WILDER CHICANA MIEMBRO HONORARIO DEL GRUPO GODOFREDO GARCIA

AGUA EN EL UNIVERSO
Por: M.en C. Wilder Chicana Nuncebay[1]
IMPORTANTE: Todas las fotos en este artículo son cortesía del Jet Propulsión Laboratory (JPL) de la NASA.
Sin duda alguna el agua es la sustancia más abundante en nuestro planeta y al mismo tiempo una de las más interesantes, no solamente por su importancia para la vida sino debido a sus fascinantes características físicas y químicas. De hecho, son justamente tales características las que convierten al agua en el componente esencial para el surgimiento y mantenimiento de la vida en nuestro planeta, así como en el as bajo la manga que hizo posible que la filiación planetaria del ser humano fuera “terrícola”, y no marciano o venusino. Además, en nuestro planeta, el agua juega un papel central como eficiente agente modelador: en forma de grandes masas oceánicas regula la temperatura de la Tierra; en forma de mares, ríos y lluvias erosiona los accidentes geográficos; en forma de glaciares y casquetes polares refleja la luz solar hacia el espacio, contribuyendo así a minimizar el efecto invernadero.
La constante actividad de todos estos procesos hace, del nuestro, un mundo con una geología tan activa que hasta los enormes cráteres, producidos por impacto de meteoritos o núcleos cometarios, sobreviven a sus efectos apenas algunos miles o millones de años. Gracias a la distancia que nos separa del Sol (150 millones de kilómetros) y a que la masa de la Tierra es lo suficientemente grande como para retener una atmósfera, podemos encontrar en ella agua en sus tres fases: sólida, líquida y gaseosa.
Después del hidrógeno y el helio, el oxígeno es uno de los elementos más abundantes en el universo y, ya que se encuentra en la proporción de uno a mil con respecto al hidrógeno, parece razonable suponer que cada vez que se dan las condiciones adecuadas automáticamente se producen moléculas de agua; y por lo tanto su formación (a partir de dos átomos de hidrógeno y uno de oxígeno) debería ser un proceso astroquímico bastante generalizado.
Hace unas décadas, la teoría geofísica más popular sostenía que poco después de la formación de la Tierra, aproximadamente 4,600 millones de años atrás, lentamente las rocas dejaron escapar a los gases atrapados en su interior. Estos gases se fueron acumulando en el planeta gracias a la gravedad, dando origen a una atmósfera primitiva. Posteriormente las altas temperaturas determinaron que las moléculas recién formadas, entre ellas las de agua, se encontraran en forma de grandes nubes de vapor. Al enfriarse estos complejos gaseosos, gigantescas precipitaciones llenaron de agua líquida las partes más bajas de la superficie formándose de esta manera los primeros océanos. Se ha calculado que apenas unas decenas, o a lo más, cientos de millones de años después de la formación de nuestro planeta ya existían océanos.
Cuando se hizo esta descripción aún no se tenía la certeza que en el espacio exterior también existían enormes cantidades de agua, en forma de moléculas de vapor de agua y en forma de hielo. Actualmente cada vez se tiene más en cuenta el papel de los cometas y asteroides en la formación de los océanos primitivos en la Tierra. Una de las teorías más populares afirma que el agua como tal, o sus componentes hidrógeno y oxígeno, fue depositada sobre la Tierra por los impactos de grandes cantidades de cometas y asteroides hace unos 4,000 millones de años, principalmente al final de un "intenso período de bombardeo" que pudo haber durado unos 900 millones de años.





