalidad

Volvemos al ejemplo del robot del principio. Se evita desarrollar cosas que ya existen y simplemente reducirlos de tamaño. Lo que se buscan son estructuras diferentes. Reducir la escala tiene muchas más implicaciones que las que podemos creer, como por ejemplo el hecho de que el volumen depende de una longitud al cubo y la superficie de una longitud al cuadrado, haciendo la reducción de escala inviable. Por ello, es necesario ser original en los desarrollos.

Quinto Precepto: Interdisciplinariedad

Antes hemos dicho que la cooperación entre instituciones también es importante, pero lo es aún más la cooperación entre diferentes ramas de la ciencia. Por ello la cooperación entre biólogos, químicos, físicos e, incluso, ingenieros es mucho más que necesaria. En la nanociencia, el hecho de que un investigador sea físico o químico o biólogo puro, no aporta mucho ya que se va a enfrentar con problemas que será incapaz de solucionar si no abre su campo de conocimiento.

Sexto Precepto: Observación de la naturaleza

La naturaleza nos ofrece muchos ejemplos de nanotecnología. Sin ir más lejos, las moléculas que componen nuestros tejidos y órganos, y como están organizadas e interactúan entre si, son el mejor ejemplo de nanotecnología. Si las observamos y las estudiamos, nuestros desarrollos serán mucho más innovadores, eficientes y mejorarán nuestras vidas.

Es complicado encontrar ejemplos en los que se sigan todos estos preceptos simultáneamente, pero para eso está la ciencia y los investigadores, para conseguir desarrollos que sigan estos preceptos utilizando las leyes que nos ha impuesto la naturaleza.

La idea de esta entrada surge de la lectura de uno de los últimos libros que he leído, “El nanomundo en tus manos. Las claves de la nanociencia y la tecnología” de José Ángel Martín-Gago, Carlos Briones, Elena Casero y Pedro A. Serena. Si tenéis interés en aprender más sobre este fantástico (nano)mundo, y tenéis la ocasión, os lo recomiendo.

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Esta entrada participa en el XXXVIII Carnaval de la Química alojado en el blog Pero eso es otra historia… de @Ununcuadio

Referencias

The Nobel Prize in Physics 2010″. Nobelprize.org. Nobel Media AB 2014. Web. 14 Aug 2014.

El nanomundo en tus manos. Las claves de la nanociencia y la tecnología. José Ángel Martín-Gago, Carlos Briones, Elena Casero y Pedro A. Serena. Editorial Planeta S.A. Junio 2014

Química (inter)estelar

Cuando queremos conocer la composición de cualquier material, lo primero que necesitamos es, obviamente, tener a mano una cierta cantidad del material a estudiar. Una vez lo hemos conseguido recurrimos a ese área del conocimiento científico, a veces odiada injustamente por muchos estudiantes, que es la química. La química es, como la definió Linus Pauling, la ciencia que estudia las sustancias, su estructura, sus propiedades y las reacciones que las transforman en otras sustancias.

Dentro de la química, existe una rama encargada de decirnos cuál es la composición química de la sustancia que queremos estudiar. La química analítica. Para lograr su objetivo, la química analítica utiliza diversos métodos que por su naturaleza pueden ser métodos puramente químicos, basados en las reacciones que unas sustancias tienen en presencia de otras, o fisicoquímicos que dependen de cómo unas sustancias interactúan físicamente con otras.

Ahora bien, ¿cómo hacemos para estudiar la composición química de algo de lo que no tenemos a mano ninguna cantidad del material que queremos estudiar? Esta es la situación que se da, sin excepción, cuando queremos conocer la composición de las estrellas o del medio interestelar. Podría parecer imposible pero lo que está claro es que conocemos, cada vez mejor, la composición de las estrellas y del medio interestelar. Como prueba, recientemente se ha buscado mercaptano de etilo (CH3CH2SH) en la región de formación de estrellas masivas Kleinmann-Low en la nube molecular de Orión. Puedes ver una magnífica explicación a nivel de divulgación aquí y el artículo técnico aquí.

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Región Kleinmann-Low en la nebulosa de Orión (Fuente: NASA APOD, CISCO, Subaru 8.3 m telescope, NAOJ)

¿Cómo lo hacemos entonces? Necesitamos recurrir a varias ramas de la ciencia, entre las que encontramos química (analítica), la astrofísica y astronomía(en concreto la instrumentación astronómica).

