Hoy sabemos que los componentes básicos
de los que están formados todos los elementos
que componen nuestro cuerpo, los neutrones y los protones,
fueron generados hace más de 13.700 millones de años,
cuando comenzó el universo, que conocemos como la gran explosión,
el Big Bang.
Sin embargo, nuestros cuerpos están formados,
y en general toda la materia que nos rodea, aquí en la Tierra,
está formada básicamente no por hidrógeno y helio,
que fueron los elementos que se originaron de manera masiva
en los comienzos del universo,
sino que están formados por otros elementos como el oxígeno,
el carbono, el nitrógeno;
y estos elementos, no se formaron en los comienzos del universo,
sino que se han forjado en el interior de las estrellas.
El universo en sus comienzos era una gran sopa caliente,
muy, muy densa, de partículas y de radiación,
y, como decía antes, en los primeros microsegundos,
se formaron los núcleos de los elementos que componen
la tabla periódica de los elementos que conocemos hoy en día.
Como unos 400 mil años después de que comenzara el universo,
lo que ocurrió fue un hecho fundamental para luego
el desarrollo de la complejidad química aquí en la Tierra,
y es la formación de la primera generación de estrellas.
Normalmente, las estrellas no son objetos inertes,
en el pleno sentido de la palabra, sino que evolucionan,
es decir, sufren grandes cambios.
La mayor parte de la vida de las estrellas
transcurre de una manera tranquila, de una manera plácida,
en la que se está quemando hidrógeno.
Los núcleos de hidrógeno, en el núcleo de la estrella
se van pegando unos con otros y van proporcionando
núcleos de helio más pesados.
Esto libera una gran cantidad de energía
y esta energía es precisamente la que hace que las estrellas
no colapsen por su propio peso gravitatorio.
Normalmente la vida de una estrella
es una lucha continua entre la energía,
la presión hacia fuera
que se genera debido a las reacciones nucleares de fusión en su interior
y la gravedad que, por la propia masa de la estrella,
llevaría a esta a colapsar.
¿Qué ocurre cuando el combustible de esas reacciones nucleares
que tienen lugar en el interior de las estrellas se agota?
En este caso, o en el caso de la mayor parte de las estrellas,
cuando el hidrógeno se agota.
Lo que tenemos es un núcleo de helio
en el que ya no se pueden formar nuevos átomos de helio,
y entonces lo que ocurre es que esa presión de radiación
que impedía el colapso de la estrella se disipa totalmente
y entonces se produce el colapso del núcleo.
Lo que ocurre cuando el núcleo colapsa
es que aumenta nuevamente de manera brutal,
de manera muy brusca su temperatura y su densidad,
y esto es lo que hace, al final,
permite que se den las condiciones físicas necesarias
para que se sigan produciendo reacciones en las que
se van a ir pegando progresivamente núcleos cada vez más pesados,
dando lugar a elementos de la tabla periódica
más allá del helio y del hidrógeno,
como son el carbono, el oxígeno, el nitrógeno, el azufre...
Todos los elementos que están en la tabla periódica
hasta llegar al hierro.
Estos elementos se generan, como he dicho,
en los núcleos de las estrellas,
sobre todo en las estrellas más masivas,
no en las estrellas que serían como el Sol,
sino estrellas que son más de ocho veces,
más de diez veces, la masa del Sol.
Entonces, estas estrellas, y también las estrellas de tipo solar,
que tienen menos masa, de una manera u otra
acaban devolviendo ese material que han procesado en su interior,
ese material que está compuesto de elementos más pesados
que el hidrógeno y el helio, acaban devolviéndolo al medio interestelar.
En particular, por ejemplo,
las estrellas masivas acaban sus días de una manera muy violenta,
acaban en unas enormes explosiones,
como unas auténticas bombas en las cuales el núcleo colapsa
y las capas más externas se expanden a miles de kilómetros por segundo.
