Pols interestel·lar
1987/10/01 Arregi Bengoa, Jesus Iturria: Elhuyar aldizkaria
En aquest número intentarem consolidar un punt que no s'ha amarrat bé en l'anterior. A l'hora de parlar dels arguments dels qui defensen que els primers passos de l'evolució prebiòtica que suposaria el naixement de la vida es van produir en l'espai, no teníem en compte una teoria per a explicar la formació d'aquests compostos. Atès que aquest procés alternatiu de formació d'aquests compostos orgànics bàsics és imprescindible per a tenir en compte la citada teoria, a continuació tractarem d'omplir aquest buit. Al mateix temps, plantejarem aquest treball com una primera aproximació a un altre tema que desenvoluparem més endavant. És la quantitat de matèria fosca que hi ha en l'Univers i la seva influència en l'evolució de l'Univers.
Fins a principis d'aquest segle els astrònoms consideraven que l'art era només el no-res o el buit més absolut. Les primeres proves de l'existència de la matèria interestel·lar no es van aconseguir fins a 1904, J. Gràcies al treball d'Hartmann. XVIII. Els fangs foscos, coneguts en el cel des de finals del segle XX, es consideraven veritables buits i no van ser considerats com a conseqüència de l'absorció de les estrelles i de la llum pròpia de la pols que pot existir entre nosaltres fins a la tercera dècada d'aquest segle.
Abans d'avançar definirem què entenem per matèria interestel·lar. És necessari diferenciar el gas i la pols de la primera interestel·lar. El gas és el gas, concretament hidrogen i heli. En condicions en l'espai interestel·lar, aquests gasos no poden condensar-se (encara que la temperatura sigui només de 3K). No obstant això, com ja s'ha indicat, dins de les estrelles existeixen altres fraccions sòlides formades per altres elements més pesats que s'han produït com a conseqüència de reaccions termonuclears: pols interestel·lar. Els components, en concret, són l'oxigen, el carboni, el nitrogen, el magnesi, el silici i el ferro (juntament amb l'hidrogen que poden ingerir), en un ordre decreixent d'abundància.
Segons estudis realitzats sobre l'estrella dins de la nostra Galàxia, la densitat mitjana de la matèria interestel·lar és d'aproximadament un àtom d'hidrogen per centímetres cúbics. Però la distribució no és uniforme, ja que la matèria s'acumula en els núvols. L'element més abundant en els núvols és, per descomptat, l'hidrogen. Poden aparèixer principalment de dues formes diferents: formant molècules aIa en l'estat atòmic. El primer cas es dóna quan els núvols són de molt baixa densitat: els núvols difusos. Llavors, l'emissió ultraviolada de les estrelles, encara que el procés no és molt eficaç, és suficient perquè l'hidrogen no formi molècules. Aquests núvols s'identifiquen mitjançant la línia de 21 cm que formen en l'espectre. Per contra, quan els núvols són més denses, els raigs ultraviolats solen ser absorbits en l'exterior, sense que pugui passar cap a l'interior.
Llavors l'hidrogen es manté en estat molecular. En contra del que es pot pensar, la formació de molècules H 2 també és poc eficaç. Els xocs entre els àtoms d'hidrogen presents en l'espai són ineficaços, és a dir, no desarroillan l'energia suficient per a superar la repulsió elèctrica que es produeix en aproximar-se els àtoms. L'enllaç només es forma quan el xoc es produeix sobre la superfície d'una fracció de pols; (quan un àtom d'H toca un altre sobre la superfície de la fracció). La densitat d'aquests núvols moleculars pot aconseguir els 10 6 àtoms/cm 3. Per tant, molt de menor que el que es pot aconseguir en els laboratoris terrestres. Encara que això sigui així, en cap cas podem menysprear el paper que juga aquesta matèria. L'espai interestel·lar i les enormes mesures que hem de treballar en la recerca d'aquests núvols compensen la baixa densitat. D'altra banda, la propoción de pols que pot tenir un núvol típic interestel·lar és de l'ordre del 2% de la seva massa.
Hem dit més amunt que l'existència de la pols interestel·lar va començar a discutir-se a principis de segle. Fins a la dècada dels 4 no es van començar a fer hipòtesis sobre el seu origen: En 1935 B. La fracció de pols Lindblad va donar suport a la matèria condensada en el propi espai i va argumentar que a mitjan segle H.C. van d'Hulst podia ser gel. Aquesta hipòtesi presentava una dificultat: el baix valor de la pressió interestel·lar impedeix la condensació dels elements abans esmentats, tret que estigui sobre altres fraccions preexistents.
