Francesca R. Strocchio
ARGOMENTI
 COMPONENTI DI PARTENZA
 PRIME MOLECOLE
 NH3ASTROCHIMICAMOLECOLE COMPLESSE
 COME SI FORMANO
 DOVE LE TROVIAMO
 MOLECOLE ORGANICHE IMPORTANTI PER LA VITA
 MOLECOLE ORGANICHE = VITA?
Componenti di partenza
elementi leggeri
•
La vita sulla Terra è oggi basata sulla presenza di alcune
molecole organiche fondamentali
DNA
RNA
proteine
amminoacidi
•
Tutte queste molecole sono formate da sei atomi fondamentali:
CARBONIO - IDROGENO - OSSIGENO - AZOTO - FOSFORO - [ZOLFO]
CHONP[S]
•
Si parte dagli elementi atomici più abbondanti nell’universo
H circa 75% in massa
He circa 24% in massa o 6% in nuclei
sintetizzati nell’universo primordiale (per gran parte) e negli interni stellari.
Componenti di partenza
elementi pesanti
C, N, O, P e S si formano nelle successive fasi evolutive
delle stelle a seconda della massa iniziale.
Le stelle di massa iniziale maggiore di 8 masse solari
esplodono come supernovae.
• Il fronte di shock della supernova ha diversi effetti
importanti:
– Creazione di elementi più pesanti del ferro per
cattura neutronica (AZ+nA+1Z)
– Disseminazione di elementi pesanti nel mezzo
interstellare
– Compressione del mezzo interstellare dando origine
a nuovi collassi di protostelle
Componenti di partenza
quando furono scoperti
• Lo studio quantitativo del mezzo interstellare iniziò
dopo che la spettrografia rese possibile l'analisi
dettagliata della luce proveniente dalle stelle.
• 1904 calcio ionizzato e il sodio neutro nello spazio
interstellare.
• 1937 si scoprì che l'idrogeno è l'elemento più
abbondante dell'Universo e che perciò doveva
costituire la maggior parte del mezzo interstellare. Si
riteneva che l'idrogeno fosse presente più come atomo
singolo che come molecola biatomica H2.
PRIME MOLECOLE
quando e dove furono scoperte
• 1937
prima molecola interstellare
il radicale chimico di carbonio e idrogeno CH
• 1940
il radicale cianogeno CN
identificato negli spettri di alcune stelle brillanti di tipo O e di
tipo B nella Nebulosa di Orione.
• 1941
radicale ionizzato CH+
CH e CH+
identificati nella
Grande Nube di Magellano
PRIME M0LECOLE
riga a 21 cm
•
1951
avvento della RADIOASTRONOMIA
uno dei maggiori trionfi di questa tecnica fu infatti la scoperta della
riga alla lunghezza d'onda di 21 cm (1420 Mhz)
dovuta a transizione iperfina dello spin dell'idrogeno atomico
(da spin paralleli a spin antiparalleli)
le osservazioni nel campo radio potevano penetrare completamente attraverso la Galassia
perché
le radioonde non sono assorbite in maniera apprezzabile dalle polveri interstellari.
SVILUPPO STRUMENTALE
UTILIZZO DI RADIOSPETTROGRAFI  scoperta di nuove molecole
•
1963 scoperto l'ossidrile OH
in emissione in regioni HII della galassia M82.
•
1970 scoperta la molecola di H2 in nubi interstellari
PRIME MOLECOLE
ammoniaca
• 1968 la prima molecola composta da più di due atomi .
Si trattava della molecola dell'ammoniaca scoperta in IC342
la galassia a spirale gigante in Camelopardalis
NH3
presente in numerose nubi interstellari in direzione del
Centro della nostra galassia.
PRIME MOLECOLENH3ASTROCHIMICA
MOLECOLE COMPLESSE
• La scoperta dell’ammoniaca alterò profondamente il concetto di chimica
interstellare e …
• 1968 nascita dell'ASTROCHIMICA, nuova branca dell'Astronomia.
Fino a quel momento infatti si riteneva che
la bassa densità del mezzo interstellare (ISM) rendesse difficile, se non
impossibile, la combinazione di più di due atomi.
Si prevedeva di trovare al più molecole biatomiche e che anche queste avessero
una vita breve a causa degli effetti distruttivi della radiazione UV e dei raggi
cosmici.
In realtà però, vengono osservate molecole anche più
complesse
COME SI FORMANO
ipotesi
• Ia ipotesi  degradazione di grani di polveri nello
spazio interstellare
- non regge per 2 motivi:
1. può spiegare meno dell'1% rispetto a quanto richiesto
dai dati osservati
2. nello spazio interstellare interviene una rapida
dissociazione delle molecole per effetto della
radiazione UV
• IIa ipotesi  espulsione delle molecole organiche da
parte di stelle "fredde" (1000-2000 o K). Gli spettri delle
atmosfere di stelle "fredde" mostrano, infatti, bande
molecolari.
