Un ricordo all’esperimento di Miller

Nel 1952 il professore americano Harold Clayton Urey, premio Nobel per la chimica nel 1934, incaricò un giovane ricercatore, Stanley Lloyd Miller, di eseguire un dato esperimento. All’interno di una boccia di vetro, Miller mise dell’acqua mantenuta ad alta temperatura e in un’altra boccia una miscela di idrogeno (H2), ammoniaca (NH3) e metano (CH4), cioè tutti quei gas che insieme al vapore acqueo (H2O) si pensava potessero costituire l’atmosfera primordiale. L’acqua calda, che avrebbe dovuto rappresentare secondo gli scienziati l’oceano primitivo, creava vapore che passando attraverso un tubo arrivava al recipiente che conteneva la miscela di gas. All’interno di quest’ultimo contenitore venivano generate scariche elettriche a 60.000 volt che dovevano riprodurre fenomeni temporaleschi probabilmente frequenti e intensi all’epoca dell’origine della Terra. L’esperimento durò una settimana, alla fine della quale si osservò con grosso stupore che nel recipiente dell’acqua si trovava un liquido rosso-arancio che conteneva molti composti, ma in particolare alcuni aminoacidi, cioè i precursori delle proteine che sono i componenti principali di ogni essere vivente. L’esperimento di Miller dimostrò che da composti semplici, che si pensava fossero presenti nell’atmosfera primordiale, si potevano formare molecole complesse, quelle appunto che si trovano nei composti organici di tutti gli organismi viventi. Si ipotizzò quindi che in un’atmosfera primitiva caratterizzata da continui fenomeni temporaleschi, calore e radiazioni ultraviolette, attraverso semplici processi chimici di sintesi, si sarebbero potuti formare i precursori biologici degli esseri viventi. In seguito le piogge avrebbero trasportato questi semplici composti organici fino al mare, dove, successivamente avrebbero potuto trasformarsi e accrescersi. Comunque creare in laboratorio gli aminoacidi non significa creare un organismo vivente, ma è ovvio che questo fu un importante passo avanti verso la formazione abiotica (cioè chimica) degli esseri viventi. Da allora molti scienziati hanno ripetuto l’esperimento di Miller con molte varianti. Si può modificare la composizione della miscela gassosa, variare la temperatura, usare altre forme di energia al posto delle scariche elettriche, ma il prodotto finale è sempre lo stesso: sostanza organica.

Stanley Lloyd Miller (Oakland, 7 marzo 1930 – National City, 20 maggio 2007) è stato un biochimico statunitense. È noto per i suoi studi nel campo dell’origine della vita, e in modo particolare per l’esperimento di Miller-Urey che dimostrò che dei composti organici possono essere creati da processi fisici abbastanza semplici a partire da sostanze inorganiche. Per svolgere l’esperimento, Miller ricreò le condizioni ambientali che si supponeva esistessero al tempo della Terra primordiale.  Stanley Miller studiò all’Università di Berkeley, conseguendo il bachelor nel 1951, e all’Università di Chicago dove conseguì il Ph.D. in chimica nel 1954. A Chicago fu allievo di Harold Urey. Miller continuò le sue ricerche presso il California Institute of Technology (1954–1955) e quindi passò al dipartimento di biochimica dellaColumbia University a New York, dove lavorò per i successivi cinque anni. Tornò poi in California dove divenne assistant professor(1960–1962), associate professor (1962–1968), e quindi professore di chimica all’Università della California a San Diego (dal 1968). Lavorò nel campo dell’origine della vita (è considerato un pioniere nel campo dell’esobiologia), della presenza in natura dei clatrati idratie dei meccanismi generali dell’anestesia. Fu membro della National Academy of Science e ricevette la Oparin Medal per i suoi importanti contributi nel campo dell’origine della vita. Nel 1828 Friedrich Wöhler aveva sintetizzato l’urea, che è una molecola organica e che precedentemente si pensava potesse essere prodotta solo da organismi viventi. L’esperimento di Miller-Urey andò oltre mostrando che delle biomolecole di base possono formarsi attraverso semplici processi fisici. Negli anni 1950 Urey presumeva che l’atmosfera della Terra primordiale fosse simile a quella presente oggi su Giove, cioè ricca di ammoniaca, metano e idrogeno. Miller, lavorando nel suo laboratorio all’Università di Chicago, dimostrò che tali composti, se sottoposti a una sorgente di energia come, per esempio, una scarica elettrica, possono reagire con l’acqua per produrre gli amminoacidi essenziali per la formazione della materia vivente: idee simili erano state avanzate dal chimico russo Aleksandr Oparin e dallo scienziato britannico J.B.S. Haldane fin dagli anni ’20. Miller riconobbe fondate alcune obiezioni all’ipotesi che l’atmosfera primordiale potesse essere riducente tanto quanto assumevano lui e Urey. Nel 2008 altri ricercatori ripresero gli studi di Miller usando attrezzature più moderne e sensibili. Gli esperimenti includevano simulazioni precedentemente non fatte, ad esempio con i gas rilasciati durante esplosioni vulcaniche. Le analisi successìve individuarono la presenza di ulteriori amminoacidi e di altre sostanze di interesse.

