Breve Lezione di Biologia - Il brodo primordiale - Esperimento di Miller-Urey sull'origine delle Biomolecole

Il brodo primordiale, noto anche come brodo prebiotico, è un ipotetico ambiente ancestrale nel quale, si pensa, possano essere avvenuti gli eventi chimico-fisici che avrebbero poi dato origine alla vita sulla terra. Dal punto di vista chimico, il brodo primordiale altro non sarebbe che una miscela acquosa di sali inorganici e vari composti chimici semplici a base di carbonio, idrogeno, ossigeno e azoto, sia di natura organica (idrocarburi, amminoacidi, acidi carbossilici, brevi polimeri) che inorganica (ammoniaca, anidride carbonica).

Prima della comparsa della vita, l'atmosfera terrestre era prevalentemente costituita da azoto, anidride carbonica, vapore acqueo e pochi altri gas, mentre l'idrosfera era caratterizzata quasi esclusivamente da acqua allo stato liquido, considerando le elevate temperature del "giovane" pianeta terra. Sotto l'azione di fonti di energia libera quali i raggi ultravioletti solari e le scariche elettriche dei primi temporali, i gas atmosferici e le sostanze presenti negli oceani avrebbero dato luogo ad una serie di reazioni chimiche con la conseguente formazione delle prime molecole complesse. Tali molecole si sarebbero quindi accumulate in grande quantità negli oceani, dal momento che l'assenza di ossigeno e di qualsiasi organismo in grado di metabolizzarle ne limitava significativamente il degrado (attualmente, un terreno di coltura con le caratteristiche del brodo primordiale, abbandonato in natura, verrebbe rapidamente ossidato e metabolizzato). In questo ambiente ancestrale, con dinamiche ancora oggi non del tutto chiare, si sarebbero formati i primi agglomerati di molecole organiche abbastanza complessi da poter essere definiti cellule.

L'esperimento di Miller-Urey rappresenta la prima dimostrazione che le molecole organiche si possono formare spontaneamente, nelle giuste condizioni ambientali, a partire da sostanze inorganiche più semplici. L'esperimento portò di fatto alla formazione di una miscela organica aventi le caratteristiche chimiche del "brodo primordiale". L'esperimento fu condotto nel 1953 da Stanley Miller e dal suo docente, Harold Urey, per dimostrare la teoria di Oparin e Haldane, i quali ipotizzavano che le condizioni della Terra primordiale avessero favorito reazioni chimiche conducenti alla formazione di composti organici a partire da componenti inorganiche.

Elettrolisi dell'acqua - Contiene Video

L'elettrolisi dell'acqua è un processo elettrolitico nel quale il passaggio di corrente elettrica causa la decomposizione dell'acqua in ossigeno ed idrogeno gassosi. Si usa anche in ambienti industriali, ad esempio nei processi di cromatura di diversi materiali (soprattutto metalli, a scopo sia protettivo che decorativo). Dal punto di vista etimologico, il termine elettrolisi è composto da elettro (elettricità) e lisi (separazione). La cella elettrolitica è in genere composta da due elettrodi di un metallo inerte, ad esempio platino immersi in una soluzione elettrolitica e connessi ad una sorgente di corrente, in genere una batteria da 6 volt. La corrente elettrica dissocia la molecola d'acqua negli ioni H3O+ (in quanto i protoni liberi non possono esistere in soluzione) e OH-.

Chimica - Gli elementi - Idrogeno H

L'Idrogeno è il primo degli elementi chimici, ha simbolo H e peso atomico 1,008.

Dell'Idrogeno sono noti tre isotopi (si chiamano isotopi gli elementi che hanno lo stesso numero di protoni e un numero diverso di neutroni). Il più comune è il Prozio il cui nucleo ha un solo protone. Segue il Deuterio, al nucleo ha un protone e un neutrone e il Trizio, che ha un protone e due neutroni.

Gli isotopi dell'idrogeno più diffusi; da sinistra a destra: prozio, deuterio e trizio.

