Veinte años no son nada (para el carburo de silicio)

Estructura a gran escala de la envoltura circunestelar IRC+10216.
Estructura a gran escala de la envoltura circunestelar IRC+10216.

Suena el tango de Gardel “Volver”, ese que tanto me gusta y al que he recurrido en alguna ocasión por sus implicaciones temporales, y llego a esa parte en la que canta “que veinte años no es nada”. Y no puedo evitar acordarme de la molécula SiCSi y del carburo de silicio (SiC, no confundir con sic). Todo porque, en la década de 1990, ya se hablaba de que SiCSi era sin duda un eslabón perdido en la formación del carburo de silicio y que debía haber mucho en las regiones más íntimas y recónditas de las envolturas de estrella moribundas ricas en carbono. Pero, mire usted por dónde, han debido pasar veinte años para poder confirmarlo mediante observaciones astronómicas.

La molécula SiCSi está formada por dos átomos de silicio y un átomo de carbono. El hecho de que se haya denominado “eslabón perdido” es sencillo, aunque vamos a tener que explicarlo paso a paso.

Para empezar, volvemos a nuestra envoltura fetiche, la que está proporcionando una grandísima cantidad de información a los astroquímicos. Hablamos de la envoltura de la estrella CW Leonis, a la que se conoce como IRC+10216. Recordemos que se trata de una estrella evolucionada, una estrella que ha comenzado la fase final de su vida, eyectando al medio la materia que la compone en forma de capas. Al final de su vida formará una nebulosa planetaria y, en su centro, quedará una estrella enana blanca. Pero aún falta mucho para eso.

Situada a unos 400 años luz de nosotros, esta estrella es una de las fuentes infrarrojas más brillantes del cielo y, gracias a su proximidad, podemos estudiar su envoltura con mucho detalle (y más desde que contamos con herramientas con Herschel y ALMA). IRC+10216 ha resultado ser excepcionalmente rica en especies moleculares (de hecho, la mitad de las especies interestelares y circunestelares conocidas se han observado en esta envoltura rica en carbono). Pero la astroquímica tiene una forma interdisciplinar de funcionar: no basta con las observaciones, hay que corroborar la información en un laboratorio.

El laboratorio

Antes de interpretar las observaciones astronómicas, la astroquímica busca respuestas en los laboratorios. Allí es donde se trabaja para caracterizar especies moleculares y procesos químicos, emulando las condiciones que se dan en entornos muy concretos (como las envolturas de estrellas evolucionadas o el medio interestelar).

Los expertos llevaban muchos años intentando “pillar” a la molécula de SiCSi, pero se ha hecho mucho de rogar. Tras numerosos intentos, McCarthy et al. (2015, Universidad de Harvard) consiguió sintetizarlas y caracterizarlas en laboratorio, lo cual permitió confirmar que lo que se veía en las observaciones astronómicas era, efectivamente, la molécula SiCSi.

Según afirma José Cernicharo, investigador del ICMM-CSIC que lidera este estudio, «Por fin era posible poner un nombre a aquellas líneas obtenidos por el equipo de astrónomos de Astromol/Nanocosmos: en total, 112 líneas de esta molécula en el espectro de IRC+10216 utilizando datos del radiotelescopio IRAM 30m [1]».

Al obtener una caracterización espectroscópica tan precisa, era posible validar la hipótesis de que esta molécula es abundante en este tipo de ambientes, donde es muy probable que juegue un papel fundamental en las primeras etapas de formación de granos de polvo de carburo de silicio (SiC). Sin embargo, sigue habiendo muchas incógnitas sobre ese papel.

¿Cómo se forman los granos de polvo?

Sabemos que los granos de polvo, un componente ubicuo en el medio interestelar de las galaxias, se sintetizan, principalmente, en dos tipos de fuentes: en los vientos internos de las estrellas AGB (rama asintótica de las gigantes) [2] y en la eyección de las estrellas masivas cuando estallan como supernovas.

En las supernovas pueden formarse diferentes tipos de polvo dependiendo del grado de enriquecimiento en elementos pesados, aunque la eficacia de la formación de polvo en supernovas es todavía tema de debate (de hecho, estudios recientes con el telescopio espacial Herschel apuntan a que las masas de polvo formadas son mucho mayores de lo que se pensaba anteriormente).

La formación de los granos de polvo puede simplificarse explicándolo como un proceso de dos etapas: primero se forman las “semillas”, denominadas semillas de nucleación, a partir de especies en fase gas compuestas por elementos químicos de un elevado carácter refractario. Cuando hablamos de carácter refractario nos referimos a aquellos elementos químicos que, por debajo de una cierta temperatura (cuanto más elevada es la temperatura mayor es el carácter refractario), tienden a desaparecer de la fase gas y a participar en la formación de condensados sólidos.

