Los hilos de la evolución: CAPÍTULO XIV
Evolución química
14.1. Definición
La evolución química es una etapa crucial en la evolución cosmológica que describe cómo el universo no solo se expande y se enfría, sino que también se vuelve químicamente más complejo. Esta complejidad química es fundamental para la diversidad de mundos y potencialmente para el desarrollo de la vida tal como la conocemos. La evolución química es testimonio de la capacidad del universo para generar orden, creando las condiciones necesarias para la emergencia de sistemas complejos, como señala el estudio de la entropía y la termodinámica en la evolución del universo.
14.2. Etapas de la evolución química
Alrededor de 8.500 millones de años después del Big Bang, las estrellas más masivas y de vida más corta comenzaron a colapsar, produciendo elementos más pesados que el hidrógeno y el helio en el proceso, que fueron expulsados al espacio como nubes de gas y, en algunos casos, dependiendo de varios factores, formaron discos protoplanetarios alrededor de estrellas de 'segunda generación'. En otras palabras, en la evolución cósmica hay una bifurcación que conduce tanto a la evolución química orgánica como inorgánica y la evolución cosmológica continúa produciendo la variedad de cuerpos estelares conocidos, tales como todo tipo de estrellas, agujeros negros, nebulosas, planetas, asteroides, cometas, y más. Las siguientes etapas en la evolución química desde los átomos de hidrógeno pueden considerarse.
14.2.1.- Las reacciones nucleares tienen lugar en las estrellas, lo que provoca que los núcleos de los átomos de hidrógeno se combinen con los del deuterio para formar núcleos de helio. Esta reacción libera enormes cantidades de energía. Dependiendo de la temperatura y masa de la estrella, también pueden formarse átomos de litio y otros metales ligeros. La estrella se contrae.
14.2.2.- La contracción continúa al final de la liberación de energía, y la temperatura de la estrella aumenta nuevamente. Más allá de cierto umbral, comienza una reacción entre el hidrógeno, el litio y otros metales ligeros presentes en el cuerpo de la estrella, produciendo los primeros elementos no metálicos como el carbono (C), oxígeno (O) y nitrógeno (N). Nuevamente, se libera energía y la contracción se detiene.
14.2.3.- Cuando el litio y otros materiales ligeros se consumen, la contracción se reanuda, y la estrella entra en la etapa final de su desarrollo en la cual el hidrógeno se transforma en helio a temperaturas notablemente altas gracias a la acción catalítica del carbono y el nitrógeno. Esta reacción termonuclear es característica de la secuencia principal de estrellas y continúa hasta que todo el hidrógeno se consume.
14.2.4.- La estrella se convierte en una gigante roja y alcanza su mayor tamaño cuando todo su hidrógeno central ha sido convertido en helio. Si continúa brillando, la temperatura del núcleo debe aumentar lo suficiente para producir la fusión de los núcleos de helio. Durante este proceso, la estrella probablemente se convierta en mucho más pequeña y densa.
14.2.5.- Cuando ha gastado todas las posibles fuentes de energía nuclear, se contrae nuevamente y dependiendo de su masa se convierte en una estrella más pequeña, una enana blanca, una estrella de neutrones o incluso un agujero negro. Esta etapa final puede estar marcada por explosiones conocidas como novas o supernovas, que ocurren cuando la estrella se desprende de su capa exterior y devuelve elementos al medio interestelar, más pesados que el hidrógeno, que ha sintetizado en su interior. Hasta la fecha, se han detectado muchos elementos pesados como el estroncio, la plata y el oro en algunas explosiones de supernova.
14.2.6.- Las generaciones de estrellas formadas a partir de este material comenzarán sus vidas con un surtido más rico de elementos pesados que la generación anterior. Las estrellas que desprenden sus capas exteriores de manera no explosiva se convierten en nebulosas planetarias, estrellas viejas rodeadas por esferas de gas que irradian en un rango múltiple de longitudes de onda.
