Chimica
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Abbondanza cosmica
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Abbondanza cosmica
L’abbondanza cosmica indica la composizione relativa dei vari elementi in un corpo celeste e la frazione di atomi di ciascun elemento (sotto forma neutra o ionizzata, atomica o molecolare) presenti nel universo. Con riferimento alla prevalenza di alcuni elementi in determinati corpi si parla di abbondanza planetaria, cosmica, meteoritica ed asteroidale.
Viene generalmente espressa in percentuale rispetto all’idrogeno oppure in percentuale di milioni di atomi di silicio (cioè in una scala che ponga l’abbondanza del Silicio uguale a 10).
L’indagine sulle abbondanze cosmiche coincide con lo studio del mezzo interstellare, già oggetto di attenzione da parte di H. W. Olbers, O. Struve e A. Secchi, ma solo all’inizio del secolo XX si iniziò ad indagare in maniera sistematica la materia diffusa.
Nel 1907 le fotografie di E. E. Barnard della Via lattea avevano evidenziato zone oscure come la nebulosa nota come Testa di cavallo in Orione, rendendo attuale l’ipotesi di F. Herschel che aveva supposto l’esistenza di zone in cui, per ragione ancora allora sconosciuta, o non esistevano stelle o la luce di queste non transitava sino a noi.
J. F. Hartmann lavorando sulla variabile δ Orionis (1904) notò che mentre le righe spettrali indicavano periodici spostamenti dovuti all’effetto Doppler, la riga del calcio ionizzato (K) si dissociava dall’effetto stesso. Hartmann ne dedusse che tale riga non poteva appartenere alla stella, ma era probabilmente originata dal calcio ionizzato diffuso nello spazio lungo la direttrice stella-osservatore.
Da allora in poi la scoperta di nuove righe spettrali ha allargato numericamente la popolazione degli elementi rivelando la presenza del sodio, dell’idrogeno, dell’elio, dell’ossigeno, del calcio, dell’alcool metilico, dell’ammoniaca, del potassio, dell’anidride carbonica, ed altri elementi ancora.
Sul finire degli anni trenta, erano già stati individuati gli spettri dei radicali CH, CH\(^+\) e CN. Negli anni sessanta l’osservazione in ottico si integrò con i risultati in radio, e altre molecole si aggiunsero all’elenco di quelle note. Le ricerche in radio condotte in principio dall’Osservatorio di Grean Bank alla lunghezza d’onda di 6,21 cm evidenziarono la presenza della formaldeide in tutte le radiosorgenti osservate.
Negli anni ottanta e novanta la ricerca scientifica si concentrò sulle molecole aromatiche, le PAH (Policiclic Aromatic Hydrogenated: molecole policicliche aromatiche idrogenate), così chiamate per il forte odore, caratterizzate da una struttura esagonale di carbonio.
Le molecole sono presenti in nebulose e galassie, ambienti caratterizzati da una forte emissione di luce ultravioletta. Il radiotelescopio della Sierra Nevada evidenziò (1990) una transizione a 1,63 mm della molecola dell’acqua, consentendo di stimare l’abbondanza dell’acqua rispetto all’idrogeno nella proporzione di 20/30 molecole d’acqua per un milione di molecole d’idrogeno.
Lo studio si è accentuato con la ricerca condotta dallo spazio. Le sonde Vega e Giotto inviate incontro alla cometa di Halley nel 1986, confermarono la presenza dell’acqua quale componente principale della chioma (circa l’80%), e rivelarono anidride carbonica, formaldeide, e molecole organiche: questo spinse ad ipotizzare la presenza di batteri disidratati a 60° Celsius; la sonda IRAS rivelò (1989) la presenza di anidride carbonica nella materia interstellare ed intense emissioni di polveri a 100 μm, ed in varie altre lunghezze d’onda, significando così l’esistenza di almeno due popolazioni di polvere interstellare, una a 100 μm, l’altra a lunghezze d’onda più piccole.
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Valori delle abbondanze cosmiche
Lo studio delle abbondanze è una tappa essenziale nello studio della nascita ed evoluzione nell’universo, perché l’analisi delle singole differenze fra gli elementi spiega l’evoluzione della materia per stelle e galassie. Misurando le proporzioni in cui atomi e molecole sono presenti nell’universo, si è potuto indagare sulla struttura dell’universo, sulle modalità in cui il materiale diffuso nel mezzo interstellare si è combinato. Il prevalere di certi elementi rispetto ad altri, la successione temporale in cui si sono prodotti, ha portato un basilare contributo alla teoria della formazione stellare.
