L'evoluzione prebiotica
Parte 1: Ambienti prebiotici
Daniele Dondi
Email: [email protected]
Web: www.carbonclub.it
Dip.to di Chimica Generale
dell’Università di Pavia
La chimica prebiotica è una delle più grandi sfide
della scienza
Il problema è complesso sotto molti punti di vista
Gli atomi, i mattoni fondamentali
Siamo figli delle stelle?
Elemento / Parti per milione
Idrogeno 739 000
L’abbondanza relativa degli elementi
Elio 240 000
è data dalla sintesi nucleare che
avviene nelle supernovae
Ossigeno 10700
Carbonio 4600
Neon 1340
Accumulo
elementi
pesanti sui
pianeti
Ferro 1090
Azoto 950
Silicio 650
Magnesio 580
Zolfo 440
Rimanenti 650
La chimica degli elementi
Carbonio vs Silicio
Legame Si-O
Acqua allo stato liquido (?)
È stato dimostrato che l’acqua possiede caratteristiche peculiari
che la rende adatta a favorire diverse reazioni chimiche
Poiché stiamo considerando l’acqua allo stato liquido, restringiamo il campo
dei pianeti che possiedono una temperatura media compresa tra 0 e 100 °C (se
la pressione è circa 1 Atm).
Anche le dimensioni del pianeta influiscono, questo porta ad escludere pianeti
troppo piccoli e quelli giganti
Da quanto ne sappiamo, sulla Terra la vita si è sviluppata in circa un miliardo
di anni, quindi la stella di quel sistema solare deve possedere un flusso
stabile, inoltre, il flusso di energia radiante della stella deve essere sufficiente
ad alimentare l’ecosistema
Possibili ambienti per reazioni chimiche
interstellare
Planetaria
Atmosfera (luce,
fulmini)
ISM
Comete
Vulcani
Sorgenti
idrotermali
ISM e Comete
Le comete: “palle di neve sporche”
Mezzo interstellare (ISM) e
nubi interstellari
Meteorite di Murchison (28/9/1969),
condrite carbonacea di 4,5 mld di anni fa.
Questa meteorite è ritenuta essere di
origine comentaria a causa del suo alto
contenuto di acqua.
La grande quantità di amminoacidi che si
è rinvenuta all'interno di questa condrite
ha stimolato i ricercatori a studiarne
l'origine: fino ad oggi sono stati
identificati
più
di
novantadue
amminoacidi. Solo diciannove di questi
si trovano sulla Terra: gli altri,
apparentemente, non hanno alcuna fonte
terrestre.
Pianeti come ambienti di reazione
La Terra Primordiale
Bombardamento meteoritico
4,6*109 anni fa
Formazione della Terra
Finestra di tempo
prebiogenetica
4,0*109
3,6*109
Evidenza vita cellulare
3,4*109 anni fa
Batteri fotosintetici
• Il più vecchio fossile data 3,6 miliardi di anni
(sedimento Australiano,già complesso)
• Sedimenti più antichi
metamorfizzati,impossibile trovare traccia di
vita anche se ci fosse stata
• 3,4 miliardi di anni fa, Sud Africa, organismi
fotosintetici
• Sviluppo rapidissimo
Cosa cerca la chimica prebiotica
Sistema vivente moderno
Proteine/enzimi
metabolismo
DNA/RNA
Ciclo di
Krebs
aminoacidi
Basi azotate
zuccheri
monomeri
oligomeri
polimeri
Biologica
Organismi
Biopolimeri
selezione
Chimica
Prebiologica
Probionti
Polimeri con alto grado di
organizzazione
selezione
Probionti primitivi
Oligomeri con medio grado
di organizzazione
Selezione ?
Oligomeri e monomeri
liberi
La sintesi prebiotica degli aminoacidi
Ipotesi sulla composizione dell’atmosfera primordiale
Assenza di ossigeno allo stato libero
Il mondo primordiale riducente
La Terra a quel tempo era molto “polverosa”,
calda, con ambienti chimicamente aggressivi
Forti attività vulcaniche (e geologiche in genere)
Intense emissioni dalle bocche idrotermali
(hydrothermal vents)
Radiazioni UV (assenza di ozono)
Aleksandr Ivanovic Oparin
Fulmini causati da una larga quantità di elettricità statica generata di nubi di polvere
La Terra quindi è un gigantesco laboratorio di chimica con abbondante energia utilizzabile per
sintetizzare composti organici sotto varie condizioni.
Con un forte accumulo di materiale organico negli oceani e nelle lagune (cfr. il brodo
primordiale) la chimica organica prebiotica ha un’ampia quantità di materiale con la quale
lavorare.