Arriba: Hace miles de millones de años cometas y asteroides impactaron en la Tierra depositando sobre ella enormes cantidades de agua.
En la Tierra, casi la totalidad del agua se encuentra bajo la forma de agua salada en mares y océanos. La mayor parte de las aguas dulces está en forma de hielo y en aguas subterráneas. El agua que se ubica sobre suelo continental y el que está en la atmósfera son proporcionalmente las menores cantidades, aunque por supuesto su importancia biológica es enorme.
Ahora presentaremos algunas características del agua que la convierten en la sustancia idónea para la vida y allí radica su mayor interés, no solo para los científicos sino también para el público en general.
a) Las moléculas de agua son polares, lo que quiere decir que si las colocamos en un campo eléctrico, sus extremos se orientarían alineándose con el eje imaginario que pasa por los polos del campo. Un átomo de oxígeno se une con dos de hidrógeno por medio de enlaces que forman entre sí un ángulo de poco más de 105º, al que se le conoce como “puente de hidrógeno” y es tan importante que de no existir, a la temperatura ambiente, el agua sería una sustancia gaseosa (como en el caso del CO2, el NH3, el H2S y el CH4) ya que su tamaño es muy pequeño.
b) El agua es una de las sustancias con mayor capacidad calorífica, lo que quiere decir que al estar unidas sus moléculas mediante fuerzas eléctricas entre las correspondientes zonas positivas y negativas, la cantidad de calor necesaria para evaporar, fundir o calentar el agua es significativamente más elevada que la que se requiere para otras sustancias de tamaño parecido. Esto hace que el agua sea un buen reservorio de calor, ayudando así a regular tanto la temperatura del planeta como la de los organismos vivientes.
c) En promedio la densidad del agua es de 1,000 kg/m3, pero varía ligeramente en función de la temperatura y de las sustancias disueltas en ella. Esto tiene una importancia ecológica considerable ya que la densidad del agua va aumentando a medida que disminuye la temperatura, haciéndose máxima al llegar a los 4 ºC. A partir de aquí, al seguir descendiendo la temperatura, la densidad empieza a disminuir, de tal manera que el hielo, que se forma cerca a los 0 °C, puede flotar en el agua. Esto hace que cuando el mar o un lago se congelan, se forme una capa de hielo que flota en la superficie líquida, aislando de esta manera al resto de la masa de agua e impidiendo que ésta también se congele. De esta manera los seres vivos pueden seguir viviendo en el agua por debajo del hielo.
d) En el caso del agua líquida existe un factor adicional que es de importancia biológica, ya que la existencia del oxígeno disuelto en ella supone una importante limitación para los organismos que viven en este medio. Mientras en un litro de aire hay aproximadamente 210 cm3 de oxígeno, en promedio la cantidad que éste que se llega a disolver en el agua es 25 veces menor y, aunque la difusión del oxígeno en el agua es muy lenta, la turbulencia del agua, al agitarlas y mezclarlas, acelera el proceso de difusión miles de veces y por eso es fundamental para la vida.
La temperatura influye además en la solubilidad, ya que mientras los sólidos se disuelven mejor a temperaturas más altas, en los gases sucede lo contrario. Las aguas frías disuelven mejor el oxígeno y otros gases que las aguas cálidas porque mayor temperatura significa mayor agitación en las moléculas, lo que facilita que el gas escape del líquido (evaporación).
Teniendo en cuenta la búsqueda de agua fuera de nuestro planeta también debemos hablar de la importancia de la masa de los astros, dado que una masa adecuada implica una gravedad superficial suficiente para evitar el escape de gases tales como el oxígeno o el hidrógeno hacia el espacio exterior. Esto hace posible la formación de una atmósfera incipiente, lo cual a su vez determina cierta presión atmosférica con respecto al nivel promedio de la superficie. Una relación presión-temperatura comparable a la de nuestro planeta hará posible la existencia de agua en forma líquida, ya que en otro caso solo podría existir en forma molecular, en forma de vapor de agua o en estado sólido, congelada.

Dada la importancia que tiene el agua para la vida de tipo terrestre (y, creemos que, para la vida en general) amén de su importancia estratégica para futuras misiones espaciales; se inició una búsqueda sistemática de esta sustancia fuera de la Tierra. Los resultados fueron verdaderamente sorprendentes, como por ejemplo la posibilidad de que el agua que bebemos, y que llena los océanos del mundo, provenga de las estrellas. Esta es una pequeña crónica de tales resultados.



