Chimica da….. Titano!

Nota: si ricorda che le opinioni espresse in questo blog non sono da ascrivere alla SCI o alla redazione ma al solo autore del testo.

a cura di Guido Barone

Nei mesi scorsi l’attenzione dei media si era concentrata sull’impresa di Philae, il lander depositato dalla sonda Rosetta, vanto entrambe della tecnologia anche italiana, sulla cometa 67/P Churyumov-Gerasimenko. L’altro anno tutta l’attenzione dei media era stata a lungo attratta dal successo della missione Mars Express e dall’inizio dell’attività di ricerca della strumentazione portata in giro sulla superficie di Marte dal rover Curiosity.

All’inizio del 2015 vorremmo anche celebrare il decennale di un’altra impresa spaziale: il 14 gennaio del 2005 infatti, dopo un viaggio durato 7 anni e un miliardo e mezzo di km percorsi, la sonda Cassini, dopo aver sfiorato l’atmosfera di Giove, raggiunse il sistema di Saturno, posizionandosi in orbita intorno al satellite gigante Titano (Saturno VI) e inviando il lander Huygens sulla superficie dello stesso attraverso la sua densa atmosfera.

L’interesse per Titano (scoperto dall’olandese Huygens nel lontano 1665) si era acceso da molti anni per la presenza della densa foschia giallastra che lo avvolge, evidenziata dalle sonde Voyager che avevano sfiorato il sistema di Saturno prima di proseguire nello spazio profondo. I risultati che Huygens ha trasmesso nella sua breve vita sono stati davvero entusiasmanti per astrofisici e astrochimici: Titano, per cominciare, è l’unico altro oggetto del sistema solare, oltre alla Terra, a essere dotato di una superficie cosparsa di grandi laghi liquidi, costituiti però da idrocarburi. Ma la sorpresa maggiore venivano dalla complessa composizione della sua atmosfera che presuppone una attività chimica e fotochimica in atto di grande interesse. Tra l’altro questa chimica gettava nuova luce su tutta la tematica dell’evoluzione chimica prebiotica dell’atmosfera terrestre primordiale ipotizzata da Oparin, Haldane e altri nei primi decenni del secolo scorso. Queste ipotesi furono suffragate, a partire dal 1953, dai primi esperimenti di laboratorio di S.L. Miller, H.C. Urey e J. Orò e proseguiti e confermati anche di recente.

Titano e la sua atmosfera.

Titano è un gigante, è il secondo dei satelliti più grandi del sistema Solare: ha un diametro di 5150 km; lo si confronti con quello della Luna (3700 km) e addirittura con quello di Mercurio (4878 km). Se Titano non si fosse formato nel forte campo gravitazionale di un pianeta gigante (come i quattro satelliti “medicei” di Giove), ma in una zona del sistema solare libera da intensi campi, sarebbe stato classificato come pianeta. D’altra parte le ridotte densità e gravità di Titano rispetto a quelle di un pianeta roccioso come Mercurio hanno fatto ipotizzare che sotto l’atmosfera e la coltre di idrocarburi e sedimenti organici vi fosse (separato da uno strato di ghiaccio 1h) un oceano di acqua liquida, reso possibile dal calore endogeno. Nel 1985 inoltre Lunine e Stevenson ipotizzarono che i clatrati idrati di metano e di altri gas avessero potuto giocare un ruolo importante durante il processo di accrezione di Titano. Questi autori suggerirono che tali composti di inclusione stabilizzino tuttora l’Oceano multi-fasico esistente sotto la superficie gelata del satellite, fungendo da intercapedine con i mari e i laghi di idrocarburi (G.Barone Rend. Accad. Scienze Fisiche e Matematiche, Napoli, LXXX. 41-50, 2013 e le citazioni ivi riportate).

Il lander Huygens fu sganciato dopo la messa in orbita di Cassini e dopo 22 giorni entrò nella densa atmosfera di Titano a circa 1300 km di altezza e alla velocità di circa 20.000 km all’ora. Il paracadute pilota si aprì a circa 170 km di altezza e quello principale dopo 5 min a 155 km; dopo 30 sec fu sganciato lo scudo termico. La temperatura era discesa rapidamente a -120 °C, consentendo le prime trasmissioni radio e l’apertura di un terzo paracadute stabilizzatore. La velocità di discesa si era ridotta a 20 km/ora ed erano cominciate le trasmissioni verso Cassini (e da qui alla Terra) delle prime immagini della superficie e della foschia provocata dall’aerosol di composti azotati ad alto peso molecolare (le cosiddette Toline). Più in basso furono individuate nubi di azoto e metano. A 50 km di altezza (dopo 43 min di discesa) la temperatura era ridotta a -200 °C per risalire a circa -110 °C al suolo indicando un debole flusso di calore dall’interno del satellite. La pressione era salita a 1500 millibar (poco meno di 1,5 Atm standard).