- non regge per il motivo 2.
COME SI FORMANO
deduzioni
La vita media di una molecola nello spazio interstellare non
permette la sua collocazione in nubi molto distanti dalla stella
stessa.
Le molecole interstellari si sono formate in situ nelle nubi molto
dense (con bassa temperatura e alta estinzione, che scherma la
radiazione ultravioletta impedendo la dissociazione) attraverso
reazioni dirette in fase gassosa o per intervento delle polveri di cui
le nubi, specie quelle molecolari, sono ricche.
Gli atomi e gli ioni più abbondanti sono convertiti in molecole per
mezzo di reazioni chimiche e tali molecole, a loro volta, prendono
parte a successive reazioni che conducono a molecole sempre più
complesse.
COME SI FORMANO
problemi
PROBLEMA CHIMICO  le basse temperature caratteristiche della
materia interstellare, 10 K, non permettono i processi chimici noti tra
molecole neutre, reazioni che procederebbero a velocità talmente basse
da non poter in alcun modo spiegare le abbondanze molecolari suggerite
dalle osservazioni.
dobbiamo considerare reazioni tra specie ionizzate
reazioni non termiche
con conseguente
interazione elettrica di attrazione tra le due particelle
meccanismo che agisce a distanze molto maggiori di quelle alle quali si fanno
sentire le forze di attrazione tra particelle neutre.
COME SI FORMANO
problemi
PROBLEMA ASTROFISICO  dove e come troviamo gli ioni?
Esistono situazioni diverse nelle nubi diffuse ed in quelle oscure
In generale la ionizzazione degli atomi nella materia interstellare (ISM)
avviene per l’interazione con:
Raggi cosmici
Raggi X
Raggi UV
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: H + + O  O + + H
COME SI FORMANO
problemi
Nelle nubi diffuse:
H, He, O, N, Ne 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.
Tuttavia, il flusso dei fotoni UV è maggiore di quello dei raggi cosmici e dei
raggi X di un fattore 106 – 107
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
COME SI FORMANO
chimica del silicio?
In linea di principio, non vi sarebbero controindicazioni, stante la capacità del silicio di sostituire il
carbonio nelle catene molecolari, avendo la stessa valenza. Ma il silicio ha minore reattività a
differenza del carbonio e non dà doppi legami se
non in alcuni composti silanici instabili.
Inoltre il Si è meno abbondante di un fattore 10 del C, in quanto può essere formato nelle stelle (giganti
rosse) in fasi evolutive successive a quella che produce carbonio e quindi in stelle
più pesanti e conseguentemente più rare.
LA CHIMICA DEL CARBONIO È LA PIÙ PROBABILE.
COME SI FORMANO problemi:
Nelle nubi oscure:
Nelle parti più interne il flusso UV è del tutto trascurabile perché schermato dall’alta densità di tali nubi
i processi di ionizzazione, necessari per la chimica tra specie ionizzate, sono affidati unicamente ai raggi cosmici.
Ma la frazione di ioni presenti è minore di quella che si riscontra nelle
nubi diffuse di un fattore che varia da 100 a 1000
REAZIONI CHIMICHE TRA SPECIE IONIZZATE RALLENTATE?
NO!
Alta densità della nube  libero cammino medio delle particelle ionizzate assai ridotto
 vita media (delle molecole) più lunga
per l'assenza del flusso di radiazione che comporta dissociazione
Ne consegue la possibilità di reazioni che formano molecole anche nelle nubi oscure.
Ad esempio, nel corso della condensazione cui va incontro una nube diffusa per divenire molecolare, una gran parte
degli ioni C + viene trasformata in CO attraverso una serie di reazioni, alla luce delle quali
la molecola CO risulta la più abbondante dopo quella dell'idrogeno (CO/H2 = 10-4).
Come si formano
chimica di superficie sui grani di polvere nelle nubi oscure
•
I grani di polvere hanno una struttura irregolare,
che serve da “rifugio” per le molecole del gas
interstellare, schermandole dalla
radiazione UV (dalla λ minore delle dimensioni
dei grani) e fungendo da catalizzatori per la sintesi
di nuove molecole attraverso diversi tipi di reazioni chimiche.
•
formazione della molecola H2
per adsorbimento H + H H2 + h n
•
L’ABBONDANZA DI H SPIEGA L’ABBONDANZA DI H2 NELLE NUBI INTERSTELLARI
•
A parte l'H2, la chimica di superficie si rivela capace di formare molecole ben più complesse.