LUNA
Naturalmente, dada su cercanía, el primer lugar fuera de nuestro planeta en el que se nos ocurriría buscar esta sustancia es sin duda en la Luna. Antiguamente se creyó que en ella abundaba el agua y de hecho, los nombres de “mares” que les dieron a las extensas llanuras que pueblan la superficie lunar ilustran esta creencia. Sin embargo, cuando Armstrong y Aldrin alunizaron en ella en 1969 no pisaron agua en el Mar de la Tranquilidad, sino roca basáltica, aunque para aquella época nadie se sorprendió, ya que la idea de mares lunares había sido reemplazada hacía décadas por la de llanuras de lava.
Arriba: La Luna, fotografiada por el astrónomo aficionado Sylvain Weiller.
A mediados de los años 60, geólogos y astrónomos estaban divididos acerca de si la morfología de la superficie lunar era el resultado de erupciones volcánicas o de impactos cósmicos. Las misiones del programa Apolo confirmaron que el proceso geológico dominante en la Luna era el de los impactos. Ese descubrimiento generó nuevas interrogantes ya que, la misma razón que pudo hacer posible la existencia de agua en la Tierra hacía factible. su existencia en nuestro satélite. ¿Podría haberse repetido en la Luna el proceso de acarreo de agua por cometas y asteroides? Dado que la Luna y la Tierra comparten la misma región espacial, también nuestro satélite podría haber recibido una porción de agua; pero ya que tiene sólo una fracción de la gravedad terrestre, la mayor parte del agua que llegó a ella podría haberse evaporado, flotando desde hace mucho tiempo en el espacio exterior. La mayor parte quizás, pero no necesariamente toda. ¿Podría existir aún algo de esa agua? En aquel momento todas estas preguntas quedaron pendientes.
En las últimas décadas, el interés por el tema dejó de ser meramente científico ya que la idea de establecer una base permanente en la Luna dio lugar a un renacimiento de los esfuerzos encaminados a la detección de agua en ella
En 1994, la nave espacial Clementine de la NASA orbitó la Luna y en uno de sus experimentos, envió señales de radio hacia los cráteres cercanos al polo sur lunar. Las señales de regreso, recibidas por antenas en la Tierra, parecían provenir de algún material helado, lo cual era coherente ya que de haber agua en la Luna, probablemente se encontraría solidificada, escondida en las sombras de profundos cráteres y a buen recaudo de su vaporización por la luz solar.
Aunque hasta aquí todo parecía consistente, el análisis de los datos no era concluyente y cuando los astrónomos intentaron encontrar hielo, en los mismos cráteres, usando el enorme radar de Arecibo, Puerto Rico, no lo consiguieron.
En 1998, la NASA envió la sonda Lunar Prospector, a efectuar una nueva serie de mediciones. Utilizando un dispositivo llamado espectrómetro de neutrones exploró la superficie lunar y nuevamente los cráteres polares emitieron una señal intrigante ya que las proporciones de neutrones detectadas indicaban la presencia de hidrógeno. Parte de los neutrones producidos por los rayos cósmicos al chocar contra la superficie lunar fueron absorbidos por hidrógeno depositado en la superficie ¿Podría ser éste el. hidrógeno del H2O? Muchos investigadores creen que sí.
Cuando la Lunar Prospector terminó su misión de exploración fue sacrificada en aras de la búsqueda de agua ya que la NASA decidió estrellarla cerca del polo sur lunar, esperando liberar de la superficie algo de la fina capa de agua.
Arriba: Los depósitos de hidrógeno medidos por la Lunar Prospector.
Cuando esto ocurrió, en julio de 1999, varios equipos de investigadores trataron de descubrir la nube y detectar en ella la presencia del radical oxidrilo (OH), pero sin éxito. Para explicar este resultado existían varias posibilidades: o no había agua, o no había suficiente agua para ser descubierta mediante los telescopios terrestres, o los telescopios no estaban apuntando hacia el lugar correcto, o la nave no cayó en una región en donde existiera agua. En todo caso, no se pudo detectar agua tras su impacto en la Luna.
En el 2,008 la NASA enviará una nueva nave espacial a la Luna: el “Orbitador de reconocimiento lunar”, dotado de sofisticados sensores que pueden detectar agua de cuatro formas distintas. Los científicos están convencidos de que el Orbitador responderá de una vez por todas a la cuestión del agua en la Luna.
MARTE
Otro de los lugares en los cuales existían grandes y tentadoras probabilidades de detectar agua era en la superficie del planeta rojo.
Hacía años que, a partir de las fotografías obtenidas por diferentes misiones mostrando extensas regiones heladas, los geólogos planetarios habían encontrando pruebas indirectas de la presencia de agua en la superficie marciana, especialmente en sus polos, y aunque no es posible inferir la presencia de hielo únicamente en base a fotografías, cuando éstas se combinan con el análisis infrarrojo de la radiación reflejada o emitida por esas zonas, entonces sí es posible. Se pudo establecer que estas regiones estaban formadas principalmente por hielo de dióxido de carbono (más conocido como “hielo seco”), aunque con pequeñas fracciones de hielo de agua. Sin embargo, las bajas temperaturas y la escasa presión atmosférica de Marte hacían descartar la presencia de agua líquida en su superficie.
Pese a todo, en el 2000, la sonda norteamericana Mars Global Surveyor detectó vestigios de agua líquida en una región de Marte denominada Candor Chasm. Se estudió la posibilidad de que en el fondo del cañón Valley Marineris, varios kilómetros por debajo de la superficie marciana promedio, y de algunos cráteres profundos, la presión podría ser lo suficientemente alta para permitir la existencia de agua en fase líquida. Aunque estos resultados son provisionales, la presencia de agua haría más factible la existencia, sino de marcianos evolucionados, al menos de microorganismos animales o vegetales; demostrando así que el surgimiento de la vida sobre los planetas no es exclusivo de la Tierra; sin embargo, un obstáculo evidente para la existencia de vida es lo enrarecido de su atmósfera, unas 200 veces más débil que la terrestre, y el hecho de que su superficie se encuentre expuesta, no sólo a dosis letales de radiación ultravioleta, sino también a los efectos químicos de sustancias oxidantes producidas por la intensa actividad fotoquímica marciana.