En esa propia expansión, de hecho,
los átomos de hierro que se habían formado en el interior de la estrella
de hecho van capturando nuevos neutrones
que se encuentran a altísimas velocidades y eso es lo que permite,
de hecho, continuar la formación de elementos más pesados que el hierro
como el uranio como el oro por ejemplo.
Todos los elementos más pesados que el hierro de la tabla periódica.
Entonces todos estos elementos pesados al final son los que dominan,
en particular el oxígeno,
los que dominan la composición de la materia ordinaria aquí en la Tierra,
y como decía anteriormente en nuestros propios cuerpos.
Las estrellas menos masivas
acaban sus días también con un viento estelar,
perdiendo su masa en forma de un viento estelar denso
aunque de una manera menos violenta que las estrellas masivas.
Lo que tienen las estrellas como nuestro Sol,
lo que ocurre con ellas es que cuando se agota el hidrógeno en su interior
y se empieza a quemar ya el hidrógeno,
las capas más externas se expanden, forman una gigante roja.
El radio de las gigantes rojas,
típicamente de una estrella como el Sol,
alcanzaría, para que nos hagamos una idea, la órbita de la Tierra;
es decir, la Tierra y todos sus componentes,
de hecho serían volatilizados precisamente por la expansión
y por el alcance de las capas más externas de la gigante roja.
En esas capas, las temperaturas son ya suficientemente bajas
como para que ocurran dos cosas muy importantes:
primero se empiezan a formar,
se empiezan a pegar unos elementos con otros
y se empiezan a formar moléculas cada vez más complejas,
moléculas como el monóxido de carbono,
dióxido de carbono, el agua, el amoniaco, cloruro sódico, la sal,
y luego también moléculas un poquito más complejas
que van agrupando un mayor número de átomos,
como por ejemplo el metanol, la acetona, y muchos otros,
incluso se han llegado a detectar en el medio interestelar
y en las envolturas de estas estrellas
se han llegado a detectar moléculas con hasta 70 núcleos de carbono,
como es el caso de los fulerenos
que son anillos de carbono pentagonales y hexagonales
dispuestos como una especie de balón de fútbol.
Todas estas moléculas son los constituyentes básicos
o los ingredientes básicos
que van a dar lugar al desarrollo de la química prebiótica,
la química que va a dar lugar a moléculas mucho más complejas
que se supone que son fundamento
para el desarrollo de la vida en la Tierra.
Los procesos por los que se generan esta gran cantidad de moléculas
han dado lugar a lo que se conoce como la astroquímica.
Cuando se descubrieron las primeras moléculas
se hicieron a través de la espectroscopía en el visible
en las nubes moleculares o en las nubes difusas
que se observan por ejemplo en la dirección de las Pléyades.
A través de los espectros en absorción
se detectaron moléculas simples, moléculas que llamamos diatómicas,
con átomos como el hidrógeno, el carbono, fundamentalmente,
y el nitrógeno.
La gran revolución en cuanto a la complejidad química
en nuestro conocimiento de la presencia de moléculas muy complejas
vino de los descubrimientos que se realizaron en radioastronomía
a través de los espectros rotacionales de estas moléculas.
Estas moléculas giran alrededor de sí mismas,
generando emisión cuando cambian la velocidad de giro.
Gracias a esta espectroscopía
se puede mirar dentro de estas nubes oscuras,
que, un claro ejemplo precioso, es la nebulosa del caballo.
En la nebulosa del caballo,
que la vemos completamente oscura en las imágenes ópticas,
podemos apreciar que dentro de esta nebulosa
existen gran cantidad de moléculas.
El problema fundamental de la generación de moléculas
proviene del hecho de que en el medio interestelar
las densidades son muy bajas,
y la química que opera, fundamentalmente,
en la atmósfera terrestre no se da en el medio interestelar.
Las primeras detecciones de moléculas triatómicas
se realizaron en los años 60 y fue gracias, como he dicho,
a la radioastronomía.
