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HIELOS Y PLASMAS ATMOSFÉRICOS Y ASTROFÍSICOS
Belén Maté
IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
(Experimentos de laboratorio y simulaciones teóricas)
HIELOS y agregadosde interés atmosférico y
astrofísico
IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
Real Academia Española de la Lengua
Hielo: Agua convertida en cuerpo sólido por un descenso suficiente de temperatura
¿A qué llamamos hielo?
Definición CientíficaHielo: se dice de una fase sólida, normalmente cristalina, de una sustancia que se presenta en estado líquido o gas a temperatura ambiente. Diferentes sustancias heladas. Por ejemplo: metanol (CH3OH), dióxido de carbono (CO2), metano (CH4), …
Agua
IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
Hielos y aerosoles atmosféricos
IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
¿Qué queremos estudiar y por qué?
IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
Hielos de HNO3-H2SO4-H2O
Nubes estratosféricas polares (PSC)
Efectos de las PSC’s: Activación de reacciones heterogeneas, liberación de cloro molecular, atrapamiento de ácido nítrico-inhibidor de óxidos de cloro.
IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
Destrucción de ozono en las (PSCs)
Aerosoles: pobremente entendidos
IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
Aerosoles atmosféricosUna mayor comprensión de los aerosoles es importante por:• Impacto potencialmente negativo sobre la salud humana y los ecosistemas.• Papel importante en el clima mundial por su influencia en el balance radaitivo global de la Tierra.
Química de los halógenos en la atmósfera marina y polar
IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
Aerosoles atmosféricos
Hielos astrofísicos
IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
¿Qué queremos estudiar y por qué?
• Regiones de formación estelar
• Planetas y Satélites del Sistema Solar (Titan, Iapetus, Phoebe, Ganymede, Callisto, etc.)
• Núcleos cometarios
Hielo de CO2en la superficie de Marte
IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
Hielo en objetos astrofísicos
Predomina el hielo de agua, con pequeñas cantidades de moleculas sencillas congeladas (NH3, CO2, CO, N2 and CH4).
El impacto Después
La sonda del Deep Impact (365 Kg) colisionósobre la superficie del cometa Temple 1 en 2005 Image: NASA/JPL-Caltech/UMD
Los datos de laboratorio son necesarios para la interpretación de las observaciones espaciales
IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
A’Hearn et al, Science 310, 258 (2005)
Antes del impacto Después del impacto
H2O
CO2
Espectro en nuestro Laboratorio
Evidencias de su composición
10 veces más
Misión Deep impact (NASA)
IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
Técnicas de Investigación
Experimental
Diferentes programas ab initio: (SIESTA, CASTEP, GAUSSIAN, MOLPRO…)
Teórica
Simulación en el laboratoriode los distintos sistemasatmosféricos o astrofísicos.
IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
HIELOS GENERADOS POR DEPÓSITO DESDE FASE VAPORCámara alto vacío: 10-8 – 10-3 mbar
Sustrato con temperatura controlada entre: 6 -300 K
Sistema experimental I
CARACTERIZACIÓN:
ESPECTROSCOPÍA INFRARROJATRANSMISIÓN O
REFLEXIÓN-ABSORCIÓN
ESPECTROMETRÍA DE MASAS
Simular condiciones similares de la atmósfera o el espacio
IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
Sistema experimental I
Simulación de hielos astrofísicos
GENERACIÓN DE AEROSOLESTubo de flujo, presiones de 0.1 a 1 atmósfera
Temperatura de – 50 ºC a temperatura ambiente
Sistema experimental II
CARACTERIZACIÓN:
ESPECTROSCOPÍA INFRARROJATRANSMISIÓN
ESPECTROMETRÍA DE MASAS
Contador de partículas,y medidor de RH
Simular condiciones similares a la atmósfera
¡¡Primeras pruebas exitosas!!
IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
EJEMPLOS
IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
• CO2 atrapado en hielo de agua.
• Ión NH4+ oculto en hielo de agua.
• Huellas de la glicina en entornos helados.
