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Leopoldo Benacchio
Astronom o –Istituto Nazionale di Astrofisica –Osservatorio di Padova
(pubblicato in H20 , Nuovi Scenari per la sopravvivenza – CUSL – Milano -2007)
H2O è certamente la formula chim ica più nota al grande pubblico, talmente fam iliare e
riconoscibile da essere usata spesso, e in tutto il m ondo, anche come logo di questo o quel
brand.
Ci è talmente usuale che forse non abbiam o m ai ragionato sul fatto che può mostrarci
anche la strada per rispondere alla dom anda: “dadov
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dappertutto dal nostro vicinissim o satellite, la Luna, fino alle più distanti e fredde nubi
interstellari della nostra Galassia.
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diciam o, tecnica è piuttosto com plessa m a la linea logica è al contrario piuttosto semplice.
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Partendo proprio da H2O possiamo emulare il signor di Lapalisse e dire che, per avere una
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acqua, occorre innanzitutto disporre di atom i di idrogeno e di ossigeno,
ovviamente
nelle condizioni opportune perché possano legarsi fra loro. Questi
due
elementi sono d'altronde ben attivi chim icamente e quindi possiam o sperare che queste
condizioni siano abbastanza frequentemente soddisfatte, tenuto anche conto, ad esempio,
della enorme varietà di diverse situazioni di pressione e temperatura che possiam o trovare
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verso.
I due elementi hanno però origine da fenomeni com pletamente diversi e sono presenti in
quantità m olto diverse fra loro. L’
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m ateria esistente e si sarebbe form ato circa 250.000 anni dopo il Big Bang, in un epoca
chiam ata della ricom binazione. Prim a di quel momento le condizioni di pressione e
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possiamo pensare come com posto da un solo protone nel suo nucleo con un elettrone che
gli orbita attorno, si sarebbe form ato in quel tem po, distante da noi più di 13 m iliardi di anni.
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ossigeno ed il carbonio che sono alla base
delle m olecole organiche tipiche della vita, si sono form ate in modo del tutto diverso, in un
processo, la nucleosintesi, che avviene al
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seguire questa pista
Una stella si form a a partire da una nube cosm ica di gas e polveri, che, nelle prime fasi
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so,èsostanzialmente composta di idrogeno.Quandousi
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cam po astronomico non dobbiamo farci trarre in inganno dalla nostra esperienza
sensoriale quotidiana. Stiam o parlando di densità fra i 1.000 e i 100.000 atom i per
centimetro cubo. Per avere un confronto pensiamo che se consideriam o un volume eguale
pieno di com une nebbia vi troviam o molti m iliardi di m iliardi di atomi! Condizione estreme
di rarefazione quindi, m a gli spazi sono enorm i, parliam o di m iliardi di m iliardi di chilometri
cubi, e quindi la m assa complessiva di queste nubi è com unque notevolissim a, anche se
la densità di m ateria è talmente piccola da non poter essere neppure ragionevolmente
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ero centinaia di m ilioni di anni, la nube si
condensa per effetto della gravità, form ando una sorta di bozzolo ellissoidico ed al cui
centro pressione e temperatura raggiungono valori elevatissim i. Quando la temperatura al
centro arriva ai m ilioni di gradi si innescano le reazioni nucleari, principalmente fra gli atom i
di idrogeno, che si fondono fra loro per form are atom i più com plessi e pesanti, come Elio
per prim o e poi altre reazioni che danno luogo alla form azione di Carbonio e, appunto,
Ossigeno. Il proc
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oSole nel suo nucleo ogni
secondo 600 tonnellate di idrogeno si trasformano in 596 di Elio. La differenza di m assa, 4
m ilioni di tonnellate, viene convertita in energia tram ite la fam osa relazione di Einstein
E=m c2. Per inciso notiamo che è da qui che nasce la luce ed il calore che ci permette di
vivere sulla Terra.