Fue una gran revolución porque no se pensaba que, realmente,
pudieran existir moléculas tan complejas,
y la naturaleza en este caso fue muy agraciada en darnos esta información
porque las primeras moléculas que detectamos
fueron moléculas como el formaldehido,
como el amoniaco, y gran casualidad, como el agua.
Sorprendentemente fuimos capaces de detectar el agua
debido a una anomalía que presenta en su emisión,
porque obviamente es muy difícil observar el agua
desde dentro de la Tierra puesto que la atmósfera terrestre
impide observar el agua y solo ha sido posible observarla
después a través, digamos, de observaciones con satélites.
También se observaron otras moléculas que sabemos hoy en día
que son fundamentales para la química prebiótica,
la química que nos lleva a generar los primeros aminoácidos,
como es el metano y como es el amoniaco y también el formaldehido.
El formaldehido es una molécula muy compleja
puesto que está compuesta por átomos de hidrógeno, carbono y oxígeno.
Es la primera molécula que se detecta con más de dos átomos
que conocemos como pesados.
Una vez que tenemos estas moléculas, la gran pregunta que surgió es:
¿Cómo se forman moléculas triatómicas
en unas zonas tan frías y tan poco densas
en donde la típica reacción que observamos en la atmósfera terrestre
o en los laboratorios terrestres
como son las moléculas de tres cuerpos, no se pueden generar?
La respuesta vino del hecho de que, como se ha comentado,
las estrellas masivas cuando mueren,
eyectan partículas a grandes energías,
y estas partículas son capaces de atravesar estas nubes oscuras que,
como decía, no pueden ser atravesadas
por la radiación óptica ni por el ultravioleta.
¿De dónde proviene la energía que necesitamos para que estas moléculas,
en los mantos helados, reaccionen entre sí?
Provienen de nuevas estrellas que se generan en estas nubes oscuras.
En estas nubes oscuras hay zonas
en donde la atracción gravitatoria del material
es suficientemente grande como para que el material colapse
formando una nueva generación de estrellas.
Es esta nueva generación de estrellas,
en donde se forman los planetas,
en donde posteriormente la química simple que se empieza a desarrollar
por los procesos de formación de estrellas
y por los procesos que tienen lugar
en cuanto a la aglomeración de materia en zonas muy particulares,
son los sitios en donde se forman los planetas
y por tanto son los sitios en donde quizá en otros sistemas planetarios
sea posible que evolucione la vida.
Estas estrellas nuevas emiten radiación ultravioleta,
que en este caso sí que fotodisocian las moléculas
que hay en los mantos helados,
y debido a la fotodisociación de estas moléculas,
los trozos restantes son capaces de reaccionar entre sí,
generando una nueva generación de moléculas mucho más complejas.
Esta complejidad obviamente, en un momento determinado,
cuando se forman los sistemas planetarios,
sabemos a través de los meteoritos,
que son capaces de formar otras moléculas,
moléculas como aminoácidos.
Estos aminoácidos que claramente se deben de formar,
al menos en los procesos de formación de los planetas,
son los que son la base de lo que conocemos como la química prebiótica.
La espectroscopía es una técnica de análisis
que nos permite conocer cómo es la estructura de la materia,
es decir, cómo son los átomos y las moléculas.
Su origen se remonta hacia 1860, año en que Bunsen y Kirchhoff
supieron interpretar las líneas negras del espectro solar
que Fraunhofer había medido, obtenido, hacia 1820.
La leyenda cuenta que ellos estaban mirando de lejos
un fuego que se había producido en una fábrica de sal,
de cloruro sódico y se dieron cuenta de que había una luz amarilla
que era exactamente igual que la que ellos obtenían en el laboratorio
cuando quemaban sodio.
Dos luces iguales tienen que provenir de átomos o moléculas iguales.
Entonces, la luz que emiten o absorben los átomos,
la luz no solo luz visible, la que ven nuestros ojos,
sino también la radiación electromagnética,
infrarroja, ultravioleta, etc.,
nos permiten conocer cómo son los átomos y las moléculas,
son su carnet de identidad, son su huella digital,
son su código de barras.