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Saturno VI ovvero Titano

Titano è il più grande satellite naturale del pianeta Saturno ed uno dei corpi rocciosi più massicci dell’intero sistema solare; supera in dimensioni il pianeta Mercurio, per dimensioni e massa è il secondo satellite del sistema solare dopo Ganimede. Si tratta inoltre dell’unico satellite in possesso di una densa atmosfera, che in passato ha impedito uno studio dettagliato della sua superficie dalla Terra. Con la missione spaziale Cassini-Huygens è stato possibile studiare l’oggetto da distanza ravvicinata ed il lander Huygens è atterrato con successo sul suolo titaniano. L’atmosfera titaniana appare ricca di metano e la temperatura superficiale media è molto vicina al punto triplo del metano dove possono coesistere le forme liquida, solida e gassosa di questo idrocarburo. Misure condotte con telescopi terrestri hanno evidenziato che la superficie non è uniforme e presenta quelli che potrebbero essere dei continenti.
Cenni storici
Titano fu scoperto il 25 marzo 1655 dall’astronomo olandese Christiaan Huygens. Si trattava del primo satellite naturale ad essere individuato dopo i satelliti galileiani di Giove. Huygens lo denominò semplicemente, in lingua latina, Luna Saturni (“il satellite di Saturno”) ad esempio nell’opera De Saturni Luna observatio nova del 1656. Quando più tardi Giovanni Domenico Cassini scoprì quattro nuovi satelliti, li volle chiamare Teti, Dione, Rea e Giapeto (complessivamente noti come satelliti lodicei); la tradizione di battezzare i nuovi corpi celesti scoperti in orbita attorno a Saturno proseguì e Titano iniziò ad essere designato, nell’uso comune, come Saturno VI, perché apparentemente sesto in ordine di distanza dal pianeta. Il nome di Titano venne suggerito per la prima volta da John Herschel (figlio del più celebre William Herschel) nella sua pubblicazione Risultati delle osservazioni astronomiche condotte presso il Capo di Buona Speranza del 1847. Di conseguenza iniziò la tradizione di denominare gli altri satelliti saturniani in onore dei titani dellamitologia greca o delle sorelle e dei fratelli di Crono.
Orbita e rotazione
Titano orbita intorno a Saturno in 15 giorni e 22 ore. Come la Luna e molti altri satelliti dei giganti gassosi, il suo periodo orbitale è identico al suo periodo di rotazione; Titano è quindi in rotazione sincrona con Saturno.
Dati fisici
Titano è stato a lungo ritenuto il satellite più grande del sistema solare. In verità le prime osservazioni dalla Terra sono state disturbate dalla sua densa atmosfera, che ha causato una stima per eccesso delle dimensioni reali del corpo. Il satellite gioviano Ganimede è leggermente più grande di Titano oltre che più massivo. Le proprietà fisiche di Titano sono simili a quelle di Ganimede e Callisto, del satellite nettuniano Tritone e di Plutone. La massa del satellite è rappresentata verosimilmente per metà da ghiaccio e per l’altra metà da materiale roccioso. La sua struttura interna è probabilmente stratificata, con un nucleo roccioso dal diametro di circa 3 400 km circondato da strati composti da diverse forme cristalline del ghiaccio. L’interno di Titano potrebbe essere ancora caldo e vi potrebbe essere uno strato liquido composto da acqua ed