Agua en el Cosmos

Luis F. Rodríguez  y Yolanda Gómez

Centro de Radioastronomía y Astrofísica, Universidad Nacional
Autónoma de México

Dada su relación con la vida, la presencia de agua en el Cosmos
interesa no sólo a los científicos sino tambien al público en
general. Los astrónomos cuentan con poderosas técnicas y sensitivos
telescopios que les han permitido detectar a esta molécula en
diversos entornos que van desde los planetas en nuestro Sistema Solar
hasta las remotas galaxias.



La existencia de los seres humanos es imposible sin agua.
El 60% de nuestro peso corporal es agua
y ésta es indispensable para transportar y asimilar los nutrientes en la
sangre. Una persona puede vivir más de 40 días sin comida, pero 
sólo unos
5 días sin agua.
Así, cuando pensamos en vida, resulta inevitable pensar en agua. Sabemos
que en la Tierra podemos encontrar al agua en sus tres estados
clásicos:
sólido, líquido y gaseoso.

¿Pero existe en otras partes del Universo? Después de todo, el agua es una
molécula sencilla, el H2O, formada por dos átomos de hidrógeno y uno de
oxígeno (véase figura 1).
El hidrógeno es el elemento más común en el Universo y el 
oxígeno es también
relativamente abundante (es el elemento más abundante
despues del hidrógeno y el helio, hay aproximadamente
un átomo de oxígeno por cada mil de hidrógeno), 
así que uno pensaría que si se dan 
las condiciones
adecuadas estos átomos se unirían para formar agua. 

Nuestra Luna es el primer
cuerpo celeste que viene a la mente. Los humanos ya hemos puesto el pie
en ella y hubo gran revuelo cuando en 1996 la nave espacial Clementina
y en 1998 el Explorador Lunar, reportaron datos que sugerían la 
presencia
de pequeñas cantidades de hielo en algunos cráteres, mezclado 
con el material
que forma la superficie lunar. El Explorador Lunar había 
inferido la presencia
del hielo bajo la superficie de la Luna mediante el estudio de los neutrones
que se producen cuando los rayos cósmicos (partículas
que viajan por el espacio a velocidades cercanas a las de la luz)
chocan con la Luna. Si hubiese mucho hielo bajo la superficie lunar,
el hidrógeno de este hielo absorbería fuertemente a los
neutrones producidos por los rayos cósmicos. Así, una
reducción en la emisión de neutrones implicaría 
la presencia del hielo. ¿Cómo
habría logrado permanecer este hielo en las inclementes condiciones lunares?
La luz del Sol evaporaría al hielo en agua, y como la 
Luna no tiene atmósfera
la falta de presión haría que 
esta agua se transformara en vapor. Finalmente, la baja gravedad de la
Luna no podría impedir que el vapor de agua se perdiera al espacio
exterior. 
La idea que podría explicar la presencia
de hielo es que en los polos de
la Luna hay cráteres con regiones que han estado siempre 
a la sombra, protegidas
de los rayos del Sol. Visto desde los polos de la Luna, el Sol siempre está
muy bajo en el horizonte y sus rayos no llegan a las partes internas de
los cráteres. El hielo podría conservarse miles de millones de años en estas
condiciones.
La posible presencia de agua en la Luna es de crucial importancia para su
futura exploración y colonización. Dados los altísimos costos de los viajes
espaciales, cuesta aproximadamente lo mismo transportar un litro de agua a la Luna
que lo que cuesta un kilo
de oro en la Tierra. Para poner a prueba la existencia de hielo en la Luna,
la NASA decidió estrellar intencionalmente al Explorador Lunar 
en una de estas regiones
permanentemente sombreadas. El Explorador Lunar fue una nave 
con peso de 150 kilos que
estuvo en órbita alrededor de la Luna por un año,
estudiándola. La colisión ocurrió el 31 de julio de 1999. Al chocar,
desde más de una docena de telescopios en
la Tierra se realizaron observaciones muy sensitivas 
para buscar emisiones del hidroxilo (o sea el OH, 
una molécula que se produce
cuando por la explosión de un choque, la molécula de agua pierde uno de
sus dos átomos de hidrógeno). Desafortunadamente, estas emisiones 
no se
detectaron, con lo que la existencia de hielo en la Luna quedó sin 
confirmación.
Por otra parte, quizá la región donde cayó la nave 
no tenía hielo. Sólo
futuras exploraciones directas de estos cráteres resolverán el enigma.