Entonces, esto es muy importante, porque nos permite conocer
la estructura de los átomos y las moléculas.
Los átomos están constituidos por un núcleo
en el que están los protones y los neutrones,
y alrededor hay una nube de electrones,
se mueven alrededor,
pero en lo que llamamos niveles atómicos cuantizados, cuantificados;
las órbitas tienen una determinada energía,
y para saltar de una órbita a otra
necesitan absorber un paquete de energía
que sea justo la diferencia de energías entre el nivel bajo
y el nivel alto de energía.
En el caso de las moléculas,
las moléculas están constituidas por ene átomos,
por ejemplo, enlazados entre sí.
Entonces, estos enlaces lo que hacen es que pueden vibrar,
los átomos pueden vibrar debido a estos enlaces,
o pueden intercambiar sus posiciones en la molécula,
y esto da lugar a que además de los niveles correspondientes
a los átomos que constituyen la molécula,
aparezcan otros niveles que son propios de las vibraciones
y rotaciones de las moléculas,
y se llaman estados vibracionales o estados rotacionales.
Si los átomos emitían y absorbían
prácticamente en la zona visible del espectro,
en el caso de las moléculas, estos estados, que hay muchos,
pues tienen una frecuencia mucho más pequeña
y corresponden a longitudes de onda más largas:
el infrarrojo lejano, las microondas o las ondas de radio.
La espectrometría vibracional y rotacional
se basa fundamentalmente en el infrarrojo y en el efecto raman.
La espectroscopía infrarroja consiste en enviar luz infrarroja
a una muestra y si la frecuencia de esta luz infrarroja,
de esta radiación infrarroja,
coincide con la frecuencia de vibración de los enlaces,
entonces es absorbida por la muestra
y pasa de un nivel energético inferior
a un nivel energético superior.
Entonces, lo que se hace es registrar
la cantidad de energía absorbida para cada frecuencia
y obtenemos lo que se llama un espectro de absorción.
Estos espectros de absorción nos dan información
sobre los enlaces que están presentes en la molécula.
Este método es un método de interacción completamente elástica.
Es decir, la radiación que se envía,
o es completamente absorbida por la muestra,
y entonces sabemos la energía del enlace,
de excitación del enlace, o es completamente emitida,
y es muy útil en el caso de las moléculas orgánicas,
que son las que tienen interés para el origen de la vida.
Otro método de medida es la interferometría raman.
Este es un método fotónico de alta resolución
que también nos da información sobre los estados vibracionales.
Aquí lo que se utiliza es el fenómeno de la dispersión inelástica.
Esto quiere decir que nosotros enviamos radiación monocromática
del visible o del infrarrojo cercano muy intensa sobre la muestra,
la muestra la absorbe y la reemite,
y cuando la reemite no emite todo lo que ha absorbido
sino un poquito menos, y ese poquito menos
es lo que ha utilizado la muestra para pasar de un nivel vibracional
a otro de energía superior.
Entonces, enviando energías, intensidades de haces muy fuertes
podemos tener información de procesos que son mil veces más pequeños.
La espectroscopía infrarroja, la espectroscopía raman,
o la espectrometría de masas,
lo que nos permite es conocer cómo son las moléculas,
y cómo a través de reacciones químicas
pueden evolucionar y hacerse más complejas,
y si se están verificando las teorías que hay sobre la evolución
de la complejidad de los átomos
y las moléculas en el polvo interestelar para generar vida.
En este sentido cobra valor la frase que dicen los astrónomos
de somos polvo de estrellas, porque lo que hay en la tierra
se ha generado en reacciones químicas en el polvo interestelar.
En el espacio interestelar
se encuentran unas partículas microscópicas en suspensión
que están hechas de silicatos o de material carbonáceo.
Estos granos de polvo se cubren de un manto de hielo
que está compuesto de varias moléculas además del agua,
como son el monóxido de carbono, dióxido de carbono,
el metanol y el amoniaco.
