Chimica dell'ambiente - modulo 1

Composizione atmosferica

L'atmosfera indica lo strato di gas che circonda la Terra. La temperatura dipende dalla massa e dalla composizione atmosferica. Lo spessore è di circa 60 km ed è 1/100 del raggio della Terra. Nella biosfera c’è riserva di O₂, temperatura costante e le molecole schermano i raggi gamma, UV e X. La Terra è un sistema chiuso e in parte è anche aperto perché qualcosa entra/esce.

Storia e misurazioni atmosferiche

Aristotele si limitava alla meteorologia; questa è l’introduzione di strumenti che hanno permesso le misurazioni di temperatura e pressione (T, P). La massa totale dell'atmosfera è 5 x 10¹⁸ kg, ma non è distribuita in modo uniforme, perché la metà della massa atmosferica è entro 5,5 km di altitudine. La pressione decresce con l’altezza e la temperatura varia in funzione della distanza dal suolo. La temperatura è usata per dividere i vari strati atmosferici.

Strati atmosferici

• Troposfera: fenomeni meteorologici
• Stratosfera
• Mesosfera
• Andamento della pressione con altitudine

Le molecole sono trattenute dalla gravità, contrastando il loro espandersi e disperdersi (II principio della termodinamica). Il gas è trattenuto dalla forza e la densità non è costante. Questo è dovuto alla tendenza a espandersi ed è in funzione del trattenimento da parte della gravità. Trovare il profilo di pressione in base all'altitudine: aumento della pressione considerato come azione concorrente della forza di gravità ed espansione. P = F/s permette di stimare la massa dell’atmosfera.

Velocità di fuga e composizione dell'aria

Calcolare la massa dell’atmosfera dipende anche dalla temperatura e dalla composizione. Nonostante la gravità, esiste una particella che sta ai bordi, dove la densità è minore e il cammino è più lungo. Se il gas è più denso (pressione maggiore), i tempi sono maggiori. Se la particella sfugge al campo gravitazionale, si ha velocità uguale alla velocità di fuga. Le particelle si muovono in base a una funzione di velocità dei gas. La funzione di Boltzmann si sposta verso destra per la temperatura. La velocità dipende dal peso delle molecole.

La composizione di CO₂ è più pesante di O₂; è un'indicazione. H non è uguale sempre (cambia con altitudine perché cambia la temperatura), e può essere stimato. Il moto molecolare del gas (distanza percorsa dalle particelle prima di collidere, dipende da densità, pressione, temperatura), è definito con il cammino libero medio. L'equivalente del cammino su scala macroscopica è la lunghezza di mescolamento, che decresce con l'altitudine ed è equivalente al cammino libero medio. Oltre i 120 km si ha moto molecolare. Tra i 100-120 km, il cammino e la lunghezza si equivalgono.

Composizione dell'aria a livello del mare

• 78,08% N₂
• 20,95% O₂
• Piccole quantità di Ar (0,93%), CO₂ (0,037%), CH₄, Ne, He, Kr

Il vapore acqueo è circa 1%, la maggior parte è allo stato liquido (oceani, H₂O dolce, neve, fase vapore). Nel pianeta è in fase condensata. I passaggi di fase sono dati da grandi AH.

Origine dell'atmosfera

L'atmosfera può essersi formata dopo la formazione della Terra, dato dall’emissione di gas dalla Terra stessa. All'inizio, l'atmosfera era miscela con H₂O, CO₂, N₂ (molecole stabili e tracce di H₂). La proprietà sono diverse: l’atmosfera di adesso è ossidata, per la grande presenza di O₂; mentre prima era ridotta, perché le molecole erano in forma ossidata. La CO₂ si è sedimentata sotto forma di carbonati negli oceani. N₂ è inerte e reagisce poco. L’H₂O, con il raffreddamento, si è condensata con la formazione degli oceani. Il cambiamento c’è stato 2,3 milioni di anni fa, con la formazione di cianobatteri (formati, però, 2,7 milioni anni fa); la fuga di H₂ dall’atmosfera ha permesso l'accumulo di O₂; H₂ presente in molecola ed in H₂O.

