WikiDer > Аморфный лед

Amorphous ice

Аморфный лед (некристаллический или «стекловидный» лед) представляет собой аморфное твердое тело форма воды. Общие лед представляет собой кристаллический материал, в котором молекулы регулярно расположены в гексагональной решетке, в то время как аморфный лед не имеет дальнего порядка в его молекулярном расположении. Аморфный лед производится либо быстрое охлаждение жидкой воды (поэтому молекулы не успевают образовать кристаллическая решетка), или путем сжатия обычного льда при низких температурах.

Хотя почти вся вода на льду Земля знакомый кристаллический лед ячасаморфный лед преобладает в глубинах межзвездная среда, что делает эту структуру, вероятно, наиболее распространенной для H2О в вселенная в целом.[1]

Так же, как есть много разных кристаллический формы льда (в настоящее время известно 17+), существуют также различные формы аморфного льда, в основном отличающиеся плотности.

Формирование

Производство аморфного льда зависит от высокой скорости охлаждения. Жидкую воду необходимо охладить до температура стеклования (около 136 K или −137 ° C) за миллисекунды, чтобы предотвратить самопроизвольное зарождение кристаллов. Это аналогично производству мороженое из разнородных ингредиентов, которые также необходимо быстро заморозить, чтобы предотвратить рост кристаллов в смеси.

Давление - еще один важный фактор в образовании аморфного льда, и изменения давления могут вызвать превращение одной формы в другую.

Криопротекторы можно добавлять в воду для снижения температуры замерзания (например, антифриз) и увеличивают вязкость, что препятствует образованию кристаллов. Витрификация без добавления криопротекторов может быть достигнуто очень быстрое охлаждение. Эти методы используются в биологии для криоконсервация клеток и тканей.

Формы

Аморфный лед низкой плотности

Аморфный лед низкой плотности, также называется LDA, аморфный водяной лед, осажденный из пара или аморфная твердая вода (ASW) обычно образуется в лаборатории путем медленного накопления молекул водяного пара (физическое осаждение из паровой фазы) на очень гладкую металл поверхность кристалла до 120 К. В космическое пространство ожидается, что он будет сформирован аналогичным образом на различных холодных подложках, таких как частицы пыли.[2]

Температура плавления выше температуры стеклования (Tг) от 120 до 140 К, LDA больше вязкий чем обычная вода. Недавние исследования показали, что вязкая жидкость остается в этой альтернативной форме жидкой воды примерно до температуры между 140 и 210 К, температурного диапазона, в котором также есть лед.c.[3][4][5] LDA имеет плотность 0,94 г / см.3, менее плотная, чем самая плотная вода (1,00 г / см3 при 277 К), но плотнее обычного льда (лед ячас).

Напротив, сверхзатушенная стеклянная вода (HGW) образуется путем распыления мелкодисперсного тумана из капель воды в жидкость, такую ​​как пропан, около 80 K, или путем сверхзатушения мелких частиц. микрометр-размерные капли на держателе образца хранятся жидкий азот температура 77 К в вакууме. Скорость охлаждения выше 104 К / с необходимы для предотвращения кристаллизации капель. При температуре жидкого азота 77 K HGW кинетически стабильны и могут храниться в течение многих лет.

Аморфный лед высокой плотности

Аморфный лед высокой плотности (HDA) может быть образован сжатием льда Iчас при температурах ниже ~ 140 К. При 77 К HDA образуется из обычного природного льда при давлении около 1,6 ГПа.[6] и от LDA около 0,5 ГПа[7] (примерно 5000 атм). При этой температуре его можно восстановить до атмосферного давления и хранить неопределенно долго. В этих условиях (атмосферное давление и 77 К) HDA имеет плотность 1,17 г / см3.3.[6]

Питер Дженнискенс и Дэвид Ф. Блейк продемонстрировали в 1994 году, что форма аморфного льда высокой плотности также создается во время осаждения паров воды на низкотемпературных (<30 К) поверхностях, таких как межзвездные зерна. Молекулы воды не полностью выравниваются, чтобы создать структуру открытой клетки из аморфного льда низкой плотности. Многие молекулы воды оказываются на интерстициальных позициях. При нагревании выше 30 К структура выравнивается и переходит в форму с низкой плотностью.[3][8]

