La prima molecola nell’universo

Gli scienziati hanno identificato misteriose molecole nello spazio e ritengono che questo sia il composto che ha dato inizio alla chimica nel cosmo

IN BREVE
Gli astrochimici studiano le molecole trovate nello spazio, dove temperature e pressioni sono selvaggiamente diverse rispetto alla Terra. Di conseguenza, molti dei prodotti chimici presenti sono diversi da quelli con cui abbiamo familiarità e alcuni sono addirittura sconosciuti.

Numerose scoperte recenti in questo campo stanno cambiando il modo in cui intendiamo la chimica nello spazio. Gli scienziati hanno infine spiato una molecola a lungo predetta chiamata idruro di elio, o HeH +, che si ritiene sia il primo composto mai formato nell’universo.

I ricercatori hanno anche iniziato a identificare alcune delle molecole responsabili di bande interstellari diffuse, segnature chimiche misteriose viste per decenni nello spazio interstellare.

I primi “atomi” dell’universo non erano affatto atomi, erano solo nuclei che non avevano ancora trovato elettroni. Il nucleo più semplice, quello del comune idrogeno, è un protone nudo e senza fronzoli. Quando l’universo ha impattato contro l’esistenza, l’energia divenne dilagante. Tutto si frantumava in tutto il resto. Protoni e neutroni spesso si scontravano e alcuni formavano nuclei più grandi, come quello del deuterio (contenente un protone ed un neutrone), così come nuclei di elio con due protoni e due neutroni. Si formarono anche varie altre combinazioni di protoni e neutroni, ma poiché l’identità di un atomo è determinata dal suo numero di protoni, tutti questi altri conglomerati erano fondamentalmente solo versioni diverse di idrogeno, elio e tracce di litio.

Di questi tre, l’elio è stato il primo a iniziare a formare atomi “reali”. Un atomo è più di un nucleo: deve anche possedere elettroni. I nuclei di elio sono stati i primi a raccogliere una borsa piena di elettroni in massa. Perché non l’idrogeno o il litio? Beh, l’elio è il primo “gas nobile” della tavola periodica – il primo atomo con abbastanza elettroni da riempire completamente gli spazi disponibili nel suo guscio di elettroni. Quindi, se gli elettroni sono la moneta della chimica, l’elio è il principale ladro della tavola periodica. In un laboratorio moderno, ci vuole più energia per rubare un elettrone dall’elio che da qualsiasi altro elemento. E l’energia necessaria per rimuovere un secondo elettrone è più del doppio di quella necessaria per il primo. Nel primo universo, una volta che i nuclei di elio cominciarono a trovare elettroni, riempirono le casse delle loro nuvole di elettroni molto prima che i nuclei di idrogeno potessero cominciare a raggiungere e prima ancora che fossero presenti abbastanza nuclei di litio da raccogliere tutti e tre gli elettroni desiderati.

Ricordiamo le composizioni atomiche: Idrogeno (1 protone, 1 elettrone); deuterio (1 protone, 1 neutrone, 1 elettrone); elio (2 protoni, 2 neutroni, 2 elettroni) e litio (3 protoni, 4 neutroni, 3 elettroni)

Il resto della materia nell’universo a quel tempo era ancora in gran parte composto da protoni solitari, che cominciavano a sentire gli effetti della mancanza di un elettrone. Cominciarono a rallentare e a cercare partner caricati in modo opposto per renderli elettricamente neutri. Ma catturare elettroni liberi per se stessi era difficile, così i protoni si trasformarono in elio, che già ne aveva un po’. Sebbene l’elio sia restio a condividere, continuava a correre nei nuclei di idrogeno persistenti per tutto il tempo. La pressione collisionale alla fine ha portato alcuni atomi di elio a condividere i loro elettroni con i protoni. Così si formarono i primi legami chimici. Il nuovo composto di elio e idrogeno fu chiamato elio idruro di elio o elonio (HeH+), la prima molecola (di grande abbondanza) nell’universo.

Che l’elio sia stato il primo elemento a legarsi è sorprendente perché nella nostra epoca attuale, pensiamo all’elio come all’elemento meno probabile che si leghi con gli altri: il gas nobile soddisfatto con il giusto numero di elettroni. Ma nello stadio iniziale dell’universo, l’elio era l’unico gioco disponibile in giro, l’unica banca con elettroni da prestare.

