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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
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• 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).
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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
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Química en nubes moleculares densas
En los mantos de hielo de los granos se catalizan reacciones
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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
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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
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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.
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H2O/CO2
95 K
Hielo de laboratorio Los datos de laboratorio son
necesarios para la interpretación de las
observaciones espaciales
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Técnicas de Investigación
Experimental
Diferentes programas ab initio: (SIESTA, CASTEP, GAUSSIAN, MOLPRO…)
Teórica
Simulación en el laboratorio de los distintos sistemas
astrofísicos.
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Cámara alto vacío: 10-8 mbar
Temperatura controlada entre: 6 -300 K
Sistema experimental
CARACTERIZACIÓN:
ESPECTROSCOPÍA INFRARROJA TRANSMISIÓN O
REFLEXIÓN-ABSORCIÓN
ESPECTROMETRÍA DE MASAS
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Generación hielos por depósito desde fase vapor
El metódo de depósito varía las propiedades del hielo!
Depósito indirecto
Depósito directo
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Sistema experimental
Simulación de entornos
astrofísicos
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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
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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.
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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
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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
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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
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cañón de electrones
lámpara UV
Test de estabilidad de la glicina frente a un procesado energético comparable a los rayos cósmicos
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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
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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)
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http://www.iem.cfmac.csic.es/fismol//fmap/main.htm
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