Аморфный лед очень высокой плотности

Аморфный лед очень высокой плотности (VHDA) был обнаружен в 1996 году Осаму Мисимой, который заметил, что HDA становится более плотным при нагревании до 160 К при давлении от 1 до 2 ГПа и имеет плотность 1,26 г / см.3 при атмосферном давлении и температуре 77 К.[9] Совсем недавно было высказано предположение, что этот более плотный аморфный лед был третьей аморфной формой воды, отличной от HDA, и был назван VHDA.[10]

Аморфный лед в Солнечной системе

Свойства

Обычно аморфный лед может образовываться ниже ~ 130 К.[11] При такой температуре молекулы воды не могут образовывать кристаллическую структуру, обычно встречающуюся на Земле. Аморфный лед может также образовываться в самой холодной области атмосферы Земли, в летней полярной мезосфере, где серебристые облака существует.[12] Эти низкие температуры легко достигаются в астрофизических средах, таких как молекулярные облака, околозвездные диски и поверхности объектов во внешней Солнечной системе. В лаборатории аморфный лед превращается в кристаллический, если он нагревается выше 130 К, хотя точная температура этого преобразования зависит от окружающей среды и условий роста льда.[13] Реакция необратима и экзотермична, с выделением 1,26–1,6 кДж / моль.[13]

Дополнительным фактором, определяющим структуру водяного льда, является скорость осаждения. Даже если он достаточно холодный, чтобы образовался аморфный лед, кристаллический лед будет образовываться, если поток водяного пара на подложку будет меньше критического потока, зависящего от температуры.[14] Этот эффект важно учитывать в астрофизической среде, где поток воды может быть низким. И наоборот, аморфный лед может образовываться при температурах выше, чем ожидалось, если поток воды высокий, например, при внезапном замораживании, связанном с криовулканизм.

При температурах ниже 77 К облучение ультрафиолетовыми фотонами, а также электронами и ионами высоких энергий может повредить структуру кристаллического льда, превратив его в аморфный лед.[15][16] Аморфный лед, по-видимому, не подвергается значительному воздействию излучения при температурах ниже 110 К, хотя некоторые эксперименты показывают, что излучение может снизить температуру, при которой аморфный лед начинает кристаллизоваться.[16]

Обнаружение

Аморфный лед можно отделить от кристаллического льда на основе его ближний инфракрасный и инфракрасный спектр. На длинах волн ближнего ИК-диапазона характеристики 1.65, 3.1 и 4.53мкм Линии поглощения воды зависят от температуры льда и порядка кристаллов.[17] Пиковая сила полосы 1,65 мкм, а также структура полосы 3,1 мкм особенно полезны для определения кристалличности водяного льда.[18][19]

В более длинных инфракрасных длинах волн аморфный и кристаллический лед имеют характерно разные полосы поглощения при 44 и 62 мкм, так как кристаллический лед имеет значительное поглощение на 62 мкм, а аморфный лед - нет.[16] Кроме того, эти полосы можно использовать в качестве индикатора температуры при очень низких температурах, когда другие индикаторы (например, полосы 3,1 и 12 мкм) не работают.[20] Это полезно для изучения льда в межзвездной среде и околозвездных дисках. Однако наблюдение за этими особенностями затруднено, потому что атмосфера непрозрачна на этих длинах волн, что требует использования космических инфракрасных обсерваторий.

Молекулярные облака, околозвездные диски и изначальная солнечная туманность

Молекулярные облака имеют чрезвычайно низкие температуры (~ 10 К), вполне укладываясь в режим аморфного льда. Наличие аморфного льда в молекулярных облаках подтверждено наблюдениями.[21] Когда молекулярные облака коллапсируют, образуя звезды, температура возникающих околозвездный диск не ожидается, что температура поднимется выше 120 К, что указывает на то, что большая часть льда должна оставаться в аморфном состоянии.[14] Однако, если температура поднимается достаточно высоко, чтобы сублимировать лед, он может повторно конденсироваться в кристаллическую форму, поскольку скорость потока воды настолько мала. Ожидается, что это будет иметь место в околозвездном диске IRAS 09371 + 1212, где наблюдались признаки кристаллизованного льда, несмотря на низкую температуру 30–70 К.[22]