14.2.7.- Los elementos más pesados de la tabla periódica, incluidos los radiactivos como el uranio, no formaron parte de la composición inicial del universo; se forjaron en las condiciones extremas de las explosiones estelares y las colisiones cósmicas. Es decir, en supernovas y fusiones de estrellas de neutrones.
14.3. La detección de los elementos pesados
Por primera vez, un elemento pesado recién formado, el estroncio, se ha detectado en el espacio. Ha sido tras la fusión de dos estrellas de neutrones y fue observado por el espectrógrafo X-shooter de ESO, instalado en el VLT (Very Large Telescope). La detección confirma que los elementos más pesados del universo pueden formarse en fusiones de estrellas de neutrones, proporcionando una de las piezas que faltaban al rompecabezas de la formación de elementos químicos. Estos resultados fueron publicados en la revista Nature.
14.4. Evolución de la química orgánica
Cuando el carbono surge en una bifurcación de la evolución química, también emergen las leyes de la química orgánica. Según el investigador John Oró,1 la formación de carbono ocurre dentro de las estrellas a cien millones de grados Celsius en una reacción de probabilidad excepcionalmente baja donde tres núcleos de He colisionan y se condensan dando lugar a un núcleo de 12C. Algunas estrellas son ricas fuentes de compuestos de carbono y moléculas orgánicas. Los núcleos de N se generan catalíticamente en las estrellas, pero mediante un proceso diferente, el ciclo C, O, N. La formación de otro elemento biogénico, P (fósforo), requiere muchas reacciones nucleares complejas, lo que explica su baja abundancia en el cosmos. Las estrellas en las que se produce carbono también son generadoras de compuestos orgánicos y moléculas. Los elementos biogénicos que se forman en la parte central de estas estrellas emigran a las regiones exteriores más frías. Allí, las reacciones químicas más comunes dan lugar a las combinaciones más elementales de dos y tres átomos, produciendo compuestos que pueden ser observados en las atmósferas estelares. Entre las especies moleculares más comúnmente detectadas presentes en las atmósferas de las estrellas de secuencia principal están: C2, CN, CO, CH, NH, OH, y una de gran importancia, H2O. Recientemente se han descubierto más moléculas en nubes de polvo interestelar, incluyendo las moléculas de propenal de ocho átomos (C3H4O), y la molécula de propanal de 10 átomos (C3H6O), probablemente marcas de la evolución química en el espacio. Más de cien especies químicas han sido identificadas en el medio interestelar por los espectros moleculares distintivos de su fase gaseosa. Todas estas moléculas, iones y radicales son relativamente simples, y la mayoría de ellas están compuestas por unos pocos átomos. Aproximadamente el 75% de las especies conocidas ahora son orgánicas, es decir, contienen átomos de carbono o carbono unido al hidrógeno. Los elementos biogénicos son los elementos reactivos más abundantes en el universo; además, la mayoría de las moléculas interestelares conocidas contienen carbono.
14.5. La vida, implícita en el universo
Por lo tanto, Oró afirma, podemos razonablemente decir que, en esencia, el universo es orgánico, completamente preparado para que la vida emerja donde y cuando las condiciones lo permitan. Los procesos de evolución de la materia son parcialmente conocidos por la ciencia (física cuántica, cosmología, termodinámica, química inorgánica, etc.), y también lo son las leyes que los gobiernan. Encontrar todas las leyes fundamentales, así como las leyes emergentes más complejas, debería ser el principal objetivo de la ciencia. El biólogo Jordi Bascompte2 considera que la vida es casi inevitable cuando ocurren las condiciones límite correctas y, por lo tanto, es muy probable que, dado el considerable número de planetas con las condiciones adecuadas, se pueda esperar que haya vida en otros planetas. Por ahora, el conocimiento que tenemos indica que la evolución química fue un pilar fundamental en la evolución de la materia hacia la vida. La gran mayoría de los elementos químicos existentes en la Tierra están presentes en el cuerpo humano. Nos damos cuenta de que la naturaleza tiende a buscar estados de equilibrio. Si la presencia de cierto elemento es alta, es lógico pensar que su estructura es equilibrada y, por lo tanto, más probable.