ammoniaca situato fra il nucleo roccioso e la crosta ghiacciata. Prove a sostegno di questa ipotesi sono state recentemente scoperte dalla sonda Cassini. Ciò avvalora l’ipotesi della presenza di uno strato liquido all’interno del satellite sul quale galleggerebbe il leggero strato superficiale. Sebbene la composizione chimica titaniana sia analoga a quella degli altri satelliti naturali di Saturno, e in particolar modo Rea, Titano presenta una densità maggiore per via della compressione gravitazionale.
Atmosfera
Titano è l’unico satellite naturale del sistema solare a possedere un’atmosfera sviluppata. La sua scoperta risale al 1944.  In seguito le osservazioni condotte da distanza ravvicinata nell’ambito del programma Voyager hanno permesso di determinare che l’atmosfera titaniana è più densa di quella terrestre, con una pressione alla superficie di circa il 50% maggiore, e le sue imponenti formazioni nuvolose rendono impossibile l’osservazione diretta della superficie. La foschia  contribuisce a sostenere un effetto serra al contrario che, aumentando l’albedo del satellite e riflettendo la luce incidente nello spazio, ne diminuisce la temperatura superficiale. L’atmosfera è composta al 98,4% di azoto ed all’1,4% di metano. Sono presenti tracce di numerosi altri gas.
Superficie
La missione Cassini ha rilevato che la superficie di Titano è relativamente liscia. Le poche formazioni simili a crateri da impatto sembra siano state riempite da piogge di idrocarburi o vulcani. L’area attualmente mappata non sembra presentare variazioni in altezza maggiori di 50 m.Tuttavia l’altimetria radar ha coperto al momento solo parte della regione polare Nord. La superficie di Titano è segnata da vaste regioni di terreno chiaro e scuro, inclusa un’area grande come l’Australia identificata dalle immagini all’infrarosso provenienti dal telescopio spaziale Hubble e dalla sonda Cassini. Questa regione è stata chiamata Xanadu ed è relativamente elevata. Ci sono altre zone scure presenti su Titano osservate dal suolo e dalla sonda Cassini. Si ipotizza che possano essere laghi di metano o etano, ma altre osservazioni sembrano indicare altre ipotesi. Inoltre sono stati individuati alcuni segni lineari che potrebbero indicare attività tettoniche e regioni con materiale chiaro intersecate da lineamenti scuri. L’ipotesi della presenza di laghi di metano, formulata da tempo dagli scienziati, ha recentemente trovato conferma nelle analisi dei dati raccolti dalla sonda Cassini che hanno permesso di identificare un lago contenente etano, in una soluzione liquida assieme a metano ed altri idrocarburi. Questa scoperta conferma la teoria che sul satellite di Saturno sia presente un ciclo idrologico basato sul metano analogo a quello terrestre basato sull’acqua. Sono stati infatti trovati indizi consistenti di fenomeni di evaporazione, piogge e canali naturali scavati da fluidi. Nel dicembre del 2009 la Nasa ha annunciato ufficialmente, dopo esserne stata a conoscenza fin dal 2007, la presenza di un lago di metano, battezzato Kraken, dall’estensione di 400 000 km quadrati. Il lago non è stato osservato direttamente dagli scienziati, ma la sua presenza è stata intuita grazie ai dati elaborati dallo spettrometro a infrarossi presente sulla Sonda Cassini. Il