Для первичной солнечной туманности существует большая неопределенность относительно кристалличности водяного льда во время фаз формирования околозвездного диска и планет. Если первоначальный аморфный лед пережил коллапс молекулярного облака, то он должен был сохраниться на гелиоцентрических расстояниях за пределами орбиты Сатурна (~ 12 а.е.).[14]

Кометы

Свидетельство наличия аморфного льда в кометах обнаруживается в высоких уровнях активности, наблюдаемых в долгопериодических кометах, кометах семейства Кентавр и Юпитер на гелиоцентрических расстояниях, превышающих ~ 6 а.е.[23] Эти объекты слишком холодные, чтобы сублимация водяного льда, который приближает кометную активность ближе к Солнцу, не оказала большого влияния. Термодинамические модели показывают, что температура поверхности этих комет близка к температуре перехода аморфный / кристаллический лед в ~ 130 K, что подтверждает вероятный источник активности.[24] Безудержная кристаллизация аморфного льда может производить энергию, необходимую для выработки энергии вспышек, подобных тем, которые наблюдались у кометы Кентавра. 29P / Schwassmann – Wachmann 1.[25][26]

Объекты пояса Койпера

При температурах радиационного равновесия 40–50 К[27] ожидается, что объекты в поясе Койпера будут иметь аморфный водяной лед. Хотя водяной лед наблюдался на нескольких объектах,[28][29] крайняя слабость этих предметов затрудняет определение структуры льда. Признаки кристаллического водяного льда наблюдались на 50000 Quaoarвозможно, из-за событий, связанных с восстановлением поверхности, таких как удары или криовулканизм.[30]

Ледяные луны

Спектрометр ближнего инфракрасного диапазона (NIMS) на космическом корабле НАСА Galileo спектроскопически картировал поверхность льда спутников Юпитера. Европа, Ганимед, и Каллисто. Температуры этих лун находятся в диапазоне 90–160 К,[31] достаточно теплый, чтобы ожидать кристаллизации аморфного льда в относительно короткие сроки. Однако было обнаружено, что Европа имеет в основном аморфный лед, Ганимед имеет как аморфный, так и кристаллический лед, а Каллисто в основном кристаллический.[32] Считается, что это результат конкурирующих сил: термическая кристаллизация аморфного льда по сравнению с превращением кристаллического льда в аморфный поток заряженных частиц с Юпитера. Ближе к Юпитеру, чем другие три луны, Европа получает самый высокий уровень радиации и, следовательно, благодаря облучению имеет самый аморфный лед. Каллисто находится дальше всего от Юпитера, получает наименьший поток радиации и поэтому сохраняет свой кристаллический лед. Ганимед, который находится между ними, показывает аморфный лед в высоких широтах и ​​кристаллический лед в более низких широтах. Считается, что это результат внутреннего магнитного поля Луны, которое направляет заряженные частицы в более высокие широты и защищает более низкие широты от излучения.[32]

Поверхность льда спутника Сатурна Энцелад была нанесена на карту с помощью спектрометра визуального и инфракрасного картирования (VIMS) космического зонда NASA / ESA / ASI Cassini. Зонд обнаружил как кристаллический, так и аморфный лед с более высокой степенью кристалличности в трещинах «тигровая полоса» на поверхности и более аморфным льдом между этими областями.[17] Кристаллический лед возле полос тигра можно объяснить более высокими температурами, вызванными геологической активностью, которая предположительно является причиной трещин. Аморфный лед можно объяснить мгновенным замерзанием в результате криовулканизма, быстрой конденсацией молекул из водных гейзеров или облучением высокоэнергетических частиц Сатурна.[17]

Полярная мезосфера Земли

Ледяные облака образуются на высоких широтах Земли (~ 90 км) и ниже, где температура, по наблюдениям, опускается ниже 100 К.[33] Было высказано предположение, что гомогенное зарождение частиц льда приводит к образованию аморфного льда низкой плотности.[34] Аморфный лед, вероятно, приурочен к самым холодным частям облаков, а сложение неупорядоченного льда, как полагают, преобладает в других местах этих облаков. полярные мезосферные облака.[35]

Использует

Аморфный лед используется в некоторых научных экспериментах, особенно в криоэлектронная микроскопия биомолекул.[36] Отдельные молекулы могут быть сохранены для визуализации в состоянии, близком к тому, что они находятся в жидкой воде.