Dos recientes descubrimientos nos confirman lo aseverado por Jordi Bascompte:
Los astrónomos han detectado las moléculas orgánicas conocidas más lejanas del universo utilizando el telescopio espacial James Webb. Es la primera vez que el Webb detecta moléculas complejas en el universo lejano. Las moléculas complejas se encontraron en una galaxia conocida como SPT0418-47, situada a más de 12,000 millones de años luz. El descubrimiento ilustra las interacciones químicas que se produjeron en las primeras galaxias del universo y su relación con la formación de estrellas.
En la Tierra, estas moléculas, denominadas hidrocarburos aromáticos policíclicos, se encuentran en el humo, el hollín, la niebla tóxica, los gases de escape de los motores y los incendios forestales.
La base de las moléculas orgánicas es el carbono, considerado uno de los componentes básicos de la vida porque es un elemento clave de los aminoácidos, que forman las proteínas. La luz de la polvorienta galaxia comenzó a viajar por el cosmos cuando el universo tenía menos de 1,500 millones de años, apenas un poco más del 10% de su edad actual, 13,800 millones de años.
Según un nuevo estudio, los astrónomos han detectado los ejemplos más antiguos conocidos de moléculas orgánicas complejas en el universo. Los científicos han hallado en el centro de la galaxia los inicios de una química portadora de vida. Se ha detectado isopropilcianuro en una nube de formación estelar a 27,000 años luz de la Tierra. Su estructura de carbono ramificado se asemeja más a las complejas moléculas orgánicas de la vida que cualquier otro hallazgo anterior en el espacio interestelar. El descubrimiento sugiere que los componentes básicos de la vida pueden estar muy extendidos por nuestra galaxia.
Se han descubierto varias moléculas orgánicas en el espacio interestelar, pero el cianuro de i-propilo es la primera con una columna vertebral de carbono ramificado. La estructura ramificada es importante, ya que demuestra que el espacio interestelar podría ser el origen de moléculas ramificadas más complejas, como los aminoácidos, necesarios para la vida en la Tierra.3
Según el estudio, estas sustancias químicas, muy parecidas a las que se encuentran en el humo y el hollín de la Tierra, residen en una galaxia primitiva que se formó cuando el universo tenía aproximadamente el 10% de su edad actual.
Las moléculas, basadas en el carbono, técnicamente conocidas como hidrocarburos aromáticos policíclicos, se encuentran en los depósitos de petróleo y carbón de la Tierra, así como en el smog.
"Las moléculas que encontramos no son simples cosas como agua o dióxido de carbono", dijo a space.com el autor principal del estudio, Justin Spilker, astrónomo de la Universidad A&M de Texas en College Station. "Se trata de moléculas grandes y flexibles con docenas o cientos de átomos".4
14.6. Comunicación química
“De la misma manera que las invenciones útiles son adoptadas rápidamente por los grupos humanos, la comunicación química tuvo que haber sido adoptada rápidamente por los organismos unicelulares mediante transmisión genética horizontal y el mecanismo evolutivo… La comunicación química fue uno de los factores que permitieron el salto de los organismos unicelulares a la multicelularidad, pero también continuó siendo utilizada entre los organismos multicelulares con el fin de comunicarse entre sí y con su medio ambiente”.5
Notas:
1. Oró, John. Historical Understanding of Life’s Beginnings. En Life’s Origin, ed. William Schopf. University of California Press, Berkley-Londres, 2002.
2. Jordi Bascompte Sacrest es un biólogo, ecólogo, investigador y catedrático universitario español.
3. “El Webb realiza la primera detección de molécula crucial de carbono”, https://www.nasa.gov/universe/webb-makes-first-detection-of-crucial-carbon-molecule/
4. "James Webb Space Telescope Spies Earliest Complex Organic Molecules in the Universe”. Acceso en https://www.space.com/james-webb-space-telescope-earliest-complex-organic-molecules
5. Herrera Paz, Edwin Francisco. Superorganismo universal. Una teoría de la evolución hacia la complejidad