“Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica”

En esta tesis se estudia el hielo de CO2, a fin de evaluar su capacidad para retener sustancias volátiles por encima de la temperatura efectiva de sublimación de éstas. Para ello se han realizado distintos experimentos en el Laboratorio de Astrofísica Experimental (LAE), en el que el grupo de investigación Caracterizaciones de Interés Astrofísico (CIA) trabaja en el campus de Alcoi de la Universitat Politècnica de València.
Los componentes básicos de la configuración experimental empleada son: un sistema de alto vacío y de baja temperatura, una microbalanza de cuarzo (QCMB), dos láseres y un espectrómetro de masas tipo cuadrupolo (QMS). El elemento principal es una cámara de alto vacío (P < 10-7 mbar), cuyas condiciones de presión se obtienen mediante una bomba turbomolecular ayudada por una bomba rotativa (~10-3 mbar).

La primera fase de un criostato de ciclo cerrado de He (40 K) conectado térmicamente a un escudo protector actúa como una criobomba consiguiendo una presión en la cámara por debajo de los 10-7 mbar medida con un sensor ITR IoniVac Transmitter (con el 5% de precisión). La segunda etapa del criostato es el llamado dedo frío y es capaz de alcanzar una temperatura de 10 K. Por debajo de éste, se encuentra el portamuestras sobre el que se situa la QCMB (formada por una superficie plana y ópticamente gruesa de oro), puesta en contacto térmico con el dedo frío. Para garantizar un buen contacto térmico se utiliza indio. La temperatura en la muestra (QCMB) se controla mediante el Intelligent Temperature Controller ITC 503S (Oxford Instruments), utilizando un diodo de SiO2 (Scientific Instruments) ubicado justo detrás de la muestra para la medida de la temperatura, que nos permite variarla entre 10 y 300 K con una precisión del 1 %. Otro sensor similar se encuentra en la parte final de la segunda etapa del criostato con el fin de comprobar el comportamiento del sistema.
Los gases puros o las mezclas a estudio se preparan en una precámara en una proporción estimada por sus presiones parciales medidas mediante un sensor cerámico Ceravac CTR 90 (Leybold Vacuum) cuya precisión es de 0,2 %, y que no está influenciado por el tipo de gas. Los gases entran a la cámara a través de una válvula de aguja (Leybold D50968), que regula el flujo de gas mientras que el QMS (AccuQuad RGA 100, con una resolución ~0,5 uma) nos permite verificar la proporción de gases dentro de la cámara de vacío.
Los experimentos realizados han consistido, fundamentalmente, en depósitos de distintas moléculas en condiciones de alto vacío (<10-7 mbar) para evitar contaminación y de baja temperatura (T >10 K) para simular condiciones astrofísicas.
Así, para estudiar la capacidad del CO2 para retener volátiles en su estructura, hemos realizado una serie de experimentos de desorción térmica para el CO2, CH4 y N2 puros y para mezclas binarias CO2:N2 y CO2:CH4, depositadas en una proporción de 95:5.
Después del depósito la muestra se calentó controladamente (1 K min-1), registrándose la presión parcial de cada gas con el QMS y la variación de frecuencia con la QCMB.
En cuanto a la importancia astrofísica del hielo de CO2, éste ha sido detectado en distintos ambientes astrofísicos, tanto en el medio interestelar (ISM) como en el Sistema Solar (SS):
• En el ISM: La existencia de CO2 en el hielo interestelar fue confirmada por los datos obtenidos con el satélite ISO (Infrared Space Observatory) que corroboró que, por una parte, el hielo de CO2 está presente en la línea de observación de distintas estrellas y por otra, que su abundancia es alta en comparación con otras moléculas (CO, CH4, N2…), sólo siendo superada por el hielo de H2O que es la molécula dominante.
• En el SS: Los espectros de reflexión IR de los objetos del SS exterior muestran que el hielo de CO2 existe sobre las superficies sólidas de varios cuerpos en el SS como, por ejemplo, en los núcleos cometarios y en planetas y satélites tales como: Tritón; en los satélites de Urano: Ariel, Umbriel y Titania; en las superficies heladas de los satélites de Júpiter: Europa, Calisto y Ganímedes; y, sobre todo, en la superficie de Marte donde es el hielo más abundante y, por tanto, es posible que esta molécula sea la que marque las temperaturas de desorción de volátiles en lugar del agua.
Por ello, está justificada la elección de esta molécula en esta tesis para un estudio experimental cuyas conclusiones puedan aportar una contribución a la comprensión de los mecanismos físicoquímicos que tienen lugar en ambientes astrofísicos donde esta molécula tenga especial relevancia.
Los estudios realizados por el CIA han puesto en evidencia que el CO2 es capaz de adsorber y retener otras moléculas en su estructura, inyectándolas en el ambiente a ciertas temperaturas características. En esta tesis queremos mostrar que este comportamiento, lógicamente, debe ser tenido en cuenta de la misma manera que en el caso del agua, a la hora de elaborar los modelos de evolución química de distintos ambientes astrofísicos donde el hielo de CO2 puede jugar un rol importante.
En esta tesis se presentan los resultados relativos al N2 y al CH4 en una matriz de hielo de CO2 y se expondrán dos mecanismos que explican la presencia de moléculas volátiles en superficies heladas, mediante procesos de retención. Dichos resultados pueden ayudar a explicar la presencia de ciertas moléculas en algunos escenarios astrofísicos helados mediante mecanismos de retención relacionados con la estructura del hielo de CO2. Estos volátiles e hipervolátiles (la diferenciación depende del conjunto de moléculas consideradas, en nuestro caso el N2 y CH4 serían hipervolátiles) estarían presentes incluso después de producirse fenómenos como impactos, en los que se alcanzan temperaturas más altas que su temperatura de sublimación característica.
Cuando estos hipervolátiles quedan atrapados, subliman principalmente a tres temperaturas distintas en torno a 50, 75 y 90 K . Estas temperaturas corresponden al inicio de la cristalización, a la compactación final y a la sublimación del hielo de CO2 respectivamente.
Además, en esta tesis, se apuntarán las posibles aplicaciones astrofísicas de los resultados obtenidos, centrándose en los sucesos de tipo destructivo (catastrophic disruptions) y particularizándolos para el caso del cometa 9P/Tempel 1 con los resultados de la misión Deep Impact.
A la luz de los resultados obtenidos, se propone dos distribuciones distintas para el hielo existente en las capas externas del cometa 9P/Tempel 1. En la primera, no aparece ninguna sustancia hipervolátil justo debajo de la superficie. Mientras que en la segunda, se tendría un enriquecimiento progresivo de volátiles según nos adentramos en el cometa, aunque la parte externa podría contener una pequeña fracción de hipervolátiles.
El hecho de que el hielo de CO2 conserve moléculas volátiles atrapadas en la estructura, puede ser importante para los modelos de evolución química si éstas desempeñaran un papel importante en el mismo.