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

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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)

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Técnicas de Investigación

Experimental

Diferentes programas ab initio: (SIESTA, CASTEP, GAUSSIAN, MOLPRO…)

Teórica

Simulación en el laboratoriode los distintos sistemasatmosféricos o astrofísicos.

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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!!

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EJEMPLOS

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• 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+ ?

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H2O/sal ~ 100/7soluciónacuosa

H2O/sal ~ 100/7

Hyperquenching

Hielos con iones NH4+, HCOO- y H2O

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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