Arriba: En esta foto de la sonda Mars Express, se muestra la existencia de agua en Marte.
Algunos científicos han formulado la hipótesis de que, en el pasado, Marte debió tener una atmósfera mucho más gruesa y densa que la actual, la cual hizo posible la existencia de agua en estado líquido: de este modo se explicaría la presencia de los lechos de ríos, ahora ya secos, descubiertos en su superficie por las sondas americanas Mariner y Viking. Otros científicos incluso han sugerido la existencia de grandes regiones de agua congelada bajo la superficie marciana. Todo esto continúa siendo objeto de investigación.
Hace relativamente poco tiempo que se comprobó la existencia de hielo de agua en uno de los cráteres de Marte y hasta donde sabemos actualmente, dada su distancia al Sol, es en muy probable que el agua sólo se dé en forma de hielo encima o debajo de su superficie, como trazas de vapor de agua o en forma de cristales de hielo en su tenue atmósfera.
EUROPA
En el caso de la búsqueda de agua en Europa, una de las lunas de Júpiter, la evidencia geológica es tentadora pero incompleta, ya que el análisis de imágenes de alta resolución sugiere que en ella podrían existir flujos de agua líquida; aunque también cabría la posibilidad de que los extraños patrones geométricos que pueden verse en su superficie podrían deberse a lentos desplazamientos de hielo blando o a movimientos de placas de hielo, semejantes a las de los glaciares terrestres, sin ninguna cantidad neta de agua líquida.







