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Hielo: Agua en
estado sólido
¿A qué llamamos hielo?
Definición Científica
Hielo: se dice de una fase sólida de una sustancia que
se presenta en estado líquido o gas a temperatura
ambiente.
Por ejemplo: metanol (CH3OH), dióxido de carbono
(CO2), metano (CH4), nitrógeno (N2)…
Agua
• Nubes densas del medio interestelar
• Planetas y Satélites del Sistema Solar
• Núcleos cometarios
Hielo en objetos astrofísicos Predomina el hielo de agua, con pequeñas cantidades de moleculas sencillas congeladas (NH3, CO2, CO, N2 and CH4).
Nubes moleculares del medio interestelar Gran riqueza química.
Mas de 160 moléculas observadas
Densidad “alta” (104- 106 cm-3) y
temperatura baja (10-50 K)
Los granos de polvo (silicatos,
carbonáceos) se recubren de
capas de “hielos” (volátiles)
Nota: 1019 cm-3 en superficie terrestre
Química en nubes moleculares densas
En los mantos de hielo de los granos se catalizan reacciones
Síntesis de moléculas de hidrógeno • H2 es la molécula mas abundante
• En su mayor parte se forma en la superficie de los
granos de las nubes moleculares densas
Mecanismos
H
H
H2
Nebulosa del águila (M 16)
Smith's Cloud - 2008 – Bill Saxton, NRAO, AUI
A hydrogen gas cloud on the outskirts of the Milky Way Galaxy.
Nubes moleculares
Exceptuando las bandas de silicatos a 10 y 18 mm, las absorciones son debidas a moléculas
simples en un manto de hielo.
MID-IR spectrum of the protostar W33A observed with the short-wavelength spectrometer onboard the Infrared Space Observatory
Gibb et al., 2000.
H2O/CO2
95 K
Hielo de laboratorio Los datos de laboratorio son
necesarios para la interpretación de las
observaciones espaciales
Técnicas de Investigación
Experimental
Diferentes programas ab initio: (SIESTA, CASTEP, GAUSSIAN, MOLPRO…)
Teórica
Simulación en el laboratorio de los distintos sistemas
astrofísicos.
Cámara alto vacío: 10-8 mbar
Temperatura controlada entre: 6 -300 K
Sistema experimental
CARACTERIZACIÓN:
ESPECTROSCOPÍA INFRARROJA TRANSMISIÓN O
REFLEXIÓN-ABSORCIÓN
ESPECTROMETRÍA DE MASAS
Generación hielos por depósito desde fase vapor
El metódo de depósito varía las propiedades del hielo!
Depósito indirecto
Depósito directo
Sistema experimental
Simulación de entornos
astrofísicos
5000 4500 4000 3500 3000 2500 2000 1500 1000 500
0.00
0.05
0.10
0.15
0.20
0.25
0.30
0.35
0.40
0.45
0.50
0.55
Ab
so
rba
nce
Wavenumber (cm-1)
CH4/H2O=0.3
n3 n4
T=14 K
2940 2880 2820 2760
n
Si
Ejemplo: Hielo de metano y agua a 14 K
Cálculos CH4/H2O Se ha usado Amorphous Cell y los modulos CASTEP del sofware Materials Studio. Hemos construido un modelo de hielo de agua amorfa, con densidad 0.7 g cm-3 . Las moléculas de metano se introdujeron en estas estructras amorfas buscando reproducir las estequeometrias con CH4/H2O entre 1/20 and 1/8. la geometría de las muestras se optimizó y se predijeron los espectros infrarrojos.
Se aplicó teoría del funcional de densidadd (DFT) con funcionales GGA-RPBE.
Espectroscopía infrarroja de glicina en entronos astrofísicos
El espectro infrarrojo de glicina a baja temperatura y en distintas matrices de
hielo puede ayudar a la identificación de esta especie en el medio interestelar
0.00
0.02
0.00
0.02
0.00
0.02
2000 1500 1000
0.00
0.02
*
*
*b)
ab
so
rba
nce
c)
a)
Wavenumber (cm-1)
d)
Glicina Pura
0.5% Glicina:H2O
0.5% Glicina:CO2
0.5% Glicina:CH4
PCCP, B. Maté, et al. 2011
Espectro infrarrojo de glicina en diferentes mezclas a 25 K
Pola
r en
viro
nm
ent
No
n-p
ola
r en
viro
nm
ent
Cálculo del cristal de Glicina
Determinación teórica de intensidad de absorción infrarroja. Cuantificación de la cantidad de glicina en los espectros
3500 3000 2500 2000 1500 1000
0
20
40
60
Arb
itra
ry U
nits
Wavenumber (cm-1)
experimental
calculated
cañón de electrones
lámpara UV
Test de estabilidad de la glicina frente a un procesado energético comparable a los rayos cósmicos
Glicina
2 keV 7.6 eV
fotones UV
Dos tipos de partículas energéticas para simular rayos cósmicos
4.0 1014 ph/cm2/s 2.66 1014 e-/cm2/s
electrones
Eficiencia energética para la destrucción de glicina
10 100 1000 100000.0
0.2
0.4
0.6
0.8
1.0
this work, UV,150 nm
this work, e-,80 nm
Gerakines2012, p+,900 nm
Ehrenfreund2001, UV,Ar matrix
Jhonson2012, UV,Ar matrix
I /
I 0 (n=
1400cm
-1)
irradiation energy per molecule (eV)
p+ (MeV) > UV ph (eV) > e- (keV)
http://www.iem.cfmac.csic.es/fismol//fmap/main.htm
+