Le proporzioni di abbondanze sono espresse confrontando l’elemento in esame con il numero di atomi di un altro elemento preso a riferimento, generalmente l’idrogeno, oppure considerando il peso di ciascun atomo, oppure ancora infine il loro volume e via dicendo.
I metodi più comuni sono comunque due:
- la misura in percentuale assumendo come elemento di riferimento l’idrogeno in quanto elemento più abbondante;
- la misura in percentuali di milioni di atomi di silicio.
La misura dell’abbondanza per le meteoriti avviene con tecniche di laboratorio per lo studio della composizione chimica di un campione, mentre per i corpi celesti si usano naturalmente tecniche spettrali derivando l’abbondanza cosmica dei singoli elementi dalla larghezza ed intensità delle righe spettrali caratteristiche di ciascun elemento.
Con l’analisi spettroscopica si costruiscono le tabelle dell’abbondanza (abbondanza standard); queste tabelle hanno mostrato nel tempo sempre il medesimo andamento: una forte presenza d’idrogeno ed elio (che rappresentano circa il 98% degli atomi), con una curva decrescente sino agli elementi del calcio e del titanio, che risale poi culminando con il ferro.
È stato tramite queste tabelle che si è potuto rilevare come le abbondanze cosmiche siano caratterizzate da una marcata predominanza dell’idrogeno e dell’elio che da soli costituiscono circa il 90% degli atomi.
Si è trovata una sostanziale equivalenza fra fra abbondanze standard e abbondanze osservate, con l’eccezione di stelle vecchie che, rispetto ad altre stelle come il Sole, si sono mostrate più povere di elementi pesanti.
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Determinazioni sperimentali
Analisi diretta
Per quanto riguarda la determinazione diretta dell’abbondanza cosmica le possibilità sono assai rare, in quanto è assai difficile avere a disposizione materiali provenienti dallo spazio, e l’analisi del vento solare dà risultati poco utili. Ne discende che le uniche analisi chimiche dirette ed affidabili sono quelle su campioni a disposizione immediata degli scienziati: è il caso delle misurazioni sui frammenti di roccia, del nostro sistema solare, ricavati dalla Luna, da Marte, e dagli altri pianeti e meteoriti (specialmente le meteoriti condritiche). Questi studi forniscono informazioni relative alla quantità di massa degli elementi allo stato solido.
In questi casi la tecnica utilizzata è la spettrometria di massa, che fornisce il cosiddetto spettro di massa, da cui si può ricavare il rapporto tra gli elementi presenti all’interno dei frammenti stessi. Il problema dalla misurazione diretta dell’abbondanza cosmica è dato dal fatto che le misurazioni più precise, quelle sui campioni a disposizione una volta prelevati, sono però soggette ad errori dovuti non alla precisione dei mezzi o delle tecniche usate, bensì alla possibile alterazione campioni. Infatti durante il trasporto (o l’arrivo nel caso dei meteoriti) dei frammenti di corpi celesti le condizioni degli stessi possono subire delle consistenti alterazioni, dovute per esempio all’impatto con l’atmosfera.
Analisi indiretta
La maggior parte delle misurazioni dell’abbondanza cosmica sono effettuate studiando le radiazioni che le varie specie atomiche emettono. La spettrofotometria di assorbimento permette l’esame delle righe spettrali assorbite od emesse dai corpi celesti, che corrispondono alle radiazioni assorbite/emesse. Poiché si è osservato che i rapporti tra le quantità dei diversi elementi sono, con ottima approssimazione, costanti nell’universo, che si stia prendendo in considerazione il sistema solare, una nebulosa, una galassia, o qualsiasi altro corpo celeste, questo permette di poter utilizzare il Sole come principale oggetto di analisi.
Infatti oltre il 99,9% della massa del sistema solare è concentrata in questa stella, quindi la composizione di quest’ultimo è sostanzialmente uguale a quella dell’intero universo. Per poter misurare la composizione del Sole si usa la spettroscopia (che fa parte della spettrofotometria), che è in grado di rivelare la quantità di massa di un certo elemento presente allo stato gassoso nella fotosfera solare analizzando l’intensità delle righe spettrali: tanto più sono intense tanto più è alta la presenza del corrispondente elemento chimico nella stella.