Arriba: Capa de hielo de agua en la superficie de Europa.
Los modelos del campo gravitacional de Europa indican que tiene una capa superficial de alrededor de 100 kilómetros de espesor de un material con la densidad del agua, sobre un interior rocoso y un núcleo metálico. Es altamente probable que la capa superficial sea H2O pero, ya que las densidades del hielo sólido y del agua líquida son muy cercanas, los modelos de gravedad no pueden distinguir entre ambas. Así que concretamente solo sabemos que existen unos 100 kilómetros de alguna combinación de agua o hielo en la superficie de Europa, pero aparte de saber que la parte superior está sólidamente congelada, no sabemos qué tan gruesa es la superficie de hielo o si bajo ella, a alguna profundidad, existe agua líquida ya que evidencias pasadas han sugerido la existencia de un océano bajo la corteza congelada de este satélite.
La existencia de un océano bajo la superficie de Europa, tendría grandes implicaciones para la exobiología, que es la ciencia que busca formas de vida fuera del planeta Tierra. Se cree que en ese hipotético océano podrían haber regiones con temperaturas favorables para la existencia de formas de vida quizá tan exóticas como las que, en las últimas décadas, se han encontrado en condiciones extremas en los océanos terrestres.
En las cercanías de Europa, la sonda Galileo encontró nueva evidencia de la presencia de agua cuando uno de sus instrumentos, un magnetómetro destinado a medir el campo magnético y sus variaciones, detectó cambios que pueden explicarse a partir de la conductividad producida por agua líquida. Esta observación es mucho más contundente y, aunque continúa siendo evidencia indirecta, es consistente con todos los resultados anteriores.
TITÁN
El último candidato en el sistema solar con atmósfera suficientemente densa y superficie sólida no es un planeta sino uno de los satélites de Saturno, llamado Titán, el cual tiene una atmósfera un 50% más densa que la de la Tierra; compuesta por un 85% de nitrógeno, 3% de metano y un 12% de argón.

Titán se encuentra muy alejado del Sol y es esta lejanía la que le ha permitido conservar su atmósfera, mientras que otros cuerpos del mismo tamaño pero más cercanos al Sol, tales como Marte, Ganímedes, Mercurio o la Luna, la han perdido. En 1944 se descubrió metano en él y, teniendo en cuenta la densidad y temperatura de su superficie, hace décadas que los científicos sospechaban que podría encontrarse en fase líquida y gaseosa pero se preguntaban cuán abundante era y si existían incluso océanos y mares: el metano estaría jugando en Titán el mismo papel que el agua juega en la Tierra. Esto abriría la esperanza para encontrar algún tipo de vida, aunque con diferentes características a la de la Tierra.














Arriba: Evidencia de actividad hidrológica en la superficie de Titán
En 1997 se envió hacia Saturno la misión Cassini-Huygens que es la sonda planetaria más cara y compleja construida hasta el momento. La Huygens es una sonda de descenso construida por la ESA que viajó abordo de la Cassini y que descendió exitosamente en la superficie de Titán y aunque allí la temperatura es muy baja, -170 °C, encontró sólida evidencia de la presencia de agua. Los instrumentos de la Huygens también encontraron argón 40 en la atmósfera, lo que indicaría un vulcanismo activo en Titán, aunque sus volcanes podrían expulsar agua y amoníaco en lugar de lava.