Hielos cometarios: CO2 atrapado en H2O
0.0
0.1
0.2
0.3
0.4
2340.9 cm-1
2344.3 cm-1
80 K 105 K
co-deposited
Sequential
0.0
0.2
0.4
80 K 105 K
2340.2 cm-1
2343.1 cm-1
2420 2400 2380 2360 2340 2320 2300
0.0
0.2
2344.5 cm-1
CO2 puro
Wavenumber (cm-1)
Abs
orba
nce
νν331212COCO22
Si
Si
IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
T= 80 K
Hielos con iones NH4+, HCOO- y H2O
Sistema de generación“hyperquenching ”:
Congelamiento súbito de agregados líquidos de una
disolución de NH4Cl o NH4COOH.
Observación SWS, ISOEspectro de flujo de mantos de hielos sobre granos de polvo en la línea de visión hacia W33A
6.85
μm
NH4+ ?
IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
H2O/sal ~ 100/7soluciónacuosa
H2O/sal ~ 100/7
Hyperquenching
Hielos con iones NH4+, HCOO- y H2O
IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
cm-1
cm-1
2000 1800 1600 1400 1200
0.0
0.2
0.4
0.6
NH4+
HCOO-
abso
rban
cia
abso
rban
cia
2000 1800 1600 1400 1200
0.10
0.15
0.20
Hielo14K
líquido HCOO-
H2O
ApJL, 703, L178, 2009B. Maté, O. Gálvez,V.J. Herrero, D. Fernández-Torre, M.A. Moreno, and R. Escribano
Disolución de :
NaCOOHNH4COOHNH4Cl
no se ve
Glicina en hielos de H2O, CO2 o CH4.
IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
Horno de evaporación de glicina
Ayuda a la identificación de moléculas orgánicas en el espacio
0.00
0.02
0.00
0.02
0.00
0.02
2000 1500 1000
0.00
0.02
*
*
*b)
abso
rban
ce
c)
a)
Wavenumber (cm-1)
d)
Glicina Pura
0.5% Glicina:H 2O
0.5% Glicina:CO 2
0.5% Glicina:CH 4
T=25 K
PCCP, 13 12268, 2011.Belén Maté, Yamilet Rodriguez-Lazcano, Óscar Gálvez, Isabel Tanarro and Rafael Escribano.
IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
El espectro IR de la glicina varía mucho con el entorno
Cálculo del cristal de Glicina
Determinación teórica de intensidad de absorción absorción infrarroja. Cuantificación de la cantidad de glicina en los espectros
3500 3000 2500 2000 1500 1000
0
20
40
60
Arb
itrar
y U
nits
Wavenumber (cm-1)
experimental
calculated
IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
PLASMASde interés atmosférico y
astrofísico
IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
VII Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
102 103 104 105 106 107 108 109
10-2 10-1 100 101 102 103 104 1051010
1015
1020
1025
1030
1010
1015
1020
1025
1030
Ne
( m
- 3 )
Ee (eV)
Te (K)
Fusionplasma edge
Glow
PLASMAS
Lightning
Solar core
Fusionreactor core
Aurora
Flame
Laser
focus
Arc
Conductor Solids
Interplanetaryspace
Solar
corona
Solar
photosphere
Plasma
Nebula
PLASMAS
FRIOS
• Neutralización• Desexcitación (Emisión de luz de todos los plasmas) • Recombinación: Reacciones Homogéneas y Heterogéneas• Efectos en Pared ⇒Recubrimientos, “Sputtering” & “Etching
Procesos F ísico -Químicos en Plasmas Fríos
•Ionización AB + e– → AB+ + 2e–
•Excitación AB + e– → AB* + e–
•Disociación AB + e– → A + B + e–
Gran número de especies y procesos involucradosNumerosas líneas de investigación básica y tecnológica
PRIMARIOS
SECUNDARIOS
IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
Laboratorio de Plasmas Fríos. Instituto de Estructura de la Materia. CSIChttp://www.iem.cfmac.csic.es/departamentos/fismol/fmap/plasmas.htm
IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
http://www.iem.cfmac.csic.es/departamentos/fismol/fmap/main.htm
Grupo de Física Molecular de Atmósferas y Plasmas
IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
Gracias por vuestra atención