Interstellar dust analoguesstructure, survivability and physical processes

Resumen

En la presente memoria se recogen los resultados obtenidos en el estudio de la estructura de análogos de polvo cósmico, de su supervivencia en entornos astrofísicos, y sobre los procesos que pueden tener lugar en su superficie. Dicho trabajo se ha llevado a cabo en el Instituto de Estructura de la Materia, del Consejo Superior de Investigaciones Científicas, en Madrid. Asimismo, se incluyen las colaboraciones llevadas a cabo en sendas estancias de investigación en la Universidad Autónoma de Barcelona y la Universidad de Stuttgart, en Alemania. El principal objetivo de la tesis es establecer relaciones entre la estructura microscópica o atomística de análogos de polvo cósmico con una serie de propiedades quimico-físicas de interés astrofísico. En primer lugar, se ha estudiado la relación entre la estructura de diferentes arquetipos de carbono amorfo hidrogenado (HAC) y sus propiedades espectroscópicas en el infrarrojo, por métodos teóricos y experimentales. En segundo lugar, se han determinado experimentalmente los tiempos de vida de los enlaces carbono-hidrógeno de los mencionados análogos en entornos astrofísicos como las nubes moleculares densas, mediante el procesado con electrones de muestras de HAC. Finalmente, y usando silicatos como análogos de polvo cósmico, se han estudiado rutas de síntesis de agua en entornos astrofísicos. Metodología Para la consecución de los objetivos presentados en la pasada sección se ha utilizado una combinación de simulaciones experimentales (empleando un reactor de plasma para la generación de los análogos y una cámara criogénica de alto vacío para su estudio espectroscópico) y computacionales (empleando diversos códigos comerciales para el estudio de sistemas en fase sólida, así como códigos propios). Resultados y Conclusiones Hemos obtenido experimentalmente los espectros infrarrojos de absorción de dos análogos de polvo cósmico, usando dos condiciones diferentes de depósito en el reactor de plasma, una más energética y otra mas suave. Además, se ha determinado computacionalmente el espectro de absorción y emisión infrarroja de arquetipos aromáticos y alifáticos de HAC, tratando de reproducir los espectros experimentales obtenidos inicialmente. Combinando estos esfuerzos hemos acotado los valores extremos de densidad en estos análogos. Usando las densidades más estables se han comparado resultados teóricos y experimentales, lo que ha permitido concluir que es muy dificil estimar el contenido grafítico de un material carbonáceo mediante espectroscopía infrarroja. Con relación a las curvas de emisión, se ha determinado que la densidad modula la presencia de diferentes bandas en el espectro, dando una explicación coherente a la riqueza espectral en el rango entre 20 y 10 μm, región en la que se encuentran las llamadas "bandas de emisión no identificadas" (UIE o UIB por sus siglas en inglés). Del procesado electrónico de estos análogos se han extraido curvas de decaimiento de la banda de tensión CH a dos temperaturas, evidenciando la independencia de este factor en la destrucción de los enlaces carbono e hidrógeno. Mediante un modelo cinético y usando parámetros obtenidos de simulaciones de trayectorias de electrones en sólidos, se han determinado los tiempos de vida y las velocidades de destrucción de estos análogos en el medio interestelar denso y difuso. El uso de los datos experimentales en estos modelos tiende un puente entre los resultados de laboratorio y las observaciones astrofísicas. Simulando el efecto de los rayos cósmicos mediante electrones se ha podido concluir que estos no son suficientes para explicar la completa destrucción de la banda de tensión C-H, en acuerdo con otros resultados de la bibliografía. Se requieren más datos para determinar mecanismos paralelos, dado que la banda desaparece completamente en el medio interestelar denso. Finalmente, con relación a la química en superficie en análogos de polvo, se han determinado las constantes de velocidad para la formación de agua sobre forsterita, un silicato con presencia en el medio interestelar. El mecanismo simulado es la adición de hidrógeno a un oxigeno adsorbido a dicha superficie, simulando un mecanismo Langmuir-Hinshelwood con la sucesiva adición de un primer átomo de hidrógeno para formar el radical hidroxilo y la posterior adición de un segundo hidrógeno, concluyendo la molécula de agua. Del estudio cinético derivado de estas simulaciones se concluye que la reacción no puede explicarse unicamente en términos clásicos, pues se requiere de correcciones de efecto túnel cuántico como condición necesaria para obtener constantes de velocidad que transcurran en lapsos de tiempo razonables desde el punto de vista astronómico. Una vez incluidas estas correcciones, se concluye que las reacciones son viables y contribuyen de forma relevante a la formación de agua tanto en fase sólida como gas en entornos astrofísicos.