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Abitabilità

“A Riccardo,

che tra le braccia della sua famiglia

ha trovato la sua personale zona di abitabilità”

Lago di Nembia nel Parco Naturale Adamello – Brenta (San Lorenzo in Banale – TN)

Sono passati quasi 25 anni dalla scoperta del primo esopianeta orbitante intorno ad una stella di sequenza principale, e sebbene i telescopi spaziali/terrestri abbiano scrutato una frazione molto piccola di cielo, la loro numerosità e tipologia è in continuo aumento.

Gli astronomi quindi si chiedono se la vita sulla Terra sia un unicum oppure esista la possibilità che possa svilupparsi su uno di questi nuovi mondi. Affinchè sia possibile formulare ipotesi in tal senso, è necessario analizzarne le loro caratteristiche, conoscere le condizioni che si pensa siano favorevoli allo sviluppo della vita (basata sul carbonio) e identificare quali parametri rendono un esopianeta abitabile. Allo stato attuale questi parametri poggiano su due ipotesi fondamentali: la presenza continua nel tempo di H2O allo stato liquido in superficie e un ciclo biogeochimico basato su   H2O, CO2 e N2.

L’ulteriore ricerca di biomarcatori, assieme ad un approccio statistico  al problema, consente di approfondire l’analisi per indirizzare le future osservazioni verso le classi di pianeti più idonei.

Considerata la complessità dell’argomento, la conferenza affronta il tema non solo dal punto di vista astronomico, ma necessariamente coinvolge discipline strettamente collegate ad essa quali biologia, chimica, ecologia, strettroscopia e geologia.

La conferenza (prima parte) avrà luogo venerdì 18 Ottobre presso la sede del GAV – Via Bestetti 8, Villasanta (MB).

La seconda parte avrà luogo venerdì 25 Ottobre presso la sede del GAV – Via Bestetti 8, Villasanta (MB).

Inizio, come sempre, alle ore 21:00 circa

Ingresso gratuito

Alessandro Fumagalli

Conservazione dell’atmosfera

La presenza di acqua allo stato liquido sulla superficie dell’esopianeta è alla base della definizione di fascia (continua) di abitabilità ma, come accennato precedentemente, rappresenta una condizione necessaria ma non sufficiente per classificare un esopianeta come abitabile. L’atmosfera rappresenta un ulteriore fattore che determina la temperatura superficiale del pianeta: la sua composizione chimica può generare un effetto serra e garantire una temperatura più alta di quella alla quale il pianeta si troverebbe in assenza della stessa.

Queste situazioni suggeriscono che un esopianeta può essere abitabile anche al di fuori della fascia di Goldilocks.

L’effetto serra viene generato dalla capacità che hanno le molecole componenti l’atmosfera a trattenere calore a diverse lunghezze d’onda dello spettro elettromagnetico: sulla Terra per esempio, la nostra atmosfera è trasparente alla radiazione solare nella banda del visibile e vicino infrarosso; quando quest’ultima giunge a terra essa riscalda il suolo, il quale riemette la radiazione nel medio infrarosso (legge di Wien) verso lo spazio. Fortunatemente la nostra atmosfera diventa opaca alla lunghezza del medio infrarosso (viene assorbita dall’acqua e dalla CO2) quindi intrappola energia: il sistema raggiunge un nuovo equilibrio termodinamico, ad una temperatura efficace Teff più alta 1.

Questo concetto si estende anche alle atmosfere degli esopianeti e dipende dalla capacità che essi hanno di trattenere gravitazionalmente a sé l’involucro gassoso che lo circonda. La capacità che ha di un esopianeta di trattenere un’atmosfera dipende dalle molecole di cui è composta l’atmosfera e dalla massa dell’esopianeta. Ogni molecola possiede infatti un’energia totale che è somma della sua energia cinetica Ec ed energia potenziale Ep.

Ove vc è la velocità della molecola, m la sua massa, M la massa dell’esopianeta e r è la distanza dal centro dell’esopianeta: ogni molecola è in grado di sfuggire nello spazio solo se ha abbastanza energia totale tale da vincere l’attrazione gravitazionale che la trattiene legata al pianeta.