COMETAS Y ASTEROIDES
El estudio de los cometas es especialmente importante para los astrónomos ya que se considera que son los cuerpos celestes que, por haberse mantenido alejados del sistema planetario interior, mantienen su pureza química desde el surgimiento del Sistema solar. Son los escombros de la formación de nuestro sistema planetario. Según esta teoría, muchos de ellos pudieron haber sido los portadores de los materiales que dieron origen a la vida en nuestro planeta.
Desde hace algún tiempo se tenían indicios de la existencia de hielo de agua en los cometas y, cuantificar su provisión así como entender el ciclo del agua en ellos, era crítico para entenderlos como sistemas y como una posibles fuentes de agua transportada a la Tierra. Si a esto le añadimos la gran cantidad de componentes orgánicos que transportan ya tenemos sobre la mesa dos de los ingredientes claves para el surgimiento de la vida, al menos de tipo terrestre.
Para afrontar el reto de establecer de manera definitiva la presencia de agua en los cometas, el Jet Propulsión Laboratory de la NASA se unió a la Universidad de Maryland en el diseño de la misión Deep Impact que consistía de dos partes: una nave nodriza, equipada con diversos instrumentos, y un vehículo con punta de cobre, el Impactador, cuya misión era para golpear al cometa Tempel 1 mientras que el instrumental de la nave nodriza filmaban el impacto y recolectaba datos de las emisiones producidas por los fragmentos cometarios. El 4 de julio de 2005, en una delicada maniobra de aproximación, el Impactador chocó contra el Temple 1, produciendo una espectacular explosión extraterrestre a unos 133 millones de kilómetros de nuestro planeta.
Finalmente, luego del análisis de los datos obtenidos durante la colisión se obtuvo la primera evidencia inequívoca de la existencia de agua en los cometas. Este importante descubrimiento satisfizo plenamente los objetivos de la misión Deep Impact: determinar qué hay en el interior y en el exterior de los cometas. El equipo de la Deep Impact llegó a estas conclusiones analizando los datos capturados por un espectrómetro infrarrojo: un instrumento óptico que usa la luz infrarroja para determinar la composición de la materia. Desde entonces ha comunicado otros hallazgos clave, que incluyen la abundancia de materia orgánica en el interior del Tempel 1, así como referencias de su posible punto de origen, la región del Sistema Solar ocupada ahora por los planetas Urano y Neptuno.

Ahora sabemos que el hielo presente en la superficie del cometa es delgado y ocupa un área pequeña. Además, aproximadamente sólo el 6% de esa extensión consiste en hielo de agua pura. El hielo restante se conoce como “hielo sucio” por el gran contenido polvo y el bajo porcentaje de agua que presenta Esos depósitos son demasiado pequeños como para ser la principal fuente del vapor de agua que surge del núcleo, lo cual implica que la mayor parte del agua del cometa se encuentra oculta bajo su superficie.












Arriba: Las zonas en azul indican presencia de hielo de agua en el cometa Tempel 1.

Con respecto a los asteroides también se ha avanzado bastante en la comprensión de su papel como posibles portadores de agua en el Sistema Solar, y un buen ejemplo de ello lo constituyó el hallazgo de agua en un meteorito que cayó en Texas en 1998. Se hicieron detallados estudios del objeto y se encontró que contenía microscópicas gotas de agua líquida atrapadas en la estructura cristalina de los materiales que forman dicho meteorito.

ESTRELLAS
Se cree que el Sol y los cuerpos que integran su sistema planetario se formaron a partir del gas y polvo contenidos en una nube molecular, y por lo tanto parte de ese material original aún debe estar presente en el sistema. Esta idea se ve confirmada por los vestigios de agua que se han ido encontrando en muchos de ellos. Entonces, ¿si todos los cuerpos del Sistema Solar tienen un origen común, por qué no hay agua en el Sol? Esto tiene que ver con las condiciones físicas necesarias para que se forme y mantenga la molécula de agua. Las condiciones existentes en la atmósfera del Sol son demasiado inhóspitas ya que las altas temperaturas (que oscilan entre 5,000 y 1´000,000 °C) y los rayos ultravioleta no permiten la formación de agua.
Sin embargo, cuando las temperaturas son más bajas, digamos alrededor de 2,000 °C, se hace posible la formación de granos de polvo y moléculas en las atmósferas estelares. La presencia de granos de polvo ayuda a la formación de moléculas de agua (al proporcionarles una superficie donde condensarse) además que, en algunos casos, los mismos granos de polvo se encargan de proteger al agua de ser destruida por la intensa radiación ultravioleta.
En el Universo existe un tipo de estrellas que se encuentran en las etapas finales de su vida, las Gigantes Rojas, estrellas enormes cuyas capas externas se encuentran tan alejadas de su centro que se enfrían dando lugar a una atmósfera, suficientemente fría, que puede permitir en ella la formación de granos de polvo y moléculas. Entre la gran variedad de moléculas que se forman se encuentra la molécula de agua, la cual puede detectarse desde la Tierra usando grandes radiotelescopios. La emisión del agua a menudo se efectúa mediante el proceso conocido como "máser" (siglas en inglés de Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation). Los máseres son lo mismo que los láseres, solo que emiten ondas de radio en lugar de luz visible, por eso es necesario usar radio telescopios para detectarlas.
Los láseres usan materiales tales como rubí para producir la luz, pero los máseres usan el agua en estado gaseoso para emitir las microondas, es por eso que podemos establecer con certeza la existencia de agua (al menos en estado gaseoso) en ese tipo de estrellas. Pero, ¿cómo se ve la emisión de un máser de agua a través de un radio telescopio? La respuesta es que, como en el caso de los láseres, en las imágenes que se obtienen solo se ven puntos, pero tan brillantes que, pese a la lejanía de las estrellas, los podemos detectar desde la Tierra (ver la siguiente fotografía).


