Смотрите также

использованная литература

  1. ^ Дебеннетти, Пабло Дж. Х. Юджин Стэнли (2003). «Переохлажденная и стеклянная вода» (PDF). Физика сегодня. 56 (6): 40–46. Bibcode:2003ФТ .... 56ф..40Д. Дои:10.1063/1.1595053. Получено 19 сентября 2012.
  2. ^ Великов, В .; Борик, S; Энджелл, К. А. (2001). «Оценка температуры перехода жидкое стекло в стекло на основе экспериментов с гиперзакаленной стекловидной водой». Наука. 294 (5550): 2335–8. Bibcode:2001Sci ... 294.2335V. Дои:10.1126 / science.1061757. PMID 11743196.
  3. ^ а б Jenniskens P .; Блейк Д. Ф. (1994). «Структурные переходы в аморфном водяном льду и астрофизические последствия». Наука. 265 (5173): 753–6. Bibcode:1994Sci ... 265..753J. Дои:10.1126 / science.11539186. PMID 11539186.
  4. ^ Jenniskens P .; Блейк Д. Ф. (1996). «Кристаллизация аморфного водяного льда в Солнечной системе». Астрофизический журнал. 473 (2): 1104–13. Bibcode:1996ApJ ... 473.1104J. Дои:10.1086/178220. PMID 11539415.
  5. ^ Jenniskens P .; Banham S. F .; Blake D. F .; Маккустра М. Р. (июль 1997 г.). «Жидкая вода в области кубического кристаллического льда Ic». Журнал химической физики. 107 (4): 1232–41. Bibcode:1997JChPh.107.1232J. Дои:10.1063/1.474468. PMID 11542399.
  6. ^ а б Mishima O .; Calvert L.D .; Уолли Э. (1984). "'Плавление льда I при 77 К и 10 кбар: новый метод получения аморфных твердых тел ». Природа. 310 (5976): 393–395. Bibcode:1984Натура.310..393М. Дои:10.1038 / 310393a0.
  7. ^ Mishima, O .; Calvert, L.D .; Уолли, Э. (1985). «Очевидно, переход 1-го рода между двумя аморфными фазами льда, вызванный давлением». Природа. 314 (6006): 76–78. Bibcode:1985Натура.314 ... 76М. Дои:10.1038 / 314076a0.
  8. ^ Jenniskens P .; Blake D. F .; Уилсон М. А .; Похорилл А. (1995). «Аморфный лёд высокой плотности, иней на межзвездных зернах». Астрофизический журнал. 455: 389. Bibcode:1995ApJ ... 455..389J. Дои:10.1086/176585. HDL:2060/19980018148.
  9. ^ О. Мисима (1996). «Взаимосвязь таяния и аморфизации льда». Природа. 384 (6609): 546–549. Bibcode:1996Натура.384..546М. Дои:10.1038 / 384546a0.
  10. ^ Лортинг, Томас; Зальцманн, Кристоф; Коль, Ингрид; Майер, Эрвин; Халльбрукер, Андреас (2001). «Второе отчетливое структурное« состояние »аморфного льда высокой плотности при 77 К и давлении 1 бар». Физическая химия Химическая физика. 3 (24): 5355–5357. Bibcode:2001PCCP .... 3.5355L. Дои:10.1039 / b108676f. S2CID 59485355.
  11. ^ Секи, Дж .; Хасегава, Х. (1983). «Неоднородная конденсация межзвездных ледяных зерен». Астрофизика и космическая наука. 94 (1): 177–189. Bibcode:1983Ap & SS..94..177S. Дои:10.1007 / BF00651770.
  12. ^ Мюррей, Б. Дж .; Дженсен, Э. Дж. (2010). «Гомогенное зарождение аморфных твердых частиц воды в верхней мезосфере». J. Atm. Sol-Terr. Phys. 72 (1): 51–61. Bibcode:2010JASTP..72 ... 51M. Дои:10.1016 / j.jastp.2009.10.007.
  13. ^ а б Дженнискенс; Блейк; Коучи (1998). Леды Солнечной системы. Dordrecht Kluwer Academic Publishers. С. 139–155.