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atom i di ossigeno ogni 10.000 di idrogeno. Dopo la form azione della prim a generazione di
stelle abbiamo quindi a disposizione gli atom i di Idrogeno ed Ossigeno necessari per
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geno,così come tutti gli altri elementi chim ici formatisi nella fusione nucleare con il
processo di nucleosintesi, è, principalmente, quello della Supernova. Nella sua evoluzione
la stella, se ha una m assa iniziale sufficientemente elevata, arriva ad un punto in cui le
reazioni di fusione nucleare per continuare necessitano di talmente tanta energia che
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didi anni im provvisamente si rompe. A quel punto
la stella praticamente si autodistrugge in pochi secondi,
espellendo a velocità
supersoniche tutto il m ateriale gassoso che la compone, che si espande nello spazio
circostante, diminuendo velocemente di densità m an m ano che si espande.
A questo puntosi
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acqua,abbiam o di nuovo una nube
di gas e polveri da cui si formeranno nuove generazioni di stelle. Ma questa volta abbiam o
sia idrogeno che ossigeno, oltre a tanti altri elementi chim ici fra cui il ca
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esso
fondamentale per la vita.. Da queste nubi, con lo stesso meccanism o descritto sopra, si
formeranno nuovamente i bozzoli da cui verranno altre stelle con i loro sistem i planetari,
sim ili o diversi dal nostro. Ma questa volta nei bozzoli sarà già presente l
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dalla combinazione di idrogeno ed ossigeno.
Quanto abbiam o detto è fortemente schem atico m a ci aiuta a capire come m ai troviam o la
firm a di molecole di H2O anche nelle più lontane nubi interstellari. Ma per rim anere nelle
vicinanze del nostro pianeta, sem pre parlando da un punto di vista astronom ico, nel nostro
Sistem a solare troviam o le tracc
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dappertutto. Dalla Luna a Marte, dai nuclei cometari ai satelliti di tanti pianeti. Certo è in
condizioni m olto diverse a seconda che consideriam o le zone vicine al Sole o ce ne
allontaniam o. Il bozzolo prim ordiale, da cui si è form ato l
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o Sistem a solare aveva
dimensioni di centinaia di m igliaia di volte la distanza Terra Sole, che è di soli 150 m ilioni di
chilom etri. A quelle distanze, m a anche a quelladiPl
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più del nostro Pianeta, la radiazione solare arriva debolissim a e le tem perature sono
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e è presente soprattutto nella form a di ghiaccio,
m ista ad altri ghiacci di altri elementi o m olecole. Con le im prese spaziali degli ultim i 10
anni abbiam o addirittura potuto fotografare nuclei di comete, che sono apparse come
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e”sporche, asimmetriche e delle dimensioni di una diecina di
chilom etri, un m isto di ghiacci e polveri. Ma anche alcuni dei satelliti dei pianeti più esterni,
ad esempio Saturno, hanno mostrato agli obiettivi delle sonde spaziali, prim a fra tutte la
europea Cassini che resterà attorno al Pianeta con gli anelli ancora diversi anni, un m ondo
dalla superficie solcata di canali e ricoperta di ghiacci.
E nelle vicinanze del Sole chef
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Luna, nei crateri polari che non ricevono praticamente radiazione dal Sole. Su Marte
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Forse Marte racchiude ghiaccio anche al di sotto della sua superficie e gli ultim i rilevamenti
delle sonde hanno intravisto del vapore acqueo nella sua atmosfera.
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quasi insignificante Sistem a Solare alle più lontane nubi interstellari della Galassia, è anche
vero che la nostra Terra resta, finora, un unicum. L’
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abbondante e facilmente fruibile, necessita per esistere di un equilibrio delicatissimo: un
pianeta solido, di m assa relativamente piccola, con una atm osfera particolare, posto ad una
distanza dalle sorgenti di energia tale da permettergli di non diventare in poco tempo né un
m ondo arroventato come Mercurio o Venere né ghiacciato come Plutone.
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a utile alla nostra vita è, per ora,
tutta e sola quella che abbiamo sulla Terra. Meglio pensarci sopra e usarle del riguardo.