Titan2

. Struttura interna di Titano: nello strato di esistenza del ghiaccio ad alta pressione le condizioni chimico-fisiche sarebbero favorevoli alla formazioni di idrati cristallini di metano e di altri semplici gas.

Cassini Spacecraft

Il veicolo spaziale della missione Cassini: al centro seminascosto si intravede il lander Huygens rilasciato nella atmosfera di Titano.

I dati trasmessi dal lander all’orbiter venivano decriptati e inviati alle centrali d’ascolto a Terra. Una gran varietà di molecole sono state così individuate nei vari strati dell’atmosfera (R.I. Kaiser, A.M. Mebel Chem. Soc .Rev, 41, 5490–5501, 2012, F. Raulin, C. Brassé, O. Poch, P. Coll, Chem. Soc .Rev, 41, 5380–5393, 2012): metano, etano, propano (CH3-CH2-CH3), etilene (etene: CH2=CH2), allene (CH2=C=CH2), acetilene (etino: CH≡CH), metilacetilene (CH3-C≡CH), diacetilene (CH≡C-C≡CH), benzene, HCN, HNC, cianogeno (NC-CN), cianoacetilene (HC≡C=CN), dicianodiacetilene (NC-C≡-C-C≡C-CN), tracce minori di C≡Oδ+, CO2, H2CO. Vi sono indizi anche della presenza di altre specie oligomeriche contenenti carbonio, idrogeno ed eventualmente azoto, che vanno sotto il nome complessivo di “toline”: la molteplicità di questi prodotti insaturi deriverebbe dalla reazioni di etilene o acetilene o butadiene con i radicali etinile (HC≡C• ). Ciò spiegherebbe anche la presenza di molecole come benzene, fenilacetilene e loro derivati.

Il CH4 è diffuso in tutta l’atmosfera, costituita principalmente da N2, ed è il più abbondante tra i composti organici presenti. Data la grande sovrabbondanza dell’idrogeno nel cosmo e nel sistema solare, composti come CH4, NH3, HCN sono componenti normali delle atmosfere dei quattro pianeti esterni giganti (Giove, Saturno, Urano, Nettuno). Titano ha una massa insufficiente per trattenere l’H2, che viene risucchiato da Saturno, e la sua temperatura è tale che l’acqua potrebbe esistere solo allo stato solido. Mancando lo strato di ozono e lo stesso ossigeno, l’atmosfera superiore di Titano è sottoposta all’azione della radiazione e del plasma solare e dei raggi cosmici; almeno durante tutti i periodi della sua rotazione intorno a Saturno, quando emerge periodicamente dalla magnetosfera del pianeta.

Una cascata di reazioni si possono allora innescare a partire dalla formazione del radicale CH3:

CH4 + hν → CH3+ H

CH3+ CH4 → CH3CH2 + H2

CH3CH3 + hν → CH3CH2 + H

CH3CH2+ hν → CH2= CH2 + H

CH2= CH2 + hν → CH2= CH+ H

CH2= CH+ hν → CH≡CH + H

CH≡CH + hν → CH≡C(radicale etinile) + H

Quest’ultimo radicale innesca la catena di reazioni di formazione degli idrocarburi insaturi, ricchi di doppi e tripli legami, che abbiamo visto prima.

D’altra parte la presenza dell’acido cianidrico HCN in queste atmosfere è dovuta ad una complessa sintesi a partire da CH4 e N2. L’HCN può produrre per fotoscissione il radicale ciano (C≡N ) e questo, reagendo con idrocarburi insaturi, può produrre cianoacetilene, cianoallene, nonché piridina e cianobenzene. Non solo ma reagendo a catena con altre molecole di HCN il radicale ciano C≡N può innescare per oligomerizzazione la base purinica adenina H5C5N5.