L'idrogeno è l'elemento più abbondante dell'universo osservabile. È presente nell'acqua (11,19%) e in tutti i composti organici e organismi viventi. Forma composti con la maggior parte degli elementi, spesso anche per sintesi diretta.

A pressione atmosferica e a temperatura ambiente (298 K), l'idrogeno si trova sotto forma di un gas biatomico avente formula H2. Tale gas è incolore, inodore, insapore ed altamente infiammabile, con un punto di ebollizione di soli 20,27 K e un punto di fusione di 14,02 K. Si ricorda che 0°K sono uguali a circa 273°C.

Le stelle sono principalmente composte di idrogeno nello stato di plasma di cui rappresenta il combustibile delle reazioni termonucleari, mentre sulla Terra è scarsamente presente allo stato libero e molecolare e deve quindi essere prodotto per i suoi vari usi. In particolare è usato nella produzione di ammoniaca, nell'idrogenazione degli oli vegetali, in aeronautica (in passato nei dirigibili), come combustibile alternativo e, di recente, come riserva di energia nelle pile a combustibile. Inoltre è occluso in alcune rocce, come il granito.

La molecola dell’idrogeno è biatomica H2; le molecole sono molto stabili e soltanto a temperatura elevata si dissociano parzialmente in atomi; tale dissociazione si realizza facendo passare un getto di idrogeno nell’arco elettrico fra due elettrodi di tungsteno; gli atomi così liberati si ricombinano quasi subito, specialmente in contatto con superfici metalliche; nella zona prossima all’arco si raggiungono temperature molto elevate per l’elevato calore di ricombinazione degli atomi in molecole (430,7 kJ/mol).

L’idrogeno si combina direttamente con gli alogeni, con lo zolfo, con il selenio, con l’azoto, con il carbonio; con l’ossigeno si combina a formare acqua secondo la reazione esotermica

2H2+O2 ⇄ 2H2O

La reazione avviene lentamente sotto 550 °C, ma con andamento esplosivo a temperatura più elevata (da qui il nome di miscela tonante per la miscela ossigeno-idrogeno). Con i metalli alcalini e alcalino-terrosi e con alcune terre rare l’idrogeno forma idruri salini; con diversi elementi di transizione forma vere e proprie leghe. L’idrogeno è un energico riducente (riduce a metallo diversi ossidi e tanto più facilmente quanto minore è il loro calore di formazione).

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Tavola Periodica degli elementi, anche interattiva, stampabile e scaricabile.

Astronomia - Vento Solare, Eliopausa ed Eliosfera

Il vento solare è un flusso di particelle cariche emesso dall'alta atmosfera del Sole: esso è generato dall'espansione continua nello spazio interplanetario della corona solare. Questo flusso è principalmente composto da elettroni e protoni con energie normalmente compresi tra 1.5 e 10 keV. Il flusso di particelle mostra temperature e velocità variabili nel tempo e con andamenti legati al ciclo undecennale dell'attività solare. Queste particelle sfuggono alla gravità del Sole per le alte energie cinetiche in gioco e l'alta temperatura della corona che accelera le particelle, trasferendo loro ulteriore energia.
Il vento solare è un plasma tenuissimo, la cui componente di ioni è formata, normalmente, per il 95% da protoni ed elettroni (in proporzione circa uguale) e per il 5 % da particelle alfa (nuclei di elio) con tracce di nuclei di elementi più pesanti. Vicino alla Terra, la velocità del vento solare varia da 200 km/s a 900 km/s, mentre la sua densità varia da alcune unità a decine di particelle per centimetro cubo. La velocità del vento solare è nettamente superiore alla velocità di fuga di tutti i pianeti del sistema solare, essendo la più alta (quella di Giove) pari a soli 59.54 km/secondo: il moto prosegue in linea retta, non deviato dalle orbite dei pianeti. Pertanto, il vento solare impiega da 2 a circa 9 giorni per percorrere i 149.600.000 km che mediamente separano la Terra dal Sole.
Il Sole perde circa 800 milioni di kg di materiale al secondo eiettandolo sotto forma di vento solare (rispetto alla massa del Sole questa perdita è del tutto insignificante).

