Astroquímica

El estudio de la composición química del Universo es reciente en la historia de la astronomía. William Herschel fue el primero que sugirió que los "fluidos brillantes" que constituían las nebulosas, podrían estar compuestos de elementos comunes en la Tierra, en particular en la atmósfera. A mediados del s. XIX, Huggins observó el espectro de ocho nebulosas planetarias y las comparó con el espectro de átomos comunes en la atmósfera terrestre como oxígeno (O), hidrógeno (H) y nitrógeno (N), logrando identificar una de las líneas observadas. A principios del s. XX, la espectroscopia óptica era una ciencia floreciente y se estudiaban con detalle los espectros de las estrellas y las nebulosas. Además de diversas líneas del hidrógeno, otros elementos como el calcio (Ca) y el potasio (K) ya se habían identificado. Entre 1937 y 1941 se detectaron las líneas ópticas de tres moléculas diatómicas, CH, CN y CH+. La imagen del Universo era la siguiente: el espacio entre las estrellas (medio interestelar) no estaba vacío, sino que contenía partículas de polvo, algunos átomos y unas pocas moléculas especialmente sencillas.

El desarrollo de la Radioastronomía hacia 1950 fue decisivo para el conocimiento de la química interestelar. En 1963, Weinreb y sus colaboradores detectaron el espectro radio de OH en la dirección del centro galáctico. Los datos revelaban la existencia de nubes que contenían OH entre el centro galáctico y la Tierra. Sin embargo, las ideas de los astrónomos no cambiaron rápidamente, y hasta mediados de la década de 1960 se consideraba el medio interestelar demasiado hostil para la existencia de cantidades apreciables de moléculas más complejas. Los astrónomos de esta época consideraban que las posibles moléculas formadas a partir de los átomos que llenaban el espacio interestelar serían rápidamente destruidas por la radiación ultravioleta (UV) procedente de las estrellas jóvenes, y las pocas moléculas observadas serían simplemente el producto de la destrucción por la radiación (UV) de moléculas más complejas evaporadas de la superficie de los granos cercanos a estrellas calientes. Cinco años después de la detección de OH, un grupo de la Universidad de California dirigido por Charles Townes construyó su propio receptor y radiotelescopio, y detectó agua (H2O) y amoníaco (NH3). Nadie podía imaginar que compuestos frágiles ante la radiación UV como el H2O y el NH3 fueran abundantes en el medio interestelar. La detección de estas moléculas precipitó la búsqueda incesante de nuevos compuestos y una avalancha de descubrimientos. En la actualidad se han observado más de un centenar de moléculas diferentes en el medio interestelar, algunas de ellas tan comunes en la Tierra como el metanol (CH3OH) o el ácido fórmico (HCO2H), y otras más exóticas, inexistentes en nuestro planeta en forma natural, que sólo las podemos obtener sintetizándolas en el laboratorio.

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