Antes hemos dicho que la química analítica es la encargada de estudiar la composición química y que para ello utiliza diferentes métodos. Uno de ellos es el método espectrométrico, el cual consiste en estudiar la interacción de la radiación electromagnética (en todas las longitudes de onda del espectro electromagnético) con la materia sobre la cual incide. La espectrometría utiliza espectrómetros (que también son conocidos como espectroscopios o espectrógrafos) que son unos dispositivos que separan la luz en las longitudes de onda que los componen. El espectroscopio más sencillo que existe (y en cuyo principio funcional se basan todos los demás) es un simple prisma. Utilizando un prisma Newton consiguió descomponer la luz blanca del sol que incidía sobre el prisma en todos los colores que la componían, obteniendo así el primer espectro de la historia. Sin embargo, fueron Kirchhoff y Bunsen los que inventaron el primer espectroscopio al añadir una escala graduada que permitía identificar la longitud de las líneas espectrales que se observaban al hacer pasar la luz por el prisma. Cuando la imagen se registra sobre un dispositivo, ya sea electrónico o una película fotográfica, solemos hablar de espectrógrafo.

Las sustancias químicas se pueden encontrar en forma atómica o forma molecular. En la primera, los átomos individuales no se encuentran unidos a otros átomos, en la segunda los átomos se encuentran unidos entre sí, a través de enlaces que pueden ser entre átomos del mismo elemento o de distinto tipo, dando lugar a moléculas. Los electrones que forman los átomos, o que se unen entre dos átomos para formar la molécula, pueden estar en diferentes estados energéticos. Si sobre ellos no incide ningún tipo de radiación (ya sea de la longitud de onda que sea), los electrones se encuentran en el estado más bajo de energía. Cuando la radiación incide sobre ellos, los electrones saltan a un estado de mayor energía. Sin embargo, debido a que los electrones tienen tendencia a estar en su estado de menor energía, una vez la radiación ha dejado de incidir vuelven a su estado de energía más bajo o fundamental y para ello tienen que liberarse del exceso de energía que le había proporcionado la radiación incidente, emitiendo por ello ese exceso de energía en forma de radiación. La diferencia entre la energía del nivel inicial y el nivel final nos da la longitud de onda de la radiación emitida.

Cada átomo o molécula tiene unos niveles de energía diferentes que los caracterizan, por lo que dependiendo de la energía incidente las transiciones entre niveles serán diferentes y por lo tanto la radiación emitida será también diferente. Estos niveles de energía pueden ser de diferentes tipos e incluyen niveles vibracionales (debidos a la vibración del átomo o molécula) o niveles rotacionales (debidos a la rotación del átomo o molécula). Por otro lado, cada nivel de energía puede no ser único, sino que en presencia, por ejemplo, de un campo magnético desdoblarse en varios niveles, que permiten transiciones adicionales y por lo tanto la posibilidad de emisión del exceso de radiación en longitudes de onda adicionales.

image014 Transiciones entre niveles de energía que dan lugar a los espectros (Fuente: monografías.com)

Los químicos analíticos cuando intentan determinar que sustancia tienen entre manos, estudian utilizando, entre otros métodos, el método espectrométrico la estructura de estos átomos o moléculas y su interacción con la radiación. Debido a que cada átomo y molécula tiene una estructura de niveles de energía determinada y distinta del resto, y que interactúa con la radiación de una manera determinada según el tipo de radiación (y las condiciones del entorno, como por ejemplo en presencia de campos magnéticos) se puede crear un catálogo de espectros para que cada vez que nos volvamos a encontrar con el mismo espectro en otro lugar, podamos decir que sustancia tenemos entre manos.

Ese otro lugar en el que nos podemos encontrar los espectros son las estrellas y el medio interestelar. El problema que nos encontramos es que no podemos acceder directamente para tomar una muestra y llevarla al laboratorio para estudiarla. Lo que si podemos hacer es utilizar nuestros telescopios ya sea ópticos o de radio, equiparlos con espectrógrafos que nos permitan observar los espectros, en los que los sensores han de ser adecuados para la radiación que queremos medir y apuntarlos hacia la región del cielo que queremos estudiar. El análisis de los espectros a través de su comparación con los espectros obtenidos en los laboratorios nos dirá la composición química de nuestro objeto de estudio. Y no sólo eso, vamos a obtener mucha más información como las velocidades de rotación y de traslación que tiene el objeto que estamos estudiando (a través de medidas de efecto Doppler, ya que las líneas espectrales aparecerán desplazadas, con respecto a su posición en el laboratorio, hacia longitudes de onda más largas o más cortas dependiendo de si se aleja o se acerca de nosotros) o incluso de la intensidad del campo magnético que pueda existir en la región de estudio.

Cómo en todo, la realidad es siempre mucho más compleja, pero siempre podemos confiar en el ingenio humano y en la capacidad de los científicos para buscar soluciones a los problemas que les plantea el universo. Y como se ha visto, lo que para mí más importante, se puede confiar en la colaboración de diferentes áreas de la ciencia para buscar esas soluciones, en algunos casos, surgiendo a raíz de esa colaboración nuevas áreas de investigación como es el caso de la Astroquímica que fundamentalmente es de lo que se ha tratado aquí.

Referencias:

http://www.espectrometria.com/