Taken by Hinode's Solar Optical Telescope on Jan. 12, 2007, this image of the sun reveals the filamentary nature of the plasma connecting regions of different magnetic polarity. Hinode captures these very dynamic pictures of the

L'eliopausa è il confine presso il quale il vento solare emesso dal nostro Sole è fermato dal mezzo interstellare.
Il vento solare crea una "bolla", eliosfera, nel mezzo interstellare (che è composto dal gas rarefatto di idrogeno ed elio che riempie la galassia). Il bordo più esterno di questa bolla è dove la forza del vento solare non è più sufficiente a spingere indietro il mezzo interstellare. Questo bordo è conosciuto come eliopausa, ed è spesso considerato come il confine esterno del sistema solare.
All'interno dell'eliopausa c'è un altro confine, chiamato "termination shock", dove le particelle del vento solare, fino ad allora supersoniche, vengono rallentate a velocità subsoniche.
La distanza dell'eliopausa varia dalle 80 alle 100 unità astronomiche. Probabilmente è molto più piccola sul lato del sistema solare che si trova "davanti" rispetto al moto orbitale del sistema solare nella galassia. Potrebbe anche variare a seconda della velocità del vento solare e a seconda della densità locale del mezzo interstellare. Si sa che è ben oltre l'orbita di Plutone.
La sonda spaziale Voyager 2, dopo aver terminato la sua esplorazione planetaria, si sta dirigendo verso l'esterno del sistema, mentre la sonda spaziale Voyager 1 vi è già entrata nel 2012. Grazie alle misurazioni di Voyager 1 abbiamo capito che i molteplici strati magnetici solari si sono intrecciati, creando bolle magnetiche che ci proteggono da raggi cosmici dannosi.

Astronomia - Le Stelle

A parte il Sole, le stelle sono così lontane da essere visibili solo come punti di luce, nonostante il loro diametro possa essere di milioni di chilometri.

Una stella è un corpo celeste che brilla di luce propria. In astronomia e astrofisica il termine indica uno sferoide luminoso di plasma che genera energia nel proprio nucleo attraverso processi di fusione nucleare; tale energia è irradiata nello spazio sotto forma di radiazione elettromagnetica, flusso di particelle elementari (vento stellare) e neutrini. Buona parte degli elementi chimici più pesanti dell'idrogeno e dell'elio (i più abbondanti nell'Universo) vengono sintetizzati nei nuclei delle stelle tramite il processo di nucleosintesi.

La stella più vicina alla Terra è il Sole, sorgente di gran parte dell'energia del nostro pianeta. Le altre stelle, ad eccezione di alcune supernovae, sono visibili solamente durante la notte come dei puntini luminosi, che appaiono tremolanti a causa degli effetti distorsivi (seeing) operati dall'atmosfera terrestre.

Il Sole ripreso in falsi colori dal Solar Dynamics Observatory della NASA nella banda dell'ultravioletto.

Le stelle sono oggetti dotati di una massa considerevole, compresa tra 0,08 e 150–200 masse solari (M_☉). Gli oggetti con una massa inferiore a 0,08 M_☉ sono detti nane brune, corpi a metà strada tra stelle e pianeti che non producono energia tramite la fusione nucleare, mentre non sembrano esistere, almeno apparentemente, stelle di massa superiore a 200 M_☉, per via del limite di Eddington. Sono variabili anche le dimensioni, comprese tra i pochi km delle stelle degeneri e i miliardi di km delle supergiganti e ipergiganti, e le luminosità, comprese tra 10⁻⁴ e 10⁶ - 10⁷ luminosità solari (L_☉).