Fins a la dècada dels 7 no es van trobar aquestes fraccions bàsiques fins que es confirma que estaven envoltades d'una fracció de diverses estrelles de silicat. Aquests nuclis de silicat es formen en la superfície o en l'atmosfera de les estrelles i després van més enllà fins a caure sota un altre núvol per la pressió de la radiació, prenent novament la temperatura i la pressió en l'espai obert. Aquesta és la llavor de les fraccions de la pols interestel·lar i amb ella comença el cicle de vida de la fracció. Sobre aquesta llavor es condensen, per tant, els elements més abundants; les cuixes (H 2 0, CH 4, NH 3) formats per la mescla d'hidrogen en la superfície de les fraccions (O, C, N).
La petjada del següent pas del desenvolupament la van donar els estudis espectroscòpics de diversos núvols. Enfront del que s'esperava, l'aigua podia ser bastant abundant en molts núvols, especialment en les difuses. En aquest cas també es deu a les emissions ultraviolades. Aquests poden trencar les molècules recentment formades donant radicals. Aquests són, en principi, molt reactius i es poden unir per a donar compostos bastant complexos en els primers passos de l'evolució de les fraccions de pols. En la figura 1 es presenta un esquema d'aquest procés juntament amb el llistat de molècules més nombroses que s'obtenen.
En aquest punt és interessant tallar la dispersió de l'evolució per a explicar una de les tècniques experimentals que s'han utilitzat per a analitzar el cicle.
Laboratori d'astrofísica de Leiden J. Maig Greenberg i els seus companys van aconseguir simular en part les condicions de l'espai dins d'una cambra. Van aconseguir baixar la temperatura fins als 10K mitjançant un criostato d'heli líquid. Podien baixar la pressió de 10 a 8 Toros (en l'espai poden ser 10 a 19 Tor i menys). A través d'una finestra de cambra s'introdueix la radiació ultraviolada i des d'un tub es poden introduir diferents mescles de gasos, sent les bases CH 4 , CO, H 2 O, C0 2 , NH 3 , N 2 i 0 2. Per descomptat, l'escala de temps és enorme: una hora de radiació de laboratori equival a mil hores de radiació d'un núvol.
Els experiments realitzats en la golfa simulant tan bé com sigui possible les condicions dels núvols difusos, a més de confirmar els passos descrits fins al moment, han donat lloc a altres conclusions. D'una banda, és lògic pensar que aquesta fase de baixa activitat dels núvols difusos és la més llarga en el cicle de la fracció, però també són molts els processos que poden escalfar la pols (per exemple, la formació d'una estrella al voltant).
Per tant, en el laboratori també s'ha analitzat aquesta possibilitat, amb dos tipus de conclusions. En el primer cas, quan el núvol s'escalfa molt lentament, l'increment d'activitat entre radicals és elevat, produint-se un residu que denominarem matèria groga. Encara que encara no es coneixen els seus components, se suposa que està format per una complexa matèria orgànica, sent la característica més important l'estabilitat, ja que es manté fins a 450 K sense evaporar-se. En el segon cas el núvol s'escalfa més ràpid i llavors les reaccions entre els radicals són molt més ràpides. Aquestes reaccions reforcen més el procés energètic que alliberen fins que es produeixen explosions, on la temperatura puja fins als 25K.
Una vegada més, podem seguir el fil de la vida de les fraccions de pols. Els escalfaments que poden sofrir els núvols són generalment lents. Només quan l'estrella hagi de produir-se en el propi núvol es pot augmentar la temperatura de manera que es generin les explosions esmentades. Aquest segon cas és una fase posterior del cicle i veurem més endavant el que ocorre en aquest cas. En general, per tant, es pot considerar que el nucli de silicat de la pols està envoltat per una capa de matèria groga (veure figura 2 (a)). El procés de condensació pot ser molt més fàcil quan el núvol difús, per qualsevol causa, aconsegueix una densitat suficient per a convertir-se en un núvol molecular. En conseqüència, sobre la matèria groga es forma una nova capa, però ara les condicions no permeten que aquesta es transformi (veure figura 2 (b))).
L'última fase es produeix quan el núvol comença a contreure's per a donar estrelles. Sobre les fraccions que no formaran part de l'estrella, els gels formen una segona capa externa, ja que les condicions són més adequades en menys temps que abans. Quan s'encén l'estrella, les parts més pròximes s'evaporaran les capes externes i les altres sofriran diferents processos d'erosió o erosió. Una d'elles són les explosions esmentades anteriorment.
Els radicals i l'augment de temperatura que produeix la radiació de l'estrella nounada contribueixen a la reacció de les cadenes i són la base de l'explosió. En conseqüència, la fracció perd tota la capa externa, quedant la matèria groga. Finalment, l'embranzida de la radiació ultraviolada expulsa totes les fraccions per a formar de nou el núvol difús. Es tracta llavors de les condicions descrites al principi i les fraccions només emmagatzemaran la matèria groga per a tornar a començar un nou cicle.
Aquests són, doncs, els eixos principals de l'evolució de la pols interestel·lar i la teoria de la formació de compostos orgànics complexos que posteriorment van caure en la Terra (per exemple, a través de cometes).
Gai honi buruzko eduki gehiago
Elhuyarrek garatutako teknologia
