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Molecole del mezzo interstellare

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Le molecole elencate di seguito sono state rilevate mediante spettroscopia. Le loro caratteristiche spettrali sono generate da transizioni di elettroni tra diversi livelli di energia, o da spettri rotazionali o vibrazionali. Il rilevamento di solito si verifica mediante analisi delle onde radio, microonde o suddivisioni a infrarossi dello spettro.[1]

Le molecole interstellari sono formate da reazioni chimiche all'interno di nubi interstellari o circumstellari sparse di polvere e gas. Solitamente questo si verifica quando una molecola diventa ionizzata, talvolta a seguito di un'interazione con un raggio cosmico. Questa molecola carica positivamente attira quindi un reagente vicino mediante attrazione elettrostatica degli elettroni della molecola neutra. Le molecole possono anche essere generate da reazioni tra atomi neutri e molecole, sebbene questo processo sia generalmente più lento.[2] La polvere svolge un ruolo fondamentale di schermatura delle molecole dall'effetto ionizzante delle radiazioni ultraviolette emesse dalle stelle.[3]

Storia

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La chimica della vita potrebbe essere iniziata poco dopo il Big Bang, 13,8 miliardi di anni fa, durante un'epoca abitabile in cui l'Universo aveva solo 10-17 milioni di anni.[4]

La prima molecola contenente carbonio rilevata nel mezzo interstellare è stata il radicale metilidinico (CH•) nel 1937.[5] Dai primi anni '70 stava diventando evidente che la polvere interstellare consisteva in un grande insieme di molecole organiche più complesse,[6] probabilmente polimeri. L'astronomo Chandra Wickramasinghe propose l'esistenza di una composizione polimerica basata sulla molecola formaldeide (H2CO).[7] Fred Hoyle e Chandra Wickramasinghe proposero in seguito l'identificazione di composti aromatici biciclici da un'analisi dell'assorbimento dell'estinzione ultravioletta a 2175 Å,[8] dimostrando così l'esistenza di molecole di idrocarburi policiclici aromatici nello spazio.

Nel 2004, gli scienziati riportarono[9] la rilevazione delle firme spettrali di antracene e pirene nella luce ultravioletta emessa dalla nebulosa Rettangolo Rosso (nessun'altra molecola così complessa era mai stata rilevata in precedenza nello spazio). Questa scoperta è stata considerata una conferma di un'ipotesi secondo la quale le nebulose dello stesso tipo di quella del Rettangolo Rosso sono prossime alla fine della loro vita, le correnti di convezione fanno sì che carbonio e idrogeno nel nucleo delle nebulose siano catturati dai venti stellari e si irradino verso l'esterno.[10] Mentre si raffreddano, gli atomi si legano apparentemente l'un l'altro in vari modi e alla fine formano particelle di un milione o più atomi. Gli scienziati hanno dedotto[9] che da quando hanno scoperto gli idrocarburi policiclici aromatici (IPA) - che possono essere stati fondamentali nella formazione dei primi anni di vita sulla Terra - in una nebulosa, per necessità devono originarsi nelle nebulose.[10]

Nel 2010, fullereni (o buckyballs) sono stati rilevati nelle nebulose.[11] I fullereni sono stati implicati nell'origine della vita; secondo l'astronomo Letizia Stanghellini, "È possibile che le buckyballs dallo spazio esterno abbiano fornito i semi per la vita sulla Terra."[12]

Nell'ottobre 2011, gli scienziati hanno scoperto mediante spettroscopia che la polvere cosmica contiene composti organici complessi (in particolare solidi organici amorfi con una struttura aromatica-alifatica mista) che potrebbero essere stati creati naturalmente e rapidamente dalle stelle.[13][14] I composti sono così complessi che le loro strutture chimiche assomigliano alla composizione di carbone e petrolio; in precedenza si pensava che tale complessità chimica avesse luogo solo in organismi viventi.[13] Queste osservazioni suggerirebbero che i composti organici introdotti sulla Terra da particelle di polvere interstellare potrebbero servire come ingredienti base per la vita grazie alle proprie attività catalitiche superficiali.[15]