OSSERVAZIONE DI
MOLECOLE COMPLESSE
•
Dal 1968 in poi con l’aiuto della radioastronomia e dell’astrochimica fu un
susseguirsi di scoperte di molecole sempre più complesse, fino a 13 atomi, dallo
studio dei loro spettrievidenze osservative
Le particolari righe spettrali si formano quando le molecole, o gli elettroni che le
formano, modificano il loro stato energetico.
Come lo modificano?
 PER VIBRAZIONE Anche il moto vibrazionale può cambiare, provocando
l'irraggiamento o l'assorbimento, da parte della molecola, di radiazione infrarossa
dal centesimo al decimo di eV.

PER ROTAZIONE Ogni molecola tende a ruotare intorno al proprio asse di
simmetria. Cambiamenti nella rotazione la fanno irraggiare o assorbire energia
elettromagnetica a lunghezze d'onda che si trovano normalmente nella banda
delle microonde: radio (centimetriche) o millimetriche e submillimetriche (meV)
OSSERVAZIONE DI
MOLECOLE
COMPLESSE
Queste transizioni dovute a rotazione e a vibrazione sono le uniche che hanno le energie
giuste per essere eccitate alle temperature tipiche delle nubi molecolari.
Es. molecola biatomica: livelli rotazionali all’interno di un generico livello vibrazionale.
E=(1/2)Iw2=(1/2)I(L/I)2=L2/(2I)
I=mR2, m=m1m2/(m1+m2)
L2=J(J+1)ħ2
E=J(J+1)ħ2/2I =J(J+1)B
Ove B=ħ/2I
Maggiore
è il momento di inerzia, minore è la spaziatura fra i livelli.
Lo spettro osservato permette di determinare il tipo di molecola.
Gli spettri sono più complicati nel caso di molecole con più atomi (diversi assi di rotazione).
Spettri molecolari
MOLECOLE ORGANICHE
Sul sito : http://www.astrochymist.org/
è riportato un elenco completo di molecole
organiche osservate, con l’indicazione:
 dell’anno della scoperta
 della banda elettromagnetica nella quale sono
eseguite le osservazioni
 della regione in cui sono state osservate
DOVE LE TROVIAMO
Nebulose diffuse
Nebulose dense
Comete e meteoriti - Pianeti e planetoidi Nane brune (CH4, H2O, NH3, CO)
Per quanto riguarda la Via Lattea:
140

sono state osservate nelle nubi interstellari e
circumstellari
50  nelle comete e altrove.
DOVE LE TROVIAMO
Nebulosa di Orione
un grande "serbatoio" di molecole
CO, OH ugualmente distribuite
HCN
acido cianidrico : precursore dell’ADENINA
una delle quattro BASI AZOTATE che formano i nucleotidi
degli acidi nucleici DNA e RNA.
Si concentra in nubi più piccole nella parte centrale della nebulosa
H2CO
formaldeide
CH3OH alcol metilico (CH3- è il metile :gruppo laterale dell’ alanina, il secondo
amminoacido più semplice dopo la glicina)
CS
solfuro di carbonio
CN
cianogeno
NH3
ammoniaca
HC3N
cianoacetilene e PN : precursori degli AMMINOACIDI
fortemente concentrati nelle immediate
vicinanze degli oggetti infrarossi
DOVE LE TROVIAMO
TMC NEBULOSA MOLECOLARE DEL TORO
OSCURA FREDDA – REGIONE DI FORMAZIONE STELLARE
• C3N radicale scoperto nel 1977
• ANIONE OCTATETRANILE (formato da 8 atomi di carbonio)
scoperto da un gruppo di ricerca presso l'Harvard-Smithsonian Center of Astrophysics di
Cambridge
• CH3C5N metilcianoacetilene
• CH3C6H metiltriacetilene
• CH2CCHCN cianoallene
Scoperti al NRAO (National Radio Astronomy Observatory) con il Green Bank Telescope
(GBT), telescopio sensibile in un range di 300 MHz a 50 GHz, capace quindi di captare
segnali molto deboli, come sono appunto quelli associati alle transizioni rotazionali tra
livelli di bassa energia caratteristici della maggiorparte delle molecole prebiotiche.
( Altri telescopi VLA e ALMA).
DOVE LE TROVIAMO
Sgr B2 regione ricca di molecole
Regione nel centro della Via Lattea
Regione di formazione stellare
enorme densità 108 particelle/cm3
dimensioni di circa 20 anni luce
temperatura bassa 10 o K
GALACTIC CENTER
OH, H2CO, CO uniformemente
concentrate in direzione del piano
centrale della Galassia, in particolar modo nelle
vicinanze del Centro galattico.
La maggior parte delle altre molecole
interstellari si osserva solo in pochissime regioni,
o perché probabilmente assenti o perché si trovano
in uno stato non eccitato, per cui non emettono né assorbono
segnali misurabili.
