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Hielos astrofísicos

Belén Maté

Departamento de Física Molecular IEM-CSIC belen.mate@csic.es

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

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