Estudi experimental de la retenció de volàtils per gel de CO2: rellevància astrofísica


En aquesta tesi s’estudia el gel de CO2, per tal de conèixer la seua capacitat per retenir substàncies volàtils fins i tot, per sobre de la temperatura de sublimació d’aquestes. Per això s’han realitzat diferents experiments en el Laboratori d’Astrofísica Experimental (LAE) en el qual, el grup d’investigació “Caracterizaciones de Interés Astrofísico” (CIA) treballa al campus d’Alcoi de la Universitat Politècnica de València.
Els components bàsics de la configuració experimental utilitzada són: un sistema d’alt buit i baixa temperatura, una microbalança de quars (QCMB), dos làsers i un espectròmetre de masses tipus quadrupol (QMS). L’element principal és una càmera d’alt buit (P menor o igual 10-7 mbar), les condicions de pressió de la qual s’obtenen mitjançant una bomba turbomolecular recolzada per una bomba rotativa (~10-3 mbar).
La primera fase d’un criòstat de cicle tancat de Heli (40 K), connectat tèrmicament a un
escut protector, actua com una criobomba aconseguint una pressió en la càmera per davall dels 10-7 mbar mesurats amb un sensor ITR IoniVac transmiter (amb el 5 % de precisió).
La segona etapa del criòstat és l’anomenat dit fred i arriba a una temperatura de 10 K. Per sota d’aquest, es troba el portamostres sobre el que se situa la QCMB (formada per una superfície plana i òpticament gruixuda d’or), posada en contacte tèrmic amb el dit fred. Per garantir un bon contacte tèrmic s’utilitza indi. La temperatura en la mostra (QCMB) es controla per l'Intelligent Temperatura Controller ITC 503S (Oxford Instruments), utilitzant un diode de SiO2 (Scientific Instruments) situat just darrere de la mostra per a mesurar la temperatura i que ens permet variar-la entre 10 i 300 K amb una precisió de l’1 %. Un altre sensor similar es troba en la part final de la segona etapa del criòstat, amb la finalitat de comprovar el comportament del sistema.
Els gasos purs o les mescles a estudi es preparen en una precàmera en una proporció estimada per les seues pressions parcials mesurades mitjancant un sensor ceràmic Ceravac CTR 90 (Leybold Vacuum) la precisió del qual es de 0,2 %, i, a més, no està influenciat pel tipus de gas. Els gasos entren en la càmera a traves d’una vàlvula d’agulla (Leybold D50968), que regula el flux de gas mentre que el QMS (AccuQuad RGA 100 amb una resolucio de ~0,5 uma) ens permet verificar la proporció de gasos dins la càmera de buit
Els experiments realitzats han consistit fonamentalment en dipòsits de distintes molècules en condicions d’alt buit (? 10-7 mbar) per a evitar contaminació, i de baixa temperatura (T major de 10 K) per a simular condicions astrofísiques. Així, per a estudiar la capacitat del CO2 per a retenir volàtils en la seua estructura, hem realitzat una sèrie d’experiments de desorció tèrmica per al CO2, CH4 i N2 purs i per a mescles binàries CO2:N2 i CO2:CH4, dipositades en una proporció de 95:5. Després del dipòsit la mostra es va escalfar controladament (1 K min-1), registrant la pressió parcial de cada gas amb el QMS i la variació de freqüència amb la QCMB.
Quant a la importància astrofísica del gel de CO2, aquest ha estat detectat en diferents ambients astrofísics tant en el medi interestel·lar (ISM) com en el Sistema Solar (SS):
· ISM: L’existència de CO2 en el gel interestel·lar fou confirmada per les dades obtingudes amb el satèl·lit ISO (Infrared Space Observatory) que va confirmar que, d’una banda, el gel de CO2 està present en la línia d’observació de diferents estreles, i de l’altra, que la seua abundància es alta en comparació amb altres molècules (CO, CH4, N2... ) sent solament superada pel gel d’aigua que es la dominant.
· SS: Els espectres de reflexió IR dels objectes del SS exterior mostren que el gel de CO2 existeix sobre les superfícies sòlides de diversos cossos com, per exemple, en els nuclis cometaris i en planetes i satèl·lits com ara: Tritó; en els satèl·lits d'Urà: Ariel, Umbriel i Titània; en les superfícies gelades dels satèl·lits de Júpiter: Europa, Caliste i Ganímedes; i, sobretot, en la superfície de Mart on es el gel mes abundant i, per tant, és possible que aquesta molècula siga la que marque les temperatures de desorció de volàtils en lloc de l’aigua.
Per aquests motius, està justificada l’elecció d’aquesta molècula per a un estudi experimental les conclusions de la qual puguen aportar una contribució a la comprensió dels mecanismes fisicoquímics que tenen lloc en diferents ambients astrofísics.
Els estudis realitzats per grup del CIA han posat en evidencia que el CO2 és capaç de retenir altres molècules en la seua estructura, que s’injectaran en l’ambient a certes temperatures característiques. En aquesta tesi volem mostrar que aquest comportament, lògicament, s’ha de tindre en compte de la mateixa manera que en el cas de l’aigua, a l’hora d’elaborar els models d’evolució química de diferents ambients astrofísics on el gel de CO2 pot jugar un paper important.
En aquesta tesi presentem els resultats relatius al N2 i al CH4 en una matriu de gel de CO2 i s’exposaran diferents mecanismes que expliquen la presencia de molècules volàtils en superfícies gelades, mitjançant processos de retenció. Aquests resultats poden ajudar a explicar la presencia de certes molècules volàtils en alguns escenaris astrofísics gelats mitjançant mecanismes de retenció relacionats amb l’estructura del gel de CO2. Aquests volàtils i hipervolàtils (la diferenciació depén del conjunt de molècules considerades, en nostre cas el N2 i CH4 serien hipervolàtils) estarien presents fins i tot, després de produir-se fenòmens com impactes, en els que s’assoleixen temperatures més altes que la temperatura de sublimació característica d’aquests volàtils.
Quan aquests hipervolàtils estan atrapats, sublimen principalment a tres temperatures diferents al voltant de 50, 75 i 90 K. Aquestes temperatures corresponen a l’inici de la cristal·lització, a la compactació final i a la sublimació del gel de CO2 respectivament.
A més, en aquesta tesi, s’indiquen les possibles aplicacions astrofísiques dels resultats obtinguts, parant atenció en els successos tipus destructiu (catastrophic disruptions) i particularitzant-los per al cas del cometa 9P/Tempel 1 i la misio Deep Impact. A la llum d’aquests resultats, es proposa dues distribucions diferents per al gel que existeix en les capes externes del cometa 9P/Tempel 1. En la primera, no apareix cap substancia hipervolàtils just baix de la superfície. Mentre que en la segona es tindria un enriquiment progressiu d’hipervolàtils segons ens endinsem en el cometa, tot i que la part externa podria contenir una petita fracció d’hipervolàtils.
El fet de que el gel de CO2 conserve molècules volàtils atrapades en la seua estructura, pot ser important per als models d’evolució química si aquestes desenvolupen un paper important en els mateixos.