«Estamos mezclados», esta es una frase muy usada en astronomía popular (así es, el núcleo de la mayoría de átomos pesados ​​de nuestros cuerpos se forjaron mucho antes que nuestro sistema solar existiera, en el interior nuclear de lo que hace mucho tiempo fueron estrellas masivas). «Contenemos materia tan antigua como el universo» (Prácticamente todos los núcleos de hidrógeno, y hasta el esquivo deuterium, de nuestros vasos carnosos, tienen 13,7 mil millones años de antigüedad, las sobras de la nucleosíntesis primordial). Pero lo que probablemente no hayan escuchado antes es que «todos empezamos con hidrógeno molecular». Suena menos espectacular, pero es correcto, con algunas salvedades de poca importancia, y he aquí el porqué.

La mayoría de la materia ordinaria del universo se compone de hidrógeno (75%) y helio (25%), todo lo demás, absolutamente todo, a excepción de una pequeña cantidad de litio, equivale a una mera fracción porcentual que ha llevado muchas generaciones estelares producirlo. Pero, ¿cómo el hidrógeno y el helio formaron las estrellas? Es una pregunta muy importante y todavía no contestada satisfactoriamente, aunque tenemos algunas piezas de la solución, y una de ellas lo trata la química.

El hidrógeno puro, en forma de simples átomos flotando en el cosmos, es algo realmente difícil de encontrar. Para que un objeto se parezca a una estrella debe estar condensado en una alta densidad. Este proceso de reducción y el engrosamiento lo lleva adelante la propia gravedad del hidrógeno y un poquito la materia oscura (a gran escala, la materia oscura sí juega un papel mucho más importante). Para que esto ocurra la mezcla de gases tiene que enfriarse, esto disminuye la presión y deja que la gravedad se haga cargo. Sin embargo, los átomos de hidrógeno son terriblemente ineficientes al enfriarse. Por otro parte, esto tiene su ventaja, ya que una vez el hidrógeno molecular (H2), alinea los dos protones y electrones sobre un eje, la molécula puede girar e incluso vibrar, lo que abre un nuevo canal para expulsar la energía térmica. La historia de cómo se formaron las primeras moléculas de hidrógeno resulta fascinante, aunque algo compleja. Baste decir que con la ayuda de unos formidables nuevos experimentos estamos conociendo cada vez más detalles.

El enfriamiento de H2 permite que en el universo se formen las primeras estrellas, es un pequeño y sucio secreto, la química lleva a la astrofísica estelar. Pero aún hay más, una vez que el universo ha sido contaminado por elementos más pesados ​​forjados en el interior de esas estrellas, también comienza a llenarse de una fina neblina de moléculas de todos los sabores. El espacio interestelar contiene más de 150 especies de moléculas identificadas, y probablemente haya muchas más. Algunas son simples, unas con pocos átomos y otras más complejas. Están por todo los sitios, en las nebulosas, en los sistemas proto-estelares y en el más tenue gas caliente que hay entre las estrellas. La gran mayoría también son orgánicas (en otras palabras, que implican carbono), y parece que se han formado in situ. Pero, ¿cómo es posible que pueda darse la química molecular en las ralas y frías profundidades del espacio?

Las reacciones que construyen moléculas complejas en el gas frío y fino, por lo general necesitan de alguna ayuda, no se puede, simplemente, poner dos átomos individuales en una cita a ciegas y esperar lo mejor. Tal vez un perdido fotón ultravioleta que en su errabundo viaje arranca el electrón de un átomo, creando un ion químicamente ansioso de estabilizarse. O aún mejor, como auténtico iniciador, podría ser un fluido químico más ligero con la capacidad para combinar átomos. La naturaleza, sólo necesita lo justo. Mientras que el hidrógeno molecular (H2) es la molécula más abundante del universo, el siguiente más abundante es el robusto sonido «hidrógeno molecular protonado» o H3+. Como su nombre indica, el H3+ es el ordinario y antiguo hidrógeno molecular con un protón adicional, creando una estructura estable pero altamente reactiva (y ácida).

El H3+ se produce fácilmente en el espacio interestelar cuando las partículas de rayos cósmicos (por ejemplo, en rápido movimiento de electrones) ionizan una molécula normal de H2 con una carga positiva H2+, entonces se divide en otro H2 para capturar ese protón extra (junto con otro electrón) y formar el H3+. Y aquí es donde empieza la diversión.

La mayoría de la química de iones y moléculas tiene lugar en ambientes interestelares, y comienza con el H3+, que es la madre de las moléculas. La ilustración de abajo (tomada de la obra del profesor Ben McCall de la Universidad de Illinois, en Urbana-Champaign), presenta sólo algunas de las cadenas de reacciones químicas donde el H3+ juega un papel fundamental.

El H3+ está en la raíz de la química interestelar (Crédito: Ben McCall 2001)

Es impresionante. Hay una ruta para el agua, otra para el cianuro (un ingrediente clave para la química más compleja del carbono, incluyendo elementos como los aminoácidos), y quizás lo más importante, hay una ruta para las arbitrariamente largas cadenas de carbono.

Así que, ¿todos provenimos del H3+? Una de las cosas más interesantes sobre el hidrógeno molecular protonado es que se esperaba de su existencia e importancia en el cosmos mucho antes de que se detectara en el medio interestelar de nuestra galaxia. También sirve como estructura de referencia para los químicos cuánticos. La detección fue un tanto difícil, porque los astrónomos no sabían realmente cómo sería la firma espectral de esta molécula. Después de un trabajo duro, finalmente dio sus frutos en los años 1980. La comprensión de la prevalencia del H3+, los diferentes ambientes que produce y, por supuesto, el papel que desempeña en la raíz de la química interestelar es un asunto en marcha. Pero a medida que avanzamos en su conocimiento, parece que la H3+ es realmente un fenómeno de amplitud galáctica, formando incluso los alrededores de las supernovas y las atmósferas planetarias ( en Júpiter es el refrigerante dominante de la ionosfera).

Crear objetos como los planetas rocosos, y cubrirlos con agua y de compuestos básicos de carbono no es poco, y todo debido a la química que tiene lugar en el espacio profundo. Aunque ninguna de esas antiguas y heladas moléculas, de origen verdaderamente interestelar, necesariamente terminan intactas en una superficie planetaria, y según qué casos, tampoco todos los escenarios de viveros estelar nebulares dan para ello. Pero, desde la formación de polvo microscópico cósmico hasta los grandes pedazos de material, la química es básica. Todavía no conocemos todas las posibles rutas de aglomeración de la materia que pueden enriquecer las moléculas de una nube de gas y que acabe convirtiéndose en estrellas y planetas, pero creo que la H3+ es una apuesta bastante buena y que sin ella las cosas resultarían muy diferente.

La manera exacta, sobre cómo la química interestelar y la química proto-estelar influye en la viabilidad de los sistemas planetarios y los capacita para albergar la vida es una gran cuestión abierta. Pero, parece claro que dos, y luego tres átomos de hidrógeno, puede ser todo lo que se interpone entre nosotros y un vacuo y sólo aparentemente estéril cosmos.

• Referencia: ScientificAmerican.com, por Caleb A. Scharf, 02 de agosto 2011
• Autoría: Caleb A. Scharf, es director del Centro Multidisciplinario de Astrobiología de la Universidad de Columbia. Ha trabajado en los campos de la cosmología observacional, astronomía de rayos X, y más recientemente en ciencia exoplanetaria.