Questa storia è rimasta su un solido terreno teorico per decenni, ma per troppo tempo è mancata un effettivo riscontro osservazionale. HeH+ non può formarsi sulla Terra, se non in laboratorio e per decenni non è stato rilevato nello spazio. L’anno scorso, tuttavia, gli astronomi hanno annunciato di aver osservato questa molecola per la prima volta, nascosta nella pira funeraria di una stella morente. Una ricerca durata 40 anni ha finalmente dato i suoi frutti e un nuovo e vitale tassello è stato aggiunto al nostro quadro di come il primo universo ha preso forma.

HeH+ si unisce ora ai ranghi delle molecole extraterrestri; finora gli scienziati hanno rilevato più di 200 specie molecolari nello spazio. Questo studio della chimica al di là della Terra – l’astrochimica, come ci piace chiamarla – ha lo scopo di chiarire quali molecole sono presenti nello spazio, come si formano e cosa significa la loro evoluzione per l’astrofisica osservazionale e teorica. Molte delle astromolecole conosciute, tra cui acqua, ammoniaca e formaldeide, sono comuni qui sulla Terra. Altre sono bizzarre, come l’acido cloridrico con un protone in più e il perossido di idrogeno con uno dei suoi atomi di idrogeno amputato. Sono state osservate anche molecole cariche, sistemi con elettroni non accoppiati e strane disposizioni di atomi in molecole altrimenti comuni. Abbiamo anche visto molecole contenenti i cosiddetti gas nobili inerti, come l’ArH+ (una combinazione di argon e idrogeno) e l’HeH+ appena documentato.

La maggior parte delle discipline della chimica si concentra sul rendere il mondo più sicuro, più efficiente o più piacevole per gli esseri umani. L’astrochimica, tuttavia, guarda alle proprietà più fondamentali delle molecole. Aiuta a definire cosa sia realmente il legame, quanto a lungo le molecole possono rimanere intatte e perché alcune specie chimiche sono più comuni di altre.

Studiando la chimica in ambienti così alieni rispetto alla Terra – con temperature, pressioni e ingredienti disponibili molto diversi da quelli a cui siamo abituati – possiamo trovare molecole che sfidano le nostre solite nozioni su come gli atomi interagiscono e che ci portano a una comprensione chimica più profonda . In definitiva speriamo di imparare come la chimica abbia portato agli ingredienti che sono finiti nei pianeti del nostro sistema solare e alla fine hanno permesso la vita.

DOVE ERA HEH+?
In un’università della California, nel laboratorio di Berkeley nel 1925, TR Hogness (che in seguito lavorò al Progetto Manhattan) e il collega EG Lunn, scoprirono che la miscelazione di elio e idrogeno in presenza di un arco elettrico all’interno di una camera a vuoto poteva creare ioni diversi con masse diverse. La misurazione del rapporto massa-carica delle molecole è il punto forte della disciplina chimica chiamata spettrometria di massa; l’implementazione precoce di questa tecnica chimica ormai comune ha mostrato che questa miscela produceva un rapporto transitorio massa-carica di 5. Che poteva essere solo HeH +. Ma mantenere questa nobile molecola di gas abbastanza a lungo da studiarla si è rivelata eccezionalmente difficile, anche nel laboratorio controllato di Hogness e Lunn.

Nell’universo primordiale, sarebbe stato ancora più instabile perché HeH + probabilmente avrebbe lasciato andare il suo protone anche al minimo contatto con un altro atomo. In questa relazione, l’elio fornisce due elettroni, mentre l’idrogeno non ne fornisce nessuno. Tale legame irregolare (chiamato legame dativo) è più debole dei tradizionali legami covalenti, in cui entrambi gli atomi contribuiscono in modo più uniforme.

Nel 1978 John H. Black, allora all’Università del Minnesota, fu il primo a sostenere che HeH + potesse essere ancora presente nello spazio. Black ha suggerito che un buon posto in cui guardare erano le nebulose planetarie, la materia gonfia e altamente energizzata creata nelle piaghe della morte di una stella. In queste nuvole, un sottile strato di atomi di elio ionizzato si trova tipicamente in presenza di atomi di idrogeno neutri; Il forte bisogno di elio di elettroni potrebbe spingerlo a prendere in prestito uno dall’idrogeno, creando un legame. Di conseguenza, dalla fine degli anni ’70 gli astronomi e i loro collaboratori chimici hanno cercato HeH + in una miriade di luoghi, dal confine dell’universo alle stelle supermassiccie. Eppure per decenni queste ricerche non hanno trovato nulla, portando alcuni a dubitare della validità del ruolo di HeH + nella chimica di partenza rapida. L’elio si è davvero legato a H +? Sembrava dover essere così perchè non c’era nient’altro a cui legarsi allora. Ma se fosse stato così, allora dov’era HeH +?