Dónde sí es seguro que hay hielo es en los polos de Marte. Varias 
misiones
espaciales han fotografiado estas regiones 
congeladas (véase figura 2),
las cuales están formadas principalmente por dióxido de carbono 
congelado (lo que 
llamamos "hielo seco"), pero también con una pequeña
parte de agua sólida. 
No es posible inferir la presencia de hielo a partir sólo de las
fotografías, pero en combinación con estudios de la radiación
infrarroja emitida y reflejada por esas zonas, sí es posible hacerlo.
También se sabe que la atmósfera marciana, con una presión
doscientas veces menor que la de nuestra atmósfera, contiene 
pequeñas cantidades de
vapor de agua. Aunque en la actualidad no hay agua líquida en Marte porque
este planeta es demasiado frío, la existencia de hondonadas y canales en
su superficie sugiere que la hubo en el pasado (véase figura 3).

La posibilidad de que exista hielo en grandes cantidades en el
subsuelo marciano ha despertado gran interés recientemente,
puesto que ésto facilitaría 
enormemente la exploración y colonización
del planeta.
En los tres últimos años la misión Odisea Marciana de la
NASA ha presentado evidencia de la existencia de grandes
depósitos de hielo en el regolito marciano. Esta nave no amartizó
sino que orbita al planeta
y no detecta al agua directamente sino al
hidrógeno que presumiblemente está en las moléculas de agua.
Para posiblemente
establecer de manera más directa la presencia de agua en
Marte,
la NASA envió recientemente, el 10 de junio y el
7 de julio del 2003, dos robots (bautizados como Espiritú y Oportunidad,
ver fig. 4)
con el propósito de estudiar rocas y otros componentes de  
la superficie marciana para buscar pistas que nos den
nueva información sobre la actividad
acuática que pudo haber en el pasado.
Esta misión exploratoria de Marte con robots 
(llamada en inglés Mars Exploration Rover Mission)
comenzará a reportar resultados una vez que 
las naves lleguen a Marte en
enero del 2004.

También se ha especulado que otros cuerpos del Sistema Solar, como Europa
--uno de los satélites de Júpiter
(ver fig. 5)--, pueden contener agua líquida bajo su
superficie congelada, y hay evidencia de la presencia de agua en los meteoritos. Uno
de ellos, que cayó en Texas en 1998, fue estudiado
en detalle y se encontró que contiene gotas microscópicas
de agua líquida (véase figura 6) 
que quedó atrapada en los cristales que forman el meteorito.
Como los meteoritos se formaron hace 4,500 millones de años, junto con el
Sol y los planetas, es asombroso pensar que estas pequeñísimas gotas de
agua hayan estado atrapadas ahí todo este tiempo.

Pero nuestro Sistema Solar es sólo un rincón del Universo. Un rayo de luz
que sale del Sol llega a la Tierra en ocho minutos, pero le toma unos años
llegar a las estrellas más cercanas a nuestro Sol. ¿Existe agua en estas
otras remotas estrellas o en sus alrededores? No es fácil contestar esta
pregunta, porque estos cuerpos están tan lejos que no es posible tomarles
una fotografía que nos mostrara directamente nubes de vapor de agua como
en la Tierra o casquetes de hielo como en Marte.
A estas grandes distancias nos tenemos que conformar con analizar la luz
y las otras radiaciones del
espectro electromagnético
que nos llegan de los lejanos astros. Afortunadamente,
cuando se encuentra en estado gaseoso, el agua emite ondas de radio con
una longitud característica de 1.35 cm, que pueden ser detectadas 
y estudiadas
con los radiotelescopios terrestres. Más aún, esta 
emisión natural ocurre
en el modo máser, o sea que las señales pueden ser bastante intensas. 
Cuando una fuente emite en modo máser, un fotón inicial
que pasa cerca de una molécula de agua que esté excitada
al nivel adecuado, la estimula a emitir otro fotón.
A su vez, estos dos fotones estimulan a sendas moléculas a
emitir de modo que el número de fotones
se amplifica exponencialmente al viajar por el gas que forma
a la fuente. El proceso ocurre de manera continua porque
despues de la desexcitación hay procesos de ``bombeo''
que hacen que la molécula se excite de nuevo.