L’energia cinetica Ec dipende dalla velocità media <vc> delle molecole, cioè alla distanza media percorsa prima di entrare in collisione con un’altra molecola, che a sua volta è legata al numero medio di urti fra due molecole. Negli strati più bassi dell’atmosfera, dove la densità atmosferica è maggiore, questo fenomeno è irrilevante poiché le molecole non riescono a raggiungere una velocità vc sufficiente, mentre nell’esosfera la densità è minore, così come il numero di urti molecolari e quindi è molto più probabile che le particelle di gas sfuggano al pianeta. Oltre a questi due casi estremi, ci sono anche tutte le sfumature intermedie: Boltzmann ha creato un modello della distribuzione di tutte le velocità delle molecole di un gas (ideale) per temperature differenti.

3Distribuzione di Maxwell-Boltzmann della velocità molecolare in un gas ideale. vp è la velocità più probabile vrms è il valore quadratico medio della velocità

Il grafico precedente mostra che:

  • le molecole dell’atmosfera che sfuggono dall’esopianeta si trovano nella parte destra della funzione (la coda della distribuzione)
  • la distribuzione è dinamica: una volta che le molecole sono sfuggite dal campo gravitazionale la distribuzione si riadatta e recupera la forma originaria (non ci sono “buchi” nella distribuzione).
  • La distribuzione dipende dal tipo di gas (nell’esempio O2). A parità di temperatura, maggiore è il peso molecolare del gas, più a sinistra (velocità minori) e più bassa si troverà il valore massimo della funzione.

Queste considerazioni ci consentono di affermare che, a seconda del peso molecolare della miscela di gas atmosferica, ci saranno alcuni elementi della sua composizione che in ogni caso sfuggono all’attrazione gravitazionale dell’esopianeta. Dalla legge di Boltzmann, sappiamo che l’energia cinetica è legata all’agitazione termica delle molecole dalla seguente relazione:

Dove m rappresenta la massa molecolare. Solo le molecole con <vt> maggiore di <vc> saranno in grado di sfuggire al campo gravitazionale, mentre le altre rimarranno legate all’esopianeta come atmosfera.2

Se poniamo come condizione limite Ep = Et possiamo risolvere rispetto a m e, noto il raggio del’esopianeta R, la sua massa M e temperatura T possiamo conoscere la massa molecolare minima della miscela che teoricamente può essere trattenuta dall’esopianeta e quindi farci un’idea di della sua composizione chimica (analisi spettroscopiche a parte).

La tabella precedente mostra nell’ultima colonna a destra, la capacità teorica (o meno) di alcuni pianeti del Sistema Solare (Terra, Giove e Luna) di trattenere in atmosfera alcuni composti:

  • la Terra per esempio, non è in grado di trattenere idrogeno molecolare, mentre è in grado di trattenere ossigeno e acqua
  • la Luna non è in grado di trattenere alcun composto/elemento dell’elenco (N2, H2, He, O2 ed H2O),
  • Giove invece, grazie alla sua enorme massa, è in grado di trattenere tutti questi.

Consideriamo, per esempio l’esopianeta HD209458 b. Si tratta un pianeta gioviano di cui gli astronomi hanno potuto studiare l’atmosfera con indagini spettroscopiche: essa contiene idrogeno, ossigeno, carbonio e vapore acqueo.

Con i parametri di massa, temperatura e raggio disponibili su http://www.openexoplanetcatalogue.com/ si ottiene che tutti e tre i composti sono in grado di essere trattenuti dalla gravità del pianeta, quindi in linea con le osservazioni sperimentali.

Immagini e bibliografia

1.[Ho considerato H2O e CO2 perché (assieme all’idrogeno molecolare H2) sono le due molecole che contribuiscono maggiormente all’effetto serra di un pianeta.]