Una determinazione soggetta ad errori
Nonostante i grandissimi progressi che l’astrofisica ha compiuto negli ultimi decenni l’analisi spettrofotometrica non assicura una precisione assoluta nella determinazione dell’effettiva presenza di questo o di quell’elemento chimico in un dato corpo celeste. Se a questo si aggiunge quanto detto prima, cioè che la misurazione diretta dell’abbondanza cosmica è quanto mai imprecisa, si comprende come la determinazione di questo parametro non abbia raggiunto livelli di precisione soddisfacenti.
Finché non saranno eliminati i problemi di misurazione degli spettri e non saranno compiuti ulteriori progressi per quanto riguarda le caratteristiche spettrometriche delle particelle, i risultati sull’abbondanza cosmica dell’universo (ottenuti con la misurazione indiretta, che in linea teorica potrebbe garantire dati quasi certi, al contrario dell’analisi diretta) non potranno dirsi completamente affidabili.
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Rilevanza cosmologica delle abbondanze
Lo studio delle abbondanze è una tappa essenziale nello studio della nascita ed evoluzione nell’universo, perché l’analisi delle singole differenze fra gli elementi spiega l’evoluzione della materia per stelle e galassie.
Misurando le proporzioni in cui atomi e molecole sono presenti nell’universo, si è potuto indagare sulla struttura dell’universo, sulle modalità in cui il materiale diffuso nel mezzo interstellare si è combinato. Il prevalere di certi elementi rispetto ad altri, la successione temporale in cui si sono prodotti, ha portato un basilare contributo alla teoria della formazione stellare.
La proporzione degli elementi ha aiutato a comprendere che le stelle, utilizzando l’idrogeno quale materia prima, fabbricano in successione tutti gli altri elementi (nucleosintesi stellare), aggiungendo di volta in volta protoni e neutroni. Questo significa consequenzialmente – se si accetta la teoria – che soltanto l’idrogeno è di natura primordiale, frutto cioè della primitiva radiazione, creato (creatosi) nei primi istanti seguenti il famoso (e discusso) big bang.
Queste creazioni a catena, sulla base delle nostre attuali conoscenze, si arrestano al ferro: gli altri elementi più pesanti e più complessi sembrano originati dalla supernovae.
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Abbondanze stellari
Una prova indiretta di questo modello evolutivo la si trarrebbe dalla considerazione che le stelle più antiche, quelle createsi ai primordi, in un ambiente giovane, sono più povere di elementi pesanti che non le stelle giovani formatesi con arricchimento del mezzo interstellare.
Questo modello standard ha mostrato tuttavia alcune differenze: le stelle più vecchie, come quelle appartenenti agli ammassi globulari, sono meno ricche di elementi pesanti rispetto ad altre stelle (ad esempio, il Sole), sul quale sono stati ad oggi individuati ben 67 dei 92 elementi chimici esistenti (senza contare gli elementi radioattivi).
Le stelle quindi assolvono alla formazione continua di elementi, partendo da quello che i cosmologi definiscono il mattone primordiale, sino alle ultime serie; ed il processo, noto come nucleosintesi stellare, può manifestarsi essenzialmente in due modi:
- in modalità tranquilla, attraverso il processo termonucleare;
- in modalità violenta attraverso l’esplosione di una nova o supernova.
Si forma così una catena continua di cui possiamo ad oggi con sicurezza individuare soltanto alcuni passaggi, una catena che dal macrocosmo si spinge sino al microcosmo considerando che nell’essere umano si ritrova la stessa serie di elementi già individuati nel mezzo interstellare: carbonio, ossigeno, azoto.
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Abbondanze nelle novae e nelle nane bianche
Con rivelatori sempre più efficienti e grazie soprattutto al lavoro condotto con lo IUE, è stata resa possibile la spettrometria nell’ultravioletto fra 1200 e i 3200 Å, riscontrando negli involucri di novae linee di elementi sfuggite all’osservazione condotte da terra. Dall’esame della proporzione degli elementi presenti in una nova si è giunti alla formulazione di nuove teorie sulla struttura delle nane bianche.
Secondo queste teorie la concentrazione di elementi non può originare da una reazione nucleare, perché il numero complessivo di atomi del carbonio, dell’azoto e del calcio resta costante, e pertanto essi devono essere già presenti sulla superficie della nana.
Secondo questi modelli il 3% delle nane bianche dovrebbe possedere un nucleo composto di elementi pesanti come neon, magnesio e ossigeno. Le novae Cyg 1975, Cr 1981, Aql 1982 mostrarono un’abbondanza eccessiva di questi elementi, ed addirittura fortissima la mostrava la nova Aql 1982.