secondo grande lago di cui si è attestata l’esistenza è stato il Ligeia Mare, a questi due sono seguiti molti altri laghi di dimensioni inferiori. Dalle immagini scattate dalla sonda nel dicembre del 2012, alcune evidenziano una vallata che sfocia nel lago Kraken, attraversata da un fiume di idrocarburi lungo quasi 400 km. Inoltre la sonda Cassini ha osservato variazioni della superficie coerenti con eruzioni di criovulcani. A differenza dei vulcani attivi sulla Terra i vulcani di Titano eruttano presumibilmente acqua, ammoniaca e metano nell’atmosfera, dove congelano rapidamente ricadendo al suolo.
Esplorazione di Titano
Titano è stato sorvolato per la prima volta dalle sonde automatiche statunitensi Voyager 1 (la cui traiettoria è stata modificata per favorire un passaggio ravvicinato) e Voyager 2. Sfortunatamente la Voyager 1 non era provvista di alcuno strumento in grado di vedere attraverso la densa atmosfera del pianeta, una circostanza che non era stata prevista. Solo molti anni più tardi tecniche di manipolazione intensiva delle immagini riprese attraverso il filtro arancione della sonda hanno permesso di ricavare quelle che sono a tutti gli effetti le prime fotografie mai scattate della regione di Xanadu, ritenuta dagli scienziati probabilmente una catena montuosa o un altopiano.
Quando la Voyager 2 raggiunse il sistema di Saturno apparve chiaro che un possibile cambio di traiettoria per favorire un incontro ravvicinato con Titano avrebbe impedito la prosecuzione del viaggio verso Urano e Nettuno. Dati gli scarsi risultati ottenuti dalla sonda gemella, la NASA decise di rinunciare alla possibilità e la sonda non fu attivamente impiegata per uno studio intensivo di Titano.
La grande mole di dati attualmente conosciuti sul satellite è quasi interamente dovuta alla missione spaziale italo-euro-statunitense Cassini-Huygens. La sonda ha raggiunto Saturno il 1º luglio 2004 quando ha avviato le prime attività di mappatura della superficie di Titano attraverso strumenti radar. Il primo sorvolo diretto del satellite è avvenuto il 26 ottobre 2004 ad una distanza record di appena 1 200 km dall’atmosfera titaniana. Gli strumenti della Cassini hanno individuato strutture superficiali chiare e scure che sarebbero state invisibili all’occhio umano.
Dalla sonda madre è stato sganciato il modulo di terra Huygens, privo di motori, che il 14 gennaio 2005 si è tuffato con successo nella densa atmosfera di Titano raggiungendone la superficie dopo una discesa di circa due ore. La sonda, al contrario di quanto sostenuto da alcune teorie, non ha individuato tracce di liquidi di alcun tipo sulla superficie. La consistenza del suolo di Titano è tuttavia risultata simile a quella della sabbia bagnata e non si esclude che il terreno sia periodicamente irrorato da flussi liquidi. Attualmente è in fase di progetto un’ulteriore missione congiunta da parte di NASA ed ESA, denominata Titan Saturn System Mission, che dovrebbe comprendere un orbiter per lo studio di Titano e degli altri corpi che compongono il sistema di Saturno, una mongolfiera per lo studio dell’atmosfera e della superficie di Titano ed un lander acquatico, TiME, per lo studio dei mari. Se verrà approvata la missione potrebbe essere lanciata nel 2020.
Tratto da Wikipedia