Nell'agosto 2012, gli astronomi dell'Università di Copenaghen hanno segnalato la rilevazione in un sistema stellare distante di una specifica molecola di glucide, la glicolaldeide. La molecola è stata trovata intorno al sistema binario protostellare IRAS 16293-2422, distante 400 anni luce dalla Terra.[16] La glicolaldeide è necessaria per formare l'acido ribonucleico, o RNA, che è simile in funzione al DNA. Questa scoperta suggerisce che molecole organiche complesse possono formarsi in sistemi stellari prima della formazione dei pianeti, arrivando successivamente su pianeti giovani all'inizio della loro formazione.[17]

Nel settembre 2012, scienziati della NASA hanno riferito che gli IPA, sottoposti a condizioni di mezzo interstellare (ISM) , vengono trasformati, attraverso idrogenazione, ossigenazione e idrossilazione, a sostanze organiche più complesse; ciò rappresenterebbe un ulteriore passo lungo il percorso verso la formazione di aminoacidi e nucleotidi, che sono rispettivamente le materie prime di proteine e DNA.[18][19] Inoltre, a seguito di queste trasformazioni, gli IPA perdono la loro firma spettroscopica e questa potrebbe essere una delle ragioni "per la mancanza di rilevamento di IPA nei grani di ghiaccio interstellare, in particolare nelle regioni esterne di nuvole fredde e dense o negli strati molecolari superiori dei dischi protoplanetari "[18][19]

Gli IPA si trovano ovunque nello spazio profondo[20] e, nel giugno 2013 sono stati rilevati nell'atmosfera superiore di Titano, la più grande luna del pianeta Saturno.[21]

Una regione particolarmente ampia e ricca per la rilevazione di molecole interstellari è Sagittarius B2 (Sgr B2). Questa gigantesca nube molecolare si trova vicino al centro della galassia della Via Lattea ed è un obiettivo frequente per nuove ricerche. Circa la metà delle molecole elencate di seguito sono state trovate vicino a Sgr B2 e quasi ogni altra molecola è stata rilevata in tali dintorni.[22] Una ricca fonte di indagine per le molecole circumstellari è la stella relativamente vicina CW Leonis (IRC +10216), in cui sono stati identificati circa 50 composti.[23]

Nel marzo 2015, gli scienziati della NASA hanno riferito che, per la prima volta, complessi composti organici di DNA e RNA, compresi uracile, citosina e timina, sono stati creati in laboratorio ricreando le condizioni di un ambiente tipico dello spazio utilizzando sostanze di base quali la pirimidina, trovata in meteoriti. La pirimidina, così come gli idrocarburi policiclici aromatici, è la sostanza chimica più ricca di carbonio trovata nell'universo e potrebbe essersi formata in giganti rosse o in nubi interstellari di polvere e gas.[24]

Molecole

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La seguente è una lista di molecole che sono state osservate nel mezzo interstellare, raggruppate per numero di atomi che le compongono.

Biatomiche (43)

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Il monossido di carbonio è frequentemente utilizzato per valutare la distribuzione della massa nelle nubi molecolari.[25]
Molecole Designazione Massa Ione
AlCl Monocloruro di alluminio[26][27] 62.5 —
AlF Monofluoruro di alluminio[26][28] 46 —
AlO Monossido di alluminio 43 —
— Idruro di argon[29] 41 ArH+
C2 Carbonio biatomico 24 —
— Fluorometilidinio 31 CF+
CH Radicale metilidine 13 CH+
CN Cianogeno 26 CN+
CO Monossido di carbonio 28 CO+
CP Monofosfuro di carbonio 43 —
CS Monosolfuro di carbonio 44 —
FeO Ossido ferroso 82 —
H2 Idrogeno molecolare 2 —
HCl Cloruro di idrogeno 36.5 HCl+
HF Fluoruro di idrogeno 20 —
HO Radicale ossidrile 17 OH+
KCl Cloruro di potassio 75.5 —
NH Monoidruro di azoto 15 —
N2 Azoto molecolare 28 —
NO Monossido di azoto 30 NO+
NS Solfuro di azoto 46 —
NaCl Cloruro di sodio 58.5 —
— Catione di magnesio monoidruro 25.3 MgH+
NaI Ioduro di sodio 150 —
O2 Ossigeno molecolare 32 —
PN Nitruro di fosforo 45 —
PO Monossido di fosforo 47 —
SH Monoidruro di zolfo 33 SH+
SO Monossido di zolfo 48 SO+
SiC Carburo di silicio 40 —
SiN Mononitruro di silicio 42 —
SiO Monossido di silicio 44 —
SiS Monosolfuro di silicio 60 —
TiO Monossido di titanio 63.9 —