Por efecto de la radiación que llega,
sobre todo de las estrellas más masivas, en el ultravioleta,
pero también rayos X y rayos cósmicos, que son iones,
este hielo es procesado,
dando lugar a una composición diferente que incluye moléculas,
que son de interés astrobiológico como los aminoácidos,
ácidos carboxílicos y algunos heterociclos de nitrógeno.
Pues bien, se considera que algunos cometas como Halley,
o el cometa de la misión Rosetta, Churiumov-Guerasimenko,
están compuestos de granos de polvo,
cada capsulita sería un grano de polvo cubierto de un manto de hielo.
En este hielo se ven unas pintitas negras que sería el material orgánico
que se ha formado por irradiación de ese hielo en el espacio,
con lo cual el cometa estaría compuesto del llamado hielo sucio,
que serían las moléculas simples,
y además ese material orgánico de interés astrobiológico.
Eso en cuanto al modelo teórico.
Si pasamos esto a la realidad nos encontramos con lo que sería
un núcleo cometario del cometa de Rosetta
que está hecho de dos lóbulos bien diferenciados
y tiene una superficie muy negra, más oscura todavía que el alquitrán,
debido en parte a ese material orgánico que se encuentra sobre ella.
La misión Rosetta ha detectado moléculas orgánicas
de interés astrobiológico que son compatibles con una síntesis
en el hielo por irradiación y calentamiento de ese hielo.
A nivel planetario existen dos fuentes
de aporte de material orgánico;
una fuente exógena que va a provenir del espacio exterior,
es decir, la materia orgánica va a viajar en cometas,
meteoritos y asteroides, y luego tenemos un aporte
de materia endógena que se sintetiza
bajo las determinadas condiciones planetarias.
El primero en demostrar que se podía obtener materia orgánica
con interés biológico a partir de una fuente inorgánica de carbono
fue Stanley Miller en el año 1953.
En este experimento, Miller lo que hizo fue recrear
las condiciones de la tierra primitiva;
para ello utilizó una mezcla de gases que contenía metano,
amoníaco e hidrógeno,
que simularía las condiciones de la atmósfera primitiva.
Utilizó descargas eléctricas para activar esta mezcla de gases,
pues se cree que en esa tierra primitiva
las tormentas eléctricas eran bastante numerosas,
y por otro lado lo que hizo fue recrear el ciclo de evaporación,
condensación y precipitación del agua,
simulando el ciclo terrestre del agua.
Transcurridos unos días de reacción
y al analizar la disolución marronácea que obtuvo
vio que se formaban algunos de los aminoácidos
que constituyen las proteínas de la biología actual.
A partir de este experimento pionero
se han realizado muchos otros utilizando otras mezclas de gases,
siempre exentas de oxigeno,
pero siempre con un aporte de carbono en forma de metano, CO2,
y de nitrógeno como nitrógeno molecular y amoniaco.
Se pueden utilizar otras fuentes de energía
como radiación ultravioleta o protones de alta energía
que simularían la energía de los rayos cósmicos.
También se pueden variar las condiciones de presión y temperatura.
Teniendo en cuenta todas estas variables
podemos simular condiciones de formación de materia orgánica,
tanto a nivel planetario como del sistema interestelar.
En cualquier caso, en todos estos experimentos
se obtienen unas mezclas orgánicas muy, muy complejas
conocidas con el nombre de tolings.
El análisis de estas sustancias complejas, generalmente,
se hace mediante técnicas de cromatografía
acopladas a espectrometría de masas.
Utilizando estas técnicas, en estas mezclas complejas
se ve que se forman o que se obtienen
aminoácidos que son los constituyentes principales
de las proteínas, bases púricas y pirimidínicas,
que son los constituyentes principales de los ácidos nucleicos
y ácidos carboxílicos.
Es de destacar que en el meteorito de Murchison
se han encontrado muchos de los aminoácidos
y de las bases púricas y pirimidínicas
que se obtienen en los experimentos de simulación del laboratorio.