INTERSTELLARE, CHIMICA
INTERSTELLARE, CHIMICA
La c.i. si occupa essenzialmente dello studio delle reazioni chimiche che possono avvenire nel mezzo interstellare; questo naturalmente presuppone la conoscenza dei componenti e delle condizioni (temperatura, ecc.) esistenti nell'ambiente. Allo studio di queste reazioni si collega poi quello della formazione ed evoluzione dei corpi stellari.
La conoscenza sulla natura e abbondanza degli atomi, molecole e ioni presenti nel mezzo interstellare si basa essenzialmente sui dati di ricerche spettroscopiche (d'assorbimento e d'emissione) a frequenze diverse (visibile, ultravioletto, infrarosso, ecc.), effettuate sia da terra che da altezze elevate con l'ausilio di satelliti. Mentre fino a circa metà degli anni Sessanta le molecole individuate nello spazio interstellare erano pochissime (−OH, −CN, −CH, −CH+), negli anni successivi si è riusciti ad accertare la presenza di un numero abbastanza elevato di atomi e molecole, dell'ordine del centinaio. Ciò ha posto al centro dell'attenzione il problema dell'origine di queste molecole e delle loro probabili trasformazioni: quelle inizialmente individuate si riteneva rappresentassero prodotti di scissione di molecole più grandi, espulse da componenti interstellari e decompostesi arrivando in vicinanza di stelle calde. La presenza di molecole accertate in un secondo tempo (NH3, H2O, H2CO3, ecc.) ha portato a ritenere che nel mezzo interstellare tali molecole prendano origine dagli atomi presenti.
Nel mezzo interstellare si riconoscono diverse forme, o componenti, che vanno dai gas alle nubi (di vario tipo), ai granuli, solidi.
Le nubi sono aggregati complessi di gas che si muovono con velocità elevata rispetto alla rotazione della galassia. Si possono distinguere in: diffuse, scure, molecolari. Le prime hanno temperature di circa 100°K e densità di 1-100 atomi/cm3 e sono particolarmente trasparenti alle radiazioni visibili e ultraviolette; risultano formate prevalentemente da idrogeno nella forma molecolare (circa il 90%; il rimanente è formato da molecole CO, H2CO, e da piccole quantità di OH e da ioni C+), eccetto nelle zone più esterne, dove l'azione dissociatrice delle radiazioni scinde le molecole in atomi neutri. Le nubi molecolari sono più fredde e hanno maggiore densità, di oltre 100 atomi o molecole/cm3; hanno dimensioni rilevanti e struttura non uniforme; vicino a nubi gigantesche se ne trovano però molte altre di dimensioni più piccole che contengono molecole di tipo diverso. Le nubi scure, che sono ancora più fredde delle precedenti, 10-20°K, non emettono radiazioni visibili; il loro aspetto scuro deriva dall'assorbimento dovuto alla grande quantità di materia granulare; contengono un numero molto più elevato di molecole, dell'ordine di 1000/cm3, di diverso tipo, anche di grandi dimensioni.
Il gas interstellare occupa lo spazio fra le varie stelle; è formato essenzialmente da atomi d'idrogeno e da ioni C+ in concentrazione di appena 0,01 atomi/cm3, ma non da molecole; in vicinanza delle stelle più calde il gas raggiunge temperature elevate, dell'ordine del milione di °K, e gli atomi, largamente ionizzati, hanno una concentrazione maggiore (0,1/cm3).
Nel gas interstellare si trovano disseminate particelle di polvere, o granuli, di dimensioni da 0,01 a 1 μ, che diffondono e assorbono in larga misura la radiazione visibile nascondendo all'osservazione gran parte della galassia. Si ritiene che questi granuli siano formati prevalentemente da silicati e, in misura minore, da grafite. Non è chiara la loro origine: si ipotizza possano derivare dalle ripetute, frequenti, espansioni e contrazioni di stelle fredde che provocherebbero il distacco dalla superficie di particelle proiettate nel mezzo interstellare e cresciute per deposizione di atomi, ioni o molecole con le quali sarebbero venute a contatto. Questi granuli eserciterebbero un'azione catalitica per reazioni che si effettuano nel mezzo interstellare. Della massa totale della galassia la parte gassosa costituisce approssimativamente il 10% e i granuli l'1% del gas.
