Context
Repassarem aquí la formació inicial dels nuclis (H+), àtoms (H) i molècules (H2 i H3) d’hidrogen en la nucleosíntesi primordial després del Big Bang. Comentarem la formació de molècules d’aigua a partir d’àtoms d’hidrogen i oxigen, molècules finalment arribades al sistema solar i a la Terra al final d’un temps inimaginable.
Origen del nostre hidrògen
Durant la nucleosíntesi primordial, fins uns 15 minuts després del Big-Bang, es van formar alguns elements lleugers com l’hidrogen (H), el deuteri, amb un neutró addicional (D), i els isòtops d’heli i liti (³He, 4He i 7Li), produint un univers compost majorment per l’hidrogen. Així, l’hidrogen o productor d’aigua, és l’element químic, l’àtom, amb un sol protó i un sol electró, representat pel símbol H. És el més lleuger dels elements i el més abundant (75% de la matèria visible de l’univers i més del 90% en nombre d’àtoms).
En l’univers, l’hidrogen es troba principalment en la seva forma atòmica (H) i en estat de plasma en les estrelles, amb propietats diferents de les de l’hidrogen molecular H2 principalment localitzat en les nebuloses interestel·lars. Com a plasma, l’electró i el protó de l’hidrogen no es troben lligats jugant un paper fonamental com a combustible de les estrelles per mitjà de les reaccions de fusió nuclear entre nuclis d’hidrogen. Sota condicions de relativa baixa pressió i temperatura com en els núvols interestel·lars provinents molts d’ells directament del Big Bang (o bé de l’explosió d’estels posteriors), l’hidrogen es troba majoritàriament en forma de gas diatòmic molecular (H2) i està associat a la formació de noves estrelles.
Quadre IV. Estimació del nombre d’àtoms en cèl·lules, éssers humans i en l’univers
Galàxies en l’univers observable……………………………1011
Estrelles en l’univers…………………………………….2 x 1022
Àtoms d’hidrogen en una estrella mitjana (el sol)..…….….1057
Àtoms d’hidrogen en l’univers………………………………1080
Àtoms en un cos humà mitjà…………………………….7 x 1027
Àtoms en una cèl·lula humana……………………………..1014
En el Quadre IV es mostra una estimació del nombre d’àtoms d’hidrogen en comparació del nombre de galàxies i estrelles i d’àtoms en organismes i cèl·lules. Estimacions basades en funció del que sabem actualment i que es poden trobar fàcilment en la Wikipedia. El nombre de cèl·lules del cos humà és aproximadament igual al nombre d’àtoms d’una cèl·lula humana.
Actualment, en la Terra, l’hidrogen gasós és poc abundant en l’atmosfera a causa de la seva petita massa que li permet escapar a la influència de la gravetat del planeta. La major part de l’hidrogen terrestre es troba formant part de compostos químics com ara els hidrocarburs o l’aigua.
Formació de l’aigua
L’aigua està formada per hidrogen i oxigen, àtoms força abundants en l’univers (figura 13). L’hidrogen originat sobretot en la nucleogènesis inicial i l’oxigen format a partir de la fusió de l’hidrogen en estels de la primera generació i subseqüents. Al final de la seva existència, les estrelles poden explotar com a supernoves en el cas que siguin estrelles molt massives, disseminant els seus elements. També poden expulsar sense explosió les capes externes del seu embolcall gasós, formant nebuloses planetàries en el cas d’estrelles de massa similar al Sol. D’aquesta manera, els àtoms pesats que han format s’alliberen a l’espai interestel·lar. En el mitjà interestel·lar el gas i la pols que hi són presents des de l’inici, juntament amb els expulsats, no es distribueixen uniformement. En les parts més denses on la radiació ultraviolada d’estrelles perifèriques no pot arribar completament, es formen a prop de 200 molècules diferents.
Així, en els núvols moleculars entre galàxies i estrelles, es donen les condicions per a la formació de molècules a partir dels àtoms presents (recordem el cicle CNO que hem vist anteriorment, capítol 4, figura 5) com l’amoníac (NH3), el monòxid de carboni (CO) i l’aigua (H2O). A causa de les condicions de pressió i temperatura del mitjà interestel·lar, l’aigua es troba generalment en estat sòlid o gasós. En els núvols moleculars relativament freds, les molècules d’aigua formades es poden mantenir com a gel o com a vapor d’aigua dipositat en la superfície dels granets de pols. Quan aquests núvols col·lapsen per efecte de la seva pròpia gravetat i formen noves estrelles, l’aigua es queda en els discos protoplanetaris al voltant de la protoestrella. Les elevades temperatures en l’estel mateix trenquen les molècules d’aigua que podrien quedar en aquest lloc central. Amb el temps, els discos evolucionen i els grans de pols congelats s’aglomeren fins a formar un sistema solar amb planetes i cometes. Això és el que va passar en el nostre sistema solar.
Figura 13. Representació d’una molècula d’aigua (H2O) amb quatre electrons compartits entre oxigen i hidrògens.
En la Terra
Fa uns 4.500 milions d’anys, quan es va formar la Terra, encara no hi havia aigua. Va arribar al nostre planeta amb la col·lisió d’algun o alguns cossos estel·lars uns 800 milions d’anys després de la seva formació. Es creu que l’aigua en la Terra podria provenir d’asteroides i potser no tant de cometes, o potser de tots dos cossos. En alguns cometes, l’anàlisi de la proporció de deuteri-hidrogen (la ràtio D/H) és tres vegades més gran que la de l’aigua dels oceans de la Terra mentre que en altres, la proporció és més propera a la dels oceans. En els asteroides, les proporcions d’aquests isòtops també és molt diversa.
Així doncs, en el mitjà interestel·lar, l’aigua es troba generalment en estat sòlid o gasós donades les condicions de pressió i temperatura existents. En la Terra, la possibilitat de l’aigua líquida permetrà el moviment i la interacció de molècules i partícules que podran seguir la tendència gregària fins a la formació de cèl·lules i organismes complexos.