La Nebulosa Omega NGC 6618

Si miramos en Internet, lo primero que aparece es:

“La Nebulosa Omega (también conocida como la Nebulosa del cisne, la Nebulosa del calzador, la Nebulosa de la langosta, M17 y NGC 6618) es una región HII en la constelación de Sagitario. Fue descubierta por Philippe Loys de Chéseauxen 1745 y Charles Messier la catalogó en 1764.

La Nebulosa Omega se encuentra a una distancia entre 5000 y 6000 años luz, y tiene un tamaño de unos 15 años luz de diámetro, estando asociada a una nube molecular de unos 40 años luz de diámetro y una masa de 30000 masas solares. La masa total de la Nebulosa Omega se calcula en unas 800 masas solares y es una de las regiones HII más brillantes y masivas de nuestra galaxia; si no aparece más impresionante es por verse prácticamente “de canto”.

Existe un cúmulo (NGC 6618) en la nebulosa, que contiene en su centro dos estrellas de tipo espectral O4V, y además dos estrellas de tipo O5V, y 100 estrellas de tipo espectral más temprano que el B9. Es la radiación de esas estrellas jóvenes y calientes -sobre todo la de las dos O4V- la que excita y hace brillar los gases de la nebulosa; estudios recientes muestran que éste es uno de los cúmulos más jóvenes conocidos, con una edad que no llega ni al millón de años y que la nebulosa seguramente alberga entre 8000 y 10000 estrellas que han nacido en ella, 1/3 de ellas en el cúmulo NGC 6618.”

Sin embargo, la Nebulosa es mucho más de lo que arriba podemos leer, tiene algunos nombres alternativos como Nebulosa de la Herradura y la Nebulosa del Cisne y ha sido descrita con la forma de la letra griega omega y de otras figuras conocidas.

Por mi parte, cuando contemplo esa inmensa nube, lo que puedo ver es la formación de moléculas en el medio interestelar. El papel de las móleculas en Astronomía se ha convertido en un árca importante desde el descubrimiento de las primeras especies poliatómicas en el medio interestelar. Durante tres décadas, más de 150 especies moleculares han sido descubiertas gracias al análisis espectral de la radiación.

Muchas resultan muy exóticas para estándares “terrestres” (iones radicales), pero buena parte de éstas pueden reproducirse en plasmas de laboratorio. Aparte del interés intrínseco y riqueza de procesos químicos que implican, estas especies influyen en la aparición de nuevas estrellas por su capacidad de absorber y radiar la energía resultante del colapso gravitatorio, y facilita la neutralidad global de cargas, mucho más eficientemente que los átomos. Su formación en el espacio comienza con la eyección de materia al medio interestelar por estrellas en sus últimas fases de evolución y la transformación de esta por  radiación ultravioleta, rayos cósmicos y colisiones; acabando con su incorporación a nuevas estrellas y sistemas planetarios cada vez más ricos en materiales complejos, en un proceso cíclico de miles de millones de años.

El H₂ y otras moléculas diatómicas homonucleares carecen de espectro rotacional. Detectando las débiles emisiones cuadrupolares del H₂ frente a H abrumadoramente alto (~10⁴) en nubes interestelares con densidades típicas de ~10⁴ partículas/cm³ (¡10  ̄¹⁰ Pa!); pero dada la ineficiente asociación radiactiva del H para formar H₂, ya mencionada, el H₂ debe producirse en las superficies de granos de polvo interestelar de Carbono y Silicio, con diámetros ~ 1nm – μm, relativamente abundantes en estas nubes.

Experimentos recientes de desorción programada sobre silicatos ultrafrios, demuestran que tal recombinación ocurren realmente vía el mecanismo de Lengmuir-Hinshelwood, si bien los modelos que expliquen las concentraciones de H₂ aún deben ser mejorados.

Por otro lado, ciertas regiones de las Nebulosas en etapas libres de condensación estelar presentan grados de ionización ~10  ̄⁸ – 10  ̄⁷ a temperaturas ~ 10 K. La ionización inicial corresponde principalmente al H₂⁺, que reacciona eficientemente con H₂, dando H₃⁺ + H (k= 2·10⁹ cm³ · s. El H₃⁺, de estructura triangular, no reacciona con H₂ y resulta por ello muy “estable” y abundante en tales regiones nebulosas, donde ha sido detectado mediante sus absorciones infrarrojas, caracterizadas por primera vez en 1980 en descargas de H₂ en laboratorio.

Otros iones significativos y en cuya formación juega un pepel clave el H₃⁺, son los iones protonados resultantes de reacciones X + H₃⁺ → XH⁺ + H₂, donde X = O, C, N, CO y N₂ mayoritariamente. Así se inician mecanismos más o menos complejos que, basados primordialmente en reacciones exotérmicas sin barrera con altos valores de k independientes de la temperatura, conducen a la aparición de moléculas tan significativas como H₂O o HCN y una gran variedad de hidrocarburos, que podrían contribuior a explicar en el futuro el origen de la vida.

La detección por espectroscopia infrarroja de  COH⁺ y N₂H⁺, formados en reacciones con H₃⁺ a partir de CO y N₂, permite estimar la proporción N₂/CO existente en estas regiones, ya que el N₂ no emite en infrarrojo. Descargas de H₂ a baja presión con trazas de las otras especies en laboratorio conducen casi instantáneamente a la aparición de tales iones y moléculas, y su caracterización puede contribuir a la comprensión de este tipo de procesos.

De lo que no cabe dudal alguna a estas alturas es de que en estas nebulosas, se producen procesos  de alto valor científico para el estudio de las transformaciones de la materia que llegan hasta el límite máximo de producir los ingredientes primarios e ineludibles para el surgir de la vida en los mundos que, más tarde, se formaran con esos mismos materiales.

Cuando observamos una Nebulosa, estamos viendo mucho más que esas figuras sugestivas y no pocas veces bellas que forman el gas y el polvo ionizados por la radiación ultravioleta de las estrellas jóvenes y los vientos estelares. Allí, en esas regiones, se están cociendo los más complejos  quisos que darán lugar al material biologíco y químico que muchos millones de años más tarde, haran posible que seres como nosotros, o, parecidos, puedan surgir en un planeta que, como el nuestro, reuna las condiciones adecuadas, y, desde luego, nada de eso será posible sin la contribución de las Nebulosas (semilleros de la vida de nuevas estrellas y…de seres). Lo curioso del caso es que, estos inmensos objetos del Universo, a los que llamamos Nebulosas, son el producto de la muerte de las estrellas. Por eso precisamente decimos a menudo que somos “polvo de estrellas”, y, nunca podremos decir palabras más ciertas. Los materiales de los que estamos hechos, fueron fabricados en las estrellas.

Estrellas que nacen en las Nebulosas, viven y mueren para crear nuevas Nebulosas de las que surgirán ingentes cantidades de nuevas estrellas. En ese proceso del nacimiento de nuevos soles, por regla general, éstos van acompañados de una cohorte de planetas de distintas conformaciones y situados a distintas distancias del astro rey. Es natural que los planetas, tengan acompañantes más pequeños a los que llamamos lunas o satélites naturales. Son los sistemas planetarios que, al igual que el nuestro, orbitan a una estrella que les suminstra luz y calor y, si alguno tiene suerte y se encuentra a la distancia adecuada, puede ser rico en eso que llamamos “vida”.

¿Es todo un ciclo que se repite una y otra vez?

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