Il sistema solare

Composizioni atmosferiche

Le composizioni atmosferiche si fanno con la spettroscopia (emissione atomi e molecole).

Origine della Terra

Tutti gli atomi si sono formati per fusione nucleare (venuta con il Big Bang). Il nostro pianeta è composto da silicati. Il nucleo è formato da Fe e poi la parte gassosa è data principalmente da O₂ e N₂ e grande quantità di H₂O. Per formare un atomo, partendo da particelle elementari, ci devono essere reazioni di fusione nucleare. Sono reazioni difficili, perché i protoni (nucleone è il più piccolo), si respingono e serve un’alta energia per unirli. Se si vogliono unire, bisogna vincere la repulsione elettrostatica.

Nei nucleoni c’è attrazione (a lungo raggio azione) e repulsione (a corto raggio azione). La loro somma dà il profilo di formazione del legame chimico e quando questo sistema sta dentro la buca, le particelle stanno insieme. Nei nucleoni c’è forza repulsiva (++), ma c’è anche interazione attrattiva forte che agisce tra i neutroni, protoni e hanno estensione spazio più piccola dell’interazione elettrostatica. Il raggio d’azione è diverso, quindi due cariche uguali si respingono più a lunga distanza, mentre le interazioni nucleari hanno raggio più corto e si uniscono a distanza più piccola e questo permette di vincere la repulsione elettrostatica per avere interazioni nucleari.

Fusione nucleare

Fusione: avere energia sufficiente per avvicinare deuterio e protone. Per farlo, si portano le particelle vicine dove la repulsione aumenta. Se hanno certa velocità, si sale la curva di repulsione (si sale con aumento di velocità). La velocità aumenta con alta temperatura, per far avvicinare le particelle. Dopo si forma la buca e si ha diminuzione di energia potenziale e rilascio energia cinetica (deve essere dissipata). Quando si forma un nucleo di He, si ha emissione di energia e raggi gamma (processo esotermico 10⁸). Le reazione avvengono da una certa temperatura in poi. È meglio della fissione, perché questa produce rifiuti radioattivi e avviene spontaneamente. La fissione è data dalla rottura del legame nucleare e dall’emissione dell’energia (esotermica). Abbiamo emissione di energia sia per fusione che fissione.

Fusione nuclei leggeri: non spontaneo, avviene sulle stelle e sole. Nucleosintesi stellare: reazioni di fusione nucleare che portano a formazione da nuclei leggeri a pesanti. Processi di fusioni nucleari che avvengono costantemente, mediante l’emissione di radiazioni elettromagnetiche.

Teorie della nucleosintesi

• Nucleosintesi primordiale: dopo il Big Bang iniziano a formarsi i nuclei elementari (fotoni, protoni, positroni, neutrini, ecc.) a T = 10⁵ K. Si forma Deuterio con emissione raggi gamma. Dopo Deuterio si forma il Trizio e da loro si formano He e He. Per loro collisione si forma Li, Be, ecc. Non tutti questi processi sono spontanei e probabili, alcune distribuzioni energetiche sono più stabili e altri meno. L’universo è formato da 90% H, 10% He e nuclei D, T, e Li. Con la diminuzione della temperatura (importante), si ha la formazione di atomi (si formano per combinazione di nuclei ed e-) e nuclei più pesanti, che diventano meno stabili ad alte temperature e facilitano le specie più piccole.
• Nucleosintesi stellare: avviene nelle stelle. Si considerano:
  • Gravità: a grande raggio (attrae la materia).
  • Interazioni: a corto raggio (tiene le particelle subatomiche).

Una stella fa la fusione nucleare da D e T (He e H). Gli elementi più pesanti sono al centro del nucleo: H sta più esterno e l’He (importante per formare elementi più pesanti) è più interno (per effetti cinetici) per formare Be ecc. Man mano che H invecchia, He va ad accumularsi e questo inizia nuove reazioni. Finito il combustibile nucleare, si possono avere due destini:

• Stelle medio-piccole: Se l’attrazione gravitazionale, che fa lavoro sulla materia, è sufficiente, la materia sfugge alla gravità, portando all’aumento della temperatura. Se la quantità di materia non è sufficiente per generare attrazione gravitazionale per condensare tutto, la materia può essere rilasciata per formare una nebula planetaria, che poi diventerà una nana bianca e poi una nana nera.
• Stelle grandi: Se l’energia gravitazionale è grande, il processo di nucleosintesi prosegue con la formazione di elementi più pesanti e si parla di stelle supergiganti, arrivando a formare nuclei di Fe e Li (sono più stabili). Quando si è formato tutto il Fe, non c’è più attrazione gravitazionale perché non c’è più energia perché non ci sono più processi spontanei. Quindi si ha un collasso che porta a un’esplosione che espelle tutta la materia (rilascio di energia elettromagnetica), formando una supernova. Durante l’esplosione c’è rilascio di nuclei pesanti (Fe, Ni..), che possono avere anche Si, S (perché Fe è preceduto da altri elementi) e la complessità chimica aumenta. Per raffreddamento possono diventare stabili, formando la chimica.

L’esplosione della supernova genera un’onda d’urto che investe la parte del centro che esplode rapidamente; la parte esterna (mantello) si espande lentamente e con quella interna porta l’aumento della temperatura e si formano nuclei più pesanti del Fe. Si hanno delle reazioni nucleari di nucleosintesi endoenergetiche. Allontanandosi, la materia si raffredda ed entra in contatto con altri grumi di materia formando grumi di materia (silicati) che condensano per la gravità ottenendo materia condensata (asteroidi). Ci può essere anche la formazione di una nuova stella partendo da materia condensata.

Ciclo stellare

Emissione delle polveri e gas che si formano dalle stelle morenti. Con la formazione della nuova stella, inizia il ciclo. Partendo da H e dalla nucleosintesi si va a generare tutta la tavola periodica. Nel sole si ha la formazione fino al Be e principalmente si hanno H e He che iniziano le reazioni.

Spazio interstellare: 90% pianeti e materia visibile; 10% diffuso nello spazio interstellare in modo non omogeneo. Le condizioni di densità sono basse nell’universo. La densità media è 1-100 particelle/m³. In alcune zone, si hanno nubi interstellari con densità che danno origine a nuove stelle. Le temperature variano indipendentemente dalle zone che possono essere fredde, con densità maggiore o minore. Le nubi si dividono in base alla densità:

• Nubi diffuse
• Nubi dense: sono a temperatura inferiore perché sono più dense e hanno più collisioni che convertono energia cinetica in altre forme di energia o radiazioni elettromagnetiche.

Nello spazio interstellare, si formano le nuove stelle o le nebulose planetarie (abbozzo di un sistema solare).

Nascita del sistema solare

1. Dalle nubi si forma un ammasso di polveri e gas per via della gravità. Tale ammasso è formato da atomi e materia e deve ruotare con una certa energia così da contrastare l’attrazione gravitazionale.
2. C’è emissione di infrarossi (testimoniano la presenza dell’ammasso); la compressione aumenta lentamente con l’aumento di energia rotazionale e le parti centrali più dense formano un nucleo più denso circondato da parti meno dense e che ha forma di un disco.
3. La condensazione aumenta al centro e se le condizioni sono adatte, si ha la fusione nucleare con la formazione di una stella e poi dei pianeti (velocità di rotazione, pressione, temperatura sono aumentate).
4. Tale materia diventa significativa e si chiama planetesimo, ha dimensione di alcuni metri e sono unità fondamentali che formano blocchi più grandi grazie all’attrazione di rocce e asteroidi, attraverso le collisioni si formano i proteopianeti (pianeti interni). Pianeti esterni (ghiaccio); pianeti interni (rocce e asteroidi). Il contenuto gassoso dei proteopiani non rimane costante perché subiscono influenza dei venti solari. La formazione dell’atmosfera si ha grazie alle eruzioni vulcaniche oppure grazie all’apporto di materia derivante dagli asteroidi.

Gas nobili

Corrispondono alla quantità totale a quella del pianeta. Sono poco reattivi e pesanti, tendono a rimanere gli stessi ed essere attratti dalla gravità. Le caratteristiche che vengono osservate è la distribuzione isotopica, confrontando ciò che è sulla Terra con quella che è nello spazio.