L’esperimento di Miller (1953)
Compound
Yield
moles
%
-Amino-n-butyric acid
50
0.34
-Aminoisobutyric acid
1
0.007
-Alanine
150
0.76
Acetic acid
150
0.51
Alanine
340
1.7
Aspartic acid
4
0.024
Formic acid
2330
4.0
6
0.051
Glycine
630
2.1
Glycolic acid
560
1.9
Iminodiacetic acid
55
0.37
Iminodiacetic-propionic acid
15
0.13
Lactic acid
310
1.6
N-Methylalanine
10
0.07
N-Methyl urea
15
0.051
Propionic acid
130
0.66
Sarcosine
50
0.25
Succinic acid
40
0.27
Urea
20
0.034
Glutamic acid
Rese ottenute generando scariche elettriche in una
miscela di CH4, NH3, H2O e H2.(Rese percentuali
basate su 59 mmoles di carbonio aggiunto come CH4)
Lacune nell’Esperimento di Miller
L’esperimento mostra la possibilità
di produrre molecole organiche
complesse: amminoacidi, a partire
da molecole semplici come metano,
ammoniaca, acqua e idrogeno.
Tuttavia l’esperimento di Miller NON
spiega:
perché queste molecole non
venissero degradate
come avvenisse la loro
polimerizzazione
Stanley Lloyd Miller
Modificando le condizioni iniziali la sintesi
prebiotica degli aminoacidi avviene a patto
di avere un’atmosfera ‘sufficientemente’
riducente
Anche la luce (radiazione ultravioletta) può
portare alla formazione di aminoacidi anche a
bassissime temperature (condizioni cometarie)
Studi successivi hanno dimostrato come
aminoacidi possono polimerizzare in condizioni
prebiotiche
La sintesi prebiotica degli zuccheri
SINTESI DEGLI ZUCCHERI
O
C
H
H
Ca(OH)2
Miscela complessa
di zuccheri
formaldeide
Butlerov, Liebigs Ann. Chem, 1861
SINTESI DEGLI ZUCCHERI
Ribulosio
Xilulosio
2
H
H
H
C O
Ca(OH)2
O
C
CH2OH
Ribosio
Arabinosio
Lisosio
Xilosio
H
C O HCO
H
CHOH
CH2OH
Fruttosio
Sorbosio
H
CH2OH
H
C O
CH2OH
O CH2OH
C O
CHOH
CH2OH
H
O
C
CHOH
CHOH
CH2OH
Glucosio
Mannosio
Butlerov, Liebigs Ann. Chem, 1861
La reazione di Butlerov produce una vasta gamma di zuccheri con proprietà
chimico-fisiche molto simili; la resa in ribosio (presente come racemo) non supera
mai il 2%
Gli zuccheri non sono stabili sulla scala dei tempi geologici: il ribosio a pH=7
subisce facilmente degradazione (t1/2= 73 min a 100°C)
O
O
O
O
O
O
O
Ribosio
(100%)
25°C
pH=7
O
O
O
+
O
O
O
Arabinosio
(75%)
O
O
+
O
O
O
O
Ribulosio
(6%)
O
Ribosio
(19%)
IPOTESI ALTERNATIVE: GLI ZUCCHERI FOSFATI
La presenza di una posizione fosforilata porta alla formazione prevalente di
ribosio
NH2
CN
h
H
N
NH3+
H3PO4/H2O
CN

H2O
O
CN
PO3H-
2-
O3P O
OH
OH
50%
O
H
O
H
H
C
H
OPO3-
H
OH
H
OPO3CH2OH
Eschenmoser, 1990
La sintesi prebiotica delle basi azotate
Adenina, timina, guanina, citosina, uracile
SINTESI DELLE BASI AZOTATE
(Acido cianidrico)
4 HCN
O
O
H2 N
CN
H2 N
CN
h
NC
H2N
N
H2O
N
H
H2N
N
H
H2N
N
N
H2N
(CN)2 HN
N
H
N
HN
N
N
N
H
Guanina
N
O
NH2
N
N
NCO-
HCN
NC
H2N
N
Adenina
O
N
H
N
H
Xantina
Orgel, 1966
SINTESI DELLE BASI AZOTATE
(CN)2
H2O
NCOCN
+
H
NCO-
OCN
CN
O
H2O
NH
OCN
CN
-CO2
O
NH
H 2N
CN
NH2
O
H2 O
HN
O
N
H
Uracile
Orgel, 1966
T 1/2 = 200 yr
N
O
N
H
Citosina
SINTESI DELLE BASI AZOTATE
NCO-
C N
NH3
H 2O
NC
CH
C
HO H
NC
CH2
C
O H
H 2N
O
C
NH2
NH2
NH2
O
N
H
CN
N
O
N
H
Citosina
Miller ,1995
La chimica prebiotica ha un modo di procedere differente dalla
chimica tradizionale.
La chimica prebiotica cerca di ottenere composti simili a quelli
biologici anche in scarsa quantità e in miscele complesse a patto
di partire da molecole semplici.
La chimica ‘tradizionale’ punta ad ottenere un composto chimico
voluto con la massima resa possibile e con il minor numero di
sottoprodotti.
Le conoscenze acquisite attraverso gli
esperimenti
prebiotici
sono
spesso
lacunose.
Un grosso problema è rappresentato dalle
diverse condizioni di partenza, spesso
incompatibili tra loro.
Tutto quello che abbiamo sono teorie, o
meglio, ipotesi supportate da qualche dato
sperimentale.
Le teorie sull’origine della vita si possono dividere in due categorie:
Ringraziamenti
Dott. Dichiarante Valentina
Dott. Lazzaroni Simone
Dott. Merli Daniele
Dott. Protti Stefano