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L'idrogeno molecolare


Giovedý 23, Ottobre 2014
in  Stella Stellina


Quando due atomi di idrogeno si legano insieme a formare, la molecola H2 le emissioni associate al movimento di queste molecole non sono rivelabili con i radiotelescopi, ma, solo recentemente, nel 1970, nelle lunghezze d'onda ultraviolette e tramite l'assorbimento della radiazione di stelle molto calde (sopra le 10.000 ka).


Così, benchè quella dell'idrogeno sia la molecola più abbondante, la sua rivelazione e spesso indiretta e ci viene dallo studio della sua interazione con le molecole che emettono onde radio, quali l'ossido di carbonio. L'idrogeno molecolare, acquistando energia dalla radiazione stellare puó infatti cederla per collisione alle molecole di ossido di carbonio, inducendole così ad irraggiare energia.


Questo processo è favorito dalla grande abbondanza e densità dell'idrogeno molecolare. Esso è infatti 10.000 volte più abbondante dell'ossido di carbonio. La collisione ha l'effetto di far ruotare su se stessa la molecola di carbonio, e in seguito l'energia così acquistata viene ceduta sotto forma di una piccola quantità di radiazione, alla lunghezza d'onda di 2,6 mm, corrispondente a 115,271 Mhz.


Si ritiene che l'ossido di carbonio e l'idrogeno molecolare siano strettamente legati per quello che riguarda la distribuzione nella Galassia. Partendo dal vuoto centrale entro 12.000 anni luce, il disco di idrogeno molecolare e carbonio si estende all'incirca la metà di quello dell'idrogeno neutro raggiungendo la distanza dal centro di 30.000 anni luce, all'incirca la stessa distanza del sole dal nucleo galattico. Il suo spessore, 300 anni luce, è all'incirca la metà di quello del disco di idrogeno e tende a crescere andando dal centro verso l'esterno.


Due anni fa si è inoltre scoperto che la concenrazione del gas molecolare non è uniforme ma nella zona della via Lattea osservabile dall'emisfero sud della terra è meno densa, all'incirca il 70% lievemente più dispersa.


Questa distribuzione è così più simile ad un anello asimmetrico piuttosto che ad un disco forato, pieno di dense nubi molecolari molto più dense e più estese di quelle dell'idrogeno atomico.


All'intorno di queste nubi, opache alla radiazione stellare, puó essere favorita la formazione di composti molecolari più complessi.


Gli elementi base di questi composti derivano come per la quasi totalità degli elementi più pesanti dell'idrogeno, dall'arricchimento dell'idrogeno primordiale nel nucleo di stelle massicce poi esplose come supernovae. La presenza di questi composti ci viene rivelata ancora una volta dai processi di eccitazione che essi subiscono nello spazio. Alcuni di essi infatti ruotano o vibrano naturalmente, acquistando o cedendo energia a lunghezze d'onda rilevabili con gli strumenti terrestri.


Tra di essi l'ossidrile e la formaldeide che assorbono la radiazione delle sorgenti retrostanti; oppure il solfuro di carbonio, l'alcool metilico o l'acqua che, come l'ossido di carbonio emettono particolari lunghezze d'onda in base a meccanismi diversi. La formaldeide, ad esempio, assorbe tra le altre una frequenza particolare a 6,2 cm di grado di rivelarne la presenza e quindi la presenza di nubi molecolari in vicinanza di regioni oscure o luminose della via Lattea.


Una di queste nubi molecolari avvolge quasi completamente la regione di cielo della costellazione di Orione; un'altra nube molecolare (o un complesso di esse) tra le costellazione del Serpente e quella del Sagittario inviluppa in un'immensa struttura diverse molecolare e nebulose tra cui la Trifida, estendendosi su un diametro di un migliaio di anni luce. Queste nubi molecolari sono sede a loro volta di formazioni di stelle. Occorre a questo punto, parlando del materiale interstellare, discutere brevemente delle ipotesi singolari sulla loro natura che sono state presentate negli ultimi due anni dagli astronomi Hoyle e Wickram e spesso travisate dal loro originale significato. Lo studio delle particelle assorbenti mostra la presenza di un coefficiente di estensione per particella abbastanza uniforme nella Galassia, il che implica una certa omogeneità nelle dimensioni delle particelle assorbenti. Se questo materiale fosse composto da granuli puramente inorganici (ad esempio da silicati), le loro dimensioni non potrebbero essere così strettamente concentrate attorno a qualche decina di micron, ma mostrerebbero un ampio spettro di valori possibili e mostrerebbero un ampio spettro di valori possibili e presenterebbero inoltre caratteristiche diverse nella curva di assorbimento.


Per spiegare le osservazioni, come abbiamo visto, è necessario formulare un modello a tre popolazioni (silicati, grafie e granuli con nucleo siliceo e mantello di composti organici). La possibilità suggerita da Hoyle è che il materiale interstellare possa essere formato invece da materiale organico sotto forma di spore batteriche le cui dimensioni medie sono di 0,7 micron, simili a quelle della polvere interstellare. In un ambiente alcuni batteri possono spezzarsi in cellule più piccole e senza membrana chiamate micoplasmi, la cui degradazione col tempo puó giungere a creare delle sferule di grafite.


Lo stesso Hoyle mostró qualche anno fa con uno studio pubblicato su una rivista astronomica inglese che gli assorbimenti osservati nell'infrarosso in una nebulosa presso il centro galattico mostravano una forte corrispondenza con la curva ottenuta in laboratorio da una miscela di batteri comunemente esistenti nell'organismo umano.


Non vogliamo qui discutere le due interpretazioni, in base ad un criterio, enunciato dal filosofo inglese Guglielmo d'Accam nel XIV secolo e generalmente adottato nella ricerca scientifica, le interpretazioni meno complesse devono essere sempre favorite a meno che non ci siano prove inconfutabili della necessità di ipotesi più elaborate. Così l'idea di Hoyle e Wickram, benché non sia più complessa di quella a tre componenti, porterebbe con sé l'idea che la vita, sia pure in forma elementare, sia enormemente diffusa nello spazio, più di quanto le osservazioni ci autorizzano a credere.


Umberto Paoli

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