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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)
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HIELOS y agregadosde interés atmosférico y
astrofísico
IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
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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
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Hielos y aerosoles atmosféricos
IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
¿Qué queremos estudiar y por qué?
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IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
Hielos de HNO3-H2SO4-H2O
Nubes estratosféricas polares (PSC)
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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)
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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.
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Química de los halógenos en la atmósfera marina y polar
IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
Aerosoles atmosféricos
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Hielos astrofísicos
IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
¿Qué queremos estudiar y por qué?
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• 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).
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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
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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
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IX Curso de Iniciación a la Investigación en Estructura de la Materia
Sistema experimental I
Simulación de hielos astrofísicos
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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.
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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
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T= 80 K
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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
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
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Glicina en hielos de H2O, CO2 o CH4.
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Horno de evaporación de glicina
Ayuda a la identificación de moléculas orgánicas en el espacio
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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
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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
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PLASMASde interés atmosférico y
astrofísico
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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
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• 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
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Laboratorio de Plasmas Fríos. Instituto de Estructura de la Materia. CSIChttp://www.iem.cfmac.csic.es/departamentos/fismol/fmap/plasmas.htm
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http://www.iem.cfmac.csic.es/departamentos/fismol/fmap/main.htm
Grupo de Física Molecular de Atmósferas y Plasmas
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Gracias por vuestra atención