Conoscienza - Master in Comunicazione delle Scienze - Università degli Studi di Padova
19/10/2008
Idrogeno

Il lettore preoccupato di dover subire l’ennesima promozione delle virtù dell’idrogeno come “fonte” alternativa d’energia può stare tranquillo: non si tratta di questo, ma delle vicende e dei meriti di tale elemento nella storia della fisica e dell’astrofisica in particolare.
Già che ci siamo è comunque il caso di ricordare che al momento – qui sulla Terra – l’idrogeno non è affatto una fonte di energia, ma soltanto un vettore della stessa il quale, per essere prodotto, richiede a sua volta energia dalle fonti consuete.

Perché dunque l’idrogeno? Lo spunto mi è stato offerto da una recente conferenza di Palle Møller, astronomo dell’ESO (European Organisation for Astronomical Research in the Southern Emisphere), su “I molti racconti di Lyman-α”, cioè sulle informazioni relative all’universo fornite da una particolare riga dello spettro dell’idrogeno.

Lo spettro di gas consiste in una serie di righe colorate (una sorta di arcobaleno) in cui la radiazione elettro-magnetica (ad esempio la luce solare) viene suddivisa dopo aver attraversato un prisma di vetro o dopo aver interagito con un reticolo di diffrazione, come nei moderni spettroscopi.

Chi ha apprezzato la chimica delle scuole superiori ricorderà le righe colorate della serie di Balmer, la parte visibile dello spettro dell’idrogeno, nella loro successione di rosso (λ, cioè lunghezza d’onda, uguale a 656 nm, ossia 10-9 m), verde-azzurro (λ = 486 nm) e violetto (λ = 434 nm e 410 nm). Ciascun colore, infatti, corisponde ad una precisa lunghezza d’onda (ad essere precisi, ad un intervallo di lunghezze d’onda).

Dal colore di quelle righe, emesse da idrogeno a bassa pressione eccitato per mezzo di corrente elettrica ad alto voltaggio (ad es. 5000 V), Bohr dedusse che l’unico elettrone dell’atomo di idrogeno poteva trovarsi solo in determinati stati energetici (livelli) e che, passando dall’uno all’altro, esso assorbiva o emetteva energia in quantità definita.

Nel caso dell’energia emessa dall’elettrone dell’idrogeno eccitato, il colore della riga spettrale è determinato dalla differenza di energia ΔE tra lo stato iniziale e quello finale, secondo la relazione ΔE = hν, in cui ν (frequenza, in s-1) è inversamente proporzionale alla lunghezza d’onda λ, cioè λ = c/ν (c è la velocità della luce nel vuoto, h è la costante di Planck = 6,626 * 10-34 J*s).

A scuola il modello atomico di Bohr viene prontamente ridimensionato, evidenziandone i limiti esplicativi e confrontandolo con il successivo modello ondulatorio di Heisenberg-Schroedinger; resta il fatto che il legame tra un struttura incredibilmente piccola come l’atomo di idrogeno (raggio = 53 * 10-12 m) e quelle righe colorate ha un che di magico e, in qualche modo, affascinante.

Le sorprese e le suggestioni dell’idrogeno non sono finite qui: dato che esso è l’elemento primigenio e il più abbondante dell’universo (circa ¾ della materia ordinaria), il suo spettro può mandarci segnali anche dalle più remote regioni del cosmo.
Qui entra in gioco Lyman-α, un’altra linea dello spettro dell’idrogeno in grado di narrare molti racconti, secondo il dottor Møller ed i suoi colleghi astrofisici.

Che cos’ha di tanto speciale Lyman-α? Essa corrisponde alla differenza di energia tra il primo ed il secondo livello energetico dell’elettrone (ossia tra il livello di base e quello immediatamente successivo) e, come il resto della serie di Lyman, si trova nella regione ultra-violetta dello spettro.
Nell’universo qualsiasi processo collegato ad assorbimento o emissione di energia coinvolge quasi certamente grandi quantità di idrogeno che, attraverso l’assorbimento o l’emissione della linea Lyman-α, producono segnali rilevabili dai telescopi.

C’è dell’altro: nel caso degli oggetti cosmici più distanti Lyman-α non si trova nella posizione originaria dello spettro (λ = 122 nm) ma, alterata dell’effetto Doppler dovuto all’espansione dell’universo, si presenta a lunghezze d’onda maggiori di 122 nm, con “allungamenti” proporzionali alla distanza degli oggetti coinvolti nelle sua emissione o assorbimento.
Si tratta del famoso redshift (spostamento verso il rosso delle radiazioni elettro-magnetiche) un’informazione supplementare che permette, nel caso di Lyman-α, di localizzare oggetti astronomici lontani come quasar, nubi di idrogeno, regioni di formazione stellare e buchi neri supermassivi.

Tutto chiaro? Veramente non tutto poiché Lyman-α non può dirci nulla della cosiddetta Età oscura dell’universo (da circa 380000 a 200 milioni di anni dopo il Big Bang), cioè del periodo compreso tra l’emissione della radiazione cosmica di fondo a micro-onde e l’accensione delle prime stelle, quando l’idrogeno era troppo freddo per emettere radiazioni della serie di Lyman.
Ma nell’oscurità dell’universo “bambino” l’atomo di idrogeno poteva ancora produrre un debole segnale: una radiazione con lunghezza d’onda di 21 centimetri, che gli astronomi si apprestano a rilevare per mezzo di radiotelescopi a bassa frequenza, in fase di costruzione o di progettazione.

L’idrogeno, insomma, non contribuirà – almeno a breve – a risolvere i nostri problemi energetici, ma ha fornito e continua a fornire una enorme mole di informazioni sulla natura della materia, sull’universo e la sua storia. I suoi meriti sembrano evidenti: l’elogio, a mio parere, non è esagerato.

(giulia realdon - studentessa del master 2008)


Bibliografia:

Atkins P., 2008 – Il Regno periodico, Ed. Zanichelli Bologna

Clugston M., Flemming R., 2000, Advanced Chemistry, Oxford university Press

Dickerson R., Gray H. e Haight G., 1984 - Principi di Chimica , Ed. Grasso Bologna

Sitografia:


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