En 1969 un grupo de astrónomos encabezados por el Premio Nobel de Física
Charles Townes, detectó por vez primera emisión máser del vapor de agua
en tres nubes cósmicas donde se están formando nuevas estrellas.
Interesantemente, Townes había obtenido el Premio
Nobel unos años atrás, en 1964, por la construcción
de los primeros máseres y láseres en el laboratorio.

Desde entonces,
la emisión máser del vapor de agua se ha estudiado exhaustivamente, usando
distintos radiotelescopios, como el llamado Conjunto Muy Grande
de Radiotelescopios (o Very
Large Array, véase figura 7). 
Recientemente, 
en un proyecto lidereado por el Dr. José María Torrelles,
del Instituto de Ciencias del Espacio (CSIC)
y del Institut d'Estudis Espacials de Catalunya, 
realizado en colaboración con otros investigadores
de España, México, EUA, y Chile
utilizamos un nuevo y poderosísimo instrumento
para estudiar con detalle exquisito el vapor de agua en la 
región de formación
de estrellas llamada Cefeo A, a 2 000 años-luz de la Tierra. 
El instrumento utilizado, el sistema de radiotelescopios VLBA (siglas del
nombre en inglés Very Long Baseline Array), está 
compuesto por diez radiotelescopios,
cada uno de 25 metros de diámetro, situados uno en Hawai, otro en St. Croix
(Islas Vírgenes) y los ocho restantes en los Estados Unidos
continentales (ver fig. 8). Los 10 radiotelescopios
se manejan a control remoto, y al funcionar 
conjuntamente se consigue una
resolución angular (capacidad de distinguir 
detalles muy pequeños) 200 veces
mejor que la que obtiene el Telescopio Espacial Hubble. Este instrumento
permitió descubrir una burbuja esférica de vapor de agua expelida por una
protoestrella o embrión estelar.
en la región estudiada (véase figura 9). Lo más sorprendente 
de esta burbuja
es su precisa geometría esférica, antes de esta observación se creía que
si las protoestrellas expulsaban gas lo hacían con geometría bipolar (o
sea, en forma de dos chorros diametralmente opuestos) 
y de hecho aún no hay explicación
para la burbuja, que se expande a una velocidad de 36 000 kilómetros por
hora y tiene un tamaño de 18 000 millones de kilómetros, comparable al de
nuestro Sistema Solar. 
La burbuja tiene un espesor de sólo una centésima de su radio.
Observaciones astronómicas muy recientes indican que en el centro
de la burbuja hay una estrella muy joven, cuyas características
empiezan a estudiarse.
De hecho, la presencia de vapor de agua es común en la cercanía de las estrellas
jóvenes (la superficie misma de las estrellas es generalmente muy caliente
para que el agua sobreviva ahí y mas bien se le encuentra
rodeando a la estrella) y lo que hace
notable a la burbuja es su forma. 
Recientemente, el mismo grupo encabezado por Torrelles ha reportado la
presencia de un sistema de dos estrellas jovenes, muy cercanas entre si,
una de las cuales muestra en el movimiento de sus máseres de agua la
clásica geometría bipolar, mientras que la otra muestra una geometría
aproximadamente esférica. Este nuevo 
resultado indica que es improbable que la diferencia
entre las dos geometrías se deba a las condiciones del medio ambiente 
del cual se condensaron las estrellas, sino a una diferencia en la
edad o a mecanismos pobremente entendidos.