Le stelle si presentano, oltre che singolarmente, anche in sistemi costituiti da due (stelle binarie) o più componenti (sistemi multipli), legate dalla forza di gravità. Un buon numero di stelle convive in associazioni oammassi stellari (suddivisi in aperti e globulari), a loro volta raggruppati, insieme a stelle singole e nubi di gas e polveri, in addensamenti ancora più estesi, che prendono il nome di galassie. Numerose stelle possiedono inoltre uno stuolo più o meno ampio di pianeti.

Immagine agli infrarossi della Nebulosa Aquila ripresa dal Telescopio Spaziale Spitzer. Il colore verde rappresenta le nubi di polveri fredde, inclusi i Pilastri della Creazione; il colore rosso rivela le polveri surriscaldate, forse dall'esplosione in supernova di una stella molto massiccia, la cui luce sarebbe giunta a noi in un tempo non determinato degli ultimi due millenni. Nelle aree centrali in verde sono presenti delle macchie rossastre coincidenti con delle stelle in formazione ancora avvolte nelle nubi.

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Chimica - Video - Livelli energetici dell'atomo di idrogeno - parte 1 e parte 2 (Cristian Manzoni)

Il brodo primordiale

Il brodo primordiale, noto anche come brodo prebiotico, è un ipotetico ambiente ancestrale nel quale, si pensa, possano essere avvenuti gli eventi chimico-fisici che avrebbero poi dato origine alla vita sulla terra. Dal punto di vista chimico, il brodo primordiale altro non sarebbe che una miscela acquosa di sali inorganici e vari composti chimici semplici a base di carbonio, idrogeno, ossigeno e azoto, sia di natura organica (idrocarburi, amminoacidi, acidi carbossilici, brevi polimeri) che inorganica (ammoniaca, anidride carbonica).

Prima della comparsa della vita, l'atmosfera terrestre era prevalentemente costituita da azoto, anidride carbonica, vapore acqueo e pochi altri gas, mentre l'idrosfera era caratterizzata quasi esclusivamente da acqua allo stato liquido, considerando le elevate temperature del "giovane" pianeta terra. Sotto l'azione di fonti di energia libera quali i raggi ultravioletti solari e le scariche elettriche dei primi temporali, i gas atmosferici e le sostanze presenti negli oceani avrebbero dato luogo ad una serie di reazioni chimiche con la conseguente formazione delle prime molecole complesse. Tali molecole si sarebbero quindi accumulate in grande quantità negli oceani, dal momento che l'assenza di ossigeno e di qualsiasi organismo in grado di metabolizzarle ne limitava significativamente il degrado (attualmente, un terreno di coltura con le caratteristiche del brodo primordiale, abbandonato in natura, verrebbe rapidamente ossidato e metabolizzato). In questo ambiente ancestrale, con dinamiche ancora oggi non del tutto chiare, si sarebbero formati i primi agglomerati di molecole organiche abbastanza complessi da poter essere definiti cellule.

L'esperimento di Miller-Urey rappresenta la prima dimostrazione che le molecole organiche si possono formare spontaneamente, nelle giuste condizioni ambientali, a partire da sostanze inorganiche più semplici. L'esperimento portò di fatto alla formazione di una miscela organica aventi le caratteristiche chimiche del "brodo primordiale". L'esperimento fu condotto nel 1953 da Stanley Miller e dal suo docente, Harold Urey, per dimostrare la teoria di Oparin e Haldane, i quali ipotizzavano che le condizioni della Terra primordiale avessero favorito reazioni chimiche conducenti alla formazione di composti organici a partire da componenti inorganiche.