La segunda etapa implica el crecimiento del grano: sobre los núcleos formados se condensan compuestos de un cierto carácter refractario (en teoría, menos refractarios que los elementos que han formado el núcleo). Es decir, tras formarse un pequeño núcleo, van pegándose átomos y moléculas al mismo.

Aún hay muchos misterios en esta secuencia de acontecimientos, empezando por el paso fundamental de la formación de las semillas de la nucleación, en que especies simples en fase gas pasan a agregarse para formar nanopartículas. De hecho, ese es uno de los objetivos de Nanocosmos: recrear en un laboratorio este proceso para aprender más sobre cómo nacen esos granos de polvo.

El carburo de silicio (SiC): grano versus molécula

Los granos de carburo de silicio (SiC) son abundantes en el espacio. De hecho, su presencia en micrometeoritos es una prueba de la importancia de la química de estos compuestos (SiC, Si2C y SiC2) en el entorno de las estrellas gigantes rojas [3].

Eso es porque los micrometeoritos son un repositorio de materia primigenia, dado que suponemos que estos restos se formaron en la misma nube molecular de la que surgió todo el Sistema Solar. Si eso es así, la nube molecular primigenia podría, a su vez, estar formada por material eyectado por una estrella gigante roja [3] al medio interestelar. Esto cerraría, por ahora, el ciclo del carburo de silicio: de una estrella moribunda al medio interestelar, donde se formaría una nube de la que, a su vez, nacerían estrellas que acabarían muriendo, bien como supernovas o como estrellas gigantes rojas, y así sucesivamente. Pero conocer el proceso no nos explica cómo nace el carburo de silicio.

Por un lado, sería lógico pensar que los precursores moleculares a partir de los cuales nacen estos granos de carburo de silicio fueran las propias moléculas en fase gas de carburo de silicio, pero parece ser que no es el caso.

De hecho, la molécula de carburo de silicio (SiC) en fase gas se ha detectado en las regiones externas de la envoltura de IRC +10216 (y no en las internas). Por tanto, si no está en las internas, es que no participa en la formación de los granos. En cambio, en las capas más internas, donde se forma el polvo, las moléculas más abundantes que contienen enlaces Si−C son el SiC2 y la recién descubierta SiCSi.

Ambas moléculas deben jugar un papel clave en la formación de granos de polvo de carburo de silicio (SiC). Si a esto sumamos que la abundancia de SiCSi disminuye a medida que nos alejamos de la estrella, los datos nos sugieren que estas moléculas podrían estar incorporándose progresivamente a los granos de carburo de silicio a medida que pasan a un entorno más frío.

Para seguir profundizando en este proceso de nacimiento y formación de los granos de carburo de silicio será necesario llevar a cabo observaciones interferométricas de alta resolución. Seguimos sin saber cómo nace esa semilla de nucleación, ya sea la del carburo de silicio o la de cualquier otro grano de polvo. De nuevo, los laboratorios y los proyectos de frontera como Nanocosmos, nos ayudarán a obtener más datos con los que dibujar con más claridad el camino de la formación de los granos de polvo que pueblan el medio interestelar y que son tan importantes en el proceso de formación de estrellas y planetas. Tal vez, rememorando de nuevo a Gardel, no debamos esperar otros veinte años para desvelar este misterio.

Notas

[1] Nueve de estas líneas también se han detectado con el Submillimeter Array (SMA).

[2] Las estrellas AGB son estrellas con masas inferiores a unas 8 masas solares que se encuentran en sus últimos estadios evolutivos. Desde principios del siglo XX se sabe que, en las fotosferas de las estrellas AGB, hay moléculas como el TiO, VO, ZrO, CN, C2 y C3, entre otras.

[3] La presencia de carburo de silicio en estrellas AGB ricas en carbono fue confirmada por primera vez en la década de 1970.

Artículo elaborado a partir de la nota de prensa de ASTROMOL: “Cómo se forma el carburo de silicio”.

Enlaces:

– Artículo científico: “Discovery of SiCSi in IRC +10216: A missing link between Gas and Dust Carriers of SiC Bonds”

Imagen 1: Estructura a gran escala de la envoltura circunestelar IRC+10216, vista a través del brillo de la línea J=2-1 de monóxido de carbono (CO). Las observaciones se han realizado con el radiotelescopio IRAM 30m (Granada) y se encuentran descritas en el artículo (Cernicharo et al 2015, A&A, 575, A91). La región en la que se ha encontrado la molécula SiCSi y en donde tiene lugar la formación de los granos de polvo corresponde a la región más interna.



Por Natalia Ruiz Zelmanovitch
Publicado el ⌚ 16 junio, 2015
Categoría(s): ✓ Astronomía • Ciencia • Química