UABDivulga - Barcelona recerca i innovació

En la vasta y fría inmensidad del espacio, entre el polvo y el gas de las regiones donde nacen las estrellas, una de las moléculas más intrigantes —y tóxicas para nosotros—, el cianuro de hidrógeno (HCN), resulta sorprendentemente común. Se ha detectado en todas partes: desde los núcleos helados de nubes densas hasta los discos cálidos donde se forman los planetas, e incluso en cometas y meteoritos. Pero el HCN es mucho más que veneno cósmico; es un posible precursor de los bloques fundamentales de la vida, como la adenina, un componente clave del ADN. El misterio está en el “dónde” y el “cómo”.

En el casi perfecto vacío del espacio, las moléculas de HCN en fase gaseosa rara vez colisionan y reaccionan. Así pues, para que se inicie una química compleja, se necesita una superficie sólida: una plataforma donde las moléculas puedan encontrarse e interactuar. Los silicatos cósmicos, el polvo rocoso que constituye gran parte de los granos interestelares y de los planetas rocosos, son candidatos ideales. Entre ellos, el silicato rico en magnesio conocido como forsterita (Mg₂SiO₄) es un material clave.

Nuestro grupo de investigación QUANTUMGRAIN ha realizado sofisticadas simulaciones atomísticas basadas en mecánica cuántica para investigar qué ocurre cuando el HCN interactúa con superficies de forsterita. Hemos visto que el HCN no solo se adhiere al polvo sino que además participa en una química rica y variada.

Las simulaciones computacionales han revelado dos modos principales de interacción: adsorción molecular, donde el HCN permanece intacto, y adsorción disociativa, donde dona fácilmente un protón (H⁺) a un átomo de oxígeno en la superficie del silicato, dejando atrás un anión cianuro reactivo (CN⁻). Este paso de desprotonación es crucial, ya que el CN⁻ es la especie activa que se cree que inicia su polimerización que puede conducir en última instancia a la formación de adenina.

De forma notable, el estudio encontró que la adsorción disociativa suele dominar incluso a las bajísimas temperaturas (alrededor de 10 K) de las nubes oscuras interestelares. Esto se debe a que las superficies más irregulares del silicato exponen sitios de oxígeno propensos a aceptar un protón. A medida que los entornos se calientan —como en discos protoplanetarios o en asteroides— esta tendencia se intensifica, inundando la superficie del grano con CN⁻ reactivo.

Nuestras simulaciones también proporcionan una “huella” espectroscópica para futuras observaciones astronómicas (el método para detectar moléculas cósmicas), mostrando que las frecuencias de tensión de los enlaces C–H y C≡N del HCN cambian significativamente al adsorberse, con desplazamientos que se correlacionan directamente con el debilitamiento o fortalecimiento del enlace. Estas firmas espectrales podrían ayudar algún día a los astrónomos no solo a identificar HCN en el espacio, sino también a discernir si está simplemente depositado en el polvo o siendo activamente procesado por él.
En conclusión, este trabajo dibuja un panorama claro: los silicatos interestelares y planetarios no son espectadores pasivos. Son superficies activamente catalíticas que pueden activar de manera eficiente moléculas simples pero vitales para la astrobiología, como el HCN.