Triatomiche (42)

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Il catione idrogenonio H3+ è uno degli ioni più abbondanti dell'universo. Fu rilevato per la prima volta nel 1993.[30][31]
Molecole Designazione Massa Ione
AlNC Isocianuro di alluminio 53 —
AlOH Idrossido di alluminio 44 —
C3 Tricarbonio 36 —
C2H Radicale etnile 25 —
CCN Cianometilidina 38 —
C2O Monossido di carbonio 40 —
C2S Tiooxoetenilidene 56 —
C2P Fosfuro di carbonio 55 —
CO2 Anidride carbonica 44 —
FeCN Cianuro ferroso 82 —
— Idrogenonio 3 H3+
H2C Radicale metilene 14 —
— ione alonio 37,5 H2Cl+
H2O Acqua 18 H2O+
HO2 Idroperossile 33 —
H2S Acido solfidrico 34 —
HCN Acido cianidrico 27 —
HNC Acido isocianidrico 27 —
HCO Radicale Formile 29 HCO+
HCP Metilidinfosfano 44 —
— Tioformile 45 HCS+
— Diazenilio 29 HN2+
HNO Nitrossile 31 —
— Isoformile 29 HOC+
HSC Isotioformile 45 —
KCN Cianuro di potassio 65 —
MgCN Cianuro di magnesio 50 —
MgNC Isocianuro di magnesio 50 —
NH2 Radicale Amino 16 —
- Diazenilio 29 N2H+
N2O Ossido di diazoto 44 —
NaCN Cianuro di sodio 49 —
NaOH Idrossido di sodio 40 —
OCS Carbonilsolfuro 60 —
O3 Ozono 48 —
SO2 Diossido di zolfo 64 —
c-SiC2 c-Carburo di silicio 52 —
SiCN Carbonitruro di silicio 54 —
SiNC Carbonitruro di silicio 54 —
TiO2 Biossido di titanio 79,9 —

Tetraatomiche (26)

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La formaldeide è una molecola organica ampiamente distribuita nel mezzo interstellare.[32]
Molecole Designazione Massa Ione
CH3 Radicale metile 15 —
l-C3H Propinilidina 37 l-C3H+
c-C3H Ciclopropinilidina 37 —
C3N Cianoetinile 50 C3N−
C3O Monossido di tricarbonio 52 —
C3S Tricarbonio solfuro 68 —
— Idronio 19 H3O+
C2H2 Acetilene 26 —
H2CN Metilene amidogeno 28 H2CN+
H2CO Formaldeide 30 —
H2CS Tioformaldeide 46 —
HCCN — 39 —
— Acido cianidrico protonato 28 HCNH+
— Anidride carbonica protonata 45 HOCO+
HCNO Acido fulminico 43 —
HOCN Acido isocianico 43 —
HOOH Perossido di idrogeno 34 —
HNCO Acido isocianico 43 —
HNCS Acido tiocianico 59 —
NH3 Ammoniaca 17 —
HSCN Acido tiocianico 59 —
SiC3 Tricarburo di silicio  64 —
HMgNC Isocianuro di idromagnesio  51.3 —

Cinque atomi (18)