Arriba: Foto de un grupo de máseres en una estrella llamada IK Tan, tomada a la frecuencia de 22 000 MHz con un radiotelescopio llamado MERLIN.
El agua también se encuentra en las extensas regiones de formación estelar ya que en dichos lugares la abundancia de polvo y gas propicia las condiciones para su formación. Un bello ejemplo de esto lo constituye la detección de una enorme burbuja de agua, con un diámetro de 18,000 millones de kilómetros (aproximadamente del tamaño del Sistema Solar) que rodea a un conjunto de estrellas en formación en la constelación de Cefeo, a unos 2,000 años luz de la Tierra.
Entre las diversas características que hacen extremadamente peculiar a esta burbuja, podemos citar: su marcada forma esférica (que aún no ha podido ser explicada de manera convincente), su alta temperatura (que alcanza los 500 ºC) y el que aún continúe expandiéndose con una velocidad de alrededor de 32,000 kilómetros por hora.












Arriba: Foto en emisión infrarroja de la nube de gas y polvo en la constelación de Cefeo, donde están naciendo numerosas estrellas, en la que se detectó la burbuja de agua.
Un cálculo provisional nos lleva a estimar que la masa total de agua contenida en esa burbuja es equivalente al menos a cinco veces la cantidad de agua contenida en la Tierra. Sin embargo esto no significa que las únicas moléculas que hay en esa burbuja sean las de agua. Se cree que por cada molécula de agua puede haber entre 10,000 y 100,000 moléculas de hidrógeno molecular, que es el principal componente de las nubes moleculares donde tiene lugar el nacimiento de estrellas. La molécula de agua no es una molécula extraña o rara en el espacio dado que su existencia en el medio interestelar se conoce desde hace más de treinta años.
En este sensacional descubrimiento participaron tres investigadores del Instituto de Astronomía de la UNAM. El equipo completo estuvo integrado por: José María Torrelles (líder del equipo), Francisco Gómez y Guillem Anglada de España; Luis Felipe Rodríguez, Salvador Curiel y Jorge Cantó de México; Nimesh A. Patel, Paul T. P. Ho y Lincoln Greenhill de los Estados Unidos y, finalmente, Guido Garay de Chile. El instrumento que lo hizo posible fue el Very Large Base Array (VLBA), un radio interferómetro compuesto por diez radiotelescopios (cada uno de 25 metros de diámetro) situados, uno en Hawai, otro en St. Croix (Islas Vírgenes, Caribe) y los ocho restantes en los Estados Unidos
Por lo general una vez que las estrellas han superado su infancia se vuelven demasiado calientes como para que el agua pueda permanecer en ellas y es expulsada hacia el medio interestelar; aunque hoy sabemos que no toda, ya que el astrónomo mexicano Pedro Sada, mediante observaciones infrarrojas, encontró pequeñas trazas de vapor de agua en las estrellas Betelgeuse (en la constelación de Orión) y Antares (la estrella más brillante de la constelación del Escorpión), las cuales son estrellas viejas que ya se encuentran al final de su existencia.
Para las estrellas que alcanzan su fase evolutiva final, la presencia del agua vuelve a ser relevante. Un caso ilustrativo lo presenta la estrella CW Leonis, la cual es una estrella vieja que sufrió un significativo aumento en su luminosidad calentando en consecuencia una nube de cometas situada a su alrededor. A su vez, este calentamiento provocó la evaporación de una parte del hielo contenido en las superficies cometarias y, una vez en estado gaseoso, el agua emitió una línea (entre otras líneas, tales como la de máser ya mencionada) en la región submilimétrica del espectro electromagnético, la cual que fue detectada por el satélite astronómico para ondas submilimétricas (SWAS).
Finalmente, en este contexto, cabe señalar que se creía que al extinguirse las estrellas destruían con ella toda el agua que pudiera haber a su alrededor; sin embargo recientemente, la Dra. Yolanda Gómez del Observatorio Radioastronómico de la UNAM, junto con investigadores españoles, detectó vapor de agua en los alrededores de una estrella agonizante, K3-35, que se encuentra en la fase conocida como nebulosa planetaria. Este resultado y otros similares exigirán una cuidadosa revisión de los modelos teóricos relacionados con la evolución estelar.