2.[Al posto di vc, alcuni considerano più corretto il valore di vc/6, ma in questo caso i risultati comunque non cambiano]

Introduzione all’abitabilità

Il numero di sistemi esoplanetari scoperti ha superato 3800 (novembre 2018) ed è in continuo aumento: si tratta di un valore che solo fino alla metà degli anni ’90 sembrava irraggiungibile in tempi così brevi. Questo numero è sicuramente sottostimato, in quanto i telescopi lavorano su un ristretto angolo di cielo, quindi in realtà è sicuramente più elevato. Appurato che il Sistema Solare, inteso come sistema planetario, non è più un unicum, il passo successivo è quello di domandarsi se, qualcuno di questi esopianeti, sia in grado di ospitare la vita.

Anche se la domanda possa sembrare un poco azzardata, la questione di trovare una forma di vita all’esterno del Sistema Solare, è già stata affrontata negli anni ’60 dall’astronomo Frank Drake il quale ha fornito un’equazione per la stima di civiltà extraterrestri in grado di comunicare con noi. L’equazione nei termini di Drake è la seguente:

Equazione di Frank Drake

L’equazione afferma che il numero di civiltà extraterrestri N è funzione di una serie di condizioni che devono essere simultaneamente verificate (molto simile al calcolo di una probabilità congiunta) quali il tasso di formazione stellare R, la frazione fi dei pianeti che ospitano esseri intelligenti, la durata L di queste civiltà e la frazione di esse in grado di comunicare fc.

Per i nostri scopi ci soffermiamo sugli altri tre termini che richiedono di maggior attenzione. Si tratta dei seguenti termini:

  • fp: ovvero la frazione di stelle in grado di ospitare esopianeti
  • ne: il numero di esopianeti all’interno del sistema planetario in grado di ospitare forme di vita
  • fl: la frazione di esopianeti in cui effettivamente si è sviluppata la vita

Negli anni ’60 Drake ha proposto una stima a grandi linee di questi tre valori che, al giorno d’oggi, possono essere rivisti con miglior criterio, soprattutto tenendo conto che all’epoca non si  conosceva l’esistenza di altri sistemi planetari ad eccezione del nostro. Il secondo e terzo parametro (ne e fl) fanno riferimento al concetto di ‘forma di vita’, ma non specifica nel dettaglio cosa si intende con questo termine: il problema è fondamentale, in quanto lascia aperto il dibattito su cosa si intende, forse forme intelligenti come la nostra? Esseri che hanno sviluppato società ed intelligenza superiori alla nostra? O semplicemente batteri che basano la loro esistenza sul metabolismo del metano?

Nessuno astrobiologo ha una definizione precisa ed universalmente accettata di cosa si intende per vita; possiamo però indicare una linea guida di cosa, secondo l’esperienza comune e in accordo con la biologia, si intende quando ci riferiamo a questo termine. Carl Sagan, astronomo e divulgatore del secolo scorso, ha proposto il seguente ragionamento:

Vita è un qualsiasi sistema chimico, ovvero un sistema alla base del quale ci sono reazioni chimiche, in grado di evolvere nel tempo secondo le leggi Darwiniane.

Non viene specificato nel dettaglio su quali elementi di base si deve fondare il sistema, ma si tratta “semplicemente” di una serie di reazioni chimiche in grado di sostenersi nel tempo adattandosi ai cambiamenti dell’ambiente che lo circonda.

Schema dei processi (reazioni chimiche) attive nelle cellule di un essere umano (a seconda delle condizioni cellulari).

In linea teorica sono gli elementi chimici di base che la costituiscono che possono essere diversi; su questo pianeta per esempio gli esseri viventi basano la loro vita sul sull’elemento carbonio (C) e e la molecola dell’acqua (H2O).

Spesso si sente ipotizzare di forme di vita su esopianeti la cui sopravvivenza (metabolismo) si basa su elementi diversi dal Carbonio, quali il Silicio (Si). Se dovessimo cercare forme di vita su sistemi esoplanetari forse dovremmo ricrederci e pensare invece che è molto probabile che essi basino la propria esistenza proprio sul Carbonio e sull’acqua. Perchè? Il carbonio ed il silicio appartengono entrambi al gruppo IV della tavola periodica, ma sebbene siano elementi simili fra loro dal punto di vista delle caratteristiche, essi possiedono quelle differenze che fanno preferire alla vita il primo al secondo.