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Il metano, componente principale del gas naturale, è stato scoperto anche nelle comete e nell'atmosfera di alcuni pianeti del sistema solare.[33]
Molecole Designazione Massa Ione
— Ione ammonio
CH4 Metano 16 —
CH3O Radicale metossi 31 —
c-C3H2 Ciclopropenilidene 38 —
l-H2C3 Propadienilidene 38 —
H2CCN Cianometile 40 —
H2C2O Etenone 42 —
H2CNH Metilenimina 29 —
HNCNH Carbodiimmidi 42 —
— Formaldeide protonata 31 H2COH+
C4H Butadiinile 49 C4H−
HC3N Cianoacetilene 51 —
HCC-NC Isocianoacetilene 51 —
HCOOH Acido formico 46 —
NH2CN Cianammide 42 —
HC(O) CN Cianoformaldeide 55 —
SiC4 Carburo di silicio 92 —
SiH4 Silano 32 —

Sei atomi (16)

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Nel mezzo interstellare la formammide (immagine) si può combinare con il radicale metilene per formare acetammide.[34]
Molecole Designazione Massa Ione
c-H2C3O Ciclopropenone 54 —
E-HNCHCN E-Cianometanimmina 54 —
C2H4 Etilene 28 —
CH3CN Acetonitrile 40 —
CH3NC Metilisocianuro 40 —
CH3OH Metanolo 32 —
CH3SH Metantiolo 48 —
l-H2C4 Diacetilene 50 —
— Cianoacetilene protonata 52 HC3NH+
HCONH2 Formammide 44 —
C5H Pentinilidina 61 —
C5N Radicale Cianobutadiinile 74 —
HC2CHO Propinale 54 —
HC4N —  63 —
CH2CNH Cetenimmina 40 —
C5S — 92 —

Sette atomi (9)

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Sia l'acetaldeide (in figura) che i suoi isomeri alcol vinilico e ossido di etilene, sono stati trovati nel mezzo interstellare.[35]
Molecole Designazione Massa Ione
c-C2H4O Ossido di etilene 44 —
CH3C2H Metilacetilene 40 —
H3CNH2 Metilammina 31 —
CH2CHCN Acrilonitrile 53 —
H2CHCOH Alcol vinilico 44 —
C6H Radicale esatriinile 73 C6H−
HC4CN Cianodiacetilene 75 —
CH3CHO Acetaldeide 44 —

Otto atomi (11)

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La segnatura radio dell'acido acetico nel mezzo interstellare è stata confermata nel 1997.[36]
Molecole Designazione Massa
H3CC2CN Metilcianoacetilene 65
H2COHCHO Glicolaldeide 60
HCOOCH3 Metilformato 60
CH3COOH Acido acetico 60
H2C6 Esapentaenilidene 74
CH2CHCHO Acroleina 56
CH2CCHCN Cianoallene 65
CH3CHNH Etanimmina 43
C7H Radicale Eptatrienile 85
NH2CH2CN Amminoacetonitrile 56
(NH2)2CO Urea 60

Nove atomi (10)

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Molecole Designazione Massa Ione
CH3C4H Metildiacetilene 64 —
CH3OCH3 Etere dimetilico 46 —
CH3CH2CN Propionitrile 55 —
CH3CONH2 Acetammide 59 —
CH3CH2OH Alcol etilico 46 —
C8H Radicale octotetranile 97 C8H−
HC7N Cianoesatriina o Cianotriacetilene 99 —
CH3CHCH2 Propilene (propene) 42 —
CH3CH2SH Etantiolo 62 —

Dieci e più atomi (15)

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Atoms Molecole Designazione Massa Ione
10 (CH3)2CO Acetone 58 —
10 (CH2OH)2 Glicole etilenico 62 —
10 CH3CH2CHO Propanal 58 —
10 CH3C5N Metilcianodiacetilene 89 —
10 (CH3)2CHCN Isopropilcianuro 69 —
11 HC8CN Cianotetraacetilene 123 —
11 C2H5OCHO Formiato di etile 74 —
11 CH3COOCH3 Acetato di metile 74 —
11 CH3C6H Metiltriacetilene 88 —
12 C6H6 Benzene 78 —
12 C3H7CN Butirronitrile 69 —
13 HC10CN Cianodecapentaina 147 —
13 HC11N Cianopentaacetilene 159 —
60 C60 Buckminsterfullerene
(C60 fullerene)		 720 C60+
70 C70 C70 fullerene 840 —

Molecole deuterate (17)

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Tutte queste molecole contengono uno o più atomi di deuterio, un isotopo pesante dell'idrogeno.