Vento Solare, Eliopausa ed Eliosfera

Il vento solare è un flusso di particelle cariche emesso dall'alta atmosfera del Sole: esso è generato dall'espansione continua nello spazio interplanetario della corona solare. Questo flusso è principalmente composto da elettroni e protoni con energie normalmente compresi tra 1.5 e 10 keV. Il flusso di particelle mostra temperature e velocità variabili nel tempo e con andamenti legati al ciclo undecennale dell'attività solare. Queste particelle sfuggono alla gravità del Sole per le alte energie cinetiche in gioco e l'alta temperatura della corona che accelera le particelle, trasferendo loro ulteriore energia.
Il vento solare è un plasma tenuissimo, la cui componente di ioni è formata, normalmente, per il 95% da protoni ed elettroni (in proporzione circa uguale) e per il 5 % da particelle alfa (nuclei di elio) con tracce di nuclei di elementi più pesanti. Vicino alla Terra, la velocità del vento solare varia da 200 km/s a 900 km/s, mentre la sua densità varia da alcune unità a decine di particelle per centimetro cubo. La velocità del vento solare è nettamente superiore alla velocità di fuga di tutti i pianeti del sistema solare, essendo la più alta (quella di Giove) pari a soli 59.54 km/secondo: il moto prosegue in linea retta, non deviato dalle orbite dei pianeti. Pertanto, il vento solare impiega da 2 a circa 9 giorni per percorrere i 149.600.000 km che mediamente separano la Terra dal Sole.
Il Sole perde circa 800 milioni di kg di materiale al secondo eiettandolo sotto forma di vento solare (rispetto alla massa del Sole questa perdita è del tutto insignificante).

Taken by Hinode's Solar Optical Telescope on Jan. 12, 2007, this image of the sun reveals the filamentary nature of the plasma connecting regions of different magnetic polarity. Hinode captures these very dynamic pictures of the

L'eliopausa è il confine presso il quale il vento solare emesso dal nostro Sole è fermato dal mezzo interstellare.
Il vento solare crea una "bolla", eliosfera, nel mezzo interstellare (che è composto dal gas rarefatto di idrogeno ed elio che riempie la galassia). Il bordo più esterno di questa bolla è dove la forza del vento solare non è più sufficiente a spingere indietro il mezzo interstellare. Questo bordo è conosciuto come eliopausa, ed è spesso considerato come il confine esterno del sistema solare.
All'interno dell'eliopausa c'è un altro confine, chiamato "termination shock", dove le particelle del vento solare, fino ad allora supersoniche, vengono rallentate a velocità subsoniche.
La distanza dell'eliopausa varia dalle 80 alle 100 unità astronomiche. Probabilmente è molto più piccola sul lato del sistema solare che si trova "davanti" rispetto al moto orbitale del sistema solare nella galassia. Potrebbe anche variare a seconda della velocità del vento solare e a seconda della densità locale del mezzo interstellare. Si sa che è ben oltre l'orbita di Plutone.
La sonda spaziale Voyager 2, dopo aver terminato la sua esplorazione planetaria, si sta dirigendo verso l'esterno del sistema, mentre la sonda spaziale Voyager 1 vi è già entrata nel 2012. Grazie alle misurazioni di Voyager 1 abbiamo capito che i molteplici strati magnetici solari si sono intrecciati, creando bolle magnetiche che ci proteggono da raggi cosmici dannosi.

Stella - "Per aspera ad astra" - Astronomia

A parte il Sole, le stelle sono così lontane da essere visibili solo come punti di luce, nonostante il loro diametro sia di milioni di chilometri.

Una stella è un corpo celeste che brilla di luce propria. In astronomia e astrofisica il termine indica uno sferoide luminoso di plasma che genera energia nel proprio nucleo attraverso processi di fusione nucleare; tale energia è irradiata nello spazio sotto forma di radiazione elettromagnetica, flusso di particelle elementari (vento stellare) e neutrini. Buona parte degli elementi chimici più pesanti dell'idrogeno e dell'elio (i più abbondanti nell'Universo) vengono sintetizzati nei nuclei delle stelle tramite il processo di nucleosintesi.

La stella più vicina alla Terra è il Sole, sorgente di gran parte dell'energia del nostro pianeta. Le altre stelle, ad eccezione di alcune supernovae, sono visibili solamente durante la notte come dei puntini luminosi, che appaiono tremolanti a causa degli effetti distorsivi (seeing) operati dall'atmosfera terrestre.