IMPRONTE MOLECOLARI
Mentre gli astrochimici stavano cercando HeH + e si stavano esaurendo, i ricercatori hanno rilevato la presenza di molte altre molecole inattese. E alcune di queste non sono state nemmeno identificate.

Tutto cominciò nel 1919, quando Mary Lea Heger stava usando l’Osservatorio Lick in cima al Monte Hamilton nella Contea di Santa Clara, in California, per osservare il comportamento di una coppia di stelle binarie in orbita, un sistema gemello simile ai soli di Tatooine. Ciò che vide fu sorprendente.

Ogni molecola ha una propria disposizione di atomi ed elettroni e quindi assorbe la luce in un modo unico. Queste “caratteristiche di assorbimento” danno ad ogni molecola il proprio set di impronte digitali che viene visto quando gli astronomi separano la luce in entrata nelle sue lunghezze d’onda costituenti, un processo chiamato spettroscopia. Mentre le stelle binarie di Heger orbitavano attorno al loro punto di gravità centrale, anche le caratteristiche spettrali nell’atmosfera di ciascuna stella cambiavano in lunghezza d’onda (noto come effetto Doppler).

Ma Heger trovò anche alcune impronte digitali spettrali che stavano ferme mentre le stelle si muovevano. Quindi guardò un altro sistema stellare binario e vide lo stesso schema. I lavori di follow-up hanno mostrato che queste caratteristiche non mobili si manifestavano anche quando i telescopi erano puntati su singole stelle. Le impronte dovevano provenire da molecole non attorno alle stelle ma nelle vaste e fredde regioni tra loro. La parte più folle era che sostanzialmente erano presenti le stesse impronte digitali per tutte le stelle osservate e anche per altre galassie. Le firme, soprannominate bande interstellari diffuse (DIB), erano ovunque. Gli scienziati hanno analizzato le caratteristiche spettrali documentate delle molecole sulla Terra, quelle recentemente sintetizzate dai laboratori e quelle osservate nello spazio attraverso l’impronta digitale radio-telescopica. Nulla corrispondeva ai DIB: erano qualcosa di nuovo.

Il defunto professore dell’Università di Harvard William Klemperer, uno dei principali pionieri dell’astrochimica, una volta suggerì che le firme dei DIB potessero appartenere all’anione trisulfur, S3–. Quando ciò si rivelò falso, fu così abbattuto che scrisse: “Non c’è modo migliore per perdere una reputazione scientifica se non speculare sul portatore / i delle bande diffuse [interstellari]”. Ipotesi sulla provenienza dei DIB circolarono nel corso dei decenni, ma nessuna si affermò: era noto come il problema più antico della spettroscopia.

Una delle ipotesi più interessanti ha proposto idrocarburi policiclici aromatici (IPA) come sospetto DIB. Gli IPA – esagoni di atomi di carbonio disposti in fogli – sono il componente principale di fuliggine, asfalto e grafite. È improbabile che reagiscano con altre molecole ma tendono ad attenersi ad esse. Per gli astrochimici, il problema con gli IPA è che le loro molte varietà sono così simili tra loro che le loro impronte spettroscopiche, o spettri, si muovono insieme. È come cercare di individuare le singole pennellate della Notte stellata di Vincent van Gogh invece di vedere l’intero dipinto: le molte parti sono riassunte dal tutto. Ma i DIB sembravano comportarsi in modo simile. Gli IPA potevano spiegare i DIB?