Atoms Molecole Designazione
2 HD Deuteruro di idrogeno
3 H2D+, HD2+ Idrogenonio
3 HDO, D2O Acqua pesante
3 DCN Acido cianidrico
3 DCO Radicale formile
3 DNC Acido cianidrico
3 N2D+ — 
4 NH2D, NHD2, ND3 Ammoniaca
4 HDCO, D2CO Formaldeide
5 NH3D+ Ione ammonio
7 CH2DCCH, CH3CCD Metilacetilene

Non confermate (13)

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In letteratura è stata riportata l'evidenza dell'esistenza delle seguenti molecole, ma la loro rilevazione è stata descritta come probabile o è stata messa in dubbio da altri ricercatori; sono pertanto necessarie conferme indipendenti per poterle considerare come accertate.

Atoms Molecole Designazione
2 SiH Sililidina
4 PH3 Fosfina
4 MgCCH Monoacetiluro di magnesio
4 NCCP Cianofosfaetino
5 C5 Carbonio lineare C5
5 H2NCO+ -
4 SiH3CN Cianuro di silile
10 H2NH2CCOOH Glicina
12 CO(CH2OH)2 Diidrossiacetone
12 C2H5OCH3 Etilmetiletere
18 C10H8+ Naftalene catione
24 C24 Grafene
24 C14H10 Antracene
26 C16H10 Pirene

Note

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  1. ^ (EN) Frank H. Shu, The Physical Universe: An Introduction to Astronomy, Libri universitari scientifici, 1982, ISBN 0-935702-05-9.
  2. ^ (EN) A. Dalgarno, The galactic cosmic ray ionization rate (abstract), in PNAS, 103 (33), 25 marzo 2006, pp. 12269-12273, Bibcode:2006PNAS..10312269D, DOI:10.1073/pnas.0602117103.
  3. ^ Brown, Laurie M.; Pais, Abraham; Pippard, A. B., The physics of the interstellar medium", Twentieth Century Physics (2nd ed.), CRC Press, 1995, p. 1765, ISBN 0-7503-0310-7.
  4. ^ (EN) Abraham Loeb, The habitable epoch of the early Universe (abstract), in International Journal of Astrobiology, vol. 13, n. 4, 9 settembre 2014, Bibcode:2014IJAsB..13..337, DOI:10.1017/S1473550414000196, PMID 16894166.
  5. ^ (EN) DE Woon, The Astrochemist, su astrochymist.org. URL consultato il 27 aprile 2018.
  6. ^ (EN) M. Ruaud J. C. Loison et al., Modelling complex organic molecules in dense regions: Eley–Rideal and complex induced reaction, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 447, n. 4, 29 gennaio 2015, pp. 4004-4017, Bibcode:2015MNRAS.447.4004, DOI:10.1093/mnras/stu2709.
  7. ^ (EN) N. C. WICKRAMASINGHE, Formaldehyde polymers in interstellar space (abstract), in Nature, vol. 252, 6 dicembre 1974, pp. 462-463, DOI:10.1038/252462a0.
  8. ^ (EN) F. Hoyle, N.C. Wickramasinghe, Identification of the lambda 2200Å interstellar absorption feature, in Nature, vol. 270, n. 323, 1977.
  9. ^ a b (EN) Stephen Battersby, Space molecules point to organic origins, su newscientist.com, 9 gennaio 2004.
  10. ^ a b (EN) G. Mulas et al., Estimated IR and phosphorescence emission fluxes for specific polycyclic aromatic hydrocarbons in the Red Rectangle, in A&A, vol. 446, n. 2, 3 gennaio 2006, Bibcode:2006A&A...446..537M, DOI:10.1051/0004-6361:20053738.
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