MOLECOLE ORGANICHE NEL COSMO

1. Francesca R. Strocchio MOLECOLE ORGANICHENEL COSMO

2. 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?

3. Componenti di partenzaelementi 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.

4. Componenti di partenzaelementi 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

6. Componenti di partenzaquando furono scoperti • Lo studio quantitativo del mezzo interstellare iniziò dopo che la spettrografia rese possibile l'analisi dettagliata della luce proveniente dalle stelle. • 1904calcio 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.

7. PRIME MOLECOLEquando 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

8. PRIME M0LECOLE riga a 21 cm • 1951avvento 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

9. PRIME MOLECOLEammoniaca • 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.

10. 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 osservatemolecole anche più complesse

11. COME SI FORMANOipotesi • Ia ipotesi  degradazione di grani di polveri nello spazio interstellare - non regge per 2 motivi: • può spiegare meno dell'1% rispetto a quanto richiesto dai dati osservati • 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.

12. COME SI FORMANOdeduzioni 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.

13. COME SI FORMANOproblemi PROBLEMA CHIMICO  le basse temperature caratteristiche della materia interstellare, 10 K, non permettono i processi chimici noti tra molecole neutre,reazioniche 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.

14. COME SI FORMANOproblemi 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

15. COME SI FORMANOproblemi 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

16. COME SI FORMANOchimica 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 (gigantirosse) 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.

17. 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).

18. Come si formanochimica 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.

19. OSSERVAZIONE DIMOLECOLE 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)

20. OSSERVAZIONE DIMOLECOLE 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 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). Ove B=ħ/2I

21. Spettri molecolari

22. 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

24. 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.

25. DOVE LE TROVIAMO Nebulosa di Orione un grande "serbatoio" di molecole CO, OHugualmente 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 H2COformaldeide 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

26. DOVE LE TROVIAMOTMC NEBULOSA MOLECOLARE DEL TOROOSCURA 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 • CH3C5Nmetilcianoacetilene • CH3C6Hmetiltriacetilene • 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).

27. 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 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 GALACTIC CENTER glicina

28. 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!

29. Glicina Proteine geni HCN Acido cianidrico Glicolaldeide + propenale

30. 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.

31. 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).

32. 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!!

33. 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