Il Sole ripreso in falsi colori dal Solar Dynamics Observatory della NASA nella banda dell'ultravioletto.

Le stelle sono oggetti dotati di una massa considerevole, compresa tra 0,08 e 150–200 masse solari (M_☉). Gli oggetti con una massa inferiore a 0,08 M_☉ sono detti nane brune, corpi a metà strada tra stelle e pianeti che non producono energia tramite la fusione nucleare, mentre non sembrano esistere, almeno apparentemente, stelle di massa superiore a 200 M_☉, per via del limite di Eddington. Sono variabili anche le dimensioni, comprese tra i pochi km delle stelle degeneri e i miliardi di km delle supergiganti e ipergiganti, e le luminosità, comprese tra 10⁻⁴ e 10⁶ - 10⁷ luminosità solari (L_☉).

Le stelle si presentano, oltre che singolarmente, anche in sistemi costituiti da due (stelle binarie) o più componenti (sistemi multipli), legate dalla forza di gravità. Un buon numero di stelle convive in associazioni oammassi stellari (suddivisi in aperti e globulari), a loro volta raggruppati, insieme a stelle singole e nubi di gas e polveri, in addensamenti ancora più estesi, che prendono il nome di galassie. Numerose stelle possiedono inoltre uno stuolo più o meno ampio di pianeti.

Immagine agli infrarossi della Nebulosa Aquila ripresa dal Telescopio Spaziale Spitzer. Il colore verde rappresenta le nubi di polveri fredde, inclusi i Pilastri della Creazione; il colore rosso rivela le polveri surriscaldate, forse dall'esplosione in supernova di una stella molto massiccia, la cui luce sarebbe giunta a noi in un tempo non determinato degli ultimi due millenni. Nelle aree centrali in verde sono presenti delle macchie rossastre coincidenti con delle stelle in formazione ancora avvolte nelle nubi.

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Idrosfera

Ciclo dell'acqua

L’idrosfera è costituita dall'insieme delle acque presenti nel sottosuolo e nella superficie del pianeta.

L'acqua che compone l'idrosfera può trovarsi in varie parti del corpo azzurro e celeste:
nella litosfera, sulla superficie della Terra e all'interno di rocce;
nella biosfera, componendo parte di creature della flora e della fauna;
nell'atmosfera, come nubi e vapore acqueo;
coprendo parte della crosta terrestre, in forma di oceani, calotte polari, ecc.

L'idrosfera è basata sul ciclo delle acque, che passano continuamente dallo stato liquido, a quello gassoso e, in alcuni casi, allo stato solido. La gran parte di queste acque è raccolta negli oceani, che ne permettono il continuo riciclo.

Distribuzione delle acque

Sul nostro pianeta si trovano 1,4 miliardi di chilometri cubi di acqua percentualmente così distribuita:

Acqua totale: oceani 97%, 2% acqua dolce
Acqua dolce: 79% calotte e ghiacci, 20% acque sotterranee, meno dell'1% acqua dolce in superficie facilmente accessibile
Acqua dolce in superficie facilmente accessibile: 2% laghi, 38% umidità del suolo, 8% vapore acqueo, 1% fiumi e torrenti, 1% acqua degli organismi viventi.

Perossido di idrogeno - Acqua ossigenata

Perossido di idrogeno - Acqua ossigenata

Il perossido di idrogeno (noto anche come acqua ossigenata) è il più semplice dei perossidi. La sua formula chimica è H2O2. Fu sintetizzato per la prima volta nel 1818 da Louis Jacques Thénard. La sua molecola non è planare: i due legami O-H formano tra loro un angolo diedro di 111°.

Effetti di una soluzione di perossido di idrogeno concentrata al 30% sulla pelle

A temperatura ambiente è un liquido incolore, viscoso e poco stabile, che può esplodere spontaneamente. Per questo non è mai utilizzato puro, ma in soluzione acquosa in percentuali mai superiori al 60%.