Ci si è chiesto quanto sia stabile l’attuale atmosfera di Titano? In particolare In quanto tempo tutto il metano presente sarebbe stato fotoscisso e trasformato in idrocarburi solidi o in un ammasso di carbonio elementare. Questo è stato il destino della NH3 che in milioni di anni è stata trasformata in N2. La prima risposta è stata che la presenza di grandi laghi o mari di metano ed etano avrebbero funzionato da corpo di fondo, rifornendo in continuazione l’atmosfera di CH4 gassoso. Ma una volta riusciti ad avere una stima, dai dati di Huygens e da altri raccolti successivamente dalla stessa sonda Cassini, sulla estensione e profondità dei grandi laghi di idrocarburi presenti in superficie, ci si è resi conto che la massa di metano liquido presente verrebbe consumata nel giro di alcune centinaia di milioni di anni. La seconda risposta è stata fornita dagli stessi lavori di Lunine (J.I. Lunine, D.J. Stevenson, Astrophys J., 58, 493-531, 1985): Il corpo di fondo che fornisce metano all’atmosfera di Titano sarebbe rappresentato da grandi quantità di clatrati idrati di metano solidi, presenti tra la superficie e l’oceano d’acqua sottostante profondo centinaia di chilometri e a sua volta sovrastante il ghiaccio ad alta pressione presente negli strati immediatamente più profondi del satellite. Metano gassoso verrebbe introdotto nell’atmosfera da fenomeni di criovulcanesimo: Cassini in uno dei suoi passaggi ha infatti individuato la presenza, tra gli altri, di Sotra Patera, una formazione alta oltre 1000 metri che si staglia sulla superfice de Titano. La presenza di un oceano di acqua liquida al disopra del ghiaccio ha richiesto una ulteriore ipotesi che sembra suffragata da segnali raccolti da Cassini. Infatti il calore endogeno che provoca il criovulcanesimo non può provenire dal decadimento di isotopi radioattivi presenti nel nucleo roccioso più profondo: questo infatti è troppo piccolo per aver assicurato un riscaldamento sufficiente nei miliardi di anni e inoltre la temperatura dovrebbe aumentare in profondità e non si giusticherebbe la presenza di acqua liquida al di sopra di ghiaccio solido. Il calore endogeno verrebbe invece prodotto dal riscaldamento mareale provocato dall’attrazione gravitazionale di Saturno durante il moto di Titano intorno ad esso.

Alcuni astrobiologi (ad esempio Mc Kay 2005) hanno avanzato tutta un’altra ipotesi, che cioè si posso sospettare che su Titano sia presente una forma di vita alternativa che utilizzi il metano come la vita sulla Terra utilizza l’ossigeno. Ciò sarebbe suffragato anche dalla esistenza di fasi liquide sulla superficie del satellite. Si tenga presente che i laghi e i mari di idrocarburi presenti su Titano sono poco profondi, come sarebbero state alcune pozze e lagune primordiali sulla Terra in cui avrebbero lasciato tracce fossili (le stromatoliti) i primi microoragnismi anaerobi. Non vi sono però al momento ulteriori evidenze che appoggino questa ipotesi.

La presenza di benzene e altri composti diffusi in tutta l’atmosfera del satellite suggerisce che la sede principale delle traformazioni fotochimiche è nell’alta atmosfera stessa, maggiormente esposta alle radiazioni U.V. o altre più energetiche provenienti dal Sole o dal cosmo. La formazione di idrocarburi o di composti azotati più pesanti li porterebbe a piovere verso la superficie formando quelle nubi di ‘’toline’’ e quella ‘’fanghiglia’’ di aerosol sospeso nella bassa atmosfera e responsabili della caratteristica foschia.

Accanto alla formazione di tale varietà di radicali, alcuni segnali spettroscopici hanno indotto di recente a sviluppare calcoli quanto meccanici che dimostrerebbero la presenza di cationi (HCNH+, CH5+, C3H3+ ) e di anioni (CN, NH2, C6H5) ma anche di altri ioni di massa molto più grande e più stabili presenti nelle toline.

In conclusione <l’atmosfera di Titano si sta rivelando uno dei luoghi più intrigani della chimica del cosmo> (Steve Miller ‘’La chimica del cosmo’’ ed. Dedalo 2014).

per approfondire:

http://en.wikipedia.org/wiki/Atmosphere_of_Titan

One thought on “Chimica da….. Titano!

  1. Pingback: Le Toline precursori sintetici di molecole organiche nel Sistema Solare | il blog della SCI

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