Sciami meteorici: le Quadrantidi

Le prime notti di gennaio sono tra le più interessanti per osservare stelle cadenti, in quanto è attivo uno dei maggiori sciami dell’anno, quello delle Quadrantidi, dette anche da molti Bootidi, poichè queste meteore sembrano irradiarsi da una zona posta all’incirca a una decina di gradi a nord della costellazione del Boote. Nel nostro paese dal crepuscolo serale a mezzanotte il radiante viene a trovarsi molto basso, quasi tangente all’orizzonte, di conseguenza il numero delle meteore osservabili risulta estremamente ridotto e solamente da mezzanotte all’alba diventa conveniente osservarle, man mano che il radiante sale sempre più in altezza. Quest’anno il maggior numero di Quadrantidi è atteso intorno alle 20h-21h del 3 gennaio. A quell’ora, come detto, il radiante sarà ancora sull’orizzonte, pertanto solo dalla mezzanotte in poi avremo la possibilità di osservare utilmente già nella loro fase discendente dell’attività. La loro osservazione sarà in ogni modo favorevole, dato che il maggior numero di Quadrantidi si riscontra per una decina di ore, e quindi in buona parte quest’anno nelle ore notturne del 3 gennaio. Nelle notti lontane dal massimo queste meteore sono poco luminose e paiono irradiarsi da un’area di cielo molto diffusa, mentre durante la massima attività appaiono molto brillanti da un radiante molto compatto.
Da “Il cielo nel mese di gennaio 2014” (Astronomia.com)

Nova Centauri 2013 si veste di rosa

Anche le stelle si vestono a festa per la fine dell’anno. Di recente si è verificata l’esplosione di una nova, l’evento è stato visibile a occhio nudo e gli effetti sono ancora evidenti nel cielo notturno. Questa immagine di Rolf Wahl Olsen, scattata dalla Nuova Zelanda, mostra Nova Centauri 2013 e il suo insolito colore rosa.
La stella, risultato dell’esplosione della superficie di una nana bianca, è stata scoperta nella costellazione di Centauro da John Seach lo scorso 2 dicembre. L’immagine è stata invece scattata il 28 dicembre dalla Nuova Zelanda quando la nova era arrivata a una magnitudo di 4.5.  Ma perché appare rosa? ”La nova appare rosa – ha detto Olsen – perché stiamo osservando la luce da un guscio in espansione di idrogeno ionizzato che emette fortemente sia la parte rossa che blu dello spettro ottico”. “Queste emissioni – ha spiegato – danno alla stella il forte colore rosato, simile alle nebulose a emissione che sono anche prevalentemente rosa/magenta”.
Una nova è il risultato di una esplosione termonucleare sulla superficie di una nana bianca in un sistema binario stretto. A differenza di una supernova, durante la cui esplosione la stella cessa di esistere, una nova non comporta la distruzione della stella ospite. La nana bianca può continuare ad aggiungere al materiale dalla sua compagna e il processo ripetersi in futuro.
di Eleonora Ferroni (INAF)

Un pianeta di lava

Somiglia alla Terra è un pianeta fatto di rocce e ha quasi la stessa massa. Anche il suo Sole non è molto diverso dal nostro: ha soltanto una massa un poco inferiore.
La vera differenza sta nell’orbita del pianeta che si snoda vicinissima alla sua stella, ad appena un milione e mezzo di chilometri da essa, mentre noi siamo 100 volte più lontani. L’anno di questo pianeta che gira intorno alla stella Kepler 78 dura poco più di 8 ore e la sua superficie raggiunge una temperatura di 3000 gradi. Scoperto nel 2013 analizzando i dati dal telescopio spaziale Kepler, il pianeta è stato osservato non solo transitare davanti alla propria stella, ma è stata rilevata anche la sua occultazione e la luce riflessa dalla stella durante le varie fasi orbitali. Non era un oggetto di interesse per Kepler (KOI) a causa del breve periodo orbitale, quindi in precedenza non era stata effettuata l’analisi automatica dei dati ed era presente solo nella lista “Kepler Input Catalog” (KIC), il database di possibili candidati pianeti extrasolari. Come abbiamo detto Kepler-78 b (o KIC 8435766 b) è un pianeta poco più grande della Terra. Esso orbita intorno alla stella madre in un periodo di 8,5 ore e riflette dal 20% al 60% della luce stellare che riceve. La sua massa è tra l’1.69 e le 1.85 masse terrestre . Data la vicinanza alla stella il pianeta è certamente in rotazione sincrona, volgendo sempre lo stesso emisfero alla stella; la temperatura sull’emisfero sempre illuminato del pianeta è stimata in 2300-3100 K, mentre la temperatura nell’emisfero sempre in ombra rimane sconosciuta. Per questo motivo gli scienziati lo hanno descritto come un “pianeta di lava”.