Gli elementi identificati nello spazio interstellare sono presenti, per la gran parte, all'incirca nello stesso rapporto che si riscontra nel sole e nelle altre stelle calde. L'idrogeno è l'elemento più abbondante, seguito dall'elio, presente in quantità 10 volte minore; gli elementi successivi hanno abbondanza ancora 1000 volte minore. La massa interstellare è formata per il 90% da idrogeno, per poco meno del 10% da elio, mentre tutti gli altri elementi complessivamente assommano all'incirca allo 0,1%.
La presenza dell'idrogeno molecolare nel mezzo interstellare è stata accertata dopo il 1970 a mezzo di uno spettrometro montato su un satellite e poi studiata in maniera più approfondita nel 1972 con le rilevazioni fatte dal satellite Copernico. In quell'occasione venne stabilito che la gran parte dell'idrogeno si trasforma da atomico in molecolare all'interno delle regioni scure, mentre si trova allo stato atomico nelle zone esposte alle radiazioni interstellari. Le nubi scure hanno all'interno concentrazioni elevate d'idrogeno molecolare, che alla periferia diminuisce rapidamente. Delle varie reazioni attraverso le quali potrebbero formarsi tali molecole a partire dagli atomi e dagli ioni molte sono ritenute impossibili, per es.: l'associazione radioattiva di due atomi (H+H→H2+hν); l'urto fra atomi neutri e ionizzati (H+H+→H+2 +hν) o fra atomi e molecole ionizzate (H+2+H→H2+H+ oppure H+H−→H2+e). Più probabili sono considerate quelle che possono avvenire in fase eterogenea, cioè con l'intervento dei granuli che adsorbirebbero sulla loro superficie idrogeno, mettendolo in condizioni di reagire più facilmente. All'interno delle nubi scure dove la concentrazione dell'idrogeno molecolare è elevata, si può ipotizzare che le molecole, attraverso la ionizzazione operata dai raggi cosmici, si trasformino secondo reazioni del tipo: H++H2→He+H++H. È stato ipotizzato che molte altre reazioni avvengano nel gas interstellare, come pure nelle nubi, diffuse o scure, e ne sono state calcolate le probabili velocità di reazione e le concentrazioni di equilibrio tenendo conto delle condizioni ambientali (ionizzazione da parte dei raggi cosmici, fotodecomposizione, temperature, ecc.); alcuni anni addietro è stato pubblicato un elenco dei risultati dei calcoli effettuati per oltre un migliaio di reazioni comprendenti, oltre che atomi, ioni e molecole d'idrogeno, anche altri elementi (C, N, O, S, ecc.). Nelle zone calde delle nubi oltre alle molecole d'idrogeno se ne possono formare altre più complesse (v. tab.).
Le nubi molecolari, che possono raggiungere grandezza anche gigantesca, hanno all'esterno gas freddo, mentre all'interno la massa densa può essere anche molto calda; in queste condizioni possono prendere origine le stelle e si possono originare molecole anche complesse. In questi nuclei stellari il gas circostante è ionizzato e viene spinto dai venti e dai moti stellari nello spazio interstellare.
Bibl.: J.H. Oort, S.R. Pottasch, Materia e radiazioni interstellari, in Enciclopedia del Novecento, iv, Roma 1979; W.W. Duley, D.A. Williams, Interstellar chemistry, Londra 1984; B.E. Turner, Interstellar matter, in Yearbook of science and technology, New York 1984; D.G. York, Space, interstellar matter, in Encyclopedia of physical science and technology, 13, Londra 1987.