Riassumiamo nei seguenti punti le analogie e differenze:

  • il Silicio possiede 8 neutroni in più nel nucleo, quindi ha una massa maggiore.
  • Entrambi possiedono entrambi 4 elettroni liberi sull’orbitale più esterno in grado di creare legami covalenti con altri atomi (quattro legami semplici o due doppi): entrambi creano legami con ossigeno, idrogeno ed azoto ma solo il carbonio è in grado di formare catene molecolari molto lunghe in maniera stabile. Questi legami sono fondamentali nella cosruzione dei mattoni fondamentali della vita come amminoacidi, glucidi, proteine e composti aromatici.
  • Il carbonio è il quarto elemento più diffuso nell’Universo, mentre il Silicio occupa l’ottava posizione.
  • A temperatura ambiente, ove l’acqua è in forma liquida, i composti del carbonio sono usati dagli esseri viventi come prodotto di scarto o primario quali la CO2 è gassosa, mentre l’analogo composto SiO2 è solida (silice, ovvero sabbia); il che sarebbe molto più difficile da eliminare.
  • Il carbonio è in grado di formare da solo un numero di composti maggiore di quanti ne possano fare tutti gli altri elementi della tavola periodica tra di loro.

Per questi motivi, il carbonio è un elemento primario su cui ipotizzare l’esistenza di vita su sistemi esoplanetari, ma sicuramente non è una condizione sufficiente. Un secondo aspetto fondamentale, su cui basare le nostre ipotesi per la nostra eso ricerca, è la presenza dell’acqua in forma liquida, in quanto possiede delle caratteristiche uniche per la vita. L’acqua infatti è un ottimo solvente grazie a diversi fattori:

  • un grande momento di dipolo, dovuto al fatto che la distribuzione di carica all’interno della molecola non è uniforme, ma è leggermente più spostata verso l’atomo di ossigeno e quindi facilita lo sciogliemnto dei sali.
  • La capacità di orientare le molecole idrofobe-idrofile, e quindi di consentire la fomazione di micelle in grado di proteggere le pareti cellulari (ed evitarne la distruzione).

Sul nostro pianeta l’acqua a temperatura ambiente (19 C e 1 atm) si trova in forma liquida, ma in generale non e’ l’unica condizione di pressione (P) e temperatura (T) alla quale l’acqua permane in questo stato.

Diagramma PT dell’acqua. Fonte: https://socratic.org/questions/what-is-the-phase-diagram-of-water

La figura precedente mostra il diagramma di fase (o diagramma PT) dell’acqua: esso mostra che una volta nota una delle due variabili (P o T), lo stato fisico dell’acqua è ben definito, ovvero indica tutte le condizioni di (P, T) per le quali l’acqua si trova nello stesso stato fisico. In accordo con il grafico, l’acqua si trova allo stato liquido nella regione superiore del grafico delimitato dai punti D, B, A, C ed E. Il punto A si chiama punto tripo, ovvero nella condizione di (P, T) in cui coesistono tutti i tre stati fisici della materia per l’acqua (liquido, ghiaccio e vapore).

Basandoci su questa ipotesi, il diagramma indica quindi le condizioni di (P, T) che un eospianeta deve avere sulla superficie per rispettare le condizioni necessarie allo sviluppo della vita. Ma, ancora una volta, questa condizione non è sufficiente. Ci sono voluti circa quattro miliardi di anni per permettere alla vita di evolversi sul nostro pianeta, quindi un altro fattore da considerare è il tempo.

Considerando forme di vita basate sul carbonio, affinchè un esopianeta sia abitabile, durante l’evoluzione del sistema esoplanetario, l’acqua deve permanere allo stato liquido per un tempo sufficientemente lungo di tempo. Queste condizioni impongono che l’esopianeta deve trovarsi all’interno di un range di distanze dalla sua stella ospite ben definite: deve trovarsi all’interno di quello che viene chiamata fascia di abitabilità.

Bibliografia