Il Catalogo Simeis e Simeis 147

Il Catalogo Simeis è un catalogo astronomico di nebulose a emissione; venne compilato nel 1955 dagli astronomi ucraini Gaze e Shajn presso l’Osservatorio Simeiz, nella penisola di Crimea, da cui il catalogo prende il nome. Il catalogo venne pubblicato nel Bulletin of the Crimean Astrophysical Observatory” (Izvestiya Krymskoi Astrofizicheskoi Observatorii) e conta 306 oggetti nebulosi situati principalmente nell’emisfero celeste boreale.
Gran parte delle nebulose di questo catalogo hanno anche altre denominazioni, in particolare nei cataloghi di Lynds e nel Catalogo Sharpless, compilati successivamente. Un certo numero di oggetti dell’originale Catalogo Simeis sono stati riconosciuti come di natura indefinita o persino non esistenti; il database SIMBAD indica 232 oggetti che hanno fra i riferimenti il Catalogo Simeis. Uno dei pochissimi oggetti ancora noti con la sigla di questo catalogo, nonostante riporti anche altre sigle, è Simeis 147, un grande resto di supernova visibile sul confine fra le costellazioni del Toro e dell’Auriga.
Simeis 147 (nota anche come Sh2-240) è un celebre resto di supernova visibile nella costellazione del Toro, al confine con l’Auriga.
La nebulosa si presenta sotto forma di delicatissimi filamenti, più densi nel lato sud-orientale e molto più rarefatta in quello occidentale.; sono stati creati da un’antica supernova esplosa a circa 1470 parsec (4800 anni luce) dal Sole, sul Braccio di Perseo. Se le misure di distanza sono corrette, l’oggetto avrebbe una dimensione reale di ben 160 anni luce. La supernova sarebbe esplosa circa 40.000 anni fa, lasciando verso l’angolo meridionale dell’oggetto una pulsar; la stella che ha originato quest’oggetto probabilmente era una membro dell’associazione Auriga OB1 ed era quindi legata all’ammasso aperto M36, dal quale sarebbe sfuggito prima di terminare il suo ciclo vitale.
Stime precedenti sulla sua distanza avevano fornito un valore di 800 parsec (circa 2600 anni luce), collocandolo così all’interno del Braccio di Orione.
Quest’oggetto costituisce una vera sfida per gli astrofili: essendo una delle nebulose più deboli del cielo, in un piccolo telescopio non si vede affatto, mentre può iniziare ad intravedersi qualche sua parte in uno strumento semi-professionale. Le foto a lunga posa o il CCD possono invece rivelare quasi tutte le sue caratteristiche. La sua posizione in cielo è invece molto facile da individuare, trovandosi infatti circa quattro gradi a sud-est della stella β Tauri, o anche cinque gradi a nord della ζ Tauri.
Se vuoi approfondire leggi l’articolo Cieli nascosti, cieli che cambiano su Orione numero 260 pagina 54

Giove in opposizione

Per l’intero mese di gennaio il cielo notturno è dominato dalla luminosa presenza di Giove tra le stelle dei Gemelli. Il giorno 5 il pianeta è in opposizione al Sole ed è visibile per l’intera notte in condizioni ideali: poiché si trova nel settore più settentrionale dell’eclittica, alla culminazione, intorno alla mezzanotte locale, raggiunge un’altezza sull’orizzonte di ben 70 gradi.
Tratto da  Orione numero 260 pagina 62

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