Experimentos de coprecipitación NH3-H2O. Todos los experimentos se realizaron sobre un sustrato de oro. Los TPD tienen una pendiente de 0,2K/s. Las líneas sólidas representan la adsorción de NH3 mientras que las líneas discontinuas representan la adsorción de agua. Las líneas del mismo color pertenecen al mismo conjunto de experimentos. Recuadro: TPD de NH3 de una superficie de oro utilizada para calibrar todos los experimentos posteriores. – Ph.SR Astronómico
Las moléculas que contienen N (como N2H+ o NH3) son excelentes trazadores de regiones de alta densidad y baja temperatura, como los núcleos de nubes densas, y pueden arrojar luz sobre las líneas de nieve en los discos protoplanetarios y la evolución química de los cometas.
Sin embargo, existen incertidumbres sobre la química de la superficie del grano de estas moléculas, que podrían desempeñar un papel importante en su formación y evolución. Este estudio explora experimentalmente el comportamiento del NH3 en superficies que imitan granos en condiciones interestelares junto con otros componentes importantes del hielo interestelar (por ejemplo, H2O, CO, CO2).
Realizamos experimentos de coprecipitación utilizando una configuración de vacío ultraalto (UHV) VENUS (VERs des NoUvelles Syntheses) para NH3 junto con otros adsorbentes (aquí, H2O, 13CO y CO2) y realizamos desorción programada por temperatura (TPD) y temperatura- desorción programada durante… Experimentos de absorción de exposición (TP-DED). Obtuvimos la distribución de energía de enlace (BE) de NH3 sobre hielo cristalino (CI) y agua sólida amorfa compacta (c-ASW) analizando los perfiles TPD de NH3 sobre los sustratos.
Observamos un retraso significativo en la adsorción y una disminución en la tasa de adsorción de NH3 cuando se introduce H2O en la mezcla codepositada de NH3-13Co o NH3-CO2, ausente sin H2O. En segundo lugar, el agua atrapa aproximadamente entre el 5 y el 9 por ciento del NH3 coprecipitado, que se libera durante el cambio de fase de agua amorfa a cristalina.
En tercer lugar, para CI, obtuvimos la distribución BE entre 3780K-4080K y el c-ASW entre 3780K-5280K, utilizando un factor preexponencial A = 1,94e15 s-1. Concluimos que el comportamiento del NH3 se ve significativamente afectado por la presencia de H2O debido a la formación de enlaces de hidrógeno, en línea con los cálculos cuánticos. Esta reacción preserva el NH3 en las superficies de los granos a temperaturas más altas, poniéndolo a disposición de la protoestrella central en los discos protoplanetarios. Esto también explica por qué el NH3 se congela tan eficientemente en los núcleos preestelares.
S. Kakkenpara Suresh, F. Dulieu, J. Vitorino, P. Caselli
Temas: Astrofísica de Galaxias (astro-ph.GA); Astrofísica solar y estelar (astro-ph.SR)
Citar como: arXiv:2311.18619 [astro-ph.GA] (O arXiv:2311.18619v1 [astro-ph.GA] para esta versión)
Día de entrega
Quién: Shreya Kakinpara Suresh
[v1] Jueves 30 de noviembre de 2023 a las 15:20:39 UTC (3.856 KB)
https://arxiv.org/abs/2311.18619
astrobiología,
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