• Isotopi primordiali
• Isotopi radiogeni

Sulla Terra, Ar è più abbondante di Ar, cioè rispetto al sole è minore dell’Ar sulla Terra.

Aspetti fisici dell'atmosfera

Impatto sull'energia e temperatura della Terra

Che effetto ha l’atmosfera sul bilancio energetico e la temperatura della Terra. Il bilancio energetico dei pianeti interni è dovuto per la maggior parte dalla radiazione solare. La radiazione è elettromagnetica, un flusso di fotoni la cui lunghezza d'onda copre un intervallo ampio di valori con diverse intensità. L'intensità maggiore è data dallo spettro visibile (400-800 nm). È presente anche IR, UV, raggi gamma e X.

Struttura delle stelle: parti più dense al centro e meno dense all’esterno. Le radiazioni emesse sono assorbite dalla parte più interna. Questo è dovuto dalla radiazione emessa dalla fotosfera (sole T: 5800K, T media).

Radiazione elettromagnetica: campo magnetico ed elettrico perpendicolare, che si propagano grazie alla frequenza e lunghezza d'onda.

Interazione luce-materia

La radiazione dà energia; ha natura corpuscolare poiché formata da pacchetti di energia detti fotoni. Con la materia ci sono diverse interazioni:

• Rifrazione
• Riflessione
• Diffusione
• Polarizzazione
• Assorbimento: trasferimento energia dalla radiazione alla materia e come questa materia riemette l’energia sotto varie forme

La radiazione dà energia alla materia e si riscalda anche in base al calore. Si scalda più o meno in base al calore, perché si capisce cosa viene emesso. Più è grande la lunghezza d'onda, minore è l’energia (onde radio, microonde, IR lontano, IR, visibile, UV, X, gamma). La fotosfera emette un flusso di fotoni che si diffonde in tutte le direzioni ed in un dato punto il flusso si concentra su una superficie sferica.

Modello del corpo nero

Come quantificare la radiazione emessa dal sole: attraverso il modello del corpo nero. Il corpo nero è un oggetto ideale che assorbe radiazioni elettromagnetiche senza riflettere e trasmettere (il corpo attraversato da radiazioni). Il corpo è detto quindi nero. Se un oggetto assorbe radiazione aumenta la propria temperatura. Se non emettesse radiazione, si riscalderebbe fino ad esplodere. Se la temperatura è costante, l’energia assorbita viene in parte riemessa. La Terra ha un sistema di questo tipo e secondo il modello, il sole ha una temperatura di 5800K e si comporta come un corpo nero. Lo spettro solare copre un certo intervallo di energia e lo spettro terrestre copre un certo intervallo di energia inferiore rispetto al corpo nero. Se si spegnesse il sole, la temperatura della Terra diminuirebbe fino a diventare costante (punto equilibrio). La temperatura costante dipende dalla composizione della Terra stessa e dall’atmosfera. Quest’ultima è responsabile della temperatura media della superficie, permettendo la vita. Il corpo nero è un modello ideale (qualitativo/quantitativo) e sole e Terra non sono definiti corpi neri.

Definizione corpo nero: la distribuzione del flusso a temperatura in funzione della lunghezza d'onda:

• Un corpo nero emette a tutte le lunghezze d'onda.
• Il picco di emissione: lunghezza d'onda massima è inversamente proporzionale alla temperatura.
• Flusso totale: Non tutta l’energia è data dall’atmosfera, perché gli atomi possono emettere dei fotoni. Se questi non sono riassorbiti abbandonano l’atmosfera. Una parte di energia è trattenuta per via dei gas.

A livello del mare, c’è una diminuzione del numero dei fotoni e l’intensità è più marcata in certe lunghezze d'onda. L’attraversare l’atmosfera porta a perdite di fotoni in quasi tutte le lunghezze d'onda e le molecole in atmosfera assorbono radiazioni. Le specie che assorbono sono: O₂, O₃, H₂O, CO₂ sono gas serra. Il sole ha uno spettro caratteristico diverso rispetto alle altre stelle (maggiore o minore), dipendente dalle diverse temperature. La Terra emette radiazioni IR e il suo picco è a 5 e 20 μm (IR termico), perché la temperatura...