Una vez que transcurre la infancia de
las estrellas, generalmente éstas se tornan demasiado calientes para que
el agua permanezca en ellas, aunque el astrónomo mexicano Pedro Sada
ha encontrado, mediante observaciones infrarrojas, pequeñas trazas de vapor de agua
en las estrellas Betelgeuse, de la constelación de Orión,  y Antares, la
estrella más brillante de la constelación del Escorpión. Estas
estrellas son viejas, que se aproximan al fin de su vida.

El agua vuelve a aparecer de manera importante cuando la estrella está a punto
de morir. Un caso interesante es el de la CW Leonis. Esta vieja estrella,
próxima a morir, sufrió un aumento en su brillo que aparentemente calentó
una nube de cometas que existe a su alrededor. Este calentamiento provocó
la evaporación de algo del hielo de la superficie de estos cometas (véase
figura 10). El agua, ya en estado gaseoso, emite entre otras líneas (como
la línea maser que ya mencionamos) una línea en la región submilimétrica
del espectro electromagnético que fue detectada por el satélite astronómico
para ondas submilimétricas (SWAS). Las ondas de radiación están caracterizadas
por su longitud de onda, la cual está determinada por el proceso
que las produce.

Por otra parte, se creía que las estrellas al morir destruían toda el agua
que pudiera haber a su alrededor. Sin embargo, recientemente uno de los
autores (Yolanda Gómez), junto con investigadores españoles encontraron
vapor de agua en los alrededores
de una estrella agonizante, denominada K3-35,
que se encuentra en la fase llamada de nebulosa planetaria. 
El descubrimiento se hizo con el
Conjunto Muy Grande de Radiotelescopios (véase la fig. 5).
No obstante su nombre, una nebulosa planetaria no tiene nada que ver con
planetas, en realidad se forma cuando una estrella como nuestro Sol agota
su combustible y sufre una especie de metamorfosis: primero se expande
aumentando su tamaño cientos de veces, y se convierte en una gigante roja.
Luego la estrella comienza a contraerse y se torna cada vez más caliente
hasta que ioniza (ésto es,
arranca electrones a los átomos)
al gas que fue expulsado por la estrella en
la etapa anterior de gigante roja. Este gas se desprende de
la estrella, formando una espectacular cáscara
brillante alrededor de la estrella moribunda
(véase figura 11). Durante esta etapa
se dice que lo que queda
de la estrella es un núcleo de nebulosa planetaria.
No obstante que el agua y otras moléculas son abundantes en las envolventes
de las gigantes rojas, en la fase de nebulosa planetaria la intensa radiación
del núcleo destruye progresivamente estas moléculas, entre ellas el agua,
rompiéndolas en sus átomos componentes.
La detección de agua en K3-35 ha sido un resultado sorprendente que sugiere
que ésta es una nebulosa planetaria tan joven que la radiación del núcleo
aún no ha tenido tiempo de destruir todas las moléculas
a su alrededor. K3-35 se encuentra a una distancia de 16 000 años luz de
nosotros en dirección de la constelación de Vulpecula. K3-35 está
constituida por una especie de dona de gas que rodea el núcleo y por un
par de chorros de gas que emergen formando grandes lóbulos (véase figura
12). 
El vapor de agua fue encontrado cerca del núcleo del objeto en
una especie de dona o disco que rodea al núcleo
con un diámetro (25,000 millones de km) dos veces mayor que la órbita de
Plutón alrededor del Sol. La gran sorpresa fue no sólo encontrar agua en
las cercanías del núcleo estelar sino también en dos regiones diametralmente
opuestas de la nebulosa a 750 000 millones de km del centro de la estrella,
coincidiendo con las puntas de los dos chorros de gas que parten de la estrella.
Recientemente este mismo grupo, junto con otros astrónomos del
Observatorio de Robledo de Chavela (España) y de Medicina (Italia)
realizaron una búsqueda de vapor de agua hacia otras nebulosas planetarias
encontrándola en un nuevo objeto, que probablemente sea una nebulosa
planetaria recién formada.
 