  14. ^ а б c Коучи, А., Ямамото, Т., Козаса, Т., Курода, Т., Гринберг, Дж. М. Х. (1994). «Условия конденсации и сохранения аморфного льда и кристалличности астрофизических льдов». Астрономия и астрофизика. 290: 1009. Bibcode:1994А & А ... 290,1009K.CS1 maint: использует параметр авторов (ссылка на сайт)
  15. ^ Коучи, Акира; Курода, Тошио (1990). «Аморфизация кубического льда ультрафиолетовым облучением». Природа. 344 (6262): 134–135. Bibcode:1990Натура.344..134K. Дои:10.1038 / 344134a0.
  16. ^ а б c Мур, Марла Х .; Хадсон, Реджи Л. (1992). «Спектральные исследования в дальнем инфракрасном диапазоне фазовых переходов в водяном льду, вызванные протонным облучением». Астрофизический журнал. 401: 353. Bibcode:1992ApJ ... 401..353M. Дои:10.1086/172065.
  17. ^ а б c Ньюман, Сара Ф .; Buratti, B.J .; Brown, R.H .; Jaumann, R .; Bauer, J .; Момары, Т. (2008). «Фотометрический и спектральный анализ распределения кристаллического и аморфного льда на Энцеладе глазами Кассини» (PDF). Икар. 193 (2): 397–406. Bibcode:2008Icar..193..397N. Дои:10.1016 / j.icarus.2007.04.019. HDL:1721.1/114323.
  18. ^ Grundy, W. M .; Шмитт, Б. (1998). «Температурно-зависимый спектр поглощения в ближней инфракрасной области гексагонального льда <формула> H2O». Журнал геофизических исследований. 103 (E11): 25809. Bibcode:1998JGR ... 10325809G. Дои:10.1029 / 98je00738.
  19. ^ Хаген, В., Тиленс, А.Г.Г.М., Гринберг, Дж. М. (1981). «Инфракрасные спектры твердой аморфной воды и льда от 10 до 140 К». Химическая физика. 56 (3): 367–379. Bibcode:1981CP ..... 56..367H. Дои:10.1016/0301-0104(81)80158-9.CS1 maint: использует параметр авторов (ссылка на сайт)
  20. ^ Smith, R.G .; Робинсон, G .; Hyland, A.R .; Карпентер, Г. Л. (1994). «Молекулярные льды как индикаторы температуры для межзвездной пыли: особенности кристаллической решетки льда H2O с размером 44 и 62 мкм». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 271 (2): 481–489. Bibcode:1994МНРАС.271..481С. Дои:10.1093 / mnras / 271.2.481.
  21. ^ Jenniskens, P .; Блейк, Д. Ф .; Wilson, M. A .; Похорилл, А. (1995). «Аморфный лед высокой плотности, иней на межзвездных зернах». Астрофизический журнал. 401: 389. Bibcode:1995ApJ ... 455..389J. Дои:10.1086/176585. HDL:2060/19980018148.
  22. ^ Омонт, А .; Forveille, T .; Moseley, S.H .; Glaccum, W. J .; Харви, П. М .; Likkel, L .; Loewenstein, R. F .; Лиссе, К. М. (1990). «Наблюдения полос льда 40–70 мкм на IRAS 09371 + 1212 и других звездах». Астрофизический журнал. 355: L27. Bibcode:1990ApJ ... 355L..27O. Дои:10.1086/185730.
  23. ^ Мич, К. Дж .; Pittichová, J .; Бар-Нун, А .; Notesco, G .; Laufer, D .; Hainaut, O.R .; Lowry, S.C .; Йоманс, Д. К .; Питтс, М. (2009). «Активность комет на больших гелиоцентрических расстояниях до перигелия». Икар. 201 (2): 719–739. Bibcode:2009Icar..201..719M. Дои:10.1016 / j.icarus.2008.12.045.
  24. ^ Tancredi, G .; Rickman, H .; Гринберг, Дж. М. (1994). «Термохимия кометных ядер 1: случай семьи Юпитера». Астрономия и астрофизика. 286: 659. Bibcode:1994A & A ... 286..659T.