Per saperne di più: Acqua ossigenata

Ammoniaca

NH3

Modello 3D della molecola dell'Ammoniaca NH3 - In blu l'atomo di Azoto in Bianco gli atomi di Ifrogeno

L'ammoniaca è un composto dell'azoto di formula chimica NH3. Si presenta come un gas incolore, tossico, dall'odore pungente caratteristico. Molto solubile in acqua, le impartisce una netta basicità.

Ammoniaca - Formula di struttura

La forma della molecola dell'ammoniaca anidra è tetraedrica deformata; l'atomo di azoto vi compare con ibridazione sp3, occupa la posizione centrale e lega i tre atomi di idrogeno. La base è un triangolo equilatero occupato dai tre atomi di idrogeno mentre il quarto vertice del tetraedro è occupato da una coppia elettronica di non legame (lone pair), che è la principale responsabile di tutte le proprietà della molecola (formazione di legami a idrogeno, basicità secondo Lewis e secondo Bronsted-Lowry, elevata permittività elettrica e momento dipolare, elevata solubilità in acqua).

Numero Atomico 1 - L' Idrogeno - H

L'Idrogeno è il primo degli elementi chimici, ha simbolo H e peso atomico 1,008.

Dell'Idrogeno sono noti tre isotopi (si chiamano isotopi gli elementi che hanno lo stesso numero di protoni e un numero diverso di neutroni). Il più comune è il Prozio il cui nucleo ha un solo protone. Segue il Deuterio, al nucleo ha un protone e un neutrone e il Trizio, che ha un protone e due neutroni.

Gli isotopi dell'idrogeno più diffusi; da sinistra a destra: prozio, deuterio e trizio.

L'idrogeno è l'elemento più abbondante dell'universo osservabile. È presente nell'acqua (11,19%) e in tutti i composti organici e organismi viventi. Forma composti con la maggior parte degli elementi, spesso anche per sintesi diretta.

A pressione atmosferica e a temperatura ambiente (298 K), l'idrogeno si trova sotto forma di un gas biatomico avente formula H2. Tale gas è incolore, inodore, insapore ed altamente infiammabile, con un punto di ebollizione di soli 20,27 K e un punto di fusione di 14,02 K. Si ricorda che 0°K sono uguali a circa 273°C.

Le stelle sono principalmente composte di idrogeno nello stato di plasma di cui rappresenta il combustibile delle reazioni termonucleari, mentre sulla Terra è scarsamente presente allo stato libero e molecolare e deve quindi essere prodotto per i suoi vari usi. In particolare è usato nella produzione di ammoniaca, nell'idrogenazione degli oli vegetali, in aeronautica (in passato nei dirigibili), come combustibile alternativo e, di recente, come riserva di energia nelle pile a combustibile. Inoltre è occluso in alcune rocce, come il granito.

La molecola dell’idrogeno è biatomica H2; le molecole sono molto stabili e soltanto a temperatura elevata si dissociano parzialmente in atomi; tale dissociazione si realizza facendo passare un getto di idrogeno nell’arco elettrico fra due elettrodi di tungsteno; gli atomi così liberati si ricombinano quasi subito, specialmente in contatto con superfici metalliche; nella zona prossima all’arco si raggiungono temperature molto elevate per l’elevato calore di ricombinazione degli atomi in molecole (430,7 kJ/mol).

L’idrogeno si combina direttamente con gli alogeni, con lo zolfo, con il selenio, con l’azoto, con il carbonio; con l’ossigeno si combina a formare acqua secondo la reazione esotermica

2H2+O2 ⇄ 2H2O

La reazione avviene lentamente sotto 550 °C, ma con andamento esplosivo a temperatura più elevata (da qui il nome di miscela tonante per la miscela ossigeno-idrogeno). Con i metalli alcalini e alcalino-terrosi e con alcune terre rare l’idrogeno forma idruri salini; con diversi elementi di transizione forma vere e proprie leghe. L’idrogeno è un energico riducente (riduce a metallo diversi ossidi e tanto più facilmente quanto minore è il loro calore di formazione).

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