Team 2

Staff tecnico SNS

La comprensione dell’origine della vita sulla terra è una delle più grandi sfide di tutta la comunità scientifica. Le conoscenze attuali (grazie a studi di laboratorio e missioni spaziali) hanno permesso notevoli passi avanti in questa direzione. Un elemento chiave per poter progredire nella conoscenza è la comprensione di come la complessità chimica si sia evoluta dai semplici atomi alle molecole biologiche.

In questo contesto, due ipotesi principali sono state presentate, che fanno riferimento a processi reattivi nello spazio interstellare o sulla superficie di comete o direttamente sulla terra primordiale. In entrambi i casi, le simulazioni computazionali svolgono un ruolo centrale nell’interpretazione dei dati osservativi a causa delle difficoltà connesse con la riproduzione in laboratorio delle condizioni estreme degli ambienti extra-terrestri.

L’attività della nostra unità di ricerca si svolge in questo quadro integrando simulazioni computazionali, tecniche basate sull’intelligenza artificiale e realtà virtuale/aumentata immersiva.

Per poter fruire nel modo migliore dei risultati ottenuti sia in vitro che in silico e permettere la loro integrazione con dati osservativi è stata sviluppata una piattaforma di realtà virtuale immersiva (TARDIS) che consente di interagire sia con il mondo macroscopico che con quello nanoscopico a livello immediato ed intuitivo. L’integrazione in tale piattaforma di una libreria di percezione molecolare basata anche su tecniche di intelligenza artificiale ha ulteriormente esteso la possibilità di fruire di dati e metodologie avanzate anche per i non specialisti. 

Da un punto di vista scientifico l’attività si è concentrata sull’atmosfera di Titano anche come modello della terra primordiale. Titano possiede un’atmosfera densa (P ~1.5 bar) dominata da azoto molecolare (~97%) e con una frazione consistente di metano.

Nella mesosfera, a quote superiori a 800 km, l’esposizione alla radiazione solare e a flussi di particelle cariche produce alte concentrazioni di specie reattive (ioni e radicali liberi) che agiscono come iniziatori dell’accrescimento molecolare.

A partire da idrocarburi semplici e nitrili (R-CN), questa fotochimica genera specie via via più complesse che condensano a formare gli aerosol tipici di Titano e che, ricadendo a quote più basse, arricchiscono di molecole reattive gli ambienti più densi situati in prossimità della superficie. Qui, le condizioni fisiche (T ~ 90 K) permettono la presenza di metano allo stato liquido che, oltre a fornire un inusuale ambiente per la chimica in soluzione, costituisce il principale agente “idrologico” del satellite.

Esempio di utilizzo di TARDIS per passare dal mondo macroscopico a quello nanoscopico

La conoscenza delle abbondanze, la distribuzione, la variabilità spaziale e stagionale dei primissimi prodotti fotochimici (ad es. HCN, HNC, HC3N, CH3CN) e lo studio delle loro interazioni con i componenti maggiori dell’atmosfera, è essenziale non solo per comprendere l’evoluzione chimica di Titano, ma anche per ricavare un modello globale della sua circolazione atmosferica e del clima.

La corretta identificazione dei segnali di emissione dei traccianti molecolari ottenuti con diverse tecniche osservative (ad esempio ALMA) richiede una conoscenza molto accurata del loro spettro rotazionale, sia nello stato vibrazionale fondamentale che in stati vibrazionalmente eccitati, che richiede l’integrazione di tecniche spettroscopiche sperimentali e computazionali. Questa analisi viene attualmente condotta per HC3N, uno dei principali componenti “minori” dell’atmosfera di Titano e, durante lo svolgimento del programma di ricerca, sarà estesa ad altri nitrili come HC5N, CH3CN e CH3CCCN.

HC3N spettro vibro-rotazionale nel FIR

Un altro requisito importante per l’ottenimento di dati atmosferici quantitativi dalle osservazioni, riguarda la disponibilità di informazioni sulla fisica collisionale tra i traccianti molecolari e i principali componenti gassosi (N2 e CH4). Il dato più importante per l’ottenimento di profili di mixing ratio accurati è il coefficiente di broadening collisionale γ che mette in relazione la larghezza di riga delle transizioni osservate con la pressione del gas. Per molte coppie collisionali rilevanti (ad es. HC3N/N2, HNC/N2, etc.) lo stato delle informazioni disponibili non è ottimale, e assai più scarno è il quadro che riguarda le collisioni con CH4.

La metodologia impiegata prevede la costruzione della superficie di energia potenziale del sistema collisionale con un approccio coupled-cluster, seguito da un calcolo di scattering eseguito con il metodo close-coupling come implementato del codice MOLSCAT. L’estensione di tale studio a collisioni con CH4 presenta alcune complicazioni che saranno affrontate con metodi di approssimazione, la cui validità sarà testata sperimentalmente mediante misure dirette pressure broadening in laboratorio nella regione millimetrica.