  25. ^ Гронковский, П. (2007). «Поиск механизма кометных вспышек: сравнение различных теорий». Astronomische Nachrichten. 328 (2): 126–136. Bibcode:2007AN .... 328..126G. Дои:10.1002 / asna.200510657.
  26. ^ Hosek, Matthew W. Jr .; Blaauw, Rhiannon C .; Кук, Уильям Дж .; Саггс, Роберт М. (2013). «Вспышка пыли кометы 29P / Schwassmann-Wachmann 1». Астрономический журнал. 145 (5): 122. Bibcode:2013AJ .... 145..122H. Дои:10.1088/0004-6256/145/5/122.
  27. ^ Джевитт, Дэвид С.; Луу, Джейн X. (2001). «Цвета и спектры объектов пояса Койпера». Астрономический журнал. 122 (4): 2099–2114. arXiv:astro-ph / 0107277. Bibcode:2001AJ .... 122.2099J. Дои:10.1086/323304.
  28. ^ Браун, Роберт Х .; Cruikshank, Dale P .; Пендлтон, Ивонн (1999). "Водяной лед на объекте пояса Койпера 1996 ТО_66". Астрофизический журнал. 519 (1): L101. Bibcode:1999ApJ ... 519L.101B. Дои:10.1086/312098.
  29. ^ Fornasier, S .; Dotto, E .; Barucci, M.A .; Барбьери, К. (2004). «Водяной лед на поверхности большого ТНО 2004 DW». Астрономия и астрофизика. 422 (2): L43. Bibcode:2004A&A ... 422L..43F. Дои:10.1051/0004-6361:20048004.
  30. ^ Джевитт, Дэвид С.; Луу, Джейн (2004). «Кристаллический водяной лед на объекте пояса Койпера (50000) Quaoar». Природа. 432 (7018): 731–3. Bibcode:2004Натура.432..731J. Дои:10.1038 / природа03111. PMID 15592406.
  31. ^ Спенсер, Джон Р .; Тамппари, Лесли К .; Мартин, Терри З .; Трэвис, Ларри Д. (1999). «Температуры на Европе по фотополяриметру-радиометру Галилео: тепловые аномалии в ночное время». Наука. 284 (5419): 1514–1516. Bibcode:1999Научный ... 284.1514S. Дои:10.1126 / наука.284.5419.1514. PMID 10348736.
  32. ^ а б Хансен, Гэри Б .; МакКорд, Томас Б. (2004). «Аморфный и кристаллический лед на спутниках Галилея: баланс между тепловыми и радиолитическими процессами». Журнал геофизических исследований. 109 (E1): E01012. Bibcode:2004JGRE..109.1012H. Дои:10.1029 / 2003JE002149. S2CID 140162310.
  33. ^ Lübken, F.-J .; Lautenbach, J .; Höffner, J .; Рапп, М .; Зеха, М. (март 2009 г.). «Первые непрерывные измерения температуры в полярной мезосфере - летние эхо». Журнал атмосферной и солнечно-земной физики. 71 (3–4): 453–463. Дои:10.1016 / j.jastp.2008.06.001.
  34. ^ Мюррей, Бенджамин Дж .; Дженсен, Эрик Дж. (Январь 2010 г.). «Гомогенное зарождение аморфных твердых частиц воды в верхней мезосфере». Журнал атмосферной и солнечно-земной физики. 72 (1): 51–61. Дои:10.1016 / j.jastp.2009.10.007.
  35. ^ Мюррей, Бенджамин Дж .; Малкин, Тамсин Л .; Зальцманн, Кристоф Г. (май 2015 г.). «Кристаллическая структура льда в условиях мезосферы». Журнал атмосферной и солнечно-земной физики. 127: 78–82. Дои:10.1016 / j.jastp.2014.12.005.
  36. ^ Dubochet, J .; Адриан, М .; Чанг, Дж. Дж; Homo, J. C .; Лепо, J-; McDowall, A.W .; Шульц, П. (1988). «Криоэлектронная микроскопия застеклованных образцов» (PDF). Ежеквартальные обзоры биофизики. 21 (2): 129–228. Дои:10.1017 / S0033583500004297. PMID 3043536.

внешние ссылки