CH3OH
alcool metilico
CH3CHO
acetaldeide
CH2CN
radicale cianometile
HCOOH
acido formico : il più semplice acido organico
CO(CH2OH)2
diidrossiacetone  or DHA : il più semplice monosaccaride chetoso
PAH
idrocarburi policiclici aromatici : molecole organiche più frequenti nello spazio
CH2OHCHO
glicolaldeideun mattoncino per formare i carboidrati
NH2CH2COOH glicina  il più semplice AMMINOACIDO!!!
C3H6O3
gliceraldeide  lo zucchero più semplice
MOLECOLE ORGANICHE IMPORTANTI
PER LA VITA
GLICINA - il più semplice amminoacido - NH2CH2COOH
simulazioni mostrano che è possibile produrre amminoacidi sulle
superfici ghiacciate dei grani di polvere interstellari. L’esistenza di glicina è da
confermare.
Uno dei 20 aminoacidi che costituiscono i "mattoni" delle proteine essenziali alla vita sulla Terra.
GLICOLALDEIDE - Mattoncino per formare i carboidrati CH2OHCHO
scoperta fatta nel novembre 2008 utilizzando
il radio telescopio IRAM, in Francia.
Con il propenale CH2CHCHO (2004 dal GBT) è
in grado di produrre il ribosio, da cui si può ricavare
l'acido ribonucleico (RNA), potendo arrivare fino
all'acido desossiribonucleico. In altre parole... DNA!
Glicina
Proteine
geni
HCN
Acido cianidrico
Glicolaldeide
+
propenale
Si deduce che
• chimica in fase gassosa
• chimica di superficie
• fotolisi dei grani di polvere
sembrano al momento vie capaci di spiegare
la sintesi, nella materia interstellare, di
molecole anche alquanto complesse.
Nell'Universo sono dunque disponibili i
"mattoni" della vita in grande abbondanza.
MOLECOLE ORGANICHE = VITA ?
CHONSPMOLECOLE INORGANICHEMOLECOLE ORGANICHE
VITA?
NON È DETTO! Ma si spera!
PER PARLARE DI ORGANISMI VIVENTI BISOGNA ANDARE BEN OLTRE
IL SALTO SUCCESSIVO NECESSARIO
è che queste piccole molecole organiche diano origine per
POLIMERIZZAZIONE
a macromolecole
proteine, acidi nucleici e soprattutto RNA
che può avere all’inizio sia la funzione di contenere l’informazione genetica, sia quella di
catalizzare reazioni chimiche proprie, oggi, delle proteine enzimatiche (ma che nello spazio
non troviamo, come milioni di anni fa sulla Terra).
MACROMOLECOLE = VITA ?
A loro volta queste macromolecole alla base di tutte le cellule sono estremamente
complesse:
Una molecola di DNA in una cellula di un animale o pianta sulla Terra ha un’altissima
efficienza di replicazione:
ha un meccanismo di copiatura e di correzione degli errori che permette di
commettere un errore di
un nucleotide su cento milioni di nucleotidi
!!! Altissima efficienza!!!
È difficile pensare che sia nato spontaneamente un DNA così efficiente.
C’è quindi bisogno di una evoluzione prebiotica che ha preceduto milioni di
organismi viventi e naturalmente, perché questo avvenga, ci vuole del tempo!
Un batterio per quanto semplice è enormemente complesso
DNA  tramite l’RNA proteine
Ma per fare questo ha bisogno di proteine!
E le proteine stesse per operare sulla replicazione del DNA hanno bisogno di un gene che codifichi
per la loro stessa molecola!!
BIBLIOGRAFIA - SITI - VIDEO
•
http://newsspazio.blogspot.com/
“Molecola organica importante per la vita trovata nello spazio”
•
http://www.bo.astro.it/universo/webuniverso/dellisanti/dellisanti.html
•
http://www.explorasciencenow.rai.it/DettVideo.aspx?IDVideo=651
dibattito trasmesso martedì 25 aprile 2006, condotto dal giornalista scientifico Luciano Onder,
interventi: Maresca - microbiologia molecolare – Salerno, Brucato – Osservatorio Astronomico –
Capodimonte, Galletta – astrobiologia e astronomia – Padova, Camino – astrobiologia – Padova)
•
http://www.astrochymist.org/
•
http://www.bo.astro.it/
•
http://www.nrao.edu/index.php/learn/science/chemistryoflife
•
http://www.fisica.uniroma2.it/~balbi/astrobiologia/Lezione_1.pdf
•
http://www.fisica.uniroma2.it/~balbi/astrobiologia/Lezione_2.pdf
•
“iGenetica FONDAMENTI “ J.RUSSEL, EDISES