Clatrato idrato
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I clatrati idrati (o alternativamente clatrati gassosi, idrati gassosi, clatrati, idrati etc) sono una classe di solidi in cui le molecole di gas occupano "gabbie" composte da molecole d'acqua unite da legami idrogeno. Una volta svuotate, dette "gabbie" diventano caramelle instabili e collassano in cristalli di ghiaccio ordinario, ma possono essere stabilizzate con l'inclusione di molecole di dimensioni opportune al loro interno. La maggior parte dei gas a basso peso molecolare (ad esempio O2, N2, CO2, CH4, H2S, argon, kripton, e xeno), così come alcuni a peso più elevato come gli idrocarburi e i freon formano clatrati idrati in determinate condizioni di pressione e temperatura. I clatrati idrati non sono composti chimici. La formazione e la decomposizione dei clatrati idrati sono transizioni di fase del primo ordine e non reazioni chimiche.
Si pensa che i clatrati idrati siano presenti in grandi quantità su alcuni pianeti esterni, lune e oggetti trans-uranici, nella forma di gas legati a temperature relativamente elevate. Clatrati sono stati scoperti in grande quantità anche sulla Terra in grandi depositi di clatrati di metano nelle profondità oceaniche (per esempio sul fianco settentrionale della frana sottomarina di Storegga, che fa parte della piattaforma continentale norvegese) e nel permafrost (per esempio i campi di gas idrati di Mallik nel delta del Mackenzie nell'Artico Canadese settentrionale). I clatrati di idrocarburi sono un problema nell'industria petrolifera, poiché la loro formazione nelle tubature dei gas porta frequentemente alla loro occlusione. La deposizione di clatrati di diossido di carbonio nelle profondità oceaniche è stato proposto come metodo per rimuovere questo gas serra dall'atmosfera.
[modifica] Struttura
I gas idrati formano solitamente due strutture cistallografiche cubiche – struttura (Tipo) I e struttura (Tipo) II[1] di gruppi spaziali 
e 
rispettivamente. Più raramente è osservabile una terza struttura esagonale di gruppo spaziale P6 / mmm (Tipo H).[2]
L'unità della cella di Tipo I consiste di 46 molecole d'acqua, che formano due tipi di gabbie – piccola e grande. Le gabbie piccole nell'unità sono due contro le sei grandi. La gabbia piccola ha forma di dodecaedro pentagonale (512) e quella grande di tetrakaidecaedro (51262). Le molecole che tipicamente formano idrati di Tipo I sono il CO2 ed il CH4.
L'unità della cella di Tipo II consiste di 136[citazione necessaria] molecole d'acqua, che formano anche due tipi di gabbie – grandi e piccole. In questo caso le gabbie piccole nell'unità sono sedici contro le otto più grandi. La gabbia piccole ha ancora la forma di dodecaedro pentagonale (512) mentre quella grande questa volta è un hexakaidecaedro (51264). Gli idrati di tipo II sono formati da gas come O2 e N2.
L'unità di cella di Tipo H consiste di 34 molecole d'acqua, che formano tre tipi di gabbie – due piccole e di tipo differente ed una enorme. In questo caso, l'unità della cella consiste di tre piccole gabbie del tipo 512, dodici piccole del tipo 435663 ed una enorme del tipo 51268. La formazione del Tipo H richiede la cooperazione di due gas ospiti (grande e piccolo) per essere stabile. È la grande cavità che consente agli idrati di struttura H di inserirsi in molecole grandi (butano, idrocarburi), data la presenza di altri gas ausiliari più piccoli di riempire e supportare le cavità rimanenti. Si ritiene che gli idrati di struttura H siano presenti nel Golfo del Messico, in cui la produzione termogenica di idrocarburi pesanti è frequente.
[modifica] Idrati nell'universo
Iro et al. [3], cercando di interpretare la perdita di azoto delle comete, formularono la maggior parte delle condizioni per la formazione degli idrati nelle nebulose protoplanetarie, attorno alla sequenza pre-principale e principale . La chiave stava nel fornire abbastanza particelle microscopiche di ghiaccio esposte ad un ambiente gassoso. Le osservazioni del continuum radiometrico dei dischi circumstellari attorno a stelle T Tauri e Herbig Ae/Be suggeriscono la presenza di dischi massivi di polvere consistenti di grani di dimensioni millimetriche, che scompaiono dopo vari milioni di anni [4], [5]. Molti lavori di rilevamento di ghiacci acquosi nell'Universo sono compiuti sull'Infrared Space Observatory (ISO). Per esempio, gli spettri di emissione ampi del ghiaccio acquoso a 43 e 60 μm sono rilevati nei dischi dell'isolata stella Herbig Ae/Be HD 100546 di Mosca. Quello a 43 μm è molto più flebile di quello a 60 μm, il che significa che il ghiaccio acquoso è collocato nella parte più esterna del disco a temperature sotto i 50 K [6].
[modifica] Note
- ^ von Stackelberg, M. & Müller, H. M. (1954) Zeitschrift für Elektrochemie 58, 1, 16, 83
- ^ Sloan E. D., Jr. (1998) Clathrate hydrates of natural gases. Second edition, Marcel Dekker Inc.:New York.
- ^ Iro, N., Gautier, D., Hersant, F., Bockelée-Morvan, D. & Lunine, J. I. (2003) An interpretation of the Nitrogen deficiency in comets. Icarus, 161, p. 513
- ^ Beckwith, S. V. W., Henning, T., & Nakagawa, Y. (2000) Dust properties and assembly of large particles in protoplanetary disks. Protostars and Planets IV, p. 533
- ^ Natta, A., Grinin, V. & Mannings, V. (2000) Properties and Evolution of Disks around Pre-Main-Sequence Stars of Intermediate Mass. Protostars and Planets IV, p. 559
- ^ Malfait, K., Waelkens, C., Waters, L. B. F. M., Vandenbussche, B., Huygen, E. & de Graauw, M. S. (1998) The spectrum of the young star HD 100546 observed with the Infrared Space Observatory. Letter to the Editor Astron. Astrophys. 332, p. L25-L28