GALAXIAS
¿Qué tan lejos de nosotros se ha podido detectar la presencia de agua en el espacio? El proceso máser es un mecanismo que amplifica la emisión que se genera en la región de radio (con una longitud de onda de 1.35 cm.) de manera que ha hecho posible detectar vapor de agua aún en galaxias lejanas. Las estrellas de las que se hemos hablado están a sólo unos miles de años-luz de nosotros, mientras que las galaxias se encuentran a millones de años-luz. Uno de los representantes de estos objetos astronómicos es la galaxia NGC 4258, a unos 25 millones de años-luz, y en cuya región central se ha detectado vapor de agua orbitando alrededor de un gigantesco agujero negro. Es precisamente el movimiento del vapor de agua, girando alrededor del agujero negro, el que nos permite determinar la masa del objeto central: de unos 35 millones de veces la masa del Sol.








Arriba: Fotografía de la Galaxia NGC 4258. En su centro se encuentra un agujero negro supermasivo.
Hasta la fecha se ha detectado vapor de agua en más de 40 galaxias que, por la gran intensidad de su emisión máser (en comparación con la emitida por los máseres de nuestra Galaxia), se conocen como “galaxias megamáser”. La más lejana se llama 3C 403, a 800 millones de años-luz (menos de la décima parte de la distancia. Este es el objeto más lejano en el que se ha detectado agua. Es muy posible que exista vapor de agua a distancias aún mayores, pero en tales casos ni la eficiente emisión máser resulta detectable con los actuales radiotelescopios. El futuro desarrollo tecnológico dará la última palabra al respecto.
Por razones evidentes no podemos hablar de todos los lugares del cosmos en los cuales se ha detectado agua y solo hemos mencionado algunos de ellos, bastante representativos, pero lo importante es que, a estas alturas, ya sabemos que la presencia de agua no es privativa de nuestro planeta. Se ha detectado evidencia de agua en la Luna, en Marte, en las atmósferas superiores de loa planetas gigantes: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno: en algunos miembros de sus sistemas de satélites: Europa, Titán, Encelado, Miranda; también en cometas y asteroides; en el medio interestelar, en las cercanías de estrellas jóvenes y de estrellas viejas; en nebulosas planetarias (estrellas agonizantes) en el centro de nuestra galaxia y en galaxias lejanas. Al llegar al final de este paseo por el cosmos podemos estar seguros de que la presencia del agua es abundante en el Universo y, afortunadamente, las características físicas de sus emisiones electromagnéticas le permiten al astrofísico investigar su distribución en el espacio. Probablemente los que más nos gustaría es encontrar un mundo que tuviera agua líquida, además de atmósfera y una temperatura adecuadas para sostener vida, al menos tal como la conocemos. Aún estamos muy lejos de alcanzar una meta así, pero por el momento es altamente reconfortante saber acerca de la ubicuidad de la molécula más importante para la vida en el Universo.


[1] Responsable del Área de Astronomía y Ciencias del Espacio del Planetario “Luis Enrique Erro”, del Instituto Politécnico Nacional.