¿Qué tan lejos se ha detectado vapor de agua? Gracias a que la emisión que
se capta en la región de radio (con longitud de onda de 1.35 cm) está amplificada
por el proceso máser, ha sido posible detectar vapor de agua aun en las
lejanas galaxias externas. Mientras las estrellas de las que hemos estado
hablando están a sólo unos miles de años-luz de la Tierra, las galaxias
comienzan a aparecer a
millones de años-luz. En la figura 13 mostramos
una imagen de la galaxia NGC 4258, a 25 millones de años-luz, en cuyo
centro se ha detectado vapor de agua orbitando
alrededor de un gigantesco
hoyo negro. De hecho, el movimiento rotacional del vapor de agua
alrededor del hoyo negro permite determinar la masa de éste:  
unos 35 millones de veces la masa de nuestro Sol.
Se ha detectado vapor de agua en unas 40 galaxias,
que por la gran luminosidad de su emisión máser (en
comparación con los máseres de nuestra Galaxia) se conocen como
galaxias megamáser.
La más lejana
se llama 3C 403, a 800 millones de años-luz. Este es el objeto
más lejano en el que se ha detectado agua. 
La distancia a 3C 403 es
menos del 10 por ciento del tamaño del Universo. Es posible que
haya vapor de agua a mayores distancias, pero ni aun la eficiente emisión máser
resulta detectable tan lejos y con los radiotelescopios actuales.

El agua es pues común en el Universo y sus emisiones le permiten
al astrónomo
estudiar diversos objetos en el espacio. 
Claro, como seres humanos lo
que nos gustaría es encontrar un planeta alrededor de otra estrella que tuviera
agua líquida, además de atmósfera y la temperatura adecuada para sostener
la vida. Los astrónomos estamos aún lejos de encontrar 
ésto, pero es reconfortante
saber que la molécula más importante para la vida existe en otras partes
de nuestro Universo.

PIES DE FIGURA
Figura 1. El agua es una molécula formada por dos átomos de hidrógeno (representados
por las esferas blancas) y uno de oxígeno (representado por la esfera roja).

Figura 2. El polo sur marciano, cubierto de hielos de dióxido de carbono
y agua.

Figura 3. La presencia de canales y hondonadas en la superficie marciana
sugiere que pudo haber existido agua líquida en el pasado. 

Figura 4. Imagen artística de uno de los robots recientemente
enviados a Marte, como se verían en la superficie del planeta.

Figura 5. Imagen de la superficie de Europa, uno de los satélites de Júpiter.
Esta imagen fue tomada por la nave Galileo de la NASA.

Figura 6. Fotografía del meteorito con gotitas de agua atrapadas en
sus cristales. 

Figura 7. El Conjunto Muy Grande de Radiotelescopios (Very Large Array)
es utilizado frecuentemente para estudiar
la emisión máser del vapor de agua. 

Figura 8. El Conjunto de Radiotelescopios de Base Muy Larga (Very Long Baseline
Array) permite estudiar detalles pequeñisimos de las fuentes celestes.
Una limitación que tiene es que la intensidad de la emisión estudiada
tiene que ser muy alta.
 
Figura 9. Montaje con ampliaciones sucesivas de la burbuja de agua descubierta
en Cefeo A.

Figura 10. Diagrama artístico de lo que puede estar ocurriendo en los alrededores
de la estrella CW Leonis. 

Figura 11. Imagen óptica de una nebulosa planetaria común llamada NGC 6543.

Figura 12. Imagen de radio de la nebulosa planetaria K3-35, tomada con el
VLA. Los colores indican intensidad; el rojo es más fuerte y el azul más
débil. El agua fue detectada hacia el núcleo y hacia las puntas 
de los dos chorros de gas.

Figura 13. Se ha detectado la presencia de vapor de agua en el centro de
la galaxia NGC 4258 y en otras galaxias.