L'Universo e l'origine della vita

Le molecole organiche nella materia interstellare

Francesco Saverio Delli Santi

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Premessa
Il materiale "rozzo": gli elementi chimici
Le nubi interstellari
Le osservazioni
Le ipotesi generali
Il problema chimico
Il problema astrofisico
Le reazioni gassose nelle nubi oscure
Conclusioni
Appendice
Letture e internet

Il problema astrofisico

Il problema astrofisico è ora quello di verificare se esistono e con quali modalità le condizioni per avere a disposizione ioni, in numero sufficiente, per i processi di formazione molecolare nelle nubi. Esistono situazioni diverse nelle nubi diffuse ed in quelle oscure.

Negli spazi interstellari gli atomi vengono ionizzati dai raggi cosmici, dai raggi X e dalla radiazione UV proveniente dalle stelle del fondo galattico. I fotoni con energia maggiore di 13,6 eV vengono utilizzati nella ionizzazione dell'idrogeno, l'elemento più abbondante, che si trova nelle immediate vicinanze delle stelle. Lo ione H+ è di fondamentale importanza, poiché costituisce uno dei punti di partenza della chimica in fase gassosa, tramite un tipo di reazione che va sotto il nome di reazioni di trasferimento di carica:

formula

Pertanto, quando la radiazione UV raggiunge una nube, essa contiene solo fotoni con energia inferiore a 13,6 eV. Il flusso galattico UV, allorché investe una nube, non è in grado, quindi, di procedere alla ionizzazione di elementi presenti nella nube stessa, le cui energie di ionizzazione siano inferiori a 13,6 eV, quali H, He, O, N, Ne (v. Tabella 1). Questi atomi vengono ionizzati dai raggi cosmici o dai raggi X. Quelli invece con energie di ionizzazione superiori a 13,6 eV, tra cui C, S, Si, possono venire ionizzati anche dai fotoni UV, nei confronti dei quali le nubi diffuse sono trasparenti (v. Tabella 2).

Tuttavia, il flusso dei fotoni UV è maggiore di quello dei raggi cosmici e dei raggi X di un fattore 106 107. Quindi lo ione più abbondante nelle nubi diffuse è C+, nonostante la modesta abbondanza del carbonio (rispetto all'idrogeno), comunque superiore a quella di S e Si. Questo spiega il fatto che tra le diverse chimiche organiche possibili, nella materia interstellare è privilegiata quella che si basa sulla chimica del carbonio: è lo ione più abbondante dopo l'idrogeno e l'elio (che tuttavia è inerte), seguito da azoto ed ossigeno (v. Tabella 3). In alcuni racconti di fantascienza si fa riferimento a esseri viventi costruiti sulla chimica del silicio, anziché su quella del carbonio come è invece sulla Terra. In linea di principio, non vi sarebbero controindicazioni, stante la capacità del silicio di sostituire il carbonio nelle catene molecolari. Rimane tuttavia il fatto che il silicio è meno abbondante di un fattore 10 del carbonio, in quanto può essere formato nelle stelle in fasi evolutive successive a quella che produce carbonio (giganti rosse) e quindi in stelle più massicce e conseguentemente più rare. In conclusione la chimica del carbonio è la più probabile.

Non esplicitiamo qui le reazioni in fase gassosa (non è competenza dell'astronomo) tra specie ionizzate che possono rendere ragione delle molecole osservate e nelle abbondanze osservate. Questo è compito della chimica, o meglio dell'astrochimica. Come è compito della chimica, ed in particolare della cinetica chimica, studiare le velocità delle reazioni e le concentrazioni molecolari prodotte. In uno schema di reazione formula, la velocità con cui cambia la concentrazione di n(M) di M nel tempo è proporzionale alle concentrazioni n(A) ed n(B) delle specie A e B secondo una costante di proporzionalità detta "coefficiente di velocità" e dipende anche da una "velocità di distruzione", coefficiente che fornisce il numero di molecole prodotte che vengono tuttavia distrutte per effetto del campo di radiazione UV, X e raggi cosmici. L'equilibrio viene raggiunto quando, in dipendenza dei due coefficienti, tante molecole si formano quante se ne distruggono nell'unità di tempo. Nella chimica interstellare è di interesse la valutazione del "coefficiente di velocità" in via teorica o sperimentale, relativamente alle diverse reazioni tra le specie presenti nelle nubi in forma elementare ed ai diversi tipi di reazione, così come i meccanismi di distruzione dei prodotti ed il valore della "velocità di distruzione" al fine di ottenere valori di n(M) corrispondenti alle osservazioni.



Le reazioni gassose nelle nubi oscure