Tali idee sono rimbalzate nei circoli di astrochimica dagli anni ’70, ma un esperimento ha cambiato per sempre il modo in cui pensiamo al carbonio. Harry Kroto, scomparso nel 2016, era all’Università del Sussex in Inghilterra negli anni ’80 e ha lavorato in un team per rilevare nuove molecole nello spazio. Ha sentito parlare di un esperimento di Robert F. Curl e Richard E. Smalley, entrambi chimici all’epoca della Rice University, in cui avevano ablato una superficie di alluminio e trovato tutti i tipi di nuovi cluster molecolari di alluminio. Quando sostituirono la grafite (un cosiddetto grand-PAH) con l’alluminio, apparve una molecola molto bizzarra: C60, 60 atomi di carbonio disposti come un pallone da calcio. Nel 1996 Kroto, Curl e Smalley hanno ricevuto il premio Nobel per la chimica per i loro ruoli nello scoprire la molecola, chiamata buckminsterfullerene, o semplicemente fullerene (noto anche come buckyball). Kroto era convinto che i buckyball fossero presenti nello spazio e probabilmente fossero la fonte di alcune impronte digitali DIB. Solo poche persone gli credettero, ma lui e i suoi colleghi andarono avanti. Eppure nel 2010, un quarto di secolo dopo la loro scoperta iniziale in laboratorio, C60 e suo cugino C70 furono osservati nell’infrarosso nella nebulosa planetaria Tc1 nella costellazione del Cigno. Se queste molecole fossero, in effetti, correlate ai DIB a lunghezza d’onda visibile era ancora indeciso. Il lavoro teorico l’ha suggerito, ma gli scienziati mancavano di conferma dei dati sperimentali.

Nel 2015 la forma cationica di fullerene, C60 +, è stata finalmente intrappolata in laboratorio e gli scienziati sono stati in grado di misurare definitivamente il suo spettro nel vicino infrarosso. Una, quindi due linee di questa molecola corrispondevano a lunghezze d’onda DIB note. Successivamente, i ricercatori hanno dimostrato che queste impronte digitali corrispondevano a quattro o cinque DIB. Quindi, nel 2019, un team internazionale guidato da Martin A. Cordiner del Goddard Space Flight Center della NASA ha utilizzato il telescopio spaziale Hubble per esaminare le lunghezze d’onda DIB viste nella direzione di 11 stelle per lo più rosse (più vecchie, più grandi) e ha scoperto che corrispondevano ai dati sperimentali per C60 +, confermando infine che le impronte digitali di questa molecola sono responsabili di alcuni DIB.

Questa scoperta indica che almeno un tipo di molecola lascia definitivamente le sue impronte digitali nello spazio interstellare. Si ritiene che i buckyball si evolvano dai PAH e la loro presenza nello spazio implica che anche le loro molecole madri devono essere là fuori. Tuttavia, solo nel 2018 i ricercatori hanno finalmente osservato le impronte digitali di una molecola della famiglia PAH nello spazio. Il composto che hanno visto, benzonitrile (C6H5-CN), è un raro idrocarburo aromatico che viene rilevato più facilmente rispetto ai suoi parenti. E ancora più recentemente, gli scienziati hanno osservato molecole di cianonftalene a doppio anello, rivelando che sono presenti anche PAH più grandi.

SCOPERTA
Nonostante queste scoperte, HeH + è rimasto a lungo inafferrabile.

Le prime molecole si sarebbero dissipate abbastanza rapidamente dopo le prime epoche. Mentre l’universo maturava, si espandeva e si raffreddava, i rimanenti nuclei di idrogeno iniziarono a raccogliere elettroni per conto proprio. A quel punto questi atomi di idrogeno ora neutri presumibilmente avvertirono la carica positiva sulle molecole HeH +. Quando gli atomi e le molecole si scontrarono, il legame dativo He-H relativamente debole si spezzò e un legame covalente molto più forte tra due idrogeni si formò per creare H2 +. Successivamente, gli atomi di elio sono stati in gran parte lasciati soli.

Potrebbe sembrare, quindi, che la breve esistenza di HeH + sia stata irrilevante, ma questo è tutt’altro che vero. I modelli di potenziali reazioni chimiche in questo periodo indicano che senza la formazione di HeH +, H2 +, e quindi H2 neutro, si sarebbero incontrati molto più lentamente. Una volta fatto H2, tuttavia, l’intero albero della chimica si dispiegò. Successivamente venne H3 +, che generò CH +, che generò CH2 + e una cascata di altre molecole. Alla fine questa catena ha portato all’acqua, all’etanolo e alle specie più grandi. Questi processi sono tutti il ​​prodotto del legame sbilanciato in HeH +; senza questa relazione iniziale, l’universo sarebbe un posto diverso.

Tuttavia, nel 2013 gli astrochimici erano frustrati dal fatto che HeH + non si trovasse da nessuna parte. Ma quell’anno arrivò un segnale di speranza quando i ricercatori scoprirono la relativa molecola di gas nobile ArH + nel residuo della supernova della Nebulosa del Granchio. Gli scienziati hanno concentrato la ricerca di HeH + in ambienti simili, superenergizzati. Il problema più grande, tuttavia, era che gli spettri di HeH + cadevano nella stessa regione delle impronte digitali della primissima molecola mai osservata nello spazio, il radicale CH. Nessun telescopio aveva il potere di separare queste firme.

Poi è arrivato l’Osservatorio stratosferico per l’astronomia a infrarossi (SOFIA), un laboratorio per osservazioni ricavato da un jumbo jet 747 con un foro sul fianco in modo che un telescopio a infrarossi possa guardare fuori. Nel maggio 2016 un team internazionale ha utilizzato SOFIA, un progetto congiunto della NASA e del Centro aerospaziale tedesco, per tre notti di osservazioni. L’ambito SOFIA ha la risoluzione necessaria per discernere l’impronta digitale unica della frequenza di rotazione di HeH + a 2.010.184 gigahertz. Lì, nel pagliaio di dati a infrarossi lontani fatto da scorie bruciate di una stella esplosa nella nebulosa planetaria NGC 7027, parte della costellazione di Cygnus, c’era l’impronta digitale che era cercata da così tanto tempo. Questo luogo infernale, con le sue alte temperature ed energie, non era diverso dall’universo primordiale. Il 17 aprile 2019, un team guidato da Rolf Güsten del Max Planck Institute for Radio Astronomy di Bonn, in Germania, ha pubblicato un rapporto su Nature che annuncia la scoperta di HeH +.

Il grafico mostra la luce dell’idruro di elio nella Nebulosa NGC 7027 che entra nel telescopio SOFIA, insieme a un grafico della firma spettrale unica della molecola
Credito: Elena Hartley (molecole) e Amanda Montañez (schematica); Fonti: Hubble, NASA, ESA, elaborazione di Jusy Schmidt (nebulosa); “Rilevazione astrofisica dello ione idruro di elio HEH +”, di Rolf Gusten et al., In Nature, vol. 568; Aprile 2019 (spettro)

Certo, questo avvistamento non è di HeH + primordiale. Riteniamo che le molecole osservate da Güsten e dai suoi colleghi siano state create molto più recentemente. Tuttavia, la scoperta aiuta la nostra conoscenza di questo composto. Gli scienziati possono ora progettare modelli migliori dell’universo come esisteva quando HeH + era l’unica molecola in giro. La scoperta potrebbe anche darci indizi su dove altrimenti questa sostanza chimica potrebbe essere in agguato nello spazio oggi, indirizzandoci verso altre nebulose planetarie o anche altre regioni dello spazio che sono così lontane da corrispondere a epoche precedenti di tempo, risalendo al limite dell’universo.

DOMANDE PIÙ DURE
Questo è un momento emozionante in astronomia. Tre grandi domande hanno avuto una risposta definitiva in rapida successione. Gli scienziati hanno osservato la prima molecola formarsi nel cosmo e hanno identificato le prime impronte digitali appartenenti ai misteriosi DIB, e stanno finalmente chiarendo gli IPA dall’oscurità dello spazio.

Inoltre, simulazioni di laboratorio delle condizioni interstellari stanno mostrando come si sarebbero formati gli aminoacidi e le nucleobasi. I telescopi spaziali come SOFIA e Hubble, così come il prossimo James Webb Space Telescope, promettono di fornire una caratterizzazione spettrale senza precedenti di oggetti stellari in cui si possono vedere impronte molecolari nuove e meno comuni.

Ora che stiamo trovando le risposte a questi problemi noti, stanno sorgendo altri dilemmi. Alla fine gli astrochimici sperano di affrontare domande più difficili, come “Quali sono gli altri DIB?”, “Quali sono le origini molecolari della vita?” e “Quale mix chimico è necessario per la formazione di pianeti rocciosi piuttosto che giganti gassosi?” È stata la condivisione di elettroni che ha creato la materia osservabile nel cosmo. Quando avremo una comprensione più profonda di questi processi chimici, potremo ottenere una comprensione più fine dell’astrofisica e della storia complessiva del nostro universo.